Процессы в плазменных оболочках Марса и Венеры в сравнении с геомагнитосферой Вайсберг Олег Леонидович

Содержание к диссертации

Введение

Глава I. Обзор теоретических представлений и ранних исследований 13

1.1 Солнечный ветер и его взаимодействие с магнитным полем Земли 13

1.2 Взаимодействие солнечного ветра с атмосферами планет 41

1.3 Выводы. Обоснование задач 68

Глава II. Методика исследований межпланетной и около планетной плазмы 71

2.1 Выбор методики исследования 71

2.2 Условия проведения экспериментов на АМС типа Марс и Венера и на ИСЗ типа Прогноз 79

2.3 Описание аппаратуры, применявшейся при исследованиях 87

2.4 Некоторые особенности работы вторичных электронных умножителей 117

2.5 Методика обработки данных измерений 124

2.6 Выводы 133

Глава III. Околоземная ударная волна и граница магнитосферы Земли 135

3.1 Общее описание результатов, полученных на ИСЗ типа Прогноз 135

3.2 Физические процессы на фронте ударной волны 147

3.3 Явления в плазменном слое геомагнитосферы 169

3.4 О длине геомагнитного хвоста 184

3.5 Выводы 189

Глава ІV. Изучение взаимодействия солнечного ветра с Марсом 190

4.1 Общее описание результатов экспериментов, выполненных вблизи Марса 190

4.2 Установление факта существования ударной волны. Характеристики ударной волны у Марса 199

4.3 Положение ударной волны у Марса 212

4.4 Эффекты взаимодействия в обтекающем потоке 222

4.5 Плазменное образование на дневной стороне планеты 234

4,6 Плазменный шлейф Марса 248

4.7 О характере взаимодействия солнечного ветра с Марсом 278

4.8 Выводы 299

Глава V. Взаимодействие солнечного ветра с газовой оболочкой Венеры 302

5.1. Описание эксперимента и результатов измерений 302

5.2 Характеристики фронта головной ударной волны у Венеры 316

5.3 Форма и положение ударной волны у Венеры 324

5.4 Эффекты взаимодействия во внешнем потоке 342

5.5 Характеристики области взаимодействия на дневной стороне Венеры 351

5.6 Обнаружение шлейфа Венеры. Плазма в шлейфе Венеры 370

5.7 Структура границы шлейфа Венеры и ускорение частиц 387

5.8 Модель взаимодействия солнечного ветра с Венерой 397

5.9 Выводы

Заключение 420

Литература 432

• Взаимодействие солнечного ветра с атмосферами планет
• Условия проведения экспериментов на АМС типа Марс и Венера и на ИСЗ типа Прогноз
• Общее описание результатов, полученных на ИСЗ типа Прогноз
• Установление факта существования ударной волны. Характеристики ударной волны у Марса

Введение к работе

История непосредственного изучения солнечного ветра и его взаимодействия с внешними оболочками планет насчитывает около двух десятилетий. До появления спутников и автоматических межпланетных станций свойства межпланетной среды, характер возмущений, распространяющихся в этой среде и воздействующих на Землю и другие тела солнечной системы, и механизмы передачи внешних воздействий оболочкам планет изучались по регистрируемым на Земле возмущениям магнитного поля, ионосферным возмущениям и полярным сияниям, а также по динамическим явлениям в хвостах комет.

Изучение взаимодействия солнечных корпускулярных потоков с магнитным полем Земли было начато известным геофизиком Чепме-ном. Жигулев и Ромишевский показали, что:г при обтекании диполя плазмой может образовываться отошедшая ударная волна. Существование ограниченной полости, контролируемой геомагнитным полем, и отошедшей ударной волны было вскоре доказано экспериментально. Непрерывность потока плазмы от Солнца была доказана в прямых космических экспериментах, начало которых было положено в СССР.

Изучение солнечного ветра и его взаимодействия с планетами является одним из основных направлений изучения солнечной системы и космических исследований вообще. Ряд причин обуславливает большой интерес к этой области исследований:

- во-первых, солнечный ветер и магнитосферы планет позволяют изучать кинетические и макроскопические процессы в бесстолкно вительной плазме, имеющей параметры и масштабы, не реализуемые в лаборатории,и не возмущаемой лабораторным оборудованием;

- во-вторых, необходимость изучения одного из двух основных агентов (корпускулярного и электромагнитного) передачи проявлений солнечной активности на Землю и другие планеты и определяющих многие из протекающих в околоземном пространстве процессов;

- в-третьих, гелиофизические и астрофизические аспекты солнечного ветра, связанные с изучением Солнца, ускорением коронального вещества и проблемой звездных ветров;

- в-четвертых, необходимость изучения закономерностей образования плазменно-магнитных оболочек различных космических объектов и основных процессов, определяющих их характеристики;

- и, наконец, космогонические аспекты взаимодействия солнечного ветра с планетными атмосферами, связанные с возможным влиянием солнечного ветра на эволюцию атмосфер планет.

