Экспериментальные исследования взаимодействия солнечной плазмы с атмосферами немагнитных или слабо магнитных тел солнечной системы тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

РГб ОД

- 2 опт 13за

На правах рукописи

Веригин Михаил Иванович

ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫЕ ИССЛЕДОВАНИЯ ВЗАИМОДЕЙСТВИЯ СОЛНЕЧНОЙ ПЛАЗМЫ С АТМОСФЕРАМИ НЕМАГНИТНЫХ ИЛИ СЛАБО МАГНИТНЫХ ТЕЛ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ '

01.03.03 - Гелиофизика и физика Солнечной системы

Автореферат диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

Москва - 1995

Работа выполнена в Институте космических исследований Российской Академии наук

Официальные оппоненты:

д.ф.-м.н., профессор Ораевский В.Н.

д.ф.-м.н., профессор Баранов В.В.

д.ф.-м.н. Линкин В.М.

Ведущая организация: Научно-исследовательский институт ядерной физики Московского государственного университета

/0^ „со. 81с1шШ_

та Л\Го 7ТПП9 04 П1 Мнптмт^я'кпрм«

Защита состоится в I V часов уу V/ • 1995 г. на заседании

диссертационного совета № Д002.94.01 Института'космических исследований РАН по адресу: Москва 117810, ул. Профсоюзая, д. 84/32

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке Института космических исследований РАН

Автореферат разослан С Ь^! I 1995 г.

Ученый секретарь диссертационного совета

к.т.н. В.Е. Нестеров

Экспериментальные исследования плазмы в Солнечной системе имеют огромное научное значение поскольку, как известно, Вселенная в основном состоит из плазмы, а изучение космической плазмы прямыми методами в течение длительного периода времени будет происходить в основном в пределах Солнечной системы. Поэтому такие исследования занимают значительное место в исследованиях Солнечной системы с помощью космических аппаратов.

Особое значение в этом разделе -науки имеет прямое изучение кометной плазмы, которое до самого последнего времени было совершенно недоступным. В то же время кометы являются телами Солнечной системы, находящимися в основном на ее периферии, и, поэтому состоят из вещества, подвергшегося наименьшим изменениям с момента образования Солнечной системы. В свою очередь важность прямых исследований плазмы " в окрестностях планет определяется разнообразием ее параметров и происходящих в ней физических процессов, имеющих аналоги и в других астрофизических объектах.

Общей чертой физических процессов в окрестности комет, немагнитных и слабо магнитных планет Солнечной системы является возможность непосредственного воздействия солнечной плазмы на нейтральные атмосферы этих небесных тел, что, по-видимому, является одной из основных причин потери атмосферных частиц. Поэтому изучение взаимодействия потоков солнечной плазмы с немагнитными и слабо магнитными планетами важно для понимания эволюции как этих объектов, так и Земли, позволяя, например, определить возможные условия в земной палеомагнитосфере, когда ее магнитное поле было слабым, а солнечный ветер более интенсивным.

Возможность проведения широкого комплекса плазменных измерений непосредственно в кометной коме впервые была реализована при пролете 6 марта 1986 г. космического аппарата "Вега-1" (а 9 марта 1986 г. и космического аппарата "Вега-2") через голову кометы Галлея. Новое поколение плазменных приборов, установленных на борту космического аппарата "Фобос-2" и позволившее осуществить первые масс-спектрометрические измерения вблизи Марса, включая ранее не исследовавшуюся область глубокой оптической тени за этой планетой, более чем на порядок величины увеличило общий объем приоритетных и статистически богатых сведений о взаимодействии солнечного ветра с Марсом.

Приведенные вьпне соображения в достаточной мере обосновывают актуальность ЭКСПЕРИМЕНТАЛЬНЫХ ИССЛЕДОВАНИЙ ВЗАИМОДЕЙСТВИЯ СОЛНЕЧНОЙ ПЛАЗМЫ С АТМОСФЕРАМИ НЕМАГНИТНЫХ ИЛИ СЛАБО МАГНИТНЫХ ТЕЛ СОЛНЕЧНОЙ СИСТЕМЫ - темы диссертации - и новизну содержащихся в ней данных вышеупомянутых космических экспериментов.

Представляемая диссертация состоит из введения, четырех глав и заключения, содержит 179 страниц текста, в том числе 113 рисунков, 8 таблиц и 340 библиографических ссылок. Диссертация выполнена в соответствии с - планами работ Института космических исследований РАН по темам "Плазма" (№ госрегистрации 01.870041406), "Планета" (№ госрегистрации 74060488), "Галлей" (№ госрегистрации 81087073), "Вега-1,Вега-2" (№ госрегистрации 74060488), "Фобос-1.2" (№ госрегистрации 01.84.0034118) и "Марс-94" {№ госрегистрации 01890084225).

Основные экспериментальные сведения, относящиеся к проблеме взаимодействия солнечной плазмы с кометами, немагнитными и слабо магнитными планетами, полученные до проведения плазменных экспериментов на космических аппаратах "Вега-1,2" и "Фобос-2", и теоретические представления о таком взаимодействии рассмотрены в ГЛАВЕ I. Из проведенного рассмотрения следует, что хотя плазменные эксперименты на космических аппаратах, запущенных к Марсу в 70-е годы, позЬолили надежно установить существование околопланетной ударной волны и магнитосферы Марса с вытянутым в антисолнечном направлении магнитным хвостом, существование магнитопаузы, отделяющей турбулентный магнитошит (переходную область) за фронтом ударной волны от области регулярного магнитного поля вблизи планеты, существование пограничного слоя вблизи магнитопаузы, тем не менее многое оставалось неясным.

До проведения экспериментов на КА "Вега-1" ограниченные плазменные измерения только в хвостовой части кометы Джакобини-Циннера были проведены на американском космическом аппарате ICE (ранее называвшемся ISEE-3). Этот космический аппарат не был предназначен для кометных исследований, ко времени встречи с кометой значительная часть установленных на нем приборов уже вышла из строя, и по данным ICE не было даже определенно установлено существование околокометной ударной волны.

Дальнейшее существенное продвижение в исследованиях околокометной и околомарсианской плазмы могло быть достигнуто только с помощью новых экспериментов. В ГЛАВЕ II описываются особенности постановки и анализа данных таких экспериментов на космических аппаратах "Вега-1,2" и "Фобос-2".

Аппаратура эксперимента "ПЛАЗМАГ-1" на космических аппаратах "Вега-1,2", предназначенного для прямых измерений электронной и ионной компонент плазмы и нейтрального газа, была разработана и изготовлена совместно ИКИ РАН и Центральным институтом физических исследований Венгерской АН (KFKI) при некотором участии Института аэрономии общества М. Планка, ФРГ (МРАЕ). Среди всех космических аппаратов, пролетавших в окрестности кометы Галлея, "Вега-1,2" были единственными, имевшими трехосную ориентацию. Эта их особенность при относительно небольшой массе плазменной аппаратуры и определила то обстоятельство, что измерения ионной компоненты плазмы в эксперименте проводились только в двух основных направлениях - по вектору скорости космического аппарата V цд (V х) относительно кометы и в направлении на Солнце.

Аппаратура эксперимента "ПЛАЗМАГ-1" состояла из шести независимых датчиков. Измерения энергетических спектров и потока ионов в направлении V нд осуществлялись электростатическим анализатором AK (CRA) и цилиндром Фарадея КЦФ (KFC), соответственно. В направлении на Солнце эти же характеристики плазмы измерялись аналогичными по принципу работы датчиками AC (SDA) и СЦФ (SDFC). Энергетические спектры электронов в эксперименте "ПЛАЗМАГ-1" измерялись при помощи электростатистического анализатора АЕ (ЕА), ориентированного перпендикулярно плоскости эклиптики. Оценка концентрации кометного нейтрального газа в окрестности КА проводилась по измерениям тока вторичных электронов и ионов с коллектора КЦФ (RFC) и вторичных электронов с плазменного ударного детектора УПД (PID). Основные характеристики вышеупомянутых датчиков собраны в табл. 1.

Конструктивно одинаковые энсргоспсктрометры CRA и SDA были выполнены на основе полусферических электростатических анализаторов. Впервые примененные в космическом плазменном эксперименте электростатические линзы, установленные на входе этих энергоспектрометров (рис. 1), позволили в несколько раз увеличить угловую ширину узких в одном из направлений "ножевых" полей зрения полусферических анализаторов при сохранении их широкого поля зрения в другом направлении и высокого энергетического разрешения (см. табл. 1).

Таблица 1.

Интегральные датчики Спектральные датчики

Параметр SDFC RFC PID SDA CRA ЕА

Геометрический фактор 1,6 см2 0,93 см'2 1 см2 1.75x10-4 см2 6.16x10-4 см2 (1.9+3.8), 10_в см2ср

Поле зрения 30x00° 26х2в° 00x00° 36x32° 32x12° 7x7°

Энргетический диапазон >0,15, 3500 эВ >0,15, 3500 зВ 0.05-27 кэВ 15-3500 эВ 3-10000 эВ

ДЕ/Е 5% 5.6% 7.5%

М/ДМ 20

Число энергетических окон 60 120 30

Электронный энсргоспект-рометр ЕЛ был выполнен на основе цилиндрического анализатора с углом отклонения 120°. Для того, чтобы обеспечить измерения электронных спектров в широком динамическом диапазоне энергий (3-10000 эВ), напряжения на электроды этого анализатора подавались от двух различных источников питания (рис. 1).

Рис. 1. Схематическое устройство и управляющие напряжения датчиков эксперимента " ГШ АЗ МАГ-1".

Интегральные датчики -цилиндры Фарадея SDFC и RFC - состояли из Ni коллектора и шести сеток (рис. 1). Плазменный ударный детектор PID для оценки потока нейтральных частиц, аналогичный установленному на КА "Джотто", представлял собой открытый позолоченный коллектор, окруженный охранным электродом.

Аппаратура экспериментов по измерению энергетических и угловых спектров ионов - TAUS и электронов - HARP, установленная на космическом аппарате "Фобос-2", была специально разработана для изучения взаимодействия солнечного ветра с Марсом. В работах по созданию экспериментов участвовали: TAUS - МРАЕ, IWF (Институт космических исследований Австрийской АН), KFKI и ИКИ РАН; HARP - KFKI, ИКИ РАН, SPRL (Лаборатория космической физики Мичиганского университета). Основные характеристики этих экспериментов собраны в табл. 2.

Схематическое устройство аппартуры экспериментов TAUS и HARP, установленной на космическом аппарате "Фобос-2", показано на рис.2. Анализ ионов по энергиям Ej/q (i=l,32) в эксперименте TAUS проводился с помощью полусферического электростатического анализатора Aj. Разделение протонов, а-частиц и тяжелых (пц/q > 3) ионов осуществлялось с помощью магнитной системы М, расположенной в средней части анализатора А2, а отдельная регистрация протонов и альфа-частиц - с помощью механического актюатора, последовательно перекрывавшего щели S3 и S4. Еще более тяжелые ионы (m,'/q >

и—12(-аг/-1.5

CRA RFC

II 1™WV

пЬ ,v .Г..--"wv -------иая»

"<yH-tt«V)//N l.-------

--------~-G0/40V

-г-

SDA SDFC

,-------

ПП tv . -------ais/jwov

*(«M1S0Vll I-2256.-4100V _______

1 ' ----. -60V

T~

EA PID

3100 ♦ »MVl"^

TL. F=p

II wv i

1000V fI I 4

IT V -I7V

U/-0.7U

3) проходили через всегда открытую щель S5 (на рис.2 не показана) и регистрировались специальным каналотроном Н. При фиксированном значении Ej/q в эксперименте TAUS одновременно 8 отдельными канальными электронными умножителями MCP (рис.2) проводились измерения потока протонов (или а-частиц) в 8 азимутальных направлениях <pj 0=1.8) и потока тяжелых иолов, приходящих в диапазоне ф=±20°. Сканирование по углам наклонения S^ (fc=l,8) осуществлялось при помощи электростатического дефлектора D, расположенного перед первым анализатором (рис.2). Таким образом, при каждом значении Е,-/q потоки ионов измерялись в 64 различных направлениях с характерным угловым расстоянием между ними - 5°.

Таблица 2.

