Взаимодействие МГД разрывов в солнечной и космической плазме

Введение
5
ВВЕДЕНИЕ
§1. ИСТОРИЯ ВОЗНИКНОВЕНИЯ РАССМАТРИВАЕМЫХ ПРОБЛЕМ
Солнечно-земные связи, определяемые корональными и межпланетными ударными волнами, играют важную роль в динамических процессах, происходящих в короне Солнца, солнечном ветре и в магнитосфере Земли. В настоящее время им уделяется значительное внимание в связи с работой по совместной европейско - американской программе СОХО и с разработкой прогноза “космической погоды”. Теперь уже ясно, что плазменные структуры солнечной атмосферы тесно связаны с явлениями в солнечном ветре и во многом определяют поведение геомагнитного поля и ионосферы Земли. В частности, известно, что внезапное начало геомагнитных бурь может вызываться сильными разрывами солнечного ветра, такими, как быстрые ударные волны солнечного ветра [1,2,3] и тангенциальные разрывы [4] .
Еще в 1859 году Кэррингтон указал на появление сильного геомагнитною возмущения через сутки после регистрации на Солнце локальною увеличения яркости, лучше всего наблюдаемого в линии На, которое через мною лет стало называться солнечной вспышкой.
Уже первые наземные наблюдения солнечных вспышек и последующих сильных возмущений магнитного поля Земли, названных геомагнитными бурями, привели ученых к мысли о том, что причиной этих явлений могут служить процессы, связанные с деятельностью Солнца.
В 1896 году норвежский ученый Биркелаид [5] высказал предположение, что полярные сияния и геомагнитные бури вызываются приходом к Земле частиц одного заряда, выброшенных с поверхности Солнца. Эта теория, впоследствии развитая Штермером, подверглась серьезной критике в связи с
И а едение
6
тем, что длительное существование потока заряженных частиц невозможно из-за электростатическою отталкивания.
В 30-х годах XX столетия Чепмен и Ферраро [6] выдвинули теорию, согласно которой происхождение геомагнитных бурь объяснялось действием отдельных потоков солнечного газа или плазмы, испускаемых в период усиления солнечной активности. При этом предполагалось, что межпланетное пространство есть вакуум, который заполняется корпускулярными потоками лишь во время активных процессов на Солнце. Эти потоки и считались причиной глобатьных возмущений полости, названной впоследствии Голдом магнитосферой Земли, и геомагнитных бурь.
Согласно Чепмену [7], геомагнитные бури классифицируются по двум основным типам: бури с внезапным началом и бури с постепенным началом. Наступление геомагнитной бури первого типа характеризуется внезапным ростом величины горизонтальной компоненты геомагнитного поля почти одновременно на всех низко- и средне-широтных геомагнитных обсерваториях в виде импульса, называемого внезапным началом (550. Буря с постепенным началом не имеет внезапного начата. Известно также, что типичная буря первого типа имеет начальную фазу, главную фазу и фазу восстановления, причем начальная фаза характеризуется повышенным уровнем геомагнитного поля, а главная фаза - большим спадом уровня.
Теория Чепмена - Ферраро о происхождении геомагнитных бурь была в дальнейшем развита Мартином [8] на основе использования гидродинамической аналогии. Он пришел к выводу, что корпускулярные потоки полностью замыкают образующуюся вокруг Земли магнитосферу, и проблема взаимодействия этих потоков с геомагнитным полем аналогична проблеме установившегося движения жидкости вокруг погруженного в нее тела.
Введение
1
Впервые вывод о динамическом характере межпланетной среды или о постоянном истечении солнечной плазмы в виде солнечного ветра был сделан Бирманом [9] на основе наблюдения комет.
Позднее Паркер [10,11], пользуясь гидродинамической анапошей, доказал, что солнечная корона непрерывно расширяется и скорость расширения достигает на расстоянии нескольких радиусов Солнца от фотосферы величины, превышающей местную ионную скорость звука. Была построена сферически - симметричная модель, в которой объединенный эффект гравитационного поля Солнца, сферической симметрии потока и низкого давления межзвездной среды создает нечто вроде “сопла” в сверхкритических условиях.
В настоящее время известно, что существуют несколько видов истечения солнечной плазмы: 1) непрерывное истечение из солнечной короны над низконшротной областью Солнца в виде спокойного солнечного ветра со скоростью 300-400 км/сек; 2) истечение ускоренных потоков солнечного ветра из корональных дыр со скоростью порядка 700 км/сек; 3) краткий по времени выброс солнечной плазмы во время коронального выброса массы, когда-то называемый транзиентом. При этом солнечная плазма, обладающая большой электропроводностью, переносит с собой солнечное магнитное поле, вмороженное в нее. Именно корональные выбросы массы (или СМЕ), вызывая появление магнитных бутылок в потоке солнечною ветра, служат причиной развития геомагнитных бурь.
Еще наблюдения потоков плазмы, осуществленные с помощью межпланетной станции “Маринср-2 “ в 1962 году, и измерения, проведенные на советских спутниках, позволили сделать вывод о том, что поток солнечного ветра существует практически постоянно и его скорость близка к величине, предсказываемой на основе теории Паркера [12] .
Введение____________________________________8
■ ■■—■■■-п.- -■ 1 ■ — ■■ ■ . ■_г.ти. ...-.и! 1 -г... ■« ■ м-м г,—:п I. ..1
Результаты радиоастрономических наблюдений Солнца подтвердили теорию расширяющейся короны. Таким образом, появились убедительные экспериментальные данные, говорящие в пользу динамической модели короны Солнца как источника солнечного ветра, являющегося частным случаем типичного звездного ветра.
Важно отметить также, что при обтекании магнитосферы сверхмагнитозвуковым потоком солнечного ветра подобно газодинамическому случаю сверхзвукового обтекания тупоносого тела возникает стационарная головная или носовая ударная волна.
Результаты полетов спутников “ИМП-1” и “ИМП-2” подтвердили это теоретическое предположение, сделанное в 1959 году Жигулевым и Ромишевским [13]. По данным Несса [14] фронт головной ударной волны имеет форму параболоида, а граница магнитосферы Земли (магнитопауза) на подсолнечной стороне - приблизительно сферическую форму. В настоящее время для первого пользуются представлением ударной поверхности в виде гиперболоида, для второй же - параболоида.