В изучении солнечной короны, плазмы солнечного ветра и ее взаимодействия с телами солнечной системы большую роль сыграли советские ученые И.С.Шкловский, Р.3.Сагдеев, (0).М.Белоцерковский, К.И.Грингауз, Ш.Ш.Долгинов и другие.

Среди перечисленных проблем одно из важных мест занимает проблема изучения взаимодействия солнечного ветра с телами солнечной системы и возникающих при этом специфических оболочек планет (магнитосфер). Как было показано теоретически (Аксфорд, Келлог, Моисеев и Сагдеев), бесстолкновительная плазма может рассматриваться как сплошная среда благодаря вмороженному в плазму магнитному полю и микронеустойчивостям в плазме. Это позволяет применить газодинамический или магнитогидродинамический подход к описанию ускорения коронального вещества и процессов взаимодействия в солнечном ветре. Благодаря тому, что солнечный ветер ведет себя как сплошная среда, в нем могут образовываться разрывы и ударные волны, возникающие при взаимодействии различных объемов плазмы и при сверхзвуковом обтекании плазмой тел солнечной системы. В то же время на микроскопическом уровне, на масштабах, сравнимых с гирорадиусом и другими характерными длинами, а также в особенностях функции распределения частиц по скоростям, проявляются более тонкие характеристики компонент плазмы, не описываемые параметрами сплошной среды.

К моменту начала данного цикла работ был получен значительный экспериментальный материал о параметрах солнечного ветра и о его взаимодействии с магнитосферой Земли. Изучались характеристики солнечного ветра в спокойных и возмущенных условиях, были получены первые данные об изменении солнечного ветра с гелиоцентрическим расстоянием, между орбитами Венеры и Марса, проводилось теоретическое исследование процессов ускорения корональной плазмы. Были обнаружены межпланетные ударные волны и изучалось их распространение от Солнца к Земле.

Высокоапогейные спутники Земли позволили обнаружить, помимо ограничения магнитосферы Земли на дневной стороне солнечным ветром и существования ударной волны, образование вытянутого хвоста на ночной стороне, достаточно детально исследовать плазменную и магнитную структуру магнитосферы и многие происходящие в ней процессы, связанные с взаимодействием с солнечным ветром. Было положено начало исследованию процессов на околоземной ударной волне.

Достаточно хорошо было также изучено взаимодействие солнечного ветра с поглощающим препятствием, каким является Луна. Было показано, что Луна не имеет сколь-нибудь значительного магнитного поля и атмосферы, способной оказать влияние на обтекание Луны солнечным ветром, и показано, что процесс взаимодействия определяется поглощением и нейтрализацией потока плазмы поверх -ностью Луны, с образованием теневой полости за Луной, постепенно заполняемой плазмой из-за теплового движения частиц.

Изучение взаимодействия солнечного ветра с телами, имеющими развитую атмосферу, но слабое собственное магнитное поле, только начиналось, единственный удаленный пролет автоматической межпланетной станции Маринер-4 в 1965 г. около Марса позволил по очень ограниченному объему магнитных данных высказать предположение о существовании вблизи Марса ударной волны. Измерения плазмы и магнитного поля вблизи Венеры были проведены на двух спускаемых аппаратах: Венера-4 в 1967 г. и Венера-6 в 1969 г. и на борту двух пролетных межпланетных станций Маринер-5 в 1967 г. и Маринер-Ю в 1974 г. Результаты этих измерений показали существование головной ударной волны у Венеры и малость собственного магнитного поля планеты. Были предложены теоретические модели, описывающие отдельные аспекты взаимодействия солнечного ветра с атмосферами планет.

Решение проблемы взаимодействия солнечного ветра со слабомагнитными планетами и возникающих при этом околопланетных образований представляет собой важную и актуальную задачу. Имевшиеся теоретические представления и экспериментальные данные не позволяли ответить на основные вопросы о характере и процессах взаимодействия: о природе препятствия потоку солнечного ветра, степени поглощения планетой набегающего потока, существования и природы ударной волны, возможности образования шлейфов и эрозии атмосферы планеты, характеристиках границы между препятствием и набегающим потоком, возможности ускорения частиц в зоне взаимодействия. Изучение нового типа взаимодействия, отличного от известных ранее: магнитосферного (Земля) и поглощающего (Луна) дает возможность более широкого подхода к проблеме солнечно-планетных связей, изучение типа взаимодействия, встречающегося, по-видимому, и за пределами солнечной системы, когда происходит столкновение плазменных и газовых облаков и, наконец, выяснение роли массового обмена между солнечным ветром и планетами, который может играть важную роль в эволюции планетных атмосфер. Изучение этих вопросов также весьма важно для тех периодов эволюции Земли, когда ее собственное магнитное поле сильно уменьшалось.

