168 ИЗ ТЕКУЩЕЙ ЛИТЕРАТУРЫ турбулентной плазмой. Надпись out означает, что спутник двигался от Земли к апогею, in — нисходящая ветвь орбиты (от апогея к перигею). Цифры указывают число дней, протекших с момента запуска. Повышение температуры малоэнергячноп компоненты (1—2 эв) не коррелирует с плотностью энергичных частиц, т. е. холодная и солнечная плазма управляются разными механизмами. Описанные выше результаты не согласуются с общепринятой моделью солнечного ветра у Земли, как состоящего только из одной солнечной плазмы и притом срав2 нительно горячей (Те ~ 10 эв). Такие работы уже появились и требуют, с одной стороны, включения их в теорию околоземной плазмы, а с другой стороны, в силу их новизны и неожиданности, дальнейшей экспериментальной проверки, М. Г. ЦИТИРОВАННАЯ ЛИТЕРАТУРА 1. G. S e r b u , Ε. Μ a i е г, Т. Geophys Res. 71, 3755 (1966). 2. ϋ . С а г ρ е η t θ г, 3. Geophys. Res. 71, 693 (1966). 533.9 НЕПОСТОЯНСТВО ПАРАМЕТРОВ МЕЖПЛАНЕТНОЙ ПЛАЗМЫ В 1958—1963 гг. основной задачей спутниковых измерений приземной и межаланетной плазмы являлось определение средних параметров (усредненных по времени и по пространству) — распределения магнитного поля и плотности плазмы. Эта задача в известной степени уже выполнена. На этом пути были открыты и исследованы, например, следующие принципиально важные элементы процесса обтекания Земли солнечным ветром: сильно турбулентная область перед магнитосферой (магнитный аограничный слой), границы магнитосферы, магнитный хвост Земли, всплески быстрых электронов π протонов, генерируемых пока еще не ясным ускорительным механизмом как на дневной стороне, так и в хвосте, радиационные пояса со сложным конгломератом частиц разных энергий. Выяснилась, однако, крайняя изменчивость параметров приземной и межпланетной плазмы — изменения всех величин порядка их самих, что указывает на разнообразие нелинейных физических процессов, непрерывно происходящих даже в «спокойном» солнечном ветре. Поэтому в настоящее время центр научных исследований переместился, естественно, на изучение нестационарных процессов в плазме Солнца, Земли и разделяющего их межпланетного пространства. По мере прогресса спутниковых измерений усредненные характеристики, которые полезны для морфологии, и не всегда могут быть подставлены в уравнения физических процессов, постепенно заменяются совокупностью измеренных значении параметров плазмы (ге, и, Те, Ти Н), отнесенных к одному и тому же временному интервалу. Кроме того, зная не один, а несколько параметров плазмы, можно уже выбрать определенную модель 3 се описания (если nv.Te J> # 2 / 8 π , то это плазма высокого давления, при пУ,Те -С # / 8 я — холодная плазма в приближении магнитной гидродинамики и т. д.). В данном реферате мы проиллюстрируем такую эволюцию предмета исследований на характерном примере измерений межпланетного магнитного поля, плотности межпланетной плазмы, ее температуры и скорости на спутнике «Маринер II». В предварительных результатах по «Мариперу II» (1962) авторы 1 (Нейгебауэр и Снайдер), приводя большое число отдельных энергетических спектров ионов солнечного ветра, основное внимание уделяли определению средних параметров, а также пределов, в которых изменялись плотность, температура и скорость. Выяснилось, что полученные данные (если считать распределение максвелловским) согласуются со следующими параметрами солнечного ветра: Τ ι — (2—4) · 10Z5 °К η — 2 — 4 CM~и = 300—700 кмIсек Среднее значение межпланетного (температура ионов), (плотность), (направленная скорость). магнитного поля Η ~ Ьу. Так что отношение 6 = ПУ.