Реферат: Солнечный ветер, особенности межпланетного пространства (Солнце – Планеты)

Описанная выше схема магнитосферы была впервые предложена американскими физиками Сидни Чeпменом и Винцентом Ферраро в 30-х годах XX века. Она удачно описывала форму магнитосферы, но не могла объяснить внезапных отклонений геомагнитного поля от своего постоянного значения. Такие отклонения исторически называют геомагнитной активностью.

Более близкой к реальности оказалась предложенная в 1961 году британским ученым Джеймсом Данжи модель "открытой" магнитосферы, которая учитывала взаимодействие геомагнитного и межпланетного магнитных полей. Согласно этой модели, когда направление межпланетного магнитного поля становится противоположным направлению геомагнитного поля на дневной стороне, начинается процесс так называемого пересоединения. При сближении противоположно направленных силовых линий магнитное поле обращается в нуль и принцип вмороженности нарушается. Из "замкнутой" геомагнитной линии и "свободной" линии межпланетного поля образуются две "открытые" силовые линии, которые одним концом начинаются на Земле в полярной шапке, а другим - уходят в межпланетное пространство. Пересоединение "выгодно" с энергетической точки зрения, так как суммарная длина силовых линий уменьшается. Поток солнечного ветра сносит "открытые" линии на ночную сторону. Здесь противоположно направленные линии снова сближаются, и процесс ночного пересоединения воссоздает линии солнечного ветра и замкнутые геомагнитные линии, которые постепенно возвращаются на дневную сторону. При этом магнитосфера и ионосфера оказываются вовлеченными в круговорот - глобальную конвекцию. Интенсивность

-9-

 конвекции зависит от величины и направления межпланетного поля, а также скорости солнечного ветра, определяющей "количество" его силовых линий, падающих на магнитопаузу. Так как геомагнитное поле на экваторе направлено на север, "открывает" магнитосферу "южное" направление межпланетного поля. Когда его направление "северное", процесс пересоединения не идет и магнитосфера "закрыта".

Скорость пересоединения на ночной стороне обычно меньше, чем на дневной, поэтому в хвосте магнитосферы происходит накопление открытых силовых линий и, следовательно, магнитной энергии. Размер полярной шапки растет, и зона аврорального овала сдвигается ближе к экватору на несколько градусов. Через некоторое время (1 - 2 часа) магнитный хвост, "переполненный" магнитным полем, теряет устойчивость, процесс пересоединения на ночной стороне принимает взрывной характер, и за несколько минут избыточные силовые линии сбрасываются. Этот циклический процесс называется магнитосферной суббурей и сопровождается значительным возмущением всей внешней магнитосферы Земли. Фактически происходит обрыв части магнитного хвоста, а его остаток поджимается к Земле. В этот момент часть плазмы внешней магнитосферы становится "лишней" и сбрасывается по силовым линиям в авроральную зону ионосферы. Здесь энергичные ионы и электроны сталкиваются с нейтральными атомами и заставляют их испускать фотоны. Именно так возникают замечательные по своей красоте полярные сияния (auroras borealis - по-латыни), давшие свое название авроральной зоне.

Другое важное следствие суббури - изменения в системе магнитосферных токов. При "отрыве" магнитного хвоста электрический ток, в нормальных условиях текущий поперек хвоста, вынужден обойти этот разрыв через ионосферу, используя "резервную цепь": вдоль силовых линий к Земле, затем вдоль авроральной зоны ионосферы и обратно в хвост. Сила возникающего при этом ионосферного тока - электроджета - составляет более миллиона ампер, а магнитное поле, наводимое им на поверхности земли в авроральной зоне, вносит существенные, до 10-6 тесла (2% величины стабильного поля), вариации в геомагнитное поле. Наряду с полярными сияниями появление вариаций служит основным признаком начала суббури, а их величина, называемая индексом АЕ, - главной характеристикой силы суббури.

