Глава 2.3
Солнечный ветер и гелиосферное магнитное поле
И.С.Веселовский
Научно-исследовательский институт ядерной физики им. Д.В.Скобельцына МГУ, 119992, Москва, Россия

Аннотация Приведены основные экспериментальные и теоретические сведения о потоках плазмы, испускаемой Солнцем (солнечный ветер), а также о магнитных полях в межпланетном пространстве, занятом этими потоками (гелиосфера).

Ключевые слова солнечный ветер, межпланетное магнитное поле, гелиосфера.

1. ВВЕДЕНИЕ

Перманентное истечение плазмы из Солнца образно назвали солнечным ветром довольно давно, еще до первых прямых измерений в космосе, до создания правильных физических представлений о физической природе этого явления и до разработки первых количественных теоретических моделей. Сначала этот красивый термин, по-видимому, появился в немецкоязычной литературе (Sonnenwind). Он был введен в обиход исследователями кометных хвостов более полувека назад. С течением времени этот термин практически полностью вытеснил все другие названия и сейчас является общепринятым.

Цель данного раздела – дать самое общее представление об основных характеристиках солнечного ветра и гелиосферы, о состоянии исследований в данной области науки для достаточно широкого круга читателей, не являющихся в ней специалистами. Количество оригинальных исследований и публикаций по соответствующим вопросам в настоящее время огромно, поэтому мы не приводим сколько-нибудь полной библиографии, отсылая за ней, а также за деталями и дополнительной информацией к имеющимся книгам, обзорам и трудам конференций. Наиболее подробные и точные сведения о свойствах солнечного ветра и межпланетного магнитного поля можно найти в специальной литературе, оригинальных журнальных статьях, обзорах и книгах, посвященных этим вопросам. Удобным источником современной информации могут служить труды конференций по солнечному ветру, проводившихся на протяжении последних десятилетий. Первая из них состоялась в 1970 г., а самая недавняя, одиннадцатая по счету, – в июне 2005 г. (Solar Wind 11 – SOHO16: Connecting the Sun and Heliosphere, 12-17 June 2005, Whistler, British Columbia, Canada, http://www.solarwind11.org/). Вопросам физики внутренней гелиосферы посвящен двухтомник (Physics of the Inner…, 1990, 1991). Некоторые современные проблемы физики внешней гелиосферы более подробно освещены в сборниках статей и трудах недавних конференций (The Outer… 2000; Physics of the Outer …, 2004). Многие вопросы в данной области исследований уже изучены весьма детально и приобрели вполне ясные количественные ответы, некоторые же проблемы продолжают оставаться практически полностью нерешенными даже в чисто качественном отношении. Обходить их стороной значило бы создавать у читателей неправильную иллюзию полной ясности и завершенности.

Благодаря дистанционным наблюдениям с Земли и многочисленным прямым измерениям на космических аппаратах и спутниках уже на протяжении многих десятков лет хорошо известно, что межпланетное пространство постоянно заполнено плазмой, движущейся от Солнца. Потоки плазмы, направленные от Солнца, и магнитные поля в них были обнаружены косвенно намного раньше по наблюдениям связанных с ними геомагнитных возмущений, отклонений кометных хвостов и вариаций космических лучей. Эти потоки существуют всегда и всюду вокруг Солнца на достаточно больших расстояниях, превышающих несколько солнечных радиусов за пределами внешней короны. Они приобретают там почти радиальное направление, а их скорость превосходит скорость звука и альвеновскую скорость в несколько раз, так что поток носит сверхмагнитозвуковой характер. Поток плазмы практически всегда за очень редкими исключениями постоянно сохраняет свой сверхмагнитозвуковой характер до очень больших расстояний порядка сотни астрономических единиц.

Солнечный ветер формируется как перманентный поток коронального вещества наружу от Солнца из-за отсутствия там полного термодинамического и механического равновесия. Обширная область вокруг Солнца, занятая солнечным ветром и магнитными полями вплоть до контакта с локальной межзвездной средой, получила свое название – гелиосфера – в 50-х годах прошлого века в связи с исследованиями модуляции галактических космических лучей.

