авторефераты диссертаций БЕСПЛАТНАЯ БИБЛИОТЕКА РОССИИ

КОНФЕРЕНЦИИ, КНИГИ, ПОСОБИЯ, НАУЧНЫЕ ИЗДАНИЯ

<< ГЛАВНАЯ
АГРОИНЖЕНЕРИЯ
АСТРОНОМИЯ
БЕЗОПАСНОСТЬ
БИОЛОГИЯ
ЗЕМЛЯ
ИНФОРМАТИКА
ИСКУССТВОВЕДЕНИЕ
ИСТОРИЯ
КУЛЬТУРОЛОГИЯ
МАШИНОСТРОЕНИЕ
МЕДИЦИНА
МЕТАЛЛУРГИЯ
МЕХАНИКА
ПЕДАГОГИКА
ПОЛИТИКА
ПРИБОРОСТРОЕНИЕ
ПРОДОВОЛЬСТВИЕ
ПСИХОЛОГИЯ
РАДИОТЕХНИКА
СЕЛЬСКОЕ ХОЗЯЙСТВО
СОЦИОЛОГИЯ
СТРОИТЕЛЬСТВО
ТЕХНИЧЕСКИЕ НАУКИ
ТРАНСПОРТ
ФАРМАЦЕВТИКА
ФИЗИКА
ФИЗИОЛОГИЯ
ФИЛОЛОГИЯ
ФИЛОСОФИЯ
ХИМИЯ
ЭКОНОМИКА
ЭЛЕКТРОТЕХНИКА
ЭНЕРГЕТИКА
ЮРИСПРУДЕНЦИЯ
ЯЗЫКОЗНАНИЕ
РАЗНОЕ
КОНТАКТЫ


Pages:   || 2 | 3 | 4 | 5 |   ...   | 25 |
-- [ Страница 1 ] --

ОГЛАВЛЕНИЕ

Том I

Предисловие................................................... 11

Г л а в а 1. Солнце. Общие сведения (Под ред. А. Б. Струминского, М. А. Лившица) 14

Введение к главам 1 и 2 (М. А. Лившиц, А. В. Степанов)................ 14

1.1. Солнце как звезда (М. А. Лившиц)............................. 15 1.2. Внутреннее строение Солнца (Ю. Д. Жугжда, А. Б. Струминский)....... 18 1.2.1. Внутреннее строение Солнца............................. 18 1.2.2. Источник энергии Солнца и нейтринная астрономия.............. 21 1.2.3. Гелиосейсмология..................................... 1.3. Структура и излучение солнечной атмосферы (М. А. Лившиц).......... 1.3.1. Фотосфера и явления в ней.............................. 1.3.2. Хромосфера. Переходная область между хромосферой и короной..... 1.3.3. Корона............................................ 1.4. Магнитные поля и индексы активности (В. Н. Обридко).............. 1.4.1. Тонкая структура магнитных полей на Солнце.................. 1.4.2. Крупномасштабные магнитные поля и их глобальная структура...... 1.4.3. Солнечные циклы и индексы активности..................... 1.4.4. Локальные магнитные поля и активные области................. 1.5. Солнечные вспышки: результаты наблюдений и газодинамические процессы (М. А. Лившиц)......................................... 1.5.1. Общие сведения о наблюдениях в различных диапазонах и сценарий вспышек......................................... 1.5.2. Жесткие рентгеновские всплески на Солнце и отклик хромосферы на импульсный нагрев.................................. 1.5.3. Длительные вспышки.................................. 1.6. Корональные выбросы массы (В. Д. Кузнецов)..................... 1.6.1. Наблюдения и морфология СМЕ........................... 1.6.2. Связь СМЕ с другими видами активности.................... 1.6.3. Модели СМЕ........................................ 1.7. Эруптивные протуберанцы (Б. П. Филиппов)...................... 1.8. Современные наземные и космические методы исследования короны (О. Г. Ба далян, С. В. Кузин, С. А. Богачев, И. А. Житник, В. М. Богод)........ 1.8.1. Наблюдения короны в оптическом диапазоне................... 1.8.2. Современные космические методы исследования короны в коротковолно вой области спектра................................. 1.8.3. Радиоастрономический метод исследования солнечной короны....... 1.9. Высокоэнергичное нейтральное излучение Солнца (А. Б. Струминский)... Приложение 1. Исследование вспышек и других эруптивных процессов в солнеч ной атмосфере по данным эксперимента СПИРИТ (С. А. Богачев, С. В. Ку зин, В. А. Слемзин, А. М. Урнов)............................. Введение............................................... 1.1. Основы метода изображающей спектроскопии................... 1.2. Диагностика процессов в горячей плазме по ВУФ и рентгеновскому излу чению........................................... 1.3. Источники мягкого рентгеновского излучения в солнечной короне..... 1.4. Динамика эруптивных процессов в переходном слое и нижней короне Солнца.......................................... Заключение............................................. Г л а в а 2. Физика плазмы атмосферы Солнца (Под ред. А. В. Степанова, А. Б. Струминского)......................................

2.1. Параметры плазмы и магнитного поля в атмосфере Солнца (А. В. Степанов) 4 Оглавление 2.2. Структурные элементы солнечной короны (А. М. Садовский)........... 2.2.1. Простая модель петли.................................. 2.2.2. Функция нагрева и устойчивость петли...................... 2.2.3. Законы подобия петли.................................. 2.2.4. Развитие гидростатических моделей петли.................... 2.2.5. Модели нагрева корональной плазмы........................ 2.2.6. Баланс энергии в петле................................. 2.2.7. Неустойчивости в корональных петлях....................... 2.3. Магнитные арки — фундаментальная структура короны (В. В. Зайцев, А. В. Степанов)........................................ Введение............................................... 2.3.1. Арка — эквивалентный электрический (RLC)-контур............. 2.3.2. Корональная арка — резонатор для МГД-волн.................. 2.3.3. Корональная арка — магнитная ловушка...................... 2.4. Волны и кинетические неустойчивости в короне Солнца (Е. Я. Злотник)... 2.4.1. Электромагнитные волны в плазме солнечной короны............. 2.4.2. Неустойчивости в корональной плазме....................... 2.5. МГД-волны на Солнце (Ю. Д. Жугжда)......................... 2.5.1. Волны в магнитных трубках.............................. 2.5.2. Волны в солнечных пятнах............................... 2.6. Локальная гелиосейсмология (Ю. А. Наговицын, А. А. Соловьёв)......... 2.7. Основные модели вспышек (А. В. Степанов)...................... 2.7.1. Модели одиночных вспышечных петель...................... 2.7.2. Модели взаимодействующих петель......................... 2.8. Ускорение заряженных частиц во вспышках и особенности их распростране ния (В. В. Зайцев, А. В. Степанов)............................ 2.8.1. Данные наблюдений................................... 2.8.2. Механизмы ускорения.................................. 2.8.3. Область ускорения: хромосфера или корона?................... 2.8.4. Потоки ускоренных электронов............................ 2.8.5. Импульсный и пульсирующий режимы ускорения............... 2.8.6. Ток ускоренных электронов. Парадокс Колгейта................. 2.8.7. Турбулентный режим распространения энергичных частиц.......... 2.9. Механизмы нагрева короны (В. В. Зайцев)....................... 2.9.1. Нагрев плазмы вблизи солнечных пятен...................... 2.9.2. Основные уравнения................................... 2.9.3. Функция нагрева для корональной плазмы. Роль гелия............ 2.9.4. Функция нагрева для корональных арок...................... 2.9.5. Диссипация магнитного поля............................. 2.9.6. Желобковая неустойчивость и филаментация магнитных петель...... 2.10. Солнечно-звездная физика (М. М. Кацова, М. А. Лившиц)............. Введение............................................... 2.10.1. Место солнечной активности среди процессов на звездах.......... 2.10.2. Звездные короны..................................... 2.10.3. Вспышки на активных звездах поздних спектральных классов...... Г л а в а 3. Гелиосфера (Под ред. И. С. Веселовского, Ю. И. Ермолаева).......... 3.1. Введение (И. С. Веселовский, Ю. И. Ермолаев)..................... 3.2. Солнечный ветер и внутренняя гелиосфера. Источники солнечного ветра в короне (И. В. Чашей).................................... 3.2.1. Типичные параметры плазмы солнечного ветра................. 3.2.2. О теоретических моделях солнечного ветра.................... 3.2.3. Самосогласованная модель короны и солнечного ветра с волновыми ис точниками импульса и тепла............................ 3.2.4. Корональные источники солнечного ветра, быстрый и медленный ветер 3.3. МГД-моделирование крупномасштабной структуры солнечного ветра и меж планетного магнитного поля (Ю. В. Писанко)..................... Оглавление 3.3.1. Как устроена внутренняя гелиосфера........................ 3.3.2. Уравнения.......................................... 3.3.3. Сверхзвуковой сверхальвеновский ветер...................... 3.3.4. Полярный солнечный ветер.............................. 3.3.

