Исследователи из Института космических исследований РАН, НИУ ВШЭ и Бостонского университета усовершенствовали глобальную модель гелиосферы, добавив в неё механизм диссипации магнитной энергии. Это позволило лучше согласовать результаты моделирования с измерениями космических аппаратов «Вояджер-1» и «Вояджер-2» (NASA).
Солнце непрерывно «выдувает» поток заряженных частиц — солнечный ветер. Он создаёт вокруг планет гигантский пузырь, гелиосферу, внутри которого мы живём. Примерно в 80–90 астрономических единицах от Солнца (1 а.е. — расстояние от Земли до Солнца) сверхзвуковой ветер резко тормозится на гелиосферной ударной волне (в английской литературе принят термин termination shock). За ней начинается гелиосферный ударный слой (inner heliosheath) — область сжатой и разогретой плазмы, которая заканчивается гелиопаузой, границей между солнечным и межзвёздным веществом.
Единственные аппараты, побывавшие в этой области, — «Вояджер-1» и «Вояджер-2» (NASA), запущенные в 1977 г. Ударную волну они прошли на расстоянии 94 и 84 а. е. соответственно, а гелиопаузу пересекли в 2012 и 2018 гг. на расстоянии 122 а.е. и 119 а.е. соответственно. Первую модель взаимодействия солнечного ветра с межзвёздной средой в 1970 году предложили сотрудники ИКИ РАН и МГУ им. М.В. Ломоносова В. Б. Баранов, К. В. Краснобаев и А. Г. Куликовский. С тех пор модели совершенствовались по мере появления новых данных.
Однако они не во всём совпадают с наблюдениями «Вояджеров». Магнитное поле Солнца уносится ветром наружу и в ударном слое должно накапливаться перед гелиопаузой. [Классические модели, в которых поле намертво «вморожено» в плазму, предсказывают здесь огромную магнитную «стену» и, как следствие, вытеснение плазмы: плотность перед границей должна резко падать. Приборы же «Вояджеров» показывают другое — спокойный, плавный рост поля и никакого вытеснения.]
Классические модели, в которых поле намертво «вморожено» в плазму, предсказывают здесь огромную магнитную «стену», препятствующую движению плазмы к гелиопаузе. Как следствие, концентрация плазмы вблизи гелиопаузы должна резко падать — происходит магнитное вытеснение плазмы. Приборы же «Вояджеров» показывают другое — спокойный, плавный рост поля и никакого вытеснения.
Одна из причин расхождения — в устройстве самого поля. Магнитное поле Солнца имеет два направления (две полярности), а разделяет их гелиосферный токовый слой — гигантская волнистая „юбка балерины“. Во внутреннем ударном слое её складки сжимаются, и противоположно направленные поля оказываются почти вплотную друг к другу. Это считается идеальнымусловиемдля магнитного пересоединения, при которомсиловые линии перестраиваются, а накопленная магнитная энергия переходит в тепло. Так происходит диссипация магнитной энергии, — объясняет Сергей Корольков, научный сотрудник ИКИ РАН.
При этом пересоединение происходит на расстояниях порядка тысяч километров и меньше, а модель должна охватывать сотни астрономических единиц — десятки миллиардов километров. Чтобы совместить такие масштабы в рамках одной модели, нужны гигантские вычислительные мощности. [Поэтому многие модели идут на упрощения: либо считают поле «одной полярности» и тем самым вовсе запрещают ему диссипировать, либо оставляют токовый слой. Но тогда поле искусственно уменьшается из-за ограниченного разрешения расчётной сетки.]
Поэтому многие модели идут на упрощения. Одни считают поле «одной полярности» и тем самым вовсе запрещают ему диссипировать. Другие учитывают токовый слой, но из-за ограниченного разрешения расчётной сетки поле в нём уменьшается не по физическим причинам, а из-за погрешностей самого расчёта. Такая «численная диссипация» не отражает реальный процесс и нередко делает поле у гелиопаузы слишком слабым.
В новом исследовании, опубликованном в журнале Advances in Space Research, учёные выбрали третий путь. В уравнение, описывающем эволюцию магнитного поля, они добавили феноменологическое слагаемое, которое заставляет поле во внутреннем ударном слое медленно затухать с характерным временем τ — примерно как трение гасит колебания. Потерянная магнитная энергия не исчезает, а переходит в тепловую энергию плазмы. Время τ учёные подобрали, сверяя расчёты с данными «Вояджеров». Лучше всего подошло значение около шести лет.
Модель, учитывающая диссипацию поля, лучше воспроизводит тренд изменения магнитного поля вдоль траекторий «Вояджеров».
Во-первых, магнитное поле перестаёт накапливаться. Магнитное давление в ударном слое заметно снижается и по характеру роста становится близким к тому, что измерили магнитометры обоих «Вояджеров».
Во-вторых, плазма больше не вытесняется. Вместо провала плотности перед гелиопаузой модель даёт плавный рост — как в данных «Вояджера-2».
Наконец, диссипация смещает границы по сравнению с моделью без неё: ударная волна отодвигается от Солнца примерно на 5 а. е., а внутренний ударный слой становится тоньше примерно на 3 а. е. Оба изменения приближают модель к наблюдениям.
Однако новый подход пока не решает всех проблем. Модель по-прежнему предсказывает большую толщину ударного слоя, чем следует из наблюдений, а расчётная скорость плазмы заметно расходится с измерениями «Вояджера-2».
Положение гелиопаузы (HP) и гелиосферной ударной волны (TS) в плоскости BV, содержащей направления движения межзвёздного газа (V) и межзвёздного магнитного поля (B). Показаны результаты моделей с разным характерным временем рассеяния магнитной энергии: τ = ∞ — без рассеяния (чёрные линии), τ = 7,07 года (зелёные линии) и τ = 2,36 года (красные линии). Штрихпунктиром обозначены направления на космические аппараты «Вояджер-1» и «Вояджер-2», штриховой линией — направление навстречу потоку межзвёздного газа. Источник изображения: Korolkov S. D., Baliukin I. I., Opher M. The Effect of Magnetic Field Dissipation in the Inner Heliosheath: Reconciling Global Heliosphere Model and Voyager Data. Advances in Space Research, 2026.
В новой модели мы считали, что магнитная энергия рассеивается равномерно по всему гелиосферному ударному слою, а время этого процесса везде одинаково. Это упрощённый подход. В действительности магнитное пересоединение происходит неравномерно. Поэтому в будущем мы планируем учесть расстояние между соседними «складками» гелиосферного токового слоя и добавить в модель физическое изменение топологии магнитного поля вследствие пересоединения. Это поможет точнее описать магнитные процессы, происходящие в этой области, — добавляет Сергей Корольков.
Изображение на обложке: разработано Magnific
Источник: Минобрнауки России