Большую, но часто недооцениваемую роль наряду с хорошо исследованными индукционными электродинамическими процессами играют здесь также и гораздо менее изученные потенциальные электростатические поля, связанные с поляризацией плазмы, частичным разделением зарядов и дрейфом в скрещенных электрических и магнитных полях. Избыточная свободная энергия самосогласованных плазменных и электродинамических процессов переноса в атмосфере Солнца поддерживается потоками энергии из его недр и проявляется в нагреве солнечной атмосферы вплоть до корональных температур порядка миллиона градусов. Потоки солнечного ветра возникают в атмосфере Солнца вместе с ее нагревом. Это единый и сложный диссипативный процесс, многообразные детали которого продолжают активно и всесторонне исследоваться. В основе этого процесса лежит преобразование одних видов свободной энергии (тепловой, электромагнитной и гравитационной) в другие виды. Энергия направленного движения плазмы в сформировавшемся солнечном ветре преобладает надо всеми остальными видами энергии на один-два порядка величины, если отвлечься от гораздо более мощного потока света, который слабо “сцеплен” с плазмой из-за ее крайней разреженности и практически полной прозрачности в верхней атмосфере Солнца и гелиосфере.

До сих пор довольно широко распространено исторически сложившееся заблуждение, связанное с полным пренебрежением радиационными потерями Солнца при рассмотрении проблемы формирования солнечного ветра. В действительности же можно сказать, что атмосфера Солнца не может находиться в состоянии полного механического и термодинамического равновесия именно из-за ее перегрева и выталкивания вещества наружу суммой всех действующих сил и источников свободной энергии, а не потому, что действует одна какая-либо преобладающая и сосредоточенная сила. Разнообразие действующих сил и возможных количественных соотношений между ними порождает огромное богатство наблюдаемых комбинаций и вариантов реализации этих возможностей для потери энергии и вещества Солнца в виде солнечного ветра.

В области формирования солнечного ветра вплоть до некоторой условной границы, так называемой “турбопаузы”, преобладают неупорядоченные конвективные и волновые движения плазмы, а за ее пределами существует относительно более упорядоченный и регулярный поток плазмы наружу от Солнца. Но даже и там флуктуации скорости, тем не менее, довольно часто превышают характеристические скорости магнитогидродинамических волн. Область атмосферы Солнца с не очень четкими и переменными границами, ограничиваемая снаружи “турбопаузой”, называется “турбосферой”. Напомним в связи с этим об условности и относительности основных понятий о турбулентности и ламинарности течения хотя бы уже потому, что при попытках их количественного и объективного разграничения часто используется безразмерное число Рейнольдса, которое представляет собой неинвариантную величину, так как по определению содержит в себе скорость потока, которая зависит от выбора системы отсчета и наблюдателя. Независимо от выбора системы отсчета можно определенно утверждать, что процессы формирования регулярного потока солнечного ветра имеют эволюционную природу и тесно связаны с преобразованием энергии мощных упорядоченных и неупорядоченных движений и электромагнитных полей в энергию радиально направленного течения.

Аналогичные явления - астросферы и звездные ветры обнаружены и у многих других астрофизических объектов, однако Солнце и гелиосфера, естественно, были и остаются наиболее изученными. Тем не менее, количественных, а порой даже и качественных данных до сих пор недостаточно и требуются все новые усилия для их получения.
Исторический очерк. Открытие солнечного ветра и гелиосферы не было единовременным актом, который можно было бы приписать какому-то одному ученому. Это был длительный и непростой процесс. История исследований в этой области до сих пор хранит в себе отголоски острой борьбы правильных и ошибочных идей, различных мнений и заблуждений, которые возникали порой на почве недостатка знаний. А иногда, как это не покажется странным для научного спора, – на почве субъективного нежелания считаться с фактами в угоду сохранения своих ошибочных представлений, навязываемых другим людям отдельными влиятельными “авторитетами”. Наше время не исключение в этом плане. Новые примеры подобной ситуации встречаются в данной области и поныне. Характерным в этом отношении представляется видение солнечной короны и протуберанцев в ней в основном как равновесных образований, лишь иногда подверженных неустойчивостям или процессам так называемого “магнитного пересоединения”. Эти взгляды не всегда являются правильными, так как недооценивают роль электрических полей и постоянных движений в атмосфере Солнца. Физически корректные подходы к описанию динамических плазменных процессов в космосе изложены в книге (Альвен и Фельтхаммер, 1967)

Первая монография, посвященная физике межпланетной среды с изложением простых гидродинамических моделей солнечного ветра, служит весьма полезным и часто цитируемым пособием (Паркер, 1965). Однако это вовсе не означает, что предположение или предсказание существования солнечного ветра было впервые сделано ее автором на основе теории, как иногда об этом неправильно пишут в зарубежной, да и в нашей литературе. О существовании перманентного “ветра” из Солнца и его основных свойствах, как уже отмечалось выше, многое было фактически известно людям задолго до того из косвенных наблюдений. Весьма поучительная более ранняя история развития идей и фактов, далеко не полностью отраженных в этой монографии, может быть почерпнута в других источниках, например, в книге “Солнце” (1957). Смотри также труды упоминавшихся конференций по солнечному ветру, книги и обзоры (Брандт, 1973; Веселовский, 1974, 1984, 1986, 2003; Хундхаузен, 1976; Spitzer,1978; Burlaga, 1995).