5. Корона вблизи плоскости эклиптики........................ 3.3.6. Глобальные модели.................................... 3.3.7. Переполюсовка....................................... 3.4. Ионные составляющие солнечного ветра (И. С. Веселовский, Ю. И. Ермолаев) 3.4.1. Введение........................................... 3.4.2. Химический состав солнечной короны и солнечного ветра.......... 3.4.3. Ионизационно-рекомбинационные процессы в солнечной короне и иони зационная температура солнечного ветра................... 3.4.4. Функции распределения ионов по скоростям и их первые моменты: плот ность, массовая скорость и температура.................... 3.4.5. Некоторые модели..................................... 3.5. Мелкомасштабные и нестационарные процессы: турбулентность и волны (Г. Н. Застенкер, И. В. Чашей).............................. 3.5.1. Турбулентность солнечного ветра по данным локальных измерений.... 3.5.2. Турбулентность солнечного ветра по данным радиопросвечивания..... 3.5.3. МГД-волны и турбулентность............................. 3.6. Энергичные частицы и космические лучи: галактические, гелиосферные и солнечные космические лучи (Г. А. Базилевская, Ю. И. Стожков)..... 3.6.1. Введение........................................... 3.6.2. Основные характеристики галактических космических лучей (ГКЛ)... 3.6.3. Методы наблюдений ГКЛ................................ 3.6.4. Модуляционные эффекты ГКЛ (11- и 22-летний циклы, 27-дневные и су точные вариации, форбуш-понижения)..................... 3.6.5. Аномальная компонента космических лучей................... 3.6.6. Космические лучи и атмосферные процессы................... 3.6.7. Основные характеристики солнечных космических лучей (СКЛ)...... 3.6.8. О происхождении СКЛ................................. 3.6.9. СКЛ в межпланетной среде.............................. 3.6.10. Заключение........................................ 3.7. Структура и свойства внешней гелиосферы (В. В. Измоденов).......... 3.7.1. Введение........................................... 3.7.2. Обзор подходов для описания различных компонент.............. 3.7.3. Обзор современных моделей гелиосферного интерфейса............ 3.7.4. Заключение......................................... Г л а в а 4. Магнитосфера Земли (Под ред. В. Ю. Трахтенгерца, А. Г. Демехова).. 4.1. Введение.............................................. 4.2. Взаимодействие солнечного ветра с внешней магнитосферой Земли (О. Л. Вайсберг, В. Н. Смирнов, Г. Н. Застенкер, С. П. Савин, М. И. Вери гин)................................................ 4.2.1. Околоземная ударная волна.............................. 4.2.2. Магнитослой........................................ 4.2.3. Магнитопауза и пограничные слои магнитосферы................ 4.2.4. Аналитические представления формы фронта околопланетных ударных волн............................................ 4.3. Магнитное поле и основные токовые системы магнитосферы (И. И. Алексеев, В. В. Калегаев)......................................... 4.3.1. Основные токовые системы в магнитосфере Земли............... 4.3.2. Модели геомагнитного поля.............................. 4.3.3. Магнитосферные токовые системы во время магнитных бурь........ 4.4. Структура и динамика «хвоста» магнитосферы (Х. В. Малова, Л. М. Зелёный) 6 Оглавление 4.4.1. Структура и динамика магнитосферного хвоста................. 4.4.2. Тонкие токовые слои в магнитосфере Земли................... 4.4.3. Плазменные неустойчивости токовых слоев в бесстолкновительной плазме.......................................... 4.4.4. Магнитосферная суббуря: основные проявления и возможные механизмы 4.5. Внутренняя магнитосфера (Г. А. Котова, А. С. Леонович, В. А. Мазур, А. С. Ко втюх, М. И. Панасюк, В. Ю. Трахтенгерц, А. Г. Демехов)........... 4.5.1. Плазмосфера........................................ 4.5.2. Волновые явления во внутренней магнитосфере................. 4.5.3. Радиационные пояса Земли............................... 4.5.4. Буревой кольцевой ток.................................. 4.5.5. Магнитосферные циклотронные мазеры...................... 4.6. Ионосферно-магнитосферное воздействие и физика авроральных явлений (Б. В. Козелов, В. А. Пилипенко, В. Ю. Трахтенгерц ).............. 4.6.1. Полярные сияния — отражение процессов в магнитосферно-ионосферной системе.......................................... 4.6.2. Импульсные и волновые возмущения в ночной магнитосфере........ 4.6.3. Турбулентный альвеновский погранслой...................... Список литературы.............................................. Предметный указатель............................................ Оглавление Том II Г л а в а 5. Магнитосферы планет и взаимодействие солнечного ветра с малыми и немагнитными телами Солнечной системы (Под ред. А. А. Скальского) 5.1. Взаимодействие комет с солнечным ветром (М. И. Веригин)............ 5.1.1. Обзор физических процессов в окрестности комет............... 5.1.2. Ускорение кометных ионов в солнечном ветре.................. 5.1.3. Пространственное распределение нейтрального газа.............. 5.1.4. Торможение солнечного ветра до ударной волны................ 5.1.5. Околокометная ударная волна............................. 5.1.6. Кометошит.......................................... 5.1.7. Кометопауза......................................... 5.1.8. Oбласть кометной плазмы............................... 5.1.9. Контактная поверхность и ионосфера........................ 5.2. Взаимодействие солнечного ветра с Венерой и Марсом (М. И. Веригин, А. А. Скальский)........................................ 5.2.1. Введение........................................... 5.2.2. Прямое воздействие солнечного ветра на ионосферу Венеры, наведенная магнитосфера...................................... 5.2.3. Область форшока, околопланетная ударная волна и магнитослой..... 5.2.4. Ионопауза и магнитный барьер............................ 5.2.5. Магнитные жгуты в ионосфере............................ 5.2.6. Магнитный хвост Венеры................................ 5.2.7. Особенности взаимодействия Марса с солнечным ветром.......... 5.3. Магнитосфера Меркурия (А. А. Скальский)....................... 5.4. Магнитосфера Юпитера (И. И. Алексеев, Е. С. Беленькая, П. А. Беспалов).. 5.4.1. Введение........................................... 5.4.2. Модели юпитерианской магнитосферы....................... 5.4.3. Параболоидная модель.................................. 5.4.4. Некоторые особенности коллективных процессов в магнитосфере быстро вращающегося Юпитера............................... 5.5. Магнитное окружение Луны (А. М. Садовский).................... 5.5.1. Магнетизм Луны..................................... 5.5.2. Взаимодействие Луны с солнечным ветром и магнитосферой Земли... Г л а в а 6. Ионосфера Земли (М. Г. Дёминов)........................... 6.1. Уравнения переноса....................................... 6.1.1. Нейтральная составляющая атмосферы....................... 6.1.2. Концентрация электронов и ионов.......................... 6.1.3. Температура электронов и ионов........................... 6.1.4. Электрические поля и токи............................... 6.2. Ионизационно-рекомбинационные процессы...................... 6.3. Средние широты......................................... 6.3.1. Невозмущенные условия................................ 6.3.2. Внезапное ионосферное возмущение........................ 6.3.3. Суббуря........................................... 6.3.4. Буря.............................................. 6.4. Низкие широты......................................... 6.4.1. Экваториальная аномалия............................... 6.4.2. Экваториальные пузыри................................. 6.4.3. Сверхохлаждение электронов и ионов........................ 6.4.4. Возмущенные условия.................................. 6.5. Высокие широты......................................... 6.5.1. Конвекция.......................................... 6.5.2. Авроральная область................................... 6.5.3. Субавроральная область................................. 8 Оглавление Г л а в а 7. Ионосферы планет (Н. А. Арманд, Т. К. Бреус)................... 7.1. Ионосфера Марса........................................ 7.2. Ионосфера Венеры....................................... Г л а в а 8. Солнечно-земные связи и космическая погода (Под ред. А. А. Петруко вича).................................................