Направление межпланетного магнитного поля постоянно меняется более или менее случайным образом, поэтому "рядовые" суббури, связанные с "южными" полями, случаются несколько раз за сутки, независимо от текущей солнечной активности. Более известные широкому читателю магнитные бури регистрируются реже. Они непосредственно связаны со вспышками солнечной активности, а точнее, с попаданием Земли в зоны аномально интенсивного солнечного ветра и в межпланетные магнитные облака.

Величина поля в магнитном облаке у орбиты Земли возрастает до 50-100 нанотесла (1нТл = 10-9 Тл), а скорость солнечного ветра - до 1000 км/с. Эффект такого увеличения подобен смене легкого ветерка на ураган. Интенсивность магнитного пересоединения на дневной стороне возрастает на порядок, приводя к разрастанию области, занимаемой полярной шапкой. Во время сильной бури мощнейшие

-10-

магнитные суббури следуют одна за другой, а авроральная зона расширяется вплоть до умеренных широт. Конвекция, прежде незаметная на фоне взрывных процессов в хвосте, начинает доминировать, возмущая внутреннюю магнитосферу и создавая кольцевой ток, опоясывающий Землю на высоте 20-30 тысяч километров. У ее поверхности ток создает магнитное поле, направленное противоположно основному геомагнитному. Амплитуда регистрируемого в результате уменьшения полного поля называется Dst-индексом и служит основной характеристикой силы магнитной бури. Так, во время крупнейшей бури этого солнечного максимума, разыгравшейся 31 марта 2001 года и длившейся более суток, индекс Dst составил _358 нТл, а полярные сияния наблюдались даже в Москве. Энергия, выделившаяся тогда в магнитосфере Земли, составила около 5ґ1017 Дж, что примерно равно энергии взрыва 100 мегатонн тротила. [5]

2.3 КОМЕТЫ

На фреске известного итальянского художника Джотто ди Бондоне "Поклонение волхвов" (1303) можно увидеть изображенную на небе хвостатую комету (рис. 1).

Некоторые современные ученые уверены, что Джотто изобразил очередное прохождение вблизи Земли в 1301 году довольно активной кометы, названной кометой Галлея в честь английского астронома Эдмунда Галлея (1656-1742), вычислившего 76-летний период ее вращения вокруг Солнца и предсказавшего ее очередное появление вблизи Земли в 1758 году. Из картин художников можно получить визуальные исторические доказательства появления комет вблизи орбиты Земли в те далекие времена, когда еще не существовало ни спектрофотометрических исследований при помощи наземных телескопов, ни тем более исследований при помощи космических аппаратов. Вывод космических аппаратов за пределы земной атмосферы позволил ученым проводить не только дистанционные спектрофотометрические исследования комет во всем диапазоне волновых частот, но и прямые измерения физических параметров вблизи их поверхности. Интересно, что именно комета Галлея оказалась первой кометой, которая была исследована в марте 1986 года при помощи запущенных к ней космических аппаратов "Джотто" (Европейское космическое агентство), "Вега-1" и "Вега-2" (СССР), "Суиссеи" и "Сакигаке" (Япония). Вблизи орбиты Земли, то есть на расстоянии около 1 а.е. (астрономическая единица, или расстояние от Земли до Солнца), яркие кометы обычно состоят из трех частей: прекрасно видимого гигантского хвоста, очень маленького размера (по сравнению с хвостом) и невидимого ядра и светящейся атмосферы, окружающей ядро и называемой комой кометы. Кома вместе с ядром обычно называется головой кометы. Несмотря на относительно малые размеры, ядро является главной частью кометы. Кома и хвост образуются как следствие истечения вещества из ядра кометы.

Если взглянуть в телескоп на только что появившуюся комету, находящуюся на расстоянии от Солнца в 3-5 а.е. и более, то можно увидеть бледную, едва светящуюся шарообразную туманность. По мере приближения к Солнцу атмосфера кометы становится все более и более активной, увеличиваясь в размерах и по яркости, изменяя форму от шаровой к овальной. Постепенно в антисолнечном направлении развивается и ее хвост.

