Космические исследования, 2021, T. 59, № 6, стр. 519-526

ВВЕДЕНИЕ

Процесс взаимодействия солнечного ветра с плазменными оболочками планет, как Марс и Венера, отличается от аналогичного процесса у Земли. Земля обладает собственным глобальным магнитным полем, которое создает барьер на пути солнечного ветра – магнитосферу. Так как поток солнечного ветра является сверхзвуковым, то при взаимодействии с магнитосферой формируется головная ударная волна, которая тормозит и нагревает поток солнечного ветра [1]. Замедленный и нагретый солнечный ветер обтекает магнитосферу, формируя обтекающий поток. Также, так как магнитное поле вморожено в солнечный ветер, силовые линии магнитного поля огибают магнитосферу планеты в той же области – обтекающем потоке. В отличие от Земли, Марс не обладает собственным глобальным магнитным полем [2], поэтому солнечный ветер взаимодействует не с магнитосферой, а с атмосферой. Предполагается, что формируется некоторый слой над атмосферой Марса, являющийся барьером на пути распространения солнечного ветра – индуцированная магнитосфера [3], с формированием головной ударной волны. При этом расстояние, на котором располагается головная ударная волна у Марса [4], значительно меньше, чем у Земли.

Солнечный ветер почти напрямую взаимодействует с ионизованным верхним слоем атмосферы Марса и это приводит к ее потере. Различают разные механизмы и каналы атмосферных потерь [5], одним из таких механизмов является образование плазменных неустойчивостей. Известно, что область обтекающего потока является источником низкочастотных волн, областью формирования плазменных структур и неустойчивостей, например, ионно-циклотронных волн, ультранизкочастотных волн в обтекающем потоке, плазменных облаков [6] и неустойчивости Кельвина–Гельмгольца [7].

Неустойчивость Кельвина-Гельмгольца является неустойчивостью, формирующейся при взаимодействии двух встречных потоков жидкостей [8]. В плазме данная неустойчивость рассматривается в приближении магнитной гидродинамики, когда отношение теплового давления к магнитному давлению $\beta \ll 1.$ В таком случае, плазму можно рассматривать в приближении проводящей жидкости. Отличительным признаком неустойчивости Кельвина–Гельмгольца является формирование вихря, в котором происходит перемешивание двух взаимодействующих жидкостей. У Марса формирование вихря усложняется тем, что взаимодействие происходит между столкновительной ионизованной частью атмосферы – ионосферы – и бессталкновительной плазмой солнечного ветра. Процессы переноса массы, тепла и энергии в вихрях могут играть существенную роль в атмосферных потерях на Марсе [9], Венере и планетах, у которых отсутствует собственное глобальное магнитное поле.

В данной работе проводится анализ наблюдений плазменных структур, ассоциируемых с вихрями неустойчивости Кельвина–Гельмгольца, в области между ионосферой и обтекающим потоком на дневной стороне Марса. Исследование проводится с помощью данных комплекса приборов по изучению характеристик и динамики частиц и полей космического аппарата MAVEN. На основе полученных данных проводится проверка ряда критериев формирования вихрей неустойчивости Кельвина–Гельмгольца и оценивается размер структуры вдоль траектории космического аппарата.

ИСПОЛЬЗУЕМЫЕ ПРИБОРЫ

Космический аппарат MAVEN был запущен 18.XI.2013, вышел на орбиту Марса 22.IX.2014. Основные решаемые научные задачи включают в себя: изучение процессов, приводящих к потере Марсом атмосферы и процесса взаимодействия солнечного ветра с плазменной оболочкой Марса. Космический аппарат имеет эллиптическую орбиту с высотой перицентра 150 км и высотой апоцентра 6200 км со средним периодом обращения 4.5 ч. В наших исследованиях мы используем измерения ионного анализатора STATIC [10], анализатора электронов солнечного ветра SWEA [11] и магнитометра (MAG) [12] из комплекса по изучению характеристик и динамики частиц и полей MAVEN.

