Вопросы динамики солнечной атмосферы и классических сред тема диссертации и автореферата по ВАК РФ 01.03.02, доктор физико-математических наук Кузнецов, Владимир Дмитриевич

• Кузнецов, Владимир Дмитриевич
• доктор физико-математических наук
• 1998

Оглавление диссертации доктор физико-математических наук Кузнецов, Владимир Дмитриевич

Содержание

Введение

1 Фрагментация и перенос магнитных полей в подфотосфер-ных слоях Солнца

1.1 Фрагментация магнитного поля на силовые трубки в под-фотосферных слоях Солнца

1.2 Равновесное распределение параметров

1.3 Решения для малых возмущений

1.4 Численные оценки размеров магнитных трубок

1.5 Физическая интерпретация решений и некоторые замечания

1.6 Скорости всплывающих магнитных потоков

2 Неравновесие магнитных трубок и корональные выбросы массы •

2.1 Модельные представления о происхождении корональных выбросов

2.2 Феноменологическая модель коронального выброса

2.3 Основные уравнения для трубки

"^ДАХПотеря равновесия поднимающейся скрученной трубки

2.5 Изгибная неустойчивость

2.6 Потеря массы трубки

2.7 Полость и выброс

2.8 Выводы

3 Токовые слои в солнечной атмосфере и их диагностика по характеристикам излучения

3.1 Физические условия в области пересоединения и модель пинчевого токового слоя

3.2 Характеристики радиоизлучения пинчевых токовых слоев

3.3 Излучение пинчевых токовых слоев в ультрафиолетовом диапазоне

3.4 Связь характеристик радио и ультрафиолетового излучения от токового слоя

3.5 Локализация нулевых точек в модели двух диполей с учетом фонового поля

3.6 Анализ возможности радиоастрономических наблюдений пинчевых токовых слоев в структуре локального источника

3.7 Определение параметров пинчевых токовых слоев по характеристикам радиоизлучения

3.8 Сопоставление с наблюдениями

4 Динамические процессы в космических средах с анизотропным давлением плазмы

4.1 Анизотропная МГД и вводные замечания

4.2 Пересоединение магнитных силовых линий в нейтральном токовом слое при наличии малой добавки горячих анизотропных ионов

4.3 МГД-неустойчивости в плоскослоистой атмосфере с анизотропным давлением плазмы

4.4 Влияние температурной анизотропии

плазмы на неустойчивость Кельвина - Гельмгольца гелио-паузы

5 Динамические эффекты в межзвездной среде

5.1 Введение

5.2 Основные уравнения

5.3 Равновесное состояние системы

5.4 Дисперсионное уравнение для малых

возмущений

5.5 Граница устойчивости и критический показатель Г

5.6 Поведение малых возмущений и влияние К Л на неустойчивость

5.7 Численные оценки

5.8 Решения для модельных профилей гравитационного потенциала

5.9 Полученные результаты

и заключительные замечания

Заключение

Приложение 1. Разработка и обоснование космических методов изучения динамических процессов на Солнце (миссия "ИнтерГелиос")

Приложение 2

Литература

Введение диссертации (часть автореферата) на тему «Вопросы динамики солнечной атмосферы и классических сред»

Введение

Диссертация посвящена теоретическому исследованию динамических процессов, происходящих в солнечной атмосфере и других космических средах (гелиосфера, межзвездная среда). В ней также разработаны и обоснованы экспериментальные методы обнаружения токовых слоев в солнечной атмосфере и исследования динамических процессов на Солнце и во внутренней гелиосфере.

Большая часть вещества во Вселенной находится в состоянии плазмы, которая пронизана магнитным полем и взаимодействует с ним по законам магнитной гидродинамики. В диссертации рассмотрен широкий круг явлений, происходящих в подфотосферных слоях Солнца, во внешней его атмосфере, на гелиопаузе и в межзвездной среде, для описания которых использовано магнитогидродинамическое приближение. Многочисленные наблюдения свидетельствуют о том, что магнитные поля являются одной из основных причин динамических явлений на Солнце и в космосе [1]. Генерированные в недрах Солнца они выносятся на его поверхность благодаря эффекту магнитной плавучести. При этом происходит фрагментация магнитного поля на силовые трубки, которые во многом определяют структуру и динамику внешней атмосферы Солнца. Наиболее мощным проявлением такой динамики являются выбросы коронального вещества (транзиенты), описанию и объяснению которых посвящено значительное число теоретических и наблюдательных работ в области физики Солнца [2]. Механизм возникновения таких выбросов до конца не выяснен, и главным остается вопрос об эруптивной неустойчивости магнитных трубок (петель), которая лежит в основе любой современной модели корональных выбросов вещества. Ключ к пониманию условий возникновения и движущих сил таких активных явлений как выбросы коронального вещества, вспышки и т.д. следует искать в исследовании равновесия и устойчивости магнитных трубок и конфигураций. Кроме чисто научного интереса, выбросы массы из атмосферы Солнца

важны для изучения физики солнечно-земных связей. Распространяясь в межпланетном пространстве они достигают орбиты Земли и взаимодействуя с ее магнитосферой вызывают магнитные бури и другие геоэффективные явления.

Другим важным динамическим процессом, с которым также связаны мощные активные явления (вспышки, выбросы, перестройка структуры магнитного поля и т.д.) в атмосфере Солнца, является пересоединение магнитных силовых линий [3]. Попадая в высокопроводящую солнечную корону всплывшие магнитные потоки взаимодействуя между собой или в результате собственных эволюционных изменений приводят к образованию в атмосфере Солнца токовых слоев. Происходящее в них пересоединение силовых линий рассматривается как основная причина возникновения солнечных вспышек и ускорения заряженных частиц. Выход последних в межпланетное пространство определяется топологией магнитного поля в короне (открытые и закрытые силовые линии), которая в значительном мере определяется распределением поля на уровне фотосферы, положением нулевых (нейтральных) силовых линий, разделяющих независимые магнитные потоки. Именно в окрестности таких линий преимущественно возникают токовые слои, обнаружение которых радиоастрономическими методами на больших радиотелескопах является одной из актуальных задач солнечной радиоастрономии. Целью теоретических и экспериментальных исследований токовых слоев и процесса пересоединения в них является локализация областей накопления и выделения магнитной энергии в активных областях, а также поиск режимов быстрого пересоединения, когда обеспечивается наблюдаемая достаточно быстрая диссипация (преобразование в энергию плазмы и ускоренных частиц) запасенной (связанной с токами) магнитной энергии.

Происходящее в результате пересоединения выделение магнитной энергии, а также магнитогидродинамические волны вносят вклад в нагрев солнечной короны, благодаря чему формируется истекающий поток плазмы — солнечный ветер. Достигая орбиты Земли и планет солнечный

ветер взаимодействует с их магнитосферами (или поверхностью) приводя к заполнению их частицами и формированию радиационных поясов. Давление солнечного ветра уменьшается с расстоянием от Солнца и в конечном счете на расстояниях около 100 а.е. оно сравнивается с давлением межзвездного газа, где образуется гелиопауза - граница Солнечной системы. Летящие уже в течение более 20 лет в этот район американские космические аппараты "Voyager-l,2" и "Рюпеег-10" призваны экспериментально установить диапазон тех расстояний, на которых реально располагается гелиопауза и определить состояние этой границы - турбулентное или относительное ламинарное. Последний вопрос - об устойчивости гелиопаузы - является предметом обширных теоретических исследований и связан с тем, что состояние гелиопаузы определяет проникновение в Солнечную систему межзвездного газа, и это состояние зависит от солнечной активности - параметров солнечного ветра [4, 5]. Важным источником динамики сильно разреженной космической плазмы является температурная анизотропия, порождаемая различными активными процессами (ускорение частиц, ударные волны и т.д.). Возникающие при этом неустойчивости во многом определяют динамику среды и для ряда задач учет температурной анизотропии, частично и полностью присущей среде, более адекватно соответствует реальным условиям. В числе таких сред - нейтральный токовый слой, в котором имеют место процессы ускорения частиц электрическим полем, гелиопауза, по обе стороны от которой находятся ударные волны. Довольно характерной является ситуация, когда плазма с анизотропным давлением находится в поле тяжести. Атмосфере с анизотропным давлением соответствуют, например, условия в экваториальных областях ионосферы Земли и планет.

Межзвездная среда является многокомпонентной, причем плотности энергии ее различных компонент - межзвездного газа, магнитного поля и космических лучей сравнимы между собой [6]. В масштабах Галактики, если говорить о гало (или диске) Галактики, межзвездная среда

находится в поле тяготения звезд, располагающихся преимущественно в плоскости эклиптики, а в магнитном поле выделяется регулярная составляющая параллельная плоскости эклиптики. Космические лучи распространяются в хаотических магнитных полях, которые можно считать вмороженными в межзвездный газ, и таким образом передают ему свое давление. Крупномасштабная динамика такой многокомпонентной среды представляет интерес, по крайней мере, в связи с двумя аспектами. Это -образование конденсаций межзвездного газа (в диске Галактики), в которых может происходить звездообразование, и выход космических лучей в гало Галактики [7, 8], чему должно препятствовать наличие регулярной компоненты галактического магнитного поля. Важны также общая картина динамического поведения среды и роль различных ее компонент.

Исследование динамических процессов на Солнце и в гелиосфере в значительной мере связано с измерениями и наблюдениями на космических аппаратах, которые дают необходимые данные для построения и проверки теоретических моделей. Возможности получения новых результатов с помощью космических аппаратов предъявляют все более повышенные требования к разработке и обоснованию космических миссий, их научным программам, рабочим орбитам аппаратов и методикам наблюдений и измерений [9]. Разработка экспериментальных космических методов исследования динамических процессов на Солнце и гелиосфере базируется на результатах последних космических миссий и результатах теоретических исследований нерешенных проблем физики Солнца и гелиосферы [10]. К числу таких проблем, решению которых в значительной мере должны способствовать исследования на космических аппаратах, можно отнести проблемы нагрева солнечной короны, происхождения и ускорения солнечного ветра, проблемы происхождения корональ-ных выбросов и солнечных вспышек. Важной является возможность осуществления стереоскопических наблюдений Солнца и околосолнечного пространства для исследования глобальной трехмерной структуры и динамики Солнца и околосолнечного пространства. Задача в разработке

космической миссии состоит в том, чтобы оптимальным образом удовлетворить требованиям наблюдений для получения новых данных, на основе которых возможно будет получить новые научные результаты и построить достоверные модели изучаемых явлений и процессов.

Целью настоящей диссертации являлось теоретическое исследование динамических процессов, происходящих в солнечной атмосфере и в других космических средах, основанное на использовании магнитогидродинамического приближения. При этом рассматриваются два основных источника динамики космических сред - магнитное поле и температурная анизотропия плазмы, и решаются следующие проблемы и задачи:

1) проблема фрагментации магнитного поля на силовые трубки в под-фотосферных слоях Солнца, получение характерных размеров силовых трубок и оценка скоростей всплывания магнитных сгустков во внешнюю атмосферу;

2) проблема равновесия всплывающих в корону магнитных силовых трубок, происхождения эруптивной неустойчивости корональных выбросов массы и ее зависимости от скорости всплывания магнитных трубок;

3) задача о влиянии температурной анизотропии плазмы на динамические процессы в различных космических средах и образованиях: возможность реализации режима быстрого пересоединения в условиях солнечной атмосферы при наличии малой добавки горячих анизотропных ионов; устойчивость гелиопаузы в условиях анизотропного характера формирующей ее среды; устойчивость плоскослоистой атмосферы с горизонтальным магнитным полем и анизотропным давлением плазмы;

4) задача о проявлении пинчевых токовых слоев в активных областях Солнца в характеристиках радиоизлучения и возможностях их обнаружения радиоастрономическими методами;

5) проблема крупномасштабной динамики многокомпонентной межзвездной среды, состоящей из межзвездного газа, магнитного поля и космических лучей и находящейся в однородном гравитационном поле, с

учетом диффузионно-конвективного описания космических лучей.