Изучению структуры фронта магнитогидродинамических (МГД) ударных волн в бесстолкновительной плазме, которая переносится потоком солнечного ветра, посвящено много работ, при этом даются модели механизма бесстолкновительной диссипации в намагниченной плазме. Однако, при МГД подходе не важен конкретный механизм диссипации, важно лишь то, что диссипация энергии имеет место во фронте МГД ударной волны и толщина этого фронта в намагниченной сильно разреженной плазме много меньше длины свободного пробега [15,16] .
Уравнения классической магнитной гидродинамики для бесстолкновительной плазмы в присутствии поперечного магнитного поля были получены из кинетических уравнений, описывающих поведение частиц, и из
Введение
9
электродинамических уравнений Максвелла Чу, Голдбергером и Лоу [17] разложением по степеням ларморовского радиуса. В случае произвольно направленного магнитного поля эти авторы получили уравнения квазимагнитогидродинамики, в которых составляющая, перпендикулярная полю, не равна составляющей давления вдоль поля. Анизотропия давления представляет качественный интерес при р± - р\ * 09 где р± - давление, перпендикулярное вектору поля, а р\\ - давление вдоль поля [18].
Все это согласуется с утверждением, сделанным Жигулевым [13], Голдом [1], Эксфордом [19] и другими о том, что магнитное поле, которое присутствует в бесстолкновительной плазме, заставляет ее вести себя подобно сплошной среде при условии, что характерный размер задачи больше ионного радиуса Лармора. Считается, что толщина фронта бесстолкно/'вительной ударной волны измеряется величиной порядка этого радиуса, который в околоземном космическом пространстве имеет значение не более 1000 км, что много меньше длины свободного пробега частиц.
Проблема обтекания магнитосферы потоком солнечной плазмы с точки зрения сплошной среды давно вызывает значительный интерес. В 1959 году В.Н.Жигулев и Е.А.Ромишевский [13] методом конформного отображения решили двумерную задачу о гидродинамическом обтекании полости, представляющей собой вакуум с сильным магнитным полем. Взаимодействие потока ионизированного газа с магнитным полем Земли было сведено к явлению магнитного “отжатия”, заключающегося в том, что поток обтекает при своем движении некую поверхность, заключающую внутри себя магнитное поле; вне полости предполагалось, что магнитное поле отсутствует, на границе же полости магнитное поле должно было уравновешиваться газодинамическим. При этом нормальная компонента магнитного поля на границе полости предполагалась равной нулю.
Введение
10
Авторы этой работы указали на существование отошедшей ударной волны, которая должна возникнуть в потоке перед полостью, и нашли аналитическую функцию, осуществляющую конформное отображение внутренности полости или магнитосферы на внутренность круга единичного радиуса.
Теория магнитного отжатая во многом качественно аналогична теории Чепмена-Ферраро о возвращающем слое для свободно-молекулярного потока, но важно указать на то, что непосредственные космические измерения больше подтвердили гидродинамическую модель.
Простейшая математическая модель, способная дать адекватное описание основных черт стационарного взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой Земли - это обычные магнитогидродинамические (МГД) уравнения для установившегося потока невязкого совершенного газа [20]. Необходимо при этом указать на то, что в магнитной гидродинамике или магнитной газодинамике, как и в обычной газодинамике, волны сжатия имеют тенденцию к опрокидыванию с образованием ударной волны, фронт которой имеет малую толщину, так что ее можно считать сильным разрывом. Математически это выражается в том, что непрерывное решение бездиссипативных дифференциальных уравнений в некоторой области перестает существовать.
Основные величины, характеризующие поток с разных сторон от разрыва, должны удовлетворять динамическим соотношениям Рэнкина-Гюгонио, выведенным на основе законов сохранения. Этим условиям сохранения удовлетворяют пять классов МГД поверхностей разрыва: вращательные или альфвеновские разрывы, быстрые и медленные ударные волны, тангенциальные и контактные разрывы. Тангенциальные и контактные разрывы - это стационарные разрывы, через которые отсутствует поток
Введение 11
частиц. Стационарный тангенциальный разрыв имеет свойства, подобные свойствам граничной поверхности, отделяющей магнитосферу от потока солнечного ветра и называемой магнитопаузой. Основными условиями, которые накладываются на этот разрыв, являются постоянство полного давления и нормальной компоненты скорости, равной нулю.
Спрэйтер [20] предложил упростить МГД уравнения на том основании, что при большом числе Маха-Альфвена пондеромоторная сила дает малый вклад в уравнения. При этом все свойства потока, за исключением магнитного поля Я, могут быть определены решением уравнений газодинамики.
В ряде работ [21,22,23] на основании подобных рассуждений проблему стационарного обтекания магнитосферы Земли потоком солнечного ветра сводят к чисто газодинамической задаче сверхзвукового обтекания заданного затупленного тела. Таким образом, задача сильно упрощается и, тем не менее, трудности, связанные с нелинейным смешанным эллиптическо-гиперболическим характером дифференциальных уравнений в частных производных заставляют еще дополнительно аппроксимировать магнитопаузу осесимметричной поверхностью. Часто в качестве модели магнитосферы использовали поверхность, которая получается в результате вращения экваториальной проекции [24,25] .
Спрэйтер, Алксне и Саммерс [20] решали газодинамические уравнения, используя метод Ван Дайка - Гордона и было получено, что отношение плотностей частиц на фронте носовой стоячей ударной волны близко к
к + 1 и /
максимально возможному значению ----------= 4 (для показателя политропы
к - 1
к: = 5/3), что характерно для сильной ударной волны. Поток частиц претерпевает дополнительное сжатие в точке торможения на носовой подсолнечной части магнитосферы и затем расширяется, двигаясь вдоль
Введение
12
боковых сторон магнитосферы, ускоряясь от дозвуковых до сверхзвуковых скоростей.
