Ученые исследовали верхние слои атмосферы Марса и пришли к выводу, что на ранних этапах формирования планеты солнечные ветра, «сдувавшие» ионы из атмосферы в космос, могли оказать большое влияние на ее эволюцию.
Исследование провела группа американских, европейских и японских ученых, статья опубликована в журнале Science.
В работе ученые анализировали данные, полученные во время выброса вещества солнечной короны в марте 2015 года. Наблюдения проводил спутник, нацеленный на исследования атмосферы Марса MAVEN (Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN — «Эволюция атмосферы и летучих веществ на Марсе»). Он изучал различные параметры ионосферы — части верхней атмосферы Марса, постоянно ионизирующейся под действием солнечного излучения. Также спутник зафиксировал взаимодействие ионосферы с Солнцем и солнечными ветрами.
Встречая на своем пути планету, солнечный ветер прежде всего сталкивается с ее магнитосферой — областью, в пределах которой поведение вещества определяется магнитным полем планеты. На границе этого взаимодействия возникает так называемая головная ударная волна, после прохождения которой плотность ветра резко падает. Наблюдения показали, что в месте столкновения солнечного ветра с магнитосферой Марса возникло обширное диффузное сияние, подобное полярному сиянию на Земле.
Как результаты наблюдений, так и данные, полученные при моделировании атмосферных процессов, показали также повышение интенсивности «испарения» ионов во время выброса. Можно сказать, что солнечный ветер «сдувает» часть атмосферы Марса в космос. При этом скорость потери вещества — около ста граммов в секунду — в долгосрочном масштабе становится весьма существенной.
Целью миссии MAVEN, запущенной в ноябре 2013 года, было определение количества вещества, и в особенности воды, которую потеряла красная планета под воздействием солнечного ветра.
Солнечный ветер
Непрерывный поток плазмы солнечного происхождения, распространяющийся приблизительно радиально от Солнца и заполняющий собой Солнечную систему до гелиоцентрич. расстояний ~100 а.е. С.в. образуется при газодинамич. расширении солнечной короны в межпланетное пространство. При высоких темп-рах, к-рые существуют в солнечной короне ($\approx 1,5\cdot 10^6$ К), давление вышележащих слоев не может уравновесить газовое давление вещества короны, и корона расширяется.
Первые свидетельства существования постоянного потока плазмы от Солнца получены Л. Бирманом (ФРГ) в 1950-х гг. по анализу сил, действующих на плазменные хвосты комет. В 1957 г. Ю. Паркер (США), анализируя условия равновесия вещества короны, показал, что корона не может находится в условиях гидростатич. равновесия, как это раньше предполагалось, а должна расширятся, и это расширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгону коронального вещества до сверхзвуковых скоростей.
Средние характеристики С.в. приведены в табл. 1. Впервые поток плазмы солнечного происхождения был зарегистрирован на второй советской космич. ракете "Луна-2" в 1959 г. Существование постоянного истечения плазмы из Солнца было доказано в реузльтате многомесячных измерений на амер. АМС "Маринер-2" в 1962 г.
Солнечный ветер
Непрерывный поток плазмы солнечного происхождения, распространяющийся приблизительно радиально от Солнца и заполняющий собой Солнечную систему до гелиоцентрич. расстояний ~100 а.е. С.в. образуется при газодинамич. расширении солнечной короны в межпланетное пространство. При высоких темп-рах, к-рые существуют в солнечной короне ($\approx 1,5\cdot 10^6$ К), давление вышележащих слоев не может уравновесить газовое давление вещества короны, и корона расширяется.
Первые свидетельства существования постоянного потока плазмы от Солнца получены Л. Бирманом (ФРГ) в 1950-х гг. по анализу сил, действующих на плазменные хвосты комет. В 1957 г. Ю. Паркер (США), анализируя условия равновесия вещества короны, показал, что корона не может находится в условиях гидростатич. равновесия, как это раньше предполагалось, а должна расширятся, и это расширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгону коронального вещества до сверхзвуковых скоростей.
