velikol.ru
1

ИЗУЧЕНИЕ МЕЖПЛАНЕТНОЙ ПЛАЗМЫ

ИССЛЕДОВАНИЯ ПЛАЗМЫ ВНЕ МАГНИТОСФЕРЫ ЗЕМЛИ ПРИ ПОМОЩИ КОСМИЧЕСКИХ АППАРАТОВ

Доктор технических наук К. И. ГРИНГАУЗ

Наряду с интенсивным изучением плазмы в околоземном космическом пространстве (в ионосфере и магнитосфере Земли) при помощи космиче­ских аппаратов проведено большое число экспериментальных исследова­ний плазмы на весьма значительных удалениях от Земли. Эти исследова­ния выполнялись в расположенной между орбитами Венеры и Марса обла­сти межпланетного пространства, близкой к плоскости эклиптики. В по­следнее время началось прямое изучение возмущений потоков солнечной плазмы, создаваемых Венерой и Марсом, и ионосфер обеих планет.

На первом этапе экспериментальных исследований (начало им было положено измерениями на советских станциях серии «Луна» в 1959 г., окончание можно условно отнести к 1965 г.) были выявлены некоторые основные свойства идущих от Солнца потоков плазмы, заполняющих солнечную систему, и измерены их усредненные характеристики (вели­чины потоков и их направленных скоростей). В последние годы все большее внимание уделяется более тонким характеристикам межпланет­ной плазмы, определяющим ее микроструктуру, таким, как разброс ско­ростей и углов прихода ионов в потоке плазмы, спектр размеров неодно-родностей и т. д.

Стало совершенно ясно, что измерения вектора межпланетного маг­нитного поля — неотъемлемая часть изучения межпланетной плазмы и что только при совместной обработке данных одновременно проведенных плазменных и магнитных исследований можно получить полное пред­ставление о физических процессах в межпланетной плазме, в том числе о различного рода колебаниях и ударных волнах в ней.

Результаты первого этапа исследований кратко сводятся к следующему. Изученная область солнечной системы всегда заполнена «солнечным вет­ром» — потоками плазмы, которые движутся от Солнца по направлениям, весьма близким радиальным. Величины потоков ионов солнечного ветра в районе орбиты Земли меняются в пределах от ~2 · 107до ~ 109 см_2еекН, а скорости направленного движения плазмы находятся в пределах от ~280 до ~750 км/сек. Изменения этих характеристик могут быть проил­люстрированы образцами энергетических спектров ионов солнечного вет­ра, полученных при помощи автоматических межпланетных станций (рис. 1). Концентрации заряженных частиц в межпланетном пространст­ве составляют от долей частицы до ~40 частиц в 1 см3. Достаточно часто встречающимися величинами концентрации ионов солнечного ветра вблизи орбиты Земли следует считать 3—5 частиц в 1 см3.

28

^ К. И. ГРИНГАУЗ

Скорости солнечного ветра меняются квазипериодично, с длительностью цикла 27 суток, равной периоду вращения Солнца вокруг своей оси, при­чем величины вариаций скорости солнечного ветра за время одного пово­рота Солнца могут превышать 100 км/сек. Таким образом, как свидетель­ствует это обстоятельство, солнечный ветер вращается вместе с Солнцем и эмиссия потоков плазмы с различных участков солнечной короны не одинакова.



Установлено, что, хотя магнитное поле в плазме солнечного ветра не­прерывно меняется и по величине и по направлению, после усреднения этих изменений силовые линии межпланетного магнитного поля распола­гаются по спиралям Архимеда, кривизна которых зависит от скорости сол­нечного ветра, и у орбиты Земли при его скорости 300 км/сек составляют с направлением на Солнце угол 45°. Для получения этих результатов по­требовались приборы, позволяющие производить измерения малых токов, которые создаются заряженными частицами окружающей среды в услови­ях, резко отличающихся от лабораторных. Так, для изучения потоков ионов солнечного ветра были разработаны ловушки заряженных частиц и элек­тростатические анализаторы, дающие возможность вести измерения при воздействии на них полного спектра коротковолнового излучения Солнца, вызывающего интенсивную фотоэмиссию электронов со всех экспонируе­мых металлических частей приборов космического аппарата. Были также созданы методы измерения межпланетных магнитных полей, составляю­щих единицы гамм (1 гамма = 10-5 э), несмотря на то, что на космических аппаратах имеются токонесущие провода и другие устройства, обладаю­щие собственными магнитными полями, которые часто превышают по ве­личине поле, подлежащее измерению.

Сейчас, на втором этапе исследований, связанном с изучением микро­структуры солнечного ветра, приходится решать новые проблемы, так как для этого требуются измерительные приборы с более высокими разрешаю­щими способностями по углам прихода частиц и их энергиям, а также кос­мические аппараты, позволяющие быстро менять ориентацию приборов оп­ределенным образом и с высокой точностью и передавать на Землю боль­ший объем научной информации.

