В.Б.Баранов, Московский государственный университетим. М.В. Ломоносова
В статье рассматривается проблема сверхзвуковогорасширения солнечной короны (солнечный ветер). Анализируются четыре главныепроблемы: 1) причины истечения плазмы из солнечной короны; 2) однородно литакое истечение; 3) изменение параметров солнечного ветра с удалением от Солнцаи 4) как солнечный ветер истекает в межзвездную среду.
Введение
Прошло почти 40 лет с тех пор, как американский физикЕ. Паркер [1] теоретически предсказал явление, которое получило название«солнечный ветер» и которое через пару лет было подтвержденоэкспериментально группой советского ученого К. Грингауза при помощи приборов,установленных на космических аппаратах «Луна-2» и «Луна-3».Солнечный ветер представляет собой поток полностью ионизованной водородной плазмы,то есть газа, состоящего из электронов и протонов примерно одинаковой плотности(условие квазинейтральности), который с большой сверхзвуковой скоростьюдвижется от Солнца. На орбите Земли (на одной астрономической единице (а.е.) отСолнца) скорость VE этого потока равна примерно 400-500 км/с, концентрацияпротонов (или электронов) ne = 10-20 частиц в кубическом сантиметре, а ихтемпература Te равна примерно 100 000 К (температура электронов нескольковыше).
Кроме электронов и протонов в межпланетномпространстве были обнаружены альфа-частицы (порядка нескольких процентов),небольшое количество более тяжелых частиц, а также магнитное поле, средняявеличина индукции которого оказалась на орбите Земли порядка нескольких гамм (1/>= 10- 5 Гс).
Немного истории, связанной с теоретическимпредсказанием солнечного ветра
В течение не столь уж длительной истории теоретическойастрофизики считалось, что все атмосферы звезд находятся в гидростатическомравновесии, то есть в состоянии, когда сила гравитационного притяжения звездыуравновешивается силой, связанной с градиентом давления в ее атмосфере (сизменением давления на единицу расстояния r от центра звезды). Математическиэто равновесие выражается в виде обыкновенного дифференциального уравнения
/>/> (1)
где G — гравитационная постоянная, M* — масса звезды,р — давление атмосферного газа, /> — его массоваяплотность. Если распределение температуры T в атмосфере задано, то из уравненияравновесия (1) и уравнения состояния для идеального газа
/>/> (2)
где R — газовая постоянная, легко получается такназываемая барометрическая формула, которая в частном случае постояннойтемпературы Т будет иметь вид
/>/> (3)
В формуле (3) величина p0 представляет собой давлениеу основания атмосферы звезды (при r = r0). Из этой формулы видно, что при r />, то есть на очень больших расстояниях от звездыдавление p стремится к конечному пределу, который зависит от значения давленияp0.
Поскольку считалось, что солнечная атмосфера, так жекак и атмосферы других звезд, находится в состоянии гидростатическогоравновесия, то ее состояние определялось формулами, аналогичными формулам (1),(2), (3). Учитывая необычное и до конца еще непонятое явление резкоговозрастания температуры примерно от 10 000 градусов на поверхности Солнца до 1000 000 градусов в солнечной короне, Чепмен (см., например, [2] ) развил теориюстатической солнечной короны, которая должна была плавно переходить вмежзвездную среду, окружающую Солнечную систему.
Однако в своей пионерской работе [1] Паркер обратилвнимание на то, что давление на бесконечности, получаемое из формулы типа (3)для статической солнечной короны, оказывается почти на порядок величины большезначения давления, которое оценивалось для межзвездного газа на основенаблюдений. Чтобы устранить это расхождение, Паркер предположил, что солнечнаякорона не находится в состоянии статического равновесия, а непрерывнорасширяется в окружающую Солнце межпланетную среду. При этом вместо уравненияравновесия (1) он предложил использовать гидродинамическое уравнение движениявида
/>/> (4)
где в системе координат, связанной с Солнцем, величинаV представляет собой радиальную скорость движения плазмы. Под />подразумеваетсямасса Солнца.
