Исследование физических процессов на границе гелиосферы тема автореферата и диссертации по астрономии, 01.03.03 ВАК РФ

На правах рукописи

ИЗМОДЕНОВ ВЛАДИСЛАВ ВАЛЕРЬЕВИЧ

ИССЛЕДОВАНИЕ ФИЗИЧЕСКИХ ПРОЦЕССОВ НА ГРАНИЦЕ ГЕЛИОСФЕРЫ

01.03,03 - Физика Солнца 01.02.05 - Механика жидкости, газа и плазмы

АВТОРЕФЕРАТ

диссертации на соискание ученой степени доктора физико-математических наук

МОСКВА - 2007

003158547

Работа выполнена на кафедре аэромеханики и газовой динамики механико-математического факультета Московского государственного университета им М. В, Ломоносова,

Официальные оппоненты:

доктор физико-математических наук, профессор Бережко Е,Г,

доктор физико-математических наук, член-корреспондент РАН, проф. Имшенник B.C.

доктор физико-математических наук, профессор Курт В.Г.

Ведущая организация: Научно-исследовательский институт

ядерной физики имени Д.В. Скобельцына Московского государственного университета им. М. В. Ломоносова

Защита состоится 02 ноября 2007 года а 15 часов на заседании диссертационного совета Д 003,113.03 при Институте Космических Исследований РАН по адресу: 117997, г. Москва, ул. Профсоюзная 84/32, Институт Космических исследований РАН, конференц-зал.

С диссёртацией можно ознакомиться в библиотеке Институте Космических Исследований РАН.

Автореферат разослан « // » 2007 г.

Ученый секретарь диссертационного совета Кандидат физико-математических наук

Буринская Т.М

ОБЩАЯ ХЛРАК1 ЕРИС1 ИКЛ РАБОI Ы

Актуальность работы Структура и свойства внешней гелиосферы определяются характером взаимодействия солнечного ветра с межзвездным окружением Солнца - частично ионизованным локальным межзвездным облаком (JIMO) J1MO движется относительно Солнца со скоростью ~26 км/с, имеет температуру ~104 К и концентрацию частиц ~0 2-0 3 см"3 Область взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой принято называть гелиосферным интерфейсом Внутренней границей гелиосферног о интерфейса является гелиосферная ударная волна, которую космический аппарат (КА) Voyager 1 пересек в декабре 2004 года на расстоянии 94 а е До настоящего времени основная .информация о структуре и свойствах гелиосферного интерфейса получена с помощью методов дистанционного зондирования Дистанционное зондирование гелиосферного интерфейса проводится в основном с 1 а е, но также и с больших гелиоцентрических расстояний (3-100 ае) на КА Ulysses, Voyager 1 и 2, Pioneer 10 и 11 В настоящее время к основным экспериментальным источникам информации о структуре гелиосферного интерфейса и физических процессах, происходящих в нем, можно отнест и следующие данные

• спектры поглощения в линии лайман-альфа, измеренные в направлении ближних звезд на космическом аппарате Hubble Space Telescope,

• измерения рассеянного солнечного лайман-альфа излучения на околоземных космических аппаратах OGO-5, Прогноз 5 и 6, SOHO, Hubble Space Telescope и др , на межпланетных космических станциях Gallileo, Cassini и др , а также на дальних космических аппаратах Voyager 1 и 2, Pioneer 10,

• прямые измерения параметров солнечного ветра (в частности, его скорости и температуры), проводимые на больших гелиоцентрических расстояниях на космическом аппарате Voyager 2,

• прямые измерения (на КА Ulysses) параметров атомов межзвездною гелия, проникающих внутрь гелиосферы сквозь область гелиосферного интерфейса,

• прямые измерения «захваченных» ионов Захваченные ионы образуются внутри гелиосферы из межзвездных атомов вследствие процессов перезарядки и фотоионизации Их энергетические спектры измеряются на космических аппаратах Ulysses и АСЕ,

• измерения аномальной компоненты космических лучей (АКЛ), которая образуется из части захваченных ионов, ускоренных до высоких энергий, АКЛ измерялись и измеряются на космических аппаратах Voyager 1 и 2, Pioneer 10 и 11, Ulysses, ACE, SAMPEX и Wind,

• измерения кило! ерцового (~2-3 кГц) радиоизлучения на КА Voyager 1 и

• измерения потоков энергичных нейтральных атомов (ЭНА) гелиосферного происхождения на космических аппаратах SOHO, Image, MarsExpress, Venus-Express Свойства плазмы во внешней части гелиосферы будут изучены в ближайшее время с помощью измерения потоков ЭНА на космическом аппарате IBEX (Interstellar Boundary Explorer) Космический аппарат IBEX будет запущен NASA в 2008 году

Для того чтобы на основе измерений с одной или нескольких астрономических единиц определить структуру гелиосферного интерфейса, исследовать происходящие в нем физические процессы, а также предсказать результаты будущих измерений необходимо построение теоретической модели гелиосферного интерфейса

Исторически построение теоретической концепции гелиосферного интерфейса началось с работ Паркера (Parker, 1961) и Баранова, Краснобаева и Куликовского (1970) В этой модели в ньютоновском приближении тонкого слоя рассматривается взаимодействие двух сверхзвуковых газодинамических потоков При этом взаимодействии образуются три поверхности разрыва гелиопауза - контактная поверхность, разделяющая солнечный ветер и межзвездную среду, гелиосферная ударная волна в солнечном ветре, и головная ударная волна в межзвездной среде (рис 1)

Главная трудность в построении полной адекватной модели гелиосферного интерфейса состоит в многокомпонентной природе как локальной межзвездной среды, так и солнечного ветра Локальное межзвездное облако состоит, по меньшей мере, из пяти компонент плазмы (электроны, протоны, ионы гелия), атомов водорода, межзвездного магнитного поля и галактических космических лучей

Плазменная компонента в гелиосфере состоит из частиц солнечного ветра (протонов, электронов, альфа-частиц и др ), захваченных ионов, AKJI Захваченные ионы начинают влиять на течение гелиосферной плазмы начиная с расстояний 20-30 а е от Солнца и далее, а АКЛ влияют на течение плазмы солнечного ветра как в окрестности гелиосферной ударной волны, так и в области внутреннего ударного слоя между гелиосферной ударной волной и гелиопаузой

Для построения корректной многокомпонентной модели гелиосферного интерфейса необходимо выбрать адекватное теоретическое описание для каждой из компонент межзвездной среды и солнечного ветра В частности, для описания движения межзвездных атомов внутри гелиосферы необходимо использовать кинетический подход, так как длина свободного пробега атомов водорода сопоставима с характерными размерами гелиосферного интерфейса (число Кнудсена по главному процессу резонансной перезарядки ~ 1) Цели и задачи работы