Поэтому в качестве направления описываемого исследования было поставлено решение основных задач проблемы взаимодействия солнечного ветра с планетами, имеющими развитую (оптически толстую в области ионизирующих излучений) атмосферу и слабое собственное магнитное поле (недостаточно сильное для экранирования атмосферы планеты от потока солнечного ветра). Такими планетами, по имевшемуся ограниченному объему данных, могли быть Марс и Венера. В рамки этих задач входило исследование структуры области взаимодействия солнечного ветра со слабомагнитными планетами (магнитосфер этих планет), определение характерных областей и границ, процессов, определяющих появление этих структур, и создание феноменологических моделей этого взаимодействия, то есть комплекса представлений и количественных характеристик этих образований, и определению основных отличий магнитосфер таких планет от магнитосферы Земли.

Более конкретно, задачи сводились к

- определению того, существует ли у Марса ударная волна и постоянно ли существует ударная волна у немагнитной планеты (Венера) ,

- изучению процессов на околопланетных ударных волнах,

- выявлению возможных шлейфов у препятствий атмосферного типа и процессов, приводящих к их образованию,

- определению характерных структур и основных особенностей взаимодействия солнечного ветра с Венерой и Марсом,

- выяснению применимости газодинамического описания взаимодействия солнечного ветра с Марсом и Венерой,

- поиска механизмов и количественных характеристик обмена между солнечным ветром и оболочками Марса и Венеры,

- построению феноменологической модели магнитосферы немагнитной планеты.

Помимо этого представлялось весьма важным провести исследования характерных границ и образований в области взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой Земли: ударной волны, магнито-паузы и пограничного слоя. Это позволяло, во-первых, продолжить ранее начатые исследования этих структурных образований и получить такие данные о них, которые не могли быть получены вблизи Марса и Венеры из-за имеющихся ограничений в информативности, весе и возможностях аппаратуры, и,, во-вторых, иметь отправную точку для изучения взаимодействия с препятствиями другого типа - атмосферного.

Постановка такого цикла работ стала возможной благодаря осуществляемым в СССР двум большим программам космических исследований: исследованию планет с помощью автоматических межпланетных станций типа Марс и Венера и программы исследования солнечной активности и ее влияния на магнитосферу Земли с помощью высокоапо-гейных спутников типа Прогноз .

Для решения поставленных задач необходимо было пройти следующие этапы:

- создание методики и аппаратуры, способной регистрировать основные характеристики потока, вариации энергетического распределения компонент плазмы (в масштабе времени, соответствующем условиям наблюдения и изучаемому явлению) и колебаний в потоке плазмы, 

- подготовка и проведение наблюдений в зоне обтекания геомагнитосферы и в зонах обтекания Марса и Венеры,

- обработка, систематизация и анализ экспериментальных данных.

Настоящая работа выполнялась автором и руководимым им коллективом в течение примерно пятнадцати лет, сначала в Институте физики атмосферы АН СССР, а затем в Институте космических исследований АН СССР.

Экспериментальный материал, использованный в данной работе, был получен на высокоапогейных искусственных спутниках Земли Прогноз-, Прогноз- , Прогноз-7 , Прогноз-8 в I972-I98I г.г. и на автоматических межпланетных станциях Марс-2 , Марс-3 , Марс-4 , Марс-5 , Венера-9 и Венера-Ю в I97I-I976 г.г., Марс-2 , Марс-3 и Марс-5 были первыми спутниками Марса и единственными, на которых были проведены плазменные и магнитные измерения. "Венера-9 и -Венера-Ю - были первыми спутниками Венеры.

Автором определено направление исследований, поставлены задачи проводимых на указанных спутниках и автоматических межпланетных станциях плазменных экспериментов, определены направления разработки аппаратуры и ее основные характеристики. Он, совместно с сотрудниками лаборатории, курировал разработку аппаратуры в промышленных и смежных организациях, вел подготовку эксперимен - II тов, участвовал в их проведении, руководил и лично участвовал в обработке и анализе данных и занимался их обобщением. В процессе проведения данной работы были также частично использованы опубликованные в печати и представленные в распоряжение автора данные других плазменных экспериментов и магнитных экспериментов, проводившихся на тех же космических аппаратах, а также на американском спутнике Венеры Пионер-Венера , выведенном на орбиту спутника в декабре 1978 г.

