ЛОКАЛЬНАЯ МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА

Содержание статьи

• Первые измерения движения локальной межзвездной среды относительно солнца.
• Наблюдения локального межзвездного облака.
• Основной принцип определения скорости LIC.
• Косвенное определение плохо измеряемых параметров в локальном межзвездном облаке.

ЛОКАЛЬНАЯ МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА – межзвездная среда нашей галактики, непосредственно примыкающая к Солнцу. Галактики представляют собой гигантские системы из звезд (до ~10¹³ звезд), между которыми находится межзвездная среда. Не является исключением и наша Галактика, в которой находится Солнце. Межзвездная среда нашей Галактики оказывает сильное влияние на солнечную систему. Параметры газа среды многом определяют структуру гелиосферы или области, заполненной солнечным ветром. В частности, важными параметрами являются скорость газа локальной межзвездной среды (ЛМС) относительно Солнца, его температура, химический состав, концентрация сортов частиц, составляющих этот газ, степень ионизации, величина и направление магнитного поля и т.п.

Первые измерения движения локальной межзвездной среды относительно солнца.

До начала эры космических исследований все сведения о межзвездном газе получали при наземных наблюдениях в видимой части спектра и в радиодиапазоне, для которых земная атмосфера прозрачна. Такими наблюдениями удавалось определять параметры межзвездного газа, осредненные по очень большим расстояниям (порядка и больше среднего расстояния между звездами 3,08·10¹⁸ см = 1 парсек). Это создавало трудности в интерпретации наблюдений применительно к межзвездной среде, примыкающей к Солнечной системе. Тем не менее, не было сомнений в том, что окружающее Солнечную систему межзвездное пространство не является вакуумом, а заполнено межзвездным газом, присутствие которого обнаруживается, например, по поглощению излучения от других звезд. Открытие поглощения в линиях кальция явилось прямым доказательством наличия вещества в межзвездном космическом пространстве, при этом до начала 1970-ых считалось, что межзвездный газ в среднем находится в покое. Это предположение привело к тому, что одна из первых моделей взаимодействия солнечного ветра с поступательным потоком ЛМС исходила из наблюдаемого движения звезд относительно друг друга. В частности, предполагалось, что межзвездный газ движется относительно Солнечной системы вследствие движения Солнца к апексу со скоростью 20 км/сек. Такая скорость при оцениваемой в то время температуре межзвездного газа порядка 10⁴К является сверхзвуковой, поэтому была предложена модель взаимодействия солнечного ветра со сверхзвуковым потоком межзвездной среды. Направление на апекс составляет угол ~ 53° к плоскости эклиптики.

Первым экспериментальным доказательством движения ЛМС относительно Солнечной системы были измерения рассеянного солнечного излучения на длине волны 1216 ангстрем (1 ангстрем = 10^–8 см). Поскольку излучение на этой длине волны поглощается земной атмосферой и не доходит до ее поверхности (атмосфера Земли непрозрачна для такого излучения), то измерения были выполнены на спутнике OGO-5. Принципиальная схема таких измерений показана на рис. 1. Прибором, устанавливаемым на космическом аппарате (КА на рис. 1), измеряется интенсивность не прямого солнечного излучения на данной длине волны (hn – квант такого излучения на рис. 1), а отраженного (рассеянного) движущимися атомами водорода. По интенсивности излучения, попадающего в установленный на космическом аппарате прибор, можно определить концентрацию этих атомов, а по анализу доплеровского смещения оценить величину и направление их средней скорости. Интерпретация данных, полученных на аппарате OGO-5, привела к выводу, что межзвездные атомы Н движутся относительно Солнца со скоростью V = 20 км/сек, а их концентрация соответствует величине nН = 0,05 см^–3. Хотя результаты этих измерений и подтвердили представления принятой модели о сверхзвуковом движении ЛМС относительно Солнца, но вектор измеренной средней скорости оказался лежащим почти в плоскости эклиптики (а не под углом в 53° к ней) и был измерен поток нейтральных атомов водорода, в то время как для описания модели в гидродинамическом приближении считалось, что ЛМС является полностью ионизованным водородом (водородной плазмой). Это показывало, что есть собственное движение межзвездной среды, не обусловленное движением Солнца к апексу, и наводило на мысль, что ЛМС является частично ионизованной плазмой.