Эксперимент TAUS HARP

Масса 2,5 кг 3,5 кг

Габариты 215x175x195 410x25x290

Потр. мощность 4,4 вт(макс.) 5,0 вт(макс.)

2,2 вт(средн.) 1,0 вт(мин.)

Диапазон энергий 30-6000 эВ/q 0,25-850 эВ/q

Измеряемые протоны, а-частицы. электроны,

частицы тяжелые ионы ионы

Разрешение по энергии 0,055 0,1-0,28

Геометрический (l-3)/i>3, с4 см-6 (l,3-0,24)xl0"6,

фактор см2 стер

Поле зрения 40°х40° 22°х170°

64 направл. 8 направл.

Iii. JfejHi

.¡ПУ1 S3/I

llt-R 7// AC 4 "

Рис.2.. Схематическое устройство аппаратуры экспериментов TAUS (слева) и HARP 4 (сверху) на космическом аппарате "Фобос-2".

Прибор HARP предназначался для исследования функций распределения по энергиям и направлениям электронов и ионов, приходящих с антисолнечного направления. Две его идентичные анализирующие системы (рис.2) состояли каждая из трех осесимметричных электродов, имеющих форму гиперболоида вращения с общей осью, проходящей через вершины электродов, соединенных с корпусом космического аппарата. Дифференциальные энергетические спектры электронов (ионов) измерялись путем подачи па изолированный кольцевой электрод изменяющегося ступенчатым образом отрицательного (положительного) напряжения Ua. При этом внутри полости формировалось аксиально симметричное квадрупольное электрическое поле. В таком поле только заряженные частицы в узком диапазоне значений E/q ~ kUa (fc < 1, зависит от направления прихода частицы) могут пройти от входной щели к выходной и попасть на микроканальную пластину MCP. Четыре коллектора, расположенные за MCP, одновременно измеряли потоки из четырех направлений (см. рис.2).

ВЕГЛ-t, TVUDE м

Представленные в ГЛАВЕ III результаты прямых экспериментальных исследований взаимодействия солнечного ветра с нейтральным кометным газом были в основном получены по данным комплекса плазменных экспериментов "ПЛЛЗМЛГ-1" на космических аппаратах "Вега-1,2" и при последующем их сопоставлении с данными других экспериментов как на этих, так и на других космических аппаратах.

Первым признаком приближения КА ic ядру кометы Галлея явился систематический рост потока энергичных ионов, ускоренных до энергий >102 кэВ, сопровождавшийся неожиданной квазипериодической модуляцией этого потока с периодом = 4 часа, обнаруженной уже на расстояниях г < 107 км от ядра (рис.3).

Этот эффект объяснен периодичностью производства газа кометным ядром, вращающимся с периодом и 54 ч.

Рис.3. Зависимость от г потоков энергичных ионов. Пунктир - кривая, пропорциональная концентрации пп( г), задаваемой выражением (1) при Vn -1 км/с и т,- - 106 с, сплошная кривая -сумма этой зависи-мости и аналогичной при Vn - 7,3 км/с с равным значением Q. Отрезки вдоль горизонтальнй оси области с увеличенными потоками ио: ов, использованные при построении количественной модели.

«OMiTGt»H1t>M4ECK& РДСС1М«« . IQ* v*

Построенная кинематическая модель системы оболочек нейтрального водорода, расширяющихся со скоростью »7,3 км/с, удовлетворительно описывает положение максимумов потоков ускоренных продуктов его ионизации, наблюдавшихся как на "Веге-1", так и на "Джотто". Ранее о существовании периодических структур во внешней коме по данным дистанционных наблюдений в линии Ly-a известно не было.

Начиная с расстояний г < ЗхЮ8 км вплоть до точки наибольшего приближения КА к ядру проведены измерения концентрации нейтрального газа п„(г). Это расстояние значительно превышает дистанции, начиная с которых нейтральный газ был обнаружен в других локальных экспериментах, предназначенных для его измерения, на всех КА, приближавшихся к ядру кометы Галлея. На рис.4 приведена зависимость nn(r) по данным RFC на подлетной части траектории КА "Вега-1". Пунктирной линией на этом рисунке показаны результаты аппроксимации экспериментальных данных выражением

п,(г) = по(го/г)гех p(-r/L() U)

при n0 = 104 см-3 на г„ = 105 км и характерном масштабе ионизации нейтрального газа L, = 2x10s км. Полученная зависимость позволила оценить скорость производства нейтрального газа ядром кометы Галлея Q0 = 4nVnn0r02 » 1,Зх1030 молекул/с (при скорости «ios-J \

. расширения нейтрального газа Vn»l км/с).

ю

Рис.4. Профиль концентрации нейтрального газа по данным датчика RFC эксперимента "ПЛАЗМАГ-1" полученным при подлете КА "Вега-1" к ядру кометы Галлея 6 марта 1986 г.

»10' t

\ 13: ё I

10

\

Однако при отлете КА "Вега-1" и "Вега-2" от кометы Галлея наблюдались меньшие, чем при подлете к ядру, значения пп. Эта особенность распределения п„ была интерпретирована как следствие отклонения распределения нейтрального газа от сферически симметричного в результате давления солнечного излучения.

На рис.5 показана, количественная модель нейтральной атмосферы кометы Галлея, вытянутой в антисолнечном направлении, построенная на основе

проведенных измерений: (2)

п„(г>ф) =

4яг ■ +2£Сохср + 1)

где <2(У ) = 2<30/о • ехр(-Уп2/5 V2} - распределение по скоростям темпа производства нейтрального газа, т^ характерное время его ионизации, Ь -ускорение нейтральной частицы в результате воздействия солнечного излучения, = л/ьг2(42+ 2£со$ф + 1)/2/!; -зависимость в неявном виде новой ■ переменной интегрирования 4 от ^т Ф " угол между точкой наблюдения и направлением на Солнце. Наилучшее согласие результатов рассчитанного по (2) концентрации распределения пп вдоль траектории КА с в атмосфере экспериментальными данными достигается при <20/5У= 4,36х1024см"1 и Ь/5У2 = 4,17х 1012 см-1.

За несколько миллионов километров от ядра, по данным БОА спектрометра эксперимента "ПЛАЗМАГ-1", было экспериментально обнаружено предсказывавшееся теорией торможение обтекающего комету солнечного ветра в результате нагружения его потока тяжелыми кометными ионами (рис.6). Сплошными кривыми на рис. 6 показана зависимость

Рис.5. Изолинии. нейтральных частиц кометы Галлея (модель).

аэ

4,(/-,<р)= J4 (г^2 + sin2 ф

(3)

рассчитанная вдоль траектории КА при V0 = 540 км/с ('"Вега-1") и V0 — 620 км/с ('"Вега-2"). При расчетах кометоцентрическая зависимость пп(г) бралась • в соответствии с выражением (1), описываю-щим данные EFC, в качестве значений р„ использовались результаты оценки этого параметра по данным SDA анализатора на КА "Вега-1" р„/тр = 12 см"3 Очевидно разумное согласие измеренных и рассчитанных зависимостей V(r). Следует отметить, что все входящие в (3) параметры внешнего потока плазмы и нейтральной атмосферы кометы были определены по данным экперимента "ПЛАЗМАГ-1", и ни один из них не подбирался для достижения лучшего согласия.

Рис. 6. Кометоцентрическая зависимость скорости солнечного ветра V по данным ББА анализаторов на КА "Вега-1,2". Плавная кривая - расчетная зависимость, Б - положение фронта околокометной ударной волны.

603

500

.о 400

* 300

(Г

я 200

X 700

с

Ii 600

8

и ЬОО

О

400

ЭОО

и "Вега-2" ра/т^ = 11 см"3.

S

ВЕГА-1 SDA

1

ВЕГА-2 SDA

3 2 «

Комет оцет ричв сков расстояние , 10 км

/

Проведенное впоследствии сопоставление наблюдавшегося на КЛ Giotto торможения солнечного ветра перед околокометной ударной волной с одновременными измерениями в солнечном ветре на КЛ "Веге-1,2" позволило выделить "чистый" эффект торможения кометными ионами и повысить степень надежности оценок Q(, но данным измерений на КЛ Giotto.

Торможение потока плазмы при приближении к кометному ядру не является непрерывным, и в нагруженном кометными ионами солнечном ветре образуется ударная волна. Ее положение в околокометлом пространстве, по данным эксперимента "ПЛАЗМАГ-1" и плазменных измерений на других КА, показано крестиками на рис.7. До прямых плазменных измерений в окрестности кометы Галлея не было определенно известно о существовании околокометных ударных

волн. Результаты измерения магнитного поля при пролете ICE вблизи кометы Джакобини-Циннера показали присутствие достаточно резкого перехода от более спокойного межпланетного магнитного поля к турбулизованному при приближении к ядру кометы и обратного перехода - при удалении от него. Однако авторы измерений, по-видимому, под впечатлением имевшихся ранее сомнений в существовании ударных волн, и в связи с тем, что из-за малой скорости производства нейтрального газа этой кометой фронт волны находился близко к ядру, так что его толщина была сопоставима с расстоянием до ядра, не использовали термин "bow shock", употребив менее определенное выражение "bow wave". Впервые факт формирования околокометной ударной волны при постепенном нагружении сверхзвукового потока солнечного ветра ионами был установлен определенно после проведения плазменных измерений на КА "Вега-1".

На основе измерений характеристик солнечного ветра на КА "Вега-2" была также построена модель движения фронта ударной волны во время измерений на Suisei, свидетельствующая о том, что в момент пересечения фронта этот КА и околокометная ударная волна двигались навстречу друг другу.

По результатам плазменных измерений в эксперименте "ПЛАЗМАГ-1" для обозначения области, расположенной вниз по потоку за фронтом околокометной ударной волны (см. рис.7), был предложен термин кометошит (cometosheath), подчеркивающий принципиальное различие между физическими процессами, происходящими в этой области, и процессами, определяющими формирование магнитошита у планет с сильным собственным магнитным полем, или ионошита у планет с намного более сильными гравитационными полями по сравнению с кометными. Это различие связано с тем, что околокометная ударная волна, в отличие от околопланетных, образуется не в результате сжатия и разогрева потока сверхзвуковой плазмы на достаточно жестком препятствии (магнитопауза, ионопауза), а в результате его нагружения тяжелыми кометными ионами.

Наиболее характерной особенностью кометошита является присутствие в этой области нескольких ветвей в энергетическом распределении ионов, измеренных SDA (рис.8, слева). Левая, менее энергичная из них, Р создана термализованными и заторможенными на фронте околокометной ударной волны протонами (и а-

Рис.7. Траектория КА "Вега-1,2", Giotto и Suisei в окрестности кометы Галлея. На траекториях - пересечения КА ударной волны (крестики), кометопаузы (кружки).

частицами) солнечного ветра. Более энергичная, правая ветвь G2, создана пометными ионами. ,

Кроме ветви кометных ионов G2, в плазме кометошита при помощи датчика IIS

эксперимента JPA на КА Giotto (позволявшего оце-нить и массу ионов) была обнаружена и более энергичная ветвь Gj (рис,8, справа). Кометные ионы в этой ветви образовались далеко вверх по потоку от точки наблюдения, а в ветви G2 - в окрестности КА (ветвь Gj по данным SDA не наблюдалась, поскольку во время пролета К А "Вега-1" скорость солнечного ветра была в и 1,6 раз больше, а энергия захваченных ионов в и 2,5 раза

г CA-

Ю1 105 10* 10г 103 10* ю

Энеро«/зарцд , В Энерол/заряд. В

Рис.8. Энергетические спектры, измеренные SDA анализатором эксперимента

"ПЛАЗМАГ-1" наКА "Вега-1" и датчиком IIS ,

тг> д .. тт . больше, чем во время пролета

эксперимента JPA на Giotto. На спектрах SDA л. '

* 1 f^inttn м т.тупп7лпа гэп ТТ ияпяшп

выделен всплеск потока ионов в окрестности наибольшего приближения КА "Вега-1" к ядру энеРгии (CA), связанный

Giotto, и выходила за диапазон измеряемых этим спектрометром). Причиной

(иА), связанный с прохождением секторной _ „

____Г . образования двух ветвей на

границы ММП через кометную атмосферу

' энергетическом спектре тяжелых

Т-.ю'к

присутствие в околокометном пространстве ударной волны происходит быстрое падение скорости обтекающей комету плазмы.