8.1. Введение (А. А. Петрукович)................................ 8.2. Система солнечно-земных связей (А. А. Петрукович, А. В. Дмитриев, А. Б. Струминский)...................................... 8.2.1. Общие положения..................................... 8.2.2. Солнечное магнитное поле и солнечная активность.............. 8.2.3. Излучение Солнца.................................... 8.2.4. Магнитосфера Земли................................... 8.2.5. Ионосфера и атмосфера................................. 8.3. Эффекты космической погоды (А. А. Петрукович, Т. К. Бреус, М. Г. Дёминов, А. В. Дмитриев, А. А. Криволуцкий, В. М. Петров, С. А. Пулинец, О. М. Рас попов, Ю. А. Наговицын, Л. Д. Трищенко, О. А. Трошичев)........... 8.3.1. Космическая радиация.................................. 8.3.2. Ионосфера и распространение радиоволн..................... 8.3.3. Изменение орбит спутников.............................. 8.3.4. Геомагнитные возмущения и системы энергоснабжения и проводной связи 8.3.5. Воздействие солнечной активности на атмосферные процессы и климат 8.3.6. Гелиобиология....................................... 8.4. Прогноз гелиогеофизической обстановки (А. А. Петрукович, А. В. Белов, В. Н. Обридко)......................................... 8.4.1. Введение........................................... 8.4.2. История и сегодняшний день прогноза....................... 8.4.3. Прогнозирование солнечной активности...................... 8.4.4. Прогноз геомагнитной активности.......................... 8.4.5. Геомагнитный прогноз по солнечному ветру................... 8.4.6. Прогноз СКЛ........................................ 8.4.7. Перспективные методики прогноза.......................... 8.4.8. Достоверность прогноза................................. 8.4.9. Выводы............................................ 8.5. Заключение (А. А. Петрукович)............................... 8.6. Приложение. Ресурсы сети Интернет по солнечно-земной физике (А. А. Пет рукович, А. Н. Зайцев).................................... Г л а в а 9. Лабораторное моделирование, некоторые методы измерения и активные эксперименты (Под ред. А. Г. Франк)........................... Введение.............................................. 9.1. Лабораторное моделирование: эволюция и динамика токовых слоев в плазме как основа вспышечных явлений (А. Г. Франк)................... 9.1.1. О лабораторном моделировании астрофизических явлений.......... 9.1.2. Токовые слои и процессы магнитного пересоединения............. 9.1.3. Ранние эксперименты: токовые слои в 2D магнитных конфигурациях.. 9.1.4. Необходимость перехода к 3D магнитным конфигурациям.......... 9.1.5. Токовые слои в 3D магнитных конфигурациях с нулевыми точками.... 9.1.6. Токовые слои в 3D магнитных конфигурациях с X линиями......... 9.1.7. Основные проявления вспышечных процессов в токовых слоях....... 9.1.8. Сопоставление лабораторных экспериментов по динамике токовых слоев и астрофизических явлений вспышечного типа............... 9.2. Лабораторное моделирование распространения низкочастотных волн в около земной плазме (А. В. Костров, М. Е. Гущин, С. В. Коробков, А. В. Стриков ский)............................................... 9.2.1. Условия моделирования волновых явлений в лабораторной плазме: пара метры подобия..................................... Оглавление 9.2.2. Общая характеристика волн свистового диапазона частот.......... 9.2.3. Проблемы лабораторного моделирования низкочастотных волновых про цессов в околоземной плазме и требования, предъявляемые к плазмен ным установкам.................................... 9.2.4. Описание экспериментальной установки...................... 9.2.5. Исследование распространения свистовых волн в неоднородных плазмен ных структурах.................................... 9.2.6. Волны свистового диапазона частот в плазме с нестационарным магнит ным полем........................................ 9.2.7. Заключение......................................... 9.3. Моделирование коллективных процессов в магнитосферах планет и в солнеч ной короне (А. Г. Демехов)................................. 9.3.1. Циклотронная неустойчивость свистовых волн в плазменных магнитных ловушках......................................... 9.3.2. Лабораторное моделирование других видов космических циклотронных мазеров.......................................... 9.4. Лабораторное моделирование распространения электронного пучка в косми ческой плазме (Д. М. Карфидов)............................. 9.4.1. Электронные пучки в солнечной системе..................... 9.4.2. Лабораторные эксперименты по распространению пучков в плазме.... 9.4.3. Релаксация размытого по скоростям электронного пучка в плазме.... 9.5. Антенная диагностика электромагнитных сигналов в плазме (Ю. В. Чугунов) 9.5.1. Расчет среднеквадратичной ЭДС, наводимой на антенне в неравновесной плазме.......................................... 9.5.2. Расчет спектральной плотности шумовой ЭДС.................. 9.5.3. Эффективная длина приемной антенны....................... 9.6. Активные эксперименты для исследований геофизических явлений в около земном космическом пространстве (Ю. И. Зецер, Б. Г. Гаврилов, Н. Ф. Бла говещенская, А. Г. Демехов, В. Ю. Трахтенгерц )................. 9.6.1. Введение........................................... 9.6.2. Средства и методы изучения искусственных и естественных возмущений в атмосферно-ионосферно-магнитосферной системе в активных экспе риментах......................................... 9.6.3. Активные исследования магнитосферно-ионосферных процессов, связан ных с зарождением и эволюцией плазменных образований и их взаи модействием с фоновой средой и магнитным полем............. 9.6.4. Тепловое нелинейное взаимодействие мощных КВ-радиоволн с ионосфер ной плазмой....................................... 9.6.5. Триггерное ОНЧ-излучение.............................. 9.7. Инжекция струй электронов и плазмы в магнитосферу и ионосферу (А. И. Мо розов)............................................... 9.7.1. Введение........................................... 9.7.2. Инжекция электронных пучков в магнитосферу................. 9.7.3. Инжекция в ионосферу и магнитосферу квазинейтральной энергичной плазмы.......................................... 9.7.4. Эксперимент «Porcupine»................................ 9.8. Радиофизические методы исследований и мониторинга ионосферы Земли (В. М. Смирнов)........................................ Г л а в а 10. Мелкодисперсные частицы и пылевая плазма в гелиогеофизике (С. И. Попель)...........................................

10.1. Введение.............................................. 10.2. Пылевое облако в Солнечной системе.......................... 10.3. Пыль в магнитосфере Земли................................. 10.4. Пыль в магнитосферах Юпитера и Сатурна....................... 10.5. Заряженная пыль в ионосфере Земли........................... 10 Оглавление 10.6. Наблюдательные проявления коллективных процессов в запыленной ионосфе ре.................................................. 10.7. Заряженная пыль и ударно-волновые явления в Солнечной системе...... 10.8. Приповерхностная и атмосферная пыль. Шумановские резонансы........ Заключение............................................ Г л а в а 11. Некоторые сведения по физике плазмы (Д. Р. Шкляр)............ Список основных обозначений к гл. 11.......................... 11.1. Понятие плазмы......................................... 11.2. Методы описания плазмы................................... 11.2.1. Движение отдельных частиц............................. 11.2.2. Кинетический подход Больцмана—Власова................... 11.2.3. Магнитная гидродинамика.............................. 11.3. Дебаевское экранирование.................................. 11.4. Линейные волновые процессы................................ 11.4.1. Гидродинамические волны в холодной плазме................. 11.4.2. МГД-волны в плазме конечной температуры.................. 11.4.3. Кинетическая теория.................................. 11.

4.4. Затухание Ландау плазменных волн........................ 11.4.5. Ионно-звуковые волны................................. 11.4.6. Квазиэлектростатические волны в «теплой» плазме.............. 11.4.7. Электростатические волны в горячей плазме.................. 11.4.8. Резонансное взаимодействие электромагнитных волн и частиц в плазме 11.5. Нелинейные процессы в плазме............................... 11.5.1. Самофокусировка мощной высокочастотной волны в плазме........ 11.5.2. Модуляционная неустойчивость волновых пакетов в плазме........ 11.5.3. Уравнение Кортевега—де Вриза........................... 11.5.4. Нелинейные эффекты при взаимодействии частиц с монохроматической волной конечной амплитуды............................ 11.5.5. Квазилинейное приближение............................. 11.5.6. Нелинейное взаимодействие волн.......................... 11.6. Движение заряженных частиц в сильном магнитном поле............. 11.6.1. Дипольное поле и дипольные координаты.................... 11.6.2. Гамильтониан, уравнения движения и адиабатические инварианты... 11.6.3. Скорость азимутального дрейфа.......................... 11.7. Механизмы ускорения частиц в плазме......................... 11.7.1. Бетатронное ускорение................................. 11.7.2. Ускорение Ферми..................................... 11.7.3. Резонансное ускорение частиц при их взаимодействии с электромагнит ными волнами в неоднородной плазме..................... 11.8. Неустойчивости плазмы.................................... 11.8.1. Кинетические неустойчивости............................ 11.8.2. Гидродинамические неустойчивости........................ 11.9. Магнитное пересоединение (Л. М. Зеленый, Х. В. Малова)............. Список литературы.............................................. Предметный указатель............................................ Предисловие Плазменную гелиогеофизику — ровесницу космических исследований — сегодня смело можно назвать самостоятельной научной дисциплиной. Находясь на стыке астрофизики, физики Солнца и Солнечной системы, наук о Земле и планетах, она занимается теми проблемами, в основе которых лежат процессы, описываемые в рамках электродинамики и физики плазмы. Конечно, ключевую роль в этой области знаний играют прямые измерения, проводимые на космических аппаратах, и данные, получаемые наземными обсерваториями.

Разнообразие объектов исследования в плазменной гелиогеофизике поражает: это и процессы на Солнце, и солнечная корона, и солнечный ветер, и магнитосферы планет, и гелиосфера как целое. Очевидно, что временные и пространственные масштабы протекающих в этих объектах процессов отличаются во много раз. Тем удивительнее оказывается их связь и взаимозависимость. К настоящему времени уже накоплено большое количество данных о различных процессах, протекающих в гелиосфере, полученных и на космических аппаратах, и в наземных обсерваториях.

