ударные волны: in-situ измерения в околоземном космосе Петрукович А. А. ИКИ РАН применение опыта изучения околоземной плазмы к ударным волнам в скоплениях галактик

околоземная ударная волна плотность 5 см -3 температура электронов 10 эВ температура ионов 10 эВ магнитное поле 5 нТл 50 мкГс скорость км/с ~ 1 гирорадиус ионов ~10 6 м имеем за 40 лет наблюдений тысячи пересечений … профили магнитного поля, волны от МГД до плазменной частоты, функции распределения ионов и электронов, электрическое поле

горячая плазма в скоплениях галактик плотность ~10 -3 cм -3 ~100 ?? температура электронов ~10 кэВ скорости км/с температура ионов ?? магнитное поле ~ 1 мкГс ?? механизмы нагрева электронов ? наблюдаем только излучение электронов в интервале температур. Markevitch et al 2005

нагрев электронов на ударной волне Главная проблема: выделить механизм бесстолкновительной диссипации энергии набегающего потока. Общей теории не существует. В простейшем адиабатическом (МГД) случае – Энергия торможения уходит в нагрев ионов T i ~ V i 2 увеличение температуры электронов равно скачку магнитного поля. T ed /T eu ~ B d /B u < 4 В плазме без магнитного поля на (электростатической) УВ торможение потока ионов и нагрев электронов на величину энергии, теряемой ионами, через ионно-звуковые волны. Сагдеев, 1964, Tidman, 1967 Ионно-звуковые колебания на околоземной УВ имеют слишком малую амплитуду. Потенциально подходит для плазмы скоплений. Малое магнитное поле – почти электростатическая УВ ? T e >T i ??

квазиперпендикулярная волна Bale et al 2005 угол между магнитным полем и нормалью более 45 градусов наиболее эффективна в смысле диссипации энергии Плотность, см -3 км upstream downstream

квазиперпендикулярная волна магнитное поле (рамп) электрическое поле (изомагнитный скачок) Balikhin et al 2002 Теория: Галеев, 1988 В проектах Прогноз-8,10: Вайсберг и др. 1982, 1983 диссипация происходит на узком скачке электрического поля в рампе (вистлеровская нелинейная волна) c/ pe c/ pi

нагрев электронов на квазиперпендикулярной волне Для ~1 масштаб c/ pe порядка электронного гирорадиуса R сe электрон частично размагничивается Balikhin, Gedalin, Petrukovich, 1993 здесь T d -T u ~ V u 2 -V d 2 ) подходит для плазмы в скоплениях при перепаде скорости км/с высота потенциала кВ = ( R сe / c/ pe ) 2 большой гирорадиус делает ускорение более эффективным Td/Tad Schwartz et al 1988 Vu/Vte эксперимент модель для ~1

квазипараллельная волна ионы могут уходить от фронта вдоль магнитного поля – размытая структура >>c/ pi диссипация происходит на субструктурах магнитного поля (shocklet) локально реализуется квазиперпендикулярный режим Burgess et al часа 2 минуты V, км/с B, нТ

ударная волна с большим Редко наблюдается (менее 1%) характерен рост магнитных колебаний во фронте создается область с малым бета - включается эффективная диссипация на скачке магнитного поля В двух-трех опубликованных примерах увеличение температуры электронов соответствовало соотношениям РГ Farris et al, 1992

УВ и переходная область обтекание в МГД приближении линии потокаизолинии плотностимагнитное поле

за фронтом - существенные вариации Zastenker et al, 2002,2005

солнечный ветер магнитное поле за ударной волной ~ 30 за ударной волной 6 часов |B| ~ 4-6 нТл |B| ~ 2 нТл 6 минут

cамоорганизация плазмы с большим плазменный слой хвоста магнитосферы T i ~10 кэВ, T e ~1кэВ, N ~0.1-1 см -3 B ~ 1-10 нТл, > 10

топологический подходЗеленый, Милованов, 1994, 2004 cамоорганизация плазмы с большим движение частиц генерирует магнитное поле и согласовано с ним ApJ: Schekochihin et al, 2005, Medvedev et al 2006 самосогласованная неравновесная система «частицы-токи-поле», «забывшая» о своем происхождении от конкретной неустойчивости нелинейная стадия развития Фрактальный спектр на масштабах от R ci до L (диаметр хвоста) - включение неустойчивостей хвоста как целого главную роль играют частицы с большим гирорадиусом - ионы в скоплениях - космические лучи ???

Мезо: часть (плоская) фронта УВ в простой геометрии плазменный объект от микро и макро к мега масштабам Микро: внутренняя структура фронта кинетика частиц c/ pe, R ce Макро: реальная геометрия есть общая структура сотни R ci геофизический объект Мега! размеры на много порядков больше любых плазменных масштабов нет общей структуры полей и источников плазмы главная проблема переноса околоземных наблюдений на плазму скоплений галактик

проблемы перехода к МЕГА 1. Плазменные неустойчивости в пределах больших длин волн, амплитуд. обычно рассматривают быстрорастущие коротковолновые моды. 2. Связность и причинность для плазменных объектов. 3. Учет диссипативных эффектов (вязкости и пр.) на больших масштабах. 4. Усреднение локальных плазменных процессов и их вклад в глобальную динамику. гирорадиус увеличивается в 10 3 раз масштаб системы - в раз

Нет однородного магнитного поля на всех масштабах начиная с м для наблюдателя-астрофизика фронты - это комбинация «микроскопических» областей с различными параметрами на границе нужна вводить некоторую усредненную характеристику условий на разрывах обтекание на мега масштабах

выводы Возможен нагрев электронов больше чем на адиабатическое отношение несколько механизмов непосредственно на ударной волне. - единой теории не существует Требуется грамотный переход к мега масштабам - как устроена плазменная среда? вероятно отсутствие на всех масштабах регулярной структуры магнитного поля Для перехода к более надежным оценкам необходимо больше экспериментальных данных. Доля космических лучей что-нибудь о ионах Магнитное поле Вклад электронов за пределами наблюдаемого Х-диапазона