НЕПОСТОЯНСТВО ПАРАМЕТРОВ МЕЖПЛАНЕТНОЙ ПЛАЗМЫ

168
ИЗ ТЕКУЩЕЙ ЛИТЕРАТУРЫ
турбулентной плазмой. Надпись out означает, что спутник двигался от Земли к апогею,
in — нисходящая ветвь орбиты (от апогея к перигею). Цифры указывают число дней,
протекших с момента запуска.
Повышение температуры малоэнергячноп компоненты (1—2 эв) не коррелирует
с плотностью энергичных частиц, т. е. холодная и солнечная плазма управляются
разными механизмами.
Описанные выше результаты не согласуются с общепринятой моделью солнечного ветра у Земли, как состоящего только из одной
солнечной плазмы и притом срав2
нительно горячей (Те ~ 10 эв). Такие работы уже появились и требуют, с одной
стороны, включения их в теорию околоземной плазмы, а с другой стороны, в силу
их новизны и неожиданности, дальнейшей экспериментальной проверки,
М. Г.
ЦИТИРОВАННАЯ ЛИТЕРАТУРА
1. G. S e r b u , Ε. Μ a i е г, Т. Geophys Res. 71, 3755 (1966).
2. ϋ . С а г ρ е η t θ г, 3. Geophys. Res. 71, 693 (1966).
533.9
НЕПОСТОЯНСТВО ПАРАМЕТРОВ МЕЖПЛАНЕТНОЙ ПЛАЗМЫ
В 1958—1963 гг. основной задачей спутниковых измерений приземной и межаланетной плазмы являлось определение средних параметров (усредненных по времени и по пространству) — распределения магнитного поля и плотности плазмы. Эта
задача в известной степени уже выполнена. На этом пути были открыты и исследованы, например, следующие принципиально важные элементы процесса обтекания Земли солнечным ветром: сильно турбулентная область перед магнитосферой (магнитный
аограничный слой), границы магнитосферы, магнитный хвост Земли, всплески быстрых электронов π протонов, генерируемых пока еще не ясным ускорительным механизмом как на дневной стороне, так и в хвосте, радиационные пояса со сложным конгломератом частиц разных энергий. Выяснилась, однако, крайняя изменчивость параметров приземной и межпланетной плазмы — изменения всех величин порядка их
самих, что указывает на разнообразие нелинейных физических процессов, непрерывно происходящих даже в «спокойном» солнечном ветре. Поэтому в настоящее время
центр научных исследований переместился, естественно, на изучение нестационарных процессов в плазме Солнца, Земли и разделяющего их межпланетного пространства.
По мере прогресса спутниковых измерений усредненные характеристики, которые полезны для морфологии, и не всегда могут быть подставлены в уравнения физических процессов, постепенно заменяются совокупностью измеренных значении параметров плазмы (ге, и, Те, Ти Н), отнесенных к одному и тому же временному интервалу.
Кроме того, зная не один, а несколько параметров плазмы, можно уже выбрать
определенную модель 3 се описания (если nv.Te J> # 2 / 8 π , то это плазма высокого давления, при пУ,Те -С # / 8 я — холодная плазма в приближении магнитной гидродинамики и т. д.).
В данном реферате мы проиллюстрируем такую эволюцию предмета исследований на характерном примере измерений межпланетного магнитного поля, плотности
межпланетной плазмы, ее температуры и скорости на спутнике «Маринер II».
В предварительных результатах по «Мариперу II» (1962) авторы 1 (Нейгебауэр
и Снайдер), приводя большое число отдельных энергетических спектров ионов солнечного ветра, основное внимание уделяли определению средних параметров, а также
пределов, в которых изменялись плотность, температура и скорость. Выяснилось,
что полученные данные (если считать распределение максвелловским) согласуются
со следующими параметрами солнечного ветра:
Τ ι — (2—4) · 10Z5 °К
η — 2 — 4 CM~и = 300—700 кмIсек
Среднее значение межпланетного
(температура ионов),
(плотность),
(направленная скорость).
магнитного поля Η ~ Ьу. Так что отношение
6 = ПУ.Т'
и 2 ' 8л = 1/3. Поэтому солнечный ветер можно считать оесстолкновительнои
л
плазмой низкого давления (холодной).