Для проверки разработанных в диссертации теоретических моделей и концепций, относящихся к солнечной атмосфере, в приложении 1 приведены результаты разработки и обоснования экспериментальных (космических) методов исследования динамических процессов на Солнце (миссия "ИнтерГелиос").

Научная новизна работы.

В результате выполненных исследований получены новые результаты и решения, описывающие особенности магнитогидродинамических процессов, происходящих в подфотосферных слоях Солнца, во внешней его атмосфере, на гелиопаузе и в межзвездной среде, разработаны и обоснованы экспериментальные (радиоастрономические и космические) методы исследования динамических процессов на Солнце и во внутренней гелио-сфере.

1. Впервые решена проблема "поперечного волнового числа" в задаче разбиения (фрагментации) магнитного поля на силовые трубки в подфотосферных слоях Солнца при учете кинематической и магнитной вязкости; в рамках полученных решений определены особенности процесса разбиения и, в частности, установлено, что при учете магнитной вязкости в пределе малых поперечных масштабов, когда газ и магнитное поле расцепляются, неустойчивость магнитной плавучести, приводящая к образованию трубок, модифицируется в конвективную неустойчивость газа и омическое затухание возмущений магнитного поля (магнитные трубки не образуются).

2. Предложен и аналитически описан механизм эруптивного поведения (потери равновесия) магнитных трубок, всплывающих из фотосферы в корону, обусловленный нагревом в условиях переходной области от хромосферы к короне.

3. Применительно к условиям солнечной атмосферы теоретически

рассмотрена и показана возможность реализации режима быстрого пересоединения за счет наличия малой добавки горячих анизотропных ионов.

4. Теоретически исследованы проявления пинчевых токовых слоев в активных областях Солнца в радиодиапазоне и сформулированы критерии их возможного обнаружения радиоастрономическими методами.

5. Исследована устойчивость гелиопаузы в условиях анизотропного характера формирующей ее среды и получена зависимость условий устойчивости от параметров анизотропии.

6. Исследована устойчивость плоскослоистой атмосферы с горизонтальным магнитным полем в условиях анизотропного давления плазмы; при этом получены критерии устойчивости, характерные инкременты и масштабы неустойчивых мод, описаны типы неустойчивостей.

7. С учетом диффузионно-конвективного описания космических лучей исследована крупномасштабная динамика многокомпонентной межзвездной среды, состоящей из межзвездного газа и космических лучей и находящейся в гравитационном и магнитном полях Галактики; при этом показано, что роль космических лучей в динамике среды находится в зависимости от величины коэффициента их диффузии и для разных масштабов проявляется по-разному.

В приложении 1 с учетом последних результатов в исследовании Солнца сформулированы и обоснованы условия реализуемости на космическом аппарате миссии "ИнтерГелиос" требований к наблюдениям и измерениям, которые позволят получить новые данные о динамических процессах на Солнце и во внутренней гелиосфере и проверить разработанные в диссертации теоретические модели и концепции; в числе таких условий возможность наблюдений Солнца с высоким пространственным разрешением с близких расстояний и в режиме коротации космического аппарата с Солнцем, возможность стереонаблюдений Солнца и околосолнечного пространства в кооперации с другими солнечными миссиями за счет разнопозиционности расположения космического аппарата по отношению к линии Солнце-Земля и др.

Краткое содержание диссертации.

Диссертация содержит введение, пять глав, два приложения и заключение.

В первой главе диссертации исследуется фрагментация магнитного поля на магнитные силовые трубки в подфотосферных слоях Солнца при учете кинематической и магнитной вязкости. При этом основной целью было определение характерных размеров магнитных силовых трубок и, главным образом, их поперечного размера.

Моделируя условия в подфотосферных слоях неоднородной (экспоненциальной) изотермической атмосферой с горизонтальным неоднородным магнитным полем (с однородной альфвеновской скоростью), из уравнений магнитной гидродинамики для адиабатических возмущений плазмы получено алгебраическое дисперсионное уравнение, определяющее условия неустойчивости магнитной плавучести и зависимость скорости роста от продольного и поперечного (по отношению к магнитному полю) волнового вектора. В пределе больших значений поперечного волнового вектора получено асимптотическое решение этого уравнения, дающее конечный (ненулевой) поперечный размер магнитной силовой трубки, как значение, при котором скорость роста неустойчивости магнитной плавучести максимальна. При этом размерное выражение для поперечного размера трубки, одинаковое для магнитной и кинематической вязкости, получено впервые, что связано с учетом сжимаемости плазмы при рассмотрении устойчивости атмосферы с магнитным полем. Для оценки численных значений поперечного размера магнитных силовых трубок использовано турбулентное значение вязкости (кинематической и магнитной) . Полученные численные значения продольного и поперечного размера магнитных трубок хорошо согласуются с наблюдаемыми размерами трубок, всплывающими из фотосферы.

В рамках полученных решений определены особенности процесса разбиения и, в частности, установлено, что при учете магнитной вязкости в пределе малых поперечных масштабов, когда газ и магнитное поле

расцепляются, неустойчивость магнитной плавучести, приводящая к образованию трубок, модифицируется в конвективную неустойчивость газа и омическое затухание возмущений магнитного поля (магнитные трубки не образуются).

Условия возникновения неустойчивости магнитной плавучести позволяют выделить в подфотосферных слоях области, где разбиение магнитного поля на трубки может быть наиболее эффективным. Для возникновения неустойчивости значение показателя адиабаты газа 7 должно быть меньше некоторого критического значения, определяемого параметрами атмосферы и значением магнитного поля. Для реальных условий подфотосферных слоев ионизация газа и соответственно значение показателя адиабаты газа меняется с глубиной, и минимальное значение показателя 7 = 1,09 согласно моделям конвективной зоны реализуется в зоне ионизации водорода на глубине Н = 3 • 108 см под фотосферой. Именно здесь в области минимального значения показателя 7 упругости газа может быть недостаточно, чтобы стабилизировать неустойчивость продольных возмущений, связанную с искривлением силовых линий. Отношение магнитного давления к давлению газа здесь минимально, и для разбиения поля на трубки необходимо магнитное поле В > 2 • 104 Гс, что вполне разумно. В условиях, когда с глубиной имеет место непропорциональный росту газового давления рост магнитного давления, глубины разбиения магнитного поля на трубки могут располагаться на самом дне конвективной зоны.

Как показывают наблюдения, всплывающие из фотосферы тонкие магнитные трубки являются частью большой магнитной пряди, т.е. магнитного потока, который всплывает из глубин конвективной зоны на поверхность с определенной скоростью. Наблюдаемые величины скоростей всплывания не превышают 1 км/сек. Геометрическую форму этого потока в направлении его движения вверх можно аппроксимировать шаром. В рамках такого подхода проведено рассмотрение всплывания магнитного потока из конвективной зоны на поверхность Солнца и определены

скорости всплывания для различных режимов торможения и с учетом неоднородности конвективной зоны. В глубоких плотных слоях конвективной зоны существенную роль играют турбулентные движения среды, и торможение сгустка вероятнее всего осуществляется за счет действия турбулентной вязкости с силой торможения в виде формулы Стокса для вязкого обтекания шара. Определяемые таким режимом торможения скорости всплывания магнитных сгустков невелики. Установлена связь между скоростью всплывания магнитных потоков, их размером и величиной характерного магнитного поля.

В самых верхних разреженных слоях конвективной зоны режим торможения магнитных сгустков определяется аэродинамическим сопротивлением. Показано, что этому режиму торможения отвечают наблюдаемые значения скоростей всплывающих магнитных потоков и их наблюдаемая прямопропорциональная зависимость от величины характерного магнитного поля.

Получено критическое значение для сверхадиабатичности конвективной зоны, ниже которого всплывающее магнитное поле, расширяя вмороженный в него сгусток плазмы, компенсирует эффект магнитной плавучести в режиме адиабатического расширения сгустка. Всплывание магнитных потоков может происходить в этом случае с относительно малыми скоростями за счет их теплового прогрева от окружающей среды.

Во второй главе диссертации исследуется проблема происхождения корональных выбросов вещества - корональных транзиентов. Большая часть таких выбросов имеет форму петель, и поэтому объяснение их происхождения связывается с эруптивной неустойчивостью (неравновесием) петельных конфигураций (аркад) и отдельных петель (трубок). Современные модельные представления о происхождении корональных транзиентов изложены автором в обширном обзоре [42]. К числу главных проблем относятся проблема эруптивной неустойчивости, объяснение избыточной массы в выбросе, роль тепловых и магнитных сил в инициировании и динамике выброса.

Разработана модель эруптивных явлений в солнечной короне, основанная на нарушении равновесия магнитных трубок, всплывающих из фотосферы в корону. В рамках квазистатического приближения показано, что при сохранении массы и магнитного потока в трубке и нагрева ее в условиях переходной зоны потеря равновесия поднимающейся трубки происходит за счет повышения в ней давления плазмы. Это повышение давления не может быть уравновешено уменьшающимся с высотой давлением окружающей среды. В результате происходит нарушение условий равновесия трубки по малому радиусу, которое должно сопровождаться быстрым расширением ее к новому равновесному состоянию, в результате чего плотность внутри трубки уменьшается и за счет возникающей силы плавучести она инжектируется в более разреженные слои. Вытекание массы через погруженные в фотосферные слои концы поднимающейся трубки уменьшает давление в ней и может устранить .наступление эруптивной неустойчивости. Показано, что если величина отношения скорости вытекания массы из трубки к скорости ее подъема вверх ниже некоторого критического значения, то нарушение равновесия трубки и ее инжекция по-прежнему имеют место, а если выше этого критического значения, подъем и расширение трубки происходит квазистатическим образом без нарушения ее равновесия и выброса массы. Таким образом, в рамках модели два главных вопроса в происхождении корональных выбросов вещества - вынос массы и наступление эруптивной неустойчивости - связаны между собой: трубки, теряющие много массы (при медленном подъеме или высокой скорости вытекания плазмы), не подвержены эруптивной неустойчивости, а трубки, теряющие мало массы (при быстром подъеме или низкой скорости вытекания), подвержены эруптивной неустойчивости, которая и обеспечивает выброс массы трубки. При расширении трубки скрученность магнитного поля в ней возрастает и при определенных условиях возникает изгибная неустойчивость, сопровождающаяся взрывным выделением магнитной энергии, мощность которого максимальна в случае, когда порог изгибной неустойчивости дости-

гается на стадии неквазистатического расширения трубки. Построено аналитическое описание модели, демонстрирующее физическую взаимосвязанность основных процессов, ответственных за происхождение выбросов коронального вещества: вынос массы в верхние слои солнечной атмосферы, наступление эруптивной неустойчивости и преобразование магнитной энергии в энергию плазмы.

В третьей главе диссертации исследованы наблюдательные проявления пинчевых токовых слоев в активных областях Солнца в радиоизлучении и в ультрафиолетовом диапазоне, на основе которых разработаны методы их обнаружения и диагностики.