Главной целью работы является детальное исследование физических процессов на границе гелиосферы1 и построение математической кинетико-газодинамической модели гелиосферного интерфейса с учетом многокомпонентного характера солнечного ветра и межзвездной среды На основе разработанных моделей гелиосферного интерфейса проводится анализ доступных экспериментальных данных В частности, в работе проводится

1) исследование эффектов, связанных с кинетическим характером движения межзвездных атомов как внутри гелиосферы, так и в области гелиосферного интерфейса,

2) исследование хвостовой области гелиосферного интерфейса в поисках ответа на фундаментальный вопрос где находится граница гелиосферы, и до каких областей распространяется влияние солнечного ветра на окружающую его межзвездную среду9

3) исследование влияния солнечного цикла на структуру гелиосферного интерфейса и параметры межзвездных атомов внутри гелиосферы,

4) исследование влияния межзвездного магнитного поля на положения и формы гелиопаузы, гелиосферной и внешней ударных волн, а также на распределения межзвездных атомов и заряженной компоненты,

5) исследование влияния многокомпонентности солнечного ветра на распределение параметров плазмы и атомов в гелиосфере и на ее границе,

6) Исследование влияния аномальной и галактической компонент космических лучей на взаимодействие солнечного ветра с межзвездной средой,

7) исследование фильтрации межзвездных атомов кислорода и азота в области гелиосферного интерфейса,

8) анализ спектров поглощения в линии лайман-альфа на основе построенных кинетико-газодинамических моделей гелиосферного интерфейса,

9) интерпретация экспериментальных данных по рассеянному солнечному лайман-альфа излучению на космических аппаратах SOHO, Voyager и Pioneer,

10) анализ космического содержания межзвездных атомов (водорода, гелия, кислорода, азота) на основе измерений спектров захваченных ионов на космических аппаратах Ulysses и АСЕ,

11) анализ допустимых значений неизвестных параметров межзвездной среды (концентрации протонов и атомов водорода, величины и направления межзвездного магнитного поля) на основе информации о пересечении гелиосферной ударной волны космическим аппаратом Voyager 1,

12) вычисление теоретических спектров энергичных атомов гелиосферного происхождения Спектры ЭНА будут измеряться на космическом аппарате IBEX

Научная новизна работы

' Под гелиосферой будем понимать область занятую солнечным ветром В диссертации рассматриваются области гелиосферы г> 1 а е , где г - гелиоцентрическое расстояние

Научная новизна работы заключается в том, что впервые было проведено теоретическое исследование физических и газодинамических процессов в области взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой в рамках двух и трехмерных кинетико-газодинамических моделей

Автором впервые получены и выносятся на защиту следующие основные положения:

1 Получено и проанализировано решение кинетического уравнения для межзвездных атомов в области взаимодействия и внутри гелиосферы, показан немаксвелловский характер функции распределения

2 Исследовано влияние 11-летнего цикла солнечной активности на структуру гелиосферного интерфейса

3 Впервые в кинетико-континуальной постановке теоретически исследовалось влияние направления межзвездного магнитного поля на структуру области взаимодействия и на распределение межзвездных атомов внутри гелиосферы

4 Впервые дано количественное объяснение наблюдаемого (на КА БОНО) отклонения направления движения межзвездных атомов водорода внутри гелиосферы от направления движения локальной межзвездной среды

5 Впервые исследовано влияние ионов гелия межзвездной среды, альфа-частиц солнечного ветра, галактической и аномальной компонент космических лучей, захваченных ионов на структуру гелиосферного интерфейса

6 Впервые был получен ответ на вопрос насколько далеко в межзвездное пространство распространяется влияние Солнца, или другими словами, насколько далеко распространяется гелиосфера

Достоверность результатов, представленных в диссертации, базируется на использовании общепризнанных моделей физических явлений, методов и подходов газовой динамики, проверенных численных методов Все численные методы и программы, использованные при получении результатов, тщательно проверялись на известных решениях и специальных тестах Правильность выбранных теоретических подходов также подтверждается и тем, что ряд полученных в работе результатов хорошо согласуется с экспериментальными данными, полученными на разных космических аппаратах

Практическая ценность

Практическая ценность диссертации состоит в том, что фактически удалось создать численную модель гелиосферного интерфейса, которая учитывает влияние всех основных компонент солнечного ветра и межзвездной среды и хорошо объясняет все существующие на сегодняшний день экспериментальные

данные Таким образом, разработанная модель границы гелиосферы может быть использована при разработке технических заданий новых космических гппаратов для запуска к дальним планетам солнечной системы, в область внешней гелиосферы и ее границы, а также в межзвездную среду Представленные в диссертации результаты будут использованы при анализе результатов, полученных с космического аппарата IBEX (Interstellar Boundary Explorer), запуск которого планируется NASA на 2008 год

Ценность диссертации состоит также в том, что разработанные в ней для гелиосферы методы и подходы могут быть применены для изучения «астросфер» вокруг других звезд, что имеет существенный интерес при изучении временной эволюции звездных ветров, и, в частности, эволюции солнечного ветра

Апробация

Работы, вошедшие в диссертацию, обсуждались на семинарах Института Механики МГУ (рук акад Г Г Черный), Института Теплофизики Экстремальных Состояний РАН (рук акад В Е Фортов), Института Космических Исследований РАН (рук чл -корр РАН Л M Зеленый), Лаборатории физической газовой динамики Института Проблем Механики РАН (рук проф В Б Баранов), Калифорнийского технологического института (США, рук семинара акад Э Стоун), Института Аэрономии Национального центра научных исследований Франции, семинаре национальной лаборатории Jet Propulsion Laboratory (JPL) США, семинарах физического и аэрокосмического факультетов Университета Южной Калифорнии в Лос-Анжелесе, семинаре института геофизики и планетной физики Университета Калифорнии (Риверсайд, США)

Основные положения и результаты, вошедшие в диссертацию, докладывались на российских и международных конференциях, в том числе

• на конференциях «Ломоносовские чтения» МГУ 2004, 2005, 2006, 2007 годов,

• на 31, 34, 35, 36 научных ассамблеях КОСПАР (1996, 2002, 2004, 2006 гг ),

• на международной конференции «Солнечный ветер-11» (Канада, 2005), на международной конференции «Солнечный ветер-10» (Италия, 2002), на международной конференции «Солнечный ветер-9» (США, 1998),

• ежегодных конференциях американского геофизического общества (г Сан Франциско,, 1998,1999,2000, 2003,2004,2005),