Средние характеристики С.в. приведены в табл. 1. Впервые поток плазмы солнечного происхождения был зарегистрирован на второй советской космич. ракете "Луна-2" в 1959 г. Существование постоянного истечения плазмы из Солнца было доказано в реузльтате многомесячных измерений на амер. АМС "Маринер-2" в 1962 г.
Таблица 1. Средние характеристики солнечного ветра на орбите Земли
| Скорость | 400 км/с |
| Плотность протонов | 6 см-3 |
| Температура протонов |  К |
| Температура электронов |  К |
| Напряженность магнитного поля |  Э |
| Плотность потока протонов |  см-2с-1 |
| Плотность потока кинетической энергии | 0,3 эрг см-2с-1 |
Потоки С.в. можно разделить на два класса: медленные - со скоростью $\approx 300$ км/с и быстрые - со скоростью 600-700 км/с. Быстрые потоки исходят из тех областей короны, где магнитное поле близко к радиальному. Часть этих областей явл. корональными дырами. Медленные потоки С.в. связаны, по-видимому, с областями короны, где имеется значит. тангенсальный компонент магн. поля.
Помимо основных составляющих С.в. - протонов и электронов, в его составе также обнаружена 
-частицы, высокоионизованные ионы кислорода, кремния, серы, железа (рис. 1). При анализе газов, захваченных в экспонированных на Луне фольгах, найдены атомы Ne и Ar. Средний хим. состав С.в. приведен в табл. 2.
-частицы, высокоионизованные ионы кислорода, кремния, серы, железа (рис. 1). При анализе газов, захваченных в экспонированных на Луне фольгах, найдены атомы Ne и Ar. Средний хим. состав С.в. приведен в табл. 2.
Таблица 2. Относительный химический состав солнечного ветра
| Элемент | Относительное содержание |
| H | 0,96 |
| 3He |  |
| 4He | 0,04 |
| O | |
| Ne |  |
| Si | |
| Ar |  |
| Fe |  |
Ионизационное состояние вещества С.в. соответствует тому уровню в короне, где время рекомбинации становится малым по сравнению со временем расширения, т.е. на расстоянии $1,5-2 R_\odot$. Измерения ионизац. темп-ры ионов С.в. позволяют определять электронную темп-ру солнечной короны.
Рис. 1. Массовый спектр солнечного ветра.
По горизонтальной оси - отношение массы частицы
к ее заряду, по вертикальной - число частиц,
зарегистрированных в энергетическом "окне"
прибора за 10 с. Цифры со знаком "+" обозначают
заряд иона.
Солнечный ветер уносит с собой в межпланетную среду корональное магн. поле. Вмороженные в плазму силовые линии этого поля образуют межпланетное магн. поле (ММП). Хотя напряженность ММП невелика и плотность его энергии составляет ок. 1% от кинетич. энергии С.в., оно играет большую роль в термодинамике С.в. и в динамике взаимодействий С.в. с телами Солнечной системы и потоков С.в. между собой. Комбинация расширения С.в. с вращением Солнца приводит к тому, что магн. силовые лионии, вмороженные в С.в., имеют форму, близкую к спиралям Архимеда (рис. 2). Радиальный и азимутальный компонент магн. поля вблизи плоскости эклиптики изменяются с расстоянием:
, где R - гелиоцентрич. расстояние,
- угловая скорость вращения Солнца, uR - радиальный компонент скорости С.в., индекс "0" соответствует исходному уровню. На расстоянии орбиты Земли угол 
между направлениями магн. поля и направлением на Солнце 
, на больших гелиоцентрич. расстояниях ММП почти перпендикулярно направлению на Солнце.
Рис.2 Форма силовой линии
межпланетного магнитного поля.
Ветер возникающий над областями Солнца с различной ориентацией магн. поля, образует потоки в различно ориентированными ММП - т.н. секторную структуру межпланетного магнитного поля.
Секторная структура межпланетная
Разделение наблюдаемой крупномасштабной структуры солнечного ветра на четное число секторов с различным направлением радиального компонента межпланетного магн. поля (ММП). Характеристики солнечного ветра (скорость, темп-ра, концентрация частиц и др.) также в среднем закономерно изменяются в сечении каждого сектора, что связано с существованием внутри сектора быстрого потока солнечного ветра.
