УДК 523
ИССЛЕДОВАНИЕ ВЗАИМОДЕЙСТВИЯ ПЛАЗМЫ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА С ВЕРХНЕЙ АТМОСФЕРОЙ ВЕНЕРЫ ПРИ ПОМОЩИ МОДЕЛИ МОНТЕ-КАРЛО
© 2014 г. В. И. Шематович1, Д. В. Бисикало1, С. Барабаш2, Г. Стенберг2
Институт астрономии РАН, Москва, Россия 2Институт космической физики, Кируна, Швеция e-mail: shematov@inasan.rssi.ru Поступила в редакцию 25.11.2013 г.
С использованием детектора ASPERA-4 на борту космического аппарата ESA Venus Express были зарегистрированы единичные случаи высыпания протонов и альфа-частиц в атмосферу Венеры. При помощи разработанной модели Монте-Карло для расчета высыпаний протонов и альфа-частиц в нейтральную атмосферу Венеры определены величины отраженных и направленных вверх потоков частиц. Установлено, что в верхней атмосфере Венеры без учета индуцированного магнитного поля и в условиях минимума солнечной активности лишь исчезающее малый процент протонов и альфа-частиц отражается обратно в экзосферу. Учет индуцированного поля кардинально меняет ситуацию: для измеренных на Венере значений горизонтального магнитного поля B = 20 нТ отраженные атмосферой потоки энергии возрастают до 44% для случая высыпающихся протонов, и до 64% — для высыпающихся альфа-частиц. С ростом поля до 40 нТ и для протонов, и для альфа-частиц отраженные потоки энергии увеличиваются практически до 100%, т.е. атмосфера защищена от проникновения частиц солнечного ветра.
DOI: 10.7868/S0320930X14050041
ВВЕДЕНИЕ
У Венеры, подобно Марсу, отсутствует собственное магнитное поле, и, соответственно, ее верхние атмосфера и ионосфера напрямую взаимодействуют с плазмой солнечного ветра. Главной особенностью взаимодействия плазмы солнечного ветра (Vaisberg и др., 1990; Russell и др., 2006) с немагнитными планетами является формирование полости в солнечном ветре, так называемой индуцированной магнитосферы. Индуцированная магнитосфера является препятствием для сверхзвукового потока плазмы и, следовательно, перед планетой должна формироваться головная (отошедшая) ударная волна. Возле подсолнечной точки индуцированная магнитосфера отделена от плазмы солнечного ветра магнитным барьером, областью с увеличенным магнитным полем. Магнитный барьер формируется посредством суперпозиции межпланетного магнитного поля (ММП), вмороженного в поток солнечного ветра, и полей электрических токов, индуцированных в проводящих слоях планетной ионосферы. На внешней стороне давление магнитного поля барьера уравновешивается динамическим давлением плазмы солнечного ветра, а на внутренней стороне — тепловым давлением ионосферной плазмы. Внешняя граница магнитного барьера примерно соответ-
ствует границе индуцированной магнитосферы. Индуцированная магнитосфера наполнена ионами планетного происхождения. Планетные ионы присутствуют также и в областях термализован-ного солнечного ветра (ша§пе1^Иеа1;к) и невозмущенного солнечного ветра. Головная ударная волна вызывает замедление потока солнечного ветра от сверхзвуковой к дозвуковой скорости (см., например, №§у и др., 2004). Граница между замедленным потоком солнечного ветра и индуцированной магнитосферой, часто называемая границей индуцированной магнитосферы (1МВ), не полностью препятствует проникновению плазмы солнечного ветра в атмосферу. Гиро-радиусы частиц солнечного ветра достаточно велики по сравнению с размерами 1МВ, что позволяет частицам плазмы двигаться по спирали вдоль сжатого магнитного поля и непосредственно взаимодействовать с верхними слоями венерианской атмосферы. Это уникальное свойство малого размера индуцированной магнитосферы позволяет протонам и альфа-частицам солнечного ветра проникать в атмосферу Венеры.
Передача энергии от солнечного ветра приводит к ускорению и потере ионов из планетной системы атмосфера—ионосфера. Основные представления о взаимодействии плазмы солнечного ветра с Венерой были получены из данных изме-
рений во время реализации космической миссии NASA Pioneer Venus Orbiter (PVO) в 1978-1992 гг. (см. обзор полученных данных в работе Russell и др., 2006). Недавние измерения, выполненные инструментом ASPERA-4 (Barabash и др., 2007a) на борту КА Venus Express, показали, что атмосфера Венеры теряет ионы H+, He+, и O+, а также, что отношение потоков убегания ионов H+ и O+ соответствует стехиометрическому соотношению для воды, т.е. 2 : 1. Действительно, на Венере в настоящее время продолжается потеря воды, которая существует в небольших количествах в атмосфере в виде водяного пара (200-300 ppm согласно (Hoffman и др., 1980)). Ранее основным свидетельством потери воды из венерианской атмосферы были результаты измерений КА PVO, показавшие 120-кратное обогащение венерианской атмосферы дейтерием по отношению к атомарному водороду по сравнению с атмосферой Земли (Donahue и др., 1982). Эта разница показывает, что венерианская атмосфера за время ее существования была сильно изменена за счет процессов фракционирования при тепловой и нетепловой диссипации, при условии, что Венера после формирования была столь же насыщена влагой, как и Земля. Однако фундаментальный вопрос, сколько все же воды существовало на Венере сразу после образования планеты (Barabash и др., 2007b), по-прежнему остается открытым. Из-за высокой силы тяжести на Венере атмосферные потери в результате воздействия плазмы солнечного ветра превышают или, по крайней мере, сопоставимы с другими каналами диссипации, такими как тепловое (джинсовское) испарение и убегание нетепловых продуктов экзотермических фотохимических реакций и процессов перезарядки в атмосфере (Lammer и др., 2006). Таким образом, определение текущей скорости потери атмосферы вследствие воздействия плазмы солнечного ветра и понимание того, насколько она зависит от параметров солнечного ветра, являются ключевыми шагами в определении начального количества воды на планете и к ответу на фундаментальный вопрос - был или нет изначальный океан на Венере?
