Введение к работе
Актуальность темы
Солнечная корона, нагретая до температуры около 2 миллионов градусов, находится в неравновесном состоянии — из нее постоянно истекает поток горячей плазмы, называемый солнечным ветром. Взаимодействуя с магнитными полями и ионосферами планет солнечной системы, этот поток формирует магнитные полости — планетные магнитосферы. Эта система взаимодействующих потоков плазмы и магнитных полей и представляет собой гелиосферу. Гелиосфера заканчивается там, где поток солнечного ветра вступает во взаимодействие с межзвездным веществом.
Из потоков солнечного ветра можно выделить два класса: медленные с характерными гидродинамическими скоростями 300-400 км/с и 'быстрые со скоростями 700-800 км/с. Медленные потоки связаны, по-видимому, с областями короны, где имеется значительный тангенциальный компонент магнитного поля. Быстрые потоки исходят, в основном, из полярных областей короны, где магнитное поле близко по направлению к радиальному. Часть этих областей является, так называемыми, корональными дырами, областями солнечной короны с относительно низкой температурой ( 8-Ю5 К) и пониженной плотностью плазмы. Несмотря на большое количество работ, механизм нагрева короны и ускорения быстрых потоков солнечного ветра остается не до конца ясным. Анализ радиационного баланса в приэкваториальных корональных дырах показывает, что для ускорения быстрого солнечного ветра до таких скоростей необходим поток энергии неизлучательной природы порядка 800 кэрг/см2 с, который должен диссипировать в плазму солнечной короны в пределах одного-двух солнечных радиусов. Такой поток энергии может, в принципе, выделяться в процессах импульсного пересоединения магнитного поля в основании короны, сопровождаемых генерацией альвеновских и быст-
рых магнитозвуковых волн. В диссертации на основе кинетического подхода предложена модель эволюции спектра альвеновских волн, нагрева солнечной короны и переноса энергии в область ионного циклотронного резонанса. В качестве доминирующего механизма диссипации альвеновских волн, возбуждаемых в процессах импульсного пересоединения магнитных силовых линий, рассматривается индуцированное поглощение альвеновских волн ионами плазмы.
При взаимодействии сверхзвуковых потоков солнечного ветра с межзвездной плазмой и магнитным полем Галактики образуется область, называемая гелиопаузой, разделяющая межзвездную среду и плазму солнечного ветра, по обе стороны которой возникают ударные волны. Гелиопауза отклоняет и модифицирует поток межзвездной плазмы, но не создает никаких препятствий нейтральным атомам для проникновения внутрь гелиосферы. Наблюдатель внутри солнечной системы видит, так называемый, межзвездный ветер, текущий со скоростью v = 20 — 25 км/с, направление которой составляет примерно 10 с плоскостью эклиптики. Нейтральный газ успевает уйти на миллионы километров внутрь гелиосферы, прежде чем его атомы ионизируются под действием ультрафиолетового излучения солнечного ветра, электронным ударом или вследствие перезарядки. Влияние появляющихся таким образом ионов на Солнечную систему разнообразно. Ион, образующийся в потоке солнечного ветра, тут же подхватывается этим потоком, увеличивая его массу и тормозя его, давление подхваченных ионов вносит существенный вклад в давление солнечного ветра в дальней гелиосфере. Кроме того, такие ионы могут влиять на положение и структуру гелиосферных границ и дают основной вклад в аномальную компоненту космических лучей. Только в 1985 г. впервые прямыми методами были зарегистрированы подхваченные ионы межзвездного гелия и измерена их функция распределения. Поэтому модель, описывающая процесс
релаксации функции распределения подхваченных ионов, является важной для понимания природы процессов, протекающих в солнечном ветре, и анализа данных, полученных при наблюдениях.