Результаты теоретических исследований показали, что напряженность магнитною поля около носовой части магнитосферы в несколько раз больше напряженности межпланетного поля в падающем потоке, что и следует из условия вмороженности силовых линий для одномерного движения. Расчеты производились для различных чисел Маха потока и оказалось, что плотность и скорость потока частиц незначительно меняются при изменении числа Маха в диапазоне чисел от 5 до 12, температура же сильно растет при увеличении числа Маха. Условия в потоке менялись также в зависимости от изменения показателя политропы к. В первых исследованиях обтекания магнитосферы потоком солнечного ветра [26] использовалась величина к = 2, Драйер и Хекман [27] считали к -1,2. Однако как теоретические, так и экспериментальные основания для выбора таких значений недостаточны, и более правдоподобно значение показателя политропы к = 5/3, соответствующее моноатомному газу. Выбор величины к и значения числа Маха дтя невозмущенного потока влияет на величину расстояния от фронта носовой ударной волны до границы магнитосферы, которую Спрэйтер на основании лабораторных данных оценил по полуэмнирической формуле [28] :
О ’ А
гае б - расстояние от фронта до границы, Т)- геоцентрический радиус для
лобовой точки магнитосферы, — - отношение плотностей потока на фронте
А
носовой ударной волны.
С помощью наблюдений, проведенных на космических аппаратах, было проделано сравнение результатов газодинамической теории, описывающей
Введение 13
обтекание магнитосферы Земли потоком солнечною ветра, с экспериментальными данными. Более семидесяти пересечений границы магнитосферы (магнитопаузы) на космическом аппарате "Эксплоурер-12" было проанализировано в работе Кахилла и Пателя [29], и был сделан вывод о том, что толщина границы имеет обычно значение порядка 20-300 км. Это значение оправдало представление магнитопаузы в виде поверхности стационарного разрыва типа тангенциального.
Кауфман [30] проанализировал наблюдения фронта стоячей ударной волны на аппарате “Эксплоурср-12”. Результаты этого анализа и результаты других наблюдений показали хорошее согласие с теоретическим расчетом, выполненным на основе гидродинамической аналогии Спрэйтера. Хорошо согласовались с теорией Спрэйтера и наблюдения, проведенные на аппарате “Пионер-6”. В результате сравнения наблюденных и расчитанных значений величин оказалось, что геоцентрическое расстояние магнитопаузы и фронта стоячей ударной волны хорошо согласуется с теорией и изменение плотности ионов и скорости потока солнечного ветра в переходном слое по данным наблюдений также соответствует данным теории [31].
§2. МЕЖПЛАНЕТНЫЕ УДАРНЫЕ ВОЛНЫ КАК ОДНО ИЗ ПРОЯВЛЕНИЙ СОЛНЕЧНО - ЗЕМНЫХ СВЯЗЕЙ
Вопрос о существовании нестационарных солнечных ударных волн, бегущих по потоку солнечного ветра, впервые поднял Голд в 1955 году [1]. Он утверждал, что возмущение солнечного происхождения, вызывающее внезапное начало геомагнитных бурь, распространяется к Земле по межпланетному пространству как ударная волна. В противном случае за два-три дня, необходимых солнечному возмущению для пробега одной
Введение 14
Ш ' 1 . Щ -ЧГ——Е-Т-^Г _ ■ —
астрономической единицы, тепловая диффузия приводила бы к постепенному нарастанию концентрации плазмы на фронте возмущения. Голд также указал на то, что внезапное возмущение, ответственное за внезапное начало геомагнитной бури, должно быть не обычной газодинамической, а магнитогидродинамической ударной волной.
В 1957 г. Хайнс [32] и в 1958 г. Дссслср [33] заявили о том, что из-за высокой электропроводности плазмы, заполняющей магнитосферу Земли, магнитное возмущение в мапштосферной среде будет распространяться в виде МГД волн. Время распространения таких волн от магнитопаузы до поверхности Земли составляет примерно одну минуту. В работах [34,35] было также высказано утверждение, что в результате внезапного увеличения интенсивности солнечного ветра внутрь магнитосферы распространяются МГД волны, вызывая возникновение тока в Е - слое ионосферы [35,36] и индуцируя внутри Земли вторичные токи и вызывая SSC - внезапное начало геомагнитной бури.
В работе Уилсона и Сугиуры [37] была предложена следующая модель возникновения сигнала SSC: удар потока солнечного ветра по магнитосфере Земли создает волну, которая распространяется к поверхности Земли
как продольная МГД волна на низких и средних широтах. Эта волна генерирует также поперечные волны Альфвена, распространяющиеся к высоким широтам вдоль силовых линий геомагнитного поля.
Время возрастания величины геомагнитного поля (горизонтальной компоненты) во время SSC, как на это указывается в работе Нишиды [38], зависит от ряда причин: от толщины фронта ударной волны в солнечном ветре, от времени воздействия на магнитосферу, от инерции магнитосфсрной плазмы, от различия времени распространения волн сжатия до данной точки от источников на границе [39,40] и от расширения фронта волны в
Введение
15
магнитосфере. Расширение фронта волны Хайнс объяснял эффектом отражения волн от неоднородностей [32], Десслср и Паркер - затуханием высокочастотных компонент сигнала в нижней ионосфере [34].
Во всех этих работах не учитывался ударный характер МГД волн, движущихся во внешней магнитосфере Земли и вызывающих 55С на Земле.
В 1964 году Нишида и Кахил [41], используя данные космического аппарата “Эксплоурер-12“, связали сжатие и расширение магнитосферы с повышением и понижением уровня геомагнитного поля на поверхности Земли.
Ударные волны составляют неотъемлемую часть глобального возмущения магнитосферы во время внезапного начала геомагнитных бурь. Известно, что во время солнечных вспышек и во время корональных выбросов плазмы наблюдается резкое увеличение температуры корональной плазмы (в 4-10 раз). Паркер предположил, что внезапный нагрев короны ведет к генерации ударной взрывной волны, которая движется в межпланетном пространстве значительно быстрее солнечного ветра [42]. Если температура корональной плазмы будет продолжать расти и после образования ударной волны, то быстро расширяющаяся корона будет как бы подталкивать взрывную волну сзади подобно поршню.