Статья организована следующим образом. В разделе 2 описывается физика взаимодействия протонов и альфа-частиц с верхней атмосферой Венеры. В разделе 3 представлены параметры модели и результаты расчетов потоков частиц, покидающих атмосферу, для случаев высыпания протонов и альфа-частиц. В Заключении суммированы основные выводы работы.
ОСОБЕННОСТИ ВЫСЫПАНИЯ ПРОТОНОВ И АЛЬФА-ЧАСТИЦ ИЗ ПЛАЗМЫ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА В ВЕРХНЮЮ АТМОСФЕРУ ВЕНЕРЫ
Высыпание заряженных и нейтральных частиц в верхнюю атмосферу Венеры существенно отличается от высыпания в верхнюю атмосферу Земли. В случае Земли сильное внутреннее магнитное поле планеты защищает нейтральную атмосферу от прямого воздействия плазмы солнечного ветра, и только в области магнитных каспов возможно проникновение заряженных частиц с высокими кинетическими энергиями на высоты нейтральной атмосферы. В отличие от Земли, на Венере граница между солнечным ветром и отражающим препятствием, границей индуцированной магнитосферы (IMB), расположена достаточно близко к планете, следовательно, пересекающие IMB ионы солнечного ветра могут непосредственно взаимодействовать с нейтральной атмосферой. Результатом данных отличий во взаимодействии плазмы солнечного ветра с атмосферами Земли и Венеры является различие в характеристиках высыпающихся частиц. Протоны и тяжелые ионы из кольцевого тока Земли ускоряются до энергий порядка десятков кэВ в магнитосфере, удерживаются сильным внутренним магнитным полем и попадают в нейтральную атмосферу лишь в высоких широтах (Moore, Horowitz, 2007). В околопланетном пространстве Венеры отсутствует кольцевой ток и поэтому энергии протонов не превышают нескольких кэВ. Наведенное магнитное поле у планет без внутреннего магнитного поля обычно является слабым — с типичными значениями напряженности порядка десятков нТ. Очевидно, что относительная важность столкновительных процессов между высыпающимися частицами и компонентами нейтральной атмосферы также отличается для Венеры и Земли из-за различия как в характеристиках высыпающихся частиц, так и в составе нейтральной атмосферы (Shematovich и др., 2006).
Рассмотрим имеющиеся экспериментальные данные. Используя прямые плазменные измерения инструмента ASPERA-4 (Analyzer of Space Plasma and Energetic Atoms) на борту космического аппарата Venus Express (VEX), в работе (Zhang и др., 2007) установлено, что протоны солнечного ветра могут проникать в атмосферу Венеры лишь до высот границы индуцированной магнитосферы или так называемой ионопаузы, расположенной в условиях низкой солнечной активности в диапазоне высот от 300 до 500 км (см. рис. 1).
Кроме того, в работах (Galli и др., 2008a; 2008b) сообщено об измерениях потоков энергетических нейтральных атомов (ЭНА) на низких высотах в дневной и ночной верхней атмосфере Венеры. Данный поток ЭНА интерпретируется как отражение атмосферой потока солнечных протонов
Rcyl_VSO [RV]
6
-4 -5
X_VSO [RV]
Рис. 1. Две границы — головная ударная волна (верхняя кривая) и граница индуцированной магнитосферы (1MB; нижняя кривая) — плазменного окружения Венеры по данным анализатора массы ионов (ASPERA-4/IMA) и электронного спектрометра (ASPERA-4/ELS) за первые 5 месяцев измерений на борту КА Venus Express (Galli и др., 2008b; Martinecz и др., 2008). Значения осей Х и Y заданы в радиусах Венеры Ry.
после перезарядки и иногда определяется как ЭНА-альбедо атмосферы Венеры ^ипе11 и др., 2005). Исследование процессов воздействия протонов и альфа-частиц солнечного ветра на верхнюю атмосферу Венеры играет важную роль, так как процессы перезарядки приводят к образованию атомов водорода, гелия и кислорода, как с надтепловыми (Е < 10 эВ), так и сверхтепловыми (Е > 100 эВ) энергиями.
Для исследования роли плазменных источников были разработаны модели Монте-Карло для решения кинетического уравнения, описывающего перенос и кинетику высокоэнергетичных (Е < 10 кэВ) протонов (8Иеша1оу1ск и др., 2011) и альфа-частиц (ВИешаШукИ и др., 2013), в верхних атмосферах планет земной группы с учетом индуцированного воздействием солнечного ветра магнитного поля. Соответственно, в кинетических уравнениях Больцмана для функций распределения Н+ и Не++ по кинетической энергии учтены:
— источники протонов и аль
Для дальнейшего прочтения статьи необходимо приобрести полный текст. Статьи высылаются в формате PDF на указанную при оплате почту. Время доставки составляет менее 10 минут. Стоимость одной статьи — 150 рублей.