Структура семейства политропных течений в поле тяжести центральной звезды, в том числе с переходом через скорость звука, была исчерпывающе полно исследована применительно к аккреции (Bondi, 1952). Сейчас это может показаться парадоксальным, но эта работа, крайне важная в математическом и модельном плане, была продолжением поиска источников солнечной короны в виде падающего на Солнце межзвездного вещества. О возможности точно таких же течений, только с обратным знаком скорости, и о применении полученных решений для постоянно расширяющегося солнечного вещества, по-видимому, тогда не думал ни этот автор, ни его соавторы по более ранним теоретическим исследованиям (Bondi et al., 1947), хотя богатство физических идей в них - учет важной роли излучения, нестационарности и нерадиальности течений, влияния магнитных полей и т.п. не менее поразителен для того времени. Это кажущееся ныне очевидным и существенным простое предложение не было высказано. Следует здесь еще напомнить и о том, что в сороковые-пятидесятые годы большим авторитетом пользовался С. Чепмен, который придерживался теории гидростатической короны, разрабатывая весьма детальные модели в этом духе. Творческая лаборатория исследователей не всегда открыта для посторонних глаз, и сейчас трудно догадываться, что и как было в деталях, которые иной раз выглядят для нынешнего читателя загадочно и непонятно.

Так или иначе, но факт состоит в том, что именно эта упущенная возможность несколькими годами позже была подробно описана Паркером практически полностью с теми же формальными математическими выкладками для политропной модели. Странно, что при этом вовсе не упоминалась принципиально важная работа Бонди, а также то, что правильные порядки величин для потока, плотности, скорости и температуры “ветра” были уже известны к тому времени в обзорной литературе, описывающей кометные наблюдения (Kiepenheuer, 1953). Правда, большинство авторов в ту пору придерживалось сильно завышенных оценок Бирмана для плотности “ветра”, хотя в связи с этим и было много дискуссий. “Консенсус” поддерживался авторитетными учеными, но был необоснованным. Как видим, роль авторитетных мнений в науке не всегда однозначна.

Другой пример из истории исследований не менее поучителен для нашего рассмотрения. О существовании практически полностью ионизованных каверн размером порядка 200 парсек под действием ультрафиолетового излучения центральной звезды в нейтральном межзвездном водороде с плотностью порядка 3 см ^–3 вокруг звезд О-типа было тоже давно известно. Явление получило название зон Стремгрена (Stromgren, 1939). К Солнцу подобное рассмотрение долго не применялось просто потому, что предполагали его расположение вне межзвездного облака. Существенное отличие от статических зон Стремгрена возникает при учете звездных ветров и движения межзвездной среды. Для Солнца эта ситуация сейчас является предметом многочисленных экспериментальных и теоретических исследований, объединяемых иногда понятием “физика внешней гелиосферы”. Удобный и емкий термин “гелиосфера” появился в научной литературе также в 50-годах 20-го века. К настоящему времени он получил широкое, но не всегда однозначное употребление. Понятия о внутренней и внешней гелиосфере носят несколько условный и относительный характер. Желательно всегда их уточнять количественными параметрами или числовыми характеристиками для большей определенности.

Первые прямые измерения потоков солнечного ветра в космосе были выполнены группой сотрудников под руководством К.И. Грингауза с помощью цилиндров Фарадея и модуляционных ионных ловушек на советских лунных ракетах в 1959 г., хотя осознание этого факта пришло несколько позже. В частности, один из соавторов - теоретик, приглашенный для интерпретации полученных данных и для подготовки совместных публикаций, допускал существование покоящегося межзвездного газа вокруг Солнца и считал сверхзвуковые решения следствием ошибочного выбора констант интегрирования, как это не покажется сейчас странным, но без достаточных к тому оснований. К сожалению, эта ошибка сохранилась и в его книге “Физика солнечной короны” (Шкловский, 1962). Американские исследователи в 1962 г. выполнили более детальные измерения параметров солнечного ветра в течение нескольких месяцев на трассе полета КА “Маринер-2” к Венере и убедительно показали перманентный характер потоков плазмы от Солнца и их зависимость от времени. С тех пор и до настоящего времени ведутся практически непрерывные исследования солнечного ветра и межпланетного магнитного поля на многих космических аппаратах и спутниках.

