МЕХАНИКА ЖИДКОСТИ И ГАЗА № 3 • 2011
УДК 533.6.011:533.72:523.2
© 2011 г. В. Б. БАРАНОВ
НЕКОТОРЫЕ ГАЗОДИНАМИЧЕСКИЕ МОДЕЛИ ФИЗИЧЕСКИХ ЯВЛЕНИЙ, ВСТРЕЧАЮЩИХСЯ В УСЛОВИЯХ КОСМИЧЕСКОГО ПРОСТРАНСТВА
(Обзор)
Для предсказания и интерпретации экспериментальных данных, получаемых при исследовании физических явлений, встречающихся в условиях космического пространства, большую роль играют методы механики и, в частности, методы механики сплошных сред, математический аппарат которой существенно проще математического аппарата кинетической теории газов. Успехи в области гидроаэромеханики и магнитной гидродинамики привели к созданию научного направления, которое принято называть "космической газовой динамикой". Проекты по созданию как наземных приборов (например, телескопов), так и приборов, которые устанавливаются на космических аппаратах, предназначенных для экспериментального исследования еще плохо изученных явлений физики космоса, требуют предварительного создания теоретических моделей этих явлений. После проведения экспериментов возникает необходимость в интерпретации полученных экспериментальных данных.
В предлагаемом обзоре будут затронуты две проблемы космической газовой динамики, связанные с построением газодинамических моделей. К этим проблемам относятся взаимодействие солнечного ветра с окружающей солнечную систему межзвездной средой и взаимодействие кометных атмосфер с солнечным ветром. В связи с экспериментальным исследованием внешних областей солнечной системы при помощи космических аппаратов Voyager-1, Voyager-2, Ulysses, Hubble Space Telescope (HST) и других первая проблема в настоящее время находится в центре внимания научной общественности. Новым результатам в этой проблеме, полученным после написания обзоров [1, 2], будет уделено наибольшее внимание в настоящей статье.
Вторая проблема во многом подобна первой, поскольку в ней, как и в первой, идет речь о взаимодействии двух потоков газа, а именно о взаимодействии солнечного ветра с потоком вещества (в основном H2O или CO2), испаряющегося с поверхности кометы вследствие ультрафиолетового излучения Солнца. Однако имеется ряд существенных отличий физической природы, связанных с процессами фотоионизации молекул кометного происхождения с последующим торможением солнечного ветра вследствие процессов его "нагружения" тяжелыми ионами. Хотя в литературе и строились теоретические модели такого взаимодействия, но до наступления эры космических исследований эта проблема не была достаточно подкреплена экспериментальными данными, поскольку эти данные ограничивались наземными наблюдениями в оптическом и радиодиапазоне и требовали своей интерпретации. Прямые измерения параметров окружающего кометы газа были недоступны. Широкие возможности исследования комет солнечной системы появилась только тогда, когда на космических аппаратах можно было ставить как приборы, непосредственно измеряющие параметры межпланетной среды, так и приборы дистанционных наблюдений в любом диапазоне длин волн.
Впервые возможность глобального изучения обтекания комет солнечным ветром при помощи космических аппаратов появилась в 1986 г., когда комета Галлея, период обращения которой вокруг Солнца составляет 76 лет, должна была пройти на минимальном расстоянии от Земли (последнее ее приближение к орбите Земли состоялось в 1910 г.). До настоящего времени пока единственная программа запуска пяти космических аппаратов (советских "Вега-1" и "Вега-2", европейского "Giotto", японских "Suisei" и "Sakigake") к комете Галлея для ученых всего мира стала большим событием. Она давала возможность путем прямых измерений исследовать проблему взаимодействия кометных ионосфер с солнечным ветром, сфотографировать комету Галлея с близкого расстояния, определить химический состав ядра кометы и сравнить данные эксперимента с теоретическими предсказаниями. В этот период было опубликовано большое чис-
ло экспериментальных и теоретических работ, которые касались этой проблемы. Число публикаций по этой теме, как функция времени, подобна дельта-функции с пиком в окрестности 1986 г. Однако многие теоретические работы в это время представляли собой скорее "научный шум", чем истинные научные достижения, поскольку торопливость в интерпретации экспериментальных данных приводила к поверхностным или просто ошибочным работам. К сожалению, после 1986 г. количество работ по кометной тематике резко снизилось, хотя многие проблемы, поставленные в результате единственной пока международной миссии космических аппаратов к комете Галлея, остались нерешенными. Некоторые из этих проблем будут затронуты в настоящем обзоре. Будут также сформулированы некоторые новые задачи, которые необходимо решать для более глубокого изучения других комет солнечной системы.