• на Восьмом Всероссийском съезде по теоретической и прикладной механике (Пермь, 2001),

• на 34-м симпозиуме ESLAB «Трехмерная структура гелиосферы в солнечном максимуме»,

• 5-ой ежегодной конференции- института геофизики и планетных исследований (Калифорния, США) "Физика внутреннего гелиошиса данные Вояджер-1, теория, и будущие перспективы» (2006, США),

• на ежегодных конференциях Европейского геофизического общества (1998, 2005), на 10-ой европейской конференции по физике Солнца (Прага, 2002),

• колловиуме КОСПАР «Внешняя гелиосфера перспективы исследований» (Потсдам, 2000),

• на международно^ конференции «Прогресс в космической газовой динамике» (Москва, 1999),

• на международном симпозиуме «Космическая плазма прямые измерения и удаленная диагностика» (Москва, 1998)

Работы, вошедшие в диссертацию, были отмечены в 2006 г медалью им Я Б Зельдовича международного комитета по космическим исследованиям (КОСПАР) и Российской Академии наук, а также Шуваловской премией МГУ им М В Ломоносова за 2006 г

Публикации и личный вклад автора

Все представленные в диссертации результаты опубликованы в 46 статьях в ведущих рецензируемых журналах и сборниках Все основные результаты диссертации опубликованы в журналах из перечня ВАК

Вклад автора во все рассмотренные в диссертации задачи является основным Автором осуществлялись физические и математические постановки всех задач, вошедших в диссертационную работу, разработка оригинального метода решения задачи о взаимодействии солнечного ветра с локальной межзвездной средой в нестационарной постановке, разработка численного метода и написание программы для решения кинетического уравнения для межзвездных атомов водорода в трехмерной постановке, проведение численных расчетов, анализ экспериментальных данных и их сравнение с результатами, полученными в рамках численных моделей, подготовка текстов публикаций, а также переписка с редакциями журналов и рецензентами

Структура и объем работы

Диссертация состоит из введения, десяти глав, заключения и списка литературы Работа изложена на 265 страницах, включает в себя 37 рисунков, 153 библиографических ссылки

КРАТКОЕ СОДЕРЖАНИЕ РАБОТЫ

Во введении обоснована актуальность исследуемой проблемы, сформулированы цели и задачи диссертационной работы, ее научная новизна, представлены положения, выносимые на защиту

Глава 1 диссертации посвящена историческому обзору работ, в которых изучается взаимодействие солнечного ветра с локальной межзвездной средой, а также описанию общей структуры границы гелиосферы

Солнечный ветер как процесс расширения солнечной короны был теоретически предсказан Паркером (Parker, 1958) Двумя годами позже теоретическое предсказание Паркера было подтверждено экспериментально на космических аппаратах (Грингауз и др 1960) Модель Паркера солнечного ветра имеет асимптотическое решение (при г—> где г - гелиоцентрическое расстояние), в котором солнечный ветер является гиперзвуковым потоком полностью ионизованной плазмы с постоянной радиальной скоростью VSH=const и плотностью, убывающей обратно пропорционально квадрату расстояния psw ~ 1// Возникает вопрос, как гиперзвуковое решение Паркера согласуется с параметрами окружающей Солнце межзвездной среды

В 1961 году Паркером (Parker, 1961) были предложены первые гидродинамические модели взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой В 1970 году Барановым, Краснобаевым и Куликовским была предложена модель взаимодействия гиперзвукового звездного ветра с гиперзвуковым потоком межзвездной среды В этой модели предполагалось, что локальная межзвездная среда, также как и солнечный ветер, является полностью ионизованной водородной плазмой, а ее поток - гиперзвуковым относительно Солнца Первое предположение позволило рассмотреть проблему в рамках модели сплошной среды (для заряженных частиц эффективное число Кнудсена Кп=ПL«\, где /- длина свободного пробега, I- характерная длина задачи в рассматриваемой проблеме), а второе дало возможность решить задачу в ньютоновском приближении тонкого слоя

Качественная картина течения в модели Баранова и др (1970) состоит в следующем Контактный разрыв, называемый гелиопаузой. отделяет солнечный ветер от межзвездной среды Гелиопаузу можно рассматривать как препятствие, которое потоки солнечного ветра и межзвездной среды обтекают с внутренней и внешней сторон Так как оба потока являются сверхзвуковыми, то образуются две ударных волны головная ударная волна в межзвездной среде и гелиосферная ударная волна в солнечном ветре На головной ударной волне тормозится и нагревается сверхзвуковой поток межзвездной среды На гелиосферной ударной волне тормозится и нагревается сверхзвуковой солнечный ветер В приближении тонкого слоя, используемого в модели Баранова и др (1970), считалось, что расстояние между головной и гелиосферной ударными волнами мало по сравнению с расстоянием от гелиопаузы до Солнца В дальнейшем Барановым, Лебедевым и Рудерманом (1979) было показано, что предположение о малой толщине слоя между

ударными волнами по сравнению с гелиоцентрическим расстоянием до гелиопаузы не выполняется при реальных параметрах взаимодействующих потоков

Первые модели взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой предполагали, что межзвездная среда является полностью ионизованной Однако сразу после первых измерений ультрафиолетового излучения с помощью ракетных запусков появились идеи о возможном существовании атомов межзвездного водорода в гелиосфере В работе Blum and Fahr (1970) было показано, что концепция зоны Стремгрена, как зоны ионизованного газа вокруг горячей звезды, не может быть применена к гелиосфере в случае движения межзвездных атомов относительно Солнца Оценки показывали, что при скорости относительного движения 20 км/с около 90 % холодного межзвездного водорода проникает в гелиосферу не будучи ионизованным В работах Bertaux & Blamont (1971), Thomas & Krassa (1971) используя параллактический эффект было доказано, что область максимума измеряемого лайман-альфа излучения находится на нескольких астрономических единицах Это соответствует случаю солнечного излучения, рассеянного на межзвездных атомах водорода Было показано, что вектор относительной скорости межзвездных атомов лежит почти в плоскости эклиптики, а не под углом в 53° к ней, как это следовало из наблюдений движения Солнца относительно ближайших звезд

Межзвездные атомы водорода могут проникать на расстояния нескольких астрономических единиц из-за того, что их длина свободного пробега больше или сравнима с характерным размером задачи (Кп > 1) - расстоянием до гелиопаузы В этом случае взаимодействие солнечного ветра с межзвездной средой не может быть описано только в рамках уравнений механики сплошной среды Таким образом, оказалось, что модель Баранова и др (1970) не может быть непосредственно применена к рассматриваемому явлению Далее в диссертационной работе дается обзор основных работ по моделированию гелиосферного интерфейса, а также моделированию движения атомов водорода внутри гелиосферы