Солнечный ветер и гелиосферное магнитное поле в последнее время привлекают внимание не только ученых-специалистов, но и многих других исследователей, для которых ниже дается сводка основных определений, терминов и параметров. В технических применениях следует руководствоваться соответствующими стандартами (Ветер солнечный,1984, 1986; Поле магнитное межпланетное,1984, 1986а, б).
2. ОСНОВНЫЕ ПАРАМЕТРЫ СОЛНЕЧНОГО ВЕТРА и гелиосферного магнитного поля

2.1 Плазма солнечного ветра

Представление о типичных значениях параметров солнечного ветра дает таблица 2.3.1. где приведены средние данные, полученные вблизи орбиты Земли за несколько лет в период возрастания солнечной активности.

Здесь n - плотность плазмы, u - скорость, T_p,e - температура протонов, электронов, T_||/T_ - анизотропия температур вдоль и поперек магнитного поля, B – напряженность межпланетного магнитного поля. F_е - тепловой поток, переносимый электронами вдоль магнитного поля. _p = 8nT_p/B² - отношение кинетического давления протонов к магнитному давлению, V_A = - альвеновская скорость, M_A = - альвеновское число Маха.

По этим данным оцениваются средние характеристики плазмы солнечного ветра (табл. 2.3.2): - электронная плазменная частота, _се = еВ/m_ес – электронная циклотронная частота, _ср = еВ/m_рс - ­циклотронная частота протонов; - верхняя гибридная частота, - нижняя гибридная частота; Ve,p = - тепловая скорость электронов, протонов; r_e,p = V_e,p/_се,р - ларморовский радиус электронов, протонов; - де6аевский радиус.

Табл. 2.3.1. Типичные значения параметров солнечного ветра

Парaметр	Единица измерения	Все данные за 1965-1968 гг.			Медленный ветер <350 км/с
			Средне-	Интервал
		Среднее	квадра-	изменений на	Среднее	
			тичное	уровне 90%
			отклонение 
n u Tp Te T||p/Tp T||e/Te B Fe p VA MA	см-3 км/с K K - - 10-5Гс эргсм-2с-1 км/с	7 400 9,1104 1,4105 1,9 1,1 5,2 710-3 0,95 43 10,7	3,3 72 4104 0,32105 0,47 0,08 4,2 610-3 0,74 42 10,1	3-14,7 305-550 2-24104 0,85-2,1105 1,1-3,7 1,01-1,3 2,2-9,9 0,6-2010-3 0,09-2,5 18-88 4,4-20	8,3 4,6104 1,3105 2,0 1,07 4,7 510-3 0,78 36 10,7	3,6 2,6104 0,27105 1,0 0,57 2,2 4,210-3 0,69 16 5,0

Табл. 2.3.2. Средние характеристики плазмы солнечного ветра

0	cе	cр	h1	h2	Ve	Vp	rе	rр	rd
с-1	с-1	с-1	с-1	с-1	см/c	см/c	см	см	см
1,5105	0,9103	0,5	1,5105	20	2,1108	4106	1,8105	7106	103

В та6л. 2.3.3 приведены результаты, полученные в 1965-1967 гг. на ИСЗ "Vеlа-3А и 3В".

Здесь Kn - число Кнудсена, равное отношению времени между кулоновскими столкновениями протонов к времени расширения r/u, где r = 1 а.е.,

M - число Маха, вычисленное по скорости звука. Здесь и далее r означает гелиоцентрическое расстояние, измеряемое в астрономических единицах.

Из этих данных видно, что скорость солнечного ветра всегда больше скорости звука и альвеновской скорости в несколько раз: М > 1, М_A > 1. Время движения плазмы от Солнца до Земли при u = 400 км/с составляет около 4 суток. Число Кнудсена K_n > 1 , так что кулоновские столкновения не могут обеспечить полностью гидродинамический характер течения вблизи орбиты Земли.

