Астронет > Газодинамическое взаимодействие кометных атмосфер с солнечным ветром

по текстам по ключевым словам в глоссарии по сайтам перевод по каталогу

Газодинамическое взаимодействие кометных атмосфер с солнечным ветром

В.Б.БАРАНОВ

Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова

Cтатья посвящена изложению современного представления о газодинамическом взаимодействии солнечного ветра с кометными атмосферами. Результаты предсказаний газодинамических моделей сравниваются с экспериментальными данными, полученными на космических аппаратах, которые были запущены для исследования кометы Галлея в марте 1986 года.

Введение

На фреске известного итальянского художника Джотто ди Бондоне "Поклонение волхвов" (1303) можно увидеть изображенную на небе хвостатую комету (рис. 1).

Рис. 1. Изображение хвостатой кометы (предположительно кометы Галлея) на фреске знаменитого итальянского художника Джотто "Поклонение волхвов" (1303)

Некоторые современные ученые уверены, что Джотто изобразил очередное прохождение вблизи Земли в 1301 году довольно активной кометы, названной кометой Галлея в честь английского астронома Эдмунда Галлея (1656-1742), вычислившего 76-летний период ее вращения вокруг Солнца и предсказавшего ее очередное появление вблизи Земли в 1758 году. Из картин художников можно получить визуальные исторические доказательства появления комет вблизи орбиты Земли в те далекие времена, когда еще не существовало ни спектрофотометрических исследований при помощи наземных телескопов, ни тем более исследований при помощи космических аппаратов. Вывод космических аппаратов за пределы земной атмосферы позволил ученым проводить не только дистанционные спектрофотометрические исследования комет во всем диапазоне волновых частот, но и прямые измерения физических параметров вблизи их поверхности. Интересно, что именно комета Галлея оказалась первой кометой, которая была исследована в марте 1986 года при помощи запущенных к ней космических аппаратов "Джотто" (Европейское космическое агентство), "Вега-1" и "Вега-2" (СССР), "Суиссеи" и "Сакигаке" (Япония). Вблизи орбиты Земли, то есть на расстоянии около 1 а.е. (астрономическая единица, или расстояние от Земли до Солнца), яркие кометы обычно состоят из трех частей: прекрасно видимого гигантского хвоста, очень маленького размера (по сравнению с хвостом) и невидимого ядра и светящейся атмосферы, окружающей ядро и называемой комой кометы. Кома вместе с ядром обычно называется головой кометы. Несмотря на относительно малые размеры, ядро является главной частью кометы. Кома и хвост образуются как следствие истечения вещества из ядра кометы.

Если взглянуть в телескоп на только что появившуюся комету, находящуюся на расстоянии от Солнца в 3-5 а.е. и более, то можно увидеть бледную, едва светящуюся шарообразную туманность. По мере приближения к Солнцу атмосфера кометы становится все более и более активной, увеличиваясь в размерах и по яркости, изменяя форму от шаровой к овальной. Постепенно в антисолнечном направлении развивается и ее хвост.

По атмосферной активности кометы отличаются друг от друга. Многие кометы, ядра которых богаты летучими веществами, такими, как CO₂ и CO, начинают проявлять активность уже на расстоянии от Солнца d $\cong$ 3 а.е. Кометы, вещество которых состоит в основном из молекул воды (H₂O), проявляют значительную активность только при d $\leq$ а.е. Природа же взаимодействия атмосфер комет со сверхзвуковыми потоками плазмы от Солнца (с солнечным ветром) в сильной степени зависит от этой активности, которая, в свою очередь, определяется расстоянием кометы от Солнца и составом кометного ядра. Расчеты показали, что атмосфера кометы, ядро которой радиусом R_n = 1 км состоит в основном из H₂O, практически не является препятствием для течения солнечного ветра при d $\geq$ 4 а.е. Поток плазмы солнечного ветра беспрепятственно падает в этом случае на поверхность кометного ядра. Когда же такая комета находится на расстоянии d = 1 а.е. от Солнца, то в ней как результат сублимации вещества с ее поверхности и последующего его расширения развивается настолько мощная атмосфера, что она становится существенным препятствием для течения солнечного ветра. В этом случае солнечный ветер чувствует кометную атмосферу на расстоянии, которое на 5-6 порядков величины и более может превосходить размер самого ядра кометы.

