Роль межзвездного магнитного поля при взаимодействии солнечного ветра с локальной межзвездной средой Текст научной статьи по специальности «Физика»

2198

Фундаментальные проблемы теоретической и прикладной механики Вестник Нижегородского университета им. Н.И. Лобачевского, 2011, № 4 (5), с. 2198-2200

УДК 533.9

РОЛЬ МЕЖЗВЕЗДНОГО МАГНИТНОГО ПОЛЯ ПРИ ВЗАИМОДЕЙСТВИИ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА С ЛОКАЛЬНОЙ МЕЖЗВЕЗДНОЙ СРЕДОЙ

© 2011 г. В.В. Измоденов123, Д.Б. Алексашов23

'Московский госуниверситет им. М.В. Ломоносова 2Институт проблем механики им. А.Ю. Ишлинского РАН, Москва 3Институт космических исследований РАН, Москва

[email protected]

Поступила в редакцию 24.08.2011

В рамках кинетико-магнитогидродинамической модели исследуется вопрос о влиянии межзвездного магнитного поля на структуру области взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой. В частности, исследуется вопрос о влиянии межзвездного магнитного поля на положение и форму гелиосферной ударной волны и гелиопаузы, на течение плазменной компоненты в области гелиосферного ударного слоя, а также на потоки энергичных атомов гелиосферного происхождения. Результаты сравниваются в экспериментальными данными, полученными на космических аппаратах Voyager-1 и 2, SOHO и Interstellar Boundary Explorer (IBEX).

Ключевые слова: космическая газовая динамика, солнечный ветер, межзвездная среда, магнитное поле, магнитная гидродинамика, кинетический подход.

Введение

Природа и положение границы гелиосферы, а также структура и свойства внешней области гелиосферы определяются взаимодействием солнечного ветра с межзвездным окружением Солнца — локальным межзвездным облаком (ЛМО). В настоящее время нет сомнений, что ЛМО является частично-ионизованным облаком, заряженная компонента которого взаимодействует с плазмой солнечного ветра. Образуемая при этом взаимодействии газодинамическая структура, которую принято для краткости называть гелиосферным ударным слоем (или гелиосферным интерфейсом), показана качественно на рис. 1.

400 200 0 -200

Рис. 1

На рис. 1 представлено схематическое изображение гелиосферного ударного слоя (гелиосферного интерфейса) — области взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой. Гелиопауза — контактная поверхность, отделяющая плазму солнечного ветра от межзвездной плазмы. В гелиосферной ударной волне сверхзвуковой солнечный ветер тормозится, нагревается, и становится за ней дозвуковым. Во внешней ударной волне до дозвуковых скоростей тормозится поток межзвездной среды. Область гелиосферного интерфейса может быть разделена на четыре подобласти с существенно различными свойствами плазмы в них: 1) сверхзвуковой солнечной ветер; 2) область дозвукового солнечного ветра между гелиопаузой и гелиосферной ударной волной (эту область часто называют внутренним гелио-шисом); 3) область возмущенной межзвездной плазмы между гелиопаузой и внешней ударной волной (эту область часто называют внешним ге-лиошисом); 4) область невозмущенного солнечного ветра. Из-за больших длин свободного пробега межзвездные атомы проникают сквозь область гелиосферного ударного слоя внутрь гелиосферы.

Самосогласованная кинетико-газодинамическая модель гелиосферного интерфейса была предложена в [1]. В этой модели газодинамические уравнения Эйлера для плазмы решаются самосогласованно с кинетическим уравнением для функ-

Z

а.м

ции распределения атомов водорода по скоростям. В 2005 году экспериментально на космическом аппарате (КА) SOHO было обнаружено, что направление движение межзвездных атомов водорода несколько отличается от направления движения ЛМО относительно Солнца. В [2] на основе кинетико-магнитогидродинамической модели было показано, что отклонение направления движения атомов водорода внутри гелиосферы связано с влиянием межзвездного магнитного поля. В 2004 и в 2007 годах КА Вояджер-1 и Вояджер-2 на расстояниях 94 и 84 а.е. от Солнца пересекли гелиосферную ударную волну (УВ). Обнаруженная асимметрия формы гелиосферной ударной волны также связана с влиянием межзвездного магнитного поля [3].

Цели работы

В настоящей работе проводится параметрическое (по величине и направлению межзвездного магнитного поля) исследование в рамках модели [2]. В этой двухкомопонентной модели нейтральная компонента (атомы водорода) описывается кинетически, а заряженная компонента (протоны и электроны) описывается в рамках идеальной магнитной гидродинамики. Цель исследования — определение величины и направления маг-

нитного поля, при котором результаты модели согласуются с результатами экспериментов на космических аппаратах.

