Солнечный ветер
еще
требует дальнейшего исследования. Интересно, что наземные телескопы
обнаруживают на поверхности Солнца магнитные поля. Средняя величина их
магнитной индукции B оценивается в 1 Гс, хотя в отдельных фотосферных
образованиях, например в пятнах, магнитное поле может быть на порядок
больше. Поскольку плазма является хорошим проводником электричества, то
естественно, что солнечные потоки и магнитные поля взаимодействуют с ее
потоками от Солнца. В этом случае чисто газодинамическая теория дает
неполное описание рассматриваемого явления. Влияние магнитного поля на
течение солнечного ветра можно рассмотреть в рамках магнитной
гидродинамики. К чему же это приводит? Согласно пионерской в этом
направлении работе [6] (см. также [5]), магнитное поле приводит к появлению
пондемоторной силы j x B, которая направлена в перпендикулярном к
радиальному направлении. В результате у солнечного ветра появляется
тангенциальная компонента скорости. Эта компонента почти на два порядка
меньше, радиальной, однако она играет существенную роль в выносе из Солнца
момента количества движения. Предполагают, что последнее обстоятельство
может играть существенную роль в эволюции не только Солнца, но и других
звезд, у которых обнаружен "звездный ветер". В частности, для объяснения
резкого уменьшения угловой скорости звезд позднего спектрального класса
часто привлекается гипотеза о передаче вращательного момента образующимся
вокруг них планетам. Рассмотренный механизм потери углового момента Солнца
путем истечения их него плазмы открывает возможность пересмотра этой
гипотезы.
Также можно отметить, что измерения среднего магнитного поля в районе
орбиты Земли показали, что его величина и направление хорошо описываются
формулами полученными из более простых рассмотрений Паркером ([6]).
[pic]
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, ( - 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 сол++нечный ветер с поверхности Солнца?
Рассмотренное ранее 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 долготы и 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 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 доготы.
Качественно четырехсекторная структура показана на рис.3.
Вывод же о независимости солнечного ветра по широте на основании кометных
наблюдений не был достаточно надежным из-за сложности их инерпритации, а
наблюдения солнечной короны показывали, что она неоднородна и по широте и
по долготе, а также подвержена сильным временным изменениям, связанным с
11 – летним циклом солнечной активности, так и с различными нестационарными
процессами с более коротким временным интервалом. (например со вспышками)
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 южного полюса Солнца (май –
сентябрь 1994), а затем к областям со стороны северного полюса (май –
сентябрь 1995). Большинство полученных результатов сейчас тщательно
исследуется, 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 резко 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 – 75о 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 ударные волны, которые характеризуются резким скачком скорости,
плотности и температуры. Качественно такой механизм их образования показан
на рис.4.
Когда быстрый поток догоняет 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 нормальная компонента скорости непрерывны), как это
показано на рис.4,а для вспышечного процесса на Солнце и на рис.4,б в том
случае, когда более 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 больших расстояниях от
Солнца (практически уже с 1а.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 расстоянии от Солнца в несколько
десятков астрономических единиц, экспериментально подтвердили теоретические
предсказания 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: [pic]
Температура же не следует адиабатическому закону, что означает
существование каких-то источников тепла. Такими источниками могут быть
упоминавшаяся ранее диссипация волн или нейтральные атомы водорода,
проникающие из межзвездной среды в Солнечную систему. ([8])
Очевидно, что скорость солнечного ветра не может быть до
бесконечности постоянной, как это следует из уравнения 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 до дозвуковых, например, в сопле
Лаваля (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 (Termination shock, или TS). Ее положение сильно зависит от
параметров межзвездной среды. Согласно теоретическим расчетам, ударная
волна TS находится на расстоянии 80 – 100 а.е. от Солнца [8], что позволяет
в ближайшие несколько лет детектировать ее измерительными приборами,
установленными на космических аппаратах "Вояджер".
Спокойный солнечный ветер.
Согласно современным представлениям, энергия в недрах Солнца
вырабатывается в ходе процессов ядерного синтеза:
[pic]
где e+ - означает позитрон, (- нейтрино, ( - (- квант. В результате
перечи
| |  скачать работу |
Солнечный ветер |
