Что такое солнечный ветер (стр. 2 из 3)

Хотелось бы отметить, что измерения среднего магнитного поля в районе орбиты Земли показали, что его величина и направление хорошо описываются формулами

(5)

полученными из более простых рассмотрений Паркером (см. [6]). В формулах (5) , описывающих паркеровскую спираль Архимеда для межпланетного магнитного поля в плоскости солнечного экватора, почти совпадающей с плоскостью эклиптики, величины Br , B

- радиальная и азимутальная 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 поля известна.

Однородно и стационарно ли вытекает солнечный ветер с поверхности Солнца?

Рассмотренное в предыдущем разделе представление об истечении плазмы из солнечной короны исходит из предположения о том, что солнечная корона является однородной и стационарной, то есть ее температура и плотность не зависят от солнечной широты и долготы и от времени. В этом случае солнечный ветер можно рассматривать как сферически-симметричное (зависящее только от гелиоцентрического расстояния) стационарное течение. До 1990 года все космические аппараты летали вблизи плоскости солнечной эклиптики, что не позволяло прямыми методами измерений проверить степень зависимости параметров солнечного ветра от солнечной широты. Косвенные же наблюдения отклонения хвостов комет, пролетавших вне плоскости эклиптики, указывали на то, что в первом приближении такой зависимости нет. Однако измерения в плоскости эклиптики показали, что в межпланетном пространстве могут существовать так называемые секторные структуры с различными параметрами солнечного ветра и различным направлением магнитного поля. Такие структуры вращаются вместе с Солнцем и явно указывают на то, что они являются следствием аналогичной структуры 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 на основании кометных наблюдений не был достаточно надежным из-за сложностей их интерпретации, а наблюдения солнечной короны показывали, что она неоднородна и по широте и по долготе, а также подвержена сильным временным изменениям, связанным как с 11-летним циклом солнечной активности, так и с различными нестационарными процессами с более коротким временным интервалом (например, со вспышками на Солнце).

Ситуация резко изменилась с запуском Европейским космическим агентством в октябре 1990 года космического аппарата "Улисс", основной целью которого является исследование межпланетной плазмы вне плоскости солнечной эклиптики. Эти исследования начались в феврале 1992 года, когда, используя гравитационное поле Юпитера, аппарат вышел из эклиптической плоскости и направился сначала к областям межпланетной плазмы со стороны южного полюса Солнца (измерения в этих областях продолжались с мая по сентябрь 1994 года), а затем к областям со стороны северного полюса (здесь измерения проводились с мая по сентябрь 1995 года). Большинство полученных результатов сейчас тщательно анализируются, но уже можно сделать некоторые выводы о зависимости параметров солнечного ветра от солнечной широты (большое число научных сообщений по этим проблемам помещено в американском журнале "Science", 1995, volume 268, May 19).

В частности, оказалось, что скорость солнечного ветра возрастает, а плотность уменьшается с гелиографической широтой. Измеренная, например, на аппарате "Улисс" скорость солнечного ветра изменилась от 450 км/с в плоскости эклиптики примерно до 700 км/с на - 75њ солнечной широты. Надо, однако, отметить, что степень различия параметров солнечного ветра в плоскости эклиптики и вне ее зависит от цикла солнечной активности.

Вспышки на Солнце и разные скорости истечения плазмы из разных областей его поверхности приводят к тому, что в межпланетном пространстве образуются межпланетные ударные волны, которые характеризуются резким скачком скорости, плотности и температуры. Качественно механизм их образования 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, на котором не выполняются законы сохранения массы, импульса и энергии. Такой разрыв не может существовать в природе и распадается, в частности, на две ударные волны и тангенциальный разрыв (на последнем давление и нормальная компонента скорости непрерывны), как это показано на рис. 4а, для вспышечного процесса на Солнце и на рис. 4б, в том случае, когда быстрый поток от одной области солнечной короны догоняет более медленный, вытекающий из другой. Ударные волны и тангенциальные разрывы, изображенные на рис. 4, сносятся солнечным ветром на большие гелиоцентрические расстояния и регулярно регистрируются космическими аппаратами.

Как изменяются характеристики солнечного ветра с удалением от Солнца?

Как видно из уравнения (4) , изменение скорости солнечного ветра определяется двумя силами: силой солнечной гравитации и силой, связанной с изменением давления. Расчеты показывают, что на достаточно больших расстояниях от Солнца (практически уже с 1 а.е.) давление почти не изменяется по величине, то есть его изменение очень мало, и сила, связанная с давлением, практически отсутствует. Сила гравитации убывает как квадрат расстояния от Солнца и тоже мала на достаточно больших гелиоцентрических расстояниях. Поскольку обе силы становятся очень малы, то, согласно теории, скорость солнечного ветра становится почти постоянной и при этом значительно превосходит звуковую (как говорят, течение гиперзвуковое). Американские космические аппараты "Вояджер-1 и - 2" и "Пионер-10 и - 11", запущенные еще в 70-х годах и находящиеся сейчас на расстояниях от Солнца в несколько десятков астрономических единиц, экспериментально подтвердили теоретические представления о солнечном ветре. В частности, его скорость оказалась в среднем почти постоянной, а плотность

убывает как 1/ r2 в соответствии с уравнением сохранения массы для сферически-симметричного случая:

= const.

Температура же не следует адиабатическому закону, что означает существование каких-то источников тепла. Такими источниками могут быть упоминавшаяся нами диссипация волн или нейтральные атомы водорода, проникающие из межзвездной среды в Солнечную систему (этот процесс подробно рассматривался в [8] ).

Очевидно, что скорость солнечного ветра не может быть до бесконечности постоянной, как это следует из решения уравнений газовой динамики (см., например, рис. 1), поскольку Солнечная система окружена межзвездным газом с конечным давлением. Поэтому солнечный ветер на больших расстояниях от Солнца должен тормозиться газом межзвездной среды. Эта проблема подробно рассмотрена в [8]. Здесь только отметим, что плавное торможение газодинамического потока от сверхзвуковых скоростей до дозвуковых, например в сопле Лаваля (см. рис. 2), путем сужения канала невозможно: обязательно должен образоваться скачок параметров газа в виде ударной волны. Аналогичная ситуация может возникнуть и в солнечном ветре. Торможение солнечного ветра из-за противодавления межзвездной среды должно происходить через ударную волну торможения (в английской терминологии termination shock или сокращенно TS). Ее положение сильно зависит от параметров межзвездной среды. Согласно теоретическим расчетам, ударная волна TS находится на расстоянии примерно от 80 до 100 а.е. от Солнца (см. [8]), что позволяет в течение ближайших нескольких лет детектировать ее измерительными приборами, установленными на космических аппаратах "Вояджер".