Границы секторов обычно располагаются внутри медленного потока солнечного ветра.
Рис. 01. Форма гелиосферного токового слоя.
Пересечение его с плоскостью эклиптики (наклоненной
к экватору Солнца под углом ~ 7o) дает наблюдаемую
секторную структуру межпланетного магнитного поля.
Чаще всего наблюдаются 2 или 4 сектора, вращающихся вместе с Солнцем. Эта структура, образующаяся при вытягивании солнечным ветром крупномасштабного магн. поля короны, может наблюдаться в течение неск. оборотов Солнца. С.с. ММП явл. следствием существования токового слоя (ТС) в межпланетной среде, к-рый вращается вместе с Солнцем. ТС создает скачок магн. поля: выше слоя радиальный компонент ММП имеет один знак, ниже - другой. Этот ТС, предсказанный швед. астрофизиком Х. Альвеном, проходит через те участки солнечной короны, к-рые связаны с активными областями на Солнце и разделяетуказанные области с различными знаками радиального компонента солнечного магн. поля. ТС располагается приблиз. в плоскости солнечного экватора и имеет складчатую структуру. Вращение Солнца приводит к закручиванию складок ТС в спирали (рис. 01). Существование такого ТС наз. эффектом балерины. Находясь вблизи плоскости эклиптики, наблюдатель оказывается то выше, то ниже ТС, благодаря чему попадает в секторы с различными знаками радиального компонента ММП.
Вблизи Солнца в солнечном ветре существуют долготные и широтные градиенты скорости, обусловленные разностью скоростей быстрых и медленных потоков. По мере удаления от Солнца и укручения границы между потоками в солнечном ветре возникают радиальные градиенты скорости, к-рые приводят к образованию бесстолкновительных ударных волн (рис. 02). Сначала образуется ударная волна, распространяющаяся к Солнцу. Т.к. скорость ударной волны меньше скорости солнечного ветра, плазма увлекает обратную ударную волну также в направлении от Солнца. Ударные волны вблизи границ секторов образуются на расстояниях ~ 1 а.е. Эти ударные волны, так же как межпланетные ударные волны от вспышек на Солнце и околопланетные ударные волны, ускоряют частицы и явл. т.о., источником энергичных частиц.
Рис. 02. Структура сектора межпланетного магнитного
поля. На некотором гелиоцентрическом расстоянии возможно
образование прямой ударной волны вблизи максимума
радиального градиента скорости. Стрелки указывают
направление течения плазмы солнечного ветра. Штрихпунктир -
границы сектора (пересечение плоскости рисунка с токовым
слоем).
В ветре наблюдаются различные типы волн: ленгмюровские, вистлеры, ионнозвуковые, магнитозвуковые, альвеновские волны и др. (см. Плазма). Часть волн генерируется на Солнце, часть возбуждается в межпланетной среде. Генерация волн сглаживает отклонения функции распределения частиц от максвелловской и приводит к тому, что С.в. ведет себя как сплошная среда. Волны альвеновского типа играют большую роль в ускорении малых составляющих С.в. и в формировании функции распределения протонов. В С.в. наблюдаются также контактные и вращательные разрывы, харатерные для замагниченной плазмы.
Поток С.в. явл. сверхзвуковым по отношению к скорости тех типов волн, к-рые обеспечивают эффективную передачу энергии в С.в. (альвеновские, звуковые и магнитозвуковые волны), альвеновские и звуковые числа Маха С.в. на орбите Земли $\approx 7$. При обтрекании С.в. препятствий, способных эффективно отклонять С.в. (магн. поля Меркурия, Земли, Юпитера, Стаурна или проводящие ионосферы Венеры и, по-видимому, Марса), образуется головная отошедшая ударная волна. С.в. тормозится и разогревается на фронте ударной волны, что позволяет ему обтекать препятствие. При этом в С.в. формируется полость - магнитосфера (собственная или индуцированная), форма и размер к-рой определяется балансом давлентия магн. поля планеты и давления обтекающего потока плазмы (см. Магнитосферы планет). Слой разогретой плазмы между ударной волной и обтекаемым препятствием наз. переходной областью. Темп-ры ионов на фронте ударной волны могут увеличиваться в 10-20 раз, электронов - в 1,5-2 раза. Ударная волна явл. бесстолкновительной ударной волной, термализация потока к-ой обеспечивается коллективными плазменными процессами. Толщина фронта ударной волны ~100 км и определяется скоростью нарастания неустойчивостей плазмы (магнитозвуковой и/или нижнегибридной) при взаимодействии набегающего потока и части потока ионов, отраженного от фронта. В случае взаимодействия С.в. с непроводящим телом (Луна) ударная волна не возникает: поток плазмы поглощается поверхностью, а за телом образуется постепенно заполняемая плазмой С.в. полость.
