Особенности распределения межзвездной пыли в гелиосфере с учетом нестационарного магнитного поля

Обложка

Цитировать

Полный текст

Открытый доступ Открытый доступ
Доступ закрыт Доступ предоставлен
Доступ закрыт Доступ платный или только для подписчиков

Аннотация

Межзвездная пыль проникает в гелиосферу из-за относительного движения Солнца и Локального межзвездного облака, внутри которого Солнце находится. Основное влияние на динамику пылинок оказывает электромагнитная сила со стороны гелиосферного магнитного поля. Направление действия этой силы зависит от полярности магнитного поля. Полярность же является функцией положения и времени и зависит от ориентации оси солнечного магнитного диполя относительно оси вращения Солнца. Ранее было показано, что для случая, когда ось магнитного диполя совпадает с осью вращения Солнца, возникает ситуация, когда действующая на пылевые частицы электромагнитная сила направлена к плоскости солнечного экватора как в северном, так и южном солнечном полушарии. В результате под действием такой электромагнитной силы распределение межзвездной пыли становится сильно неоднородным и, в частности, образуются тонкие области повышенной концентрации (каустики). Целью настоящей работы является исследование поведения каустик для более реалистичной нестационарной модели, в которой предполагается, что ось магнитного диполя вращается относительно оси вращения Солнца с периодом 22 года, что соответствует 22-летнему циклу солнечной активности. Помимо этого, учитывается вращение оси магнитного диполя в соответствии с вращением Солнца с периодом 25 дней. Для вычисления концентрации пыли применяется лагранжев метод Осипцова. Исследуется форма и эволюция образующихся каустик и обсуждаются физические механизмы, которые их порождают. Показано, что учет нестационарных эффектов приводит к тому, что каустики появляются лишь в определенные фазы солнечного цикла, а потом исчезают.

Полный текст

Доступ закрыт

Об авторах

Е. А. Годенко

Институт космических исследований РАН; Институт проблем механики им. А. Ю. Ишлинского; Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова

Автор, ответственный за переписку.
Email: godenko.egor@yandex.ru
Россия, Москва; Москва; Москва

В. В. Измоденов

Институт космических исследований РАН; Институт проблем механики им. А. Ю. Ишлинского; Московский государственный университет им. М. В. Ломоносова

Email: godenko.egor@yandex.ru
Россия, Москва; Москва; Москва

Список литературы

  1. Baranov V.B., Izmodenov V.V. // Fluid Dynamics. 2006. V. 41. P. 689.
  2. Griin E., Zook H.A., Baguhl M., Balogh A., Bame S.J., Fechtig H., Forsyth R., Hanner M.S., Horanyi M., Kissel J., Lindblad B.-A., Linkert D., Linkert G., Mann I., McDonnell J. A. M., Morfill G.E., Phillips J.L., Polanskey C., Schwehm G., Siddique N., Staubach P., Svestka J., Taylor A. // Nature. 1993. V. 362. P. 428.
  3. Wang S., Li A., Jiang B.W. // The Astrophysical Journal. 2015. V. 811. P. 38.
  4. Altobelli N., Postberg F., Fiege K., Trieloff M., Kimura H., Sterken V.J., Hsu H.W., Hillier J., Khawaja N., Moragas-Klostermeyer G., Blum J., Burton M., Srama R., Kempf S., Grün E. // Science. 2016. V. 352. P. 312.
  5. Godenko E.A., Izmodenov V.V. // Advances in Space Research. 2023. V. 72. P. 5142.
  6. Smith E.J. // Journal of Geophysical Research. 2001. V. 106. P. 15819.
  7. Jokipii J.R., Thomas B. // The Astrophysical Journal. 1981. V. 243. P. 1115.
  8. Hoeksema J.T. // Space Science Reviews. 1995. V. 72. P. 137.
  9. Mishchenko A.V., Godenko E.A., Izmodenov V.V. // MNRAS. 2020. V. 491. P. 2808.
  10. Godenko E.A., Izmodenov V.V. // Astronomy Letters. 2021. V. 47. P. 50.
  11. Godenko E.A., Izmodenov V.V. // Fluid Dynamics. 2023. V. 58. P. 274.
  12. Osiptsov A.N. // Astrophysics and Space Science. 2000. V. 274. P. 377.
  13. Osiptsov A.N. // Fluid Dynamics. 2024. V. 59. P. 1.
  14. Landgraf M. // Journal of Geophysical Research. 2000. V. 105. P. 10303.
  15. Sterken V.J., Altobelli N., Kempf S., Schwehm G., Srama R., Grün E. // Astronomy and Astrophysics. 2012. V. 538. P. A102.
  16. Slavin J.D., Frisch P.C., Muller H.-R., Heerikhuisen J., Pogorelov N.V., Reach W.T., Zank G. // The Astrophysical Journal. 2012. V. 760. P. 46.
  17. Alexashov D.B., Katushkina O.A., Izmodenov V.V., Akaev P.S. // MNRAS. 2016. V. 458. P. 2553.
  18. Strub P., Sterken V.J., Soja R., Krüger H., Grün E., Srama R. // Astronomy and Astrophysics. 2019. V. 621. P. A54.
  19. Kempf S., Srama R., Altobelli N., Auer S., Tschernjawski V., Bradley J., Burton M.E., Helfert S., Johnson T.V., Krüger H., Moragas-Klostermeyer G., Grün E. // Icarus. 2004. V. 171. P. 317.
  20. Weingartner J.C., Draine B.T. // The Astrophysical Journal Supplement Series. 2001. V. 134. P. 263.
  21. Parker E.N. // The Astrophysical Journal. 1958. V. 128. P. 664.
  22. Kimura H., Mann I. // Meteroids 1998 edited by Baggaley W.J. and Porubcan V. 1999. P. 283.