При заданном распределении температуры Т системауравнений (2) и (4) имеет решения типа представленных на рис. 1. На этомрисунке через a обозначена скорость звука, а r* — расстояние от началакоординат, на котором скорость газа равна скорости звука (V = a). Очевидно, чтотолько кривые 1 и 2 на рис. 1 имеют физический смысл для проблемы истечениягаза из Солнца, поскольку кривые 3 и 4 имеют неединственные значения скорости вкаждой точке, а кривые 5 и 6 соответствуют очень большим скоростям в солнечнойатмосфере, что не наблюдается в телескопы. Паркер проанализировал условия, прикоторых в природе осуществляется решение, соответствующее кривой 1. Он показал,что для согласования давления, получаемого из такого решения, с давлением вмежзвездной среде наиболее реален случай перехода газа от дозвукового течения(при r r*), и назвал такое течениесолнечным ветром. Однако это утверждение оспаривалось в работе [3] Чемберленом,который полагал наиболее реальным решение, соответствующее кривой 2,описывающей всюду дозвуковой «солнечный бриз». При этом первыеэксперименты на космических аппаратах (см., например, [4]), обнаружившиесверхзвуковые потоки газа от Солнца, не казались, судя по литературе,Чемберлену достаточно достоверными.
/>
Рис. 1. Возможные решения одномерных уравнений газовой динамики для скорости V течения газа от поверхности Солнца в присутствии силы гравитации. Кривая 1 соответствует решению для солнечного ветра. Здесь a — скорость звука, r — расстояние от Солнца, r* — расстояние, на котором скорость газа равна скорости звука, /> — радиус Солнца.
История экспериментов в космическом пространствеблестяще доказала правильность представлений Паркера о солнечном ветре.Подробный материал о теории солнечного ветра можно найти, например, вмонографии [5].
/>Представленияоб однородном истечении плазмы из солнечной короны
Из одномерных уравнений газовой динамики можнополучить известный результат: при отсутствии массовых силсферически-симметричное течение газа от точечного источника может быть всюдулибо дозвуковым, либо сверхзвуковым. Присутствие в уравнении (4) гравитационнойсилы (правая часть) приводит к тому, что появляются решения типа кривой 1 нарис. 1, то есть с переходом через скорость звука. Проведем аналогию склассическим течением в сопле Лаваля, которое представляет собой основу всехсверхзвуковых реактивных двигателей. Схематически это течение показано на рис.2.
/> Рис. 2. Схема течения в сопле Лаваля: 1 — бак, называемый ресивером, в который с малой скоростью подается очень горячий воздух, 2 — область геометрического поджатия канала с целью ускорения дозвукового потока газа, 3 — область геометрического расширения канала с целью ускорения сверхзвукового потока.
В бак 1, называемый ресивером, с очень маленькойскоростью подается газ, нагретый до очень высокой температуры (внутренняяэнергия газа много больше его кинетической энергии направленного движения).Путем геометрического поджатия канала газ ускоряется в области 2 (дозвуковое течение)до тех пор, пока его скорость не достигнет скорости звука. Для дальнейшего егоускорения необходимо канал расширять (область 3 сверхзвукового течения). Вовсей области течения ускорение газа происходит за счет его адиабатического (безподвода тепла) охлаждения (внутренняя энергия хаотического движения переходит вэнергию направленного движения).
В рассматриваемой проблеме образования солнечноговетра роль ресивера играет солнечная корона, а роль стенок сопла Лаваля — гравитационная сила солнечного притяжения. Согласно теории Паркера, переходчерез скорость звука должен происходить где-то на расстоянии в несколькосолнечных радиусов. Однако анализ получаемых в теории решений показал, чтотемпературы солнечной короны недостаточно, чтобы ее газ мог ускориться досверхзвуковых скоростей, как это имеет место в теории сопла Лаваля. Долженсуществовать какой-то дополнительный источник энергии. Таким источником внастоящее время считается диссипация всегда присутствующих в солнечном ветреволновых движений (иногда их называют плазменной турбулентностью),накладывающихся на среднее течение, а само течение уже не являетсяадиабатическим. Количественный анализ таких процессов еще требует своегоисследования.