На рис.9 представлена зависимость температуры электронов Те в кометошите от кометоцентрического расстояния, полученная по данным ЕА спектрометра на КА "Вега-2" и свидетельствующая о падении Те с уменьшением г. Сходные эффекты в Те

ионов л кометошите является разрыва, где

2-

7U7

CA

КОЫСТОЦСНТПГЧГСКОС РАСС10ЯНИС. 10 КМ

Рис.9. Зависимость Тс(г) кометошите кометы Галлея.

наблюдались и по данным EESA анализатора при приближении Giotto к ядру кометы Галлея. Экспериментально обнаруженный эффект охлаждения тепловых электронов с уменьшением г объяснен потерей их энергии при неупругих столкновениях с кометным нейтральным газом.

Наиболее неожиданным результатом плазменных измерений на КА "Вега-1,2" явилось обнаружение на г = 1.65x10® км новой, не предсказанной теорией границы - кометопаузы (CP), разделяющей кометошит, контролируемый потоком протонов солнечного ветра, и область кометной плазмы с преобладанием тяжелых, медленно движущихся кометных ионов (рис.7).

В верхней части рис.10 приведена спектрограмма ионных потоков, измеренная CRA анализатором эксперимента "ПЛАЗМАГ-1" в окрестности кометопаузы. Вертикальными пунктирными линиями на этом рисунке отмечен интервал времени 6.43-6.45 UT (Д = 104 км вдоль траектории), на котором КА "Вега-2" пересекал кометопаузу. Эта граница не является обычным МГД разрывом, а, по-видимому, связана с быстрой перестройкой (изотропизацией) функции распределения протонов в ее окрестности. Достаточно полное, самосогласованное

описание физических процессов в окрестности кометопаузы в настоящее время отсутствует.

ПЛАЗМ АГ.1 СНА е-У'г^

/ит У мм-

е -м

г -i i i

i, ,1

f

ЬЛ1 | , I I

j¡"?ÍWiT(Tl"

«ОМЫСАДШРИ^СИС* PACCIUWMMt.

Рис.10. Спектрограмма потоков ионов, амплитуды колебаний электрического поля и В2 компоненты магнитного поля по данным измерений на КА "Вега-2" в окрестности кометопаузы.

О важности процессов перезарядки в окрестности кометопаузы свидетельствует и наблюдавшееся в окрестности этой границы падение потоков энергичных (- 100-300 кэВ) ионов. Этот эффект был обнаружен в данных телескопов энергичных частиц TUNDE М и EPONA на "Веге-Г и Giotto, соответственно. На рис.11 показана зависимость от

кометоцентрического расстояния скорости счета энергичных частиц F телескопом TUNDE М в энергетических интервалах. Сплошной

нескольких

линией на рис.11 показана зависимость

(4)

аппроксимирующая падение F(r) с уменьшением г в результате перезарядки энергичных ионов с учетом их быстрого вращения (1000-2000 км/с), медленного сноса ,0 потоком плазмы (V,- ~ V0(r/r0), V0 ~ 60 км/с) и \ логарифмического падения сечения перезарядки act(E) с { i ростом энергии ионов Е. Удовлетворительное согласие f оценочных расчетов (4) с результатами измерений а очевидно. ' 0'

Рис.11. Зависимость скорости счета энергичных частиц телескопом TUNDE М на КА "Вега-1" от кометоцентрического расстояния. Плавная кривая - расчет по (4).

вега-í. тшое м кю

В области кометной плазмы (cometary plasma region, рис.7) происходит дополнительное торможение потока ионов (уже в основном тяжелых, кометного происхождения) от скоростей V,- порядка нескольких десятков километров в секунду у кометопаузы до Vt- < 1 км/с при г < 2x10^ км, где одновременно наблюдаются весьма низкие значения T¿ < 10* К. В условиях, когда тепловая и направленная скорости ионов малы по сравнению с Vsc, скорость всех ионов, приходящих на КА, становится близкой к этой величине и энергетические спектры ионов можно интерпретировать как массовые (рис.12).

Обращает на себя внимание, что энергия, соответствующая максимуму первого уединенного пика, очень близка к mpV*/2 = 30,55 эВ, что свидетельствует о весьма малой (поперечной компоненте) скорости потока в глубине области кометной плазмы (в соответствии с ожидавшейся его стагнацией) и позволяет интерпретировать остальные спектральные пики.

На основании прийеденных на рис.12 данных можно достаточно уверенно говорить о присутствии в кометной плазме ионов Н+, С+, СОз"1" и Fe+. Структурированный пик при 14 < m¡/q < 20, наиболее вероятно, происходит из родительских молекул Н2О и состоит в основном из ионов 0+, ОН+, НгО*, НзО+.

0 01

Масса/заряд , леи

Рис.12. Энергетические/

массовые спектры кометных ионов зарегистрированные анализатором СЙА эксперимента "ПЛАЗМАГ-1" на г = (1.43-1.67)х 104 км от ядра.

Пик при 24 S щ/я - 34 может быть сформирован родительскими молекулами С0/С02 или молекулами, содержащими N или S, и состоять из таких ионов как СО+, N2+, II2CO+, НСО+, CN+, Оо+ или атомных ионов, таких как Mg+, Al , Si+, Р+, S+. Несколько меньших пиков при m,/q ~ 2, 8, 70 и 85 могут быть образованы ионами Н2+, 0++, некоторыми тяжелыми органическими молекулами или ионно-водяными

кластерами.

Достаточно неожиданным явилось

наблюдение в плазменном эксперименте на КА "Вега-2" отчетливо выраженного пика на спектрах CRA анализатора при тп,/<5 « 56. Этот пик также наблюдался в данных экспериментов IMS и NMS на КА Giotto. На ионных энергетических спектрах,

полученных с помощью датчика PICCA в эксперименте RPA на этом же КА, пик в окрестности щ/q » 56 обнаружен не был.

Представляется весьма естественным отождествить его с присутствием ионов Fe+ в самой внутренней части области кометной плазмы, хотя и следует отметить, что при энергетическом разрешении CRA анализатора 5,6% (табл.1) погрешность оценки массы таких ионов составляет около 3 а.е.м. Ранее о существовании заметного количества ионов Fe+ в окрестности кометы Галлея известно не было. В спектрах других комет ионы металлов (как правило, более легких) регистрировались только на очень малых гелиоцентрических расстояниях по сравнению с 0.8 а.е., где были проведены измерения на КА"Вега-2".

Представление о кометоцентрической зависимости концентрации тяжелых ионов в области кометной плазмы можно получить, просуммировав потоки ионов как в отдельных, приведенных в верхней части рис.12, интервалах £,/q, так и оценив общий поток кометных ионов с 0,3 i Et/q < 3 кВ. Для покоящихся относительно кометы холодных ионов эта величина . пропорциональна их концентрации пп. Соответствующие

зависимости, показанные на рис.13, свидетельствуют, что в области стагнации содержание ионов группы воды составляет 7080%, группы С0/С02 - 15-20% и ионов с массой

* 44 (С02+) - 2-5%.

Близкая к г-2 зависимость nn(r) на малых кометоцентрических расстояниях (см. рис.13) определяется тем, что локальная скорость образования кометных ионов Q,-

Рис.13. Кометоцентрическая зависимость концентрации отдельных групп ионов (см. рис.12), оцененная по результатам измерений ионных спектров в области кометной плазмы анализатором СЙА эксперимента "ПЛАЗМАГ-1" на КА "Вега-2".

Комвюцамтричвсхое расстояние

Ю'ш

7.17 ЦТ

пропорциональна лп, которая, в свою очередь, также спадает как г-2. Несколько более быстрый, чем г~2, спад пп, по-видимому, связан с тем, что скорость потерь ионов L, но л растает с увеличением г вследствие увеличения конвективного выноса ионоп. Такие представления о процессах, определяющих «„ на расстояниях г > 2х 1()4 км от ядра, кажутся вполне оправданными. Действительно, по данным датчика RFC эксперимента "ПЛДЗМАГ-1" на "Веге-2" на г = 2*104 км п„ и 1.5хЮ5 см"3 (рис.4). При характерном времени ионизации т, = 10'' с локальная скорость ионообразования составляет Ql =» ггп/т, = 0.15 см";,с~'. Для того, чтобы на таких расстояниях при Q, = Ll обеспечить п, = 10см~;! (см. рис.13) достаточно, чтобы скорость конвективного выноса ионов была V,- = rQ,/n, я 3 км/с, что находится в разумном согласии с результатами измерения V,- на КА Giotto.

Систематическое торможение и рост концентрации ионов в области кометной плазмы не являются монотонными. Например, на КА "Вега-2" на г = 4х104 км и г = Зх1(И км в так называемых "горячих пятнах" (рис.13) наблюдался быстрый рост п,, сопровождающийся последующим спадом. Другим проявлением немонотонности изменения характеристик плазмы в области кометных ионов является присутствие в ней специфической квазипериодической

модуляции интенсивности потока ионов (рис Л 4). Такая модуляция, по-видимому, связана с циклотронным резонансом ионов с возбуждаемыми Альвеновскими

колебаниями и наблюдавшееся уменьшение ее периода с Т » 10 с до Т г 8 с (рис.14) можно сопоставить с зарегистрированным на "Веге-2" увеличением магнитного поля с В К 40? на г К 8х104 км до В = 50у на г к 5х I04 км.

Общей чертой плазменных измерений на КА "Бега-1,2" в области кометной плазмы являлось отсутствие регистрации SDA спектрометром эксперимента "ПЛАЗМАГ-1" каких либо ионов, приходящих в направлении от Солнца. Однако, в окрестности наибольшего приближения "Веги-1" к ядру (СА, 7.20:06 UT), этот спектрометр отметил кратковременный, продолжавшийся - 5 минут всплеск потока ионов с энергиями E^/q - 100 - 1000 эВ (рис.8). Одновременно всплеск потока ионов отметил также ориентированный на Солнце цилиндр Фарадея SDFC. Коллекторные токи I этого интегрального датчика при трех различных значениях тормозящего ионы напряжения UK = 0, 15 3500 В на запирающей сетке приведены на рис.15. С учетом эффективной площади SDFC (Табл.1) поток ионов, приходящих из солнечного направления можно оценить как F{ = (5-8)х109 cm-V1.

Рис.15. Коллекторные токи ориентированного на Солнце цилиндра Фарадея БИРС при трех значениях запирающего потенциала 17((, измеренные на "Веге-1" 6 марта 1986 г. на малых кометоцентрических расстояниях.

701 ж тмоо tdtjo тмм ю!м 1л

вега г. лшшг iicra. 1 «ч>» .im

Рис.14. Спектрограмма ионных потоков в области кометной плазмы, измеренная СИА анализатором эксперимента "ПЛАЗМАГ-1" на КА "Вега-2". /0 - скорость счета, соответствующая самым внешним изолиниям; df - ее увеличение при переходе к внутренним.

BETA - 1 , ПЛАЗМАГ - 1 , SDFC , 6 марта , 1966

10'

- 10

е ю"

•s 3 3 10

Я 10И

X

—-V___

-А

т

5 ю ю io'

и = 3500 В

у

ft

21Л 130 8 9 11.0 210 299 Э9Л Ком«тоцентричеосое расстояние, 10^ км

D В

U_= 15В

Детальный аиализ события показал, что всплеск потока ионов наблюдался в окрестности поверхности, разделяющей области с противоположно направленными магнитными полями, и .тго событие связано с ускорением ионов при прохождении секторной границы межпланетного магнитного поля через область кометной плазмы. Независимо от направления скорости ускоренных ионов V, ее величина должна превышать 35 км/с; их концентрация n, ~ Í'j/V, » (1-2)х103 см"3 вполне согласуется с концентрацией, оцененной по данным RFC.