Диссертационная работа состоит из введения, пяти глав и заключения.

В главе I, после описания состояния проблемы к моменту начала этой работы, рассматриваются нерешенные вопросы, которые инициировали подготовку и проведение описываемых ниже экспериментов.

В главе 2 обосновывается выбор экспериментальной методики и направления в разработке аппаратуры, описываются характеристики аппаратуры и результаты ее работы на космических аппаратах.

В главе 3 рассмотрены результаты изучения явлений в зоне обтекания геомагнитного поля солнечным ветром: характеристик околоземной ударной волны, структуры границы и пограничного слоя геомагнитосферы.

В главе 4 рассматриваются результаты анализа данных измерений на искусственных спутниках Марса Марс-2 , Марс-3 и Марс--5 , приведшие к обнаружению головной ударной волны и шлейфа планеты и эффектов взаимодействия солнечного ветра с плазменно-маг-нитной оболочкой Марса.

В главе 5 анализируются данные экспериментов, проведенных на спутниках Венеры Венера-9 и Венера-Ю , а также на амери - 12 канском спутнике Пионер-Венера . В результате проведенных на АМС Венера-9 и Венера-10 экспериментов был обнаружен плазмен-но-магнитный шлейф Венеры, показано постоянное существование удар ной волны и выявлены основные характеристики взаимодействия с атмосферой, приближающегося к взаимодействию кометного типа. На основе этих данных предложена модель магнитосферы слабомагнитной планеты.

В заключении обобщаются результаты и выводы, полученные в диссертации. Результаты изучения взаимодействия солнечного ветра с Марсом и Венерой обеспечили экспериментальную основу современных представлений о взаимодействии солнечного ветра с телами, не обладающими собственным значительным магнитным полем, но имеющими развитую атмосферу, и о плазменных оболочках этих планет. В результате проведенных работ построена феноменологическая модель магнитосферы немагнитной планеты, структура которой в значительной мере определяется аккреционными эффектами. 

Взаимодействие солнечного ветра с атмосферами планет

Изучение взаимодействия солнечного ветра с телами, имеющими развитую атмосферу, но слабое собственное магнитное поле, только начиналось, единственный удаленный пролет автоматической межпланетной станции Маринер-4 в 1965 г. около Марса позволил по очень ограниченному объему магнитных данных высказать предположение о существовании вблизи Марса ударной волны. Измерения плазмы и магнитного поля вблизи Венеры были проведены на двух спускаемых аппаратах: Венера-4 в 1967 г. и Венера-6 в 1969 г. и на борту двух пролетных межпланетных станций Маринер-5 в 1967 г. и Маринер-Ю в 1974 г. Результаты этих измерений показали существование головной ударной волны у Венеры и малость собственного магнитного поля планеты. Были предложены теоретические модели, описывающие отдельные аспекты взаимодействия солнечного ветра с атмосферами планет.

Решение проблемы взаимодействия солнечного ветра со слабомагнитными планетами и возникающих при этом околопланетных образований представляет собой важную и актуальную задачу. Имевшиеся теоретические представления и экспериментальные данные не позволяли ответить на основные вопросы о характере и процессах взаимодействия: о природе препятствия потоку солнечного ветра, степени поглощения планетой набегающего потока, существования и природы ударной волны, возможности образования шлейфов и эрозии атмосферы планеты, характеристиках границы между препятствием и набегающим потоком, возможности ускорения частиц в зоне взаимодействия. Изучение нового типа взаимодействия, отличного от известных ранее: магнитосферного (Земля) и поглощающего (Луна) дает возможность более широкого подхода к проблеме солнечно-планетных связей, изучение типа взаимодействия, встречающегося, по-видимому, и за пределами солнечной системы, когда происходит столкновение плазменных и газовых облаков и, наконец, выяснение роли массового обмена между солнечным ветром и планетами, который может играть важную роль в эволюции планетных атмосфер. Изучение этих вопросов также весьма важно для тех периодов эволюции Земли, когда ее собственное магнитное поле сильно уменьшалось.

Поэтому в качестве направления описываемого исследования было поставлено решение основных задач проблемы взаимодействия солнечного ветра с планетами, имеющими развитую (оптически толстую в области ионизирующих излучений) атмосферу и слабое собственное магнитное поле (недостаточно сильное для экранирования атмосферы планеты от потока солнечного ветра). Такими планетами, по имевшемуся ограниченному объему данных, могли быть Марс и Венера. В рамки этих задач входило исследование структуры области взаимодействия солнечного ветра со слабомагнитными планетами (магнитосфер этих планет), определение характерных областей и границ, процессов, определяющих появление этих структур, и создание феноменологических моделей этого взаимодействия, то есть комплекса представлений и количественных характеристик этих образований, и определению основных отличий магнитосфер таких планет от магнитосферы Земли.