Интересно, что наземные телескопы обнаруживают наповерхности Солнца магнитные поля. Средняя величина их магнитной индукции Воценивается в 1 Гс, хотя в отдельных фотосферных образованиях, например впятнах, магнитное поле может быть на порядки величины больше. Поскольку плазмаявляется хорошим проводником электричества, то естественно, что солнечныемагнитные поля взаимодействуют с ее потоками от Солнца. В этом случае чистогазодинамическая теория дает неполное описание рассматриваемого явления.Влияние магнитного поля на течение солнечного ветра можно рассмотреть только врамках науки, которая называется магнитной гидродинамикой. К каким результатамприводят такие рассмотрения? Согласно пионерской в этом направлении работе [6](см. также [5]), магнитное поле приводит к появлению электрических токов j вплазме солнечного ветра, что, в свою очередь, приводит к появлениюпондеромоторной силы j x B, которая направлена в перпендикулярном к радиальномунаправлении. В результате у солнечного ветра появляется тангенциальнаякомпонента скорости. Эта компонента почти на два порядка меньше радиальной,однако она играет существенную роль в выносе из Солнца момента количествадвижения. Предполагают, что последнее обстоятельство может играть существеннуюроль в эволюции не только Солнца, но и других звезд, у которых обнаружен«звездный ветер». В частности, для объяснения резкого уменьшенияугловой скорости звезд позднего спектрального класса часто привлекаетсягипотеза о передаче вращательного момента образующимся вокруг них планетам.Рассмотренный механизм потери углового момента Солнца путем истечения из негоплазмы открывает возможность пересмотра этой гипотезы.
Хотелось бы отметить, что измерения среднегомагнитного поля в районе орбиты Земли показали, что его величина и направлениехорошо описываются формулами
/>/> (5)
полученными из более простых рассмотрений Паркером(см. [6]). В формулах (5), описывающих паркеровскую спираль Архимеда длямежпланетного магнитного поля в плоскости солнечного экватора, почтисовпадающей с плоскостью эклиптики, величины Br, B/> — радиальная иазимутальная компоненты вектора магнитной индукции соответственно, />-угловая скорость вращения Солнца, V — радиальная скорость солнечного ветра,индекс 0 относится к точке солнечной короны, в которой величина магнитного поляизвестна.
Однородно истационарно ли вытекает солнечный ветер с поверхности Солнца?
Рассмотренное в предыдущем разделе представление обистечении плазмы из солнечной короны исходит из предположения о том, чтосолнечная корона является однородной и стационарной, то есть ее температура иплотность не зависят от солнечной широты и долготы и от времени. В этом случае солнечныйветер можно рассматривать как сферически-симметричное (зависящее только отгелиоцентрического расстояния) стационарное течение. До 1990 года всекосмические аппараты летали вблизи плоскости солнечной эклиптики, что непозволяло прямыми методами измерений проверить степень зависимости параметровсолнечного ветра от солнечной широты. Косвенные же наблюдения отклоненияхвостов комет, пролетавших вне плоскости эклиптики, указывали на то, что впервом приближении такой зависимости нет. Однако измерения в плоскостиэклиптики показали, что в межпланетном пространстве могут существовать такназываемые секторные структуры с различными параметрами солнечного ветра иразличным направлением магнитного поля. Такие структуры вращаются вместе сСолнцем и явно указывают на то, что они являются следствием аналогичнойструктуры в солнечной атмосфере, параметры которой зависят от долготы.Качественно четырехсекторная структура показана на рис. 3.
/> Рис. 3. Схематическая картина магнитных силовых линий в солнечном ветре, отображающая возможную четырехсекторную структуру.