Рис. 3. Распространение межпланетной ударной
волны и выброса от солнечной вспышки. Стрелками
показано направление движения плазмы солнечного ветра.
На стационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарные процессы, связанные со вспышками на Солнце. При сильных солнечных вспышках происходит выброс вещества из нижних областей короны в межпланетную среду. При этом также образуется ударная волна (рис. 3), к-рая постепенно замедляется при движении через плазму С.в. Приход ударной волны к Земле проводит к сжатию магнитосферы, после к-рого обычно начинается развитие магн. бури.
Ур-ние, описывающее расширение солнечной короны, можно получить из системы ур-ний сохранения массы и момента количества движения. Решения этого ур-ния, описывающие различный характер изменения скорости с расстоянием, показаны на рис. 4. Решения 1 и 2 соответствуют малым скоростям в основании короны. Выбор между этими двумя решениями определяется условиями на бесконечности. Решение 1 соответствует малым скоростям расширения короны ("солнечный бриз", по Дж. Чемберлену, США) и дает большие значения давления на бесконечности, т.е. встречается с теми же трудностями, что и модель статич. короны. Решение 2 соответствует переходу скорости расширения через значение скорости звука (vK) на нек-ром критич. расстоянии RK и последующему расширению со сверхзвуковой скоростью. Это решение дает исчезающе малое значение давления на бесконечности, что позволяет согласовать его с малым давлением межзвездной среды. Течение этого типа Паркер назвал солнечным ветром. Критич. точка находится над поверхностью Солнца, если темп-ра короны меньше нек-рого критич. значения 
, где m - масса протона, 
- показатель адиабаты. На рис. 5 показано изменение скорости расширения с гелиоцентрич. расстоянием в зависимости от темп-ры изотермич. изотропной короны.
, где m - масса протона, - показатель адиабаты. На рис. 5 показано изменение скорости расширения с гелиоцентрич. расстоянием в зависимости от темп-ры изотермич. изотропной короны.
Рис. 4. Типы решений уравнения расширения короны.
Скорость и расстояние нормированы на критическую
скорость vK и критическое расстояние RK.
Решение 2 соответствует солнечному ветру.
Последующие модели С.в. учитывают вариации корональной темп-ры с расстоянием, двухжидкостный хапрактер среды (электронный и протонный газы), теплопроводность, вязкость, несферический характер расширения. Подход к веществу С.в. как к сплошной среде оправдывается наличием ММП и коллективным характером взаимодействия плазмы С.в., обусловленным различного типа неустойчивостями. С.в. обеспечивает осн. отток тепловой энергии короны, т.к. теплопередача в хромосферу, электромагнит. излучение сильно ионизованного вещества короны и электронная теплопроводность С.в. недостаточны для установления термич. баланса короны. Электронная теплопроводность обеспечивает медленное убывание темп-ры С.в. с расстоянием. С.в. не играет сколько-нибудь заметной роли в энергетике Солнца в целом, т.к. поток энергии, уносимый им составляет ~ 10-8 светимости Солнца ~100 а.е., где давление межзвездной среды уравновешивает динамич. давление С.в. Полость, заметаемая С.в. в межзвездной среде, образует гелиосферу. Расширяющийся С.в. вместе с вмороженным в него магн. полем препятствует проникновению в Солнечную систему галактич. космических лучей малых энергий и приводит к вариациям космических лучей больших энергий.
Рис. 5. Профили скорости солнечного ветра
для изотермической короны при различных
значениях корональной температуры.
Комментариев нет:
Отправить комментарий