Z,

Рис. I. /'елносферный интерфейс - область взаимодействия солнечного ветра с лОканъноы межзвездной средой. ¡'елчопата - контактная поверхность, разделяющая плащу солнечного ветра от межзвездной плазмы, В елчосферной ударной волне солнечный ветер тормозился от сверхзвуковых до дозвуковых (при "а-- ' 0), скоростей. Во внешней ударной волне тормозится н нагревается помок межзвездной среды. Область гелиосферного интерфейса может быть разделена на четыре подобласти, с существенно различными свойствами плазмы в них: I) сверхзвуковой солнечной ветер: 2) область дозвукового солнечно?!) яетри межф ге^йппаузой а ¿вяиосфериой ударной волной (эту область пюовем внутренним ударным слоем); 3) область возмущенной межзвездной плазмы между гелиопаузой и внешней ударной волной (эту область часто называют внешним ударным слоем); 4) область сверхзвукового потока межзвездной среды.

Качественная картина границы гелиосфсры.

Сорта атомов в гелиосфере

В настоящее время доказано, что Солнце погружено н частично ионизованное локальное межзвездное облако (Lal le ment, 1996), которое движется относительно солнечной системы. Наиболее точно скорость относительного движения межзвездной среды в окрестности Солнца (V„~26.4 км с"1 ) и его температуру (Т_~7000 К) удалось определить по прямым измерениям межзвездных атомов гелия па КА Ulysses (Wiite, 2004, Moebius et al., 2004). При этом концентрации протонов (электронов) пг и атомов водорода n¡( оцениваются п диапазонах »„,„-0.04-0.2 см и пк,„~0.15-0.25 CM"3(Lallement, 1996; Izmodenov et al., 1999a, 2004).

Качественная картина течения, возникающего при взаимодействии полностью ион изо ванной водородной плазмы солнечного ветра с частично ионизованной водородной плазмой локальной межзвездной среды, представлена на рис. 1, Ниже, для краткости, заряженную компоненту будем называть «плазменной компонентой» в отличие от нейтральной компоненты,

представляющей собой поток атомов Н (другие атомы практически не влияют на течение вследствие их малой концентрации по сравнению с концентрацией атомов водорода)

Гелиопауза и две ударные волны разбивают всю область гелиосферного интерфейса на четыре подобласти (рис 1) (1) сверхзвуковой солнечный ветер, (2) солнечный ветер, разогретый в ударной волне, (3) ^азбгретяя в головной ударной волне плазменная компонента межзвездной среды, и (4) сверхзвуковой набегающий потек межзвездной среди Области 2 и 3 обычно называются внутренним и внешним ударными слоями, соответственно

В работе 1гтос1епоу й а1 (2000) были посчитаны транспортные сечения упругих столкновений атомов водорода между собой и с протонами Показано, что они пренебрежимо малы по сравнению с сечением резонансной перезарядки Таким образом, именно перезарядка является процессом, который определяет свойства атомов водорода в области интерфейса и внутри гелиосферы Оценки (см, например, 1гтос1епоу е1 а1 2000) показывают, что длина свободного пробега для атомов водорода одного порядка с характерным размером задачи (т е расстоянием до гелиопаузы), т е число Кнудсена по перезарядке Кп ~1/Ь ~0 5-1 0 Таким образом, для корректного описания течения Н-атомов в гелиосферном интерфейсе необходимо применять кинетический подход для всех сортов атомов Атомы водорода проникают из локальной межзвездной среды в солнечную систему через поверхности сильного разрыва и, пгрезаряжаябь на протонах, оказывают влияние на движение плазменной компоненты

Перезарядка в каждой из областей 1-4 приводит к образованию новых атомов Н, имеющих параметры протонов в этих областях, и новых протонов с параметрами атомов Н Рожденные в процессе перезарядки атомы приобретают скорость протона - партнера по перезарядке Таким образом, функция распределения вновь рожденных атомов зависит от локальных свойств плазмы в области их рождения Так как область гелиосферного интерфейса разделена двумя ударными волнами и гелиопаузой на четыре подобласти, то удобно различать четыре сорта атомов в зависимости от подобласти, где происходит их рождение Атомами сорта 1 назовем атомы, которые родились в области сверхзвукового солнечного ветра до гелиосферной ударной волны (область 1) Атомами сорта 2 - атомы, рожденные в области внутреннего ударного слоя между гелиосферной ударной волной и гелиопаузой (область 2) Атомами сорта 3 - вторичные межзвездные атомы, рожденные в области внешнего ударного слоя между гелиопаузой и внешней ударной волной Атомы водорода невозмущенной межзвездной среды будем приписывать к сорту 4

Модель Баранова-Маламы

В работе Баранова и Маламы (Вагапоу & Ма1аша, 1993) была представлена первая самосогласованная кинетико-газодинамическая модель взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой В модели Баранова-Маламы

для описания плазменной компоненты использовались уравнения Эйлера с «источниковыми» членами, учитывающими влияние резонансной перезарядки В стационарном случае эти уравнения имеют вид

v,v = 0, (vv)v+iv, = W„M,,ftv„ 0 1)

V [pV(£+—+~)]=F2[/H(r,\vH),p,V,p], p = (y-l)pe P 2

Здесь p, p, £ и У- давление, плотность, внутренняя энергия и вектор скорости плазменной компоненты соответственно, F, и F, - источники импульм и энергии в плазменной компоненте вследствие процессов резонансной перезарядки, /ц(г,у/н) - функция распределения атомов водорода, зависящая от радиуса-вектора г и вектора индивидуальной скорости w# атома, у=5/3 -отношение удельных теплоемкостей для полностью ионизованной водородной плазмы Для описания движения нейтральной компоненты решалось кинетическое уравнение для функции распределения атомов водорода, /н

ЩГ,У!Н)

w" Эг

(F,+FJ

3/„(r,w„).