Теоретические исследования плазменно-волновых процессов в космической плазме основываются на современных идеях теоретической и математической физики и используют как традиционные, так и совершенно новые подходы. Существуют се рьезные наработки в компьютерном и лабораторном моделировании.

Следует отметить, что гелиосфера представляет собой гигантскую лабораторию, в которой реализуются разнообразные физические процессы. Лабораторное моделиро вание таких процессов сталкивается с непреодолимыми трудностями вследствие как экстремальных значений некоторых параметров, так и в силу отсутствия стенок у природной экспериментальной установки. Поэтому исследования Солнца, солнечного ветра, его взаимодействия с различными структурами внешних областей планет и других тел солнечной системы, магнитосфер планет приводят к новым открытиям в физике плазмы, радиофизике, астрофизике. Исследования солнечной атмосферы, солнечного ветра и магнитосферы как плазменных объектов вобрали в себя все основные достижения физики плазмы и дали стимул для ее дальнейшего развития. В частности, важными проблемами являются динамика и устойчивость токовых слоев, сдвиговых течений в замагниченной частично ионизованной плазме, формирование плазменной и МГД-турбулентности, эффекты самоорганизации магнитосферы как от крытой неравновесной системы, функционирование магнитосферных циклотронных мазеров.

Кроме того, все объекты Солнечной системы связаны между собой процессами, отвечающими за перенос массы, импульса и энергии от Солнца к Земле и другим планетам посредством солнечного ветра. Чтобы рассмотреть весь комплекс физи ческих процессов и получить новые знания о физических механизмах, необходимо объединить усилия ученых, занимающихся различными областями Солнечной систе мы, теоретическим описанием процессов в ней и лабораторным моделированием.

Необходимо отметить и практическое значение наблюдений окружающего нас космического пространства. С развитием технологий проявилось влияние солнечной активности на технические и биологические системы: радиосвязь, трубопроводы и линии электропередач, электронную аппаратуру самолетов и спутников, климат, че ловека. Именно солнечный ветер является основным агентом, посредством которого активные процессы на Солнце влияют на состояние околоземного пространства и 12 Предисловие магнитосферы Земли. Поэтому сегодня активно развиваются методы прогноза сол нечной активности и магнитных бурь. Еще в начале прошлого века эти практически важные аспекты солнечно-земных связей были названы А. Л. Чижевским «косми ческой погодой». Этим же термином часто называют весь комплекс переменных внешних космических факторов, влияющих на Землю.

До недавнего времени многие, читающие лекции по физике околоземного кос мического пространства, физике Солнца и физике космической плазмы, уверенно говорили студентам о том, что подавляющая часть вещества во Вселенной нахо дится в ионизованном плазменном состоянии. Предполагаемое ныне существование темной материи сильно потеснило ту долю вещества, которая может принадле жать обычному плазменному (вырожденному и невырожденному) состоянию. Эти новые идеи и представления коренным образом меняют и сотрясают основания современной космологии и астрофизики, но практически не затрагивают объекты и пространственно-временные масштабы Солнечной системы, которым посвящена данная книга. Отношение темного вещества к обычной материи здесь ничтожно мало. Таким образом, те отрасли знания, о которых идет речь в книге, пережили очередную революцию в физике.

Данное издание можно смело назвать уникальным. Столь полных монографий, посвященных солнечно-земным связям, Солнцу и гелиосфере в современной русско язычной литературе нет. Двухтомное издание книги С. Чепмена и С.-И. Акасофу «Солнечно-земная физика», часть 1, 2 (перевод с английского) было выпущено издательством «Мир» в 1974–1975 гг. и в значительной мере уже устарело. Конечно, за прошедшие десятилетия опубликовано множество хороших книг, обзоров и жур нальных статей, но тем не менее необходимость нового обобщающего издания ныне остро ощущается как специалистами, так и учащимися. Да и не только ими, а всеми теми, кто интересуется этой быстро развивающейся областью знаний.

Книга написана ведущими российскими специалистами в области эксперимен тальных и теоретических исследований. Мы надеемся, что это позволило отразить современный уровень исследований, описать основные достижения, проблемы и нере шенные вопросы, вызывающие споры среди исследователей. Мы старались не избе гать и не замалчивать проблемы гелиогеофизики, а наоборот описывать современное состояние таких задач. Разделы, написанные для данного издания, дают авторское видение проблем космической физики. Именно поэтому мы старались как можно аккуратнее подходить к текстам и везде, где это было возможно, сохранить авторский стиль и авторские обозначения. При этом издание не претендует на исчерпываю щую полноту и детальность изложения многочисленных вопросов солнечно-земной физики. Авторы постарались отобрать наиболее ценные и важные вопросы, а об остальных сказать лишь вкратце. Разумеется, такой отбор сделать крайне сложно, и он, безусловно, всегда будет носить субъективный оттенок, связанный с кругозором авторов. Мы надеемся, что высокая квалификация авторского коллектива и наше общее желание иметь по-настоящему ценное руководство как для начинающих работу в данной области, так и для специалистов, позволило справиться с этой трудной задачей.

Книга предназначена, главным образом, для специалистов, студентов и учащих ся. Отдельные ее материалы могут быть использованы в качестве справочного и учебного пособия также для более широкого круга читателей. В связи с этим ее разделы взаимосвязаны между собой и построены единым образом. При этом каждый раздел можно читать независимо от остальных. Структура книги в целом видна из ее оглавления. Отдельный плюс издания – обширная библиография, охватывающая как работы уже ставшие классическими, так и статьи с последними результатами исследований.

Предисловие Поскольку список литературы получился очень большим, мы позволили себе отступить от требований ГОСТ к оформлению библиографии. В частности, в статьях, написанных коллективом авторов, мы приводим только трех первых авторов. Кроме того, мы позволили себе использовать следующие сокращения названий журналов (отметим, что в научной среде многие из этих сокращений используются уже давно):

УФН — Успехи физических наук, ДАН СССР — Доклады Академии наук СССР, КИ — Космические исследования, АЖ — Астрономический журнал, ПАЖ — Письма в астрономический журнал, A&A — Astronomy and Astrophysics, ApJ — Astrophysical Journal, MNRAS — Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, GRL — Geophysical Research Letters, JGR — Journal of Geophysical Research, JASTP — Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, JATP — Journal of Atmospheric and Terrestrial Physics, PASJ — Publications of Astronomical Society of Japan, PASP — Publications of the Astronomical Society of the Pacific, ARA&A — Annual Review of Astronomy and Astrophysics.

В предметном указателе содержатся ссылки на основные термины и понятия плаз менной гелиогеофизики. При этом, если данный термин содержится в оглавлении или ему посвящен раздел книги, то ссылки оставлены либо на начало раздела, либо на основное определение этого термина, а также на его вхождение в другие разделы.

Авторы книги являются участниками выполнения многих завершенных и теку щих проектов, поддержанных РФФИ и программой Отделения физических наук РАН № 16 «Плазменные процессы в Солнечной системе» (http://solarwind.

cosmos.ru/). Программу курирует Институт космических исследований РАН во главе с директором, академиком РАН Л.М.Зеленым. Эта программа объединила в последнее время усилия сотрудников целого ряда институтов РАН, российских вузов и ведомств, что позволило всесторонне отразить в монографии наряду с класси ческими знаниями также самые новые и перспективные достижения российских и зарубежных ученых по соответствующим разделам. Кроме того, часть исследова ний, описанных в книге, проводились при поддержке грантов Российского фонда фундаментальных исследований 04-02-17551, 04-01-00594, 06-05-64500, 06-02-17011, 06-02-17256, 07-02-00147, 07-02-01023, 07-02-92210, 07-05-00529, 07-05-00104;

веду щей научной школы 00-15-966674;

Президента РФ НШ-452.2008.2, НШ-5180.2008.2, НШ-472.2008.2;

МНТЦ (проект № 2098), ИНТАС 03-51-3922, 05-1000008-8050.

Издание книги финансировалось Российским фондом фундаментальных исследо ваний (грант 07-02-07012).

