КОСМИЧЕСКИЕ ИССЛЕДОВАНИЯ, 2012, том 50, № 2, с. 147-157
УДК 523.62,524.55,52-64
ВЛИЯНИЕ ЭФФЕКТОВ ГЕЛИОСФЕРНОГО УДАРНОГО СЛОЯ НА ПАРАМЕТРЫ РАССЕЯННОГО СОЛНЕЧНОГО Ьа ИЗЛУЧЕНИЯ, ИЗМЕРЯЕМОГО НА ОРБИТЕ ЗЕМЛИ © 2012 г. О. А. Катушкина1, 2, В. В. Измоденов1, 2, 3
гМГУим. М.В. Ломоносова 2Институт космических исследований РАН, г. Москва 3Институт проблем механики им. А.Ю. Ишлинского РАН, г. Москва
okat@iki.rssi.ru Поступила в редакцию 31.03.2011 г.
В данной работе предлагается новая кинетическая модель распределения межзвездных атомов водорода в гелиосфере, учитывающая глобальные эффекты, связанные с перезарядкой межзвездных атомов вблизи границы гелиосферы. Построенная модель позволяет эффективно находить детальное распределение атомов водорода по пространству и скоростям. В осесимметричном стационарном случае проводится сравнение параметров межзвездных атомов водорода в гелиосфере, полученных в рамках классической горячей модели, двух модификаций усовершенствованной горячей модели, а также глобальной самосогласованной кинетико-газодинамической модели гелиосферно-го интерфейса. Представлены результаты расчетов моментов спектров рассеянного солнечного Ьа излучения, полученных на основании различных моделей распределения атомов водорода в гелио-сфере.
1. ВВЕДЕНИЕ
Первые измерения рассеянного солнечного La излучения были проведены во время ракетных запусков в 60-х годах XX века. В 1963—1965 гг. группой В. Г. Курта с автоматических межпланетных станций Зонд-1, Венера-2, Венера-3 и Венера-4 было зарегистрировано наличие рассеянного La излучения в межпланетном пространстве [1, 2]. Обнаруженное сильное диффузионное излучение в ультрафиолетовом диапазоне (на длине волны 121.6 нм) было объяснено рассеянием солнечных La фотонов на атомах водорода, которые проникают в Солнечную систему из локальной межзвездной среды (ЛМС) [3, 4]. Необходимость интерпретировать экспериментальные данные привела к развитию моделей распределения межзвездных атомов водорода внутри гелиосфе-ры. В настоящее время рассеянное La излучение измеряется на различных космических аппаратах с помощью фотометрических и спектроскопических методов (Ulysses, SOHO/SWAN, Hubble Space Telescope, Voyager 1, 2). Более подробный обзор литературы, посвященной исследованию La излучения, можно найти в работах [5, 6, 7].
Рассеянное солнечное La излучение является инструментом для косвенной диагностики параметров нейтральных атомов водорода в гелиосфере. Скоростное и пространственное распределение атомов водорода определяются двумя типами эффектов, которые мы в данной работе будем условно называть локальными и глобальными. Локальные эффекты существенны вблизи Солнца
и связаны с воздействием на атомы водорода солнечной гравитации, радиационного давления, солнечного излучения (посредством фотоионизации атомов), а также солнечного ветра (посредством ионизации атомов на протонах солнечного ветра через процесс перезарядки Н+ + Н Н + Н+). Влияние всех этих эффектов заметно на расстояниях приблизительно до 50 а.е. от Солнца. На больших расстояниях это влияние становится пренебрежимо малым, т.к. и сила солнечной гравитации, и интенсивность солнечного излучения, и поток протонов солнечного ветра падают с расстояние примерно как 1/г2. Глобальные эффекты возникают за счет процессов, происходящих в районе границы гелиосферы т.е. на расстояниях от ~250 до ~400 а.е. от Солнца. Дело в том, что во время своего движения из межзвездной среды внутрь гелиосферы атомы водорода перезаряжаются на протонах ЛМС, что приводит к изменению функции распределения атомов по скоростям. Причем, поскольку свойства плазмы в различных областях гелиосферного интерфейса существенно отличаются, то изменения функции распределения атомов зависят от свойств всей области взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой. Мы называем эти эффекты глобальными, т.к. они определяются глобальной структурой границы гелиосферы. Таким образом, экспериментальные данные по рассеянному солнечному Ьа излучению являются источником ценной информации о процессах, происходящих как в областях близких к Солнцу, так и на границе гелиосферы.
147
4*
А В
г, а.е.
Рис. 1.1 — внешняя граница рассматриваемой области; 2 — схематичное представление гелиосферной ударной волны.