9W = /P(r-W")Jlw« - w„|qf„(r,w'H)dv/'H -

-//i(r,w/,)|wif-w;,|(/;,(r,w;j)rfw„ (1 2)

Уравнение (1 2) является линейным, поскольку функция распределения протонов Ур(г,уур) считается локально-максвелловской с газодинамически-ми значениями вектора скорости V(r), температуры Т(г) и плотности р{г), w^ -вектор индивидуальной скорости протона, о(|\ун-лур|) - эффективное сечение перезарядки, Fr и Fg - силы солнечного радиационного отталкивания и гравитационного притяжения соответственно Уравнение (12) решалось методом Монте-Карло с расщеплением траекторий (Malama, 1991)

«Источниковые» члены в правых частях уравнений (1 1) вычисляются по формулам

F, =— jdyyH jVw^ojw« -w„|(w„-w„)/„(r,w„)/„(r,w„),

= mH fdv/H jWw,,cr|wH - wf

\fn(.r,^H)fJr,Wp), (1 3)

пн = ,у/н),пр = ^ р/р{г,У! р)

Для того чтобы использовать уравнения идеальной газовой динамики в «одножидкостном» приближении для плазменной компоненты в форме (11), необходимо предположить, что 1) температуры электронов и протонов одинаковы, 2) образовавшиеся в результате перезарядки протоны сразу же принимают скорость и температуру плазменной компоненты (происходит их мгновенный «захват» плазмой или их мгновенная «релаксация»), и 3) функция распределения протонов - локально-максвелловская

В качестве граничных условий для плазменной компоненты использовались постоянные значения скорости VE, концентрации электронов (протонов) пц и число Маха МЕ на орбите Земли (индекс «£»), а также значения этих же параметров в локальной межзвездной среде (индекс «со») Для атомов водорода предполагалось, что их функция распределения в межзвездной среде является максвелловской с концентрацией пНт и значениями температуры и скорости, равными значениям этих параметров для плазменной компоненты Кроме того, необходимо задать отношение р. =F/Fg силы солнечного радиационного отталкивания к силе солнечной гравитации, которое в работе Baianov & Malama (1993) полагалась близкой к 1

В рамках модели Баранова-Маламы были получены следующие важные результаты

1 Вследствие процесса перезарядки гелиоцентрическое расстояние до ударных волн и гелиопаузы сильно уменьшается Исчезает сложная структура течения в хвостовой области, состоящая из диска Маха, тангенциального разрыва и отраженной ударной волны Расстояние до гелиосферной ударной волны в направлении набегающего потока межзвездной среды составляет порядка 100 а е Последний результат подтвердился в 2004 г , когда КА Voyager 1 пересек гелиосферную ударную волну на расстоянии 94 а е

2 Процесс перезарядки приводит к уменьшению скорости солнечного ветра вблизи гелиосферной ударной волны примерно на 10%, а также к его разогреву

3 Процесс перезарядки межзвездных протонов на энергичных атомах водорода приводит к возмущению сверхзвукового потока межзвездной среды до головной ударной волны (область 4 на рис 1)

4 В результате перезарядки первичных атомов водорода на межзвездных протонах образуется ведорсдиая стенка — увеличение концентрации атомов водорода в области между гелиопаузой и внешней ударной волной Водородная отенка была обнаружена при интерпретации спектров поглощения в линии лайман-альфа, измеренных на Hubble Space Telescope (HST) в направлении ближних звезд

Глава 2 диссертации посвящена исследованию эволюции функции распределения атомов водорода в области гелиосферного интерфейса

Роль, которую играют межзвездные атомы водорода внутри гелиосферы, а также в области гелиосферного интерфейса, трудно переоценить Они, как следует из модели Баранова-Маламы, динамически влияют на структуру гелиосферного интерфейса, положения гелиопаузы и ударных волн Межзвездные атомы являются прародителями захваченных ионов и AKJI в гелиосфере Также вся основная информация о структуре границы гелиосферы связана с измерениями (прямыми или косвенными) межзвездных атомов и частиц, являющихся < их производными В силу кинетического характера движения межзвездных атомов в области гелиосферного интерфейса для

корректной интерпретации данных необходимо знать функцию распределения атомов по скоростям

В работе Баранова и др (Baranov, Izmodenov, Malama, 1998) для различных сортов межзвездных атомов водорода были рассчитаны кинетические температуры в направлении набегающего потока межзвездной среды и в направлении перпендикулярном этому потоку

Тн 2 = ~Г~ ("Он z~VH,zffH О, W„ )dw н, кпи i

кпн 1

Было показано, что отношение этих температур, Тх/Т2, существенно отличается от 1, что является доказательством явной иемаксвелловости функции распределения атомов водорода в гелиосферном интерфейсе В работе Baranov, Izmodenov, Malama (1998) была отмечена неправомерность многожидкостного подхода, когда для описания распределения атомов водорода в гелиосфере решаются гидродинамические уравнения для различных сортов атомов Такой многожидкостной подход использовался несколькими западными группами (Zank et al, 1996, Fahr et al, 2000) для моделирования гелиосферного интерфейса В работе Baranov, Izmodenov, Malama (1998) приведены примеры, когда использование многожидкостного подхода к описанию течения атомов водорода, приводит к качественно другим результатам Более детальное сравнение результатов модели Баранова-Маламы с различными многожидкостными подходами было сделано в работе Alexashov & Izmodenov (2005)

Анализ эволюции функции распределения различных сортов атомов водорода в области гелиосферного интерфейса был проведен в работах Izmodenov (2001), Izmodenov et al (2001a) Функция распределения по скоростям для Н-атомов fH(F,wa>0 определяется из решения кинетического уравнения

Эг mH dw„ J

-/*(«•.*„)j|we -Wpkf </„(r,w„)rfw„-(»„„ +l/imp«1)/„(r,w„) (2 1)

Обозначения здесь такие же как и в (1 2) Помимо перезарядки, в уравнении (21) учитываются и другие физические процессы, влияющие на распределение атомов водорода в гелиосфере Это фотоионизация, солнечное гравитационное притяжение, радиационное давление солнечного излучения, которые влияют на распределения атомов в окрестности Солнца, а также ионизация электронным ударом, которая влияет на распределение атомов в области внутреннего ударного слоя (Baranov & Malama, 1996, Izmodenov et al, 2004, Malama, Izmodenov, Chalov, 2006) В качестве граничного условия принималась максвелловская функция распределения для атомов водорода в невозмущенной

межзвезднбй срсдс. Функция распределения протонов /р(г,ну принималась лШШьно - м аксве л лове кой, а распределения концентраций, пр(г), скорости, У,,(г), и температуры Т,,(г) были получены в рамках модели Баранова-Маламы.