Паркер производил расчеты, основываясь на газодинамической теории сильного взрыва в предположении сферической симметрии и считая давление магнитного поля малым по сравнению с газокинетическим давлением плазмы. Он предполагал, что магнитное ноле солнечною происхождения переносится потоком, не влияя на нею. Используя автомодельное решение, Паркер вычислил величину интенсивности ударной волны и время ее движения от Солнца до Земли для различных значений энергии солнечной вспышки. Вслед за Голдом он утверждал, что причиной внезапного начала геомагнитной бури является внезапное усиление потока плазмы, вызванное приходом ударной
Введение
16
волны. При этом магнитное поле в движущемся фронте ударной волны может вызвать понижение интенсивности космических лучей, названное эффектом Форбуша. В теории Паркера основное внимание уделялось сильным ударным волнам, способным вызвать большие геомагнитные бури, рассмотрением же более часто наблюдаемых слабых ударных волн он не занимался.
Вопросами, связанными с распространением ударных волн в потоке солнечного ветра и их влиянием на магнитосферу Земли занимались К.Г.Иванов [43], А.С.Дворяшии [44], В.П.Шабанский [45] , В.II.Коробейников [46], Хундхаузен [47], Драйср [48], Нишида [49] и другие.
В.П.Коробейников и Ю.М.Николаев [50] произвели оценку энергии вспышек и степень затухания ударных волн в газодинамическом приближении модели сильного взрыва с учетом квазирадиального движения спокойного потока солнечного ветра и показали, что величина взрывной энергии вспышки по расчетам с учетом движения потока меньше, чем величина, рассчитанная строго по автомодельному закону.
Кроме того, В. 11.Коробейников [46] дал газодинамическое описание движения ударной волны, возникшей от солнечной вспышки, в приближении точечного взрыва с учетом переменной начальной плотности и давления. Была дана оценка взрывной энергии величиной порядка Ео » 1033 эрг.
Еще ранее Драйер и Джонс [51] рассматривали явления, происшедшие после трех солнечных вспышек 1956 - 66 годов и получили в приближении модели сильного взрыва Ео * 1О30-1О32 эрг. Хундхаузен и Джентри [52] численно решали нестационарные газодинамические уравнения и исследовали распространение по потоку солнечного ветра ударных волн различных интенсивностей с учетом скорости потока и внутренней энергии окружающей среды. Они получили для ударных волн с числом М < 5 величину взрывной энергии Ео<5\ 1033 эрг.
Введение
17
Во всех этих работах предполагалась выполненной сферическая симметрия потока и не учитывалось влияние межпланетного магнитного поля, кроме того предполагалось, что фронт ударной волны перпендикулярен линии Земля - Солнце.
Первое экспериментальное наблюдение межпланетной быстрой МГД ударной волны, вызвавшей внезапное начачо геомагнитной бури, было произведено 7 октября 1962 года на космическом аппарате “Маринер-2” [53,54,2]. Резкие изменения параметров потока солнечного ветра указывали на прохождение ударной волны. Через 4,7 часа после наблюдения этого резкого изменения на Земле наблюдалось внезапное начало геомагнитной бури. Исходя из этого можно получить среднюю скорость перемещения фронта ударной волны около 510 км/сек.
На основании последующих наблюдений [54,55] можно утверждать, что большинство солнечных ударных МГД волн замедляются по мере движения от Солнца к магнитосфере Земли и становятся слабыми или средними по интенсивности.
Ударные волны могут возникать от солнечных вспышек, от корональных извержений массы и от столкновения потоков плазмы разной скорости [56], причем чаще всего предполагается, что ударные волны вспышечного происхождения имеют нормаль к фронту, параллельную линии Земля -Солнце. Кроме того, межпланетные МГД ударные волны могут образоваться самопроизвольно из нелинейного течения сжатия.
Данные, полученные с помощью аппаратов типа “Лунник-2”, “Лунник-3”, “Маринер-2”, “Эксплоурер-ХИ“ и спутников типа “Вела” подтвердили предположение о связи возмущенности геомагнитного поля с возмущениями в межпланетном пространстве [57].
Введение
18
Нужно иметь в віщу тот факт, что в космическом пространстве МГД ударные волны имеют бесстолкновительную природу, поэтому соотношения на фронте могут, вообще говоря, отличаться от соотношений на обычных МГД ударных волнах, возникающих вследствие столкновителыюй диссипации. В ряде работ, например, в [58,59], были получены соотношения на фронте бесстолкновительной ударной волны для некоторых частных случаев. Отличительной чертой полученных соотношений является то, что по форме они совпадают с соотношениями на фронте обычных МГД ударных волн.
Эти условия использовались в некоторых работах [60,61] для анализа физических условий и определения скачков параметров солнечного ветра при переходе через фронт головной ударной волны, возникающей при обтекании магнитосферы Земли потоком солнечного ветра. Можно увидеть, что при сравнении средних измеренных величин в мапштонереходном слое с ожидаемыми на основе модели сплошной среды обнаруживается лучшее согласие, чем при сравнении значений величин непосредственно на скачке уплотнения. Это может быть вызвано тем, что в магнитопереходном слое измерения производились длительно, причем флуктуации параметров усреднялись, в то время как измерения на скачке давали мгновенные значения параметров.
В работе К.Г.Иванова [61] было показано, что одновременные наблюдения магнитного поля и параметров плазмы в космическом пространстве на искусственных спутниках во время внезапного начала геомагнитной бури удовлетворяют условиям на фронте быстрой МГД ударной волны. Таким образом, причиной этого глобального возмущения магнитосферы и геомагнитного поля действительно может служить ударная волна, бегущая от Солнца по стационарному потоку солнечного ветра и которая, преломляясь
Введение
19
внутрь магнитосферы, становится слабой ударной волной, независимо от ее первоначальной интенсивности.
Кроме того, перед магнитосферой существует головная ударная волна, как бы предупреждающая поток плазмы о существовании препятствия за ней. Когда бегущая по потоку солнечного ветра ударная волна приходит на расстояние порядка 1а.е. от Солнца, происходит взаимодействие солнечной ударной волны с системой головная волна - магнитосфера Земли. Межпланетная и головная ударные волны начинают взаимодействовать до того, как межпланетная ударная волна “сожмет” магнитосферу.