Академик РАН Л. М. Зеленый Глава СОЛНЦЕ. ОБЩИЕ СВЕДЕНИЯ Под редакцией А. Б. Струминского, М. А. Лившица Введение к главам 1 и М.А. Лившиц, А.В. Степанов Проблемы и современные достижения физики Солнца можно обсуждать в рам ках одной или нескольких монографий. Здесь же, в главах книги «Плазменная гелиогеофизика», посвященных Солнцу, целесообразно остановиться на двух важных обстоятельствах. Во-первых, известно, что физические условия в межпланетном пространстве, в плазменных оболочках вокруг планет в значительной мере определя ются активными процессами, развивающимися на Солнце. Плотность межпланетной плазмы, ее скорость и магнитные поля определяются истечением, возникающим во внешних областях короны и значительно усиливающимся в результате солнечных вспышек и выбросов коронального вещества (Coronal Mass Ejection — CME). Уско ренные частицы различных энергий, возникающие во время нестационарных явлений на Солнце, заполняют гелиосферу и воздействуют на межпланетное пространство и планеты. Квазистационарные и нестационарные процессы на Солнце во многом определяют физические условия в ближнем космосе и во всей гелиосфере. Решение проблемы происхождения вспышек, сопровождающихся нагревом плазмы, ускорени ем частиц и интенсивным излучением в широком диапазоне длин волн (от гамма- до радиоизлучения), и выяснения природы различных эруптивных процессов на Солнце является одной из важнейших задач плазменной гелиофизики.

Во-вторых, Солнце является ближайшей, наиболее удобной звездой для проверки астрофизических парадигм и физических лабораторных экспериментов. Исследова ния Солнца открывают перспективу понимания многих фундаментальных астрофи зических процессов. Например, успехи гелиосейсмологии в изучении внутреннего строения Солнца — лакмусовая бумажка для теоретических моделей внутреннего строения звезд и их эволюции. Начало XXI в. ознаменовалось наблюдениями Солнца с высоким временным и пространственным разрешением не только в оптическом, но и в рентгеновском, крайнем ультрафиолетовом и радиодиапазонах. Совершен ствуются и методы наблюдений магнитных полей. Выяснение природы солнечного магнетизма будет способствовать пониманию магнитогидродинамических процессов во Вселенной.

Заметим также, что процессы типа солнечной активности начали изучаться на нескольких тысячах звезд поздних спектральных классов (см. монографию: Герш берг, 2002). Изучение этих процессов в условиях различной силы тяжести, мас штабов, напряженности магнитных полей позволяет судить об общности тех или иных астрофизических явлений. Например, наблюдения последних лет показали, что солнечные и звездные вспышки представляют собой единый ряд нестационарных 1.1. Солнце как звезда процессов, различающихся по энергии на 10 порядков величин. Все это представляет интерес с точки зрения выяснения места солнечной активности в мире звезд, возмож ности реализации тех или иных физических явлений с существенно различающейся энергетикой.

Данное «Введение» относится к двум первым главам монографии. В гл. 1 крат ко излагаются общие сведения о внутреннем строении Солнца и его атмосфере, а также о методах и результатах наблюдений основных нестационарных процессов.

Здесь же обсуждаются магнитные поля различных масштабов и основные факторы, определяющие космическую погоду. Термин «космическая погода» (space weather) подразумевает такие условия на Солнце, в солнечном ветре и в магнитосфере Земли, которые могут влиять на обстановку в ближнем Космосе и на Земле, а также на органическую жизнь на Земле.

Физические процессы в атмосфере Солнца рассматриваются в гл 2. Здесь описы ваются как квазистационарные процессы в арках — типичных магнитных структурах солнечной короны, так и нестационарные явления: вспышки, корональные выбросы массы и другие эруптивные явления. Основное внимание уделяется плазменным процессам и газодинамическим эффектам в солнечных вспышках и во внешней ат мосфере Солнца. Теоретические модели сопоставляются с результатами современных наблюдений Солнца и других звезд поздних спектральных классов.

Три десятилетия тому назад эти аспекты физики Солнца обсуждались в книге «Физика плазмы солнечной атмосферы» Каплана, Пикельнера и Цытовича (1977) и в т. 2 коллективной монографии под редакцией Старрока (Sturrock et al., 1986).

За прошедшие годы появились качественно новые наблюдательные данные, которые инициировали развитие современных теоретических моделей и детальных исследова ний плазменных процессов. С другой стороны, к настоящему времени из обширного набора предлагавшихся ранее теоретических объяснений некоторые не подтвердились наблюдениями. Авторы разделов, посвященных физике Солнца, постарались отразить современное состояние этих проблем.

Разделы, вошедшие в первые две главы, написаны различными авторами и от ражают их точку зрения. При этом редакторы старались сохранить все своеобразие и самостоятельный характер каждого раздела, написанного либо одним автором, либо авторским коллективом. Кроме того, необходимо учитывать, что весь материал рассчитан как на молодых исследователей, начинающих изучать космическую физи ку, так и на специалистов-гелиофизиков. Поэтому в некоторых случаях сохранены небольшие повторы для того, чтобы каждый из разделов мог изучаться независимо.

В качестве приложения к первой главе приводится статья группы сотрудников ФИАН, в которой излагаются результаты эксперимента по наблюдению Солнца на спутнике КОРОНАС-Ф.

Редакторы первых двух глав благодарят авторов за активное участие в написании разделов и в последующей работе с рукописью.

1.1. Солнце как звезда М.А. Лившиц Солнце — газовый, точнее плазменный, шар (рис. 1.1.1). Радиус Солнца R = = 6,96 · 1010 см, т. е. в 109 раз больше экваториального радиуса Земли;

масса Солнца M = 1,99 · 1033 г, т. е. в 333 000 раз больше массы Земли. В Солнце сосредото чено 99,866 % массы Солнечной системы. Средняя плотность солнечного вещества 1,41 г/см3, что составляет 0,256 средней плотности Земли (солнечное вещество содержит по массе свыше 70 % водорода, свыше 20 % гелия и около 2 % других 16 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Рис. 1.1.1. Радиальное распределение массы Mr (в процентах от полной массы Солнца), плотности r, температуры Tr и энергии излучения r (в процентах от полной энергии излучения Солнца), характерное для Солнца. По горизонтальной оси — расстояние от центра Солнца в долях солнечного радиуса элементов).


Ускорение свободного падения на уровне видимой поверхности Солнца g = GM /R = 2,74 · 104 см/с2. Вращение Солнца имеет дифференциальный харак тер: экваториальная зона вращается быстрее (14,4 за сутки), чем высокоширотные зоны ( 10 за сутки у полюсов). Средний период вращения Солнца 25,38 сут., скорость на экваторе около 2 км/с, энергия вращения (определенная по вращению поверхности) составляет 2,4 · 1042 эрг. Мощность излучения Солнца — его свети мость L 3,86 · 1033 эрг/с (3,86 · 1026 Вт), эффективная температура поверхности Tэ = 5780 К. Солнце относится к звездам-карликам спектрального класса G2. На диаграмме спектр—светимость (диаграмме Герцшпрунга—Ресселла) Солнце находит ся в средней части главной последовательности, на которой лежат стационарные звезды, практически не изменяющие своей светимости в течение многих миллиардов лет. Солнце имеет 9 спутников-планет, суммарная масса которых составляет всего лишь 0,13 %M, но на них приходится около 98 % момента количества движения всей Солнечной системы.

Под действием гравитации Солнце, как и любая звезда, стремится сжаться. Этому сжатию противодействует перепад давления, возникающий из-за высокой темпера туры и плотности внутренних слоев. В центре Солнца температура T 1,6 · 107 К, плотность 160 г/см3. Столь высокая температура в центральных областях может поддерживаться длительно только ядерными реакциями синтеза гелия из водорода.

Эти реакции и являются основным источником энергии Солнца.

При температурах, характерных для центра Солнца, основная энергия теплового излучения приходится на рентгеновский диапазон. Из центральной области Солнца до его поверхности электромагнитное излучение из-за многократного поглощения и переизлучения доходит за время около 1 млн лет, при этом его спектр существенно изменяется (напомним, что в 200 раз больший путь — от Солнца до Земли — свет проходит за время 8 мин).

В отличие от фотонов, солнечные нейтрино, возникающие в результате ядерных реакций в центре Солнца, доходят до нас, практически не поглощаясь. Поэтому мето 1.1. Солнце как звезда ды нейтринной астрономии в принципе позволяют получать данные непосредственно о внутренних областях Солнца.

В недрах Солнца атомы (в основном это атомы водорода) находятся в ионизо ванном состоянии. Если водород полностью ионизован, то поглощение излучения связано, главным образом, с отрывом электронов от ионов более тяжелых элементов.

Однако таких элементов в недрах Солнца мало. Движущиеся из солнечных недр фотоны частично рассеиваются и поглощаются свободными электронами. Суммарное поглощение в ионизованном газе центральной области Солнца все же относительно мало. По мере удаления от центра Солнца температура и плотность газа падают (см.

рис. 1.1.1), и на расстояниях, больших 0,7–0,8R, уже могут существовать нейтраль ные атомы (в более глубоких слоях — атомы гелия, ближе к поверхности Солнца — атомы водорода). С появлением нейтральных атомов, особенно многочисленных ато мов водорода, резко возрастает поглощение, связанное с их фотоионизацией. Перенос энергии излучением сильно затрудняется. Включается другой механизм переноса энергии — развиваются крупномасштабные конвективные движения, и лучистый перенос сменяется конвективным. Протяженность по высоте солнечной конвективной зоны превышает 200 тыс. км. Скорости конвективных движений в глубоких слоях малы — порядка 1 м/с, в тонком верхнем слое они достигают 2–3 км/с.

