Солнечный ветер, особенности межпланетного пространства (Солнце – Планеты)

| Категория реферата: Рефераты по астрономии
| Теги реферата: доклад по обж, реферат
| Добавил(а) на сайт: Копориков.

Предыдущая страница реферата | 1 2 3 4 5 6 | Следующая страница реферата

На рис. 3 видно, что на расстоянии в несколько десятков километров от поверхности ядра кометный газ, образовавшийся в результате испарения и состоявший в основном из молекул воды, имеет довольно разнообразный состав.
Хотя преобладающим газом продолжает оставаться испарившаяся вода (рис. 3а), для взаимодействия с солнечным ветром важно то обстоятельство, что газ становится ионизованным. Именно ионизованная компонента (как видно на рис.
3б, преобладающими ионами являются ионы H3O+) наиболее сильно взаимодействует с солнечным ветром. Это связано с тем, что заряженные частицы (в данном случае кометные ионы и протоны солнечного ветра) сталкиваются между собой гораздо чаще, чем нейтральные и заряженные, или, как принято говорить в физике, длина свободного пробега заряженных частиц при их столкновениях с заряженными много меньше длины свободного пробега заряженных частиц при столкновениях с нейтральными. При этом только взаимодействие кометных ионов с протонами солнечного ветра можно рассматривать на основе модели сплошной среды, то есть на основе уравнений гидроаэромеханики.

Результаты, представленные на рис. 3, получены в предположении отсутствия

-16- пылевой компоненты и для сверхзвукового истечения газа из кометного ядра.
Надо сказать, что наблюдения комет указывают на большую степень ионизации комы комет, чем получается в модельных расчетах. Поэтому в теории часто делаются дополнительные гипотезы о других механизмах ионизации, а не только о солнечном излучении.

Для проблемы взаимодействия кометных атмосфер с солнечным ветром, которая стала особенно актуальной в связи с началом эры исследования комет при помощи космических аппаратов, важным является построение упрощенных математических моделей расширения кометных атмосфер. Результаты, показанные на рис. 3, помогают в решении последней проблемы, поскольку дают представление о главных компонентах истекающего с поверхности кометы газа.

2.3.3. Математическая модель истечения газа от комет

Чтобы не усложнять математическую модель, описывающую течение газа в коме комет, будем предполагать, что этот газ состоит из нейтральных молекул с концентрацией nn (это могут быть молекулы H2O или CO2 , характеризующие состав данного кометного ядра) и ионов с концентрацией ni (как видно на рис. 3, это могут быть ионы H3O+). Скорость радиального расширения соответствующих газов будем обозначать [pic]и [pic]. Тогда при предположении о сферической симметрии течения (см. 2.3.1) и некоторых других дополнительных предположениях (в частности, при предположении [pic]=
[pic]= [pic]= const) из законов сохранения числа частиц при расширении будем иметь
|[pic] |(4) |

Здесь [pic]- среднее время свободного пробега нейтральной молекулы для процесса ионизации, а [pic]- расстояние от кометного ядра. Индексом [pic], как и в 2.3.1, отмечено значение соответствующего параметра на поверхности ядра. Из (4) видно, что концентрация нейтральных молекул изменяется обратно пропорционально квадрату расстояния от ядра, как и полагается при свободном сферически-симметричном расширении с постоянной скоростью (эффекты ионизации для нейтральных молекул несущественны при [pic]), а концентрация ионов изменяется обратно пропорционально первой степени этого расстояния
(процессы фотоионизации приводят к образованию новых ионов, то есть к созданию в каждой точке течения их источников).

Предположение о том, что скорость ионов равна скорости нейтралов, оправданно тем, что поток нейтралов, испаряющихся с поверхности кометы, настолько велик, что он увлекает за собой существенно меньший поток ионов вследствие процессов столкновений. Постоянство же скорости принимается вследствие сверхзвукового расширения газа (при достаточно больших сверхзвуковых скоростях единственная сила, действующая на газ, а именно градиент давления, не является существенной). Здесь следует заметить, что при расширении газ становится все более и более разреженным. Это приводит к тому, что на некотором расстоянии от ядра, определяемом формулой
|[pic] |(5) |

-17- процессы столкновений между ионами и молекулами становятся несущественными и они ведут себя как невзаимодействующие газы. Этот факт очень важен для построения модели взаимодействия кометных атмосфер с солнечным ветром.