Впервые Паркер [62] указал на важность изучения проблемы нестационарного взаимодействия солнечной ударной волны с разрывами в короне Солнца и в околоземном космическом пространстве. Затем К.Г.Иванов [63] рассмотрел в одномерном приближении прохождение межпланетной ударной волны через головную ударную волну и магнитопаузу, используя известное решение задачи об отражении ударной волны от области с сильным магнитным полем. При этом пренебрегалось изменением параметров потока в магнитопереходной области и считалось, что плотность частиц внутри магнитосферы Земли равна плотности частиц в потоке солнечного ветра, что не соответствует непосредственным измерениям в космическом пространстве и модельным экспериментальным данным И.М. Подгорного [72]. Движение магнитопаузы под действием волны не рассматривалось.
В работе [63] К.Г.Иванов рассматривал одномерное движение плоской ударной волны в дипольном поле методом кусочно-постоянных функций (методом Чизнела), причем утверждал, что скорость перемещения ударной волне»!, вызывающей 55С, становится близкой к магнитозвуковой на расстоянии 7-9 /?£ от центра Земли.
Введение
20
В работах М.Драйера [64,65] также в одномерном газодинамическом приближении рассматривалось столкновение взрывной волны с головным фронтом и с магнитосферой Земли, которая моделировалась в виде твердого препятствия. Была дана интерпретация некоторых данных, полученных на космических аппаратах ”Вела-За” и “ИМП-3.
Несмотря на наличие вышеуказанных работ, достаточной ясности в вопросе о взаимодействии солнечных МГД ударных волн или ударных волн солнечного ветра со стационарными разрывными структурами типа корональный тангенциальный разрыв на границе солнечной неоднородности типа магнитосферы [66] над активной зоной и с системой головная ударная волна - магнитосфера не было достигнуто. Следует отметить, что магнитопауза в действительности является подвижной границей и не может в нестационарных условиях моделироваться твердым препятствием. Необходимо провести анализ случая, кота плотность заряженных частиц внутри магнитосферы существенно отличается от плотности частиц в окружающей ее плазме. Требуется учесть влияние вторичных МГД волн разрежения. Важно указать на аналогию между рассмотрением взаимодействия солнечных ударных волн с корональной полостью и изучением столкновения ударных волн солнечного ветра с магнитосферой Земли. В частности, в работе Вандаса с соавторами [67] было указано на подобную аналогию в связи с возможностью применения результатов работы С.А.Гриба [131] к изучению взаимодействия солнечной ударной волны с магнитным облаком, движущимся в потоке солнечного ветра и связанным с корональной полостью. Сам по себе вопрос о взаимодействии солнечной быстрой ударной волны с головной ударной волной и границей магнитосферы Земли, представляемой в виде тангенциального разрыва, рассматривался впервые в МГД приближении в достаточно ясной с точки зрения космической физики форме в работе [131],
Введение
на что было указано в связи с наблюдениями, одновременно проведенными на трех космических аппаратах П>ЕЕ-1,-2,-3, в работе Жуанг, Рассела и других [681. Затем, подобно рассмотрению взаимодействия солнечной ударной волны с магнитопаузой в виде тангенциального разрыва, проведенному в [131], в 1993 году группой авторов [69] было исследовано взаимодействие межпланетного тангенциального разрыва с фронтом головной ударной волны в одномерном приближении и получены аналогичные результаты. При этом для изучения взаимодействия разрывов вблизи линии Земля-Солнце часто вполне оправдано одномерное нестационарное МГД приближение, когда головной фронт и магнитопаузу можно считать локально плоскими и когда представляется нецелесообразным рассматривать все 648 случаев распада МГД произвольного разрыва в общем виде [70]. Тем более, что наиболее существенной компонентой межпланетного магнитного поля, оказывающей влияние на движение волн, является компонента, нормальная скорости потока солнечной плазмы.
Известно также - в частности, например, по данным проекта ИНТЕРБОЛ [71] - что межпланетные ударные волны вызывают иногда движение магнитопаузы и сильную деформацию магнитосферы. Внутри же магнитосферы могут возникать [72] МГД волны сжатия и разрежения. Кроме того, межпланетная быстрая ударная волна способствует не только возникновению общепланетарного импульса 55С, но и появлению очень низкочастотного излучения при 55С [73] .
§3. ОБЩАЯ ХАРАКТЕРИСТИКА РАБОТЫ
Актуальность проблемы. Большая часть вещества во Вселенной представляет из себя плазму, пронизанную магнитным полем. Магнитное поле
Введение
22
влияет как на статическое, так и на динамическое состояние плазмы в соответствии с законами магнитной гидродинамики, используемыми для объяснения явлений, происходящих во многих астрофизических объектах таких, как галактики, звезды и звездный ветер.
Известно, что в солнечной плазме, принадлежащей Солнцу, типичной звезде главной последовательности, и в плазме солнечного ветра, частном случае звездного ветра, обычно присутствуют сильные магнитогидродинамические (МГД) разрывы различного типа [74,75,76,77,78], принадлежащие разным плазменным структурам. МГД подход к изучению динамики солнечной короны и солнечного ветра, включающий рассмотрение МГД разрывов, ограничен приближением сплошной среды, но при этом именно он дает возможность точно определять значения основных параметров рассматриваемых областей, включающих плотность плазмы, скорость потока, давление и величину магнитного поля. Эти параметры хорошо описывают поведение плазмы в короне Солнца и в потоке солнечного ветра в рамках как стационарных (независящих от времени), так и нестационарных (зависящих от времени) представлений о движении потоков частиц. Известно, что МГД волны шрают важную роль в динамике солнечной короны, перенося энергию, нагревая и ускоряя плазму [74,79]. При этом мапштозвуковые волны часто носят нелинейный характер и в момент опрокидывания за счет градиентной катастрофы могут превращаться в МГД корональные ударные волны и ударные волны солнечного ветра. Существует более тысячи наблюдений нестационарных межпланетных ударных волн и разрывов направления, входящих в состав потока солнечного ветра. Обычно такие волны имеют прямую связь с солнечными вспышками или с часто наблюдаемыми на космических аппаратах корональными выбросами массы. Кроме того, имеется также большое количество данных по наблюдению стационарных разрывных
Введение
23
структур типа солнечных тангенциальных разрывов, гелиосферного токового слоя, магнитопаузы, плазмопаузы Земли, ионопаузы Венеры, кометопаузы и гелиопаузы на границе гелиосферы. Также давно замечено, что причиной глобальнного возмущения магнитосферы Земли и внезапного начала геомагнитной бури (55С) является приход нестационарной МГД ударной волны со стороны стационарного потока солнечного ветра. Кроме того, тангенциальные разрывы солнечного происхождения, стационарные по отношению к потоку, также могут вызывать резкое изменение состояния магнитосферы и геомагнитный импульс типа 55С.