Выше, в самых поверхностных слоях — атмосфере Солнца, — энергия вновь переносится излучением.

Внеатмосферные и радиоастрономические методы позволили измерить солнечное излучение в широком интервале длин волн (): от 0,001 (10–11 см) до 1 км.

Практически вся энергия, излучаемая Солнцем, заключена в непрерывном излучении фотосферы, приходящемся на интервал длин волн от 1500 до 0,5 см. В этом диапа зоне оно близко к излучению абсолютно черного тела с T = 6000 К. Лишь на самых краях диапазона яркостная температура фотосферного излучения падает до 4500 К в УФ-диапазоне (1800–3000 и до 5200 К в далекой ИК-области ( 5 мкм).

A) Небольшое уменьшение температуры связано с тем, что в этих длинах волн наблю даются верхние, несколько более холодные части фотосферы. Падение температуры фотосферы с высотой объясняет также потемнение диска Солнца к краю (на краю диска при касательном направлении луча зрения видны лишь поверхностные слои).

В радиодиапазоне и коротковолновой области спектра излучение существенно отличается от фотосферного (рис. 1.1.2). В радиодиапазоне оно остается непрерыв ным, однако его яркостная температура Tя начинает возрастать: в миллиметровом диапазоне Tя = 6000 К, при = 1 см достигает 104 K и монотонно возрастает до 106 K в диапазоне от 3 до 100 см. Это объясняется тем, что внешние разреженные части солнечной атмосферы — хромосфера и корона, прозрачные для видимого света, оказываются непрозрачными в радиодиапазоне, и с увеличением длины радиоволн излучение поступает к нам от все более высоких и более горячих уровней атмосферы.

Интенсивность радиоизлучения хромосферы и короны испытывает значительные изменения, как медленные, так и более быстрые всплески. Последние связаны с нетепловыми плазменными процессами.

При температурах 104 K (хромосфера) и 106 K (корона), а также в переходном слое с промежуточными температурами появляются ионы различных элементов.

Соответствующие этим ионам эмиссионные линии довольно многочисленны в корот коволновой области спектра 1800 Спектр в этой области состоит из отдельных A.

эмиссионных линий, самые яркие из которых — линия водорода L (1216 и линия A) нейтрального (584 и ионизованного (304 гелия. Излучение в этих линиях A) A) выходит из области эмиссии, практически не поглощаясь. Излучение в радио- и рент геновской областях сильно зависит от степени солнечной активности, увеличиваясь 18 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Рис. 1.1.2. Спектр излучения Солнца. Непрерывные линии — результаты измерений, штрихо вые — распределение энергии в спектре абсолютно черного тела с температурой T = 6000 К (или с T = 104 К и 105 в длинноволновой части спектра). Для волн длиннее 30 мкм порядки величин потоков указаны отдельно (близ кривых) или уменьшаясь в несколько раз в течение 11-летнего солнечного цикла и заметно возрастая при вспышках на Солнце.

Стандартная модель внутреннего строения Солнца приводится в работе Guenther et al. (1992).

1.2. Внутреннее строение Солнца 1.2.1. Внутреннее строение Солнца Ю.Д. Жугжда Солнце (Stix, 2002) можно подразделить на следующие основные части: ядро, лу чистая зона, конвективная зона, фотосфера, хромосфера и корона. Особняком стоят солнечные пятна и активные области, которые связаны с солнечной активностью.

Относительно небольшое ядро Солнца содержит большую часть его массы и по чти полностью определяет его светимость. Например, в центральной части сферы с радиусом, составляющим одну четвертую часть радиуса Солнца (1/64 объема Солнца), заключена половина массы Солнца и генерируется 99 % солнечной энер гии. В самом центре Солнца температура достигает 15 · 106 К, давление равняется примерно 25 · 1010 атм., а плотность порядка 160 г/см3. При таких условиях за счет туннельного эффекта возможно осуществление цепочки реакций синтеза гелия из водорода. Эти реакции являются основным источником энергии Солнца (см.

разд. 1.2.2 и ссылки там). Надо отметить, что для расчета энерговыделения важно знать уравнение состояния вещества при столь высоких температурах и плотностях.

1.2. Внутреннее строение Солнца В лучистой зоне энергия, выделяемая в результате ядерных реакций, переносится во внешние слои Солнца посредством излучения. Фотоны постепенно продвигаются из ядра Солнца во внешние слои, поглощаясь и переизлучаясь. Длина свободного пробега фотонов в лучистой зоне мала по сравнению с ее толщиной, поэтому энергия в таких условиях переносится за счет лучистой теплопроводности. Ее эффективность зависит не только от температуры и плотности, но и от малых примесей тяжелых эле ментов. Очевидно, что основные параметры Солнца, как и других звезд, зависят от баланса между выделением и оттоком энергии. Следовательно, критическими здесь являются зависимости скоростей ядерных реакций и лучистой теплопроводности от температуры, плотности и химического состава.

Современный химический состав Солнца является результатом ядерных реакций, протекавших с момента его образования, и первоначального состава. В централь ных частях Солнца отсутствует перемешивание, следовательно, химический состав сильно меняется при переходе от внутренних слоев, где идут ядерные реакции, к внешним слоям, где их нет. Внешние слои Солнца состоят в основном из водорода, на долю гелия приходится примерно 10 %;

и имеется незначительное содержание других элементов. Однако, опираясь только на данные о светимости, радиусе, массе Солнца и химического состава плазмы в фотосфере, нет возможности однозначно определить его внутреннее строение (Kippenhahn, Weigert, 1990).

Знания скоростей ядерных реакций, лучистой теплопроводности и уравнения состояния недостаточно для выполнения эволюционных расчетов. Дело в том, что по мере удаления от центра Солнца и уменьшения температуры лучистая тепло проводность спадает. При заданном потоке энергии, который должен отводиться из ядра Солнца, градиент температуры возрастает по мере удаления от Солнца.

Однако градиент температуры стационарной атмосферы не может превышать так называемый адиабатический градиент, при котором атмосфера становится неустой чивой и возникает конвекция. Всплывающие объемы горячее окружающей плазмы и они осуществляют перенос энергии в верхние слои атмосферы. Лучистый перенос энергии сменяется конвективным. Конвективной зоной на Солнце называются те слои, где перенос энергии происходит преимущественно за счет конвекции. Эта зона простирается до видимой поверхности Солнца, т. е. до фотосферы.


Условие возникновения конвективной неустойчивости можно наглядно проиллю стрировать, рассмотрев так называемый пробный объем газа. Если выделенный объ ем газа медленно смещается в стратифицированной атмосфере с убывающей вверх температурой, то возможны три сценария. При медленном движении объема вверх, в область более низких температур и давлений при условии сохранения баланса давлений между объемом и окружающей средой, газ адиабатически расширяется, а его температура уменьшается. Однако, в зависимости от величины градиента, температура в смещенном вверх объеме может оказаться как ниже, так и выше или равной окружающей температуре. Если температура внутри объема оказывается ниже окружающей, то плотность плазмы внутренней части будет выше плотности окружающей плазмы. В результате этого пробный объем вернется в исходное по ложение, что означает устойчивость атмосферы. Если же температура в пробном объеме плазмы не отличается от окружающей температуры, то объем остается на одном уровне и никуда не смещается, что реализуется в атмосфере с адиабатическим градиентом температуры. В случае же, если градиент температуры превышает адиа батический (температура убывает с высотой быстрее, чем в нейтральной атмосфере), то температура в пробном объеме оказывается выше, а плотность ниже. Следователь но, под действием силы Архимеда пробный объем должен продолжить всплывание.

Это и есть конвективная неустойчивость.

20 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Совершенно ясно, что для построения модели строения Солнца необходимо уметь рассчитывать перенос энергии в конвективной зоне. Однако это существенно более сложная задача, чем расчет лучистой зоны. Фактически, до сих пор не существует однозначного метода расчета конвективной зоны. Как правило, используется так называемая теория пути перемешивания (Bohm-Vitense, 1958). В ее основе лежит очевидный факт, что поднимающиеся конвективные потоки, расширяясь, в конце кон цов, должны дробиться и, смешавшись с окружающей плазмой, отдать окружающей плазме принесенную снизу энергию. Длина, на которой сохраняется «индивидуаль ность» всплывающего объема, называется длиной перемешивания. Этот параметр и величина температурного градиента являются определяющими для конвекции.

Длина перемешивания является модельным параметром, и она задается при расчетах.