Ионный анализатор STATIC является прибором с тороидальным электростатическим анализатором и времяпролетной секцией. Поле зрения прибора STATIC составляет 360° по азимутальному и 90° по полярному углу с угловым разрешением 22.5° и 22.5° по азимутальному и полярному углу соответственно. Кроме того, поле зрения прибора при необходимости может быть уменьшено путем подачи дополнительного потенциала на дефлекторы. Диапазон измеряемых энергий ионов составляет от 0.1 эВ до 30 кэВ с энергетическим разрешением 15%, которое охватывает энергии экзосферных и атмосферных ионов. Прибор STATIC способен измерять массы ионов в диапазоне от 1 до 70 а. е. м. с массовым разрешением, равным 4, в том числе ионы H⁺, He⁺, O⁺, ${\text{O}}_{2}^{ + }$ и ${\text{CO}}_{2}^{ + }.$

Анализатор электронов солнечного ветра SWEA является прибором с электростатическим анализатором. Прибор также имеет дефлекторы, контролирующие поле зрения. Поле зрения прибора SWEA составляет 360° по азимутальному и 120° по полярному углу с угловым разрешением 22.5° и 20° по азимутальному и полярному углу соответственно. Диапазон измеряемых энергий электронов составляет от 5 эВ до 4.6 кэВ с разрешением 17% энергии.

Магнитометр MAG это датчик, который измеряет три компоненты магнитного поля с частотой 32 Гц. Измерения охватывают значения магнитного поля в невозмущенном солнечном ветре, области индуцированной магнитосферы и аномалиях магнитного поля в южном полушарии Марса.

В совокупности, одновременное использование данных приборов позволяет изучать энерго-масс-угловые функции распределения ионов солнечного ветра, марсианской экзосферы и атмосферы, энерго-угловые функции распределения электронов солнечного ветра и атмосферы, конфигурацию межпланетного магнитного поля, обтекающего потока, хвоста и магнитных аномалий.

НАБЛЮДЕНИЕ

Выбрано несколько пролетов с пересечениями области между ионосферой и обтекающим потоком на дневной стороне Марса с большими солнечно-зенитными углами без влияния магнитных аномалий (рис. 1). На рис. 2 показано наиболее интересное пересечение. В промежутке времени между 14.41 и 15.01 UT 5.XI.2017 обнаружена сильно возмущенная область с нагретыми ионами O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + },$ вытянутые из ионосферы в обтекающий поток. Ионосфера, наблюдаемая с 14.41 по 14.45 UT, характеризуется высоким дифференциальным потоком энергии тяжелых ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + },$ относительно спокойным магнитным полем и наличием низкоэнергичных электронов. Наблюдаемая область в интервале времени с 14.59 до 15.01 UT является обтекающим потоком и характеризуется наличием сильно осциллирующего магнитного поля, высоким дифференциальным потоком энергии и широким энергетическим спектром легких ионов H⁺. Траектория космического аппарата показывает, что начало наблюдений соответствует ионосфере, продолжается в возмущенной области и заканчивается в области обтекающего потока. Видно, что в интервале времени от 14.45 до 14.59 UT в области между ионосферой и обтекающим потоком наблюдаются периодические плазменные структуры, состоящие преимущественно из тяжелых ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }.$ Диапазон энергий тяжелых ионов в данных структурах варьируется от нескольких эВ до кэВ на временном масштабе одной минуты. Наблюдаемые колебания отношения концентрации легких ионов к суммарной концентрации тяжелых ионов ${{{{{\text{n}}}_{{{{{\text{H}}}^{{\text{ + }}}}}}}} \mathord{\left/ {\vphantom {{{{{\text{n}}}_{{{{{\text{H}}}^{{\text{ + }}}}}}}} {\left( {{{{\text{n}}}_{{{{{\text{O}}}^{{\text{ + }}}}}}} + {{{\text{n}}}_{{{\text{O}}_{{\text{2}}}^{{\text{ + }}}}}}} \right)}}} \right. \kern-0em} {\left( {{{{\text{n}}}_{{{{{\text{O}}}^{{\text{ + }}}}}}} + {{{\text{n}}}_{{{\text{O}}_{{\text{2}}}^{{\text{ + }}}}}}} \right)}}$ наиболее ярко выражены в промежутке времен с 14.51 до 14.59 UT. Также наблюдаются периодические вариации энергетического спектра легких ионов H⁺ с примерно тем же периодом, что и масштаб вариаций энергетического спектра тяжелых ионов.

