Архив номеров

При планировании физических экспериментов или при их проведении необходимо создавать теоретические модели, которые либо предсказывают возможные экспериментальные данные, либо объясняют уже полученные. Только в тесном взаимодействии теории и эксперимента можно понять то, что происходит в физическом мире. Для создания той или иной количественной или качественной модели физического явления необходим математический аппарат, на основе которого строятся такие модели. Область теоретической науки, которая использует методы магнитной гидродинамики и гидроаэромеханики для исследования задач физики космоса, обычно называется космической газовой динамикой, которая наиболее часто используется при построении моделей физических явлений, встречающихся в условиях космического пространства.

Чтобы подчеркнуть значение космической газовой динамики в развитии астрофизики и космических исследований, приведем несколько примеров моделей, которые были развиты аэродинамиками. Они не только сыграли важную предсказательную роль на качественном уровне, но и развиваются до настоящего времени в связи с необходимостью количественной интерпретации экспериментальных данных.

В течение длительного времени солнечная корона представлялась как образование, находящееся в состоянии гравитационного равновесия (модель Чепмена). Однако оказалось, что давление на бесконечности, получаемое на основе такого равновесного решения, существенно превосходит оцениваемое давление в межзвездном газе, окружающем солнечную систему. В [1] было сделано заключение, что в этом случае газ солнечной короны должен расширяться, а для получения решения, описывающего такое расширение, были использованы стационарные гидродинамические уравнения в приближении сферической симметрии. Решение этих уравнений привело к теоретическому предсказанию солнечного ветра, который представляет собой радиальный поток полностью ионизованной водородной плазмы, истекающий из солнечной короны с небольшой дозвуковой скоростью, но уже на орбите Земли имеющий характер гиперзвукового течения. Переход течения от дозвукового к сверхзвуковому обеспечивается наличием солнечной гравитации, которая в рассматриваемом случае играет роль сопла Лаваля. Теоретическое предсказание существования солнечного ветра [1] уже через год было подтверждено его экспериментальным открытием [2] на советском космическом аппарате "Луна-2". При этом оказалось, что на орбите Земли средняя скорость солнечного ветра V_E≈450 кмс⁻¹, средняя температура протонов Т_E≈6·10⁴ K (температура электронов несколько выше), а средняя концентрация протонов (электронов) b_E≈10 см⁻³.

Первая гидродинамическая модель сверхзвукового обтекания магнитосферы Земли солнечным ветром [3] носила качественный характер, поскольку в ней рассматривалось обтекание плоского магнитного диполя и в приближении тонкого слоя между головной ударной волной и "обтекаемым препятствием". Однако она была построена до фактического открытия солнечного ветра и в дальнейшем послужила важным стимулом в развитии моделей сверхзвукового обтекания планет солнечным ветром с отошедшей ударной волной.

Еще одним примером может служить впервые предложенная в [4] газодинамическая модель обтекания кометных атмосфер солнечным ветром. Полное численное решение поставленной в этой работе проблемы было получено почти через 20 лет [5]. Многие результаты в [5] затем были подтверждены экспериментами по исследованию кометы Галлея при пролете вблизи нее космических аппаратов "Вега 1 и 2", "Джотто", "Сунсен" и "Сакигаки" в 1986 г.

В настоящей работе рассматривается модель взаимодействия сверхзвукового солнечного ветра со сверхзвуковым потоком газа локальной (окружающей Солнце) межзвездной среды, впервые в сильно упрощенной форме предложенная в [6]. Эта модель в настоящее время активно развивается в связи с полетами космических аппаратов Voyager 1 и 2, Pionttr 10 и 11, Ulysses, Hubble Spact Telescop, SOHO и др., исследующих внешние области солнечной системы.