На основе многочисленных расчетов найдены оптимальные соотношения между длиной перемешивания и шкалой высоты в атмосфере. Шкалой высоты является то расстояние, на котором давление падает в e раз. Численные модели конвекции показали, что реальная конвекция существенно отличается от той картины, которая была положена в основу теории пути перемешивания. Оказалось, что конвекция несимметрична по отношению к восходящим и нисходящим потокам. Этого, вообще говоря, следовало ожидать, так как нисходящие потоки сжимаются и отнюдь не столь склонны к дезинтеграции, как восходящие потоки. Однако, несмотря на значитель ное расширение знаний о свойствах сжимаемой конвекции в стратифицированной атмосфере, в теории эволюции Солнца и звезд, как правило, используется теория пути перемешивания.

Однако теория пути перемешивания из-за своей локальности оказалась беспо лезной при рассмотрении проникающей конвекции на границах конвективной зоны.

Проникающая конвекция играет существенную роль на нижней границе конвектив ной зоны, где она размазывает границу лучистой зоны. Для исследования этого эффекта была разработана нелокальная теория конвекции (Shaviv, Salpeter, 1973).

Нелокальный подход при рассмотрении конвекции необходим также при исследо вании перехода от конвективной зоны к фотосфере. Солнечная фотосфера неодно родна — она состоит из гранул с температурой выше среднего и весьма холодных межгранульных промежутков. Считается, что грануляция возникает в результате проникающей конвекции, так как конвективная зона кончается непосредственно под фотосферой. Теория излучения фотосферы базируется на классической теории переноса излучения. В отличие от приближения лучистой теплопроводности, длина пробега фотонов в фотосфере порядка и больше толщины фотосферы, и фотоны полу чают возможность покинуть Солнце. Точность фотосферных моделей, как и точность расчета спектра излучения Солнца, зависят, прежде всего, от точности расчетов непрозрачности, которая в основном определяется отрицательными ионами водорода.

Для полноты картины внутреннего устройства Солнца нельзя обойти вниманием солнечные пятна. Действительно, выше была дана цельная картина того, как вы рабатывается энергия и как она, достигнув фотосферы, излучается в космическое пространство. Однако на Солнце наблюдаются солнечные пятна, температура кото рых существенно ниже невозмущенной фотосферы. Это означает, что в солнечных пятнах существенно отличаются условия переноса энергии. Не вызывает сомнений, что это связано с наличием сильного магнитного поля в пятнах. Магнитное поле в условиях почти идеальной проводимости солнечной плазмы оказывает подавляющее влияние на конвекцию, которая ответственна за перенос энергии непосредственно в подфотосферных слоях. Это не вызывает сомнений, но в то же время, хотя пятна и выглядят темными на фоне окружающей фотосферы, они имеют температуру порядка 4000 К и, соответственно, излучают большой поток энергии.

1.2. Внутреннее строение Солнца Эта энергия должна поступать снизу. Если предположить, что конвекция подав лена полностью, то единственным способом передачи энергии оказывается лучистый перенос. Однако, модели пятен, построенные на этом предположении, приводили к громадным градиентам температуры и очень быстрому сужению магнитной трубки с глубиной. В связи с этим возникло предположение, что конвекция не полностью подавлена в солнечных пятнах, тем более что удалось установить, что фотосфера в солнечных пятнах не является однородной, а включает множество ярких точек, температура которых, по некоторым оценкам, близка к температуре фотосферы. Од ним из возможных вариантов конвекции, которая не подавляется магнитным полем, является колебательная конвекция. Отличие этой конвекции от обычной конвекции заключается в том, что плазма не движется по замкнутым траекториям, существо ванию которых препятствует магнитное поле. При колебательной конвекции плазма совершает колебательные движения вверх-вниз. Находясь внизу, плазма нагревается от окружающей плазмы, а, поднявшись вверх, охлаждается, излучая энергию.

Однако до сих пор остается неясным происхождение ярких точек и не удается установить, имеет ли место колебательная конвекция, так как яркие точки находятся на пределе разрешения телескопов, и их наблюдениям сильно мешает рассеянный свет от окружающей пятно яркой фотосферы. Соответственно нет ясности, пред ставляет ли пятно под фотосферой одну быстро сужающуюся трубку, или пятно разбивается на множество мелких трубок и становится похожим на некоторое подо бие медузы. Структура полутени, состоящей из множества отдельных тонких трубок, может рассматриваться как косвенное доказательство возможности разбиения пятна на множество трубок. Вообще, теория динамики магнитных трубок является ключе вой для физики Солнца (см. разд. 2.5.1), так как магнитное поле на Солнце имеет тенденцию распадаться на магнитные трубки.

До недавнего времени представлялось, что исследование внутренних областей Солнца будет сводиться к построению теоретических моделей. Казалось, что совер шенно невозможно заглянуть под фотосферу Солнца, которая является тончайшим слоем всего в несколько сотен километров на поверхности Солнца. Первым прорывом в этом направлении оказалась нейтринная астрономия Солнца (Бакал, 1993). Однако она не дает и не может дать никакой информации о структуре лучистой и конвектив ной зоны, о потоках плазмы, о том, как устроено пятно под фотосферой. Эти задачи решает гелиосейсмология — наука, возникшая в середине 70-х гг. прошлого века.

1.2.2. Источник энергии Солнца и нейтринная астрономия А.Б. Струминский Солнце — обыкновенная звезда главной последовательности. В основе современ ных представлений о ее внутреннем строении лежит так называемая стандартная модель Солнца (СМС). Она предполагает, что Солнце находится в состоянии гид ростатического равновесия, энергия необходимая для поддержания равновесия гене рируется в центре (зона энерговыделения) за счет синтеза гелия из водорода и пе реносится к поверхности посредством лучистой теплопроводности (в радиационной зоне) и конвекции (в конвективной зоне), а изменения элементного состава вызваны только ядерными реакциями. Текущее состояние Солнца получается в рамках СМС путем расчетов последовательных состояний звезды главной последовательности до тех пор, пока звезда не получает наблюдаемые характерные параметры Солнца, такие как светимость, радиус и элементный состав (табл. 1.2.1). Подробный обзор физи ческих процессов, лежащих в основе теории эволюции звезд, можно найти в книге 22 Гл. 1. Солнце. Общие сведения Бисноватого-Когана (1989), а их приложение к СМС в книге Бакала (1993). В статье (Bahcall et al., 2006) представлен наиболее свежий обзор различных солнечных моделей.

Т а б л и ц а 1.2. Некоторые характеристики Солнца, используемые и получающиеся в рамках стандарт ной модели Солнца (Бакал, 1993) Характеристика Значение эрг · с 3,86 · 10 Фотонная светимость, L Нейтринная светимость 0,023L 1,99 · 1033 г Масса, M 6,96 · 1010 см Радиус, R Эффективная (поверхностная) температура, T 5780 К 4,55 · 109 лет Возраст Начальная распространенность гелия по массе 0, Начальная распространенность тяжелых элементов по 0, массе Глубина конвективной зоны 0,26R (0,015M ) 148 г/см Плотность в центре 15,6 · 106 K Температура в центре Распространенность водорода в центре по массе 0, 5,96 · 1010 (1,00+0,015 ) см2 · с Поток нейтрино от pp-реакции, pp 0, 5,44 · 106 (1,00+0,20 ) см2 · с Поток борных нейтрино, B 0, Доля энергии от pp-цепочки 0, Доля энергии от CNO-цикла 0, В недрах Солнца реализуется в основном цепочка p-p-реакций синтеза гелия (табл.

1.2.2). Суммарная реакция этой цепочки представляет собой слияние четырех протонов с образованием одного ядра гелия и выделением примерно 26 МэВ энергии на один атом гелия и два электронных нейтрино 4p 4 He + e+ + 2 + 2. Фотоны испытывают сильное рассеяние в радиационной зоне Солнца, поэтому единственным агентом, выходящим из зоны энерговыделения, являются слабовзаимодействующие частицы — электронные нейтрино. Зная полную светимость Солнца, легко оценить ожидаемый интегральный поток солнечных нейтрино на орбите Земли.

Измерение потока солнечных нейтрино является единственной эксперименталь ной возможностью проверить наши представления об источниках энергии звезд и правильность солнечных моделей. Любопытно, что одна из первых статей, посвя щенных стандартной модели (Sears, 1964), начиналась с удивительного признания, что теоретические модели внутреннего строения Солнца больше не находятся на переднем крае теории строения и эволюции звезд. Первый проведенный эксперимент по регистрации солнечных нейтрино опроверг это оптимистическое утверждение, поток солнечных нейтрино оказался меньше ожидаемого. Эта проблема, которая на долгие годы получила название «загадка солнечных нейтрино», могла иметь астро физическое (ошибки стандартной модели) или ядернофизическое решение (незнание физики нейтрино). Настоящей энциклопедией нейтринной астрофизики Солнца по 1.2. Внутреннее строение Солнца Т а б л и ц а 1.2. Термоядерные реакции на Солнце, связанные с рождением нейтрино (Дэвис, 2004) Реакция Частота Энергия, МэВ Название PPI p + p 2 H + e+ + e 99,75 % 0,0–0,42 pp p + e + p H + e 0,25 % 1,44 pep H + p 3 He + 100 % He + 3 He 4 He + 2p 85 % PPII He + 4 He 7 Be + 15 % Be + e Li + e 7 7 99,99 % 0,86, 0,38 Be Li + p He + He 7 4 100 % ppIII Be + p 8 B + 0,01 % B 4 He + e+ + e 8 100 % 0–14,1 B состоянию на 1989 г. является книга Бакала (1993). Ниже мы коротко обсуждаем триумфальные результаты нейтринной астрономии Солнца последних лет, которые разрешили загадку солнечных нейтрино и были удостоены Нобелевской премии 2002 г. (Дэвис, 2004;

Кошиба, 2004).

