О ВЛИЯНИИ ЭФФЕКТОВ ГРАНИЦЫ ГЕЛИОСФЕРЫ НА ПАРАМЕТРЫ РАССЕЯННОГО СОЛНЕЧНОГО ЛАЙМАН- АЛЬФА ИЗЛУЧЕНИЯ Катушкина Ольга, Измоденов В.В., Алексашов Д.Б., Малама Ю.Г. 6-ая конференция "Физика плазмы в солнечной системе"

Где находится граница гелиосферы? Процесс перезарядки: H + H + = H + + H -основной процесс взаимодействия плазменной и нейтральной компонент Межзвездные атомы водорода: Основная компонента межзвездной среды; Имеют длину свободного пробега сопоставимую с характерным размером гелиосферного ударного слоя; Проникают внутрь гелиосферы через область гелиосферного ударного слоя; Измеряются на космических аппаратах внутри гелиосферы внутри гелиосферы атомы H являются основным источником информации о межзвездной среде и о границе гелиосферы; Рис. Качественная картина гелиосферного ударного слоя Граница гелиосферы - гелиопауза

Физические процессы, действующие на атомы H : Перезарядка на протонах солнечного ветра Фотоионизация Ионизация электронным ударом Гравитационное притяжение к Солнцу (Fg) Радиационное давление (F rad ) r E = 1 а.е. Моделирование распределения атомов водорода в гелиосфере На расстоянии 90 а.е. от Солнца задается граничное условие для функции распределения атомов с учетом эффектов, происходящих на границе гелиосферы. При этом используются результаты глобальной модели (Baranov, Malama 1993)

В данной работе для простоты был рассмотрен оптически-тонкий случай среды в линии Лайман-альфа. При данном предположении учитывается только однократное рассеяние фотонов. Солнечное Лайман-альфа излучение - - поток Лайман-альфа фотонов на орбите Земли = нм – длина волны в центре линии Солнце – точечный источник Ly- излучения Основная идея: данные по рассеянному Лайман-альфа излучению – это огромный источник информации о не только о свойствах межзвездной среды, но также о структуре и свойствах границы гелиосферы

Вычисление спектра рассеянного излучения Уравнение переноса излучения: - индикатрисса рассеяния - атомный коэффициент излучения -поток солнечных Ly- фотонов - концентрация атомов водорода В случае оптически тонкой среды (без учета многократного рассеяния), имеем: угол рассеяния -дифференциальное сечение рассеяния, пропорциональное функции распределения атомов водорода по скоростям

Экспериментальный минимум «видимой температуры» Ly-, обнаруженный на SOHO/SWAN - ширина линии спектра рассеянного излучения (или видимая температура) Эксперимент (Quemerais et al. 2006) Результаты наших расчетов T los (K) угол, определяющий направление луча зрения наблюдателя

Объяснение существования минимума в эксперименте (Costa et al. 1999, Quemerais et al. 2006) Основная причина – присутствие двух сортов межзвездных атомов водорода с разными средними скоростями навстречу набегающему потоку перпендикулярно набегающему потоку проекции функции распределения атомов по скоростям на направление луча зрения: первичные и вторичные межзвездные атомы w r, км/c f f

Почему предложенное объяснение не работает для нашей модели? Присутствует сильная анизотропия кинетической температуры вторичных межзвездных атомов (Tx>Tz) Поэтому радиальная температура атомов на 90 а.е. в модели имеет максимум на 90 o (т.к. при этом Tr=Tx, а при =0 Tr=Tz и Tx>Tz) Таким образом минимум T los, вызванный двумя сортами атомов, в нашей модели компенсируется максимумом радиальной температуры атомов на внешней границе. Tr, (K) Из-за изменения параметров атомов при прохождении ими области гелиосферного ударного слоя

Что мы можем изменить в модели, чтобы получить экспериментальный минимум? 1.Локальные эффекты, существенные вблизи Солнца: нестационарные эффекты гелиоширотная анизотропия 2.Вид функции распределения атомов на внешней границе многокомпонентный характер плазменной компоненты (учет захваченных протонов) (Malama et al. 2006, Izmodenov et al. 2009) межзвездное магнитное поле (Izmodenov et al. 2005) расчеты показали, что локальные эффекты не приводят к образованию требуемого минимума

Влияние многокомпонентного характера плазмы Исходная модель без учета многокомпонентности модель с учетом многокомпонентности (Malama et al. 2006) Учет захваченных протонов в виде отдельной компоненты приводит к: 1.Общему уменьшению температуры атомов и ширины линии Ly- излучения 2. Появлению минимума «видимой температуры» Ly- на 60 T los (K)

Влияние межзвездного магнитного поля – angle between V LISM and B LISM B=4.4 mG, = 20 o = 0 o = 90 o = 180 o T los (K) Влияние межзвездного магнитного поля на «видимую температуру» Ly- оказалось очень существенным. Это означает, что данные по Ly-a излучению могут служить для диагностики величины и направления межзвездного магнитного поля. С учетом магнитного поля задача становится трехмерной

Заключение Было показано, что поведение «видимой температуры» рассеянного Ly- излучения сильно зависит от кинетических свойств распределения атомов водорода после прохождения ими области гелиосферного ударного слоя Это означает, что многочисленные экспериментальные данные по Ly- излучению можно использовать для определения свойств границы гелиосферы Для объяснения обнаруженного экспериментально минимума «видимой температуры» Ly- нам необходимо учитывать в модели многокомпонентный характер плазмы, а также межзвездное магнитное поле

Спасибо за внимание!