Функцию распределения Н-атомов можно представить как сумму функций распределения введенных ранее сортов: ' /я,4- Метод Монте-

Карло позволяет рассчитать функции распределения для каждого из этих четырех сортов. Функции распределения атомов водорода были вычислены и приведены для 12 характерных точек гелиосферного интерфейса в работах 17шо41епоу (2001), 1?.тос1епоу й а1. (2001а). В качестве примера на рис. 2В показаны функции распределения четырех сортов М-атом о и в окрестности гелиосферной ударной волны (-90 а,с.) в направлении набегающего потока межзвездной среды, 11а рис. 2А для удобства показаны распределения концентраций различных сортов агомов в зависимости от гелиоцентрического расстояния. В результате анализа эволюции функции распределения были сделань*следующие выводы (1гтос1епоу 2001; ¡хтоёспоу й а!. 2001а):

Ш Функция распределения атомов водорода не является максвелловской ни внутри гелиосферы, пи в области гелиосферного интерфейса. Особенно сильные изменения функции распределения происходят в областях близких к Солнцу (г < 10 а.е.), а также в области гелиосферного интерфейса.

• Эффективное увеличение на —10% массовой скорости первичных Межзвездных зтомоя (псевдоускорение) в области гелиосферного интерфейса происходит вследствие того, что перезарядка происходит более интенсивно на атомах, обладающих Меньшими скоростями, чем на относительно быстрых атомах. Этот кинетический эффект, называемый в литературе «селекцией», приводит к отклонению функции распределения первичных атомов от макс веяло рекой (рис. 2В-4).

ис. 2 Л. Концентрации и скорости четырех сортов атомов водорода в еелиосфериом

интерфейсе как функции гелиоцентрического расстояния в направления к набегающему потоку ЛМС Кривые 1 соответствуют атомам, рожденным в области сверхзвукового солнечного ветра (сорт 1), кривые 2 - атомам, рожденным в области внутреннего ударного слоя между гелиосферной ударной волной и гел'иопаузой (сорт 2), кривые 3 - атомам, рожденным в области внешнего ударного слоя (сорт 3) Кривые 4 соответствуют первичным межзвездным атомам Концентрации отнесены к концентрации нейтралов в ЛМС, а скорости отнесены к скорости движения ЛМС относительно Солнца Рис 2 В Функции распределения четырех сортов Н-атомов в окрестности гелиосферной ударной волны по направлении к набегающему потоку ЛМС (1)-(4) соответствуют атомы сортов 1-4, Vz - проекция вектора скорости на ось паралелльную вектору скорости относительного движения Солнг/а и ЛМС, Vue Отрицательные значения означают приближение к Солнцу Уг - радиальная компонента вектора проекции скорости на плоскость перпендикулярную вектору Уцс В расчетах предполагалось, что пнис ~ 0 2 cm'3, пР Lie = 0 04 cm'1

• Функция распределения вторичных межзвездных атомов (сорт 3) также отлична от максвелловской (рис 2В-3) и также сильно меняется с расстоянием Атомы сорта 3 имеют меньшую скорость и большую температуру по сравнению с первичными межзвездными атомами, что и обеспечивает возможность определения водородной стенки в спектрах поглощения ближних звезд Средняя массовая скорость атомов этого сорта в окрестности гелиосферной ударной волны -18-19 км/с (знак 'минус' означает, что атомы движутся по направлению к Солнцу) В области сверхзвукового солнечного ветра до гелиосферной ударной волны концентрации первичных и вторичных межзвездных атомов имеют один порядок, но их отношение может меняться в зависимости от степени ионизации JIMC, принимаемой в расчетах (Izmodenov et al, 1999а)

• Атомы сорта 2 образуются из горячих протонов и захваченных ионов солнечного ветра, сжатого в гелиосферной ударной волне Концентрация Н-атомов этого сорта на порядок меньше по сравнению с концентрациями сортов 3 и 4 (первичных и вторичных межзвездных атомов), поэтому Н-атомы сорта 2 не влияют на интерпретацию экспериментов по рассеянному Лайман-альфа излучению и захваченных ионов внутри гелиосферы Обладая большими энергиями и длинами свободного пробега, часть атомов сорта 2 проникает в области вверх по потоку ЛМС от внешней ударной волны Перезарядка Н-атомов на межзвездных протонах приводит к возмущению сверхзвукового потока ЛМС на больших гелиоцентрических расстояниях В сверхзвуковом солнечном ветре внутри гелиосферной ударной волны Н-атомы второго сорта распространяются свободно, без изменений их свойств В 2008 году спектры атомов сорта 2 будут измерены на космическом аппарате Interstellar Boundary Explorer

• Функция распределения по скоростям Н-атомов сорта 1 также не является максвелловской Увеличенный "хвост" в функции распределения связан с ч эффектом торможения сверхзвукового солнечного ветра до прохождения им гелиосферной ударной волны

В главе 3 проводится исследование хвостовой области гелиосферы Основная цель этого исследования - поиск ответа на фундаментальный вопрос где находится граница гелиосферы и до каких областей распространяется влияние солнечного ветра на окружающую межзвездную среду9 Для ответа на первый вопрос необходимо определить, что называется границей гелиосферы За границу гелиосферы естественно принять гелиопаузу, отделяющую плазму солнечного ветра от плазмы межзвездной среды Однако такое определение некорректно, поскольку гелиопауза - незамкнутая поверхность, и хвостовая часть гелиосферы распространялась бы до бесконечности при отсутствии перемешивания между плазмой солнечного ветра и потоком газа, межзвездной среды на больших гелиоцентрических расстояниях Чтобы разрешить эту проблему, а также ответить на второй вопрос, в работах Измоденова и Алексашова (2003), АкхаэЬоу е1 а1 (2004) было проведено детальное исследование структуры хвостовой части гелиосферного интерфейса на больших (до 50000 а е ) гелиоцентрических расстояниях

Результаты проведенных расчетов представлены на рис 3 Сразу после прохождения гелиосферной ударной волны ТБ плазма солнечного ветра имеет дозвуковую скорость ~100 км/с и температуру ~1 5 • 10б К Затем скорость солнечного ветра еще больше уменьшается из-за «нагружения» новыми протонами, рожденными в результате перезарядки, и постепенно приближается к значению скорости в невозмущенном потоке межзвездного газа (К. ~ 25 км/с) Так как температура межзвездных атомов много мекьше температуры протонов за гелиосферной ударной волной, то перезарядка приводит к эффективному охлаждению солнечного ветра в хвосте В результате такого охлаждения число Маха в солнечном ветре увеличивается, и на расстоянии ~4000 а е он снова становится сверхзвуковым2

Параметры плазмы и Н-атомов приближаются к их значениям в локальной межзвездной среде с дальнейшим увеличением расстояния от Солнца Получено, что на расстояниях -40 - 50 тыс а е параметры солнечного ветра практически неотличимы от параметров невозмущенной межзвездной среды Такие расстояния можно считать границей гелиосферы в хвостовой области Скачок плотности и касательной компоненты скорости, на тангенциальном разрыве (НР) практически исчезает на гораздо меньших гелиоцентрических расстояниях (-3000 а е )