Чтобы сопоставить наблюдение с некоторым физическим процессом в наблюдаемой области, необходимо ответить на следующие вопросы:

– какие физические условия и процессы приводят к формированию данных плазменных структур?

– каков источник тяжелых ионов O⁺ и ${\text{O}}_{{\text{2}}}^{{\text{ + }}}?$

– каков механизм ускорения тяжелых ионов O⁺ и ${\text{O}}_{{\text{2}}}^{{\text{ + }}}$ до скоростей, сопоставимых со скоростями обтекающего потока?

– каковы пространственные масштабы структуры?

АНАЛИЗ НАБЛЮДЕНИЯ

Похожие плазменные структуры уже наблюдались в других работах, посвященных изучению плазменных структур и неустойчивостей в плазменной оболочке Марса [6, 7], однако эти измерения были проведены в областях с магнитными аномалиями. Области магнитных аномалий, находящиеся в южном полушарии Марса, создают локальную магнитосферу, которая влияет на динамику окружающей плазмы [13]. К тому же известно, что плазма в обтекающем потоке на больших солнечно-зенитных углах неустойчива [14], что приводит к формированию различных структур, в том числе вихрей неустойчивости Кельвина – Гельмгольца. Плазма обтекающего потока, состоящая из ионов солнечного ветра (95% H⁺ и 5% He⁺), проникает внутрь ионосферы, взаимодействуя с ионосферными ионами O⁺ и ${\text{O}}_{{\text{2}}}^{{\text{ + }}}.$ Ускоренные ионосферные ионы O⁺ и ${\text{O}}_{{\text{2}}}^{{\text{ + }}}$ под действием центробежной силы вытягиваются из ионосферы в обтекающий поток, формируя вихрь. Возможными критериями детектирования развитых вихрей Кельвина–Гельмгольца на Марсе являются [6]:

– ионы обтекающего потока, относящиеся к верхней части вихря, имеют скорость выше средней скорости ионов обтекающего потока и двигаются по направлению от Солнца;

– ионы обтекающего потока, относящиеся к нижней части вихря, имеют скорость ниже средней скорости ионов обтекающего потока и двигаются по направлению к Солнцу;

– ионы ионосферы имеют скорость выше тепловой скорости ионов в ионосфере и двигаются по направлению от Солнца со скоростью выше начальной.

Данные критерии согласуются с процессом формирования вихря неустойчивости Кельвина–Гельмгольца в магнитогидродинамическом приближении, когда два потока плазмы за счет разницы скоростей и вязкости начинают вращаться вокруг общего центра масс под действием центробежных сил. В работе предполагается, что наблюдаемые плазменные структуры есть вихри неустойчивости Кельвина–Гельмгольца и дальнейшие процедуры будут направлены на проверку данного утверждения.

В первую очередь нас интересует скорость центра масс наблюдаемых плазменных структур. Существует несколько подходов к определению данного параметра: через вычисление среднего значения между скоростью ионов обтекающего потока и ионосферных ионов [15] и через вычисление скорости системы координат де Хоффманна–Теллера [16]. В данной работе используется второй подход, который позволяет переводить динамические структуры в статические структуры. В системе координат де Хоффманна–Теллера по определению электрическое поле минимально, соответственно, чтобы найти скорость данной системы координат необходимо найти минимум следующего функционала (1):