Определены возможные спектры относительной радиояркости пинчевых токовых слоев (токовый слой-спокойная атмосфера) с параметрами из модели Сыроватского для предвспышечного состояния. Показано, что на частотах локальной плазменной частоты в максимуме токового слоя (преимущественно миллиметровый диапазон длин волн) для равновесных значений температуры и толщины слоя спектр относительной радиояркости имеет максимум (больше единицы). Это обусловлено тем, что на этих длинах волн излучение из спокойной атмосферы исходит с уровня хромосферы, где температура ниже равновесной температуры токового слоя. На более длинных волнах пинчевый токовый слой, являющийся плотным и холодным образованием в короне, экранирует радиоизлучение, возникающее в области между уровнем в хромосфере, соответствующим значению локальной плазменной частоты в центре слоя, и уровнем в короне, на котором располагается слой. В результате в спектре относительной-радиояркости в диапазоне длин волн, определяемым указанными двумя уровнями в солнечной атмосфере, возникает глубокий минимум, величина которого определяется вкладом в радиоизлучение на этих длинах волн от оптически тонкого токового слоя и оптически тонкой вышележащей короны. Определены величина минимума относительной радиояркости и длина волны, на которой он достигается, как функции параметров токового слоя. Радиоизлучение, возникающее в короне

на уровнях выше высоты расположения токового слоя, не изменяется, и относительная радиояркость на соответствующих длинах волн выходит на значение равное единице. На частотах выше плазменной частоты в центре токового слоя последний становится оптически тонким, и спектр относительной радиояркости в области больших частот (больше локальной плазменной частоты в центре слоя) также спадает к значению равному единице. Определен вклад магнитотормозного излучения короны в области над токовым слоем в формирование спектра яркостной температуры в его длинноволновой части. Характеристики радиоизлучения рассчитаны для различных параметров токового слоя.

Для типичных конфигураций магнитного поля в солнечной атмосфере, смоделированных в двумерном случае полями магнитных диполей с учетом фонового однородного магнитного поля, определены положения нулевых (особых) точек, как возможных мест локализации токовых слоев.

На основе рассчитанных характеристик радиоизлучения пинчевых токовых слоев проанализирована возможность их радиоастрономических наблюдений в структуре локального источника активной области. Определены требования к наблюдениям и показано, что для регистрации и отождествления радиоизлучения от пинчевых токовых слоев необходимо применение многоканальной приемной аппаратуры с интервалом Да; « 0,05ш между каналами в совокупности с антеннами высокой направленности (карандашная диаграмма направленности с < 15" х 15").

Исходя из рассчитанного характерного спектра радиояркости пинче-вого токового слоя параметры последнего выражены через параметры спектра и сформулированы методы диагностики пинчевых токовых слоев в солнечной атмосфере по характеристикам радиоизлучения. В рамках используемой модели предвспышечного токового слоя условия наступления в нем различных неустойчивостей (тепловой, потоковой и др.) выражены в виде критериев, использующих частотные характеристики спектра радиояркости.

Рассчитаны потоки ультрафиолетового излучения от пинчевого токового слоя в линиях наиболее распространенных низкотемпературных ионов, отвечающих равновесным значениям температуры слоя. Для расчетов использованы парциальные функции лучистых потерь отдельных ионов. Показано, что в рамках используемой модели эволюция токового слоя к предвспышечному состоянию, сопровождающаяся ростом его температуры, проявляется в последовательном усилении и ослаблении излучения в линиях ультрафиолетового спектра, причем в- линиях отдельных ионов (Si II, S II, Не I, Si III, S III, О II, Ne II, С III) превышение над фоновым уровнем Солнца может быть в несколько раз.

Установлена связь характеристик радиоизлучения и ультрафиолетового излучения пинчевого токового слоя в виде соответствия между видом спектра радиояркости и мерой эмиссии слоя на единицу его площади.

»

В четвертой главе диссертации динамические процессы в разреженных бесстолкновительных космических средах исследуются в рамках анизотропной магнитной гидродинамики. При определенных условиях, которые довольно часто присущи астрофизической плазме (разреженная бесстолкновительная плазма), МГД описание в обычном смысле становится неприемлемым, и необходимо использовать гидродинамические уравнения анизотропной плазмы, которые в наиболее упрощенной форме известны как уравнения Чу-Голдберга-Лоу. Температурная анизотропия плазмы накладывает на поведение среды определенную специфику, обусловленную связанными с ней неустойчивостями ("шланговая" и с известными ограничениями " зеркальная") и наряду с магнитным полем является естественным источником динамики плазмы в космических условиях.

Применительно к проблеме солнечных вспышек и поиску механизмов, обеспечивающих высокую скорость диссипации магнитной энергии, исследовано спонтанное пересоединение силовых линий магнитного поля в нейтральном токовом слое при наличии небольшой фракции горячих

ионов с анизотропной температурой. Появление горячей, а значит бес-столкновительной и в общем случае анизотропной фракции ионов, соответствует реальным условиям и отражает предвспышечные процессы в токовой конфигурации, о наличии которых свидетельствуют многочисленные наблюдения. В рамках линейного приближения определены условия реализации режима быстрого пересоединения с характерными альфвеновскими скоростями и дана физическая интерпретация полученных решений и результатов. В частности, установлено, что Наступление тиринг-неустойчивости носит пороговый характер по степени анизотропии горячих ионов. Это обусловлено стабилизирующим действием фоновой плазмы. Получены инкременты тиринг-неустойчивости и определена концентрация горячих анизотропных ионов, необходимая для быстрого пересоединения.

В рамках анизотропной МГД рассмотрены неустойчивости плоскослоистой атмосферы с горизонтальным магнитным полем. Для случая экспоненциальной атмосферы с пространственно-однородной анизотропной температурой определены границы устойчивости и инкременты для различных типов возмущений, а также максимальные инкременты и отвечающие им масштабы возмущений. Границы гравитационной неустойчивости (магнитной плавучести) атмосферы определены в зависимости от величины анизотропии давления плазмы и величины магнитного поля. Показано, что для продольных возмущений область гравитационной

^ 55 55

неустойчивости на плоскости параметров анизотропия-магнитное поле отделена от области "шланговой" неустойчивости, а для "косых" возмущений она примыкает к области "зеркальной" неустойчивости. При этом на линии их пересечения коротковолновая граница гравитационной неустойчивости исчезает и преобладает модифицированная гравитацией "зеркальная" неустойчивость. Для чисто продольных возмущений имеет мес^о порог для гравитационной неустойчивости по величине магнитного поля, ниже которого атмосфера устойчива при любых значениях анизотропии, а выше которого пороговое значение магнитного поля для

гравитационной неустойчивости немонотонным образом зависит от величины анизотропии. Для "косых" возмущений с к±2 &ц2 установлена монотонно спадающая зависимость порогового значения магнитного поля от величины анизотропии.

Полученные решения описывают разбиение магнитного поля на трубки, динамику и характерные продольные масштабы неоднородностей в разреженных бесстолкновительных атмосферах звезд, околоземной среде (ионосфера, радиационные пояса) и межзвездной среде.

На основе гидродинамики Чу - Гольдбергера - Лоу исследовано влияние температурной анизотропии бесстолкновительной замагниченной плазмы на неустойчивость Кельвина - Гельмгольца гелиопаузы, которая моделируется плоским тангенциальным разрывом, разделяющим за-магниченную плазму межзвездной среды и незамагниченную плазму солнечного ветра. Определена зависимость порогового числа Маха, при котором наступает неустойчивость Кельвина-Гельмгольца гелиопаузы, от степени анизотропии. Установлено, что в случае, когда продольная по отношению к магнитному полю температура плазмы больше поперечной, имеет место резкая зависимость порогового числа Маха от степени анизотропии, причем с увеличением параметра /3 (отношение кинетического и магнитного давлений) эта зависимость становится более резкой. При достижении достаточно высокой анизотропии плазмы (для характерных параметров гелиопаузы в 5 - 15%) в системе возникает анизотропная "шланговая" неустойчивость. В противоположном случае, когда продольная температура плазмы меньше поперечной, установлен рост порогового числа Маха с увеличением анизотропии.

Дана физическая интерпретация полученных решений и рассмотрены пределы применимости используемого приближения для характерных условий гелиопаузы.

В пятой главе диссертации исследуется крупномасштабная динамика многокомпонентной межзвездной среды, состоящей из межзвездного газа и космических лучей и находящейся в гравитационном и магнитном

полях Галактики. Для описания космических лучей в их взаимодействии со средой использовано диффузионно-конвективное приближение в отличие от упрощенных приближений, использованных ранее. В магнитном поле наряду с регулярной составляющей, параллельной плоскости эклиптики, учтена изотропная хаотическая составляющая, обусловленная турбулентным характером движений среды и описываемая в соответствии с предположением о равнораспределении энергии между хаотическими движениями среды и вмороженным в нее хаотическим магнитным полем.

Для малых возмущений и в предположении пропорциональности давлений каждой из компонент в равновесном распределении многокомпонентной среды получены аналитические решения, описывающие динамику системы в предельных случаях нулевого и бесконечного коэффициента диффузии космических лучей. В рамках теории возмущений рассмотрен случай конечного коэффициента диффузии. Получены критерии и инкременты неустойчивостей рэлей-тейлоровского типа и дана интерпретация полученных эффектов. Показано, что характер влияния космических лучей на динамику среды зависит от безразмерного параметра, определяющего отношение звукового времени к диффузионному для космических лучей. При малом значении этого параметра космические лучи как бы вморожены в тепловой газ, повышают общую упругость среды и оказывают стабилизирующее влияние на релей-тейлоровскую неустойчивость. При большом значении указанного параметра давление космических лучей слабо возмущается движениями среды, и они оказывают дестабилизирующее влияние на динамику, нарушая баланс сил в областях с пониженным давлением газа.

Получены численные оценки скорости роста неустойчивости и масштабов наиболее неустойчивых возмущений для диска и гало Галактики и показано, что на пространственных и временных масштабах Галактики (г = Ю10 лет, Л « ЗОкпк) рассмотренные динамические эффекты могут приводить к заметным астрофизическим проявлениям, в частности,

к образованию больших молекулярных облаков, являющихся причиной звездообразования на ранней стадии, выходу космических лучей и магнитного поля из диска Галактики в гало.

Проведено рассмотрение магнитогидродинамической устойчивости гравитационно-стратифицированной атмосферы с горизонтальным магнитным полем и при различных распределениях гравитационного потенциала Ф(г), моделирующих условия в диске и гало галактик. Для произвольного неоднородного гравитационного поля и температурно-неодно-родной атмосферы записан обобщенный критерий Шварцшильда, а для случая температурно-однородной (изотермической) атмосферы и в предположении пропорционального равновесного распределения давлений магнитного поля и газа, для малых продольных возмущений, описывающих устойчивость атмосферы, получено уравнение типа Риккати. Показано, что в отличие от случая однородного гравитационного поля, когда атмосфера имеет области неустойчивости, в рассмотренных случаях спадающих и растущих профилей гравитационного поля, атмосфера при тех же типичных граничных условиях является устойчивой.

В приложении 1 обосновываются экспериментальные (космические) методы исследования динамических процессов на Солнце и во внутренней гелиосфере. С учетом последних результатов в исследовании Солнца сформулированы и обоснованы условия реализуемости на космическом аппарате миссии " Интергелиос" требований к наблюдениям и измерениям, которые позволят получить новые данные о динамических процессах на Солнце и во внутренней гелиосфере и, в частности, проверить разработанные в диссертации теоретические концепции и модели, касающиеся солнечной атмосферы.

Последние результаты в исследовании Солнца, полученные в солнечных космических миссиях "КОРОНАС-И", 80Н0, УоЬкоЬ и других, поставили задачу разработки и обоснования новой солнечно-гелиосферной космической миссии, призванной стать следующим шагом в изучении Солнца, околосолнечного пространства и физики солнечно-земных свя-

зей. Исследования на космических аппаратах в значительной мере должны способствовать решению таких проблем как проблема нагрева солнечной короны, происхождения и ускорения солнечного ветра, проблема происхождения корональных выбросов и солнечных вспышек. Знание мелкомасштабной и трехмерной структуры и динамики солнечной атмосферы также важно для решения многих проблем в физике Солнца. Возможность получения новых результатов в этом направлении связывается с наблюдениями Солнца с высоким пространственным разрешением, с разнопозиционностью дистанционных и локальных измерений и с локальными измерениями непосредственно вблизи Солнца. Возникающая таким образом совокупность требований к наблюдениям и измерениям ставит задачу разработки космической миссии оптимальным образом удовлетворяющей этим требованиям.