Более конкретно, задачи сводились к - определению того, существует ли у Марса ударная волна и постоянно ли существует ударная волна у немагнитной планеты (Венера) , - изучению процессов на околопланетных ударных волнах, - выявлению возможных шлейфов у препятствий атмосферного типа и процессов, приводящих к их образованию, - определению характерных структур и основных особенностей взаимодействия солнечного ветра с Венерой и Марсом, - выяснению применимости газодинамического описания взаимодействия солнечного ветра с Марсом и Венерой, - поиска механизмов и количественных характеристик обмена между солнечным ветром и оболочками Марса и Венеры, - построению феноменологической модели магнитосферы немагнитной планеты. Помимо этого представлялось весьма важным провести исследования характерных границ и образований в области взаимодействия солнечного ветра с магнитосферой Земли: ударной волны, магнито-паузы и пограничного слоя. Это позволяло, во-первых, продолжить ранее начатые исследования этих структурных образований и получить такие данные о них, которые не могли быть получены вблизи Марса и Венеры из-за имеющихся ограничений в информативности, весе и возможностях аппаратуры, и,, во-вторых, иметь отправную точку для изучения взаимодействия с препятствиями другого типа - атмосферного. Постановка такого цикла работ стала возможной благодаря осуществляемым в СССР двум большим программам космических исследований: исследованию планет с помощью автоматических межпланетных станций типа Марс и Венера и программы исследования солнечной активности и ее влияния на магнитосферу Земли с помощью высокоапо-гейных спутников типа Прогноз . Для решения поставленных задач необходимо было пройти следующие этапы: - создание методики и аппаратуры, способной регистрировать основные характеристики потока, вариации энергетического распределения компонент плазмы (в масштабе времени, соответствующем условиям наблюдения и изучаемому явлению) и колебаний в потоке плазмы, - подготовка и проведение наблюдений в зоне обтекания геомагнитосферы и в зонах обтекания Марса и Венеры, - обработка, систематизация и анализ экспериментальных данных. Настоящая работа выполнялась автором и руководимым им коллективом в течение примерно пятнадцати лет, сначала в Институте физики атмосферы АН СССР, а затем в Институте космических исследований АН СССР.

Условия проведения экспериментов на АМС типа Марс и Венера и на ИСЗ типа Прогноз

В зависимости от угла Gn ударные волны подразделяются на квазипараллельные, 9пе 50, и квазиперпендикулярные, QnEЯ 50 . В зависимости от числа Маха и величины /5 подразделяются на: ламинарные ударные волны ( JVK Мс = 3 и 0,1), квазиламинарные ( М 3, б 0,1), квазитурбулентные ( IvK 3,6 0,1 ) и турбулентные (М 3 и# 0,1). Ламинарные ударные волны характеризуются резким монотонным скачком магнитного поля и почти полным отсутствием турбулентности. При увеличении б и М монотонность скачка магнитного поля нарушается и развивается макроскопическая турбулентность по обе стороны от основного градиента магнитного поля. В турбулентных ударных волнах наблюдаются сильные колебания электрического и магнитного полей, двухпиковые распределения ионов, а перед фронтом ударной волны наблюдаются предвестники в виде отраженных частиц и волновых колебаний. Ламинарные квазипараллельные ударные волны имеют развитые предвестники в виде квазипериодических колебаний магнитного поля. В квазипараллельных турбулентных ударных волнах колебания магнитного поля с амплитудой порядка главного скачка наблюдаются на большом расстоянии перед фронтом, и такие ударные волны иногда называются пульсирующими. Термолиза-ция ионов происходит на расстояниях, определяемых дисперсионной длиной, С/Ц с , где tDpL - ионная плазменная частота. Вблизи фронта ударной волны происходит ускорение ионов до энергий в десятки кэВ и отраженные ионы регистрируются на больших расстояниях перед фронтом квазипараллельной ударной волны _38,39]. Для объяснения диссипативных эффектов в бесстолкновительных ударных волнах были предложены различные механизмы. Структура ламинарных ударных волн определяется, по-видимому, ионно-звуковой неустойчивостью. Наиболее вероятными процессами, определяющими структуру сильных ударных волн, являются двухпотоковая неустойчивость с возбуждением нижнегибридных мод для квазиперпендикулярных ударных волн и распад осцилляторной структуры фронта для квазипараллельных ударных волн [36,40,41 J ..