Позже на борту советских спутников «Прогноз» стали устанавливать усовершенствованные приборы для измерения рассеянного солнечного излучения. Эти приборы позволяли не только более точно измерять концентрацию и среднюю скорость атомов Н, но и их температуру. Температура атомов Н, движущихся в Солнечную систему, оказалась равной ТН = 10⁴К.

Скорость в 20 км/сек при температуре ~ 10⁴К больше скорости звука в ЛМС, именно поэтому предложенная модель взаимодействия солнечного ветра со сверхзвуковым потоком локальной межзвездной среды казалась в то время наиболее адекватно описывающей рассматриваемое физическое явление. Несколько позже движение ЛМС относительно Солнечной системы подтвердили спутниковые измерения параметров Не по рассеянному солнечному излучению на длине волны 584 ангстрем.

Проникновение атомов водорода, гелия и других элементов из ЛМС в солнечную систему. Сравнение измеренных по рассеянному солнечному излучению (на длинах волн 1216 и 584 ангстрем) параметров водорода и гелия показало, что средняя скорость атомов Не выше, а температура ниже, чем соответствующие параметры Н. При этом оказалось, что отношение nHе/nH ≈ 0,5 в Солнечной системе, где nHe – измеренная по рассеянному солнечному излучению концентрация атомов гелия, почти в пять раз превосходит принятое в астрономии отношение 0,1 в межзвездной среде. Этот факт подтвердил предположение, что ЛМС является частично ионизованным газом, а область взаимного торможения солнечного ветра и потока заряженной компоненты (плазменной компоненты) газа локальной межзвездной среды является своеобразным «фильтром» для проникновения атомов водорода в Солнечную систему в результате на замедляющихся солнечным ветром протонах межзвездной среды (Н⁺ + Н = Н + Н⁺). Такой процесс обмена зарядами для атомов водорода гораздо более эффективен, чем для атомов гелия, чем и объясняется увеличение отношения nHe/nH в Солнечной системе по сравнению с его значением в межзвездной среде, а также «нечувствительность» скорости гелия к эффекту «фильтра».

Современная качественная картина взаимодействия солнечного ветра и ЛМС с образованием «фильтра» представлена на рис. 2. Плазменная компонента ЛМС и солнечный ветер разделены гелиопаузой (НР), которая в гидродинамическом приближении является так называемым тангенциальным разрывом, на котором нормальная компонента скорости равна нулю, а касательная компонента терпит разрыв. При этом статические давления плазменной компоненты межзвездной среды и солнечного ветра на НР равны. Согласно модели сверхзвукового обтекания солнечного ветра потоком плазменной компоненты ЛМС образуются две ударные волны, при переходе через одну из ни (BS, головная ударная волна, рис. 2) тормозится сверхзвуковой поток межзвездного газа, а при переходе через другую (TS, рис. 2) тормозится солнечный ветер. Область между BS и НР является наиболее эффективным «фильтром», где и происходит перезарядка атомов Н из ЛМС на заторможенных на BS протонах. При этом движение атомов водорода и гелия нельзя описывать в рамках гидродинамического приближения. Проникающие в Солнечную систему атомы детектируются при рассмотрении рассеянного солнечного излучения, при этом параметры атомов Н изменяются при прохождении «фильтра».