Континуальный МГД подход хорошо описывает распространение ударных волн и физическое поведение потока плазмы [80] тоща, когда характерный размер задачи Ь достаточно велик по сравнению с протонным радиусом Лармора и для достаточно низких частот, меньших гирочастотьт.
Впервые межпланетная ударная волна солнечного происхождения наблюдалась в 60-х годах на космическом аппарате Маринер-2 по плазменным и магнитным данным [53], причем ударная волна являлась быстрой МГД ударной волной, при переходе через фронт которой резко возрастали значения величин плотности заряженных частиц и интенсивности межпланетного магнитного поля. С тех пор накопилось много данных, свидетельствующих о наличии в солнечном ветре множества МГД разрывов типа ударных волн, вращательных и тангенциальных разрывов. Известно также, что ударные волны и тангенциальные разрывы солнечного ветра при подходе к магнитосфере Земли вызывают внезапное начало геомагнитной бури, наблюдаемое на различных обсерваториях по всей Земле. Солнечные ударные волны образуются самопроизвольно в результате нелинейных процессов, от вспышек на Солнце и в качестве головных волн сопровождают корональные выбросы массы и магнитные облака в стационарном потоке солнечного ветра.
Введение
24
При этом наблюдаемые в солнечном ветре МГД ударные волны обычно являются быстрыми ударными волнами, на которых при переходе через ударный фронт возрастает величина межпланетного магнитного поля, и очень редко наблюдаются медленные ударные волны, уменьшающие его величину. О наблюдениях последних впервые сообщалось в работах 70-х годов [81,82]. Кроме того, указывалось на возможность устойчивого существования межпланетных [83,84,85,86,87] медленных ударных волн при малом значении плазменного параметра, равного отношению газокинетического давления к давлению магнитного поля, и малом значении отношения ионной температуры к электронной Как быстрые, так и медленные ударные волны в солнечном ветре делятся на прямые (движущиеся и направленные от Солнца) и обратные (направленные к Солнцу, но двигающиеся вместе с потоком от него).
За последние годы стало ясно, что самые разнообразные разрывы,
входящие в комбинации типа ’’двойных ударных волн”, магнитных облаков
или магнитных бутылок, плазмоидов и “пузырей”, а также разрывы,
характерные для глобального возмущения короны Солнца - коронального
выброса массы - практически постоянно присутствуют как в ближнем космосе
(солнечный ветер, магнитосферная плазма), так и в дальнем (звездный ветер).
При этом, в силу динамического характера упомянутых областей они вступают
в разнообразные нелинейные взаимодействия, характеризуемые различными
углами схлопывания и различным направлением магнитного поля по
отношению к плоскости сильного разрыва. Из магнитной гидродинамики
следует, что при взаимодействии сильных МГД разрывов в присутствии
наклонного магнитного поля, кроме быстрых ударных ударных волн и волн
разрежения, могут образоваться также и медленные ударные волны. В
о
солнечном ветре и в корйне Солнца у магнитного поля обычно имеется азимутальная компонента, наряду с малой составляющей, перпендикулярной
Введение
25
плоскости эклиптики. В силу этого медленные ударные волны, существующие при наличии наклонного магнитного поля, действительно могут возникать в корональной плазме и в плазме солнечною ветра. Важным признаком, выделяющим эти разрывы, является резкое увеличение плотности заряженных частиц и резкое уменьшение значения величины магнитного поля при переходе через ударный фронт. Число же Маха-Альфвена ударной волны будет меньше единицы, и волна в пределе при устремлении скачка плотности частиц к нулю перейдет в медленную магнитозвуковую волну.
Наряду с ударными волнами, в корональной плазме и в потоке солнечного ветра существуют также стационарные по отношению к потоку тангенциальные разрывы - частный случай так называемых солнечных разрывов направления [88], на которых отсутствует нормальная к поверхности разрыва компонента магнитного поля и при переходе через которые сохраняется значение величины полного давления. В начале 70-х годов было выдвинуто предположение [89,90] о том, что граница коронального стримера может быть представлена в виде МГД тангенциального разрыва. Затем был предложен механизм возникновения солнечных тангенциальных разрывов в нижней короне за счет случайного перемещения оснований силовых линий солнечного магнитного поля [91,92] .
Представляет интерес рассмотреть взаимодействие солнечных быстрых ударных волн с границами короначьных неоднородностей, описываемых в виде корональных тангенциальных разрывов. Также имеет смысл рассмотреть взаимодействие быстрых ударных волн, догоняющих друг друга в потоке солнечного ветра, и взаимодействие солнечной быстрой ударной волны с границей плазменной неоднородности в переходной области хромосферы, представляемой контактным разрывом. Частным случаем нелинейного взаимодействия МГД солнечных разрывов будет также взаимодействие
Введение
26
быстрых ударных волн солнечного ветра с системой головная ударная волна -магнитосфера Земли, представляющее значительный интерес при исследовании проблемы изучения так называемой космической погоды и рассмотрении динамики солнечно - земных связей. И безусловно при рассмотрении основной причины этих связей возникает проблема переноса энергии, количества движения, солнечного магнитною поля и массы от Солнца к Земле во время определенных солнечных возмущений типа солнечных вспышек и корональных выбросов массы, сопровождающихся возникновением и нелинейным взаимодействием МГД разрывов в корональной солнечной плазме и в плазме солнечного ветра. Неоднородности, связанные с солнечной активностью, не только непосредственно проецируются в плазм}' солнечного ветра, но и претерпевают значительные изменения, проходя через корональные дыры, стримеры, мапштные облака, гелиосферный токовый слой и стационарные головные ударные волны перед кометой или планетарной магнитосферой.