Начиная с работ Чепмена и Ферраро были построены различные модели, описывающие микроструктуру магнитопаузы. При набегании плазмы на геомагнитное поле электроны и ионы отклоняются в противоположные стороны, что приводит к образованию поверхностных токов (магнитопаузы). Благодаря большой массе ионов они проникают глубже в геомагнитное поле, чем электроны, что приводит к образованию электрического поля поляризации[42J. Это поле препятствует разделению зарядов, ускоряя электроны и затормаживая ионы. Характерный размер границы в случае отсутствия компенсирующих токов внутри магнитосферы будет порядка нескольких скиновых толщин а ( или инерциальных длин электрона, с/о)р ), то есть I км при наблюдаемых плотностях в переходной области [43] . Если в магнитосфере плазма имеет достаточную плотность и/или токи из ионосферы компенсируют пространственный заряд, то электроны и ионы потока, падающего на магнитопаузу, будут двигаться независимо, и характерная толщина слоя ионов вблизи магнитопаузы, ф , будет порядка инерциальной длины протона, сД)р1 , что составит - 100км [43]. Было показано также, что относительная скорость ионов и электронов в токовом слое может превосходить альвеновскую ско -рость, что приведет к возбуждению электромагнитной неустойчивости и к уширению слоя 144J.

Приоритет в обнаружении плазменного пограничного слоя магнитосферы принадлежит Фримэну и др.[45j , которые обнаружили поток плазмы непосредственно под дневной магнитопаузой, текущий параллельно границе. Наблюдения слоя плазмы, похожей на плазму переходной области, с внутренней стороны магнитопаузы в хвосте магнитосферы были сделаны почти одновременно Хоунсом и его коллегами на спутнике Вела-4[4б ] и Интриллигейтор и Вулфом во время однократного пролета межпланетного зонда Пионер-8 _47 J . Существование высокоширотного дневного каспа - области вблизи нейтральной линии, заполненной плазмой, подобной плазме переходной области, было экспериментально установлено по наблюдениям на малых высотах [48,49] и на больших геоцентрических расстояниях [50], и было выявлено также в лабораторном эксперименте с моделированием обтекания магнитосферы солнечным ветром[51 ] .

Высокоширотный пограничный слой, или плазменная мантия, более детально исследовался на спутнике Хеос-2 [52] . Результаты исследований показали, что мантия присутствует в 70% случаев наблюдений с изменяющейся толщиной и с параметрами п , V , Т ,подобными наблюдаемым в переходной области. Было установлено, что пограничный слой не ограничивается фланговыми областями и существует вблизи всей поверхности хвоста, примыкая к области полярного каспа. Существование компоненты скорости в сторону нейтрального слоя хвоста, а также то, что энергия плазмы в мантии тем меньше, чем дальше она регистрируется от магнитопаузы, позволили предложить модель, при которой плазма вводится в магнитосферу вблизи каспа в область сходящихся силовых линий и после отражения на малых высотах, распространяется в хвост [53], конвекти-руя по направлению к плазменному слою благодаря электрическому полю, направленному поперек хвоста. Это приводит к дисперсии плазмы по скоростям и объясняет смягчение энергетического спектра ионов по мере удаления от магнитопаузы. Было обнаружено, что образование мантии связано с ориентацией межпланетного магнитного поля: при появлении сильной северной компоненты ММП мантия, как правило, исчезает [54 ] .

На основании феноменологических критериев пограничный слой магнитосферы был разделен на три области: собственно входной слой (I), плазменная мантия (П) и низкоширотный пограничный слой (Ш) (рис.13) [55] . Плазмомантия характеризуется стационарным потоком плазмы в сторону шлейфа. Во входном слое, области вблизи каспа, скорость сильно флуктуирует по величине и направлению.Различие между собственно входньм слоем и низкоширотным пограничньм слоем состоит в большей толщине и большей плотности плазмы входного слоя.

Анализируя экспериментальные результаты о толщинах различ -ных участков пограничного слоя и поведения плазмы в нем, Хэрен -дель и др.[56 J предположили, что пересоединение, в основном,происходит в области каспа. Хэрендель рассмотрел микроскопические процессы, которые могут обеспечивать пересоединение магнитных силовых линий [57] . Он пришел к выводу, что плазменные неустойчивости не могут обеспечить достаточную скорость пересоединения в стационарной крупномасштабной модели, предложенной Данжи [20] и рассматривавшейся Леви и др.р 2] .

Общее описание результатов, полученных на ИСЗ типа Прогноз

Изучение магнитосферы Земли показало, что собственное магнитное поле планеты создает условия для ускорения заряженных частиц и формирования специфических резервуаров магнитосферы плазмы, а также определяет тот тип взаимодействия с солнечным ветром, который называется магнитосферным. Магнитное поле экранирует атмосферу Земли, за исключением ограниченных ее областей в высоких широтах, от прямого воздействия плазмы солнечного ветра.