Альвеновская скорость в кометной плазме с В к 6O7 при оцененной выше плотности тяжелых ионов составляет VA = 7-10 км/с. Поэтому предложенная интепретация плазменных измерений предполагает спорадическое присутствие глубоко в области кометной плазмы суперальвеновских скоростей, в то время как обычно там скорость плазмы доальвеновская и по данным измерений на Giotto не превышает 3 км/с. Поскольку одновременно со всплеском потока тепловых ионов наблюдался также всплеск потока энергичных ионов с энергией - 102 кэВ по данным (TÜNDE М), прохождение секторной границы ММП через область кометной плазмы сопровождается ускорением заряженных частиц в широком диапазоне энергий.

В рамках модели квазистационарного пересоединения представляется невозможным объяснить появление большого числа кометных ионов со скоростью V,- » VA. Еще с большими трудностями в этой модели встречается объяснение ускорения части ионов, регистрируемых в той же области, до энергий - 102 кэВ. Единственным разумным решением этих трудностей является допущение взрывного бесстолкновительного пересоединения магнитного поля, при котором максимальная энергия ускоряемой заряженной частицы ограничена лишь условием сохранения обобщенного импульса в двумерной конфигурации магнитного поля. Однако, справедливость такого допущения нуждается в дополнительном исследовании.

ГЛАВА IY диссертации содержит результаты экспериментальных исследований плазмы в окрестности Марса с помощью спектрометров TAUS и HARP на спутнике "Фобос-2" в 1989 г. Эти результаты сравниваются с результатами ранее проведенных плазменных экспериментов в окрестности немагнитной Венеры и обсуждаются для выявления физических процессов протекающих в окрестности этих небесных тел.

Как уже отмечалось, на КА "Фобос-2" впервые были проведены плазменные измерения глубоко в оптической тени планеты, в том числе и вблизи оси ареомагнитного хвоста. Впервые в околомарсианском пространстве были реализованы также масс-спектрометрические эксперименты.

По плазменным измерениям с помощью спектрометра TAUS в ареомагнитном хвосте было обнаружено существование плазменного слоя, образованного

тяжелыми ионами планетного происхождения и расположенного по обе стороны от магнитного нейтрального слоя. В левой части рис.16 показана последовательность энергетических спектров, измеренных прибором TAUS в режиме регистрации тяжелых

Рис.16. Энергетические спектры ионов, измеренные в эксперименте TAUS 16 марта 1989 г., напряженность В и Вх компонента магнитного поля по данным эксперимента MAGMA.

ионов. С - 10 UT до - 21 UT "Фобос-2" последовательно переходил из солнечного ветра и магнитшиит, (пересечение ударной полны наблюдалось в ~ 16.30 UT), затем и магнитосферу (пересечение мапш-тоиауиы - 17.23 UT). Примерно в центре ареомагнитного хпоста с - 18.10 UT до ~ 18.30 UT наблюдались наиболее интенсивные потоки тяжелых ионов F --- (2-4)х107 см~2с"'. (Спектры ионов солнечного ветра и переходной области, представленные па рис.16, являются спектрами протонов и а-частиц, проникающих в канал тяжелых ионов.) После последующих пересечений магпитопаузы (-19.32 UT) и ударной волны (-20.08 UT) "Фобос-2" опять вышел в область солнечного ветра.

Из представленных на рис.16 данных очевидно, что наиболее значительные потоки тяжелых ионов наблюдались вблизи места смены знака Вх компоненты, т.е. вблизи нейтрального слоя. Область с повышенной энергией и концентрацией плазмы в магнитных хвостах Земли л Венеры, включающую нейтральный слой, обычно называют плазменным слоем. Поэтому аналогичное образование в ареомагнитном хвосте было также названо плазменным слоем. Однако в земной магнитосфере в спокойных условиях плазменный слой состоит в основном из протонов, и только во время некоторых суббурь содержание тяжелых ионов ионосферного происхождения достигает - 50%, тогда как в магнитосфере Марса плазменный слой состоит преимущественно из тяжелых ионов.

Для того, чтобы получить более надежные оценки скорости потери планетного кислорода через ареомагнитный хвост было проанализировано распределение , потоков тяжелых ионов, зарегистрированных прибором TAUS в магнитном хвосте Марса на всех имевшихся круговых орбитах "Фобоса-2" (рис.17). По данным 58

орбит, представленным на этом рисунке можно сделать вывод, что плазменный слой мог наблюдаться в среднем в течении на <l/D> - 25% траектории этого спутника внутри магнитного хвоста, что позволило оценить характерную толщину плазменного слоя d как = 0.1 D. С учетом среднего диаметра ареомагнитного хвоста D и 15000 км и среднего потока тяжелых ионов в плазменном слое F ~ 2.5х107 см'2с~1 во время измерений на "Фобосе-2", средний темп потери тяжелых ионов через это образование был оценен как Ф « F-d-D « 5х1024 С"1, или « 150 г/с.

Следует отметить, что процесс Рис.17. Места регистрации плазменного потерь ионов кислорода через слоя в магнитном хвосте Марса на плазменный слой ареомагнитного круговых орбитах "Фобоса-2''. хвоста является первым процессом

потерь массы этой планетой, зарегистрированным прямыми

методами. Оцененная по данным эксперимента TAUS средняя скорость потерь -150 г/с соответствует скорости диссипации марсианской атмосферы - 4x10"^ мбар/с. С такой скоростью диссипации современная атмосфера Марса с давлением 7-10 мбар диссипировала бы в течение (5-8)х10® лет. Это время сравнимо с возрастом планеты. Таким образом, обнаруженный по данным плазменных экспериментов на КА "Фобос-2" процесс диссипации марсианской атмосферы достаточно важен с точки зрения эволюции планеты, хотя, вероятно, не является основным процессом потери ею атмосферы (см. ниже оценки интенсивности нетермической диссипации марсианской атмосферы).

Но полученным н эксперименте TAUS данным о положении границы ареомагнитного хиоста и динамическом давлении солнечного ветра pV2 впервые была количественно проанализирована , сжимаемость марсианской магнитосферы. Зависимость асимптотической толщны ареомагнитного хвоста D от pV^ наилучшим

образом описывается степенной зависимостью'.

D 550(pV3) "к (5)

с индексом к = 5.910.5, показанной сплошной линией на рис.18.. Практическое совпадение оцененного выше к с его значением к = 6 для динольного геомагнитного поля свидетельствует о том, что внутреннее дипольное магнитное поле Марса может являться важным фактором взаимодействия этой планеты с солнечным ветром и дает существенный вклад в баланс давлений на ареомагнитопаузе.

Достаточно хорошая статистика

пересечений границы магнитного хвоста "Фобосом-2" обеспечила также более убедительные основания для аргумента в пользу существенного участия собственного магнитного поля Марса в отклонении солнечного ветра этой планетой, основанного на относительной толщине магнитных хвостов Марса и Венеры. Как можно видеть из приведенных на рис.19 данных, диаметр магнитного хвоста Марса на терминаторе в 1.5-2 раза толще, чем у Венеры (в радиусах планеты) и наблюдавшийся разброс положений ареомагнитного хвоста существенно превышает разброс положений границы магнитного хвоста за Венерой.

Наряду с этим установлено, что положение марсианской ударной волны BS вблизи плоскости терминатора практически не зависит от динамического давления рис.19. Сопоставление толщины солнечного ветра (рис.20). Это может быть магнитных хвостов Марса и Венеры, связано с достаточно стабильным положением части магнитопаузы вблизи подсолнечной области.

Как можно одновременно объяснить высокую сжимаемость ареомагнитного хвоста и слабое изменение положения BS на терминаторе при вариациях pV2 ? Такое специфическое движение плазменных границ может наблюдаться в случае, если вариации положения подсолнечной точки ареомагнитопаузы весьма ограничены. Действительно, согласно расчетам Spreiter et al. в гидродинамическом

ч ю" 10" ю'

/и*намическое давление пиашмои . днн/смг

Рис.18. Зависимость асимптотической толщины ареомагнитного хвоста от динамического давления солнечного ветра по данным эксперимента TAUS на КА "Фобос-2".

ударная волна

" еЕЖРА «

• иммп)

- behepas.10 а РЮМСЯТОАЯ

— фобос г

J М

Динамическое проюжм. дим/см *

приближении расстояние до ударной волны на терминаторе 04 при фиксированном плането-центрическом расстоянии до подсолнечной точки препятствия г0 связано с асимптотической толщиной магнитного хвоста О следующим

Рис.20. Зависимость расстояния до ВБ от

динамического давления солнечного ветра.

Сплошная кривая - зависимость от рУ2 согласно (6) и (5).

*

эмпирическим соитсшошеиием:

О,

Подстапип (6) и (5) можно

4 151 г. J

(6)

получить ожидаемую ланисммос гь D, от pV-, показанную на рис.2() сплошной линией. Ожидаемое и случае тп * const и наблюдавшиеся положения BS вполне согласуют см друг с другом, «по косвенно поддерживает истин,лопавшееся предположение о стийнлмюстм г№

Такая стабильность положения подсолнечной части марсианской магштшауам и выявленные но данным магнитных измерений несомненные эф<|>екты индукции н ареомагнитном хнисте снидотельствуют о том, что атмосфера/ионосфера этой планеты также играет существенную роль во взаимодействии с солнечным ветром.

О возможном участии как собственного магнитного поля как И планетной ионосферы в процессе взаимодействия солнечного ветра с Марсом свидетельствует

и обнаруженная зависимость величины 5 магнитного поля в ареомигмитном хвосте В, от

| - динамического давления протоном компоненты

i

на этом рисунке зависимость

представляет теоретическую

»!

4

• Ade»«"«« С01М<!Ч"0* О . ^«./tu

Рис.21. Зависимость давления магнитного поля в хвосте марсианской магнитосферы (MAGMA) от динамического давления . солнечного ветра (TAUS), о - измерения на влете в ареомагнитный хвост и л - на вылете из него.

> • В;рр\'1 sml а -' р (7)

1 ' с оптимальными коэффициентами sin5« «

] ' 0.049±0.004 и р = (1.7i0.3)*10-i(l дин/см2. Эти

Г коэффициенты имеют очевидный физический

смысл - р можно интерпретировать как среднее тепловое и магнитное давление солнечного в??тра в период наблюдений, а а -= arcsin(V0.019) 13" -как средний угол касательной к

мапштопаузе Марса и напраал^ннсм набегающего потока солнечного штра (flarini? angle) на орбите "Фобоса-2". Этот угол оказался меньше аналогичного угла, хзрактрржзто для собственной магнитосферы Зомлл (~22°), и больше аналогичного угла для индуцированной магнитосферы Венеры (< 9.Ь°) ка соответствующих расстоянипх sa терминатором.

Количественная модель, развитая для описния изменений размеров и формы марсианской магнитопаузы при вариациях динамического давления солнечного ветра, показана па рис.22. При ее построении пспильзовэллсь условно равенства суммарного давления магнитного поля и плазмы в марсианской магнитосфере с давлением набегающего потока солнечной плазмы. В рамках такой модели удается одновременно описать наблюдавшуюся зависимость положения магнитопаузы с дневной стороны планеты и на круговых орбитах от pV2, и наблюдавшуюся на круговых орбитах зависимость flaring angle от pV2 (см. рис.22, где короткими штрихами показаны отрезки касательных к границе ареомагнитного хвоста). Магнитный момент

Рис.22. Зависимость положения и формы марсианской магнитосферы от динамического давления солнечного ветра.

90

СО

, E?/8x>

pi

I

30

0

Вг#|!< p

pi

10 10' 10" Динамическое давление, дин/см'

Рис.23. Зависимость от зенитного угла порогового значения динамического давления солнечного ветра.

Марса, оцененный в качестве одного из свободных параметров модели, составляет * 1022 Г см3

Характерной особенностью приведенной на рис.22 модели является стабильности наложения подсолнечний части магнитонаузы при достаточно больших pV2 (см. ныше), что определяется возрастающим с увеличением pV2

участием ионосферной плазмы в отклонении солнечного ветра. Количественно это утверждение проиллюстрировано на рис.23, где для различных зенитных углов приведены значения динамических давлений солнечного ветра при , которых преобладание давления магнитного поля под магнитопаузой В2/8п изменяется на преобладание давления ыагнитосферной плазмы рр(. Даже при

очень больших pV2 в части магнитопаузы с зенитными углами, превышающими приведенные на рис. 23 пороговые значения, именно магнитное давление отклоняет солнечный ветер.

