Солнечный ветер

Солнечная корона является самой внешней частью атмосферы Солнца, через которую осуществляется непосредственная связь процессов, происходящих на Солнце, с процессами в межпланетной среде и в земной атмосфере. Корональная плазма имеет температуру порядка 106 К и электронную концентрацию у основания 108 — 109 см-3 и порядка 105 см-3

на гелиоцентрическом расстоянии 3R@. Условно принято считать, что нижняя граница короны располагается на расстоянии 1,03Rq от центра Солнца.

В прошлом изучение короны ограничивалось только наблюдениями в периоды полных солнечных затмений. Лишь в последние десятилетия благодаря использованию новых астрономических инструментов и методов (внезатменных коронографов, радиоастрономических измерений и т. д.) стали возможны систематические наблюдения короны, которые выявили, что корона по своему составу крайне неоднородна. В отдельных областях имеют место значительные градиенты температуры, а также весьма быстрое ее изменение с течением времени. Внеатмосферные наблюдения солнечной короны в мягких рентгеновских лучах обнаружили протяженные долгоживущие корональные структуры, отличающиеся отсутствием эмиссии, сравнительно низкой температурой (пониженной яркостью) и открытой конфигурацией магнитных полей. Эти структуры характеризуются также устойчивым вращением с синодическим периодом около 27 суток. Они получили название «корональные дыры» [103; 341].

Есть все основания считать, что различные корональные структуры обусловлены, прежде всего, особенностями корональных магнитных полей. Причем это предположение основано, скорее, не на результатах прямых измерений, а на теоретических оценках с учетом данных о фотосфер- ных магнитных полях.

Качественные соображения о том, что солнечная корона является источником корпускулярного излучения, которое вызывает геомагнитные возмущения и полярные сияния, высказывались различными астрономами и астрофизиками задолго до начала космической эры [41]. С.К. Всехсвят- ский на основании затменных наблюдений Солнца в 1936 году высказал идею о том, что вытягивание кометных хвостов в антисолнечном направлении обусловлено действием на атмосферы комет корпускулярного потока солнечного происхождения. С. Чепмен в рамках статической модели, используя уравнения гидростатического равновесия и теплопроводности, пришел к выводу, что внешняя атмосфера Солнца простирается вплоть до орбиты Земли. В работе [44] показано, что солнечная корона теряет энергию на излучение и практически не может находиться в состоянии гидростатического равновесия. В 1958 году Э. Паркер [307] (см. также [136]) показал, что Земля с ее атмосферой погружена в горячий корональный газ, движущийся радиально от Солнца. Такое направленное истечение плазмы от Солнца получило название «солнечный ветер».

Расчеты Э. Паркера основаны на уравнениях динамики сплошной

среды

и неразрывности

с граничными условиями у основания короны согласно наблюдательным данным. В сферической гелиоцентрической системе координат уравнения (3.1) и (3.2) можно записать в виде

где V - скорость радиального движения солнечной плазмы; Р - давление; р - плотность; G - гравитационная постоянная. Третье уравнение системы - это закон сохранения энергии с учетом весьма неопределенного процесса подогревания короны снизу. Э. Паркер упростил проблему, предположив, что давление и плотность связаны политропным законом

где у - постоянная. Кроме того, предполагалось, что уравнение состояния плазмы имеет простой вид:

где к - постоянная Больцмана, п - концентрация, причем температура Т = (Те + Гр)/2 остается постоянной; Те и Тр - соответственно температуры электронной и протонной компонент плазмы. Эти предположения позволяют свести систему (3.3) к уравнению относительно скорости направленного движения солнечной плазмы [261]

Здесь m = р/п - средняя масса частиц солнечного ветра. Уравнение (3.4) допускает четыре класса решений, которые представляют зависимость V/Ус от г/гс, где

На рис. 3.7 показаны возможные типы решений уравнения (3.4) [261], из которых класс 2, как было сразу предположено Э. Паркером и подтверждено впоследствии космическими экспериментами, в наибольшей мере отвечает действительности.

Схема топологии решения задачи об изотермическом расширении солнечной короны

Рис. 3.7. Схема топологии решения задачи об изотермическом расширении солнечной короны

Для изотермической короны с температурой, равной 106 К, скорость истечения плазмы у основания короны по расчетам Э. Паркера составляет около 0,7 км/с, затем она быстро возрастает и на гелиоцентрическом расстоянии порядка 10Rq становится сверхзвуковой и в дальнейшем увеличивается слабо. Вблизи орбиты Земли скорость солнечного ветра при этих условиях достигает 500 км/с, плотность частиц составляет 7 см-3. Ряд последующих моделей солнечного ветра рассмотрен в монографии А. Хундхаузена [261].

