Куда девается магнитная энергия на краю гелиосферы? Учёные нашли ответ

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 (heliopause), границей между солнечным и межзвёздным веществом.

Первую модель взаимодействия солнечного ветра с межзвёздной средой в 1970 г. 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, в том числе экспериментальных.

Единственные аппараты, побывавшие в этой области, — «Вояджер-1» и «Вояджер-2» (NASA), запущенные в 1977 г. Гелиосферную ударную волну они прошли соответственно на расстоянии 94 и 84 а.е., а гелиопаузу пересекли в 2012 и 2018 гг. на расстоянии 122 и 119 а.е.

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.

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. 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, описывающее 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».