По измерениям электронных спектров в эксперименте HARP было обнаружено присутствие в ареомапштном хвосте потоков электронов с энергиями, достаточными для ионизации планетного нейтрального газа (рис.24). Для более мягкого спектра электронов в долях вреомагнитного хвоста наибольшие потоки электронов « 10® СМ"2С"1СТ"1эВ"1 наблюдались В окрестности Ес « ФОБОС 2 .HARP, 5 фе.р., 1989 20 эВ; величину всенапрапленного потока электронов с энергией Ес 2 30 эВ в этом случае можно Было оценить как а 4к j f(E)dE «2х10в см"2с"1.

Рис.24. Спектры электронных потоков, измеренные на второй эллиптической орбите в хвосте марсианской магнитосферы и в его плазменном слое.

Высыпание таких электронов п ночную атмосферу Марса может привести к образоианию ионосферного слоя с максимумом электронной концентраци на высоте кт & 165 км, где выполнянется условие

73оДо^а>,</г„)Л(>0 = 1, (а,- * 1.5\10"16 см2 - сечение ионизации и сс = 1.5х10"15 рассеяния электронов на молекулах ССК, Я(ЬСТ) = 10 км - шкала высот нейтральной атмосферы).

Показанный на рис.25 штрих-пунктирной линией профиль электронной концентрации

лк

10 100 Энергия электронов,

л 2 -

(8)

сечение упругого

n,(h)

"V «.

- ехр -

h.-h„

■гхр[

h-h.

0)

(9)

2 H(hm) 2 Ч ЖО,

рассчитанный для мягкого спектра ионизирующих электронов (рис.26, «„(/ц,,) « 109 cm'3, ае к 1.9хЮ~7 сш3 с-1), сопоставляется с профилями электронной концентрации в ночной ионосфере Марса, полученными при радиозатмениях спутников "Марс-4,5" и Viking-1,2.

Достаточно хорошее согласие измеренных и расчитанных значений концентрации электронов в маесимуме ионосферного слоя пст свидетельствует о

Рис.25. Сопоставление профилей электронной концентрации в ночной ионосфере Марса, измеренных при радиозатмениях "Марса-4,5" и 1,2 (х - зенитный угол точки касания планеты радиолучом), с результатами расчетов по выражению (9).

том, что интенсивность электронных потоков, наблюдавшихся на "Фобосе-2" в эксперименте ИА11Р в хвосте марсианской магнитосферы, вполне достаточна для того, чтобы образовать ночную ионосферу планеты, конечно, если такие патоки дойствитилыю достигают ионосферных

ВЬ1С1)Т.

На рис.26 приведены высотные профили концентрации отдельных ионных составляющих ночной ионосферы Марса, рассчитанные двухпотоковым методом, для двух различных энергетических спектров высыпающихся электронов (рис.24). Несмотря на то, что спектральная плотность электронных потоков в плапменном слое в « 100 раз меньше, чем в долях магнитного хвоста (рис.24), их большая энергия и более широкое энергетическое распределение также обеспечивают п„ « 101 см"3, но на

Зтчциям мм* null

!

• W

г

- J UC

меньших высотах (ср. правые и левые профили на рис.26).

Высыпание электронов в ночную атмосферу приводит и к оптическим эмиссиям. В таблице 3 приведены интегральные зенитные интенсивности некоторых из них. Современными оптическими приборами свечение ночной атмосферы Марса с такой интенсивностью в линиях 5577 А и 6300 А и полосе Камерона вполне может быть обнаружено; а проведенные расчеты могут быть использованы для оптимизации характеристик оптических экспериментов и обосновывают необходимость их проведения.

ii....."Г* а

_ 1

Рис.26. Высотные профили концентрации отдельных ионнных компонент ночной атмосферы Марса при ее ионизации электронными потоками из долей ареомагнитного хвоста и его плазменного слоя.

Таблица 3

Зенитная интенсивность свечения ночной атмосферы Марса, релей.

Полоса Камерона 5577 А 6300 А

Электр, удар Диссоц .рекомб Всего Электр, удар Диссоц. рекомб. Всего

Электроны из долей хвоста 59.6 20.4 17.2 37.6 5.7 27.1 32.8

Электроны плазменного слоя 87.3 30.0 26.7 56.7 3.5 15.4 18.9

По данным эксперимента TAUS исследовано торможение солнечного ветра перед околомарсианской ударной волной, наблюдавшееся как в подсолнечной области (AV « 100 км/с, рис.27), так и в окрестности терминатора. Существуют две возможные причины такого торможения. Этот эффект может быть следствием

&u6oc2. íiitCMopiifcíoHi TAUS

B5

I

1

нагружения потока солнечного ветра ионами планетного происхождения из кислородной и водородной корон планеты, непрерывно образующимися в солнечном ветре, и/или следствием нагружения солнечного ветра протонами, частично отражающимися от ударной волны.

Орбхм 5

Рис. 27. Результаты измерения скорости и концентрации протонов солнечного ветра за - 1 час до фронта ударной волны ВБ в эксперименте ТлиБ на третьей' эллиптической орбите. Пунктирная линия - результаты модельных расчетов по (3, 10).

*>

ш

23.25

В

В первом случае падение скорости солнечного ветра может быть оценено по (3), а ро^т концентрации протонов но следующему соотношению:

Щ ft . (т — l)(3cos? р — 1) г 3(y-l)cos2cpsm29 , ^ пр = it¿* г í<¡+L2 + --Ц J. (10)

Результаты расчетов по (3, 10) при m¿/mp =16 и т,- = 2х106 с"1 показаны на рис.29 пунктирными линиями. Наилучшее согласие измеренных и расчетных зависимостей достигается при

nJD^SOüí^íl + i^j j см-*«п0(г) + пи(г)^±- (11)

Последнее равенство в (11) отражает степень участия водородной короны в торможении солнечною corpa (= 30% даже при пн/п0 = 10, т,Л,я ~ 2/3). Однако, без учета нагружения солнечного аетра отраженными на BS протонами, оценку (11) ыижно рассматривать только как верхний предел плотности кислородной короны пдаяеты. Последущкй анализ выявил различие эфекта торможения солнечного serpa перед квазипараллельными (меньшее число отраженных протонов) и квазипсрпеидикулярными ударными волннами (большее число отраженных протонов). Обнаруженная в первом случае корреляция падения скорости с плотностью солнечного ветра рс (см. соотношение (3)) позволили более уверенно говорит, об (11) как о верхнем пределе плотности горячей кислородной короны Марса.

Поскольку диссоциативная рекомбинация основного ионосферного иона Ог"1" в окрестности марсианской экзобазы (hc - 200 км) приводит к образованию быстрых атомов кислорода с энергией Е к 2.5 эВ, превышающей энергию их убегания Eesc ю 2 эВ, на достаточно больших планетоцентрических расстояниях такие атомы будут разлетатья радиадыга со скоростью V, «лЩЕ - )/т. к2 км/с. С учетом выражения (И) и погрешности оценок. и неопределенности оценок верхний предел скорости диссипации кислорода с освещенного полушария планеты можетбыть оценен как (1->-3)\Ю25 с"1. Скорость диссипации кислорода ~

1026 с-1

соответствует его потерям со скоростью - 2.5 кг/с и скорости уменьшения атмосферного давления Марса - 7х10"16 мбар/с. В таком случае современная (- 7 мбар) марсианская атмосфера может улетучиться за ~ ЗхЮ8 лет. Столь малое, по сравнению со временем жизни планеты, время диссипации ее атмосферы свидетельствует о важности этого процесса в эволюционном плане и необходимости его дальнейших исследований.

Содержащиеся и глаиах III, VI основный научные результаты выносимые на защиту можно сформулировать следующим образом:

Экспериментальной' обнаружение и интерпретация следующих физических явлений, не предсказанных по данным дистанционных наблюдений комет и их теоретическому анализу:

обнаружение прослеживающейся вплоть до " К)7 км от ядра квазипериодической структуры потоков кометпых ишюп, ускоренных до энергий >102 кэВ в результате развития неожиданно сильной МГД турбулентности при нестационарнном характере производства га.ча вращающимся пометным ядром;

- обнаружение кометопаузы - сравнительно репкой, ранее не предсказанной границы. Эта граница не является обычным МГД разрывом, а, по-видимому, связана с быстрой перестройкой (изотропизацией) функции распределения протонов в ее окрестности;

- обнаружение не монотонного, а волнообразного, квази-периодического, с "периодом", уменьшающимся по мере приближения к ядру, роста концентрации тяжелых ионов в области кометной плазмы;

- обнаружение присутствия ионов Ге+ в плазме кометы Галлея.

Экспериментальное обнаружение и/или количественное исследование следующих эффектов, предсказанных существовавшими моделями околокометаого пространства:

- замедление течения солнечного ветра в результате его нагружения кометными ионами за несколько миллионов километров от ядра;

- образование на расстоянии - 10® км от него фронта ударной волны;

- обнаружение неравновесной функции распределения кометной плазмы в кометошите, содержащей две ветви ионов;

- образование при г < 2хЮ4 км области стагнации плазменного потока;

образование вытянутой в антисолнечном направлении нейтральной атмосферы кометы под действием сил давления солнечного излучения.

Обнаружение в магнитном хвосте Марса плазменного слоя, образованного тяжелыми ионами планетного происхождения и оценка среднего темпа потери тяжелых ионов через это образование.

• Обнаружение торможения солнечного ветра перед околомарсиаиской ударной волной и оценка верхнего предела скорости потери кислорода планетой.

Обнаружение в ареомагнитном хвосте потоков электронов с энергиями и величиной потока, достаточными для ионизации планетного нейтрального газа и формирования главного максимума ионизации ночной ионосферы Марса.

Описанные в диссертации результаты космических экспериментов по исследованию взаимодействия солнечной плазмы с атмосферами немагнитных или слабомагнитных тел солнечной системы, приведшие к обнаружению ряда ранее неизвестных особенностей взаимодействия солнечной плазмы с кометой Галлея и Марсом, кратко подытожены как в Выводах, оканчивающих главы III и IV. Эти эксперименты и выработанные на их основе теоретические положения существенно уменьшили степень неопределенности знаний о физических процессах в околопланетной/кометной плазме и, по-видимому, с достаточным основанием могут быть квалифицированы как крупное достижение в развитии физики Солнечной системы.

Действительно, экспериментальная физика кометной плазмы, начатая прямыми экспериментами практически с чистой страницы, после их проведения в окрестности кометы Галлея на различных космических аппаратах, предоставила большой объем уникальной и во многих отношениях неожиданной информации для теоретического анализа. Объем и качество экспериментальных даннных, полученных в описанных в диссертации плазменных экспериментах на "Веге-1,2", составляют весьма существенную часть полученной информации о взаимодействии солнечной плазмы с кометным нейтральным газом. Первые масс-

спектрометрические измерения вблизи Марса, в том числе в ранее не исследовавшейся области глубокой оптической тени, более чем на порядок величины увеличили общий ооъем сведений о взаимодействии солнечного ветра с этой планетой.

В ЗЛ£СЛ2€Н£КШШ отмечается, что проведенный в диссертации анализ результата» космических экспериментов, выявивший ряд ранее неизвестных особенностей взаимодейстг>ия солнечной плазмы с атмосферами немагнитных или слабомагшгшых тел Солнечной системы, неизбежным образом привел и к возникновению новых вопросов в физике околопланетной/кометной плазмы.

На часть из этих иопросав мсуге.чо получить ответ в результате разработки более детальных количественных физических моделей и тщательного сравнения их следствий с результатам»: уже проведенных экспериментов. Для такого сравнения «огут Сыть Использованы как приведенные в диссертации и опубликованный результаты плазменных экспериментов, так и оригинальные экспериментальные; данные. В качестве возможных направлений для таких исследований можио отметить следующие:

- исследование процессов ускорения кометньпе ионов на больших расстояниях от кокетаого ядра на основе специально разработанной модели кометной комы (с учетом кеставдкшариости производства нейтрального газа ядром и вариаций направление межпланетного магнитного поля) для определенного вывода о причинах иц&имчпо сильной, кьазипериоднчсской модуляции потоков энергичных ионов в окрестности кометы Галлея;

- построение количественной модели плазменных процессов в окрестности кометокаузы для их определенной идентификации;

- построение количественной модели процессов, объясняющих необычно Большое ускорение кометной плазмы к появление энергичных частиц в глубине кометной комы при прохождении через нее разрыва межпланетного магнитного поля;

- построение количественной модели изменения положения и формы аколо!4арс1№.>;ских пл&змешзых границ - магнитопаузы и ударной волны при изменениях динамического давления солнечного ветра, его альвеновского и звукового чисел Маха, ¡¡¿правления межпланетного магнитного поля - для использования при анализе распределения плазмы в ареомагнитосфере и для выделения вариаций магнитного поля в этой области, не связанных с собственным магнитным полек планеты;

- построение количественной модели ускорения тяжелых ионов в плазменный слой хсоста марсианской магнитосферы, приводящего к специфической, "банановой" форме функции распределения ионов, для выяснения места их захвата и процгссов ускорения ...