В последнее время уделяется также внимание изменениям, которые вносит в условия на фронте сильного разрыва квазимагнитогидродинамический характер плазмы солнечного ветра при наличии анизотропии газокинетического давления (или термальной анизотропии) по отношению к направлению магнитного поля. В частности, представляет интерес учет влияние анизотропии давления на изменение величины плотности плазмы и интенсивности межппланетного магнитного поля при переходе через поверхность сильного разрыва.
Кроме того, важной проблемой является изучение нелинейного взаимодействия солнечных ударных волн с магнитосферой типа магнитосферы Земли, которая во многом имеет сходство с другими магнитосферами типа магнитосферы Юпитера, кометосферы и звездных магнитосфер. Также
Введение
27
известно, что недавно было предложено [93] считать определенные плазменные области, расположенные над активными областями Солнца, особым видом магнитосфер.
В работе рассматривается как лобовое МГД взаимодействие ударных волн солнечного ветра с системой головная ударная волна - магнитосфера Земли, так и наклонное взаимодействие с фронтом головной волны, что может представить значительный интерес для решения многих задач астрофизики, солнечной физики, геофизики и прогнозирования космической погоды.
Цель работы состоит в рассмотрении МГД взаимодействия часто наблюдаемых солнечных быстрых ударных волн с корональными тангенциальными разрывами и выяснении причины неожиданного появления медленных ударных волн в солнечной плазме. Затем изучается взаимодействие вращательных разрывов с границей хромосферной неоднородности, представляемой контактным разрывом, и догонное взаимодействие солнечных быстрых ударных волн друг с другом в потоке солнечного ветра. Далее описывается лобовое и наклонное взаимодействие быстрых ударных волн солнечною ветра с системой головная ударная волна -магнитосфера Земли с выделением физическою значения получаемых результатов. Таким образом, строится единая теория нелинейных взаимодействий МГД разрывов в короне вблизи от Солнца, в потоке солнечного ветра и вблизи от магнитосферы Земли.
1. Впервые доказана возможность возникновения медленных невспышечных солнечных МГД ударных волн в плазме корональных полостей
Введение
28
в основании лучевых структур и корональных дыр за счет преломления солнечных быстрых ударных волн.
2. Установлена вероятность появления ударных волн в переходной области хромосферы в результате взаимодействия Альфвеновского или вращательного разрыва А с контактным разрывом С и указано на возникновение диссипации энергии магнитного поля.
3. Указано на влияние термальной анизотропии солнечного ветра на изменение величины магнитного поля при переходе через фронт бегущей ударной волны.
4. Рассмотрено лобовое взаимодействие быстрых ударных волн солнечного ветра с системой головная ударная волна - магнитосфера Земли и доказано появление вторичных волн разрежения в машитопсрсходном слое.
5. Впервые указано на возможность возникновения вторичной обратной ударной волны в мапштопереходном слое.
6. Произведена физическая оценка влияния межпланетного наклонного магнитного поля на нелинейное взаимодействие солнечной МГД ударной волны с фронтом головной ударной волны и указано на асимметрию этого взаимодействия, согласующуюся с кинетической моделью.
Научная и практическая ценность диссертации. Диссертация во многом является результатом работы автора с 1980 по 1996 годы в рамках двух международных проектов: 8Т1Р (Изучение движущихся межпланетных
явлений) и БОиЛР (Солнечные и межпланетные транзиентные явления), направленной на выяснение физической основы ударного нелинейного воздействия солнечных магнитогидродинамических процессов на солнечный ветер и магнитосферу Земли.
Введение
29
В диссертации показано, что медленные ударные волны, наблюдаемые вблизи Солнца, могут возникнуть в результате преломления солнечных быстрых ударных волн в корональные неоднородности типа корональных дыр и корон&тьных полостей. Таким образом, продемонстрирован особый вид переноса солнечной энергии, сопровождаемый уменьшением величины энергии магнитного поля.
Рассмотрено также взаимодействие ударных волн солнечного ветра с магнитосферой Земли и впервые доказано возникновение вторичных волн разрежения, в действительности наблюдаемых на нескольких космических аппаратах.
Достоверность полученных результатов подтверждается данными экспериментальных наблюдений, проведенных in situ на космических аппаратах ISEE1, ISEE3, и по наземным измерениям.
Основные положения, выносимые на защиту.
1. Построение решения задачи о взаимодействии солнечных быстрых ударных волн с корональными тангенциальными разрывами, представляющими плазменные границы корон&пьных стримеров и границы корональных дыр.
2. Доказательство возможности возникновения преломленной медленной ударной волны в корональной полости и в корональной дыре.
3. Разработка модели взаимодействия солнечного вращательного разрыва с переходной областью хромосферы, при котором возникают ударные волны, объясняющие механизм возникновения диссипации энергии магнитного поля и взрывоподобных процессов.
4. Вывод обобщенного закона затухания Крюссара-Ландау, с достаточной точностью описывающего (по данным модели ISPM) затухание быстрых ударных волн в солнечном ветре.
Введение
ЗО
5. Осуществление оценки влияния термальной анизотропии протонов солнечного ветра на скачок величины межпланетного магнитного поля при переходе через фронт бегущей быстрой ударной волны.
6. Рассмотрение лобового столкновения МГД быстрой ударной волны солнечною ветра с системой головная ударная волна - магнитосфера Земли с учетом поперечного магнитного поля и доказательство возникновения вторичной быстрой волны разрежения, вызывающей снижение величины давления на магнитопаузу вслед за ударным скачком.
7. Рассмотрение наклонного взаимодействия быстрой ударной волны солнечного ветра с фронтом головной ударной волны перед магнитосферой Земли и демонстрация асимметричности рассматриваемого процесса по отношению к линии Земля - Солнце, что соответствует экспериментальным плазменным данным.
8. Доказательство возможности возникновения обратной быстрой ударной волны в магнитопереходном слое перед магнитосферой Земли.