Нейтрино — частица, которая испытывает только слабое взаимодействие (харак терные сечения в диапазоне спектра солнечных нейтрино = 1042 –1046 см2 ). По этому ожидаемое количество взаимодействий на 1 атом мишени мало: = 1032 – 1036 с1. Поток солнечных нейтрино принято измерять в солнечных нейтринных единицах (Solar Neutrino Unit): 1 SNU = 1036 с1 — количеству взаимодействий за 1 с на 1036 атомов мишени. Очевидно, что для регистрации даже единичных ней трино требуются уникальные технологии, гигантские мишени и длительные периоды наблюдений.

Существует два способа регистрации нейтрино: 1) нейтрино может быть захва чено ядром мишени в реакции обратного К-захвата (n + e p + e );

2) нейтрино может быть рассеяно электроном атома мишени (e + x e + x, аналог рассея ния Комптона) или ядром мишени с последующим его распадом (например, дейтерия d + x n + p + x ).

Непосредственно регистрируются получившиеся радиоактивные ядра (радиохи мические детекторы) или черенковский свет от вторичных заряженных частиц (де текторы прямого счета). В случае реакции обратного К-захвата или распада ядра энергетический порог детектора определяется разностью масс материнского и до чернего ядер, а при рассеянии на электроне только собственным шумом детектора.

Отметим, что на электронах и ядрах могут рассеиваться нейтрино различных типов, хотя эффективные сечения рассеяния для неэлектронных нейтрино значительно меньше. Поэтому вторым способом регистрируются нейтрино всех типов, но с раз личной эффективностью, тогда как первым способом регистрация мюонных нейтрино с энергией меньше массы мюона запрещена законом сохранения энергии. Благо даря узкой направленности черенковского излучения при рассеянии нейтрино на электроне можно определить направление прихода нейтрино. К настоящему времени наблюдения потока солнечных нейтрино были проведены на четырех различных 24 Гл. 1. Солнце. Общие сведения мишенях: Cl Ar (порог 0,8 МэВ) и Ga Ge (порог 233 МэВ) — радиохимические детекторы;

H2 O (порог 5 МэВ) и D2 O — детекторы прямого счета.

Спектр солнечных нейтрино, которые возникают в результате ядерных реакций pp-цепочки, и области спектра, доступные тем или иным детекторам, показаны на рис. 1.2.1. Из табл. 1.2.1 и рис. 1.2.1 хорошо видно, что основную долю в спектре Рис. 1.2.1. Спектр солнечных нейтрино в СМС и эксперименты по солнечным нейтрино (Koshiba, 2002). Потоки нейтрино отложены в единицах: одно нейтрино на 1 см2 в 1 с на 1 МэВ на расстоянии 1 а. е. для источников с непрерывным спектром и одно нейтрино на 1 см2 в 1 с для источников с линейчатым спектром составляло pp-нейтрино. Однако в силу различных причин (история вопроса по дробно изложена в книге Бакала) первым был создан Cl–Ar-детектор, в основном чувствительный к борным нейтрино. Наблюдения Cl–Ar-детектором, проводившиеся с 1970 по 1995 гг. (Cleveland, 1995), показали (рис. 1.2.1 и рис. 1.2.2) существенный Рис. 1.2.2. Сравнение измеренного потока солнечных нейтрино в хлор-аргонном эксперименте, двух галлий-германиевых экспериментах (SAGE GALLEX/GNO), двух водных черенковских экспериментах (KAMIOKANDE и SuperKAMIOKANDE) и эксперименте на тяжелой воде D2 O SNO с теоретическими расчетами. Высота столбцов, соответствующих теоретическим пред сказаниям, сделана одинаковой для облегчения сравнения с экспериментальными данными.

Регистрация всех сортов нейтрино детектором SNO решила наконец «проблему солнечных нейтрино». Рисунок по схеме Дж. Бакала (http://www.sns.ias.edu/~jnb/;

Дэвис, 2004) 1.2. Внутреннее строение Солнца дефицит борных нейтрино по отношению к СМС. Этот дефицит мог быть результатом ошибок стандартной модели или незнания физики нейтрино (например, переходами между различными типами нейтрино e ). При этом подчеркнем, что, так как радиохимические детекторы не чувствительны к направлению прихода нейтрино, то до ввода в строй водных черенковских детекторов было даже непонятно, а реги стрируются ли вообще нейтрино от Солнца.

Для разрешения проблемы солнечных нейтрино было необходимо провести неза висимые наблюдения в различных областях спектра солнечных нейтрино, показать непосредственный приход нейтрино от Солнца и измерить одним детектором как поток электронных, так и мюонных нейтрино, а также независимо подтвердить выводы СМС.

В 1990 г. вступили в строй два Ga–Ge-детектора GALLEX (GALLEX Collabo ration, 1995) и SAGE (SAGE Collaboration, 1994), которые различались процедурой экстракции и счета дочерних ядер Ge. Оба эксперимента показали дефицит теперь уже солнечных pp-нейтрино по сравнению с СМС. В свою очередь эксперимент KAMIOKANDE (с 1986 г., после 1996 г. Super-KAMIOKANDE) подтвердил нали чие дефицита борных нейтрино, но уменьшив при этом расхождение с СМС (см.

рис. 1.2.1 и 1.2.2). Также детектором KAMIOKANDE было впервые показано, что солнечные нейтрино из высокоэнергичной части спектра приходят непосредственно от Солнца (Кошиба, 2004).

Для проверки гипотезы нейтринных осцилляций, возможно, главной причины дефицита солнечных нейтрино, был задуман и проведен эксперимент «Sudberry Neu trino Observatory» (SNO). В водном черенковском детекторе SNO была использована тяжелая вода. Наличие у дейтерия лишнего нейтрона позволяет выделять события, вызванные только электронными нейтрино: d + e p + p + e (аналогичная реакция с 16 О запрещена для энергий нейтрино меньше 15 МэВ). Также с помощью детектора SNO было возможно проводить измерения суммарного потока нейтрино с помощью реакций d + x n + p + x.

Полученные результаты подтвердили дефицит солнечных электронных нейтри но, но показали согласие суммарного потока нейтрино с предсказаниями СМС (рис. 1.2.2), тем самым, подтвердив гипотезу об осцилляциях солнечных нейтрино (Ahmad et al., 2002a, b).

Таким образом, «парадокс» с солнечными нейтрино способствовал, в основном, развитию ядерной физики. Польза для солнечной физики от сомнений, связанных с нейтрино, заключалась в том, что методика расчетов эволюционных моделей была заметно улучшена. Гелиосейсмология — изучение сейсмологии Солнца, дает уникаль ные и независимые ограничения на свойства Солнца, полученные наблюдательным путем. Эти ограничения являются неотъемлемой частью современных стандартных моделей Солнца (например, см. Bahcall et al., 2005). Некоторые результаты гелио сейсмологии будут рассмотрены подробнее в следующем разделе.

1.2.3. Гелиосейсмология Ю.Д. Жугжда В 60-х гг. прошлого века были открыты пятиминутные колебания на Солнце. Это было важным достижением в физике Солнца, так как это были первые наблюдения гидродинамических волн в атмосфере Солнца. Поистине этапным явилось обнаруже ние тонкой структуры спектра пятиминутных колебаний, которое положило начало новому разделу в физике Солнца, получившему название гелиосейсмологии.

Гелиосейсмология исследует распространение гидродинамических волн на Солн це. Простейшей атмосферой, теория которой лежит в основе гелиосейсмологии, является так называемая изотермическая атмосфера — атмосфера с постоянной по 26 Гл. 1. Солнце. Общие сведения высоте температурой. В ней скорость звука постоянна, а давление и плотность экс поненциально убывают с высотой. В результате задачу о волнах в такой атмосфере удается свести к следующему дисперсионному уравнению:

4 2 a + kx + kz vs + g kx vs = 0.



Pages:   || 2 | 3 | 4 | 5 |   ...   | 25 |
 





 
© 2013 www.libed.ru - «Бесплатная библиотека научно-практических конференций»

Материалы этого сайта размещены для ознакомления, все права принадлежат их авторам.
Если Вы не согласны с тем, что Ваш материал размещён на этом сайте, пожалуйста, напишите нам, мы в течении 1-2 рабочих дней удалим его.