Впервые потоки солнечной плазмы были непосредственно измерены в межпланетном пространстве в 1959 году на советских космических аппаратах (КА) «Луна-2» и «Луна-3». В дальнейшем параметры солнечного ветра измерялись на советских и американских КА типа «Венера», «Мари- нер», «Вела», «Эксплорер» и др. В общих чертах теория солнечного ветра получила экспериментальное подтверждение, хотя были обнаружены некоторые расхождения с теоретическими оценками и ряд особенностей, не предсказанных теорией. Приведем основные результаты космических исследований солнечного ветра.

Солнечный ветер представляет собой направленный почти радиально от Солнца поток нейтральной плазмы, основная часть кинетической энергии которой связана с протонами и в меньшей мере с а-частицами. Скорость плазмы солнечного ветра, концентрация частиц и их поток представляют собой достаточно переменные величины. Обычно наблюдаемые вариации скорости солнечного ветра V находятся примерно в пределах от 300 до 800 км/с, а изменения концентрации протонов - в интервале от единиц до десятков частиц на 1 см3. Причем характерное время этих вариаций - несколько дней. В работе [103] для спокойного солнечного ветра приведены такие значения параметров: Vp = Ve = (300 ч- 400) км/с, пр = пе = (5 -н 8) см-3, Тр = (4 -г- 5) • 104 К, Те = 105 К (здесь индекс «р» обозначает протонные характеристики, а индекс «е» - электронные). Концентрация а-частиц в солнечном ветре около 5 % от концентрации протонов. Плотность энергии направленного движения протонов трпрVp /2 в спокойном солнечном ветре почти на два порядка превосходит плотность магнитной энергии и еще больше плотность энергии теплового движения пркТ - постоянная Больцмана). Следовательно, физические свойства межпланетной среды определяются динамикой плазмы солнечного ветра.

Представляет интерес сравнение параметров медленного (спокойного) и быстрого солнечного ветра. Эти параметры представлены в табл. 3.1, заимствованной из работы [124].

Таблица 3.1

Параметры солнечного ветра вблизи орбиты Земли

Параметр

Средняя

величина

Медленный

ветер

Быстрый

ветер

Концентрация п, см-3

8,7

11,9

3,9

Скорость V, км/с

468

327

702

Поток nV, см"2с_1

3,8-108

3,9-108

2,7-108

тр, к

7-104

3,4-104

2,3-105

Те, К

1,4-105

1,3-105

1,0-105

Помимо непрерывного расширения солнечной короны, регулярно случаются и спорадические высокоскоростные потоки (К—1000 км/с и выше) солнечной плазмы. Анализ ряда почти непрерывных измерений параметров солнечного ветра в течение многих оборотов Солнца показал устойчивую повторяемость высокоскоростных потоков с периодом, равным синодическому периоду вращения Солнца вокруг своей оси. Ранее предполагалось, что высокоскоростные потоки непосредственно связаны с мощными солнечными вспышками. В настоящее время больше склоняются к тому, что это явление не что иное, как выбросы коронального вещества [124], хотя и тот и другой процессы, безусловно, физически связаны между собой.

Этот результат свидетельствует о том, что на непрерывное (спокойное) расширение солнечной короны накладываются рекуррентные высокоскоростные потоки солнечной плазмы, возникающие в локализованных областях короны. Есть основания считать, что происхождение высокоскоростных потоков в солнечном ветре связано с корональными дырами [103].

Определенной связи между характером изменений различных параметров солнечного ветра не установлено. Например, по измерениям на одних КА скорость солнечного ветра V и концентрация протонов пр имеют линейную антикорреляцию, иногда считают, что антикорреляцию можно представить в виде Пр~У-1,5, а в других случаях определенной связи между изменениями V и пр не обнаружено вообще [103]. Нужно отметить, что антикорреляция V и пр не согласуется с теорией Паркера, которая достаточно хорошо описывает спокойное расширение солнечной короны. В действительности же солнечный ветер представляет собой более сложное явление, и его теория в последнее время пересматривается с учетом новых наблюдательных данных о физических процессах в короне [124].