До середины 1980-х для интерпретации экспериментальных данных по рассеянному солнечному излучению привлекали так называемую «горячую» модель, согласно которой атомы водорода и гелия проникают из ЛМС в Солнечную систему под действием сил солнечного притяжения и радиационного отталкивания, и при этом количество их уменьшается вследствие перезарядки с протонами солнечного ветра и фотоионизации солнечным излучением. Полностью игнорировался тот факт, что в потоке газа ЛМС присутствует заряженная (плазменная), т.е не учитывалось образование области между BS и TS. Сейчас качественная картина, представленная на рис. 2, общепринята для интерпретации экспериментальных данных, получаемых на космических аппаратах, а интерпретация рассеянного солнечного излучения на длине волны 1216 ангстрем дает значение параметров Н не в ЛМС, как при использовании «горячей» модели, а в области внутри TS, т.е. после прохождения области «фильтра».

Вклад в исследование параметров ЛМС внесли измерения на космическом аппарате «Улисс», запущенном Европейским космическим агентством в октябре 1990. Его характерная особенность – это единственный КА, вращающийся вокруг Солнца перпендикулярно плоскости эклиптики. На «Улиссе» были проведены прямые измерения параметров гелия и косвенные измерения параметров Н (по параметрам так называемых «захваченных» солнечным ветром протонов, образовавшихся в результате перезарядки атомов Н из ЛМС на протонах солнечного ветра). Эти измерения, проведенные на расстоянии в астрономических единиц (1 а.е. равна расстоянию от Земли до Солнца) от Солнца, показали существенную разницу значений температуры и средней скорости атомов Не и Н, а также увеличенное отношение их концентраций по сравнению с их содержанием в космосе, что подтверждало результаты измерений рассеянного солнечного излучения. В частности, скорость атомов гелия оказалась равной ~ 25 км/сек, а атомов водорода ~ 20 км/сек, это еще одно свидетельство существования области «фильтра» (рис. 2).

Появилась необходимость независимого измерения параметров газа ЛМС. Эти измерения вместе с измерениями параметров атомов, проникших из ЛМС в Солнечную систему, позволили бы определить роль структуры взаимодействия плазменной компоненты ЛМС с солнечным ветром (рис. 2). Кроме атомов Н и Не из межзвездной среды в Солнечную систему проникают и другие элементы, среди которых легче всего обнаружить атомы кислорода. Кислород, как и водород и гелий, можно изучать на основе интерпретации рассеянного солнечного излучения. Оценки показывают, что роль области «фильтра» существенна и для атомов О.

Наблюдения локального межзвездного облака.

Революция в представлениях о локальной межзвездной среде, непосредственно влияющей на характеристики гелиосферы, определяемой как область внутри гелиопаузы (рис. 2), произошла после опубликования результатов классических астрономических наблюдений, проведенных французскими учеными Р.Лаллемен и П.Бертин (1992). С высоким для наземных наблюдений разрешением они исследовали спектры ближайших к Солнцу звезд в линии СаII при помощи 1,52-м телескопа. Оказалось, что наше Солнце находится внутри одного из так называемых диффузных облаков (так называемое локальное межзвездное облако, Local Interstellar Cloud, LIC). При этом было показано, что это облако движется относительно Солнца со скоростью 25–26 км/сек и направление этого движения совпадает с измеренным по рассеянному солнечному излучению.

Основной принцип определения скорости LIC.

На рис. 3 схематично изображены гелиосфера, погруженная в LIC, и три ближайшие к Солнцу звезды, которые могут находиться внутри других движущихся диффузионных облаков. Локальный газ, окружающий Солнце, изучается по линиям поглощения в спектрах этих звезд при прохождении их излучения через диффузные облака. Поскольку эти облака движутся с различными скоростями, то линии поглощения, соответствующие излучению данной звезды, будут иметь различные доплеровские смещения. Таким образом, на пути к ближайшей звезде число линий поглощения будет равно (к + 1), а именно сумме внешних облаков плюс наше локальное облако. Если LIC движется со скоростью V_LIC, то доплеровский сдвиг его линии поглощения по направлению к данной звезде есть проекция вектора скорости на это направление (на луч зрения). Зная проекции вектора скорости V_LICна три таких направления, можно восстановить сам вектор.