Непосредственные исследования магнитосферы Земли с помощью космических аппаратов кардинально изменили существовавшие ранее представления об околоземном космическом пространстве. Однако до начала космических исследований еще меньше, чем об околоземном пространстве, было известно о том, что происходит на границе между верхней атмосферой (или ионосферой) планеты, имеющей слабое собственное магнитное поле, и межпланетной средой. Как и при маг-нитосферных исследованиях, важно было получить исходные наблюдательные данные. Понятно, что при этом большая роль отводилась вопросу о существовании собственных магнитныхголей Венеры и Марса, как фактора, могущего играть большую роль в процессах взаимодействия солнечного ветра с этими планетами,в формировании околопланетных плазменных оболочек и в массовом обмене между солнечным ветром и газовыми оболочками планет.

Первая попытка таких исследований была сделана на межпланетном зонде Маринер-2, который пролетел 14 декабря 1962г. на расстоянии 6,6 радиусов от центра Венеры. В данных измерений магнитного поля[бв] и плазмы[69 не было обнаружено каких-либо следов взаимодействия солнечного ветра с планетой, что позволило оценить верхний предел магнитного момента Венеры порядка 0,05 от земного.

На межпланетном зонде Маринер-4, пролетевшем вблизи Марса 15 июля 1965 г. на расстоянии 3,9 радиуса планеты, был установлен плазменный спектрометр, магнитометр и прибор для измерения энергичных заряженных частиц. Плазменный спектрометр Маринера-4 вышел из строя незадолго до пролета Марса и не дал необходимой информации. В данных измерений магнитного поля было зарегистрировано возмущение с началом в 0I23U Т (рис.15), которое авторы магнитного эксперимента первоначально интерпретировали как межпланетное возмущение[70]. Драйер и Хекман [VI] предположили, что резкое возрастание магнитного поля на 5J , и последующее падение его к первоначальной величине через более чем 2 после этого могли быть связаны с пересечением Маринером-4 околопланетной ударной волны. Используя сверхзвуковой газодинамический аналог обтекания, они пришли к заключению, что положение предполагаемой ударной волны может объясняться существованием собственного магнитного поля Марса с магнитным моментом 2,1 х 10 от дипольного магнитного момента Земли [71] (см.рис.15).

Первые наблюдения взаимодействия солнечного ветра с Венерой были проведены на спускаемом аппарате Венера-4 и на пролетном аппарате Маринер-5, которые провели измерения вблизи Венеры 18 и 19 октября 1967 г., соответственно.

На спускаемом аппарате Венеры-4 с помощью ионных ловушек [72 J и магнитометра[73J было зарегистрировано пересечение ударной волны у Венеры (рис.16) на расстоянии г-19400 км от поверхности Венеры. Положение наблюденного пересечения ударной волны показано на траектории Венеры-4 на рис.16.

Сравнительно большой объем данных был получен при пролете межпланетного зонда Маринер-5 (рис.17). Плазменные и магнитные измерения[_74] выявили 2 пересечения ударной волны (пересечение на уходящей части траектории определяется недостаточно четко, так как вектор магнитного поля был близок к нормали к фронту ударной волны} Между точками 2 и 4 траектории (рис.17) плотность и скорость потока плазмы значительно упали по сравнению с газодинамической моделью. Эти измерения были интерпретированы авторами как область разрежения и, возможно, как пересечение магнитного хвоста планеты [74J. На основе полученных данных верхний предел на величину собственного магнитного момента Венеры был установлен в / 10 3 от магнитного момента Земли.

С помощью двухчастотного радиозатменного метода было обнаружено, что дневная ионосфера Венеры имела резкую границу (ионопа-узу) на высоте 500 км[75 (см.рис. 18). Эти измерения были интерпретированы как результат прямого взаимодействия солнечного ветра с ионосферой Венеры, а резкая дневная ионопауза - как граница между ионосферой и обтекающим потоком плазмы солнечного ветра. По результатам радиопросвечивания был также сделан вывод о существовании протяженной ночной ионосферы Венеры [75] .

Измерения на спускаемом аппарате Венера-б подтвердили существование ударной волны у Венеры [76 Последующие измерения вблизи Венеры были выполнены на пролетном аппарате Маринер-Ю в 1974 г. L77, 78]. Он находился в течение длительного времени в переходной области. Электростатический анализатор ионов и электронов, направленный в сторону Солнца, вышел из строя, и были проведены лишь измерения электронов прибором, ориентированным в антисолнечном направлении. Кроме того, выполнены измерения магнитного поля и энергичных частиц.