В миссии "ИнтерГелиос" космический аппарат, совершая многократные гравитационные маневры у Венеры и ускоряемый солнечным электрореактивным, двигателем, будет последовательно сближаться с Солнцем по скручивающейся траектории и многократно облетать вокруг Солнца на близких расстояниях, проводя многопозиционные дистанционные и локальные измерения. Близость к Солнцу (последовательное прохождение перигелийных расстояний в 50, 40, 30 солнечных радиусов) позволит осуществить наблюдения солнечной поверхности с высоким пространственным разрешением и высокой чувствительностью (наблюдения слабых событий). Оптимальность в удовлетворении этой части требований обусловлена возможностью реализации такого рода наблюдений с помощью малых и легких телескопов, так как с приближением к Солнцу линейное разрешение, соответствующее заданному угловому разрешению телескопа, увеличивается.

Начиная с перигелийных расстояний 30-40 солнечных радиусов, в окрестности перигелия реализуется режим частичной коротации космического аппарата с солнечным вращением (длительность около недели). Такое зависание аппарата на фиксированной гелиодолготе позволит разде-

лить пространственные и временные вариации идущих от Солнца через аппарат потоков и возмущений (солнечного ветра и энергичных частиц, выбросов плазмы и ударных волн, мелкомасштабных возмущений и различных типов плазменных волн) и установить прямые корреляции явлений на Солнце и в межпланетной среде. §тот период благоприятен также для получения качественных, неразмытых снимков солнечной поверхности. Повторяемость режимов коротации позволит оптимизировать выполняемую в этот период программу измерений на основе обработки и анализа данных, полученных на предыдущих витках орбиты.

Разнопозиционность расположения космического аппарата "Интер-Гелиос" по отношению к линии Солнце-Земля позволит в кооперации с другими программами солнечных наблюдений (околоземные солнечные миссии, Международная космическая станция, наземные оптические наблюдения) осуществить стереонаблюдения Солнца и околосолнечного пространства в различных спектральных диапазонах (оптика, рентген, ультрафиолет) ц получить данные о трехмерной структуре и динамике различных слоев солнечной атмосферы. В сравнении со специальными солнечными стерео-миссиями, в которых для получения стереоизображений используются два космических аппарата, располагающихся в определенных позициях по разные стороны от линии Солнце-Земля, космический аппарат "ИнтерГелиос" имеет возможность, в силу его специфической орбиты, проводить стереонаблюдения с космическим аппаратом, располагающимся практически в любом месте гелио- или геоцентрической орбиты.

С разнопозиционностью космического аппарата "ИнтерГелиос" связаны еще три важных с точки зрения наблюдательных требований момента. Это возможность регулярных наблюдений за Солнцем и околосолнечным пространством с боку от линии Солнце-Земля, что позволит, в частности, наблюдать распространяющиеся в направлении к Земле возмущения и выбросы, являющиеся одной из причин геомагнитных возмущений и бурь. Это требование предъявляется к космическим мисси-

ям по космической погоде, основывающимся на дистанционных методах контроля солнечных выбросов и гелиосферных возмущений. Пересечение космическим аппаратом "ИнтерГелиос" линии Солнце-Земля позволит эпизодически непосредственно регистрировать и диагностировать локальными методами идущие в направлении Земли выбросы, ударные волны и возмущения, причем на расстояниях от Земли, которые наиболее оптимальны с точки зрения заблаговременного реагирования на геофизические последствия от регистрируемых возмущений. Это требование (нахождение космического аппарата вблизи линии Солнце-Земля) предъявляется к космическим миссиям по космической погоде, основывающимся на локальных методах контроля гелиосферных возмущений, и предполагается обеспечиваться созданием на гелиоцентрической орбите цепочки космических аппаратов, последовательно заменяющих друг друга в сегменте орбиты вблизи линии Солнце-Земля. Таким образом, имея в своей основе чисто научные цели миссия " ИнтерГелиос" способна частично удовлетворить наблюдательным требованиям со стороны мисссий по космической погоде и осуществить апробацию дистанционных и локальных методов контроля космической погоды. Наконец, облет Солнца с другой, по отношению к линии Солнце-Земля, стороны даст возможность не только периодически наблюдать состояние солнечной поверхности на невидимой с Земли стороне Солнца и предсказывать его перед выходом на обращенную к Земле сторону, но и осуществить важные эксперименты по радиопросвечиванию различных гелиоцентрических уровней солнечной короны.

Наклон орбиты космического аппарата "ИнтерГелиос" к плоскости эклиптики может быть осуществлен в схеме с гравитационными маневрами у Венеры. В этом случае объектом исследования станут приполярные области Солнца и исходящий из этих областей быстрый солнечный ветер. Требования к такого рода наблюдениям предъявляются со стороны миссии " Солнечный зонд". В отличие от миссии " Солнечного зонда", в которой космический аппарат осуществляет одноразовый пролет через

околосолнечное пространство с перигелийным расстоянием 4 солнечных радиуса (8 солнечных радиусов над полюсом) (7-10 солнечных радиусов в перигелии в российском варианте зонда), в миссии "ИнтерГелиос" пролет над полярными областями может быть осуществлен на несколько больших расстояниях, а количество прохождений (многократность) будет определяться только жизнестойкостью космического аппарата после не менее трех лет полета до орбиты с наклонением около 30 градусов.

Особенность орбиты определяет возможность интеграции миссии "ИнтерГелиос" с другими солнечно-гелиосферными миссиями для обеспечения взаимодополняемости наблюдений и измерений. Миссия "ИнтерГелиос" в рамках программы STIP (STereo + Interhelios + solar Probe) может наряду с другими солнечными миссиями обеспечить получение максимальной информации об окружении американского космического аппарата " Солнечный зонд", который с огромной скоростью в течение всего двух дней пересечет от северного до южного полюса весьма неоднородную и динамичную корону и произведет в основном локальные измерения и фрагментарные наблюдения участков солнечной поверхности. Условия на солнечной поверхности во многом определяют состояние солнечной короны, особенно на низких широтах (в приэклиптических областях), и знание окружения - крупномасштабной структуры солнечной короны, через которую "Солнечный зонд" совершит свой пролет, является необходимым для анализа и интерпретации полученной научной информации. Два космических аппарата проекта "STEREO", располагающиеся под углом к линии Солнце-Земля и предназначенные для получения стереоизображений Солнца и околосолнечного пространства, будут обеспечивать обзор окружения "Солнечного зонда" в картинной плоскости, т.е. в плоскости его орбиты (перпендикулярно линии Солнце-Земля). Эти аппараты смогут наблюдать крупномасштабную магнито-плазменную структуру солнечной короны, вспышки и выбросы солнечной плазмы. Космический аппарат "ИнтерГелиос", находясь вблизи Солнца в плоскости эклиптики на околосолнечной (частично коротационной) орбите,

будет обеспечивать обзор окружения "Солнечного зонда" в плоскости, перпендикулярной орбите зонда, и, что важно, непосредственно наблюдать невидимую с направления Земли поверхность Солнца, над которой будет пролетать "Солнечный зонд". Таким образом, миссия "ИнтерГе-лиос" способна обеспечить получение наиболее "труднодоступной" части в двумерной картине окружения " Солнечного зонда" при его пролете вблизи Солнца.

Таким образом, в этой главе диссертации показано, что в миссии "Ин-терГелиос" могут быть реализованы основные требования к солнечным и гелиосферным наблюдениям, необходимые для получения новых данных о динамических процессах на Солнце и во внутренней гелиосфере. Показана также возможность ее интеграции с другими разрабатываемыми солнечно-гелиосферными миссиями (программа БТГР).

В заключении суммируются основные результаты работы.

На защиту выносятся следующие результаты:

1) решение проблемы "поперечного волнового числа" и определение характерных размеров магнитных силовых трубок в задаче разбиения (фрагментации) магнитного поля в подфотосферных слоях Солнца при учете кинематической и магнитной вязкости;

2) решение задачи определения характерных скоростей всплывания магнитных сгустков в конвективной зоне Солнца на разных глубинах и при разных режимах торможения, в частности, при их выходе в корону;

3) модель эруптивных явлений в солнечной атмосфере, основанная на нарушении равновесия скрученных магнитных трубок, всплывающих из фотосферы в корону;

4) расчет характеристик радиоизлучения пинчевых токовых слоев в солнечной атмосфере и разработка радиоастрономических методов их обнаружения и диагностики;

5) результаты исследования неустойчивостей в различных космических средах и образованиях с учетом температурной анизотропии плазмы:

нейтральный токовый слой, плоскослоистая атмосфера с горизонтальным магнитным полем, гелиопауза;

6) результаты исследования крупномасштабной динамики многокомпонентной межзвездной среды, состоящей из межзвездного газа, магнитного поля и космических лучей и находящейся в однородном гравитационном поле Галактики, с учетом диффузионно-конвективного описания космических лучей.

В приложении обосновывается реализуемость на космическом аппарате миссии "ИнтерГелиос" требований к наблюдениям и измерениям, которые позволят получить новые данные о динамических процессах на Солнце и во внутренней гелиосфере и проверить разработанные в диссертации модели и теоретические представления (фрагментация магнитного поля на силовые трубки, концепция токовых слоев, выбросы коронально-го вещества).

Основное содержание диссертации изложено в работах [11-66].

Заключение диссертации по теме «Астрофизика, радиоастрономия», Кузнецов, Владимир Дмитриевич

Заключение

В заключении перечислим основные результаты и выводы диссертационной работы.

1. Исследована фрагментация магнитного поля на силовые трубки в неоднородной изотермической атмосфере, моделирующей подфотосфер-ные слои звезд и Солнца. Для адиабатических возмущений получены асимптотические решения проблемы "поперечного волнового числа" и определены характерные размеры магнитных трубок, возникающих за счет неустойчивости магнитной плавучести при учете турбулентной магнитной и кинематической вязкости. Полученные численные значения продольного и поперечного размера магнитных трубок хорошо согласуются с наблюдаемыми размерами трубок, всплывающими из фотосферы.

В рамках полученных решений определены особенности процесса разбиения и, в частности, установлено, что при учете магнитной вязкости в пределе малых поперечных масштабов, когда газ и магнитное поле расцепляются, неустойчивость магнитной плавучести, приводящая к образованию трубок, модифицируется в конвективную неустойчивость газа и омическое затухание возмущений магнитного поля.

2. Определены скорости всплывания магнитных сгустков в конвективной зоне Солнца на разных глубинах и при разных режимах торможения, и в частности, при их выходе в корону. Показано, что в самых верхних слоях конвективной зоны режим торможения магнитных сгустков определяется аэродинамическим сопротивлением и ему отвечают наблюдаемые значения скоростей всплывающих магнитных потоков и их наблюдаемая прямопропорциональная зависимость от величины характерного магнитного поля.

Получено критическое значение для сверхадиабатичности конвективной зоны, ниже которого эффект плавучести для магнитных сгустков исчезает и их всплывание может происходить лишь с относительно малыми скоростями за счет теплового прогрева от окружающей среды.

3. Построена модель эруптивных явлений (выбросов массы) в солнечной атмосфере, основанная на нарушении равновесия скрученных магнитных трубок, всплывающих из фотосферы в корону. Показано, что потеря равновесия поднимающейся трубки может происходить в результате нагрева и роста скрученности поля в условиях переходной зоны. Определено влияние на эруптивную неустойчивость потери массы за счет ее вытекания через концы трубки. Показано, что вынос массы и наступление эруптивной неустойчивости связаны между собой таким образом, что трубки, теряющие много массы (медленный подъем трубки или высокая скорость вытекания плазмы), не подвержены эруптивной неустойчивости, а трубки, теряющие мало массы (быстрый подъем или низкая скорость вытекания), подвержены эруптивной неустойчивости, которая и обеспечивает выброс их массы.