Табл.2.3.3. Некоторые параметры солнечного ветра

			Все данные			Медленный ветер
Параметр	Единица	Среднее				< 350 км/с
	измерения	значение		Интервал		Среднее	
				изменений
Nu	см-2с-1	3,0108	1,8108	1,2108--6,5108		2,8108	1,5108
	эргсм-З	1,010-8	0,7З10-8	0,3510-8-2,610-8		7,810-9	4,З10-9
	эргсм-З	1,210-10	1,010-10	0,110-10-510-10		8,210-11	6,810-11
	эргсм-2с-1	0,42	0,36	0,12-1,1		0,26	0,14
Кn		17		0,7-70
M		9,5	2,6	5,6-14,5		10,4	2,7

Концентрация электронов совпадает с концентрацией ионов в пределах ошибок измерений. Вектор скорости солнечного ветра направлен практически радиально. Отклонения от этого направления могут достигать 10-15 при средней дисперсии ~5. Наблюдаемая дисперсия объясняется неоднородностями межпланетной среды и вкладом альвеновских волн. Подробный анализ ориентации кометных хвостов, а также непосредственные измерения позволили обнаружить небольшую регулярную азимутальную составляющую в скорости солнечного ветра 3-10 км/с. Направление этой составляющей совпадает с направлением вращения Солнца. Меридиональная составляющая обычно лежит в пределах ошибок измерений (~2 км/с).

Температура электронов обычно в 2-4 раза выше температуры протонов. Она подвержена гораздо меньшим колебаниям, чем протонная температура. Стремление электронной температуры к постоянству объясняется высоким значением электронной теплопроводности, так что возникающие неоднородности T_е быстро сглаживаются. Передача тепла от электронов к протонам в солнечном ветре затруднена из-за редкости кулоновских столкновений.

Параметры солнечного ветра зависят от координат и времени. Во-первых, средние значения в данной точке пространства меняются по определенным законам в ходе 11-летних циклов солнечной активности на величину порядка десятков процентов.

Средняя скорость солнечного ветра на орбите Земли оказывается наибольшей в годы спада солнечной активности. Объясняется это тем, что в этот промежуток времени Земля дольше всего оказывается погруженной в зону действия высокоскоростных потоков из циркумполярных корональных дыр, располагающихся вокруг магнитных полюсов на Солнце. Подобное явление имеет место и в годы роста солнечной активности перед ее максимумом, но этот промежуток времени более кратковременный. Эта кратковременность фазы роста по сравнению с фазой спада возникает из-за нелинейного характера солнечной цикличности. В ходе солнечных циклов несколько меняется средняя плотность и температура солнечного ветра. Квазипериодическая часть соответствующих изменений находится приблизительно в фазе и в противофазе с изменениями скорости в солнечных циклах. На эти регулярные изменения наложены сильные спорадические флуктуации, связанные с отдельными корональными выбросами массы. Большинство из них приурочено к периодам высокой солнечной активности. Измерения основных параметров прямыми методами уже охватывают более четырех солнечных циклов и постоянно продолжаются в настоящее время.

Для выяснения интересных вопросов о более длительных циклах необходимы более длинные ряды данных, которые в настоящее время могут быть восстановлены лишь косвенным путем и во многом являются не очень надежными. Параметры солнечного ветра в далеком прошлом устанавливаются по анализу метеоритов и лунных образцов. По некоторым данным плотность ветра в прошлом могла быть на несколько порядков выше современной. Однако большинство исследователей считает, что существенных изменений на протяжении последних нескольких миллиардов лет не было.

Солнечный ветер неоднороден в пространстве. Радиальная зависимость наиболее подробно изучена прямыми методами вблизи плоскости эклиптики на расстояниях от приблизительно 0,3 а.е. до нескольких десятков а.е. Наиболее удаленные космические аппараты Pioner10,11 Voyager1,2 после трех десятков лет своего полета достигли расстояний порядка 80-100 а.е. Плотность n и поток nu убывают с удалением от Солнца

~ r^-2. Скорость солнечного ветра мало меняется с расстоянием. Температура электронов также слабо зависит от расстояния. Температура протонов за орбитой Земли Тр ~ r^-0,52, согласно данным КА "Pioneer-10" при полете от 1 до 12,2 а.е. в 1972-1977 гг . Магнитное поле ослабляется с удалением от Солнца в грубом соответствии с моделью Паркера.

Порядок величины плотности электронной компоненты в короне и межпланетной среде неплохо описывается, особенно в годы максимума солнечной активности, полуэмпирической формулой с параметрами, указанными в табл. 2.3.4. При этом скорость течения меняется по закону . Здесь r_ - радиус Солнца.