Ответ на другие вопросы требует проведения дополнительных экспериментов. Например, более надежные сценки скорости потерь марсианской атмосферы могут быть получены уже в ходе реализации проекта "Марс-96", если комплекс плазменных инструментов и телескоп энергичных частиц, будут включены за несколько миллионов километров от Марса и смогут измерить радиальный профиль потоков ионов, происходящих при ионизации кислородной/водородной короны планеты. Совместные измерения функции распределения электронов над ночной стороной планеты и высотных профилей электронной концентрации ночной ионосферы (радиозондирование) могут дать ключ к более определенным выводам о преобладающем источнике ее ионизации, особенно если такие наблюдения будут сопровождаться измерениями атмосферных оптических эмиссий .. .

Приведенные в диссертации результаты плазменных измерений в окрестности Марса, Венеры и кометы Галдея имеют практическое значение и могут быть использованы для подготовки и оптимизации параметров экспериментов в окрестности других тел Солнечной системы и в межпланетном пространстве, в теоретических и модельных плазменных исследованиях, при разработках моделей

планетных и кометшлх магнитосфер и ИЗМИРАИ, ПРО, ШШНФ МГУ, Институте физики Земли, Институте физики атмосферы, ЛГУ, МФТИ.

Основные научные результаты раГюты докладывались и обсуждались на научных семинарах и ИКИ РАН, Всесоюзных спвещшшнх по математическим моделям ближнего космоса в НИИЯФ, на сессиях КОСПАР м Тулуп? 1906 г., в Эсиу 1ШШ г., в Гааге 1991) г., п Эдинбурге 1992 г., в Гамбурге 1994 г., на симпозиум«; ESLAB в Гейдельберго 13BS г., па комстном симпозиуме п Брюсселе 19В7 г., на научных ассамблеях МАГА и Эксетер? 1989 г., в Вене 1991 г., па международном симпозиуме в Париже 1989 г., на ЧеПмсновской конференции в Гилдфорде 1989 г., на коллоквиуме КОСПАР в Энн Арборе 1992 г., на генеральных ассамблеях Европейского геофизического общества в Болонье 1938 г., в Копенгагене Н390 г., в Висбадене 1991 г., в Гренобле 1994 г., в Гамбурге 1935 г., и опубликованы в следующих работах:

Безруких, ВВ, ММ. Веригин и Н.М. Шютте, К вопросу об иСнаруисниин тяжелых ионээ з области

взаимодействия солнечного ветра с планетой Марс, К "см. Исслед., 16, Ко.4, 583-537, 1978. Бреус, Т.К. и ММ. Beригин, Исследования солнечной плазмы вблизи Марса и на трассе Зсиля-Марс при помощи ловушек заряженных частиц на советских космических аппаратах 19711973 гг. 4. Сопоставление результатов одновременных плазменных и магнитных измерений на спутнике "Марс-2", Косм, исследоз., Д.4, No.3, 400-405, 197и. Веригин, ММ., К.И. Грингауз, Л.К Рихтер, Т. Гомбоши, Л.П. Ремизов, 1С Сете, И. Апэти, II. Сэмэрэи, М. Татрзльяи и Л.А. Ле:хе.н, Особенности плазменной п^рех^длой области (кометошита) по данным КА "Вега-Г и "Вега-2', Кисиич. исслед., 25, S07-913, IDS','. Веригин, ММ., А.А. Галесв, Р. Грар, К.11. Грингауз, Е Г. Ерошенко, С.И. Климов, МО. Могилевскчй, А.П. Ремизов, В. Ридлер, Р.З. Сагдеев, С П. Сагин, It Cere, АЛО. Соколов, М. Татральян и К. Швингеншу, Физические процессы в окрестности кометопзузы по данным пряма« измерений плазмы, магнитного поля и волн на КА "Вега-2", Писька в АЖ, 13, 917-SiG, 1987а.

Веригин, ММ., И. Оксфорд, К.И. Грингауз и А. Рихтер, О возможном экспериментальном обнаружении ускорения кометной плазмы, связанного с изменением напрапл^'ния магмглзего поля, поданным прибора "Плазмаг-1" на космическом аппарате "Вега-1", Коскич. иссдед, 25» 921-926, 19876.

Веригин, ММ.и К.И. Грингауз, Плазменные наблюдения в кометных проектах, в сб. Ilrur.i науки и техники, серия Плазменные процессы в ксжмосе, т.II Взаимодействие с епдночным

ветром, ред. Р.З. Сагдеев, М., ВИНИТИ, 1S89, се. 3-77. Галеев А.А., Б.Э. Грибов, Т. Гомбоши, К.И. Грингауз, СЛ. Климов, П. Обери, Л.П Ремягов, В. Ридлер, Р.З. Сагдеев, С.П. Савин. А.Ю. Сскол:)», В,Д. Шапиро, В.1!. Шезчснхо, К. Сс.-с, !ЛМ. Веригин и EX. Ерошенко, Положение и структура ударной палии у кимечы Галлся го измерениям на КА "Вега-1" и "Вега-2", Космич. исслед, 25, 900-906, 1987а. Грингауз, К.И., В.В. Безруких, ММ. Веригин и АЛ. Ремизов, Плазма в антисолякчно»! части околомарсманского пространства по результатам измерений на спутнике "Марс-5", Доклады АН СССР, 218, Мо.4, 791-794, 1974а. Грингауз, К.И., ВВ. Безруких, Г.И. Волков, ММ. Веригин, ЛИ. Давктаеэ, В.Ф. Копылов, Л.С, Мусатов и Г.Ф. Слученков, Исследования солнечной пляз.ми ;>!х?тзи Мзр»:а и на трасс« Земля-Марс при помощи ловушек заряженных частиц на советских космических аппаратах 1971-1973 гг. 1. Методы и приборы, Косм, исследов., 12, No2, 430-439, 13745. Грингауз, К.И., В.В. Безруких, Т.К. Бреус, ММ. Веригин, Г.П. Волков и А В. Дьячкш), Исследования солнечной плазмы вблизи Марса и на трассе Земля-Марс при помощи ловушек заряженных частиц на советских космических аппаратах 1971-1973 гг. 2. Характеристики электронов вдоль орбит искусственных спутников Марса "Марс-2" и "Марс-3", Косм, исследов, 12, No.4, 585-599, 1974в. Грингауз, К.И., В.В. Безруких, ММ. Веригин и А.П. Ремизов, Исследования солнечной плазмы вблизи Марса и на трассе Земля-Марс при помощи ловушек заряженных частиц на советских космических аппаратах 1971-1973 it. 3. Характеристики ионной и электронной компонент плазмы в антисолнечной части околомарсианского пространства, измеренные на спутнике "Марс-5", Косм, исследов., 13, No.l 123-128, 1975. Грингауз,КИ., ММ.Веригин, Т.КБреус, и Т.Гомбоши, Электронные потоки, измеренные в оптической тени Венеры на спутниках "Венера-9" и "Венера-10" - основной источник ионизации в ночной ионосфере Венеры, Доклады АН СССР, 222, 1039-1042, 1977. Грингауз, КН., Т. Гомбоши, Л.П. Ремизов, И. Апати. И. Сэмэрэи, ММ. Веригин, Денщикооа ЛЛ, - Дьячков А.В., Кепплер Е., Клименко И.Н., Гомбоши Т, Рихтер А.К, Шомоди A., Cere К., Сендре С., Татральяи М., Варга А. и Владимирова Г А. Первые прямые измерения плазмы и

нейтрального газа у кометы Галлея: Первоначальные результаты с космических аппаратов "Вега", Письма в АЖ, 12, 666-674, 198В.

Грингауз, К.И., AJ1. Ремизов, М.И. Веригии, А.К Рмхгер, М. Татральяи. К. Cere, ИЛ. Клименко, И. Апати, Т. Гомбоши, И. Сэмэрэи, Электронна»! компонента плазмы а окрестности кометы Галлен по данным электростатического анализатора комплекса "Плазмаг-1" на "Веге-2", Космич. исслед., 23, S27-931, 1987.

Грингауз, K.I!, М.И Вершин , А.К. Рихтер, Т. ГимБоши, К. Cere, М. Татральяи, А.П. Ремизов и И. Апати, Область KOMfi иых ионов в голове кометы Галлея по данным космического аппарата "Пега-2", Космич. исслед., 25, 914-921, 1987а.

Грингаул. НИ., А. Варга, М.И. Веригин, Р.Грард, А.А. Ораевский, А.П. Рем" >•»<, А.К. Рихтер, К. Сеге, Анализ распределения нейтрального газа кометы Галлея, Косм, исследов., 2S. No.3, 459-473, 1830.

Кечкекети, К., Т. Кравенс, В.В. Афонии, А. Варга, К. Венцель, М.И. Веригин, Лу Ган, Т. Гомбоши, К.И. Грингауз, Е.Г. Брошенки, Е. Кепплер, И.Н. Клименко, Р. Марсден, А- Нэги, А П. Ремизов, В. Ридлер, А.К. Рихтер, К. Cere, М. Татральяи, К Швингеншу, А. Шомоди и Эрдеш Г., Измерения энергичных комстных ионоа в солнечном ветре перед ударной волной кометы Галлея, Космич. исслед., 25. 932-942, 1987.

Кирай, П.. Н. Шютте, М. Веригин, К Грингауз, Т. Гомбоши, Т. Семереи, И.Т. Сюч, С. Шеронова, А. Надь, Т. Кравенс и У. Шарп, Эксперимент АЭГ-Ф-Д (комплекс ЭСТЕР). Изучение функций распределения ионов и электронов по энергиям и направлениям в проекте "Фобос", в сб. Аппаратура и методы исследования космического пространства, ред. В.М. Балебанов, М., Наука, 43-52, 1939.

Ремизов, А.П., М.И. Веригин , КЛ. Грингауз, И. Апати, И. Сэмэрэи, Т. Гомбоши и А .К. Рихтер, Измерен:!,-) концентрации нейтральных частиц вблизи кометы Галлея комплексом приборов Плаз.чаг-1 кз космических аппаратах "Вега-1" н "Вега-2", Косм, исслед., 25, 895-899,1987.

Розенбауэр, Г., И. Шгатго, И. Апати, М.Веригин, А. Галеев, К. Грингауз, А. Ремизов., В. Ридлер, К Сеге. П. Хеюдерих, К Щзикгеншу, 1-1. Штеллер, Изучение трехмерных функций распрйдсленил основных ионов солнечного Бетра: протонов и альфа-частиц в проекте "Фобос". Эксперимент ТАУС (комплекс МПК), в сб. Аппаратура и методы исследования космического пространства, ред. В М. Балебанов, 30-42, М., Наука, 1989.

Розенбауэр, Г., И. Шютте, И. Апати, М. Веригин, М. Витте, А. Галеев, К. Грингауз, X. Грюнвальд, К. Йокаг. Т1 Кирай, Г. Коггова, С. Ливи, Е. Марш, А. Ремизов, А. Рихтер, В. Ридлер, К. Сеге, П. Хемм- . х, Р. Швенн, К. Швингеншу и М. Штеллер, Первые результаты измерений ионов м&рсиажк.'го происхождения и обнаружениие плазменного слоя в магнитосфере Марса, Письма в АЖ. 16. No.4, 368-377, 1990.