4. Исследованы наблюдательные проявления пинчевых токовых слоев в активных областях Солнца в радиоизлучении и в линиях ультрафиолетового диапазона, на основе которых разработаны методы их обнаружения и диагностики.

Исходя из уравнения переноса радиоизлучения, рассчитан спектр относительной радиояркости пинчевого токового слоя (токовый слой-спокойная атмосфера) и его характерные особенности в зависимости от параметров слоя.

Проанализирована возможность радиоастрономических наблюдений пинчевых токовых слоев в структуре локального источника активной области и определены требования к наблюдениям. Показано, что для регистрации и отождествления радиоизлучения от пинчевых токовых слоев необходимо применение многоканальной приемной аппаратуры с интервалом Аи> « 0,05а; между каналами в совокупности с антеннами высокой направленности <15" х 15").

Установлена связь характеристик радиоизлучения и ультрафиолетового излучения пинчевого токового слоя в виде соответствия между видом спектра радиояркости и мерой эмиссии слоя на единицу его площади.

5. В рамках анизотропной МГД исследованы динамические процессы в различных космических средах и образованиях: нейтральный токовый слой, атмосфера с горизонтальным магнитным полем, гелиопауза.

Для нейтрального токового слоя в рамках линейного приближения и применительно к условиям солнечной атмосферы показана возможность реализации режима быстрого пересоединения с характерными альфве-новскими скоростями за счет наличия малой добавки горячих анизотропных ионов. Установлено, что наступление тиринг-неустойчивости нейтрального токового слоя носит пороговый характер по степени анизотропии горячих ионов.

Для экспоненциальной атмосферы с пространственно-однородной анизотропной температурой определены границы устойчивости и инкременты для различных типов возмущений, а также максимальные инкременты и отвечающие им масштабы возмущений. Границы гравитационной неустойчивости атмосферы определены в зависимости от величины анизотропии давления плазмы и величины магнитного поля. Показано, что для продольных возмущений область гравитационной неустойчивости на плоскости параметров "анизотропия-магнитное поле" отделена от области "шланговой" неустойчивости, а для косых возмущений она примыкает к области "зеркальной" неустойчивости. При этом на линии их пересечения коротковолновая граница гравитационной неустойчивости исчезает и преобладает модифицированная гравитацией "зеркальная" неустойчивость. Для чисто продольных возмущений имеет место порог для гравитационной неустойчивости по величине магнитного поля, ниже которого атмосфера гравитационно устойчива при любых значениях анизотропии, а выше которого пороговое значение магнитного поля для гравитационной неустойчивости немонотонным образом зависит от величины анизотропии.

Для гелиопаузы в условиях анизотропного характера формирующей ее среды определена зависимость условий устойчивости от параметров анизотропии, и установлено ее существенное влияние на развитие не-

устойчивости Кельвина-Гельмгольца: когда продольная по отношению к магнитному полю температура плазмы больше поперечной, имеет место резкая зависимость порогового числа Маха от степени анизотропии и параметра (3 (отношение кинетического и магнитного давлений).

6. Исследована крупномасштабная (рэлей-тейлоровская) динамика многокомпонентной межзвездной среды, состоящей из межзвездного газа и космических лучей и находящейся в гравитационном и магнитном полях Галактики. Для описания космических лучей использовано диффузионно-конвективное уравнение.

Получены аналитические решения, описывающие динамику системы в предельных случаях нулевого и бесконечного коэффициента диффузии космических лучей. В рамках теории возмущений по параметру, характеризующему вклад космических лучей в общее давление среды, рассмотрен случай конечного коэффициента диффузии. Установлено, что для определенных значений показателя упругости межзвездного газа система теряет устойчивость при переходе от нулевого коэффициента диффузии космических лучей к конечному. Показано, что характер влияния космических лучей на рэлей-тейлоровскую динамику межзвездной среды определяется значением безразмерного параметра е = И/иЬ,, характеризующего отношение звукового времени (К/и = и/д) к диффузионному времени для космических лучей (Ь,2/Б).

Получены численные оценки скорости роста неустойчивости и масштабов наиболее неустойчивых возмущений (г = 108 лет, А « 2 кпк) и показано, что для характерных параметров в диске и гало на пространственных и временных масштабах Галактики (г = Ю10 лет, А « 30 кпк) рассмотренные динамические эффекты могут приводить к заметным астрофизическим проявлениям.

Проведено рассмотрение магнитогидродинамической устойчивости гравитационно-стратифицированной атмосферы с горизонтальным магнитным полем и при различных распределениях гравитационного потенциала Ф(г), моделирующих условия в диске и гало галактик. Для произ-

вольного неоднородного гравитационного поля и температурно-неоднородной атмосферы записан обобщенный критерий Шварцшильда, а для случая температурно-однородной атмосферы в предположении пропорционального равновесного распределения давлений магнитного поля и газа, для малых возмущений, описывающих устойчивость атмосферы, получено уравнение типа Риккати и показано, что в отличие от случая однородного гравитационного поля, когда атмосфера имеет области неустойчивости, в рассмотренных случаях спадающих и возрастающих профилей гравитационного поля атмосфера при тех же граничных условиях является устойчивой.

В приложении обоснована реализуемость на космическом аппарате миссии "ИнтерГелиос" требований к наблюдениям и измерениям, которые позволят получить новые экспериментальные данные о динамических процессах на Солнце и во внутренней гелиосфере, и проверить разработанные в диссертации теоретические концепции и модели в части, касающейся солнечной атмосферы. Основные условия реализации включают сближение космического аппарата с Солнцем, осуществление режима коротации его с солнечным вращением, разнопозиционность расположения космического аппарата по отношению к линии Солнце-Земля и позволят выполнить наблюдения Солнца с высоким пространственным разрешением, провести разнопозиционные дистанционные (включая стерео) и локальные измерения, в том числе вблизи Солнца, в неисследованных ранее областях внутренней гелиосферы.

В заключении пользуюсь возможностью вспомнить с благодарностью своего учителя Сергея Ивановича Сыроватского и отметить его большой вклад в развитие магнитной гидродинамики. Большое значение для меня имели на разных этапах моей научной деятельности влияние и поддержка академика Виталия Лазаревича Гинзбурга, академика РАЕН Виктора Николаевича Ораевского и доктора физико-математических наук Владимира Соломоновича Птускина.

Список литературы диссертационного исследования доктор физико-математических наук Кузнецов, Владимир Дмитриевич, 1998 год

Литература

[1] Паркер Е. Космические магнитные поля. М., "Мир", 1982, т.1, 608 с.

[2] Coronal mass Ejection. Geophys. Monogr. Ser., 99, ed. Crooker N., Joselyn A., Feynman J., 1997, AGU. Washington, D.C.

[3] Космическая магнитная гидродинамика. Под ред. Приста Э. и Худа А. М.: МИР, 1995, 439 с.

[4] Baranov V.B. Gasdynamics of the solar wind interaction with the interstellar medium. Space Sei. Rev., 1990, 52, 89.

[5] Suess S.T. The heliopause. Reviews of Geophysics, 1990, 28, 97.

[6] Березинский B.C., Буланов C.B., Гинзбург В.JI., Догель В.А., Птус-кин B.C. Астрофизика космических лучей. Под ред. В.Л.Гинзбурга, 2-е изд., испр. и доп. М., "Наука", 1990, 528 с.

[7] Parker E.N. The dynamical state of the interstellar gas and field. Astrophys.J., 1966, 145, 811.

[8] Каплан С.А., Пикельнер С.Б. Физика межзвездной среды. М., "Наука", 1979, 592 с.

[9] Space Physics Strategy - Implementation Study. The NASA Space Physics Program for 1995 to 2010, v.l: Goals, Objectives, Strategy. Report of Worshop 1, 1990, Baltimore, Maryland. Second Edition, 1991, 180 p.

[10] Proc. Conf. "A Crossroads for European Solar and Heliospheric Physics. Recent Achievements and Future Mission Possibilities". Puerto de la Cruz, Tenerife, Spain, 1998, SP-417, ESA, 358 p.

[11] Кузнецов В.Д., Сыроватский С.И. Всплывание солнечных магнитных полей и 11-летний период активности. Краткие сообщения по физике, ФИАН, 1977, N 8, 36.

[12] Кузнецов В.Д., Сыроватский С.И. Всплывание магнитных полей и 11-летняя цикличность солнечной активности. Астрон. Ж., 1979, 56, 1263.

[13] Syrovatskii S.I., Kuznetsov V.D. On the possibility of radioobservations of current sheets on the Sun. Preprint N 52, 1979, P.N.Lebedev Physical Institute, 18 p.

[14] Кузнецов В.Д.. Показатель преломления нейтрального токового слоя и равновесного Z-пинча. Препринт ФИАН, N 91, 1979, 13 с.

[15] Кузнецов В.Д., Сыроватский С.И. Критерий прогнозирования солнечных вспышек в радиодиапазоне. Труды XI-го Ленинградского семинара по космофизике. Ленинград, 1979, с.71.

[16] Syrovatskii S.I., Kuznetsov V.D. On the possibility of radio observation of current sheets on the Sun. "Radiophysics of the Sun", IAU Symp.N 86, 1979, p.445, ed.by M.R.Kundu and T.E.Gergely, Reidel Dordrecht, Netherland, 1980. Holland/Boston. USA/London, England.

[17] Кузнецов В.Д. Об излучении токового слоя. Известия ВУЗов - Радиофизика, 1980, 23, 648.

[18] Кузнецов В.Д. Спектральные характеристики токовых слоев в радиодиапазоне. Солнечные данные, 1980, N 12, 81.

[19] Kuznetsov V.D, Syrovatskii S.I. On the possibility of observations of current sheets in radioband. Solar Phys., 1981, 69, 361.

[20] Кузнецов'В.Д. О возможности предсказания солнечных вспышек по характеристикам радиоизлучения. Астрон. Ж., 1981, 58, 393.

[21] Кузнецов В.Д. Диагностика токовых слоев на Солнце с помощью радионаблюдений. Известия ВУЗов - Радиофизика, 1981, 24, 395.

[22] Кузнецов В.Д. Ультрафиолетовое излучение токовых слоев на Солнце. Письма в Астрон. Ж., 1981, 7, 238.

[23] Кузнецов В.Д. Анализ возможности изучения и предсказания солнечных вспышек по характеристикам предвспышечного излучения. В кн."Год Солнечного Максимума". Материалы международной конференции. Симферополь, 1981. М., ИЗМИР АН, т.1, с.233.

[24] Кузнецов В.Д. Предвспышечная активность Солнца и ее проявление в излучении. Диссертация на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук. На правах рукописи, 162 е., 1981. МФТИ.

[25] Кузнецов В.Д. Диагностика предвспышечных токовых слоев в активных областях Солнца. Астрон. Ж., 1982, 59, 108.

[26] Кузнецов В.Д. Linear polarized radioemission from the current sheet. О возможности линейно-поляризованного излучения из области токового слоя. Physica Solariterrestris, 1983, N 20, 39, Potsdam, GDR.

[27] Кузнецов В.Д., В.С.Птускин. Влияние космических лучей на устойчивость гидростатического равновесия гало Галактики. Письма в Астрон. Ж., 1983, 9, 138.

[28] Kuznetsov V.D., V.S.Ptuskin V.S. Stability of the equilibrium distribution of the interstellar gas, cosmic rays and magnetic field in the external gravitational field. Astrophys. and Space Science, 1983, 94, 5.

[29] Кузнецов В.Д. МГД-устойчивость атмосфер в неоднородном гравитационном поле. Физика солнечной активности. ИЗМИР АН, М., "Наука", 1983, с.151.

[30] Kuznetsov V.D., Ptuskin V.S. Stability of hydrostatic equilibrium in the galactic halo: cosmic ray effect. 18-th International Cosmic Ray Conference, Bangalore, 1983, 9, 235.

