Ионосфера и магнитосфера. Солнечный ветер и сверхзвуковые течения в магнитном поле Земли

 

Структура и состав ионосферы

Структура ионосферы выглядит приблизительно следующим образом. Нижняя ее часть, простирающаяся от высот ~50—80 км, обычно называют D-слоем. Затем идет E-слой до высот около 130—150 км; верхняя часть ионосферы, расположенная выше 150 км, именуется F-слоем. Причем часто выделяют F1-слой (приблизительно до 300 км) и F2 (слой от 300 км и выше). Слои разделяются по концентрации ионов и электронов, которые в свою очередь определяются различными физическими процессами, приводящими к образованию ионизованного вещества.

Приведем некоторые данные о составе ионосферы. Концентрация нейтралов уменьшается от 1013 частиц/см3 на высоте около 100 км до 105 частиц/см3 на высоте около 1000 км. Концентрация заряженной компоненты (электронов и ионов) в нижних слоях ионосферы изменяется сильно в зависимости от времени года и даже в течение суток. Это связано с изменением потока солнечных квантов, ионизирующих нейтральный газ. На больших высотах концентрация плазмы убывает значительно медленнее, чем концентрация нейтралов. Отношение концентрации плазмы к концентрации нейтралов является важной характеристикой ионосферы и показывает, является ли плазма слабоионизованной или полностью ионизованной. Так вот, в верхних слоях ионосфера является полностью ионизованной.

Температура в ионосфере в среднем растет с высотой от около 300 К на высотах порядка 100 км до 3000 4000 К на высотах около 1000 км и выше.

Относительно высокий уровень шумов и свистов указывает на то, что ионосфера не часто находится в спокойном состоянии. Изучение ее бурлящих, турбулентных свойств — задача весьма сложная. В настоящее время имеются определенные данные о турбулентности ряда ионосферных слоев. Эти материалы получены не только с помощью пассивных измерений, но и в активных плазменных экспериментах.

Магнитосфера дипольна или нет?

В период, предшествовавший нашей, космической эпохе многочисленными наземными измерениями и исследованиями на небольших высотах было показано, что на Земле и в непосредственной близости от нее магнитное поле носит дипольный характер. До того как космическое пространство стали исследовать с помощью ракет и спутников, полагали, что дипольный характер магнитное поле сохраняет и на больших высотах. Соответствующие рисунки показывали студентам и школьникам, помещали их в учебниках. Однако это неправильно. Хотя и тема для отдельной статьи…

Солнечный ветер: его особенности и скорость

Каковы же основные характеристики солнечного ветра, какова его динамика? Скорость солнечного ветра около 300—500 км/с. Такой поток с концентрацией до 10 частиц/см3 распространяется в межпланетной среде, которая находится в состоянии плазмы (плотность межпланетной плазмы 102 см-3, температура T~103 K). Сразу же отметим, что скорость солнечного ветра является весьма большой по сравнению с характерными скоростями распространения возмущений в межпланетной плазме, то есть по сравнению со скоростями магнитогидродинамических волн. Плазму солнечного ветра характеризует высокая проводимость. Это означает, что солнечный ветер способен захватить силовые линии магнитного поля Солнца и «тянуть» их за собой. Если учесть вращение Солнца, то станет понятной картина силовых линий магнитного поля, имеющих вид спиралей Архимеда. Вблизи орбиты Земли силовые линии магнитного поля составляют угол, приблизительно равный 45° по отношению к оси Солнце—Земля.

Сверхзвуковое обтекание Земли и «ударная» волна

Обратимся теперь к сверхзвуковым течениям в плазме. (Здесь роль скорости звука может играть также альфвеновская скорость, определяющая скорость распространения альфвеновских и магнитозвуковых волн). Пусть мы имеем дело с естественной «аэродинамической трубой» — межпланетным пространством. Здесь длина свободного пробега заметно превосходит расстояние Солнце—Земля.

Будет ли в таком случае сверхзвуковое обтекание Земли, а правильнее, магнитного поля Земли, сопровождаться образованием «ударной» волны? Этот вопрос затрагивает общий принципиальный вопрос о том, могут ли в плазме, где столкновения частиц не играют существенной роли, то есть в бесстолкновительной плазме, образовываться ударные волны. Положительный ответ стал возможен в результате работы многих советских и зарубежных физиков; основной вклад принадлежит Р. 3. Сагдееву.

Оставьте комментарий