Солнечный ветер вблизи гелиосферной ударной волны Текст научной статьи по специальности «Физика»

Мезо-, нано-, биомеханика и механика природных процессов Вестник Нижегородского университета им. Н.И. Лобачевского, 2011, № 4 (2), с. 554-555

УДК 533.9

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР ВБЛИЗИ ГЕЛИОСФЕРНОЙ УДАРНОЙ ВОЛНЫ © 2011 г. С.В. Чалов

Институт проблем механики им. А.Ю. Ишлинского РАН, Москва [email protected]

Поступила в редакцию 15.06.2011

В рамках двухжидкостной модели солнечного ветра дается объяснение сверхзвуковому характеру течения тепловой плазмы за фронтом почти прямой гелиосферной ударной волны, обнаруженному на космическом аппарате «Вояджер-2».

Ключевые слова: космическая плазма, солнечный ветер, ударные волны.

Введение

В 2004 и в 2007 годах космические аппараты (КА) «Вояджер-1» и «Вояджер-2» на расстояниях 94 и 84 а.е. от Солнца пересекли гелиосферную ударную волну (УВ) УВ-торможения сверхзвукового потока солнечного ветра (СВ). Расстояния до УВ с точностью до нескольких процентов были предсказаны задолго до пересечения в численных расчетах, проведенных в рамках кинетико-газодинамической модели взаимодействия СВ с локальной межзвездной средой (ЛМС) [1]. На аппарате «Вояджер-1» все приборы, предназначенные для измерения плазменных параметров СВ, вышли из строя еще до пересечения УВ — работали только магнетометр и датчики космических лучей. На аппарате «Вояджер-2» плазменные приборы работали исправно, и было обнаружено, что течение тепловой плазмы СВ (энергия теплового движения равна нескольким эВ) за фронтом почти прямой УВ оставалось сверхзвуковым с числом Маха, близким к 2 [2]. В настоящем исследовании этот эффект объясняется в рамках двухжидкостной модели. Одна жидкость — тепловая плазма СВ, а другая моделирует «газ» энергичных протонов (энергия > 1 кэВ), поведение которого при прохождении УВ близко к адиабатическому. Энергичные протоны образуются в СВ в результате ионизации межзвездных атомов, проникающих во внутренние области гелиосферы. Сразу после образования эти протоны «захватываются» гелиосферными электрическими и магнитными полями и движутся вместе с СВ в направлении гелиопаузы. Расчеты показывают, что при пересечении УВ энергичным «захваченным» протонам передается большая часть кинетической энергии потока, так что тепловая плазма остается сверхзвуковой, хотя течение смеси, естественно,

является дозвуковым. Плазменные приборы аппарата «Вояджер-2» способны регистрировать только тепловые протоны.

Формулировка проблемы

Тепловую плазму СВ можно рассматривать как столкновительную среду (кулоновские столкновения) с максвелловским распределением по скоро стям. Энергичные протоны являются бесстолкновительными — рассеяние частиц происходит в результате их взаимодействия с аль-веновскими флуктуациями электромагнитного поля. Измерения на КА и теоретические оценки показывают, что скоростные распределения «захваченных» протонов близки к изотропным (в системе координат, связанной с СВ), однако H-теорема Больцмана для них не справедлива и эти распределения далеки от максвелловских.

На прямой УВ выполняются следующие соотношения для смеси тепловой плазмы и энергичных «захваченных» протонов:

pU = const, (1)

pU + pSW + pPUI = const,

(2)

— + Y PSW + Ppui = const. (3) 2 Y-1 P В соотношениях (1)-(3) введены обозначения: U и р - скорость и плотность смеси, PW и PPUI -давление тепловой плазмы солнечного ветра (протоны + электроны) и энергичных «захваченных» протонов. Динамическое воздействие магнитного поля на течение не учитывается, хотя оно может влиять на кинематику энергичных протонов. Очевидно, что система (1)-(3) будет замкнутой, если интересоваться только полным давлением смеси. Однако, как отмечалось, «Вояджер-2» измеряет только тепловые протоны,

и для интерпретации этих измерений необходимо рассматривать тепловые и энергичные компоненты раздельно. Иными словами, для разрешения условий на УВ необходимо одно дополнительное соотношение. Для получения этого соотношения можно использовать следующие соображения. Ларморовский радиус «захваченных» протонов на порядок превышает толщину гелиосферной УВ [2]. Оценки показывают, что за время пересечения фронта УВ их ларморовскими орбитами рассеянием можно пренебречь. В этих условиях для перпендикулярной УВ сохраняются 1-й и 2-й адиабатические инварианты:

v ± / B = const, v|| = const, (4)

где v± и v|| — компоненты скорости протонов в сопутствующей системе координат, перпендикулярные и параллельные вектору магнитного поля B. Из (4) очевидно, что после прохождения разрыва изотропное распределение энергичных протонов по скоростям становится анизотропным. Предполагаем далее, что на относительно малом (по отношению к кривизне УВ) расстоянии L от разрыва анизотропное распределение становится изотропным вследствие рассеяния частиц на альвенов-ских волнах (рис. 1).

Тогда можно показать [3], что необходимое дополнительное соотношение имеет вид: s(2s +1)

pPUI ,2 = 3 pPUI ,1, (5)

где s — скачок плотности на разрыве. Здесь «1» относится к давлению перед разрывом, «2» — к давлению на расстоянии L за разрывом (рис. 1).

Рис. 1

Результаты

На рис. 2 показаны числа Маха тепловой плазмы СВ за фронтом УВ как функции числа Маха энергичных протонов перед фронтом: М5Ж =

(PswU2/YPsW)1/2, МРШ = Фри^^ри^2 Кривые соответствуют различным значениям концентрации «захваченных» протонов X = =

р/р5Ж; вблизи гелиосферной УВ 0.2 < X < <

0.3. Согласно измерениям [2], М^1 ~ 10. В момент образования «захваченных» протонов вследствие ионизации межзвездных атомов водорода их скорости в подвижной системе координат (тепловые скорости) равны локальной скорости СВ. Т аким образом, число Маха «захваченных» протонов близко к единице. Поэтому на рис. 2 ограничились довольно узким диапазоном изменения Мри11. Из рисунка видно, что для наиболее вероятных значений параметра (прямых измерений нет) течение тепловой плазмы СВ за гелиосферной УВ остается сверхзвуковым, если Мри11 < 1. При этом, как легко показать, течение смеси тепловой плазмы и «захваченных» протонов, естественно, является дозвуковым.

Рис. 2

Работа выполнена при поддержке РФФИ (гранты №10-01-00258, 10-02-01316) и Пр. ФИ ОЭММПУ РАН.

Список литературы

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

2. Richardson J.D. et al. // Nature. 2008. V. 454. P. 63-66.

3. Fahr H.J., Chalov S.V. // Astron. Astrophys. 2008. V. 490. L35-L3.

SOLAR WIND IN THE VICINITY OF THE HELIOSPHERIC TERMINATION SHOCK

S. V Chalov

An explanation of the supersonic nature of the thermal plasma flow behind the nearly perpendicular heliospheric termination shock detected at «Voyager-2» spacecraft is provided in the framework of a two-fluid model of the solar wind.

Keywords: cosmic plasma, solar wind, shock waves.