Первые два раздела обзора относятся к проблеме взаимодействия солнечного ветра с потоком газа межзвездной среды. В разд. 1 приводится историческая справка о шагах по созданию модели взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой; в разд. 2 приводятся результаты экспериментальных данных, полученных в последнее время при помощи космических аппаратов, исследующих внешние области солнечной системы. Приводятся некоторые соображения по развитию кинетико-газодинамической модели в связи с необходимостью интерпретации новых и несколько неожиданных экспериментальных данных. В разд. 3 дается обзор работ, связанных с исследованием обтекания комет солнечным ветром. Приводится математический аппарат, на котором строится газодинамическая модель обтекания комет солнечным ветром, содержатся сравнения теоретических предсказаний с результатами прямых измерений параметров газа в окрестности кометы Галлея и формулируются некоторые нерешенные задачи, которые требуется решить для более адекватного описания взаимодействия ионосфер комет с солнечным ветром.
Ключевые слова: солнечный ветер, межзвездная среда, ударная волна, гелиопауза, перезарядка, фотоионизация, кометный газ, кометопауза.
1. К истории создания кинетико-газодинамической модели взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой. Солнечный ветер представляет собой поток полностью ионизованной водородной плазмы, истекающий из солнечной короны. Уже на орбите Земли этот поток становится гиперзвуковым с числом Маха Ме « 10 (средние ради-
альная скорость УЕ х 400 кмс-1 и температура ТЕ « 105 К). При этом температура электронов несколько выше температуры протонов. Согласно одномерной модели
солнечного ветра [3] при г > Ге (или при г/гЕ > 1 а.е.), где Ге — расстояние от Земли до
Солнца, а.е. — астрономическая единица, скорость солнечного ветра остается почти постоянной, а температура падает почти по адиабатическому закону. Из астрономических наблюдений известно, что звезды в галактиках, вращаясь вокруг галактического центра, имеют еще пекулярные (хаотические) скорости, т.е. движутся с некоторой скоростью друг относительно друга. Наблюдения показывают, что пекулярная скорость Солнца относительно ближайших звезд порядка 20 км/с и направлена под углом примерно 53° к плоскости эклиптики (направление на апекс). При температуре окружающей Солнце межзвездной среды порядка 104 К такое движение относительно межзвездного газа является сверхзвуковым. Опираясь на факт движения Солнца по направлению к апексу, проблема взаимодействия солнечного ветра с межзвездным газом была в [4] сведена к решению задачи о структуре области взаимодействии двух сверхзвуковых потоков (интерфейсе): сферически симметричного источника и поступательного потока. Задача была решена в гиперзвуковом приближении тонкого слоя (расстояние между головной ударной волной и ударной волной торможения потока от источника мало по сравнению с их расстоянием от Солнца). Для возможности использования методов механики сплошных сред предполагалось, что межзвездная среда также является полностью ионизованной водородной плазмой.
Фиг. 1. Качественная картина возникающего течения: СВ — сверхзвуковой солнечный ветер (область 1), ЛМС — сверхзвуковой поток локальной межзвездной среды (область 4), В8 — головная ударная волна, Т8 — ударная волна торможения солнечного ветра, НР — гелиопауза (тангенциальный разрыв), области 2 и 3 — внутренний и внешний ударные слои
Уже через год после публикации работы [4] эксперименты по рассеянному солнечному излучению в водородной линии Лайман-альфа, проведенные на спутнике 000-5, показали [5, 6], что в межзвездной среде имеются атомы Н, которые движутся относительно солнечной системы со сверхзвуковой скоростью порядка 20 км/с. Вектор этой скорости оказался лежащим почти в плоскости эклиптики. Последнее свидетельствовало о том, что взаимодействие солнечного ветра с межзвездной средой определяется не пекулярным движением Солнца относительно ближайших звезд, как предполагалось в [4], а собственным движением межзвездного газа. Только много лет спустя в [7] была найдена причина такого движения. Наземные астрономические наблюдения показали, что солнечная система погружена в локальное межзвездное облако, движется относительно этого облака со скоростью около 26 км/с, а направление такого движения почти совпадает с измеренным в [5, 6] направлением. Поскольку в [5, 6] измерялась скорость атомов Н, для которых длина свободного пробега больше или порядка размеров солнечной системы, то газодинамическая модель, предложенная в [4], не могла быть использована для интерпретации измерений. Однако в [8] было сделано предположение, что локальная межзвездная среда является частично ионизованной плазмой, а ударные слои в модели [4] могут играть важную роль в проникновении межзвездного водорода в солнечную систему вследствие главного процесса резонансной перезарядки (атомов Н на протонах). Качественная картина возникающего при этом течения представлена на фиг. 1. В результате взаимодействия солнечного ветра с заряженной компонентой межзвездного газа (в дальнейшем плазменная компонента, состоящая из электронов (е) и протонов (р)) возникают три поверхности сильного разрыва: тангенциальный разрыв (НР), обычно называемый ге-лиопаузой, головная ударная волна торможения сверхзвукового потока
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.