2 Заметим, что сверхзвуковой характер истечения солнечного ветра через границу расчетной области в хвостовой области фактически снимает вопрос о постановке корректных граничных условий, существующий в случае дозвукового истечения

х, а.е

800

400

0

-8000

-4000 z, а е 0

Рис 3 Изолинии числа Маха плазмы солнечного ветра и межзвездной среды в хвостовой области гелиосферного интерфейса Полужирными линиями показаны поверхности сильного разрыва BS, TS и HP

В главе 4 исследуется влияние межзвездного гелия и альфа частиц солне шого ветра на структуру гелиосферного интерфейса и положения ударных волн и гелиопаузы Актуальность этого исследования связана с недавними успешными измерениями а) параметров межзвездных атомов гелия, б) захваченных ионов гелия, в) степени ионизации гелия в JIMC В результате появилась возможность оценить плотность ионов гелия межзвездной среды в окрестности Солнца Оказалось, что концентрация ионов гелия находится в диапазоне 0 008-0 01 см"3 и динамическое давление ионов гелия сопоставимо с динамическим давлением протонов Влияние межзвездного гелия на гелиосферный интерфейс исследовалось в работе Izmodenov et al (2003а) Одновременно в работе также учитывалось влияние альфа-частиц солнечного ветра, концентрация которых составляет 2 5 - 5 % от концентрации протонов солнечного ветра Динамическое давление альфа-частиц в солнечном ветре составляет 10-20 % от динамического давления протонов солйечного ветра В работе Izmodenov et al (2003а) было проведено параметрическое исследование и изучено влияние ионов гелия на положение ударных волн и гелиопаузы Показано, что влияния межзвездных ионов гелия и альфа частиц солнечного ветра частично компенсируют друг друга В модели, которая учитывает и ионы гелия и альфа-частицы, гелиопауза, гелиосферная ударная волна и внешняя ударная волна находятся ближе к Солнцу на ~12 ае, ~2 ае, ~30 ае соответственно, по сравнению с моделью Баранова-Маламы. Даже такие небольшие изменения в положении ударных волн и гелиопаузы важны для интерпретации измерений, полученных на аппаратах Voyager 1 и 2, которые

удаляются от ОЗлнца со скоростью ~3 5 а,е /год Учет ионов гелия и альфа-частиц солнечного ветра практически не влияет на фильтрацию Н-атомов в гелиосферном интерфейсе

В главе 5 исследуется влияние 11-летнего цикла солнечной активности на область гелиосферного интерфейса Динамическое давление солнечного ветра меняется примерно в два раза при переходе от максимума солнечной активности к ее минимуму В работах 1гтос1епоу е! а1 (2003Ь, 2005а, 2007), 1гтос1епоу & Ма1ата (2004) получено решение самосогласованной нестационарной задачи о взаимодействии двухкомпонентной (плазменная компонента и Н-атомы) межзвездной среды с солнечным ветром в осесимметричном приближении Были получены самосогласованные решения нестационарных уравнений газовой динамики для плазмы совместно с нестационарным кинетическим уравнением для Н-атомов Кинетическое уравнение решалось методом Монте-Карло с расщеплением траекторий В Качестве граничных условий принимались меняющиеся с солнечным циклом значения параметров на орбите Земли

В работе 1гтос1епоу е1 а1 (2003Ь) представлены результаты для «идеального» солнечного цикла, в котором динамическое давление солнечного ветра менялось по синусоидальному закону с амплитудой колебаний 2 и периодом в 11 лет,

• Положения гелиопаузы и ударных волн меняются с 11-летней периодичностью Вдоль оси симметрии амплитуды колебаний гелиосферной ударной волны (ТБ), г&лиопаузы (НР) и головной ударной волны (ВБ) равны соответственно ~75ае,~2ае и<07ае Амплитуда колебаний ТБ растет по мере движения от лобовой части гелиосферы в хвостовую и достигает там 25 а е При этом колебания в лобовой и хвостовой частях находятся практически в противофазе

4 А Динамическое давление солнечного ветра на орбите Земли (данные OMNI-2) Б Положение гелиосферной ударной волны в направлениях набегающего потока межзвездной среды (кривая 1), КА Voyager 1 (кривая 2), и КА Voyager 2 (кривая 3)

• Параметры плазмы и атомов совершают колебания с 11-летним периодом во всей области интерфейса Других периодов колебаний

I 1 1 ■ ' I 1 1 1 1 I 1 1 1 1 I ' 1 1 ' I 1 1985 1990 1995 2000 2005

1985 1990 1995 2000 2005 Âî а

Рис

обнаружено не было Во внешних областях солнечного ветра, и, в частности, в окрестности ударной волны ТЗ флуктуации плотности первичных и вторичных межзвездных Н-атомов (4-го и 3-го сортов) находятся в пределах + 5% от их среднего значения Такой же уровень колебаний характерен и для атомов сорта 2 Флуктуации концентрации Н-атомов сорта 1 составляют ± 30 % от их средних значений Расчеты также показали, что флуктуации средней массовой скорости и «эффективной» температуры Н-атомов сортов 3 и 4 (осредненных по неравновесной функции распределения) пренебрежимо малы Средняя же массовая скорость и кинетическая температура атомов сорта 2 меняются в течение солнечного цикла на 10-12%

• В солнечном ветре длина волны колебаний больше, чем расстояние от Солнца до гелиосферной ударной волны (ТБ) и расстояние от ТБ до гелиопаузы (НР) в головной части гелиосферы Ситуация существенно меняется в области внешнего ударного слоя (между гелиопаузой и головной ударной волной) Движение гелиопаузы действует на межзвездную среду аналогично поршню, движущемуся в заполненной газом трубе, и приводит к образованию серии ударных волн и волн разрежения Амплитуда ударных волн и волн разрежения уменьшается по мере их распространения в направлении от Солнца, что объясняется расходящимся характером движения Характерная длина волн в головной части составляет ~ 40 а е

Далее в главе 5 приводятся и обсуждаются результаты расчетов с реальным солнечным циклом, когда значения параметров солнечного ветра брались на основе данных с космических аппаратов (рис 4)