[31] Кузнецов В.Д. Структура магнитного поля активной области в модели двух диполей с учетом фонового однородного поля. Солнечные данные, 1985, N 7, 83.

[32] Кузнецов В.Д. О соотношении порогов неустойчивостей в пред-вспышечном токовом слое. Физика солнечных вспышек. Труды II семинара "Проблемы физики солнечных вспышек", ИЗМИР АН, М., "Наука", 1985, с.149.

[33] Kuznetsov V.D. The influence of the cosmic rays on the large-scale dynamics of the interstellar medium. Astrophys.and Space Science, 1985, 113, 99.

[34] Kuznetsov V.D. Current sheets in active regions and solar flare prediction. "Solar-Terrestrial Prediction Proc. Workshop", Meudon, 1984. Boulder, Colo. Mass., 1986, p.193.

[35] Кузнецов В.Д. Влияние космических лучей на крупномасштабную динамику межзвездной среды. Астрон. Ж., 1986, 63, 446.

[36] Кузнецов В.Д. Характерные размеры силовых трубок в неустойчивой атмосфере с турбулентной вязкостью и омической диффузией. Магнитная гидродинамика, 1987, N 2, 13.

[37] Кузнецов В.Д. Динамические эффекты космических лучей в межзвездной среде. Астрофизика, 1987, 26, 77.

[38] Кузнецов В.Д. Фрагментация магнитного поля на силовые трубки в подфотосферных слоях Солнца. Физика солнечной активности. М., "Наука", 1988, с.ЗО.

[39] Kuznetsov V.D. Magnetic buoyancy with viscosity and ohmic dissipation and flux tube formation. Basic Plasma Processes on the Sun. Proc. 142-nd Symp.IAU, Bangalore, India, 1989. Eds. Priest E.R., Krishan V., 1990, p.58.

[40] Kuznetsov V.D. Magnetic flux tubes: their origin and appearance. Geophysical Monograph 58, Physics of Magnetic Flux Ropes. Russel C.T., Priest E.R., Lee L.C. (Eds), AGU, USA, 1990, p.77.

[41] Кузнецов В.Д., Ораевский B.H. МГД-неустойчивости в плоскослоистой атмосфере с анизотропным давлением. Письма в Астрон. Ж.,

1992, 18, 547.

[42] Кузнецов В.Д. Модельные представления о происхождении коро-нальных транзиентов. Итоги науки и техники, серия "Астрономия", т. 45. М., Космосинформ, 1994, 90 с.

[43] Кузнецов В.Д., Накаряков В.М., Цыганов П.В. Влияние температурной анизотропии на неустойчивость Кельвина-Гельмгольца ге-лиопаузы. Письма в Астрон. Ж., 1995, 21, 793.

[44] Алексеев В.А., Конкашбаев И.К., Кузнецов В.Д., Никандров Л.Б., Ораевский В.Н., Струнников В.М., Фомичев В.В. Проблемы измерений в короне Солнца с помощью космических аппаратов. Препринт ИЗМИР АН, N 7(1076), 1995, 18 с.

[45] Alekseev V.A., Konkashbaev I.К., Kuznetsov V.D., Nikandrov L.B., Oraevsky V.N., Strunnikov V.M., Ruzhin Yu.Ya., Fomichev V.V. Problems of spacecraft measurements in the solar corona. Proc. of the First US-Russian Scientific Workshop on FIRE Environment. Ed. by Vaisberg O., Tsurutani B. Space Research Institute, Moscow, 1995, p.90.

[46] Alekseev V.A., Konkashbaev I.K., Kuznetsov V.D., Nikandrov L.B., Oraevsky V.N., Strunnikov V.M., Fomichev V.V., Belan V.G., Gurashvili V.A., Kozlov I.A., Poltanov A.E. Material testing experiments. Proc. of the First US-Russian Scientific Workshop on FIRE Environment. Ed. by Vaisberg O., Tsurutani B. Space Research

Institute, Moscow, 1995, p.190. *

[47] Oraevsky V.N., Kuznetsov V.D. Instruments for the Russian Solar Probe Mission. Adv. Space Res., 1996, 17, (3)103.

[48] Алексеев А.А., Конкашбаев И.К., Кузнецов В.Д., Никандров Л.Б., Ораевский В.Н., Ружин Ю.Я., Струнников В.М., Фомичев В.В. Проблемы измерений в короне Солнца с помощью космических аппаратов. Астрон. ж., 1996, 73, 440.

[49] Ораевский В.Н., Кузнецов В.Д., Марш Э., Аксфорд В.И., Ип В., Томас Н., Швенн Р., Бреус Т.К., Ксанфомалити JI.B., Уткин В.Ф., Успенский Г.Р., Коган А.Ю. Солнечная и меркурианская обсерватория - Интергелиос. Доклад научной группы. Научное обоснование и концепция миссии. Февраль 1996, 59 с.

[50] Kuznetsov V.D., Hood A.W. Non-equilibrium of magnetic flux tubes emerging into the solar corona. Solar Phys., 1997, 171, 61.

[51] Marsch E., Axford W.I., Ip W.-H., Tomas N., Schwenn R., Oraevsky V.N., Kuznetsov V.D., Breus Т.К., Ksanfomality L.V., Kogan A.Yu. InterHelios - Sun and Mercury Observer. Physics and Chemistry of the Earth, 1997 22, 469.

[52] Ksanfomality L.V., Breus Т.К., Oraevsky V.N., Kuznetsov V.D., Axford I., Ip W.-H., Thomas N., Kogan A.Yu. Investigations of Mercury using the "Solar-Mercury Observer"(InterHelios). Adv. Space Res., 1997, 19, 1625.

[53] Гамаюнов К.В., Ораевский В.Н., Кузнецов В.Д. Влияние анизотропии температуры на перестройку топологии магнитной конфигурации нейтрального токового слоя. Препринт ИЗМИР АН, 1997, N 4 (1100), 46 с.

[54] Oraevsky V.N., Kuznetsov V.D., Breus Т.К., Ksanfomality L.V., Kogan A.Yu. Marsch E., Axford W.I., Ip W.-H., Tomas N., Schwenn R., Utkin V.F., Uspensky G.R. InterHelios. Report of the InterHelios Mission Sludy Team. Scientific Rationale and Mission Concept. July 1997, 55 p.

[55] Axford W.I., Marsch E., Oraevsky V.N., Kuznetsov V.D., Breus Т.К., Schween R., Ip W.-H, Ksanfomality L.V., Tomas N., Kogan A., Utkin V.F., Uspensky G.R. Space Mission for Exploration of the Sun, Mercury and Inner Heliosphere ("InterHelios"). Adv. Space Res., 1998, 21, 275.

[56] Marsch E., Kogan A., Axford W.I., Breus Т., Kuznetsov V., Oraevsky V. Interhelios - Sun and Heliosphere Observer. Proc. Conf. "A Crossroads for European Solar and Heliospheric Physics. Recent Achievements and Future Mission Possibilities". Puerto de la Cruz, Tenerife, Spain, 1998, SP-417, ESA, p.91."

[57] Ораевский B.H., Кузнецов В.Д. Международная программа по исследованию Солнца. Новости космонавтики, 1998, N 11, 37.

[58] Oraevsky V.N., Axford W.I., Marsch Е., Kuznetsov V.D., Breus Т.К., Ksanfomality L.V., Uspensky G.R. Space Mission for Exploration of the Sun, Mercury and Inner Heliosphere (Interhelios). Second International Aerospace Congress, 1997, Moscow, Russia. Abstract, p.374.

[59] Oraevsky V.N., Kuznetsov V.D. Geophysical Research for the International Space Station. GS-Summary report. Proc. Third NASA-STAC Research Symposium. November 1997, Huntsville, USA. (http://www.stacresearch.org).

[60] Kuznetsov V.D., Hood A.W. A phenomenological model of the coronal mass ejection. 32nd Scientific Assembly of COSPAR. Abstracts. 12-19 July 1998, Nagoya, Japan, p.364.

[61] Gamayunov K.V., Oraevsky V.N., Kuznetsov V.D. Magnetic reconnection in the neutral current sheet in the presence of a small fraction of hot anisotropic ions. Plasma Physics and Controled Fussion, 1998, 40, 1285.

[62] Kuznetsov V.D., Hood A.W. A phenomenological model of coronal mass ejection. Adv. Space Res., (в печати, 1998).

[63] Kuznetsov V.D., Oraevsky V.N. Russian plans for Solar and Heliospheric Physics. Proc. Conf. "A Crossroads for European Solar and Heliospheric Physics. Recent Achievements and Future Mission Possibilities". Puerto de la Cruz, Tenerife, Spain, 1998, SP-417, ESA, p.309.

[64] Oraevsky V.N., Axford W.I., Marsch E., Kuznetsov V.D., Breus Т.К., Ksanfomality L.V., Uspensky G.R. Space Mission for Exploration of the Sun, Mercury and Inner Heliosphere (Interhelios). Proc. Second International Aerospace Congress, (в печати 1998).

[65] Ораевский B.H., Кузнецов В.Д., Бреус Т.К., Ксанфомалити JI.B., Коган А.Ю. Марш Э., Аксфорд В.И., Ип В., Томас Н., Швенн Р., Уткин В.Ф., Успенский Г.Р. Солнечная и меркурианская обсерватория - Интергелиос. Доклад научной группы. Научное обоснование и концепция миссии. Март 1998, 97 с.

[66] Oraevsky V.N., Kuznetsov V.D., Breus Т.К., Ksanfomality L.V., Kogan A.Yu. Marsch E., Axford W.I., Ip W.-H., Tomas N., Schwenn R., Utkin V.F., Uspensky G.R., Kulikov S.D., Pitchkhadze K.M., Zaitsev A.V. InterHelios. Report of the InterHelios Mission Study Team. Scientific Rationale and Mission Concept. July 1998, 58 p.

[67] Бочкарев Н.Г. Магнитные поля в космосе. М., "Наука", 1985, 206 с.

[68] Вайнштейн С.И., Зельдович Я.Б., Рузмайкин А.А. Турбулентное динамо в астрофизике. М., "Наука", 1980, 352 с.

[69] Вандакуров Ю.В. Конвекция на Солнце и И-летний цикл. Ленинград, "Наука", 1976, 154 с.

[70] Unno W., E.Ribes Е. On magnetic bouyancy in the convective zone. Astrophys. J., 1976, 208, 222.

[71] Лэмб Г. Гидродинамика. M.: Гостехиздат, 1947, 928 с.

[72] Chandrasekhar S. Hydrodynamics and hydromagnetic stabillity. Clarendon Press, 1961, 652 p.

[73] Gilman P.A. Instability of magneto-hydrostatic stellar interiours from magnetic buoyancy. Astrophys. J., 1970, 162, 1019.

[74] Церковников Ю.А. К вопросу о конвективной неустойчивости плазмы. ДАН СССР, 1969, 130, 295.

[75] Петрухин Н.С. Влияние однородного горизонтального магнитного поля на конвекцию в политропной атмосфере. Астрон. Ж., 1968, 45, 325.

[76] Петрухин Н.С. О влиянии горизонтального магнитного поля на критерии конвективной неустойчивости. Солнечные данные. Бюлл., 1970, N 3, 107.

[77] Вандакуров Ю.В. О тепловой неустойчивости, возбуждающейся в плазме в присутствии магнитного поля. Письма в Астрн. журн., 1991, 17, 86.

[78] Teng-Fan T.Y. The character of the instability of an incompressisible fluid of constant kinematic viscosity and exponentionally varying density. Astrophys. J., 1955, 121, 508.

[79] Пикельнер С.Б. Основы космической электродинамики. М., "Наука", 1966, 407 с.

[80] Mercier С., Heyvaerts J. Energy balance in current sheets: from Petschek to gravity driven reconnection. Solar Phys., 1980, 68, 151.