где ${{v}^{{(i)}}},{{B}^{{(i)}}}$ – измеренные в системе координат MSO три компоненты скорости ионов H⁺ обтекающего потока [км/с] и три компоненты магнитного поля [нТ] в i-й момент времени. Выбор ионов H⁺ в качестве основных носителей электрического поля связан с вопросом роли электрического поля солнечного ветра с ускорением тяжелых ионосферных ионов. Минимум значения функционала (1) по определению дает значение скорости $V = {{V}_{{dHT}}}$ системы координат де Хоффманна–Теллера, и для упомянутых наблюдений эта скорость составляет около 120 км/с в приближении равномерного движения. На рис. 3 представлено сравнение значений электрического поля, определенного как $ - \left[ {{{V}_{{dHT}}},B} \right],$ и электрического поля в солнечном ветре. Коэффициенты корреляции для каждой проекции электрического поля составляет c_{x, const} = 0.68, c_{y, const} = 0.91, c_z, const = 0.77. Таким образом можно сделать вывод, что скорость центра масс, с которой наблюдаемые плазменные структуры пролетают мимо космического аппарата, составляет 120 км/с. Вычисленная скорость превышает тепловую скорость ионосферных ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + },$ составляющую при одинаковой температуре ~2 и 4 км/с соответственно, и скорость космического аппарата, которая составляет для выбранного интервала времени около 5 км/с, но меньше скорости обтекающего потока (~200 км/с), что согласуется с первым подходом. Зная скорость и время наблюдения плазменных структур, возможна оценка размера структуры вдоль направления регистрации. Так как период регистрации плазменных структур составляет 1 мин, то оцениваемый размер структуры вдоль направления регистрации составляет около 7200 км или 2.1 R_M (радиус Марса R_M = 3390 км). Полученный результат не соответствует физическим представлениям о развитии плазменных неустойчивостей и структур. Соответственно, можно сделать вывод, что время вариации скорости наблюдаемых структур намного меньше масштаба времени измерений. Это означает, что наблюдаемая структура движется с ускорением. Вычисление минимума функционала (1) с помощью двухпараметрической модели (2) позволяет учесть эффект ускоренного движения структуры: где V₀ – начальная скорость [км/с], a₀ – начальное ускорение [км/с²]. Значения начальной скорости и начального ускорения, соответствующих минимуму функционала (1), равны V₀ = (–35.73, –36.61, 28.94) и a₀ = (–0.16. 0.13, 0.20) соответственно. Коэффициенты корреляции для каждой проекции скорости составляет c_{x, acc} = 0.78, c_{y, acc} = = 0.95, c_{z, acc} = 0.87, что очевидно лучше, чем для приближения равномерной скорости движения структуры. При этом вычисленные размеры структуры составляют 3763 км или 1.1 R_M.

Направление скоростей ионов обтекающего потока и ионосферы играет одну из ключевых ролей в идентификации того, что мы действительно наблюдаем вихри неустойчивости Кельвина–Гельмгольца. На рис. 4 изображены проекции скоростей ионов H⁺, O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ в системе координат Марс–Солнце–Электрическое поле (MSE) для выбранного момента времени. Система координат MSE построена таким образом, что ось Ox направлена на Солнце, ось Oz направлена вдоль направления электрического поля в солнечном ветре, а ось Oy дополняет базис до правой тройки. В выбранный интервал времени траектория космического аппарата такова, что он не регистрирует солнечный ветер, однако направление электрического поля в солнечном ветре можно с некоторой точностью вычислить в обтекающем потоке [17]. В такой системе координат величина скоростей ионов не изменится, однако направление скоростей будет указывать на его связь с направлением электрического поля. Отсюда можно сделать вывод о том, насколько электрическое поле связано с ускорением тяжелых ионов до скоростей сопоставимых со скоростями ионов обтекающего потока. Из орбиты видно, что источником тяжелых ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ в возмущенной области является ионосфера. Также видно, что направления скоростей ионов H⁺, O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ в редких случаях имеют положительную z-компоненту. Это означает, что электрическое поле солнечного ветра в процессе ускорения тяжелых ионов играет минимальную роль и за ускорение тяжелых ионов ответственен другой механизм. Также стоит отметить наличие тяжелых ионов с направлениями скоростей по направлению к Солнцу, что можно интерпретировать как нижнюю часть вихря, относящуюся к ионосферным ионам. В направлении движения легких ионов преобладает направление против Солнца.