Вывод же о независимости солнечного ветра по широте наосновании кометных наблюдений не был достаточно надежным из-за сложностей ихинтерпретации, а наблюдения солнечной короны показывали, что она неоднородна ипо широте и по долготе, а также подвержена сильным временным изменениям, связаннымкак с 11-летним циклом солнечной активности, так и с различными нестационарнымипроцессами с более коротким временным интервалом (например, со вспышками наСолнце).
Ситуация резко изменилась с запуском Европейскимкосмическим агентством в октябре 1990 года космического аппарата«Улисс», основной целью которого является исследование межпланетнойплазмы вне плоскости солнечной эклиптики. Эти исследования начались в феврале1992 года, когда, используя гравитационное поле Юпитера, аппарат вышел изэклиптической плоскости и направился сначала к областям межпланетной плазмы состороны южного полюса Солнца (измерения в этих областях продолжались с мая посентябрь 1994 года), а затем к областям со стороны северного полюса (здесьизмерения проводились с мая по сентябрь 1995 года). Большинство полученныхрезультатов сейчас тщательно анализируются, но уже можно сделать некоторыевыводы о зависимости параметров солнечного ветра от солнечной широты (большоечисло научных сообщений по этим проблемам помещено в американском журнале«Science», 1995, volume 268, May 19).
В частности, оказалось, что скорость солнечного ветравозрастает, а плотность уменьшается с гелиографической широтой. Измеренная,например, на аппарате «Улисс» скорость солнечного ветра изменилась от450 км/с в плоскости эклиптики примерно до 700 км/с на — 75њ солнечной широты.Надо, однако, отметить, что степень различия параметров солнечного ветра вплоскости эклиптики и вне ее зависит от цикла солнечной активности.
Вспышки на Солнце и разные скорости истечения плазмыиз разных областей его поверхности приводят к тому, что в межпланетномпространстве образуются межпланетные ударные волны, которые характеризуютсярезким скачком скорости, плотности и температуры. Качественно механизм ихобразования показан на рис. 4.
/>
Рис. 4. А — качественная картина структуры течения, возникающего от воздействия на спокойный солнечный ветер высокоскоростного потока плазмы от Солнца, образовавшегося во время вспышки. Тангенциальный разрыв отделяет солнечный ветер, возмущенный внешней ударной волной, от вспышечной плазмы, возмущенной внутренней ударной волной. Б — качественная картина структуры течения, возникающего в солнечном ветре в том случае, когда более быстрый поток из одной области солнечной поверхности догоняет более медленный поток, истекающий из другой. /> — угловая скорость вращения Солнца.
Когда быстрый поток плазмы догоняет более медленный,то в месте их соприкосновения возникает произвольный разрыв параметров, накотором не выполняются законы сохранения массы, импульса и энергии. Такойразрыв не может существовать в природе и распадается, в частности, на двеударные волны и тангенциальный разрыв (на последнем давление и нормальнаякомпонента скорости непрерывны), как это показано на рис. 4а, для вспышечногопроцесса на Солнце и на рис. 4б, в том случае, когда быстрый поток от однойобласти солнечной короны догоняет более медленный, вытекающий из другой.Ударные волны и тангенциальные разрывы, изображенные на рис. 4, сносятсясолнечным ветром на большие гелиоцентрические расстояния и регулярнорегистрируются космическими аппаратами.
Как изменяютсяхарактеристики солнечного ветра с удалением от Солнца?
Как видно из уравнения (4), изменение скоростисолнечного ветра определяется двумя силами: силой солнечной гравитации и силой,связанной с изменением давления. Расчеты показывают, что на достаточно большихрасстояниях от Солнца (практически уже с 1 а.е.) давление почти не изменяетсяпо величине, то есть его изменение очень мало, и сила, связанная с давлением,практически отсутствует. Сила гравитации убывает как квадрат расстояния отСолнца и тоже мала на достаточно больших гелиоцентрических расстояниях.Поскольку обе силы становятся очень малы, то, согласно теории, скоростьсолнечного ветра становится почти постоянной и при этом значительно превосходитзвуковую (как говорят, течение гиперзвуковое). Американские космическиеаппараты «Вояджер-1 и — 2» и «Пионер-10 и — 11», запущенныееще в 70-х годах и находящиеся сейчас на расстояниях от Солнца в несколькодесятков астрономических единиц, экспериментально подтвердили теоретическиепредставления о солнечном ветре. В частности, его скорость оказалась в среднемпочти постоянной, а плотность />убывает как 1/ r2 всоответствии с уравнением сохранения массы для сферически-симметричного случая:
/>= const.