По атмосферной активности кометы отличаются друг от друга. Многие кометы, ядра которых богаты летучими веществами, такими, как CO2 и CO, начинают проявлять активность уже на расстоянии от Солнца d 3 а.е. Кометы, вещество которых состоит в основном из молекул воды (H2O), проявляют значительную активность только при d а.е. Природа же взаимодействия атмосфер комет со сверхзвуковыми потоками плазмы от Солнца (с солнечным ветром) в сильной степени зависит от этой активности, которая, в свою очередь, определяется расстоянием кометы от Солнца и составом кометного ядра. Расчеты показали, что атмосфера кометы, ядро которой радиусом Rn = 1 км состоит в основном из H2O, практически не является препятствием для течения солнечного ветра при d 4 а.е. Поток плазмы солнечного ветра беспрепятственно падает в этом случае на поверхность кометного ядра. Когда же такая комета находится на расстоянии d = 1 а.е. от Солнца, то в ней как результат сублимации вещества с ее поверхности и последующего его расширения развивается настолько мощная атмосфера, что она становится существенным препятствием для течения солнечного ветра. В этом

-12-

случае солнечный ветер чувствует кометную атмосферу на расстоянии, которое на 5-6 порядков величины и более может превосходить размер самого ядра кометы.

Надо заметить, что структуру течения, возникающего при обтекании комет солнечным ветром, практически невозможно исследовать наземными приборами. Это можно было сделать только при помощи установленных на космических аппаратах приборов, проводивших прямые измерения вблизи комет. Именно поэтому в 2.3.5 проводится сравнение некоторых результатов экспериментальных исследований обтекания кометы Галлея солнечным ветром, полученных при помощи космических аппаратов в марте 1986 года, с предсказаниями теории.

2.3.1. Поверхность кометного ядра как источник газового потока

О взаимодействии солнечного ветра с кометами можно говорить только тогда, когда комета имеет довольно протяженную и плотную атмосферу. В этом случае атмосфера должна непрерывно расширяться в окружающий межпланетный газ очень низкого давления, поскольку маленькое кометное ядро имеет пренебрежимо малую гравитацию и не может удерживать свою атмосферу в равновесии. Основной причиной возникновения атмосферы является испарение твердого вещества, из которого состоит ядро, вследствие его прогревания солнечным излучением. При этом испарение происходит прямо из твердого состояния без перехода в жидкую фазу (возгонка).

Поскольку кометное ядро почти невидимо при помощи астрономических приборов, то важным представляется построение его теоретических моделей. В настоящее время считается, что ядро - это конгломерат каменистых частиц и замороженной летучей компоненты (это могут быть молекулы CO2 , H2O, CH4 и т.п.). В ядре ледяные слои из замороженных газов чередуются с пылевыми слоями. По мере прогревания солнечным излучением газы (типа испаряющегося "сухого" льда) истекают наружу (в окружающий комету вакуум), увлекая за собой облака пыли. В результате ядро кометы является источником газопылевого потока, вытекающего навстречу солнечному ветру. Рассмотрим сначала количественную модель истечения потока вещества с поверхности кометы.

Если считать, что процесс возгонки происходит равновесно, то, как известно из курса физики, справедливо уравнение Клапейрона-Клаузиуса

где ns - концентрация молекул испаряющегося вещества, Ts - их температура, k - постоянная Больцмана, NA - число Авогадро, L - скрытая теплота испарения, которая при написании уравнения (1) считается постоянной величиной, а величина n0kT0 соответствует давлению пара при Ts = T0 (в некоторых теоретических моделях для ядер из замерзшего льда H2O использовались значения n0 = 1,94 1019 см-3, T0 = 373 K, L = 5 1011 эрг/моль). Кроме того, на поверхности кометного ядра должно выполняться уравнение баланса энергии, которое при ряде упрощающих предположений, и в частности в предположениях сферически-симметричного ядра и равномерном его нагреве (равномерный нагрев поверхности возможен при достаточно быстром вращении кометного ядра), будет иметь вид

