Исследователи из Института космических исследований РАН, НИУ ВШЭ и Бостонского университета усовершенствовали глобальную модель гелиосферы, добавив в нее механизм диссипации магнитной энергии. Это позволило лучше согласовать результаты моделирования с измерениями космических аппаратов «Вояджер-1» и «Вояджер-2» (NASA).
Схема гелиосферы с обозначением условных границ. Сокращение а.е. — астрономическая единица, среднее расстояние от Земли до Солнца, равное приблизительно 150 млн км. Расстояния указаны по данным измерений «Вояджера-1» и «Вояджера-2». Рисунок: ИКИ РАН
Солнце непрерывно «выдувает» поток заряженных частиц — солнечный ветер. Он создает вокруг планет гигантский пузырь — гелиосферу, внутри которого мы живем. 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 межзвездным веществом.
Первую модель взаимодействия солнечного ветра с межзвездной 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 всем 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.
«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 ее складки сжимаются, и противоположно направленные поля оказываются почти вплотную друг к другу. Это считается идеальным условием для магнитного пересоединения, при котором силовые 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. Одни считают поле «одной полярности» и тем самым вовсе запрещают ему диссипировать. Другие учитывают токовый слой, но из-за ограниченного разрешения расчетной сетки поле в нем уменьшается не по физическим причинам, а из-за погрешностей самого расчета. 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, ученые 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 ученые подобрали, сверяя расчеты 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 перестает 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 дает плавный рост — как в данных «Вояджера-2».
Наконец, диссипация смещает границы по сравнению с моделью без нее: 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 расчетная скорость плазмы заметно расходится с измерениями «Вояджера-2».
«В новой модели мы считали, что магнитная энергия рассеивается равномерно по всему гелиосферному ударному слою, а время этого процесса везде одинаково. Это упрощенный 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.
S.D. Korolkov, I.I. Baliukin, M. Opher, The Effect of Magnetic Field Dissipation in the Inner Heliosheath: Reconciling Global Heliosphere Model and Voyager Data, Advances in Space Research. Advances in Space Research. Том 77, Выпуск 6, страницы 7443–7454. DOI: 10.1016/j.asr.2026.01.018.
Источник информации и изображения: пресс-служба ИКИ РАН