[81] Parker E.N. The formation of sunspot from the solar toroidal field. Astrophys. J., 1955, 121, 491.

[82] Паркер E.H. Загадки солнечной активности. В кн. Проблемы солнечной активности. Под редакцией В.Бумбы и И.Клечека. Изд. "Мир", М., 1979, 268 с.

[83] Кожевников Н.И. Изменение во времени площади группы солнечных пятен. Астрон. ж.,1964, 41, 934.

[84] Хангильдин У.В. Характеристики активных областей Солнца по наблюдениям в мм диапазоне радиоволн. Астрон. Ж., 1964, 41, 302.

[85] Ландау Л.Д., Лифшиц Е.М. Гидродинамика М., "Наука", 1986, 736 с.

[86] Каплан С.А., Пикельнер С.Б., В.Н.Цытович В.Н. Физика плазмы солнечной атмосферы. М., "Наука", 1977, 256 с.

[87] Parker E.N. The generation of magnetic fields in astrophysical bodies. X. Magnetic bouyancy and the solar dynamo. Astrophys. J., 1975, 198, 205.

[88] Гудзенко JI.И., Чертопруд В.Е. О возможном механизме формирования солнечных пятен. Краткие сообщ. по физике, ФИАН, 1975, N 12, 17.

[89] Гудзенко Л.И., Чертопруд В.Е. К вопросу о газокинетическом давлении в расширяющейся замагниченной плазме. Краткие сообщения по физике, ФИАН, 1975, N 8, 23.

[90] Spruit Н.С. A model of the solar convective zone. Solar Phys., 1974, 34, 277.

[91] Schussler M. On bouyant magnetic flux tubes in the solar convection zone. Astroh. Astrophys. 1977, 56, 439.

[92] Гудзенко Л.И., В.Е.Чертопруд В.Е. Об одной модели циклической активности Солнца. Астрон. Ж., 1965, 42, 267.

[93] Моффат Г. Возбуждение магнитного поля в проводящей среде. М., "Мир", 1980, 339 с.

[94] Акасофу С.И., Чепмен С. Солнечно-земная физика. Часть 2. Изд. "Мир", М., 1975, 512с.

[95] Степанян Н.Н. Рождение активных областей. Сб. Возникновение и эволюция активных областей на Солнце. Тр. Консульт. совещ. АН соц. стран по физике Солнца, М., "Наука", 1976, с.З.

[96] Видеофильм о наблюдениях Солнца в проекте TRACE. Научная Ассамблея КО СП АР, июль 1998 г., Нагоя, Япония.

[97] Черток И.М. Корональные транзиенты и радиовсплески. Проблемы физики солнечных вспышек. ИЗМИР АН, М., "Наука", 1980, 39.

[98] Черток И.М. Солнечные корональные транзиенты. Астрон.ж., 1993, 70, 150.

[99] Rust D.M., Kumar A. Helical magnetic fields in filaments. Solar Phys., 1994, 155, 69.

[100] Leka K.D., Canfield R.C., McClymont A.N. Evidence for current-carrying emerging flux. Astrophys. J., 1996, 462, 547.

[101] Rust D.M., Kumar A. Evidence for helically kinked magnetic flux ropes in solar eruptions. Astrophys. J., 1996, 464, LI99.

[102] Прист Э.Р. Солнечная магнитогидродинамика. M., "Мир", 1985, 589 с.

[103] Browning Р.К., Hood A.W. The shape of twisted line-tied coronal loops. Solar Phys., 1990, 129, 271.

[104] Robertson J.A., Hood A.W., Lothian R.M. The evolution of twisted coronal loops. Solar Phys., 1992, 137, 273.

[105] Gold Т., Hoyle F. On the origin of solar flares. Mon. Not. Roy. Astron. Soc., 1960, 120, 89.

[106] Colgate S.A. A phenomenological model of solar flares. Astrophys.J., 1978, 221, 1068.

[107] Сыроватский С.И. Ключевые вопросы теории солнечных вспышек. Изв.АН СССР, сер. физ., 1979, т.43, N4, с.695.

[108] Syrovatskii S.I. Pinch sheets and reconnection in astrophysics. Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1981, 19, 163.

[109] Сыроватский С.И., Буланов С.В., Догель В.А. Физика солнечных вспышек. Итоги науки и техники. Астрономия, М:, ВИНИТИ, 1982, 21, 188.

[110] Сыроватский С.И. Характеристики токового слоя и тепловой триггер солнечных вспышек. Письма в Астрон. ж., 1976, 2, 35.

111] Сыроватский С.И. О возможностях наблюдения предвспышечных токовых слоев на Солнце. Письма в Астрон.ж., 1977, 3, 133.

112] Сыроватский С.И. О проблеме прогнозирования солнечных вспышек. В сб. Проблемы солнечной активности и космическая система "Прогноз", "Наука", М., 1977, с.5.

113] Petschek Н.Е. Magnetic field annihilation. Ргос. AAS-NASA Symp. on the Physics of Solar Flares. Washington, NASA, SP-59, 1964, 425.

114] Сыроватский С.И. Динамическая диссипация магнитного поля и ускорение частиц. Астрон.ж., 1966, 43, 340.

115] Heyvaerts J., Priest E.R. Thermal evolution of current sheets and flash phase of solar flares. Solar Phys., 1976, 47, 223.

116] Heyvaerts J., Priest E.R., Rust D.M. An emerging flux model for the solar flare phenomenon. Astrophys.J., 1977, 216, 123.

117] Сб. Нейтральные токовые слои в плазме. Тр. Физического ин-та им. П.Н.Лебедева, 1974, 74, 166 с.

118] Брагинский С.И. Явления переноса в плазме. В сб. "Вопросы теории плазмы", Атомиздат, 1963, Вып.1, 183.

119] Сох D.P., Tucker W.H. Ionization equilibrium and radiative cooling of a low-density plasma. Astriphys.J., 1969, 157, 1157.

120] Harris E.G. On a plasma sheath separating regions of oppositely directed magnetic field. Nuovo Cinento 1962, 23, 115.

121] Гинзбург В.Л. Распространение электромагнитных волн в плазме. М., "Наука", 1967, 684 с.

122] Шкловский И.С. Солнечная корона. ГИТТЛ, М., 1951, 318 с.

123] Железняков В.В., Злотник Е.Я. О тонкой структуре микроволнового радиоизлучения из центров солнечной активности. Астрон.ж., 1980, 57, 778.

[124] Zheleznyakov V.V., Zlotnik E.Ya. Thermal cyclotron radioemission of neutral current sheets in the solar corona. Solar Phys., 1980, 68, 317.

[125] Железняков В.В. Радиоизлучение Солнца и планет. М., "Наука", 1964, 560 с.

[126] Schmahl E.J. The prominence corona interface. Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics, Preprint No.1032, 1978.

[127] Буланов C.B., Сасоров П.В., Сыроватский С.И. Влияние внешней плазмы на распад нейтрального токового слоя. Письма в ЖЭТФ, 1977, 26, 729.

[128] Буланов С.В., Сакаи Дж., Сыроватский С.И. О стабилизирующем влиянии течения плазмы на диссипативную разрывную неустойчивость. Письма в ЖЭТФ, 1978, 28, 193.

[129] Иванов-Холодный Г.С., Никольский Г.М. Солнце и ионосфера. М., "Наука", 1969, 456 с.

[130] Тимоти Г. В кн.: Поток энергии Солнца и его изменения. Ред. О. Уайт. М., "Мир", 1980,.257 с.

[131] Mayfield Е.В., К. P. White III, Pre-flare association of magnetic fields and millimeter radio emission. Solar Phys., 47, 277, 1976.

[132] Priest E.R., Raadu M.A. Preflare Current Sheets in the Solar Atmosphere. Solar Phys., 1975, 43, 177.

[133] Hu Y.Q.,*Low B.C., The Energy of Electric Current Sheets, I. Solar Phys., 1982, 81, 107.

[134] Low B.C., Hu Y.Q. The Energy of Electric Current Sheets, II. Solar Phys., 1983, 84, 53.

[135] Hu Y.Q. Neutral Current Sheet from Submergence of Magnetic Flux. Chin. Astr. Ap., 1984, 8, 129.

[136] Гельфрейх Г.Б., Ахмедов Ш.Б., Боровик В.Н., Гольнев В.Я., Кор-жавин А.Н., Нагнибеда В.Г., Петерова Н.Г. Исследование локальных источников медленно меняющейся компоненты радиоизлучения Солнца. Изв. Гл. астрон. обсерв., 1970, 185, 167.

[137] Kundu M.R., Allisandrakis С.Б., Bregman J.D., Hin A.C. 6 centimeter observations of solar active regions with 6" resolution. Astrophys.J., 1977, 213, 278.

[138] Болдырев С.И., Ипатов И.А., Ипатов A.B., Петерова Н.Г. О тонкой структуре локального источника солнечного радиоизлучения. Письма в Астрон. ж., 1978, 4, 467.

[139] Kundu M.R. Solar active regions at millimeter wavelengths. Solar Phys., 1970, 13, 348.

[140] Mayfield E.B., K. P. White III, Shimabukuro F.I. Millimeter radio evidence for containment mechanisms in solar flares. In: Coronal Disturbances. IAU Symp., 1974, 54, 447.

[141] Гельфрейх Г.Б., Коржавин А.H., Перес X., Петерова Н.Г., Сид М.А. Результаты поляризационных наблюдений солнечного затмения 11 сентября 1969 г. на волне 4.5 см в Гаване. Солнечные данные, 1974, 9, 93.

[142] Петерова Н.Г., Кайдановский М.Н. Необычный источник солнечного радиоизлучения. Солнечные данные, 1977, 4, 70.

[143] Железняков В.В., Злотник Е.Я. Диагностика нейтральных токовых слоев в космических условиях. УФН, 1979, 128, 725.

[144] Каверин Н.С., Кобрин М.М., Коршунов А.И., Шушунов В.В. Тонкая структура в спектрах радиоизлучения локальных источников на Солнце в диапазоне 5,0-12,0 ГГц и токовые слои активных областей. Астрон.ж., 1980, 57, 767.

1451 Нефедьев В.П. О возможности оценки физических условий в области токового слоя во время развития хромосферной вспышки. Письма в Астрон.ж., 1979, 5, 96.

1461 Железняков В.В. О линейном взаимодействии электромагнитных волн в нейтральном токовом слое. ЖЭТФ, 1977, 73, 560.

1471 Железняков В.В., Злотник Е.Я. О распространении радиоволн в неоднородном магнитном поле солнечной короны. Изв. ВУЗов - Радиофизика, 1977, 20, 1444.

148] Железняков В.В., Злотник Е.Я. О влиянии нейтральных токовых слоев в космической плазме на частотный спектр проходящего радиоизлучения. Астрон.ж., 1980, 57, 1038.

149] Сб.Вспышечные процессы в плазме. Тр. Физического ин-та им. П.Н.Лебедева, 1979, 110, 161 с.

150] Мигулин В.В., Молоденский М.М., Сыроватский С.И. О краткосрочном прогнозе солнечных вспышек. Вестник АН СССР, 1979, 5, 59.

1511 Tanaka Н., Kakinuma Т. The relation between the spectrum of slowly varying component of solar radio emission and solar proton event. Rep. Ionosph. Space Res. Japan, 1964, 18, 32.

152] Наблюдения и прогноз солнечной активности. Под редакцией П.Мак-Интоша и М.Драйера. М., "Мир", 1976, 352 с.

1531 Simon М. Solar observations at 3.2 mm. Astrophys.J., 1965, 141, 1513.

154] Mayfield E. В., Higman J., Samson C. Variations in solar emission at 3,3 mm wavelength and their relation to flares. Solar Phys., 1970,13, 372.

[155] Syrovatskii S.I. Mechanisms of the solar flares. In: Solar Flare and Space Research. Eds. C. de Jager and Z. Svestka, Amsterdam. North-Holland, 1969, p.346.