обсуждались:
- на симпозиуме КАПГ по солнечно - земной физике (Тбилиси, 1976);
- на симпозиуме КАПГ по солнечно - земной физике (Ашхабад, 1979);
- на международной конференции “Год солнечного максимума” (Симферополь, 1981);
на симпозиуме СТИП по солнечным и межпланетным интервалам (Мэйнус, Ирландия, 1982) ;
- на семинаре КАПГ по теории солнечных вспышек (Рига, Латвия, 1982);
Материалы диссертации докладывались и
Введение
31
на международном семинаре “Исследование солнечного ветра геофизическими, радиоастрономическими и прямыми методами” (Москва, 1984);
- на международном симпозиуме “Полярные геомагнитные явления” (Суздаль, 1986);
- на V симпозиуме КАПГ по солнечно - земной физике (Самарканд, 1989) ;
- на Рижской школе по космической физике (Рига, Латвия, 1987);
- на I коллоквиуме КОСПАР “Физика внешней гелиосферы” (Варшава, Польша, 1989);
- на VI Научной ассамблее Международного геофизического союза (Экзетер, 1Ж, 1989);
- на 3 коллоквиуме КОСПАР “Солнечный ветер 7” (Гослар, Германия, 1991);
- на 1 симпозиуме СОЛТИП (Либлице, Чехословакия, 1991);
- на XX Генеральной ассамблее Международного геофизического союза (Вена, Австрия, 1991);
- на 2 симпозиуме СОЛТИП (Накаминато, Япония, 1994);
- на 16 Международной конференции Национапьной Солнечной Обсерватории ( Сакраменто Пик, США, 1995);
- на 3 симпозиуме СОЛТИП (Бейджин, Китай, 1996);
- на конференции, посвященной памяти М.Н.Гневышева и А.И.Оля (Санкт-Петербург, 1997);
- на Международной конференции “Солнечный ветер 9” (Нантакет, США, 1998);
- на VII симпозиуме по солнечно-земной физике (Москва, 1998);
Введение
32
- на конференции “Новый цикл активности Солнца” (Пулково, 1998);
- на Международной конференции “Структура и динамика солнечной короны” (Троицк, 1999);
- на Международной встрече “Затмения и солнечная корона” (Париж, Франция, 2000);
- на Международной конференции 9 Европейского и 5 Евро-Азиатского астрономических обществ “JENAM - 2000” ( Москва, 2000);
- на Международной конференции “Солнце в максимуме активности и солнечно - звездные аналогии” (Пулково, 2000);
- на семинарах ГАО РАН, ИЗМИР АН, ЛОИЗМИР АН, СПбГУ , МГУ и на совещаниях секции РАН “Солнечный ветер и межпланетное магнитное поле”.
Кроме того, часть результатов обсуждалась в лекциях, прочитанных в Университете г.Флоренция (Италия, 1990г.) и на летней школе штата Вирджиния (США, Линчберг, 1999-2000гг.). Также основные результаты работа докладывались и обсуждались на семинаре по солнечно-земной физике в обсерватории города Медон (Франция, 1994г.) и на астрофизическом семинаре Астрофизического института г.Париж (Франция, 2000г.).
Публикации и личный вклад автора. По теме диссертации у автора имеется 93 научных публикаций, из них 49 научных статей (34 - без соавторов) и 44 тезиса докладов на международных конференциях. Эти работы выделены в отдельный раздел (см. “Список научных работ автора, отражающих содержание диссертации”). В работах по исследованию явлений в солнечной плазме и в плазме солнечного ветра [48-50,59,64-
Введение
33
66,69,70,73,75,80,82], выполненных в соавторстве, диссертанту принадлежит постановка задачи, выбор возможной аппроксимации исходных уравнений и метода решения, анализ результатов, а соавторам - численный счет, составление программы и совместный анализ полученных результатов.
В совместных работах [5,19,20,25], посвященных исследованию лобового столкновения ударной волны солнечного ветра с системой головная ударная волна - магнитосфера Земли, диссертанту принадлежит постановка и решение задачи, а также сравнение полученного результата с экспериментальными данными. В работах [15,35,47], посвященных изучению влияния термальной анизотропии на движение межпланетных удаорных волн, как постановка задачи, так и сам метод решения задачи были предложены диссертантом.
заключения, 55 рисунков, 12 таблиц и списка литературы из 272 наименований и списка работ автора (93 наименования). Общий объем - 338 страниц.
Солержание работы.
Солнечные вспышки как источник энергии, возмущающий межпланетную среду и создающий при этом межпланетную бурю, а также порождающий ударные волны, бегущие но потоку солнечного ветра, уже давно стали описывать и чисто газодинамически, и магнитогидродинамически.
В настоящее время получен большой набор экспериментальных данных по наблюдению межпланетных сильных разрывов, вызываемых и солнечными вспышками, и так называемыми корональными выбросами массы (или СМЕ),
. Диссертация состоит из введения, пяти глав,
Введение
34
которые, будучи геоэффективными, часто вызывают магнитосферную и геомагнитную бури.
Очень важным вопросом, связанным с переходом энергии из одного вида в другой, происходящим при солнечных вспышках и при возникновении корональных выбросов массы (называемых раньше транзиентами) в районе корональных стримеров, является рассмотрение взаимодействия различных магнитогидродинамических разрывов друг с другом, происходящего, как известно, в плазме солнечной атмосферы, в солнечном ветре и вблизи от магнитосферы Земли.
В связи с первой проблемой прежде всего требуется разработать методику решения проблемы взаимодействия корональных бегущих МГД ударных волн со стационарными тангенциальными разрывами, ограничивающими различные неоднородные области корональной плазмы. Разработке этой методики с использованием идей А.Г.Куликовского, Бэйзера и Эриксона, В.II.Коробейникова, А.А.Бармина, Е.А.Пушкаря и В.Н.Сазоновой, примененных в классической МГД, посвящена первая глава диссертации, состоящая из 6 пapaq:>aфoв.
В первой главе рассмотрены быстрые и медленные МГД ударные волны в трехмерном случае, когда магнитное поле по направлению параллельно вектору скорости плазмы перед волной. Все законы сохранения на МГД ударной волне преобразованы к такому виду, когда все значения величин за ударной волной явно зависят от параметров набегающего потока, ударного скачка плотности и от угла между вектором скорости плазмы и шюскостью нормали к фронту ударной волны. Эти величины непосредственно входят в уравнение ударной адиабаты.
Во втором параграфе система дифференциальных уравнений, описывающая МГД стационарные непрерывные волны разрежения, сведена к квадратурам.