Для выяснения зависимости параметров СВ от гелиошироты были использованы данные о кометах и радиона6людения. Плотность солнечного ветра в целом падает с ростом гелиошироты, а скорость растет. По измерениям на КА "Pioneer - 10" широтный градиент радиальной скорости - 11 км/(с*град). На6людается небольшое (~10%) сезонное изменение параметров солнечного ветра при измерениях на ИСЗ в6лизи Земли. Эти изменения обусловлены наклоном плоскости эклиптики к плоскости солнечного экватора на 7,3° и неоднородностью солнечного ветра по гелиошиpоте. В ходе дальнейших исследований выяснилось, что крупномасштабная структура плазмы и магнитных полей в гелиосфере может быть более удобно представлена в “магнитных”, а не в гелиографических координатах.

Трехмерная структура гелиосферы в самых крупных масштабах сильно контролируется положением и наклоном гелиосферного токового слоя. Последний погружен в более плотную и медленную плазму, являющуюся продолжением пояса корональных стримеров, опоясывающих все Солнце. Форма и положение этой поверхности изменяются определенным образом во времени в течение солнечного цикла и под действием более кратковременных проявлений солнечной активности. Главный гелиосферный токовый слой разделяет всю гелиосферу на две половины с равными по абсолютной величине, но противоположными по знаку магнитными потоками в них. Он определяет собой положение поверхности магнитного экватора в гелиосфере. Электрический ток в этом слое течет по гиперболическим спиралям, ортогональным к линиям магнитного поля, имеющим вид спиралей Архимеда. Помимо главного токового слоя могут существовать другие токовые слои сравнимой интенсивности, что часто делает структуру гелиосферы очень сложной и динамичной.

Измерения на КА “Ulysses” с 1990 г. и по настоящее время показывают, что квазистационарные высокоскоростные потоки солнечного ветра приурочены к крупным корональным дырам, которые в годы низкой солнечной активности располагаются вблизи магнитных полюсов Солнца, которые сами в это время находятся около гелиографических полюсов. Магнитный диполь Солнца в эти годы ярко выражен. Магнитная конфигурация короны в области формирования солнечного ветра в грубых чертах неплохо воспроизводится аналитической моделью “диполь + тонкий токовый слой в плоскости экватора”. С развитием цикла увеличивается активность и уровень флуктуаций, наклон диполя относительно оси также увеличивается и быстро растет вклад более высоких гармоник. Наиболее низкие из них – квадруполь и октуполь в сумме достигают или даже несколько превосходят вклад диполя на поверхности источника солнечного ветра вблизи максимума цикла. Квадруполь проявляется в виде северо-южной асимметрии солнечной короны и гелиосферы. Процесс переполюсовки дипольной сотавляющей магнитного поля отвечает двадцатидвухлетнему циклу Хейла и происходит как неравномерный поворот оси дипольного поля относительно оси вращения. В годы максимума магнитная ось Солнца проходит при своем повороте через плоскость гелиографического экватора и пересекает плоскость эклиптики. Такое явление наблюдалось, например, в августе 1999 г., то есть вблизи максимума 23-го цикла солнечной активности. Поэтому в это время с орбиты Земли можно хорошо видеть магнитные полюса Солнца и корональные дыры вокруг них. Роль квадруполя при сложении с диполем ярко выражается в том, что на одном обороте Солнца может длительно наблюдаться сильно выраженное преобладание сектора поля с одной магнитной полярностью и одного высокоскоростного потока из соответствующей самой крупной корональной дыры. На фазе спада роль квадруполя и остальных гармоник ослабляется, и симметрия потоков, по-видимому, выглядит более упорядоченной с преобладанием двух высокоскоростных потоков за один оборот. Это дает возможность строить неплохие прогнозы крупномасштабной структуры коротирующих высокоскоростных потоков солнечного ветра в это время.

Та6л. 2.3.4. Электронная концентрация в короне и межпланетной среде

	nо(105 см-З)	a	n (1R)108 см-З	n (1 а.е.) см-З
Над экватором, макс. активность	5,7	7,46	9,9	I2
Над экватором, мин. активность	9,25	5,35	2,0	20
Над полюсом, макс.активность	4,28	7,2	5,7	9

Зависимость солнечного ветра и межпланетного магнитного поля от гелиодолготы также является весьма сильной. Установлено существование 27-28-дневной (синодической) периодичности, связанной с вращением Солнца и гелиодолготной неоднородностью граничных условий. на Солнце. В отдельные относительно спокойные периоды времени длительностью несколько солнечных оборотов наблюдается так называемая секторная структура, когда в течение нескольких дней поле направлено к Солнцу, затем от Солнца и т.д. (см. ниже). Эта картина может состоять из 2, 4 или 6 секторов. Она приблизительно повторяется с периодом вращения Солнца. Параметры плазмы также меняются в секторной структуре: скорость на десятки процентов, плотность и температура протонов - в несколько раз. Пример четырехсекторной структуры по плазменным данным ИСЗ "IМP-6"показан на рис. 2.3.1. В возмущенные периоды времени такие рекуррентные изменения трудно выделить на фоне сильных нерегулярных колебаний.