Взаимодействие солнечного ветра с магнитным полем Земли приводит к вытягиванию силовых линий магнитного поля, которые образуют протяженную в направлении от Солнца магни-топлазменную конфигурацию — хвост магнитосферы. Состояние магнитосферы является крайне изменчивым, что связано с изменчивостью давления солнечного ветра и величины и направления межпланетного магнитного поля и, как следствие, темпа передачи энергии внутрь магнитосферы благодаря процессам пересоеди-нения магнитных силовых линий. Если межпланетное магнитное поле в течение некоторого времени направлено на север, то магнитосфера переходит в состояние с минимумом энергии и является относительно спокойной. Если же межпланетное магнитное поле поворачивается в южном направлении и сохраняет такое направление порядка часа, то увеличение темпа пересоединения межпланетного магнитного поля и геомагнитного поля на дневной стороне магнитопаузы приводит к накоплению энергии в основном в виде энергии магнитного поля в хвосте магнитосферы. Такое накопление может закончиться развитием магнитосферной суббури, приводящей к глобальной перестройке конфигурации магнитосферы, в процессе которой высвобождается накопленная энергия. Существует множество подходов и моделей, описывающих начало взрывной фазы суббури, но ни одна из них не дает полного представления об этом процессе. Именно поэтому кажется особенно важным исследование неустойчивостей, которые могли бы послужить механизмом для инициации взрывной фазы суббури. В диссертации было проведено исследование ионной вейбелевской неустойчивости для параметров, характерных для нейтрального слоя хвоста магнитосферы, и проанализирована ее роль в механизме инициации взрывной фазы суббури. Разработанный при
исследовании данной неустойчивости метод после небольших изменений может быть использован при описании реакции негиро-тропных функций распределения на электромагнитные возмущения. Существование немаксвелловских функций распределения ионов в нейтральном слое хвоста магнитосферы Земли показывает анализ наблюдений.
Цель работы
Цель диссертационной работы заключалась в подробном теоретическом изучении проблем ускорения плазмы быстрого солнечного ветра в солнечной короне, релаксации распределения подхваченных ионов гелия, разработке метода описания ионной вей-белевской неустойчивости и. исследовании ее роли в инициации взрывной фазы суббури в хвосте магнитосферы Земли.
Научная новизна
В данной работе разработана модель, описывающая ускорение быстрых потоков солнечного ветра, эволюцию спектра альвеновских волн и перенос энергии в область циклотронного резонанса. Объяснено в рамках квазилинейной теории, как может изменяться функция распределения подхваченных ионов межзвездного газа, и показано, что рефракция альвеновских волн на неоднородностях солнечного ветра приводит к их затуханию и может остановить релаксацию функции распределения ионов. С помощью квазилинейной теории была исследована ионная вейбелевская неустойчивость и ее роль в инициации взрывной фазы суббури. В рамках исследования поведения этой неустойчивости разработан метод, позволяющий исследовать устойчивость некоторых видов негиро-тропных ионных функций распределения по отношению к возбуждению электромагнитных колебаний.
Научная и практическая ценность работы
Проведенный анализ ускорения быстрых потоков солнечного ветра и модификации функции распределения подхваченных ионов под действием альвеновских волн имеет важное значение для понимания процессов, происходящих в гелиосфере. Исследование ионной вейбелевской неустойчивости показывает ее роль в триг-герном механизме суббури. Метод, разработанный при анализе ионной вейбелевской неустошивости, может быть полезен при исследовании возбуждения электромагнитных колебаний как следствие наличия негиротропных функций распределения.
Основные положения, выносимые на защиту
-
Проведено исследование решения бесстолкновительного кинетического уравнения для взаимодействующих альвеновских волн, изучена эволюция этих волн в процессе их распространения и определен спектр волн, распространяющихся от Солнца. Получена оценка скорости диссипации волн.
-
Изучена релаксация функции распределения ионизованного межзвездного гелия и исследовано влияние неоднородностей солнечного ветра на процесс релаксации.
-
Проведен анализ ионной вейбелевской неустойчивости на основе квазилинейной теории плазмы для параметров нейтрального слоя хвоста магнитосферы Земли. Определены значения моментов функции распределения ионов, устанавливающиеся на стадии насыщения . Предложено применение разработанного метода для случая негиротропных ионных функций распределения.
Апробация работы
Материалы диссертации докладывались на семинарах ИКИ РАН в 1995-2000 гг., на IV симпозиуме "Математические модели ближ-
него космоса", (Москва, 1996 г.), международных конференциях "Plasma astrophysics and Space Physics", (Germany, 1998), "Space Plasma Studies by In-Situ and Remote Measurements", (Москва, 1998 г.), XXII семинаре "Физика авроральных явлений", (Апатиты, 1999 г.), 25 симпозиуме Европейского геофизического сообщества, (France, 2000 г.).
Объем диссертации
Диссертация состоит из введения, трех глав и заключения. Диссертация имеет объем 92 страницы, включая 12 рисунков и список литературы из 117 библиографических ссылок.
2 Содержание работы
Введение. Во введении обосновывается актуальность темы диссертации, излагается краткое содержание работы.