Температура же не следует адиабатическому закону, чтоозначает существование каких-то источников тепла. Такими источниками могут бытьупоминавшаяся нами диссипация волн или нейтральные атомы водорода, проникающиеиз межзвездной среды в Солнечную систему (этот процесс подробно рассматривалсяв [8] ).
Очевидно, что скорость солнечного ветра не может бытьдо бесконечности постоянной, как это следует из решения уравнений газовойдинамики (см., например, рис. 1), поскольку Солнечная система окруженамежзвездным газом с конечным давлением. Поэтому солнечный ветер на большихрасстояниях от Солнца должен тормозиться газом межзвездной среды. Эта проблемаподробно рассмотрена в [8]. Здесь только отметим, что плавное торможениегазодинамического потока от сверхзвуковых скоростей до дозвуковых, например всопле Лаваля (см. рис. 2), путем сужения канала невозможно: обязательно долженобразоваться скачок параметров газа в виде ударной волны. Аналогичная ситуацияможет возникнуть и в солнечном ветре. Торможение солнечного ветра из-запротиводавления межзвездной среды должно происходить через ударную волнуторможения (в английской терминологии termination shock или сокращенно TS). Ееположение сильно зависит от параметров межзвездной среды. Согласнотеоретическим расчетам, ударная волна TS находится на расстоянии примерно от 80до 100 а.е. от Солнца (см. [8]), что позволяет в течение ближайших несколькихлет детектировать ее измерительными приборами, установленными на космическихаппаратах «Вояджер».
Заключение
Из рассмотренного выше можно сделать заключение, чтосолнечный ветер — это физическое явление, которое представляет не только чистоакадемический интерес, связанный с изучением процессов в плазме, находящейся вестественных условиях космического пространства, но и фактор, которыйнеобходимо учитывать при изучении процессов, происходящих в окрестности нашейпланеты Земли, что в конце концов влияет на нашу жизнь. Это обусловлено тем,что высокоскоростные потоки солнечного ветра, обтекая Землю, влияют на еемагнитосферу, которая непосредственно связана с более низкими слоями атмосферы.Такое влияние в сильной степени зависит от процессов, происходящих на Солнце,поскольку они связаны с зарождением самого солнечного ветра. Таким образом,солнечный ветер является хорошим индикатором для изучения важных дляпрактической деятельности человека солнечно-земных связей. Однако это ужедругая область научных исследований, которой мы не будем касаться в этойстатье.
Список литературы
[1] Parker E. // Astrophys. J. 1958. V. 128. No 3.
[2] Chapman S. // J. Atmos. Terr. Phys.1959. V. 15. No 1/2.
[3] Chamberlain J. // Astrophys. J. 1961. V. 133. No 2.
[4] Грингауз К.И., Безруких В.В., Озеров В.Д.,Рыбчинский Р.Е. // Докл. АН СССР. 1960. Т. 131. No 6.
[5] Баранов В.Б., Краснобаев К.В. Гидродинамическаятеория космической плазмы. М.:Наука, 1977.
/>[6] Weber E., Davis L.// Astrophys. J. 1967. V. 148. No 1. Pt. 1.
/>[7] Паркер Е. Динамическиепроцессы в межпланетной среде. М.: Мир, 1965.
/>[8] Баранов В.Б. Влияниемежзвездной среды на строение гелиосферы // Соросовский Образовательный Журнал.1996. No 11. С. 73-79.
Для подготовки данной работы были использованыматериалы с сайта www.kosmofizika.ru