Рис. 2.3.1. Трехчасовые средние значения скорости u ; плотности n ; температуры T_p ; безразмерного третьего момента протонной функции распределения , Q_p - третий момент (тепловой поток); ( T_||/T_)_p - анизотропия протонной температуры. Измерения выполнены в 1971г. на ИСЗ “IMP-6”

Состав солнечного ветра. Основными компонентами солнечного ветра являются электроны и протоны. Относительная концентрация других ионных составляющих, как правило, мала. Среди них наиболее обильными являются ядра гелия (-частицы). Содержание -частиц относительно протонов меняется от долей процента до 25% при возмущениях после вспышек, составляя в спокойном солнечном ветре в среднем 4-5%. Температура -частиц обычно выше протонной, Т_/Т_p=3-5. Массовая скорость -частиц, как правило, не отличается от скорости протонов на величину больше альвеновской скорости. Обнаружены также более тяжелые многозарядные ионы. Измерения ионного состава были выполнены с помощью анализаторов на спутниках, а также в экспериментах с алюминиевыми фольгами, экспонированными на Луне и за пределами магнитосферы в ходе выполнения проекта “Genesis”. Типичный энергетический спектр ионов показан на рис. 2.3.2.




Рис. 2.3.2. Типичный энергетический спектр ионов солнечного ветра. Данные получены на ИСЗ Вела.

Стрелками показано положение различных ионов, которые можно отнести к данному максимуму
Замечено различие в составе взаимопроникающих потоков солнечного ветра. Обычно поток с более высокой скоростью отличается повышенным содержанием гелия. Среднее отношение Т_/Т_р, по-видимому, растет вместе со скоростью солнечного ветра. Разница скоростей протонов во взаимопроникающих потоках (~V_A) больше чем разница для

-частиц.

Причинами больших вариаций химического состава являются процессы диффузионного разделения частиц по массам и зарядам в гравитационном, электрическом и магнитном полях и под действием градиентов температур в короне при частых столкновениях в стационарных условиях, а также при нестационарных движениях в солнечном ветре. Процессы разделения ионов происходят под действием многих сил – тяжести, электромагнитных полей, столкновений между частицами и сил инерции. Этим процессам часто препятствует сильное перемешивание на кинетическом уровне. Динамика всех этих процессов весьма разнообразна, чем объясняются наблюдаемые сильные вариации ионного состава солнечного ветра. Однако следует отметить, что во всех случаях протоны остаются главной ионной составляющей. В последние годы собрана большая информация о нейтральной компоненте в гелиосфере. Соответствующие вопросы подробно рассматриваются в другой главе при обсуждении свойств гелиосферы. Здесь же достаточно отметить, что нейтральный газ проникает в гелиосферу из разных источников и несет в себе важную информацию о свойствах межзвездной среды, кометных атмосфер, межпланетной пыли и т.п.
Функции распределения по скоростям. Для электронов, протонов, альфа-частиц они измерялись неоднократно. Плазма солнечного ветра не находится в состоянии локального термодинамического равновесия. Этот факт выражается в различии температур T_е/Т_р и значительной анизотропии функций распределения вдоль и поперек магнитного поля, Т_|| > T_. Соответственно, аппроксимация распределений максвелловскими функциями является лишь грубым приближением. Более точное описание учитывает анизотропию: .

Во многих случаях такая аппроксимация для протонов оказывается достаточной при современном уровне экспериментальных возможностей. Однако наряду с типичными энергетическими спектрами, показанными на рис. 2.3.2, характеризующимися энергией направленного движения протонов ~ 500 эВ и тепловым разбросом ~10 эВ, иногда наблюдаются высокоэнергичные хвосты с энергией 5-50 кэВ. Плотность энергии этих групп протонов в возмущенных условиях может на порядок превосходить плотность тепловой энергии электронов и протонов в спокойном солнечном ветре. Спектр этих протонов имеет максимум при энергии 10-20 кэВ, плотность числа таких частиц 10^-3-10^-2 см^-З. Интенсивность этой группы протонов в невозмущенном солнечном ветре в несколько сот раз меньше и оказывается ниже порога измерений используемых при6оров. Присутствие таких протонов в возмущенном солнечном ветре важно с точки зрения развития возможных неустойчивостей. Кроме того, предполагается, что они могут играть роль в динамике геомагнитных 6урь. Происхождение этой группы протонов в настоящее время остается неясным. Они могут ускоряться на Солнце либо в межпланетной среде.