Шомоди, А, КИ Грингауз, К Сеге, Л. Сабо, Д. Козма, А.П. Ремизов, Я. Эре, ИЛ. Клименко, И. Сюч, МЛ. Веригин, И. Виндберг, Т. Кравенс, АВ. Дьячков, Г. Эрдеш, М. Фараго, Т. Гомбоши, К Кечкекети, Е. Кепплер, Т. Ковач, А. Кондор, Ю.И. Логачев, Л. Лохоняи, Р. Марсден, Р. Рслл, АЛ. Рихтер, В.Г. Стслповский.И. Сабо , И. Сентпетери, А. Сепешвари, М. Татральяи, А. Варга, К. Венцель, Г.А. Владимирова и А. Заранди, Первые прямые измерения энергичных частиц вблизи кометы Галлея, Письма в АЖ, 12, 659-665,1986.

Шютте, И., П. Кирай, Т. Кравенс, А. Дьячков, Т. Гомбоши, К Грингауз, А. Нэги, В. Шарп, С. Шеронова, К. Сеге, И. Семереи, И. Сюч, М. Татральяи, А. Тодт, М. Веригин, Наблюдения потокоэ электронов и ионов в окрестности Марса при помощи спектрометра ХАРП на КА "Фобос-2", Письмо в АЖ, 1£, No.4, 1990.

Apathy, 1., АР. Remizov, K.I. Gringauz, ViS. Balebanov, I. Szemerey, S. Szendro, T. Gombosi, I.N. Klimenko, MI. Verigin, E. Keppler and AK. Richter, Plasmag-1 Experiment: Solar Wind Measurements During the Closest Approach to Comet Giakobini-Zinner by the ICE Probe and to Comet Halley by Giotto and Suisei Spacecraft, in: Exploration o£ Halley's Comet, ESA SP-250, Vol.1, 65-70. 1986.

Balebanov V.M., К.1. Gringauz, and M.I. Verigin, Plasma Phenomena in the Vicinity of the Closest Approach of Vega-1,2 spacecraft to the Halley' Comet Nucleus, in: Symposium on the Diversity and Similarity of Comets. ESA SP-278, 119-124, 1987.

Dolginov, Sh.Sh., Ye.G. Yeroshenko, L.N. Zhuzgov, V.A. Sharova, KJ. Gringauz, V.V. Bezrukikh, Т.К. Breus, M.I. Verigin and A.P. Remizov, Magnetic field and plasma inside and outside of the martian magnetosphere, in: Solar wind interaction with the planets Mercury, Venus, and Mars, ed. by NJJJess, NASA SP-397, 1-20, 1976.x

Galeev, A.A., B.E. Gribov, T.I. Gombosi, KJ. Gringauz, S.I. Klimov, P. Oberz, A.P. Remizov, W. Riedler, R.Z. Sagdeev, S.P. Savin, A.Yu. Sokolov, V.D. Shapiro, V.I. Shevchenko, K. Szego, M.I. Verigm and Ye.G. Eroshenko, Position and Structure of the Comet Halley Bow Shock: Vega-1 and Vega-2 Measurements, Geophys. Res. Lett., 13,- 841-844, 1986a.

Galeev, A.A, K.I. Gringauz, S.I. Klimov, AP. Remizov, R.Z. Sagdeev, SP. Savin, A.Yu. Sokolov, M.I. Verigm and K. Szego, Critical Ionisation Velocity Effects in the Inter Coma of Comet Halley: Measurements by Vega-2, Geophys. Res. Lett., L'!, 845-849, 1986b.

Galeev, A.A., KI. Gringauz, S.I. Klimov, A.P. Remizov, R.Z. Sagdeev, S.P. Savin, A.Yu. Sokolov, M.I. Verigin, K. Szego, M. Tatrallyay, R. Grard, Ye.G. Eroshenko, MJ. Mogilevsky, W. Riedler and K.

Schwingenschuh, Physical Processes in the Vic inity oi the Cometopause Interpreted on the Basis of Plasma, Magnetic Field and Plasma Wave Data Measured on Board the Vega-2 Spacecraft, in: Symposium on the Diversity and Similarity of Comets, ESA SP-278, 83-B7, 1587. Galeev, A.A., K.l. Gringauz, S.I. Klimov, A P. Remizov. R.Z. Sagdeev, S P. Savin, AYu. Sokolov,. M.I. Verigin, K Szego, M. Tatrallyay, It. Crard, Ye.G. Eroshenko, MJ. Mogilevsky, \V. Riedler and K Schwingenschuh, Physical Processes in the Vicinity of the Cometopause Interpreted on the Basis of Plasma, Magnetic Field and Plasma Wave Data Measured on Board the Vega-2 Spacecraft, J. Geophys. Res., 23. No.A7, 7527-7531, 1988. Gringauz, K.I., V.V. Bezrukikh, M.I. Verigin, L.I. Denstchikova, V.I. Karpov, V.F. Kopylov, Yu.D. Krisilov and A.P. Remizov, Measurements of electron and ion plasma components along the Mars-5 satellite orbit, preprint D-124, M„ MK11 AH CCCP, 1S75. Gringauz, K.I., V.V. Bezrukikh, M.I. Verigin, and A.P. Remizov, On electron and ion component of plasma in the antisolar part of near-martian space, J. Geophys. Res., 91, No. 19, 3343-3352, 1976a.

Gringauz, K.I., V.V. Bezrukikh, M.I. Verigin, L.I. Denshikova, VJ. Karpov, V.F. Kopylov, Yu.D. Krysilov and A.P. Remizov, Measurements of electron and ion plasma components along the Mars-5 satellite orbit, Space Research, 16. 1039-10-14, 1976b. Gringauz, K.I., T.K. Breus, M.I. Verigin, G.A. Kotova, A.P. Remizov and L.P. Smirnova, The magnetosphere plasma boundary at various latitudes, according to Prognoz-3 and Mars-5 data, Preprint D-263, Space Recearch Institute, Moscow, 1978. Gringauz, K.I., M.I. Verigin, T.K. Breus, and T. Gombosi, The Interaction of the Setar Wind Electrons in the Optical Umbra of Venus With the Planetary Atmosphere - The Origin of the Nighttime Ionosphere, J. Geophys. Res., M, 2123-2129, 1979. Gringauz, K.I, 1. Apathy, LI. Denshikova, T. Gombosi, E. Keppler, I.N. Klimenko, AP. Remizov, A.K. Richter, G.A. Skuridin, A. Somodi, L. Szabo, 1. Szemerey, S, Szendro, M.I. Verigin, G.A Vladimirova and G.I. Volkov, The VEGA Probe Instrument Package for Measuring Charged Particles with Energies less then 25 keV, in: Cometary Exploration. III. Budapest: Central Kos. Inst. Phys. Press., 333-350, 1983. Gringauz, K.I., T.I. Gombosi, A.P. Remizov, I. Apathy, I. Szemerey, M.I. Verigin, U. Denshikova. AV. Dyachkov, E. Keppler, I.N. Klimenko, AX Richter, AJ. Somogyi, K. Szego, S. Szendro. M. Tatrallyay, A. Varga and G.A. Vladimirova, First Results of Plasma and Neutral Gas Measurements From VEGA 1/2 near Comet Halley, Adv. Space Res., 5, No.12, 165-174, 1585. Gringauz, K.1, I.N. Klimenko, A.P. Remizov, MI. Verigin, G.A. Vladimirova, I. Apathy, K. Szego, I. Szemerey, S. Szendro, M. Tatrallyay, E. Keppler and A. Richter, The VEGA PIasmag-1 Experiment: Description and First Results, in: Field, Particle and Wave Experiments on Cometary Missions, Austrian Academy of Sciences Publ, Graz, Austria, 2D3-21G, 1986. Gringauz K.I., T.I. Gombosi, A.P. Remizov, I. Apathy, I. Szemerey, M.I. Verigin, Li Denchiccva., AV. Dyachkov, E. Keppler, I.N. Klimenko, A.K Richter., AJ. Somogyi, K- Szego, S. Szendro, M. Tatrallyay, A. Varga and G.A. Vladimirova, First In Situ Plasma and Neutral Gas Measurements at Comet Halley, Nature, 221, 282-285, 1966a. Gringauz, KI, A.P. Remizov, M.I Verigin., AK Richter, M. Tatrallyay, K. Szego, IN. Klimenko, I. Apathy, T.I. Gombosi and T. Szemerey, Electron Component of the Plasma Around Halley's Comet Measured by the Electrostatic Electron Analyzer of PLASMAG-l on Board Vega-2, in: Exploration of Halley's Comet, ESA SP-250, Voi.l, pp.195-198, 1086b. Gringauz, K.I., T.I. Gombosi. M. Tatrallyay, MJ. Verigin, A P. Remizov, Alt Richter, I. Apathy, I. Szemerey, A.V. Dyachkov, O.V. Balakina and A.F. Nagy, Detection of a New "Chemical" Boundary at Comet Halley, Geophys. Res. Lett., 12, 613-616, iS8Cc. Gringauz, K.I, M.I. Verigin, A.K. Richter, T.I. Gombost, K. Szego, M. Tatrallyay, A.P. Remizov and I. Apathy, Cometary Plasma Region in the Coma of Comet Halley: Vega-2 Measurements, in: Exploration of Halley's Comet, ESA SP-250, Vol.1, pp.93-97, 1986d. Gringauz K.I, A.P. Remizov, M.I. Verigin, A.K. Richter, M. Tatrallyay, K. Szego, IJI. Klimenko, I. Apathy, T.I. Gombosi and T. Szemerey, Analysis of Electron Measurements from the Plasmag-1 Experiment on Board Vega-2 in the Vicinity of Comet P/IIalley, Astron. Astrophys, 182, 287289, 1987.

Gringauz KI., M.I Verigin., A.K. Richter, T.l. Gombosi, K. Szego, M. Tatrallyay, A.P. Remizov and 1. Apathy, Quasi-periodic Features and the Radial Distribution of Cometary Ions in the Cometary Plasma Region of Comet P/IIalley,'Astron. Astrophys., 1SZ, 191-194, 1987a. Gringauz, K.I. and M.I. Verigin, Some Results of Neutral and Charged Particle Measurements in the Vicinity of Comet P/IIalley aboard VEGA-1,2 Spacecraft, in: Comet Halley Investigations, Results, Interpretations, Vol.1 Organiation, Plasma, Gas, ed. by J. Mason, Ellis Horwood Ltd., Chichester. England, 1990, pp.147-168. Gringauz, KI. and M.I. Verigin, Permanent an Nonstationary Plasma Phenomena in Comet Halley's Head, in: Cometary Plasma Processes, Geophysical Monograph 61, ed. by A.D. Johnstone, AGU, Washington, 1991, pp. 107-116. Gringauz, K.I., M.I. Verigin, J.G. Luhmann, C.T. Russell, and J.D. Mihalov, On the Compessibility of * the Magnetic Tails of Mars and Venus, in: Plasma environments of non-magnetic planets,

COSPAR Coli «quia Series, Vol.4, ed. by T.I Gombosi, Pergamon Press, Oxford-New York-Seoul-Tokyn, 19S3. ¡>.255-270.

Haider, S.A., J Kim. A.F. Nagy, C.N. Keller. M.I. Verigm. K.I. Gringauz, N.M. Shutte, K. Szego, and P. Kiraly, Calculated Ioni/utwm líales, Ion Densities, and Aiglow Emission Rates Due to Precipitating EStclrt.ns in the Nightsido Ionosphere of Mars, J. Geophys. Res., SI, No.A7, 10637-10(141, 1U92.

Ktcskemety. K., T.E. Cravens, V.V. Afonin. G. Erdo>, E.G. Eroshenko, L. Gan, T.I Gombosi., KJ. Gringauz, E. Kuppler, I.N. Klimcnko, It. Marsdin, A.F. Nagy, A.P. Remizov, A.K Richter, W. Riedler, K. Schwingirrischuh. A J Somogyi, K. Szego, M. Tatrallyay, A. Varga, M.I. Vcrigin and KP. Wenzel. Energetic Pick-up Ions Outside the Comet Halley Bow Shock, in: Exploration of 1 {alley's Comet, ESA SP-25Ü, Vol.1, 103-114, 158«. KecskfíTiety. K, T.E. Cravens, V.V. Afonin, G. Erdo.s E.G. Eroshenko, Lu Gan, T.I. Gombosi, KJ. Gringa«!, E. Keppler, I.N. Klimenko, R. Marsdin, A.F. Nagy, A.P. Remizov, A.K. Richter, W. Riedler, K. Schwingenschuh, AJ. Somogyi, K. Szego, M. Tatrallyay, A. Varga, M.I. Verigin and KP. Wenzel. Pickup Ions in the Ur,shocked Solar Wind at Comet Halley, J. Geophys. Res., Si, 185-196, 19B6.