2.3.4. Взаимодействие кометных ионосфер с солнечным ветром

Солнечный ветер представляет собой сверхзвуковой поток полностью ионизованного водорода, летящего от Солнца в среднем со скоростью 400 км/с и температурой в десятки тысяч градусов. В районе орбиты Земли концентрация протонов солнечного ветра равна примерно 10 см-3. Для потока солнечного ветра развитая кометная атмосфера является препятствием, которое вызывает в нем существенные возмущения.

Интересно, что нейтральная и ионизованная компоненты кометного газа по- разному воздействуют на солнечный ветер, о чем уже было упомянуто в 2.3.2.
Взаимодействие потока кометных ионов с солнечным ветром происходит в соответствии с взаимодействием двух сплошных сред, то есть такое взаимодействие можно описать в рамках гидродинамических уравнений Эйлера
[4]),. В результате образуется картина течения, изображенная на рис. 4. На этом рисунке обозначено: BS - головная ударная волна, через которую солнечный ветер тормозится от сверхзвуковой скорости к дозвуковой вследствие его торможения на кометном газе, а IS - внутренняя ударная волна, на которой сверхзвуковой поток кометных ионов (см. 2.3.3) тормозится до дозвуковых скоростей как следствие их замедления потоком солнечного ветра. Солнечный ветер отделяется от потока кометных ионов тангенциальным
(иногда его называют контактным) разрывом, обозначенным на рис. 4 через CD.
Следует заметить, что разрывы BS, IS и CD образуются только при взаимодействии сред, которые можно считать сплошными. Через контактный разрыв не могут просачиваться ни кометные ионы и электроны в солнечный ветер, ни протоны и электроны солнечного ветра в кометную ионосферу. На рис. 4 этот факт отображается тем, что линии тока солнечного ветра и кометных ионов нарисованы отклоненными этим разрывом, становясь параллельными его поверхности. С математической точки зрения на контактной поверхности выполняются условия равенства нулю нормальных компонент скорости и равенство давлений обеих ионизованных сред. Для определения формы и кометоцентрического расстояния до поверхности CD необходимо упрощенное модельное представление, рассмотренное в 2.3.3.

Какова же роль нейтральных молекул, вытекающих из кометного ядра, в проблеме взаимодействия солнечного ветра с кометными атмосферами? Как уже было упомянуто в 2.3.3, нейтральные молекулы имеют длину свободного пробега много больше длины свободного пробега ионов при их взаимодействии с солнечным ветром. При этом кометные нейтралы могут свободно проникать в солнечный ветер через контактную поверхность CD. Поток нейтральных молекул нельзя считать сплошной средой. На всей трассе их продвижения в солнечный ветер они фотоионизуются солнечной радиацией. Их фотоионизация в области вне контактного разрыва CD приводит к тому, что вновь образовавшиеся ионы захватываются солнечным ветром, приводя к изменению массы, импульса и энергии последнего. Такой процесс получил название "нагружение" солнечного ветра (это название закрепилось в связи с тем, что масса кометного иона существенно превосходит массу протона). Таким образом, солнечный ветер вблизи кометы представляет собой электронно-протонный газ (или, согласно принятой в физике терминологии, полностью ионизованную водородную плазму), который загрязнен кометными ионами.

-19-

В результате взаимодействие солнечного ветра с кометной атмосферой можно представить как гидродинамическое взаимодействие сверхзвукового источника ионов (комета) с поступательным сверхзвуковым потоком загрязненного кометными ионами солнечного ветра. Такой сценарий рассматриваемого физического процесса предложен в классической работе
Бирмана, Бросовского и Шмидта [3].

2.3.5. Что предсказала теория перед полетами космических аппаратов к комете Галлея в марте 1986 года

Ученые, занимавшиеся изучением комет, с нетерпением ждали очередного появления вблизи Земли кометы Галлея в марте 1986 года (в последний раз ее наибольшее сближение с нашей планетой произошло в 1910 году). Это ожидание объяснялось еще и тем, что появилась возможность исследования кометы при помощи космических аппаратов, которые должны были пройти в непосредственной близости от нее и провести прямые измерения в ее окрестности, поскольку наземными средствами невозможно наблюдать возмущения, которые вносит кометная атмосфера в компоненты солнечного ветра, так же как и возмущения, вносимые солнечным ветром в вытекающую кометную атмосферу.