Наиболее сильные отклонения протонной функции распределения от термодинамического равновесия довольно часто на6людаются в высокоскоростных струях. Здесь обычно регистрируются взаимопроникающие потоки, относительная скорость движения которых может превосходить местную альвеновскую скорость. Взаимопроникающие потоки формируются в результате "опрокидывания" нелинейных движений плазмы, возникающих как следствие нестационарных процессов на Солнце.

Тепловой поток, переносимый в спокойном солнечном ветре протонами вдоль магнитного поля, ~10^-5 эрг см^-2 c^-1, направлен от Солнца. Он мал по сравнению с потоком кинетической энергии 0,1-1 эрг см^-2 c^-1, потоком энтальпии ~10^-2 эрг см^-2 c^-1 и потоком тепла, переносимого электронами ~10^-2 эрг см^-2 c^-1.

Прямые измерения электронной функции распределения сильно осложняются присутствием фотоэлектронов с поверхности космического аппарата и влиянием его заряда на потенциал плазмы. Эти трудности до конца не преодолены и в настоящее время. Поэтому данные об электронах менее надежны.

Измерения электронной функции распределения на ИС3 "IМP-7, 8" привели к существенному уточнению ее вида. По результатам этих измерений предложены две аппроксимационные формулы:

1) f_е(V) = f_c(V ) + f_н(Е), где f_c - функция распределения "ядра" и f_н - "гало";

2) f_e(V) = f_c(V ) + C_н(Е) f_н(Е), где C_н(Е) = exp (E_BA -E)/T_c при E>E_BA , C_н(Е) = 1 при E<E_BA.

Здесь f_c - бимаксвелловская функция + ряд по нечетным степеням V_||. Гало f описывается бимаксвелловской функцией со сдвигом u_H относительно ядра. Величина E_BA определяется из условия f_c = f_н. Средние и среднеквадратичные параметры ядра приведены в та6л. 2.3.5, гало - в таблице 2.3.6. Иногда на6людается сильно анизотропное распределение - "луч" и другие более сложные отклонения от равновесия.

Табл. 2.3.5. Ядро электронной фyнкции распределении

nc	u,	Tc	(T||/T)c	Fe	ЕВА
cм-3	км/с	К		Эрг см-1	эВ
10,04.8	42573	(I,250,29)10-5	1,080,08	(7,85,4)10-3	62,513

Табл. 2.3.6. Гало электронной функции распределения

	nH, см-3	uH, км/с	TH, K	(T||/T)H	Тн/Тс	nH / nc	nHТн/ncТс
Модель 1	0,570,2З	689З69	(6,91,1) 105	1,220,18	5,71,3	0,0650,027	0,360,13
Модель 2	0,З40,15	1215579	(8,71,4) 105	1,290,28	7,21,4	0,0380,017	0,270,11

Таблица 2.3.7. Сравнение порядков величин для солнечного ветра и излучения ( r = 1 а.е.)

		I. Полные потоки			II. Плотности
	энергии эрг/см		импульса дин	массы г/с	потока энергии эрг/(см2с)	потока импульса г/(см2с)	энергии, эрг/см3
Излучение	3,91033		1.31023	41012	1,4106	10-15	510-5
Солнечный ветер		1027	31019	1012	0,4	310-16	10-8

Ядро электронной функции переносит ничтожную долю полного теплового потока F_е. Практически весь тепловой поток переносят частицы гало. Из приведенных данных видно, что гало составляет ~ 5% относительно всего числа электронов, имеет более высокую температуру ~710⁵ К по сравнению с температурой ядра ~10⁵ К и значительно более высокую скорость движения от Солнца. Ядро в свою очередь движется несколько медленнее протонов (на величину ~50 км/с), так что полный электрический ток в солнечном ветре равен нулю в пределах ошибок этих измерений. Для измерения электрических токов данным способом требуются более точные измерения функций распределения всех частиц. Следует еще отметить, что температура частиц гало ниже температуры электронов в солнечной короне примерно втрое.

Сравнивая порядки величин для солнечного ветра и излучения, можно видеть, что основная доля энергии, импульса и массы покоя уносится от Солнца в виде светового излучения (табл. 2.3.7).