Т' и 2 ' 8л = 1/3. Поэтому солнечный ветер можно считать оесстолкновительнои л плазмой низкого давления (холодной). 169 ИЗ ТЕКУЩЕЙ ЛИТЕРАТУРЫ Но в 1966 г. в соответствии с общей эволюцией космической ф и з и к и т а к и е оценки уже недостаточны. Н у ж н о в ы я с н и т ь д е т а л ь н у ю к а р т и н у по д н я м и часам. И в 1966 г. те ж е авторы п у б л и к у ю т новую работу «Средние х а р а к т е р и с т и к и солнечного ветра» 2 , гдо усреднение проводится к а ж д ы е 3 часа и в ы я с н я е т с я в р е м е н н а я эвол ю ц и я этих трехчасовых средних. Х а р а к т е р н о , что эта р а б о т а н а п и с а н а по тем же I6.X/ BuO 1771-й 700 JV г/ К ι , iS.Xf/ Vnc. i. ι 1XII , L L WJII 1 6ХЧ Ιί.ΧίΙ ОЛИЦО [ Ч ЧЧ W 26.Х1 31X1 о борот 4 1 10 Λ I 23.XII WO - I • 1 1 I 1 1 1 , 28. XII Трехчасовые средние скорости солнечной п л а з м ы и ее илотиости. э к с п е р и м е н т а л ь н ы м д а н н ы м «Маринера II» (1962 г.), но цели ее у ж е иные — не усреднить, а наоборот, отфеделить эволюцию п а р а м е т р о в солнечного ветра ото д н я к о дню. Н а рис. 1 п о к а з а н ы трехчасовые средние д л я плотности п л а з м ы и н а п р а в л е н н о й с к о р о с т и солнечного ветра, на р и с . 2 — аналогичные средние д л я т е м п е р а т у р ы ионов и н а п р а в л е н н о й скорости. Подчеркнем, что плотность и температура п о к а з а н ы в логарифмическом масштабе, т. е. они м е н я ю т с я н а п о р я д о к и больше. Н а и м е н ь ш а я плотность н а б л ю д а л а с ь 1 1 . I X . 6 2 г. (0,08—0,09 см'3), н а и б о л ь ш а я — 9 . X I I (90 см~3), их отношение ~ Ю 3 . Н а и м е н ь ш а я температура Tmin — 1 0 4 ° К , н а и в ы с ш а я — 9 - 1 0 5 ° К (17.XII.60), разница в 2 порядка. Теоретические оценки температуры солнечного ветра д а ю т (Стэррок и Х а р т л и 5 ) Τ ~ 3000° К. Н о в расчетах не у ч и т ы в а л с я н а г р е в п л а з м ы ф л у к т у а ц и я м и о т е к т р о м а г нитных полей. А э к с п е р и м е н т а л ь н ы е з н а ч е н и я температуры солнечного ветра, измер е н н ы е н а «Маринере II», свидетельствуют о с и л ь н о м н а г р е в е п о л о ж и т е л ь н ы х ионов к о л л е к т и в н ы м и эффектами в н е л и н е й н ы х волнах на ионной и э л е к т р о н н ы х ветвях. 170 ИЗ ТЕКУЩЕЙ ЛИТЕРАТУРЫ Па рис. 3 показана зависимость плотности плазмы, потока частиц и потока количества движения в функции 2расстояния от Солнца. Сплошная линия — закон обратных квадратов η ~ const/г . Плотность, как это видно из рис. 1—3, гораздо быстрее меняется с расстоянием, чем скорость солнечного ветра, и ход кривых рис. 3 обусловлен изменением плотности. 27. УШ 6./Х 20.Х 25.Х зах/ 1770-й оборот Солнца Щ. п. 700 500 т 16.XI 13.ХИ 11.1Х 16.1Х 21.1Х 4.Х/ 9.Х1 П.Х1 "\|UL-п. ι η я л Λ JVS Ά А? / •—Г .{ ЛлЛ . 2I.XI 26.ΧΪ Mil 18.ХИ 23.X// 28Ж У 5,5 5J3 4,5 ¥ 6.ХП П.