Kiraly, P., K. Loch, K. Szego, I. Siemerey, l.-T. Szucs, M. Tatrallyay, N.M. Shutte, A.V. Dyachkov, KJ. Cringauz, S.M Sheronova, M.I. Vcrigin, T.E. Cravens, T.I. Gombosi, A.F. Nagy, M.F. Sharp, The HARP plasma experiment on-bcard the Phobos-2 spacecraft: Preliminary results, Planet. & Space Sei,. 82, No.1/2, 133-146, 1801. Kotova, G.A., W.J. Vcriym, N. Shutte. K. Szego, M. Tatrallyay, H. Rosenbauer, S. Livi, A. Richter, K. Schwingenschuh, T.-L. Zhang, The Study of the Solar Wind Deceleration near the Martian Tcrir.ir.ator Bow Shock, Amules Geophysicae, pt. III, Suppl. Ill to Vol. 12, XIX EGS General Assemly, Grenoble, 75-2S April, 1994, p.701. McKenna-Lawlor, S.P.M. and M.J. Veri'jin, Explanation and Modelling of the Pronounced Decline in Energetic Particle Flux Intensities (Observed Range - 100-300 keV) Recorded by the EPONA »nd TUNDK-M Instruments on Giotto and Vega-1 on Approaching the Cometopause of Comet F'/iíaüey. in: Plasrcia environments of non-magnetic planets, COSPAR Coloquia Series, Vol.4, ed. by 'f i Combos!, Pergamon Press, Oxford-New York-Seoul-Tokyo, ¡933, p.109-113. Retníüv, a.P., Ml. Verigin, ltl. Cringauz, I. Apathy, I. Szemerey, T.I. Gombosi and A.K. Richter, Mc-OSíirürrjen's o' neutral particle density in the vicinity of comet Halley by PLAZMAG-1 on VI G£\-;,2, in: Exploration o£ Halky's Comet, ESA SP-25Q, Vol.1, 387-390, 1986. nichtff, AJÍ, P.W. Daiy. fiU Verigin., KI. Cringauz. G. Erdos, K. Keckemety, AJ. Somogyi, K Szego, A. Varga and S. McKenna-LsnvUir, QiiKM-Persodic Variations of Cometary Ion Fluxes at Large Distances iram Comet Halley, Anru'?:- Geophysicac, 1, No.2, 115-119, 1989. Roseft&juer, H., N. Shutte, I. Apathy, K Galeev, K. Gringauz, H. Gruenwaldt, P. Hemmerich, K. .lockers, P. Kiraly, G. Kotova, S. Livi. E. Marsh, A. Richter, W. Riedler, A. Remizov, R. Schwerin, K. Schwir.genschuh, M. Steiler, K. Szego, AI. Vcngin, and M. Witte, Ions of martian origin and plasma sheet in the martian fr.agnetotail: Initial results of TAUS experiment, Nature. Sil, No.6243, 612-614, 1989. Rownixsuer, H, M. Verigm, G. Kotova, S. Livi, A- Remizov, W. Riedler, K. Schwingenschuh, N. Shutte, J. Slavin, K. Siego, M. Talrallyay &nd T.-L. Zhang, On the Correlation of the Magnetic Field in the KartUn Magnet&tail to the Solar Wind Parameters, J. Geophys. Res., 99, No.A9, 17153-17204, ISS4.

Siavin, J., AI. Vctigin, K. Gringauz, G. Kotova. S. Slañara, J. Spreiter, W. Riedler, K. Schwingenschuh, II. Rosenbauer, and S. Livi, The Solar Wind Interaction with Mars: Phobos-2 Bow Shock Observations on 21 March 1989, in: Plasma environments of non-magnetic planets, COSPAR Caloquia Series. Vol.4, ed. by T.I. GOmbosi, Pergamon Press, Oxford-New York-Seoul-Tokyo, 1S93, p.279-2S3.

Somogyi. AJ., V.V*. Afonisi, G. Erdas, J. Ero, T Gombosi, K.I. Gringauz, K. Kecskemety, E. Keppler, I.N. KiimtnLo. T. Kavacs. D. Kosma, YuJ. Logachev, L. Lohonyai, R. Marsden, AP. Remizov, A. Richter, G.A. Scuridia, V.G. Stolpovskii, L. Szabo, K. Szego, I. Szentpetery, I.-T. Szucs, A. Szep«sví»ry, M. Tatrallyay, A. Varga, M.I Vcrigin., K.P. Wenzel, J. Windberg and G.A. Vladimirova, First Results ot High Entrgy Particle Measurements with the TUNDE-M Telescopcs on Board ot the S/C Vega-1 and-2, in: Field Particle and Wave Experiments on the Cometary Missions, Austria Academy oí Sciences Publication, Graz, 1986, pp.237-247. Somodyi AJ., KJ. Gringauz, K. Szego, L. Szabo, D- Kosma, AP. Remizov, J. Ero, I.N. Klimenko, I.-T. Szucs, M.I Verigin., J. Windberg, TX. Cravens, A. Dyachkov, G. Erdos, M. Farago, TJ. Gombosi, K Kecskemety, E. Keppler, T. Kovacs, YuJ. Logachev, L. Lohonyai, R. Marsden, R. Redl, AJC Richter, V.G. Stolpovskii, L. Szabo, I. Szentpetery, A. Szepesvary, M. Tatrallyay, A. Varga and G.A. VUdimirova, First Observations of Energetic Particles near Comet Halley, Nature, 221, 285-287, 1986a.

Szucs, I.-T, I. Szemerey, P. Kiraly, WJS. Sharp, Nil. Shutte, TX. Cravens, TJ. Gombosi, KJ. Gringauz, AJ. Nagy, S.M. Sheronova, S. Szendro, M. Tatrallyay, A. Toth and M.I.Verigin, The HARP electrón and ion sensor on the Phobos mission, NucL Instr. and Methods in Phys. Res, A2SJ¡, 228-23G, 1830.

Tatrallyay, M., M.l. Vert gin, I. Apathy, A.P. Remizov, »ml T. Szemerey, Interplanetary Effvcis at the Time (if Suisei's and Giotto's Encounter with Cornel Halley, in: Plasma environments of nonmagnetic planets, COSPAR Coloquia Series Viil4, ed. by T.I. Gombosi, Pergamon Press, Oxford-New York-Seoul-Tokyo, 1993, p.45-54.

Tatrallyay, M., K. Szego, M.l. Vcrtgm, and A.P. Remizov, Cometopause Revisited, Adv. Space Res., lfi, No.4, (4)35-(4)3!l, 1995.

Verigin, M I., K.I. Gringauz. T.I. Gombosi, TIC. Breus, V.V. Bezrukikh, A P. Remizov, and G.f.Volkov, Plasma near Venus From the Venera 9 and 1(1 Wide Angle Analyzer l>uta, J. Geophys Res., 83, 3721-372B, 1978.

Vcrigin, All., K.I. Gringauz, A.K. Richter, T.I. Gi.mbosi, A.P. Remizov, K. Szego, 1. Apathy, I. Szenierey. M. Tatrallyay and LA. Lezhen, Characteristic Features of the Cometoshealh oi Comet Halley: Vega-1 and Vcga-2 observations, in: Explornticn of ¡lallcy's Ccmct, ESA SP-250, Vol.1, pp.169-173. 1988.

Vcrigin, M.l., K.I Gringauz, A.K. Richter, T.I. Gombosi, A.P. Remirov, K. Szego, I. Apathy, T. Szemerey, M. Tatrallyay and LA. l.ezhen, Plasma Properties from the Upstream Region to the Cometopause of Comet Halley: Vej;a observations, Astrun. Astrophys., J3I, 121-124, 1987.

Vcrigin, M.I., W.I. Axford, K.I. Gringauz and A.K. Rirhler, Acceleration of Cornetary in the

Vicinity of Comet Halley Associated with an Interplanetary Magnetic Field Polarity Change, Geophys. Res. Lett., 14. 987-990, lS37a.

Vcrigin, M.I., S. Mc Kenna-Lawlor, AK. Richter. It Szego, I.S. Veselovsky, Neutra! Hydrogen Shell Structure near Comet P/Ilalley Deduced from Vega-1 and Giotto Energetic Particle Data, in:Cometary Plasma Processes, Geophysical Monograph Gl, ed. by A.D. J-shnslone, AGtJ, Washington, 1991, pp. 349-353. '

Vcrigin, M.I., S. Mc Kenna-Laiwlor, A.K. Richter, K. Szego, IS. Veselovsky, Reply to comments by Neugebauer and Coales on "Neutral Hydrogen Shell Structure near Comet P/Halley Deduced from Vega-1 and Giolto Energetic Particle Datu", in:Cometary Plasma Proccwes, Gcophytksl Monograph Gl, ed. by A.D. Johnstone, AGU, Washington, 1531a, p. 356.

Vcrigin, M.I., K.I. Gringauz, G.A. Kolova, N.M. Shuite, H. Rosenbauer, S. Livi, A.K. Richter, W. Riedler, K. Schwingenschuh, and KJSzego, On the Problem of the Martian Atmosphere Dissipation: rhobos-2/TAUS Spectrometer Results, J. Geophys. Res., No.AM, l»315-1.1.*ii>, 1991b.

"Vcrigin, M.l., II. Rosenbauer, N.M. Shutte, I. Apathy, A.A. Gflleev, KJ. Grir.yauz, P. Kemmerich, O A. Kolova, S. Livi, A.P. Remizov, AK. Richter, W. Itiodler, K. Schwingenschuh, M. Steiler, K. Szego, and .Ye.G. Yeroshenko, Ions of Planetary Origin in the Martian Magnetosphere (I'hclxT-2/TAUS Experiment), 1'hnelary & Space Sei., 38, No.1/2, 131-137, 1991c.

Vcrigin, M.I., K.l. Gringauz, N.M. Shutte, S.A. Haider, K. Szego, I.-T. Szucs, M. Tatrallyay, AJF. N»cy, and T.I. Gombosi, On the Possible Source of the Ionization in the Nighttime Marrtian Ionosphere. 1. Phobos-2/HAllP Electron Spectrometer Measurements, J. Cenph5"S- Re;., PS, . No.All, 19307-19313, 1991d.

Vcrigin, M.I., H. Rosenbauer, N. Shtitte, A. Galeev, K. Gringauz, G. Kctova, S. Livi, A. Rejnizov, A. Richter, W. Riedler, K. Schwingenschuh, K. Szeyo, and Ye.G. Yeroshenko, The Martian Atmosphere Dissipation Problem: Phobos-2 TAUS Experiment Evidences, Adv. Space Res., 1.2, No.9, (9)23-(0)26, 1992.

Vcrigin, M.I., K.I. Gringauz, G.A. Kotova, A.P. Remizov, N.M. Shuite, A. Richtcr, W. Fiedler, K. Schwingenschuh, K. Szego, I. Apathy, and M. Tatrallyay, The Dependence of the Martian Magnetopause and Bow Shock on Solar Wind Ram Pressure According to Phobes 2 TAUS Ion Spectrometer Measurements, J. Gephys lies, 98. No.A2. 1303-1309, 1993.

Vcrigin, M.l., J.G. Luhmann, and C.T. Russell, On the Venus Ion Magnetotail Structure, in: Plasma environments of non-magnetic planets. COSPAR Coloquia Series, Vol.4, ed. by T.l. Gombosi, Pergamon Press, Oxford-New York-Seoul-Tokyo, 1893a, p.259-2G3.

Zhang, T.-L., K. Schwingenschuh, S.M. Petrinec, C.T. Russell, J.G. Luhmann, II. Rosenbauer, M.l. Vcrigin, and G.A. Kotova, Studies of the Drapping and Flaring Angles of the Mars and Earth Magnetolails, Adv. Space Res., 15, No.4, (4)99-(4)103, IE95.