169
ИЗ ТЕКУЩЕЙ ЛИТЕРАТУРЫ
Но в 1966 г. в соответствии с общей эволюцией космической ф и з и к и т а к и е оценки уже недостаточны. Н у ж н о в ы я с н и т ь д е т а л ь н у ю к а р т и н у по д н я м и часам.
И в 1966 г. те ж е авторы п у б л и к у ю т новую работу «Средние х а р а к т е р и с т и к и солнечного ветра» 2 , гдо усреднение проводится к а ж д ы е 3 часа и в ы я с н я е т с я в р е м е н н а я эвол ю ц и я этих трехчасовых средних. Х а р а к т е р н о , что эта р а б о т а н а п и с а н а по тем же
I6.X/
BuO 1771-й
700
JV
г/ К
ι
,
iS.Xf/
Vnc. i.
ι
1XII
,
L
L
WJII
1
6ХЧ
Ιί.ΧίΙ
ОЛИЦО
[
Ч ЧЧ
W
26.Х1
31X1
о борот
4
1
10
Λ
I
23.XII
WO
-
I
•
1
1
I
1
1
1
,
28. XII
Трехчасовые средние скорости солнечной п л а з м ы и ее илотиости.
э к с п е р и м е н т а л ь н ы м д а н н ы м «Маринера II» (1962 г.), но цели ее у ж е иные — не усреднить, а наоборот, отфеделить эволюцию п а р а м е т р о в солнечного ветра ото д н я к о дню.
Н а рис. 1 п о к а з а н ы трехчасовые средние д л я плотности п л а з м ы и н а п р а в л е н н о й
с к о р о с т и солнечного ветра, на р и с . 2 — аналогичные средние д л я т е м п е р а т у р ы ионов
и н а п р а в л е н н о й скорости. Подчеркнем, что плотность и температура п о к а з а н ы в логарифмическом масштабе, т. е. они м е н я ю т с я н а п о р я д о к и больше. Н а и м е н ь ш а я плотность н а б л ю д а л а с ь 1 1 . I X . 6 2 г. (0,08—0,09 см'3),
н а и б о л ь ш а я — 9 . X I I (90 см~3),
их отношение ~ Ю 3 . Н а и м е н ь ш а я температура Tmin — 1 0 4 ° К , н а и в ы с ш а я — 9 - 1 0 5 ° К
(17.XII.60), разница в 2 порядка.
Теоретические оценки температуры солнечного ветра д а ю т (Стэррок и Х а р т л и 5 )
Τ ~ 3000° К. Н о в расчетах не у ч и т ы в а л с я н а г р е в п л а з м ы ф л у к т у а ц и я м и о т е к т р о м а г нитных полей. А э к с п е р и м е н т а л ь н ы е з н а ч е н и я температуры солнечного ветра, измер е н н ы е н а «Маринере II», свидетельствуют о с и л ь н о м н а г р е в е п о л о ж и т е л ь н ы х ионов
к о л л е к т и в н ы м и эффектами в н е л и н е й н ы х волнах на ионной и э л е к т р о н н ы х ветвях.
170
ИЗ
ТЕКУЩЕЙ
ЛИТЕРАТУРЫ
Па рис. 3 показана зависимость плотности плазмы, потока частиц и потока количества
движения в функции 2расстояния от Солнца. Сплошная линия — закон обратных
квадратов η ~ const/г . Плотность, как это видно из рис. 1—3, гораздо быстрее
меняется с расстоянием, чем скорость солнечного ветра, и ход кривых рис. 3 обусловлен изменением плотности.
27. УШ
6./Х
20.Х
25.Х
зах/
1770-й оборот Солнца
Щ. п.
700
500
т 16.XI
13.ХИ
11.1Х
16.1Х
21.1Х
4.Х/
9.Х1
П.Х1
"\|UL-п.
ι
η я л Λ JVS Ά
А?
/
•—Г
.{ ЛлЛ
.
2I.XI
26.ΧΪ
Mil
18.ХИ
23.X//
28Ж
У
5,5
5J3
4,5
¥
6.ХП
П.ХИ
Рис. 2. Трехчасовые средние скорости солнечной плазмы и температуры
ионов в ней.
Скорость солнечного ветра менялась в пределах « m i n = 319 кмIсек, «щах
— 771
км/сек.