Установление факта существования ударной волны. Характеристики ударной волны у Марса

Бэнкс и др. [88] І рассматривая возможность существования у Меркурия устойчивой атмосферы, отметили, что потери планетарного газа при фотоионизации и последующем транспорте солнечным ветром могут быть уменьшены, если ионосферная проводимость планеты велика (как, например, у Венеры), или-если имеется планетарное магнитное поле, или, возможно, если мантия планеты имеет хорошую электропроводность. В этих условиях солнечный ветер будет отклоняться, и фотоионы, образующиеся в толще атмосферы, будут экранированы от межпланетного электрического поля. Они предложили схематическую модель возможного взаимодействия солнечного ветра с хорошо проводящей ионосферой (рис.22), обеспечивающей отклонение потока солнечного ветра. Как считают Бэнкс и др. [88] , над ионосферой должна быть область, где ионы ионосферы увлекаются солнечным ветром, и можно ожидать образования плазменного хвоста с ночной стороны планеты.

Воллис развивал кометоподобную модель взаимодействия солнечного ветра с Венерой в предположении, что добавка новых ионов в поток плазмы увеличивает область взаимодействия, в которой параметры плазмы изменяются постепенно, и ударная волна либо не образуется, либо сильно ослабляется [89] . Он подчеркнул, что данные Маринера-5 не выявили резкой границы вблизи ожидаемого положения фронта ударной волны, а наблюдавшиеся максимумы плотности плазмы и величины поля были расположены значительно ниже по потоку,чем предполагаемая ударная волна. Кроме того, он использовал отсутствие энергичных частиц вблизи Марса и Венеры, как аргумент против существования ударной волны. В предположении, что у Венеры имеется протяженная гелиевая атмосфера (концентрация Не 3«10 см"3 на планетоцентрическом расстоянии 10000 км), им были найдены решения газодинамической системы уравнений с источником массы, которые в ряде упрощающих предположений давали слабые скачки параметров на ударной волне .

Спрайтер и др. С О] распространили газодинамическую аналогию взаимодействия солнечного ветра с планетами на обтекание немагнитных планет. Они считают, что плазма солнечного ветра и плазма ионосферы, имеющие различное происхождение и свойства, не могут перемешиваться, и з идеализированном магнитогидродинамическом приближении они будут разделены тангенциальным разрывом. Различие во взаимодействии солнечного ветра с Землей, с одной стороны, и с Венерой и Марсом с другой, состоит в том, что токовая оболочка, экранирующая планету от солнечного ветра, образуется при взаимодействии с ионосферой. Давление ионосферной плазмы в максимуме электронной концентрации, вычисленное по результатаїл измерения ионосферных параметров Венеры и Марса [_75,9lJ , превышает среднее давление солнечного ветра в 10 и б раз, соответственно. Спрайтер и др.[90] рассчитали форму ионопаузы планеты в предположении, что давление солнечного ветра, описываемое ньютоновским приближением Р = Vo CcA Jj, уравновешивается давлением ионосферной плазмы и = Рр ехР (- ц )» гДе о = fooVeo - давление солнечного ветра в лобовой точке, 1 - планетоцентрическое расстояние, Н = - высота однородной атмосферы, а индекс "р" относится к исходному уровню ионосферы. Ими были получены решения задачи сверхзвукового газодинамического обтекания планет для различных величин отношения ( %- планетоцентрическое расстояние в лобовой точке) и различных величин звукового числа Маха М и отношения теплоємкостей у Магнитное поле в области обтекания затем рассчитывалось по магнитогидродинамическим уравнениям для стационарного потока бездиссипативного идеального газа [$0 ] . Полученные результаты представлены графически на рис.23. Спрайтер и др. обратили внимание на то, что смещением центра планеты вдоль оси сим метрии можно добиться почти полного совпадения нормализованных форм границы препятствия и ударной волны для ионосфер с различными величинами отношения И/то » и магнитосферой (правило соответствия). На рис.24 видно, что совпадение форм препятствия достигается в диапазоне углов до 90, а для ударной волны - в большем диапазоне углов. Спрайтер и flp.l_90j получили форму границы препятствия (ионопаузы) и на ночной стороне, но отметили, что надежності ее определения здесь невелика, так как использовалось ньютоновское приближение распределения давления.

Спрайтер и др. [90 ] рассмотрели применимость их модели к результатам измерений Маринера-4 и Маринера-5 у Марса и Венеры. Отождествленные в данных Маринера-5 точки пересечения ударной волны [74 ] могут быть согласованы с моделью для величины параметра R/l0 между 0,10 и 0,25, однако измеренные значения п и V в ближайшем к планете участке траектории были приблизительно вдвое меньше тех, которые удовлетворяют теоретической модели. Авторы работы [90] заключили, что эта разница может быть объяснена существованием вытянутого хвоста с относительно толстым пограничным слоем между ионосферой и солнечным ветром.