В работе В.Б. Баранова и Ю.Г. Маламы [15] было показано, что область взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой (называемая в литературе гелиосферным интерфейсом или ге-лиосферным ударным слоем) разделяется двумя ударными волнами и контактной поверхностью на четыре подобласти с существенно различными свойствами плазмы. Качественная картина ге-лиосферного ударного слоя показана на рис. 1А. Межзвездные атомы водорода взаимодействуют с плазменной компонентой посредством процесса перезарядки, в результате чего рождаются новые (вторичные) атомы водорода, имеющие скорости протонов — партнеров по перезарядке. Поэтому принято различать четыре сорта атомов водорода в зависимости от области их рождения: первичные межзвездные атомы (сорт 4), вторичные межзвездные атомы (сорт 3), рожденные между ге-лиопаузой и внешней ударной волной, атомы сорта 2, рожденные между гелиосферной ударной волной и гелиопаузой, и атомы, рожденные в области сверхзвукового солнечного ветра (сорт 1). Отметим, что атомы сорта 1 обладают значительными скоростями (около 400 км/с), поэтому рассеянные на них фотоны имеют большой доппле-ровский сдвиг и не могут быть измерены в линии Ьа. Основной вклад в рассеяние солнечных Ьа фотонов вносят первичные и вторичные межзвездные атомы, т.к. атомы сорта 2 обладают меньшими концентрациями и большими энергиями и, следовательно, не оказывают существенного влияния на рассеянное излучение.
Из-за больших длин свободного пробега движение межзвездных атомов водорода необходимо описывать в рамках кинетических моделей [8]. На протяжении многих лет для этого использовалась, так называемая, классическая горячая модель, которая предполагает решение кинетического уравнения Больцмана для функции распределения атомов по скоростям в стационарном осесимметричном случае [9]. При этом вдали от
Солнца (на 50—80 а.е.), где локальные эффекты солнечной ионизации и гравитации становятся незначительными, функция распределения атомов считается максвелловской с постоянными параметрами. На основании такой модели в работе [10] были проанализированы данные SWAN/SOHO по рассеянному La излучению и получено теоретическое значение температуры атомов водорода на 50 а.е., наилучшим образом согласующееся с экспериментальными данными. Однако, оказалось, что полученное таким образом значение превышает истинную температуру ЛМС (известную из измерений межзвездного гелия, см. [11, 12]) на 5000— 6000 К. Основным объяснением такого различия является тот факт, что классическая горячая модель не учитывает многокомпонентный характер распределения атомов водорода, возникающий в следствие глобальных эффектов, относящихся к области взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой [13, 14]. А именно, вторичные межзвездные атомы, рожденные в области заторможенной и разогретой межзвездной плазмы, имеют меньшую массовую скорость и большую температуру по сравнению с первичными атомами. В результате, за счет рассеяния солнечных La фотонов на атомах этого сорта происходит смещение максимума удельной интенсивности рассеянного излучения в сторону меньшей частоты, а также уширение спектральной линии. Это и объясняет получение в работе [10] завышенной температуры межзвездных атомов вдали (т.е. на 50 а.е.) от Солнца при анализе спектров La излучения на основе классической горячей модели.
Подробный анализ влияния многокомпонентной природы распределения атомов водорода на спектры рассеянного La излучения был проведен в работе [16]. Для получения распределения атомов водорода авторы использовали самосогласованную двухкомпонентную кинетико-газодина-мическую модель взаимодействия солнечного
ветра с ЛМС [15]. Данная модель, которую в дальнейшем мы будем называть моделью Баранова— Маламы, предусматривает самосогласованное решение уравнений Эйлера для плазменной компоненты с кинетическим уравнением Больцмана для нейтральных атомов. В работе [16] описывается влияние каждой компоненты атомов на суммарный спектр рассеянного Ьа излучения. Отмечено, что рассеяние на атомах сорта 3 приводит к асимметрии суммарного спектра, которая отсутствует в случае использования классической горячей модели.
Однако, использование полной кинетико-га-зодинамической модели гелиосферного интерфейса (модели Баранова—Маламы или ее модификаций) для детального анализа многочисленных наблюдательных данных по рассеянному Ьа излучению технически затруднено, так как в рамках такой модели вычисление функции распределения атомов водорода по скоростям во всей ге-лиосфере требует значительных компьютерных ресурсов и расчетного времени. При этом для полного анализа данных по рассеянному излучению требуется знать именно функцию распределения атомов, а не только ее моменты. Кроме того, вплоть до настоящего времени трехмерная нестационарная самосогласованная модель ге-лиосферного интерфейса не была разработана. Хотя известно, что локальные эффекты, определяемые параметрами солнечного ветра и солнечного излучения, существенно зависят от времени и гелиошироты, что делает задачу трехмерной и нестационарной. Таким образом, представляется целесообразным использовать самосогласованные кинетико-газодинамические модели ге-лиосферного интерфейса для определения полной структуры области взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой, а для нахождения детального скоростного и пространственного распределения атомов водорода внутри гелиосферной ударной волны использовать более простую кинетическую модель (типа горячей модели), позволяющую однако учитывать локальные эффекты, существенные вблизи Солнца, совместно с глобальными эффектами границы гелиосферы.
На протяжении последних 20-ти лет классическая горячая модель, описывающая распределение межзвездных атомов водорода внутри гелио-сферной ударной волны, была значительно усовершенствована.
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.