=
Отметим, что с ростом скорости плотность падает, при уменьшении скорости
плотность растет. Такая связь следует из непрерывности потока (div пи = 0).
Эти особенности кривых n{t),T (t), и (t) подтверждаются измерениями межпланетной нлазмы на «Пионере VI» (1966 г. Лазарус и др. 3 ), показанными на рис. 4. Согласие с результатами Лазаруса и др. весьма важно для физическоп достоверности. Дело
в том, что данные Нейгебауэр и Снацдера на «Маринере II» были получены с помощью
электростатического анализатора, а данные Лазаруса, Бриджа и Дэвиса — с помощью ионных ловушек (цилиндр Фарадея, по типу ловушек Грингауза). Между тем
в литературе многократно отмечалось, что ловушки дают иные результаты, чем электростатические анализаторы. Поэтому согласие в данном случае столь разпоречивых
методов значительно повышает достоверность результата.
Сопоставим характеристики межпланетной плазмы со значениями магнитиого4
голя, которые измерены на
«Маринере И» и опубликованы в статье Кольмана и др.
для тех же дней, что и в х (см. также fi).
171
ИЗ ТЕКУЩЕЙ ЛИТЕРАТУРЫ
4
По имеет смысла претендовать здесь па точность, поскольку в опубликована
лишь компонента Η вдоль паркеровской спирали Hw, остальные компоненты (возмуще1771
Оборот Солнца
1770
1769 1768 1767
Рис. 3. Характеристики солнечной плазмы в их зависимости
от расстояния от Солнца
(усреднение за оборот Солнца — за 27 дней; R выражено в км).
^ | οι
т· 25
% 20
ί 15
, - 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 О 1Ζ 0 12 0 12 0 12
День 350 351 352 353 354 355 356 357 358 359 360 361 362 363 36U 365
Рис. 4. Параметры плазмы солнечного ветра (протоны). Данные усреднены за 1 час.
Значения тепловой скорости зависят от принятой модели плазмы, их следует считать
оценочными.
ние) неизвестны. Однако направление паркеровской спирали — это преимущественное
направление поля, и поэтому для следующих ниже качественных оценок можно принять Hw за полное поле. Тогда для разных дней получаем следующие числа Маха
(Ш — и!иА,
vA — альвеновская скорость) и значения β =
23.IX
β
24
тх 25. IX 2 С. IX 27. IX
28 IX
29.IX
17
8 ,3
12,5
11
13
9, 2
6
2,5
0 44
0,45
1,4
0,4
0, 53
0,1
~fpr
30. I X
0, 1
2.Х
3 .X
4-Х
И
9
20
2
1 53
4,5
172
ИЗ ТЕКУЩЕЙ ЛИТЕРАТУРЫ
2
Т. е. течение сверхзвуковое, а плазма имеет иногда низкое давление (р <С Н /8л),
а иногда высокое {р > # V 8 J I ) . Между 9 и 16.ΧΪ β = 2. Тогда магнитное поле не
в состоянии удержать плазму, оно нерегулярно и меняется по направлению и величине в соответствии с флуктуадиями плазмы.
Таким образом, в динамике межпланетной плазмы .могут быть использованы
(для разных периодов и областей) обе модели — горячей и холодной плазмы, таковы
результаты измерений на языке физики. На языке геофизики — межпланетная плазма
состоит из сложной совокупности холодного солнечного ветра и более горячих потоков в нем.
М.
ЦИТИРОВАННАЯ
Г.
ЛИТЕРАТУРА
1. Μ. Ν е π g e b а и е г, С. S n y d e r , Preliminary results of «Mariner II» Report to
COSPAR Meeting, 1964.
2. Μ. Ν e u g e b a u e г, С S n y d e r , J. Geophys. Res. 71, 4469 (1966).
3. A . L a z a r u s et al., J. Geophys. Res. 71, 3787 (1966).
4. P. С о 1 e m a n et al., J. Geophys. Res. 71, 11, 2831 (1966).
3. P. S t u r r o c k , R. И а г t 1 e, Phys. Rev. Letts i6, 628 (1966).
6. P. С о 1 e m a n, Phys. Rev. Letts 17, 207 (1966): J. Geophys. Res. 71, 5509 (1966).