В уравнении (2) - болометрическое альбедо, характеризующее способность поверхности отражать падающее на нее излучение, - расстояние от кометы до Солнца (в а.е.), - солнечная постоянная, - излучательная способность поверхности ядра в инфракрасном диапазоне частот, - постоянная Стефана-Больцмана, - скорость истечения молекул с поверхности ядра в результате процесса возгонки. Физический смысл уравнения (2) заключается в балансе поглощаемой кометным ядром энергии падающего солнечного излучения (левая часть) и энергии, отдаваемой ядром (первый член справа соответствует энергии электромагнитного излучения с поверхности нагретого ядра, а второй член - энергии покидающих ядро молекул). Система уравнений (1) и (2) не является замкнутой для определения трех неизвестных величин , , . Поэтому в литературе часто используется дополнительное предположение, что скорость истечения молекул равна скорости звука для ядер комет с малым содержанием пыли, то есть

где и - удельные теплоемкости при постоянном давлении и объеме соответственно, а - масса испарившейся молекулы. Для комет с большим содержанием пыли часто принимается соотношение типа соотношения (3), но с коэффициентом Ms < 1, который характеризует отношение скорости газа к скорости звука - так называемое число Маха.

Результат решения системы уравнений (1)-(3) при = 0,63, = 0,37 и = 5/4 представлен на рис. 2 , где , и даны как функции расстояния от Солнца d. Видно, что с приближением к Солнцу увеличивается как скорость истечения, так и концентрация молекул кометного вещества, то есть увеличивается количество молекул, покидающих поверхность кометного ядра в единицу времени (как увидим в дальнейшем, этот параметр очень важен для проблемы взаимодействия солнечного ветра с кометной атмосферой).

2.3.2. Физические процессы в потоке газа, истекающего с поверхности кометного ядра

Изучение спектров излучения кометной комы не позволяет с достаточной степенью точности определить распределение параметров газового потока от кометы как функции расстояния от кометного ядра (скорости, концентрации продуктов распада молекул кометного происхождения, их температуры и т.п.). Даже исследование кометы Галлея в марте 1986 года при помощи космических аппаратов не очень сильно продвинуло понимание характера истечения вещества с поверхности комет, поскольку не удалось приблизиться к ядру кометы на такое близкое расстояние (порядка сотен километров). Знание же этих параметров необходимо для определения характера взаимодействия кометного газа с солнечным ветром. Поэтому построение газодинамических моделей такого течения является важной задачей.

Подавляющее большинство моделей исходит из предположения о сферически-симметричном истечении кометного газа в вакуум. При этом решение уравнений газовой динамики допускает либо всюду сверхзвуковое течение, либо всюду дозвуковое, если наличие пыли не является существенным. В присутствии же пылевой компоненты, как показал американский аэродинамик Пробстейн, возможен переход от дозвукового истечения с поверхности ядра к сверхзвуковому течению вдали от нее. Поэтому почти во всех моделях последнего времени скорость на поверхности ядра задается сверхзвуковой в соответствии с уравнением (3). Этому предположению способствовало еще и то, что для кометы Галлея расход пыли достаточно мал, чтобы повлиять на газодинамическое течение. Для расчета течения газа от источника, которым является кометное ядро, требуется знание прежде всего химического состава истекающего газа и происходящих в потоке химических реакций, главными из которых являются процессы фотодиссоциации и фотоионизации кометных молекул солнечной радиацией. Если, например, кометное ядро представляет собой в основном лед H2O, то в результате химических реакций в потоке образуется одиннадцать главных компонент: H2O, OH, H, O, H2 , O2 , H3O+, H2O+, OH+, O+ и H+. Учет 27 возможных реакций при решении газодинамических дифференциальных уравнений для условий нахождения кометы на 1 а.е. от Солнца (см. рис. 2) приводит к распределению концентраций всех компонент, изображенному на рис. 3a, б (рисунки взяты из [2]).

Страницы: 1, 2, 3