[156] Coppi В., Friedland. Process of magnetic energy conversion and solar flares. Astrophys. J., 1971, 169, 379.

[157] Ораевский B.H. Гидродинамические модели для описания движений разреженной плазмы. Препринт Ин-та ядерн. физики СО АН СССР, Новосибирск, 1965. 25 с.

[158] Oraevskii V.N., Chodura R., Feneberg W. Hydrodynamic equations for plasmas in magnetic fields: Collision-less approximation. Plasma Phys., 1968, 10, 819.

[159] Chodura R., Oraevskii V.N., Pohl F. Transport-coefficients for an anisotropic plasma. In: Proc. 9-th Intern. Conf. on Phenomena in Ionised Gases, Bucharest, 1969, 406.

[160] Chodura R., Pohl R. Hydrodynamic equations for anisotropic plasmas based on individual bi-Maxwellian distributions. Plasma PHys., 1971, 13, 645.

[161] Chew G.F., Goldberger M.L., Low F.E. The Boltzmann equation and the one-field hydromagnetic equations in the absence of particle collisions. Proc. Roy. Soc. London A, 1956, 236, 112.

[162] Ораевский B.H., Ю.В.Коников Ю.В., Хазанов Г.В. Процессы переноса в анизотропной околоземной плазме. М., "Наука", 1985, 174 с.

[163] Баранов В. Б., Краснобаев К. В. Гидродинамическая теория космической плазмы. М., "Наука", 1977, 336 с.

[164] Furth Н.Р., Killeen J., Rosenbluth M.N. Finite-resistivity instabilities of a sheet pinch. Phys. Fluids, 1963, 6, 459.

[165] Вайт P. Резистивные неустойчивости и пересоединение магнитных силовых линий. В кн. Основы физики плазмы, под ред. А.А.Галеева и Р.Судана, М., Энергоатомиздат, 1983, 1, 525 с.

[166] Vasyliunas V.M. Theoretical models of magnetic field line merging, Rev. of Geophys. Space Phys., 1975, 13, 303.

[167] Schindler К. A theory of the substorm mechanism. J.Geophys. Res., 1974, 79, 2803.

[168] Галеев А.А. Спонтанное пересоединение магнитных силовых линий в бесстолкновительной плазме. В кн. Основы физики плазмы, под ред. А.А.Галеева и Р.Судана, М., Энергоатомиздат, 1984, 2, 331 с.

[169] Галеев А.А., Зеленый Л.М. Нелинейная теория неустойчивости диффузного нейтрального слоя. ЖЭТФ, 1975, 69, 882. •

[170] Галеев А.А., Зеленый Л.М. Разрывная неустойчивость в плазменных конфигурациях. ЖЭТФ, 1976, 70, 2133.

[171] Vekstein G.E., E.R.Priest E.R. Nonlinear magnetic reconnection with collisionless dissipation. Phys. Plasmas, 1995, 2, 3169.

[172] Мазур В.А. Тиринг-неустойчивость плоского нейтрального слоя в бесстолкновительной плазме. Исследования по геомагнетизму, аэрономии и физике Солнца, М., "Наука", 1979, 46, 130.

[173] Vainshtein S.I., Mazur V.A. Tearing instability in a neutral sheet with temperature anisotropy. Plasma Phys., 1982, 24, 965.

[174] Вайнштейн С.И., Быков A.M., Топтыгин И.Н. Турбулентность, токовые слои и ударные волны. М., "Наука", 1989, 311 с.

[175] Дэвидсон Р. Кинетическая теория волн и неустойчивостей в однородной плазме. В кн. Основы физики плазмы, под ред. А.А.Галеева и Р.Судана, М., Энергоатомиздат, 1983, 1, 443 с.

[176] Gamayunov K.V., Khazanov G.V. Influence of hot anisotropic ions on properties of nonlinear Alfven waves. Plasma Phys. Control. Fusion, 1995, 37, 1095.

[177] Зеленый Л.М., Кузнецова M.M. Возбуждение крупномасштабных неустойчивостей плазменного слоя потоками на границе магнитосферы. Физика плазмы, 1984, 10, 326.

[178] Джардайн М. Пересоединение магнитных силовых линий в солнечных вспышках. В кн. Космическая магнитная гидродинамика. М., "Мир", 1995, 210.

[179] Kato Y., Tajiri М., Taniuti T.J. Propagation of hydromagnetic waves in collisionless plasma. I. Phys. Soc. Japan, 1966, 21, 765.

[180] Ruderman M.S., Fahr H.J. The effect of magnetic fields on the macroscopic instability of the heliopause. Astron. Astrophys., 1993, 275, 635.

[181] Fahr H.J., Neutsch W., Grzedzielski S., Macek W., Ratkiewicz R. Plasma transport across the heliopause. Space Sci. Rev., 1986, 43, 329.

[182] Baranov V.B., Fahr H.J., Ruderman M.S. Investigation of macroscopic instabilities at the heliopause boundary surface. Astron. Astrophys., 1992, 261, 341.

[183] Talwar S.P. Kelvin-Helmholdz instability in an astrophysical plasma. Phys. Fluids, 1965, 8, 1295.

[184] Громов E.M., Накаряков B.M., Ораевский B.H. Влияние анизотропии давления на распространение магнито-звуковых волн в плазменном слое. Письма в Астрон. Ж., 1992, 18, 841.

[185] Веденов А. А., Сагдеев Р. 3. О некоторых свойствах плазмы с анизотропным распределением скоростей ионов в магнитном поле. В сб. Физика плазмы и проблема управляемых термоядерных реакций. АН СССР, Ред. Леонтович М.А., 1958, 3, 278 с.

[186] Parker Е. N. Galactic effects of the cosmic-ray gas. Space Sci. Rev., 1969, 9, 651.

[187] Ptuskin V.S. Influence of cosmic rays on propagation of long magnetohydrodynamic waves. Astrophys. Space Sci., 1981, 76, 265.

[188] Птускин B.C. О кинетических свойствах газа космических лучей. Письма в Астрон.ж., 1981, 7, 671.

[189] Cesarsky С. J. Stability of the equilibrium states of the interstellar gas and fields system. Proc. Int. Sch. Worksh. on Plasma Astrophys., Varena, Italy, 1981, p. 51.

[190] Asseo E., Cesarsky C.J., Lachieze-Rey M., Pellat R. Parker instability in the presence of curved magnetic field lines.I. Astrophys.J(L)., 1978, 225, L21.

[191] Asseo E., Cesarsky C.J., Lachieze-Rey M., Pellat R. Energy principle and the interstellar medium. II. Curved equilibria. Astrophys.J., 1980, 237, 752.

[192] Lachieze-Rey M., Asseo E., Cesarsky C.J., Pellat R. Energy principle and the interstellar medium. III. PLane-parallel configurations. Astrophys.J., 1980, 238, 175.

[193] Cesarsky C.J. Cosmic-ray confinement in the Galaxy. Ann. Rev. Astron. Astrophys., 1980, 18, 289.

[194] Nelson A.H. Cosmic rays and the Parker instability. Mon. Not.R. Astr.Soc.,1985, 215, 161.

[195] Mouschovias T.Ch. Static equilibria of the interstellar gas in the presence of magnetic and gravitational fields: large-scale condensations. Astrophys. J., 1974, 192, 37.

[196] Гинзбург В.Л., Птускин B.C. О происхождении космических лучей (некоторые вопросы астрофизики высоких энергий). Усп. физ. наук, 1975, 117, 585.

[197] Вайнштейн С.И. К расчету максвелловского тензора напряжений в турбулентной среде. Журн. экспер. и теор. физики, 1978, 74, 2056.

[198] Долгинов А.З., Топтыгин И.Н. Многократное рассеяние частиц в магнитном поле со случайными неоднородностями. Ж. эксперим. и теор. физ., 1966, 51, 1771.

[199] Skilling J. Cosmic ray streaming. I. Effect of Alfven waves on particles. Monthly Notices Roy. Astron. Soc., 1975, 172, 557.

[200] Dormán L.I., Katz M.E. Cosmic ray kinetic in space. Space Sci.Rev., 1977, 20, 529.

[201] Гинзбург В.JI., Птускин B.C. Происхождение космических лучей. Итоги науки и техники, сер. "Астрономия", М:, ВИНИТИ, 1983, 24, 94.

[202] Jokipii J.R. Propagation of cosmic rays in the solar wind. Rev.Geophys. and Space Phys., 1971, 9, 27.

[203] Птускин B.C. Диффузия быстрых частиц в крупномасштабном случайном магнитном поле. Phys. Solariterr., Potsdam, 1978, N 9, 45.

[204] Птускин B.C. Давление газа быстрых заряженных частиц, диффундирующих в среде со стахостическим магнитным полем. Журн.экспер. и теор. физики, 1984, 86, 483.

[205] Ginzburg V.L., Khazan Ya.M., Ptuskin V.S. Origin of cosmic rays: galactic model with halo. Astrophys. and Space Sei., 1980, 68, 295.

[206] Международный космический проект КОРОНАС-И. ИЗМИР АН, 1997, 85 с.

[207] The First Results from SOHO. Eds., B.Fleck and Z.Svestka. Kluwer Academic Publishers, Dordrecht, 1997, 799 p.

[208] Scientific Achievements of SOHO. Proc. Conf. "A Crossroads for European Solar and Heliospheric Physics. Recent Achievements and Future Mission Possibilities". Puerto de la Cruz, Tenerife, Spain, 1998, SP-417, ESA, p.19.

[209] Culhane J.L. Scientific Achievements of the Yohkoh Mission. Proc. Conf. "A Crossroads for European Solar and Heliospheric Physics. Recent Achievements and Future Mission Possibilities". Puerto de la Cruz, Tenerife, Spain, 1998, SP-417, ESA, p.55.

[210] Randolph J.E. Solar Probe. Mission and System Design Concepts 1995. NASA. Jet Propalsion Laboratory California Institute of Technology, Pasadena, California. JPL D-13269, 1995, 87 p.

[211] 10 Years HELIOS. Publication Celebrating the 10th Anniversary of the Launch of HELIOS on December 10, 1974. Ed., H. Porsche, 1984, 200 p.

[212] Axford W.I., MacKenzie J.F. The Origin of High Speed Wind Streams. Solar Wind Seven. COSPAR Coll. Ser., 3, 1992, 1.

[213] Mann G., Aurass H. Solar and interplanetary radiospectrometer aboard InterHelios. Proc. Conf. "A Crossroads for European Solar and Heliospheric Physics. Recent Achievements and Future Mission Possibilities". Puerto de la Cruz, Tenerife, Spain, 1998, SP-417, ESA, p. 255.

[214] Coronal Transients and Space Weather Prediction Missions. Ed., Harris H.M., JPL D-12611, 1995, 62 p.

[215] Missions to the Sun. Proc. SPIE, 1996, 2804. Ed., D.Rust. ••

[216] Космический комплекс "Пламя". Научно-технический отчет. М., 1995.

[217] Racca G., Fleck В. Stereoscopic Solar Corona Probe, A Conceptual Mission Analysis and Design. 46th International Astronautic Congress, October 2-6, 1995, Oslo, Norway, IAF-95-Q.5.02, 10 p.

[218] The Sun and Heliosphere in Three Dimension: Report of the NASA Science Definition Team for the STEREO Mission. The Johns Hopkins University Applied Physics Laboratory, Laurel, Maryland, 1997, 60 p.

[219] Solar Probe: The RAMSES Proposal. Proc. Conf. "A Crossroads for European- Solar and Heliospheric Physics. Recent Achievements and Future Mission Possibilities". Puerto de la Cruz, Tenerife, Spain, 1998, SP-417, ESA, p.75.

[220] Карпенко С. Новые проекты ESA исследования Солнца. Новости космонавтики, 1998, N 10, 19.