На американских космических аппаратах «Ппонер-6» и «Вела-3» бы­ли измерены малые отклонения от радиального течения солнечной плаз-

^ ИССЛЕДОВАНИЯ ПЛАЗМЫ ВНЕ МАГНИТОСФЕРЫ ЗЕМЛИ 29

мы (порядка единиц градусов; в отдельных случаях эти отклонения дохо­дят до ~ 10°).

Первые определения температуры ионов или, вернее, квазитемперату­ры — меры хаотического движения ионов солнечного ветра в системе коор­динат, связанной с потоком плазмы,— проводились при помощи приборов, не позволявших регистрировать различия в движениях ионов в разных направлениях (анизотропию «температуры»). По существу, при этом оце­нивалась «температура» ионов, усредненная по всем направлениям. Оцен­ки, полученные в разное время и по результатам различных космических аппаратов (в том числе «Венеры-3»), дали значения температуры ионов вблизи орбиты Земли от ~ 5-103 до ~ 3-105 град. К. Измерения на ап­паратах «Пионер-6» и «Вела-3» говорят о наличии заметной анизотропии ионной «температуры» — вдоль магнитных силовых линий межпланетно­го поля движение ионов происходит значительно интенсивнее, чем в по­перечном направлении; «продольная» температура может быть больше «поперечной» в несколько раз.

Первые опубликованные предварительные данные определения темпе­ратуры электронов солнечного ветра свидетельствуют о том, что она мо­жет в несколько раз превышать ионную температуру.

Проведенный П. Коллманом (США) анализ результатов одновремен­ных измерений характеристик плазмы солнечного ветра и межпланетного магнитного поля показал, что как в радиальной скорости плазменных по­токов, так и в величине магнитного поля имеются синхронные периодиче­ские изменения, и привел его к выводу о существовании в межпланетном пространстве магнитогидродинамических волн различной длины.

Общие соображения также указывают на то, что в солнечном ветре должны существовать волны. При вращении Солнца вокруг своей оси ме­нее активные участки его поверхности, эмиттирующие плазму в некотором направлении, сменяются более активными, где эмиссия происходит с боль­шей скоростью. Поэтому более быстрые потоки плазмы, которые движутся в данном направлении, нагоняют потоки, покинувшие Солнце ранее, но имевшие меньшую скорость. При взаимодействии намагниченных потоков солнечной плазмы с различными скоростями, в зависимости от разности их скоростей, могут либо образовываться бесстолкновительные ударные волны либо возбуждаться волны разных типов со сравнительно малыми амплитудами. Следует заметить, что к настоящему времени при помощи магнитных и плазменных измерений, проводимых на космических аппара­тах, зарегистрировано уже много случаев возникновения бесстолкнови-тельных ударных волн в межпланетном пространстве. Важным источником волн в солнечном ветре могут быть также процессы, происходящие на са­мом Солнце. Следует ожидать, что в ближайшие годы проблемы, связан­ные с изучением микроструктуры солнечного ветра, и в частности с опре­делением типов волн, имеющих место в межпланетной плазме, и их час­тотного спектра, будут в значительной степени решены.

При помощи плазменных и магнитных измерений на спутниках Земли с сильно вытянутыми орбитами несколько лет назад было установлено, что при взаимодействии потоков солнечной плазмы и геомагнитного поля образуется бесстолкновительная ударная волна, наименьшее расстояние которой от Земли (в направлении Земля — Солнце) составляет примерно 50—80 тыс. км. Это расстояние определяется соотношением между энер­гией потока солнечного ветра и величиной магнитного поля Земли.

За фронтом ударной волны (ближе к Земле) расположена переходная зона, в которой плазма по своим свойствам сильно отличается от невозму­щенного солнечного ветра — магнитное поле быстро флуктуирует по на­правлению и величине, направленная скорость заряженных частиц силь-

3G

^ К. И. ГРИНГАУЗ

но падает, а хаотические скорости возрастают и т. д. Физические характе­ристики этой возмущенной зоны вблизи Земли довольно хорошо изучены. Можно было ожидать, что если Венера обладает заметным собственным магнитным полем Нв, то и вблизи нее со стороны Солнца на расстоянии, определяемом величиной Нв, в солнечном ветре образуется ударная волна. Как показали результаты экспериментов, проведенных на советской меж-



планетной станции «Венера-4», которая достигла планеты 18 октября 1967 г., и подтвержденных данными американского аппарата «Маринер-5», который пролетел мимо Венеры 19 октября 1967 г., магнитное поле Вене­ры отсутствует или настолько мало, что не поддается измерению. Однако вблизи планеты в солнечном ветре обнаружена ударная волна.

В верхней части рис. 2 приведены результаты определений потоков ионов солнечного ветра TV, вблизи планеты, выполненных при помощи ло­вушек заряженных частиц на «Венере-4» (В. В. Безруких, Т. К. Бреус, Л. С. Мусатов и автор настоящей статьи). По оси абсцисс отложены высо­ты над поверхностью Венеры. В нижней части рисунка показаны результа­ты одновременных измерений напряженности магнитного поля вблизи пла­неты (Ш. Ш. Долгинов, Е. Г. Ерошенко и Л. Н. Жузгов). Из рисунка вид­но, что примерно на высоте 19 000 км начинается существенное возраста­ние как потоков Ni солнечной плазмы, так и величины напряженности магнитного поля Т, причем их изменения происходят в значительной сте­пени синхронно.