ХИ Рис. 2. Трехчасовые средние скорости солнечной плазмы и температуры ионов в ней. Скорость солнечного ветра менялась в пределах « m i n = 319 кмIсек, «щах — 771 км/сек. = Отметим, что с ростом скорости плотность падает, при уменьшении скорости плотность растет. Такая связь следует из непрерывности потока (div пи = 0). Эти особенности кривых n{t),T (t), и (t) подтверждаются измерениями межпланетной нлазмы на «Пионере VI» (1966 г. Лазарус и др. 3 ), показанными на рис. 4. Согласие с результатами Лазаруса и др. весьма важно для физическоп достоверности. Дело в том, что данные Нейгебауэр и Снацдера на «Маринере II» были получены с помощью электростатического анализатора, а данные Лазаруса, Бриджа и Дэвиса — с помощью ионных ловушек (цилиндр Фарадея, по типу ловушек Грингауза). Между тем в литературе многократно отмечалось, что ловушки дают иные результаты, чем электростатические анализаторы. Поэтому согласие в данном случае столь разпоречивых методов значительно повышает достоверность результата. Сопоставим характеристики межпланетной плазмы со значениями магнитиого4 голя, которые измерены на «Маринере И» и опубликованы в статье Кольмана и др. для тех же дней, что и в х (см. также fi). 171 ИЗ ТЕКУЩЕЙ ЛИТЕРАТУРЫ 4 По имеет смысла претендовать здесь па точность, поскольку в опубликована лишь компонента Η вдоль паркеровской спирали Hw, остальные компоненты (возмуще1771 Оборот Солнца 1770 1769 1768 1767 Рис. 3. Характеристики солнечной плазмы в их зависимости от расстояния от Солнца (усреднение за оборот Солнца — за 27 дней; R выражено в км). ^ | οι т· 25 % 20 ί 15 , - 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 0 12 О 1Ζ 0 12 0 12 0 12 День 350 351 352 353 354 355 356 357 358 359 360 361 362 363 36U 365 Рис. 4. Параметры плазмы солнечного ветра (протоны). Данные усреднены за 1 час. Значения тепловой скорости зависят от принятой модели плазмы, их следует считать оценочными. ние) неизвестны. Однако направление паркеровской спирали — это преимущественное направление поля, и поэтому для следующих ниже качественных оценок можно принять Hw за полное поле. Тогда для разных дней получаем следующие числа Маха (Ш — и!иА, vA — альвеновская скорость) и значения β = 23.IX β 24 тх 25. IX 2 С. IX 27. IX 28 IX 29.IX 17 8 ,3 12,5 11 13 9, 2 6 2,5 0 44 0,45 1,4 0,4 0, 53 0,1 ~fpr 30. I X 0, 1 2.Х 3 .X 4-Х И 9 20 2 1 53 4,5 172 ИЗ ТЕКУЩЕЙ ЛИТЕРАТУРЫ 2 Т. е. течение сверхзвуковое, а плазма имеет иногда низкое давление (р <С Н /8л), а иногда высокое {р > # V 8 J I ) . Между 9 и 16.ΧΪ β = 2. Тогда магнитное поле не в состоянии удержать плазму, оно нерегулярно и меняется по направлению и величине в соответствии с флуктуадиями плазмы. Таким образом, в динамике межпланетной плазмы .могут быть использованы (для разных периодов и областей) обе модели — горячей и холодной плазмы, таковы результаты измерений на языке физики. На языке геофизики — межпланетная плазма состоит из сложной совокупности холодного солнечного ветра и более горячих потоков в нем. М. ЦИТИРОВАННАЯ Г. ЛИТЕРАТУРА 1. Μ. Ν е π g e b а и е г, С. S n y d e r , Preliminary results of «Mariner II» Report to COSPAR Meeting, 1964. 2. Μ. Ν e u g e b a u e г, С S n y d e r , J. Geophys. Res. 71, 4469 (1966). 3. A . L a z a r u s et al., J. Geophys. Res. 71, 3787 (1966). 4. P. С о 1 e m a n et al., J. Geophys. Res. 71, 11, 2831 (1966). 3. P. S t u r r o c k , R. И а г t 1 e, Phys. Rev. Letts i6, 628 (1966). 6. P. С о 1 e m a n, Phys. Rev. Letts 17, 207 (1966): J. Geophys. Res. 71, 5509 (1966).