Результаты

На рис. 2 представлены результаты расчетов при ВЛМС = 4.4 мкГс и а = 15° в плоскости 0x2. Эта плоскость образована вектором относительной скорости ЛМО и вектором межзвездного маг -нитного поля. Направление оси 2 противоположно вектору движения потока ЛМО, а — угол между направлением скорости межзвездной среды и вектором ММП.

Линии тока и линии постоянной плотности плазмы показаны на рис. 2а, температура плазмы — на рис. 2б и суммарное давление — на рис. 2г. На рис. 2е показаны силовые линии магнитного поля. Гелиопауза и гелиосферная ударная волна становятся асимметричными относительно направления потока ЛМС, благодаря асимметричному давлению магнитного поля (см. рис. 2е). Межзвездное магнитное поле поджимает гелиопаузу и гелиосферную ударную волну в направлении к Солнцу по сравнению с моделями без магнитного поля.

Расстояния до гелиосферной ударной волны хорошо согласуются с расстояниями в 94 и 84 а.е.,

Л°гарифм гаотности плазмы^ Величина магнитного поля,

lg10 (см—3) Температура плазмы, K гс

) —3.2 —2.6 —2.0 —1.4 —1.1 0.4 9.3 103 5.5 105 1.3 106 1.6106 I 2.0ff^ 2.2-10-6 3.3.1г4!н<г‘

а.е. х, а.е.

х, а.е. 400 200 0

—200 —400 -600

-600

-200 0 200 400 z, а.е. -200 0 200 400 z, а.е

400

200

0

-200

-400

-600

-200 0 200 400 z, а.е.

Логарифм суммарного (плазма+ магн. Безразмерная концентрация Безразмерная концентрация меж-

поле) давления, 1§ (р+В2/8п), 1§ (Па) межзвездных атомов Н, п/плмс звездных атомов кислорода, п/пм

— 13.3 —12.7 —12.0 —11.8 —10.7

г)

х, а.е.

е)

400

200

0

-200

-400

-200 0 200 400 z, а.е.

-200 0 200 400 z, а.е.

-200 0 200 400 z, а.е.

Рис. 2

на которых Вояджеры-1 и 2 пересекли гелиосферную ударную волну. Внешняя ударная волна при этом пропадает для такого большого магнитного поля, так как в этом случае скорости альвеновс-ких и быстрых магнитозвуковых возмущений в межзвездной среде больше, чем скорость среды.

На рис. 2а изображены линии тока плазменной компоненты. Точка торможения смещена относительно оси Оz и находится в верхней части плоскости Оxz. Вектор скорости плазмы в области максимальной концентрации межзвездных атомов имеет заметную компоненту Vx. Вторичные межзвездные атомы, рождающиеся в окрестности гелиопаузы, имеют свойства плазмы в этой области.

Из рис. 2д видно, что пик водородной стенки несколько смещен в верхнюю половину плоскости zx, что отражает асимметрию распределения плазменной компоненты. Линии тока атомов во -

дорода также изображены на рис. 2д. Эти линии были получены на основе средней скорости движения межзвездных атомов. Из рисунка видно, что внутри гелиосферы вектор скорости нейтральной комопненты имеет значительную компоненту Vx даже на небольших гелиоцентрических расстояниях.

Работа выполнена при поддержке РФФИ (гранты №10-02-01316,10-01-00258), фонда «Династия» и Прогр. ОЭММПУ РАН.

Список литературы

1. Baranov V.B., Malama Y.G. // J. Geophys. Res. 1993. V. 98. P. 15157—15163.

2. Izmodenov V.V., Aleksashov D.B., Myasnikov A.V // Astron. Astrophys. 2005. V. 437. L35—L38.

3. Izmodenov V.V // Space Sci. Rev. 2009. V. 143. P. 139—150.

EFFECTS OF THE INTERSTELLAR MAGNETIC FIELD IN THE INTERACTION OF THE SOLAR WIND

AND THE LOCAL INTERSTELLAR MEDIUM

V.V Izmodenov, D.B. Aleksashov

The effects of the interstellar magnetic field on the structure of the solar wind/interstellar medium interaction region are studied in the frame of the kinetic-magneto-hydrodynamic model. In particular, the effects of the interstellar magnetic field on the shapes and distances to the heliospheric termination shock and the heliopause as well as in the plasma flow pattern in the heliospheric boundary layer and fluxes of the heliospheric energetic atoms are studied. The present modeling results are compared with data obtained on Voyager-1 h 2, SOHO and Interstellar Boundary Explorer (IBEX) spacecraft.

Keywords: cosmic gas dynamics, solar wind, interstellar medium, magnetic field, magneto-hydrodynamics, kinetic approach.