Дополнительные файлы

Доп. файлы
Действие
1. JATS XML
Скачать
2. Рис. 1: Схематичное изображение взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой. Черные стрелки соответствуют линиям тока плазмы солнечного ветра, красные стрелки – линиям тока плазмы локальной межзвездной среды. Синими стрелками показано направление движения пылевых частиц в невозмущенной межзвездной среде. TS – гелиосферная ударная волна, HP – гелиопауза, BS – головная ударная волна.

Скачать (226KB)
Метаданные
3. Рис. 2. Траектории частиц пыли для стационарного фокусирующего токового слоя. Координаты пылинок на плоскости у0 = 100 а. е. заданы равномерно из промежутка z0 Е [–5 а. е., 5 а. е.]. Здесь и далее для наглядности рассматриваются траектории в плоскости х = 0. Цветом показана концентрация пыли, вычисленная с помощью лагранжева метода Осипцова. Размер частиц а = 200 нм.

Скачать (239KB)
Метаданные
4. Рис. 3. Траектории двух частиц с начальными координатами z0 = 1 а. е. и z0 = 2 а. е. для стационарного фокусирующего токового слоя. Линии черного цвета соответствует значению полярности вдоль траектории (сплошная линия для частицы с z0 = 1 а. е., пунктирная линия для частицы с z0 = 2 а. е.). Размер частиц а = 200 нм.

Скачать (109KB)
Метаданные
5. Рис. 4. Форма нестационарного токового слоя в гелиосфере для четырех моментов времени: t =1 лет, 4 лет, 8 лет, 12 лет. Токовому слою соответствует линия пересечения областей красного и синего цвета. Точки красного цвета соответствуют положительной полярности, точки синего цвета – отрицательной полярности.

Скачать (654KB)
Метаданные
6. Рис. 5. Траектории частиц пыли в случае нестационарного токового слоя для различных значений параметра t0 = {0, 3, 7, 10, 14, 18} лет. Координаты пылинок на плоскости у0 = y0(t0) заданы равномерно из промежутка z0 ∈ [–5 а. е., 5 а. е.]. Размер частиц а = 200 нм.

Скачать (1MB)
Метаданные
7. Рис. 6. Траектории частиц пыли в увеличенном масштабе для случая t0 = 7 лет, как на рис. 5в.

Скачать (375KB)
Метаданные
8. Рис. 7. Траектория частицы пыли с лагранжевыми координатами z0 = 0.6 а. е., t0 = 7 лет в случае нестационарного токового слоя. Линия черного цвета соответствует полярности магнитного поля вдоль этой траектории. Размер частицы а = 200 нм.

Скачать (146KB)
Метаданные

© Российская академия наук, 2024