В статье раздел 1 посвящен модельному представлению о поверхности кометного ядра как источнике газодинамического истечения родительских молекул, в разделе 2 описываются физические процессы, которые происходят в потоке кометного газа, а в разделе 3 приводится одна из математических моделей такого течения. Качественная картина газодинамического обтекания атмосфер комет солнечным ветром и некоторые количественные результаты расчета осесимметричной модели, в разработку которой автор статьи внес существенный вклад [1-4], изложены в разделе 4.

Надо заметить, что структуру течения, возникающего при обтекании комет солнечным ветром, практически невозможно исследовать наземными приборами. Это можно было сделать только при помощи установленных на космических аппаратах приборов, проводивших прямые измерения вблизи комет. Именно поэтому в разделе 5 проводится сравнение некоторых результатов экспериментальных исследований обтекания кометы Галлея солнечным ветром, полученных при помощи космических аппаратов в марте 1986 года, с предсказаниями теории.

1. Поверхность кометного ядра как источник газового потока

О взаимодействии солнечного ветра с кометами можно говорить только тогда, когда комета имеет довольно протяженную и плотную атмосферу. В этом случае атмосфера должна непрерывно расширяться в окружающий межпланетный газ очень низкого давления, поскольку маленькое кометное ядро имеет пренебрежимо малую гравитацию и не может удерживать свою атмосферу в равновесии. Основной причиной возникновения атмосферы является испарение твердого вещества, из которого состоит ядро, вследствие его прогревания солнечным излучением. При этом испарение происходит прямо из твердого состояния без перехода в жидкую фазу (возгонка).

Поскольку кометное ядро почти невидимо при помощи астрономических приборов, то важным представляется построение его теоретических моделей. В настоящее время считается, что ядро - это конгломерат каменистых частиц и замороженной летучей компоненты (это могут быть молекулы CO₂ , H₂O, CH₄ и т.п.). В ядре ледяные слои из замороженных газов чередуются с пылевыми слоями. По мере прогревания солнечным излучением газы (типа испаряющегося "сухого" льда) истекают наружу (в окружающий комету вакуум), увлекая за собой облака пыли. В результате ядро кометы является источником газопылевого потока, вытекающего навстречу солнечному ветру. Рассмотрим сначала количественную модель истечения потока вещества с поверхности кометы.

Если считать, что процесс возгонки происходит равновесно, то, как известно из курса физики, справедливо уравнение Клапейрона-Клаузиуса

$n_s = n_0 \frac{T_0}{T_s}\exp\left[\frac{L}{kN_A}\left(\frac{1}{T_0}-\frac{1}{T_s}\right)\right]\,,$

(1)

где n_s - концентрация молекул испаряющегося вещества, T_s - их температура, k - постоянная Больцмана, N_A - число Авогадро, L - скрытая теплота испарения, которая при написании уравнения (1) считается постоянной величиной, а величина n₀kT₀ соответствует давлению пара при T_s = T₀ (в некоторых теоретических моделях для ядер из замерзшего льда H₂O использовались значения n₀ = 1,94 $\cdot$ 10¹⁹ см^-3, T₀ = 373 K, L = 5 $\cdot$ 10¹¹ эрг/моль). Кроме того, на поверхности кометного ядра должно выполняться уравнение баланса энергии, которое при ряде упрощающих предположений, и в частности в предположениях сферически-симметричного ядра и равномерном его нагреве (равномерный нагрев поверхности возможен при достаточно быстром вращении кометного ядра), будет иметь вид

$\frac{1-A_s}{d^2}J=\epsilon_{s}\sigma T^{4}_{s}+\frac{L}{N_A}n_{s}V_{s}\,,$

(2)

В уравнении (2) $A_s$ - болометрическое альбедо, характеризующее способность поверхности отражать падающее на нее излучение, $d$ - расстояние от кометы до Солнца (в а.е.), $J$ - солнечная постоянная, $\epsilon_s$ - излучательная способность поверхности ядра в инфракрасном диапазоне частот, $\sigma$ - постоянная Стефана-Больцмана, $V_s$ - скорость истечения молекул с поверхности ядра в результате процесса возгонки. Физический смысл уравнения (2) заключается в балансе поглощаемой кометным ядром энергии падающего солнечного излучения (левая часть) и энергии, отдаваемой ядром (первый член справа соответствует энергии электромагнитного излучения с поверхности нагретого ядра, а второй член - энергии покидающих ядро молекул). Система уравнений (1) и (2) не является замкнутой для определения трех неизвестных величин $n_s$ , $V_s$ , $T_s$ . Поэтому в литературе часто используется дополнительное предположение, что скорость истечения молекул равна скорости звука для ядер комет с малым содержанием пыли, то есть

$V_s=\sqrt{\frac{\gamma kT_s}{m_c}\,}, \qquad \gamma = \frac{c_p}{c_{\upsilon}}\,,$

(3)

где $c_p$ и $c_{\upsilon}$ - удельные теплоемкости при постоянном давлении и объеме соответственно, а $m_s$ - масса испарившейся молекулы. Для комет с большим содержанием пыли часто принимается соотношение типа соотношения (3), но с коэффициентом M_s < 1, который характеризует отношение скорости газа к скорости звука - так называемое число Маха.