Пусть, например, в декартовой системе координат Oxyz с началом в точке наблюдения О (почти совпадающей с Солнцем) вектор еi (i = 1,2,3) – единичный вектор в направлении на данную звезду (рис. 3), а V_i – проекции вектора VLIC на эти направления. Тогда для определения компонент (u, v, w) скорости LIC в этой системе координат можно записать систему алгебраических уравнений:

Здесь (e_i, x), (ei, y) и (ei, z) – углы единичного вектора ei с координатными осями Ox, Oy и Oz, соответственно. Из этих уравнений определяются компоненты вектора VLIC, если известны доплеровские сдвиги V_i (i = 1,2,3) в газе LIC по направлению к каждой из трех звезд (рис. 3), т.е. если известны правые части выписанных уравнений и углы между направлениями на звезды и осями координат.

В последнее время более точные измерения спектров поглощения в ультрафиолетовой линии (линии поглощения FeII и MgII), проведенные на космическом аппарате «Хаббл Спейс Телескоп» (Hubble Space Telescope, HST), подтвердили основные выводы, полученные европейскими астрономами. Более точные измерения скорости LIC привели к значению VLIC = 25,6 км/сек, а оценка температуры газа облака соответствовала величине ТLIC = 6700K, что с большой степенью точности совпало с прямыми измерениями скорости и температуры гелия в Солнечной системе с помощью аппарата «Улисс» (Ulysses).

Таким образом, независимыми астрономическими наблюдениями и прямыми измерениями параметров гелия аппаратом «Улисс» были подтверждены ранее полученные при помощи измерений рассеянного солнечного излучения выводы о движении межзвездного газа относительно Солнечной системы. Однако астрономические наблюдения показали, что причиной такого движения является движение LIC относительно погруженного в него Солнца. Уменьшенная же скорость атомов водорода (по сравнению с атомами гелия) в Солнечной системе и их большая температура легко объясняются процессами перезарядки на границе гелиосферы, о чем упоминалось выше.

Диффузные облака размерами в несколько парсек представляют собой довольно холодные (с температурой от 5·10³К до 10⁴К) и плотные (концентрация числа частиц в них от 0,05 до 05см^–3) образования, которые находятся внутри очень горячего локального пузыря (Т ~ 10⁶К) с низкой числовой плотностью частиц (~ 0,005см^–3). Поперечный размер пузыря равен примерно 80 парсек. Локальный пузырь, по утверждению некоторых астрономов, достался нам в наследство от взрыва сверхновой звезды примерно миллиард лет тому назад.

Сейчас нет сомнений, что наиболее распространенным элементом не только во всем космическом пространстве, но и в ЛМС, является атомарный водород, за которым следуют гелий, кислород, углерод и другие элементы. Хотя и в малых количествах, но даже органические соединения обнаруживаются в межзвездной среде при изучении спектров звезд. И все эти нейтральные частицы, вследствие движения LIC относительно Солнца, проникают в Солнечную систему через структуру плазменной компоненты (рис. 2), в той или иной степени взаимодействуя с ней.

Косвенное определение плохо измеряемых параметров в локальном межзвездном облаке.

Для теоретического определения структуры течения, возникающего при взаимодействии ЛМС с солнечным ветром, для предсказания гелиоцентрического расстояния до поверхностей BS, HS, TS и для определения их геометрической формы (рис. 2) важно знать среднюю скорость ЛМС относительно Солнца, ее температуру, концентрацию атомов водорода nHҐ и степень ионизации (или концентрацию электронов n_eҐ ≈ n_pҐ, равную концентрации протонов). И если скорость и температура определяются с определенной степенью точности методами исследования спектров поглощения излучения ближайших звезд, измерениями рассеянного солнечного излучения и прямыми измерениями параметров гелия и «захваченных» протонов на аппарате «Улисс», то такие параметры как концентрация электронов или межзвездное магнитное поле в ЛМС являются плохо определяемыми величинами.