Существование рекуррентных высокоскоростных потоков солнечной плазмы позволяет объяснить возникновение наблюдаемых межпланетных ударных волн, на фронте которых обычно имеет место повышение концентрации частиц в то время, когда нарастает скорость. Для возмущений, обусловленных солнечными вспышками, характерно приблизительно двукратное увеличение концентрации протонов (обычно от 5 до 10 см-3), средней температуры (от 4 • 104 до 8 • 104 К), межпланетного магнитного поля (от 10 до 20 нТл), а также возрастание скорости протонов от 350 до 450-500 км/с. Ударная волна распространяется относительно солнечного ветра со скоростью до 100 км/с [103].

Особый интерес представляет вопрос о распространении в межпланетном пространстве протонов с энергией до 109 эВ, которые образуются в результате солнечных протонных вспышек. Если солнечный ветер в силу своей электрической нейтральности движется от Солнца радиально, то заряженный поток протонов вблизи земной орбиты распространяется вдоль силовых линий межпланетного магнитного поля, т. е. примерно под углом 45° к линии Земля - Солнце [221]. Концентрация протонов высокой энергии намного меньше концентрации частиц плазмы солнечного ветра и составляет примерно 10-1О-10-7 см-3 [6], тем не менее, в отдельные периоды плотность энергии релятивистских протонов может достигать, а иногда и превышать плотность энергии солнечного ветра.

В плане изучения солнечно-земных связей представляет несомненный интерес вопрос о связи параметров солнечного ветра с характеристиками солнечной активности (например, с числами Вольфа W), а также с характеристиками геомагнитной активности. Дело в том, что, во-первых, ряд космических экспериментов по изучению параметров солнечного ветра начинается примерно с 1962 года, а ряды определений солнечной активности и геомагнитной активности - это вековые ряды. Во-вторых, измерения параметров солнечного ветра с использованием КА отражают свойства солнечного ветра в конкретной точке космического пространства. Нет никакого сомнения в том, что эти свойства могут сильно изменяться в пространстве и времени. В этом, в частности, мы в свое время убедились, анализируя данные измерений V и пр в 1968-1969 годах, полученные на КА «Эксплорер-33» и «Эксплорер-35» [91]. По этой причине представляется целесообразным для оценки связи солнечного ветра с различными планетарными геофизическими процессами рассматривать усредненные за месяц, а еще лучше за год значения его параметров (скорости V, концентрации частиц пр, интенсивности и полярности межпланетного магнитного поля).

Работа [243] была одной из первых, в которой представлены и проанализированы среднегодовые значения скорости солнечного ветра, полученные по результатам измерений на КА. Данные этой работы вместе со значениями чисел Вольфа представлены на рис. 3.8. Значение V для 1963 года получено линейной интерполяцией.

Изменения от года к году скорости солнечного ветра V (прерывистая линия) и чисел Вольфа W (сплошная линия) в 1962-1974 годах

Рис. 3.8. Изменения от года к году скорости солнечного ветра V (прерывистая линия) и чисел Вольфа W (сплошная линия) в 1962-1974 годах

Рассмотренный интервал охватывает конец 19-го цикла солнечной активности по цюрихской нумерации (1954-1964 годы) и практически весь 20-й цикл (1964-1976 годы). Из этого рисунка видно, что вариации среднегодовой скорости солнечного ветра и относительных чисел солнечных пятен, скорее всего, не коррелированны между собой.

Попытки построить и проанализировать относительно длинные ряды измерений параметров солнечного ветра на предмет выявления в этих рядах тех или иных цикличностей предпринимались в работах [214; 235; 238; 244; 270] и др. Вывод, который можно сделать по этим работам: четко выраженных цикличностей (за исключением разве что очевидного 27-суточного периода) в наблюдаемых изменениях параметров солнечного ветра вблизи орбиты Земли не прослеживается. Хотя можно отметить некоторые выводы работы Дж. Кинга [270]. Во-первых, он показал, что интенсивность межпланетного магнитного поля имеет минимум в минимуме солнечной активности. Во-вторых, максимум скорости солнечного ветра приходится на фазу спада чисел Вольфа. В некоторой степени этот вывод можно сделать из анализа рис. 3.8. С другой стороны, видно, что и в максимуме 20-го цикла имел место локальный максимум средней за год скорости солнечного ветра. В-третьих, минимумы плотности и давления в солнечном ветре приходятся на максимум солнечной активности. Нельзя исключить тот факт, что обнаруженные в [270] и в других работах закономерности в связи параметров солнечного ветра и солнечной активности существенно зависят от объема и привязки к временной шкале рассмотренных выборок.

 
Посмотреть оригинал
< Пред   СОДЕРЖАНИЕ   ОРИГИНАЛ     След >