На рис. 3, плоскость которого совпадает с плоскостью траектории «Ве-неры-4», изображено положение фронта ударной волны в межпланетной

ИССЛЕДОВАНИЯ ПЛАЗМЫ ВНЕ МАГНИТОСФЕРЫ ЗЕМЛИ Jf

плазме вблизи Венеры (по расчетам авторов плазменного эксперимента /'Ветере-4»). Пересечение показанного на этом рисунке фронта удар­ной волны траекторией «Венеры-4» происходил: на высоте, одигкои к той, на которой началось возрастание Ni и Т на рис. 2. Наименьшее расстоя­ние фронта ударной волны от планеты ~2000 км (в направлении Вене­ра — Солнце). Подобная ударная волна в практически лишенной столкно-



вений плазме солнечного ветра может образоваться вблизи планеты, не имеющей магнитного поля, вследствие того, что циклотронный радиус ионов, определяемый межпланетным магнитным полем, много меньше раз­меров планеты, и в случае, если вблизи от поверхности планеты имеется оболочка с хорошей электропроводностью. Такой оболочкой может слу­жить поверхность металлического ядра планеты (согласно гипотезе авто­ров плазменного эксперимента на «Венере-4»), или дневная часть ионо­сферы Венеры (согласно предположению авторов экспериментов на «Ма-ринере-5»).

В заключение остановимся на прямых исследованиях ионосфер Луны. Марса и Венеры.

Первые экспериментальные результаты, относящиеся к ионосфере Мар­са, были получены в 1964 г. группой сотрудников Стэнфордского универ­ситета (США) при помощи космического аппарата «Маринер-4». Экспе­римент состоял в приеме на борту аппарата двух излучаемых с Земли ко­герентных радиоволн (с частотами ~50 и ~450 мггц), регистрации их разности фаз и телеметрической передаче ее величины на Землю. Анализ результатов этих измерений, выполненных при прохождении радиоволн в марсианской ионосфере, привел авторов к выводу о наличии в ней на высоте ~ 125 км отчетливого максимума электронной концентрации пе. ~105 в 1 см3.

Первые прямые плазменные эксперименты вблизи Луны, проведенные-в 1966 г. при помощи ловушек заряженных частиц на первом искусствен­ном спутнике Луны — советской автоматической станции «Луна-10», поз­волили назвать в качестве верхнего предела ионной концентрации в ионо­сфере Луны величину 100 ионов в 1 см'6, что соответствует оценкам мак­симальной электронной концентрации в лунной ионосфере, полученным ранее радиоастпономическим методом.

32 к. и. грингауз

В течение ряда лет многие авторы высказывали соображения, на осно­вании которых делался вывод о том, что концентрация заряженных частиц в ионосфере Венеры существенно больше, чем в ионосфере Земли. Соглас­но некоторым оценкам, в ионосфере Венеры она может достигать 109 ом-3, что на три порядка выше максимальной концентрации заряженных час­тиц в земной ионосфере. Однако измерения концентрации ионов Л^, вы­полненные 18 октября 1967 г. вблизи Венеры при помощи ловушек заря­женных частиц на AMG «Венера-4», показали, что на высотах в несколь­ко сотен километров N{ не превышает 103 ой-3, т. е. существенно ниже, чем в ночной ионосфере Земли на соответствующих высотах. Следует иметь в виду, что весь припланетный участок траектории «Венеры-4» про­ходил над неосвещенной частью поверхности планеты; спускаемый аппа­рат опустился на ночной стороне планеты, вблизи границы ночи и утра.

Этот результат оказался неожиданным.

При помощи «Маринера-5» 19 октября 1967 г. был осуществлен экспе­римент по изучению прохождения радиоволн в ионосфере Венеры во вре­мя пролета аппарата мимо планеты и «затмения» его Венерой. Методика была аналогична применявшейся на «Маринере-4». После предваритель­ной обработки данных этого эксперимента, проведенного упоминавшей­ся Стэнфордской группой, авторы пришли к заключению, что ночная ионо­сфера Венеры на высотах более 300 км имеет электронную концентрацию пе менее 103 ом-3, на высоте ~ 200 км пе = 104 см~г. Эти величины (так же, как и полученные «Венерой-4») существенно ниже, чем пе в ночной ионосфере Земли.

Согласно выводам Стэнфордской группы, в дневной ионосфере Венеры максимальное значение пе имеет место на высоте ~200 км и равно ~5--105 си-3. Это означает, что днем пе в ионосфере Венеры значительно бли­же к пе в земной ионосфере, чем ночью.

Указанные величины концентрации заряженных частиц в ионосфере Венеры и их высотное распределение не противоречат картине холодной верхней атмосферы с малой протяженностью, которая может быть построе­на на основе прямых исследований нейтральной атмосферы планеты, вы­полненных при помощи «Венеры-4». Однако вопрос о степени соответствия результатов изучения нейтральной и ионизированной составляющих ат­мосферы Венеры выходит за рамки этой статьи.

УДК 523.72:629.195.31.5