В частности, можно сказать, что ни величина, ни направление магнитного поля в ЛМС на сегодня неизвестны, а концентрация атомов водорода n_HҐ определяется с недостаточной степенью точности. Плохое знание степени ионизации в ЛМС приводит, в частности, к неопределенности в оценке эффективности «фильтра» (области между BS и НР, рис. 2), ответственного за проникновение некоторых элементов из ЛМС в Солнечную систему.

Например, одним из основных методов определения концентрации электронов n_eҐ в межзвездной среде является метод пульсарных измерений. Этим методом концентрация электронов определяется по измерению меры дисперсии пульсарных радиосигналов (по запаздыванию импульсов излучения на низких частотах по сравнению с высокочастотными), однако этот метод дает величину n_eҐ, осредненную по расстоянию в 100 парсек и более, что не может считаться надежным для ЛМС. Осредненная не только по расстояниям, но и по различным пульсарам средняя величина концентрации электронов оказалась равной n_eҐ ≈ 0,04см^–3. Однако в последнее время наземный анализ некоторых оптических эмиссионных линий и интерпретация линий поглощения нейтральных атомов магния, детектированных прибором, установленном на космическом аппарате HST, приводят к оценке n_eҐ і 0,1см^–3. Сейчас считается весьма вероятным, хотя и с большой погрешностью, что степень ионизации водорода в ЛМС может достигать величины порядка 50%.

Косвенный метод определения плохо измеряемых параметров в ЛМС состоит в использовании сравнительно надежных измерений, например, путем прямых измерений параметров гелия на аппарате «Улисс» (и параметров водорода в ЛМС, поскольку гелий нечувствителен к области «фильтра») или путем изучения спектров поглощения излучения от ближайших звезд, в теоретических моделях, где плохо измеряемый параметр является свободно варьируемым, а надежно измеряемые параметры фиксируются. Если при некотором значении варьируемого параметра, например, n_eҐ в ЛМС, результаты экспериментов, проводимых в Солнечной системе при помощи космических аппаратов (исследования по рассеянному солнечному излучению), совпадают с результатами теории, то можно говорить, что такая концентрация электронов в ЛМС наиболее вероятна. Сейчас такие расчеты были проведены на основе современной модели. Было показано, что наиболее приемлемые концентрации электронов (протонов) в ЛМС лежат в пределах 0,07–0,2см^–3 (при n_HҐ ≈ 0,2см^–3).

Плохо обстоят дела с измерением величины и направления магнитного поля в ЛМС. Получаемые по расщеплению спектральных линий под действием магнитного поля на излучающее вещество (эффект Зеемана) характеристики магнитного поля очень приблизительны и могут быть распространены, в основном, на масштабы, сравнимые с масштабом Галактики. Для ЛМС такие измерения недостоверны. Можно считать, что направление вектора индукции магнитного поля ВҐ вблизи Солнечной системы в сейчас неизвестно, а грубые оценки его величины дают примерно 10^–6 Гс.

Таким образом: основании изложенного выше можно сделать следующие выводы:

солнечная система погружена в локальное межзвездное облако (LIC) размером в несколько парсек, которое движется относительно Солнца со средней скоростью порядка 26 км/сек и температурой примерно 7000К. Этот поток является сверхзвуковым, это делает актуальной теоретическую модель сверхзвукового обтекания солнечного ветра локальной межзвездной средой с учетом частичной ионизации, важными параметрами ЛМС для оценки размеров и структуры гелиосферы (области, заполненной газом солнечного происхождения или внутренней области, ограниченной гелиопаузой НР, рис. 2) являются концентрации атомов водорода n_HҐ и электронов n_eҐ (или равной ей концентрации протонов). Хотя измерения этих величин в методически затруднены, их оценка дает наиболее вероятные на сегодня величины n_HҐ ~ 0,2 см^–3 и 0,07 Ј n_eҐ Ј 0,2см^–3, ни величина, ни направление магнитного поля в ЛМС пока практически неизвестны, хотя оценка величины поля дает значение порядка 10^–6Гс.

Владимир Баранов