Еще одним способом доказать, что наблюдаемая плазменная структура есть вихрь неустойчивости Кельвина–Гельмгольца, является диаграмма рассеяния проекции скорости-концентрация [18]. В оригинальной статье интервал наблюдений разбивается на область магнитосферы и обтекающего потока, однако у Марса отсутствует магнитосфера, поэтому интервал наблюдений разбивается на область наблюдений ионосферы и возмущенной области. В каждой области для каждой ионной компоненты рассматриваемой структуры строится диаграмма рассеяния проекции скорости относительно концентрации выбранной компоненты. Затем вычисляется средняя скорость в каждой проекции скорости, относительно которой сравнивается распределение ионов в каждой области. В то время как в ионосфере средняя скорость равняется нулю с ненулевыми отклонениями, связанной с тепловым движением ионов, в обтекающем потоке средняя величина проекции скорости отлична от нуля. Ожидается, что распределение относительно среднего значения будет симметричным в силу равномерности распределения по скоростям, однако в случае вихря неустойчивости Кельвина–Гельмгольца наблюдается перевес в сторону увеличения скорости, который связан с формированием вихря. Как видно из рис. 4 распределение симметричное, что говорит не в пользу гипотезы детектирования вихря неустойчивости Кельвина–Гельмгольца.

ЗАКЛЮЧЕНИЕ И ОБСУЖДЕНИЕ

В данной работе наблюдаемые в переходной области между ионосферой и обтекающим потоком на дневной стороне Марса плазменные структуры ассоциируются с вихрями неустойчивости Кельвина–Гельмгольца. Основные критерии связанные с направлением движения ионов H⁺, O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ частично соответствуют наблюдениям.

Промежуточный анализ показал, что наблюдаемые плазменные структуры в выбранный момент времени двигаются с ускорением от 60 до 220 км/с. С учетом того, что период наблюдений составляет 1 мин, то оцениваемые размеры наблюдаемых плазменных структур соответствуют 1.1 R_M.

Также в данных плазменных структурах наблюдается часть тяжелых ионов, ускоренных до скоростей обтекающего потока. Механизм ускорения на данный момент не известен, однако выяснено, что электрическое поле солнечного ветра в процессе ускорения на временном масштабе 1 мин играет минимальную роль. Возможным объяснением наличия в наблюдаемой области ионов O⁺ и ${\text{O}}_{2}^{ + }$ со скоростями, эквивалентными скоростям обтекающего потока, является процесс захвата ионами H⁺ обтекающего потока ионосферных ионов, вытесненных из ионосферы в процессе формирования вихря Кельвина–Гельмгольца.

Неполное удовлетворение критериям можно объяснить особенностью траектории спутника, который движется не по касательной к предполагаемой области формирования вихрей и особенностью поля зрения ионного спектрометра STATIC. В добавок траектория спутника в конкретном наблюдении не позволяет оценить характеристики солнечного ветра. В дальнейшем исследовании возможно использовать данные космического аппарата Mars Express (MEX), имеющего ионный спектрометр плазменного комплекса ASPERA-3, который в некоторые интересующие нас моменты времени может находиться в солнечном ветре. Таким образом возможно вычислить моменты функции распределения ионов солнечного ветра, например, скорость, температуру и концентрацию. Однако, к сожалению, у MEX отсутствует магнитометр, что делает затрудненным изучение распространяющихся в межпланетном пространстве возмущений и магнитных структур, которые потенциально могут быть источниками плазменных структур в наблюдаемой области у Марса.

Авторы статьи выражают благодарность Российскому научному фонду (РНФ). Работа выполнена в рамках гранта РНФ 21-42-04404 “Венера и Марс в потоке солнечного ветра. Сравнительное исследование.”.