Отсутствие экспериментальных данных по рассматриваемой проблеме привело к тому, что перед запуском космических аппаратов к комете Галлея в марте
1986 года центр тяжести теоретических исследований по обтеканию кометных атмосфер солнечным ветром лежал в области предсказаний тех физических процессов, которые должны были обнаружить приборы при приближении к комете

Какие же явления предсказывала теория? Как было рассказано в 2.3.3, теоретические расчеты показали, что при обтекании кометы Галлея солнечным ветром должны образоваться головная ударная волна BS, контактный разрыв CD и внутренняя ударная волна IS (см. рис. 4). При этом солнечный ветер должен тормозиться задолго до ударной волны BS (область IV на рис. 4) вследствие его нагружения ионами кометного происхождения (см. 2.3.4), а кометоцентрическое расстояние BS на 2-3 порядка величины может превосходить такое же расстояние до контактного разрыва CD. В области III (см. рис. 4) загрязненный солнечный ветер достаточно резко разогревается и замедляется при переходе через головную ударную волну BS.

Если бы подтверждалась гипотеза о сверхзвуковом истечении кометного газа с поверхности ядра, то должна образоваться также ударная волна IS в потоке кометных ионов. До этой ударной волны (в области I на рис. 4) сверхзвуковой поток кометного газа не чувствует присутствия солнечного ветра (наличие границы CD чувствует только дозвуковая область II на рис.
4). Количественные оценки реальных расстояний до поверхностей BS, CD и IS в сильной степени зависят от параметра G, характеризующего количество молекул, покидающих кометное ядро в единицу времени. Этот параметр определяется формулой
|[pic] |(6) |

Из теории было также ясно, что головная ударная волна возникает не как следствие обтекания сверхзвуковым потоком какого-либо препятствия
(например, крыла сверхзвукового самолета или границы раздела двух взаимодействующих сплошных сред CD, как на рис. 4), а как результат торможения солнечного ветра до дозвуковых скоростей вследствие захвата вновь образовавшихся кометных ионов. Из теоретических расчетов и оценок величины G ~ 1030 с-1 для кометы Галлея

-20- следовало, что головная ударная волна BS находится на расстоянии порядка
106 км от поверхности ядра, а контактный разрыв CD - на расстоянии порядка
104 км.

На рис. 5 изображены траектории космических аппаратов "Вега-1", "Вега-
2", "Джотто", "Суиссеи" и "Сакигаке", пролетавших около кометы Галлея в марте 1986 года. Интересно, что все аппараты пролетали c подветренной стороны (со стороны набегающего на комету солнечного ветра), которая наиболее хорошо поддается теоретическим расчетам. Как видно на рис. 5, наиболее близко к комете пролетел аппарат "Джотто" (расстояние его наибольшего сближения с кометой было около 600 км), и он, очевидно, пересек как головную ударную волну, так и контактный разрыв. Максимальное же сближение аппаратов "Вега" составляло примерно 8-9 тыс. км, и они хотя и пересекли головную ударную волну, но не заметили пересечения контактного разрыва. Аппарат "Суиссеи" пересекал только головную ударную волну, поскольку расстояние его максимального сближения с кометой Галлея было примерно 150 тыс. км.
|[pic] |
|Рис. 5. Траектории космических аппаратов, которые |
|исследовали комету Галлея в марте 1986 года. CD - |
|поверхность, изображенная на рис. 4. |

На рис. 6 сравниваются данные теоретической модели по положению и форме головной ударной волны BS для разных значений параметров, определяющих состояние невозмущенного солнечного ветра во время пересечения головной ударной волны аппаратами "Суиссеи", "Вега-1" и "Вега-2" (соответственно 3,
6 и 9 марта) и "Джотто" (14 марта). Видно очень хорошее совпадение предсказаний теории и эксперимента.

Рекомендуем скачать другие рефераты по теме: шпоры по менеджменту, реферат чрезвычайные ситуации.

Claw.ru | Рефераты по астрономии | Солнечный ветер, особенности межпланетного пространства (Солнце – Планеты)

Солнечный ветер, особенности межпланетного пространства (Солнце – Планеты)

Категории:

Поделитесь этой записью или добавьте в закладки

Рефераты от А до Я

Полезные заметки