Теоретическое моделирование магнитных структур в области формирования солнечного ветра

2
Введение.
Актуальность проблемы. Большая часть вещества во Вселенной находится в состоянии плазмы, которая пронизана магнитным полем и взаимодействует с ним по законам магнитной гидродинамики, представляющей собой объединение
электромагнетизма и динамики жидкости. Осознание наличия сильной связи между магнитным полем и плазмой существенно изменило наши представления о Солнечной системе. Чувствительные дистанционные наблюдения Солнца с высоким разрешением и измерение плазмы солнечной системы на космических аппаратах in situ обнаружили удивительный мир динамической активности в широком диапазоне пространственных и временных масштабов.
Магнитные поля играют определяющую роль в формировании структуры космической плазмы, приводя к образованию магнитосфер звезд и планет, таким структурам в атмосфере Солнца как активные области, пятна, протуберанцы и т.д. Многочисленные наблюдения свидетельствуют о том, что магнитные поля являются одной из основных причин активных явлений на Солнце и в космосе. Генерируемые в недрах Солнца магнитные поля выносятся на его поверхность благодаря эффекту магнитной плавучести. Попадая в высокопроводящую солнечную корону, всплывшие магнитные потоки взаимодействуют между
2
3
собой, или в результате собственных эволюционных изменений приводят к образованию в атмосфере Солнца токовых слоев, которые рассматриваются как основная причина возникновения солнечных вспышек и ускорения заряженных частиц.
Топология магнитных силовых линий, МГД- волны вносят вклад в формирование истекающего потока плазмы -солнечного ветра. Поэтому для его описания необходимо знать структуру магнитных силовых линий во внутренней и внешней короне Солнца.
Достигая обиты Земли, солнечный ветер взаимодействует с её магнитосферой, приводя к образованию широкого многообразия характерных МГД структур: ударных волн, тангенциальных разрывов, токовых слоев и т.д., и к не менее широкому многообразию связанных с этим взаимодействием активных явлений: пересоединению магнитных силовых линий, ускорению заряженных частиц, магнитным пульсациям и высыпанию частиц, усилению крупномасштабных токовых систем и электрических полей.
В данной работе предлагается простая аналитическая модель магнитной конфигурации протяженной солнечной короны в области формирования солнечного ветра, качественно правильно учитывающая основную наблюдательную информацию о структуре магнитного поля в протяженной солнечной короне и гелиосфере. В модели рассматривается суперпозиция трёх источников: магнитного точечного диполя в центре Солнца, кольцевого токового слоя
в гелиосфере и магнитного квадруполя. Линии магнитного поля в данной модели найдены в явном виде.
Магнитное поле Солнца, а особенно гелиосферный токовый слой играют важну ю роль в формировании и динамике полярных щеток. Полярные щетки в солнечной короне наиболее часто видны как яркие корональные лучи в К-короне в годы близкие к минимуму солнечной активности. Они расположены вдоль линий глобального магнитного поля, повторяя его структуру.
Радиальные электрические токи, текущие в гелиосферном токовом слое замыкаются через объемные электрические токи внутри полярных областей Солнца. Эти дополнительные азимутальные токи, текущие вокруг оси полярных щеток,
3
создают магнитное поле, поддерживающее баланс давления вне и внутри щеток.
Форма и физические свойства полярных щеток определяются не только граничными условиями в их основании на фотосфере на больших широтах. Полярные щетки отражают также более глобальные электродинамические условия на Солнце и в гелиосфере.
Основной целью диссертации является теоретическое исследование магнитной конфигурации глобального поля Солнца и локальных корональных структур - полярных щеток.
Научная новизна работы состоит в том, что в ней впервые предложена и исследована аналитическая модель трехмерной магнитной конфигурации протяженной солнечной короны в области формирования солнечного ветра.
Получено простое аналитическое выражение, описывающее поведение магнитных силовых линий глобального поля как вблизи Солнца, так и на больших расстояниях от него. Модель, представляющая собой суперпозицию двух источников: точечного диполя в центре Солнца и тонкого кольцевого тока в экваториальной плоскости, асимптотически правильно воспроизводит геометрию поля в годы спада и минимума солнечной активности. Линии магнитного поля найдены в явном виде.
Исследована более сложная модель, включающая в себя квадрупольный член. В этом случае линии поля получены с помощью компьютерного моделирования.
Предложена новая нестационарная теория образования лучевых структур - полярных щеток в короне Солнца. Согласно этой теории, важную роль в их формировании и разрушении играют электрические дрейфы в индукционном поле. В отличие от прежних представлений, согласно которым вещество в полярных щетках квазистационарно поступает вдоль трубок магнитною поля непосредственно из нижележащих участков солнечной атмосферы, в новой теории рассматриваются нестационарные движения поперёк трубок с переменными магнитными полями. Полярные щётки возникают над некоторыми эфемерными магнитными областями, растущими во времени, и разрушаются вместе с ними. Необходимым
5
условием возникновения полярных щеток является подходящая взаимная ориентация локальных и глобальных магнитных полей. Общая конфигурация всей совокупности полярных щеток определяется суммарным действием внутрисолнечных, подфотосферных источников крупномасштабного магнитного поля, в основном, его дипольной составляющей и внешними источниками, главным образом - гелиосферным токовым слоем.
Научная и практическая ценность работы заключается в том, что развитая в ней теория позволяет правильно понять и качественно предсказать поведение магнитных полей и токов в гелиосфере. Результаты работы можно использовать для изучения динамики солнечного ветра и процессов распространения солнечных космических лучей.