Результат решения системы уравнений (1)-(3) при $A_s$ = 0,63, $\epsilon_s$ = 0,37 и $\gamma$ = 5/4 представлен на рис. 2 (см. [5]), где $n_s$ , $V_s$ и $T_s$ даны как функции расстояния от Солнца d. На рис. 2 видно, что с приближением к Солнцу увеличивается как скорость истечения, так и концентрация молекул кометного вещества, то есть увеличивается количество молекул, покидающих поверхность кометного ядра в единицу времени (как увидим в дальнейшем, этот параметр очень важен для проблемы взаимодействия солнечного ветра с кометной атмосферой).

Рис. 2. Концентрация n_s молекул испаряющегося с поверхности кометы вещества, их скорость V_s и температура T_s как функции расстояния d от Солнца

2. Физические процессы в потоке газа, истекающего с поверхности кометного ядра

Изучение спектров излучения кометной комы не позволяет с достаточной степенью точности определить распределение параметров газового потока от кометы как функции расстояния от кометного ядра (скорости, концентрации продуктов распада молекул кометного происхождения, их температуры и т.п.). Даже исследование кометы Галлея в марте 1986 года при помощи космических аппаратов не очень сильно продвинуло понимание характера истечения вещества с поверхности комет, поскольку не удалось приблизиться к ядру кометы на такое близкое расстояние (порядка сотен километров). Знание же этих параметров необходимо для определения характера взаимодействия кометного газа с солнечным ветром. Поэтому построение газодинамических моделей такого течения является важной задачей.

Подавляющее большинство моделей исходит из предположения о сферически-симметричном истечении кометного газа в вакуум. При этом решение уравнений газовой динамики допускает либо всюду сверхзвуковое течение, либо всюду дозвуковое, если наличие пыли не является существенным. В присутствии же пылевой компоненты, как показал американский аэродинамик Пробстейн, возможен переход от дозвукового истечения с поверхности ядра к сверхзвуковому течению вдали от нее. Поэтому почти во всех моделях последнего времени скорость $V_s$ на поверхности ядра задается сверхзвуковой в соответствии с уравнением (3). Этому предположению способствовало еще и то, что для кометы Галлея расход пыли достаточно мал, чтобы повлиять на газодинамическое течение. Для расчета течения газа от источника, которым является кометное ядро, требуется знание прежде всего химического состава истекающего газа и происходящих в потоке химических реакций, главными из которых являются процессы фотодиссоциации и фотоионизации кометных молекул солнечной радиацией. Если, например, кометное ядро представляет собой в основном лед H₂O, то в результате химических реакций в потоке образуется одиннадцать главных компонент: H₂O, OH, H, O, H₂ , O₂ , H₃O⁺, H₂O⁺, OH⁺, O⁺ и H⁺. Учет 27 возможных реакций при решении газодинамических дифференциальных уравнений для условий нахождения кометы на 1 а.е. от Солнца (см. рис. 2) приводит к распределению концентраций всех компонент, изображенному на рис. 3a, б (рисунки взяты из [6]).

Рис. 3. Теоретические значения концентраций всех атомов и молекул (а) и их ионов (б), образованных из родительских молекул воды в результате химических реакций, как функции расстояния r от кометного ядра

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 пылевой компоненты и для сверхзвукового истечения газа из кометного ядра. Надо сказать, что наблюдения комет указывают на бЧльшую 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.

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 n_n (это могут быть молекулы H₂O или CO₂ , характеризующие состав данного кометного ядра) и ионов с концентрацией n_i (как видно на рис. 3, это могут быть ионы H₃O⁺). Скорость радиального расширения соответствующих газов будем обозначать $V_n$ и $V_i$ . Тогда при предположении о сферической симметрии течения (см. раздел 1) и некоторых других дополнительных предположениях (в частности, при предположении