Автор выносит на защиту:
1. Аналитическую модель трехмерной магнитной конфигурации протяженной солнечной короны в области формирования солнечного ветра, представляющую собой суперпозицию двух источников: точечного диполя в центре Солнца и тонкого кольцевого тока в экваториальной плоскости. Результаты анализа данных, полученных с борта КА Ulysses , показали хорошее соответствие между' моделью и экспериментом.
2. . Модель трехмерной магнитной конфигурации
протяженной солнечной короны, включающую в себя квадрупольный член. В этом случае линии поля получены с помощью компьютерного моделирования.
3. Нестационарную теорию образования лучевых структур -полярных щеток в короне Солнца. Согласно этой теории, важную роль в их формировании и разрушении играют электрические дрейфы в индукционном поле. Анализ экспериментальных данных показал, что полярные щётки возникают над некоторыми эфемерными магнитными областями, растущими во времени. Результаты исследования предлагаемой модели выявили, что необходимым условием возникновения полярных щеток является подходящая взаимная ориентация локальных и глобальных магнитных полей, а конфигурация полярных
5
6
щеток определяется действием крупномасштабного магнитного поля, в основном, его дипольной составляющей и внешними источниками, главным образом гелиосферным токовым слоем.
Личный вклад автора. Автор принимал участие в постановке задачи и выборе методов её решения. Вклад автора в разработке компьютерного метода решения задачи, осуществлении расчетов и анализе результатов является определяющим.
Апробация. Результаты, вошедшие в диссертацию, докладывазись и обсуждались на «Международном симпозиуме по измерениям и анализу трехмерных солнечных магнитных полей» (Алабама, США, 1996); на 31-ой ассамблее СОБРАИ (Бирмингем, 1996); на Международной конференции по космическим лучам (Москва, 1996); на 167 совещании Международного Астрономического Союза (Франция, 1997); на Международной конференции «Солнечные струи и полярные щетки» (Франция, 1998); на Международном совещании, посвященном 80-летию проф. К.И.Грингауза (Москва, 1998); на конференции, посвященной 50-летию Горной Астрономической станции ГАО РАН (С.-Петербург, 1998); на конференции «Физика Солнца» (КрАО, 1998); на научных семинарах в НИИЯФ.
Публикации. Основные результаты диссертационного исследования опубликованы в 8 работах.
Объём работы. Диссертация состоит из введения, трёх глав, заключения и содержит 105 страниц, 25 рисунков и библиографический список использованной литературы из 103 публикаций.
6
7
Глава 1. Космические и наземные измерения в высокоширотной и полярной гелиосфере.
1.1 Данные, полученные на КА Ulysses вне плоскости эклиптики.
1.1.1 Введение.
Основной прогресс в изучении трехмерной структуры гелиосферы в последнее время был достигнут благодаря результатам прямых измерений плазмы и магнитных полей на КА Ulysses вне плоскости эклиптики на гелиоширотах до ± 80°. Особое внимание уделяется результатам первых непосредственных измерений параметров межпланетного пространства в полярной гелиосфере, полученных на КА Ulysses в период спада и минимума солнечного цикла (1994-1995 гг.).
До полёта КА Ulysses имелись некоторые косвенные данные о структуре полярной и высокоширотной гелиосферы. Они основывались на оптических и радиоастрономических наблюдениях, а так же на изучении кометных хвостов и процессов распространения галактических, гелиосферных и солнечных энергичных заряженных частиц.
Так например, было известно, что самая крупномасштабная структура солнечного ветра и межпланетного магнитного поля тесно связана со строением короны и полей на Солнце и организованна определённым образом относительно положения гелиосферного токового слоя, причём в близи токового слоя
7
8
существуют потоки относительно медленного солнечного ветра, а в дали от него преобладают высокоскоростные потоки с низкой плотностью и высоким уровнем альфвеновских неоднородностей из корональных дыр. Было так же ясно, что отклонения от аксиальной симметрии в гелиосфере являются сильными не только в гелиографической, но и в гелиомагнитной системе координат, связанной с положением мгновенного дипольного момента Солнца. Поскольку величина и ориентация магнитного диполя Солнца меняется известным образом вместе с остальным мультипольным составом магнитного поля в ходе 22 летнего цикла, структура гелиосферы в целом также претерпевает изменения, которые можно считать известными, но лишь в очень грубых чертах.
После выполнения первых прямых измерений в высокоширотных и полярных участках гелиосферы была получена новая научная информация. На её основе в настоящее время успешно развиваются более совершенные теоретические модели гелиосферы и проясняются вопросы, связанные с происхождением и эволюцией солнечного ветра и его неоднородностей.
Проект Ulysses претворён в жизнь при поддержке Европейского Космического Агентства (ESA) и NASA. Собранный в Европе, космический аппарат был запущен в октябре 1990 года с космического корабля Discovery.
В феврале 1992 года Ulysses обогнул Юпитер и вышел из плоскости эклиптики под углом 80° (Рис.1). 26 июня 1994 года, через 28 месяцев после облёта Юпитера, Ulysses достиг гелиошироты ± 70° и этот день считается днём официального начала прохода над южной солнечной полярной шапкой. Этот проход длился 132 дня, что эквивалентно пяти солнечным оборотам, и закончился 13 сентября в точке 80,2° южной широты и в 344 миллионах км (2,3 астрономических ед.) от Солнца. Космический аппарат Ulysses пересёк плоскость эклиптики в середине марта 1995 года на расстоянии 1,34 а.е. от Солнца и достиг 80,2° северной широты 31 июля 1995 года - начало прохода Ulysses над Северным полюсом Солнца.
8