В главе б исследуется влияние межзвездного магнитного поля на структуру гелиосферного интерфейса в общем трехмерном случае В работах 1гтос1епоу е1 а1 (2005Ь), 1гтос1епоу & АкхавЬоу (2006) предложена модель, в которой магнитогидродинамические уравнения для плазменной компоненты решаются совместно с кинетическим уравнением для межзвездных атомах водорода В работе 1гтоёепоу а1 (2005Ь) представлены результаты расчетов для случая, когда межзвездное магнитное поле находится под углом 0=45° к направлению набегающего потока На рис 5 показаны рассчитанные положения поверхностей сильного разрыва (ударных волн ТБ и ВБ и тангенциального разрыва или гелиопаузы НР) в плоскости хг, определяемой векторами У„ и Ви При этом направление оси г противоположно направлению вектора а ось х - перпендикулярна этому направлению Полученное решение существенно отличается от осесимметричного

Учет влияния магнитного поля приводит к приближению к Солнцу ударной волны Тв и к удалению головной ударной волны ВБ Гелиоцентрическое расстояние до гелиопаузы НР зависит от относительной величины магнитного давления и магнитного натяжения В областях, где магнитное натяжение превосходит магнитное давление, гелиопауза удаляется от Солнца Вдоль оси г ударная волна Т8 и гелиопауза НР приближаются к Солнцу на 10 и 20 а е

соответственно Расчеты показывают, что точка торможения на гелиопаузе находится выше оси 2 примерно на 10° В окрестности этой точки плотность плазменной компоненты межзвездной среды достигает своего максимума, а ее вектор скорости имеет значительную компоненту Ух вдоль оси х Поскольку параметры ат'омов Н сорта 3 отражают параметры плазмы в области внешнего ударного слоя, то они также должны иметь составляющую скорости вдоль оси х. При этом, как и следовало ожидать, именно вблизи точки торможения образуется водородная стенка с максимальной интенсивностью

Вектор средней скорости атомов водорода Уд вычислялся как момент функции распределения /„ Его компонента вдоль оси х отлична от нуля даже на малых гелиоцентрических расстояниях Угол между средней скоростью движения атомов водорода внутри гелиосферы и направлением движения межзвездной среды в расчетах составил 3-5° Такое же отклонение направления движения атомов водорода было недавно обнаружено по измерениям рассеянного солнечного излучения в Лайман-альфа на космическом аппарате

Рис 5 Положение гелиопаузы (HP), гелиосферной ударной волны (TS) и внешней ударной волны (BS) в модели с учетом межзвездного магнитного поля (Izmodenov et al, 2005b) Для сравнения штриховыми линиями показаны результаты расчетов без учета магнитного поля (В. =0) , '

В главе 7 исследуется влияние неравновесности «захваченных» протонов и солнечных протонов в солнечном ветре В модели Баранова-Маламы для заряженной компоненты используется одножидкостное приближение Однако измерения функции распределения захваченных протонов на космических аппаратах Ulysses и АСЕ показали, что функция распределения захваченных протонов немаксвелловская, хотя и изотропна Эти данные привели к выводу об отсутствии термодинамического равновесия между протонами захваченными и солнечного происхождения при равенстве их средних скоростей

В главе описывается усовершенствованная модель взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой, в которой захваченные протоны рассматриваются как отдельная компонента с отличными от солнечного ветра термодинамическими параметрами (Ма1ата й а!, 2006) Предполагается, что в системе координат, связанной с солнечным ветром, функция распределения захваченных протонов изотропна и для нее решается кинетическое уравнение типа Фоккера-Планка Кинетическое уравнение для захваченных ионов решалось совместно с уравнениями Эйлера, записанными для суммы всех заряженных компонент, и кинетическим уравнением для межзвездных атомов водорода Использование уравнений Эйлера для суммы заряженных компонент обосновывается тем, что все компоненты (солнечные протоны и электроны и захваченные протоны) движутся с одной и той же скоростью, а функции распределения изотропны для всех компонент Давление р в этом случае равно сумме парциальных давлений, а эффективное давление захваченных протонов определяется как интеграл от функции распределения В работе Ма1ата е1 а1 (2006) было получено самосогласованное решение в частном случае, когда коэффициент диффузии по скоростям для захваченных ионов Б^О, что соответствует спокойному солнечному ветру, когда уровень флуктуаций магнитного поля мал

б а) Положения гелиопаузы и ударных волн в рамках модели с учетом неравновестности плазменной компоненты (линии 1) и в рамках модели Баранова-Маламы (линии 2), б) Потоки атомов Н сорта 2 на la е (кривая 1), которые будут измеряться на космическом аппарате IBEX (запуск в 2008г) Для сравнения линией 1 показаны потоки в рамках модели Баранова-Маламы По оси ординат - логарифмический масштаб в) Температура протонов в солнечном ветре как функция гелиоцентрического расстояния кривая / соответствует модели многокомпонентной модели с учетом неравновестности, кривая 2 рассчитана для случая когда 5 % тепловой энергии передается от захваченных ионов к протонной компоненте, а кривая 3 соответствует результатам модели Баранова-Маламы По оси ординат — логарифмический масштаб

Термодинамическая неравновесность захваченных и солнечных протонов приводит к уменьшению толщины области внутреннего ударного слоя (рис 6а), что объясняется уменьшением суммарного давления заряженной компоненты В этой области В направлении к набегающему потоку гелиосферная ударная волна (TS) удаляется от Солнца на 5 а е, а гелиопауза (HP) приближается на 12

а е по сравнению с расчетами по модели Барйнова-Малимы В хвостовой области 1-едиодентрическое, расстояние до TS увеличивается на 70 а е Уточнение физических свойств внутреннего ударного слоя (между TS и HP) в связи с рассматриваемой неравновесностью имеет важное значение для планирования экспериментов по измерению потоков энергичных Н-атомов из этой области (атомы H сорта 2) с 1 а е на спутнике IBEX На рис 66) приведены результаты расчетов этих потоков на 1 а е Модель с учетом неравновесности предсказывает меньшие по сравнению с моделью Баранова-Маламы потоки для частиц с энергией < 1кэв и большие потоки частиц с энергиями > 1кэв Частицы с энергиями 1 кэв и выше образуются преимущественно при перезарядке межзвездных атомов водорода на захваченных протонах Частицы же с более низкими энергиями образуются при перезарядке на солнечных протонах

Сильное увеличение температуры на больших гелиоцентрических расстояниях согласно модели Баранова-Маламы (кривая 1 на рис 6в) связано с допущением о мгновенной релаксации захваченных протонов в солнечном ветре Измерения температуры солнечных протонов на космическом аппарате Voyager 2 показывают, что такой значительный нагрев солнечного ветра не осуществляется Температура солнечных протонов, полученная в рамках неравновесной модели (кривая 3 на рис 6в), уменьшается адиабатически вплоть до расстояния ~ 20 а е , после которого температура спадает медленнее, чем по адиабатическому закону, а на расстояниях более 30 а е начинает медленно расти Такое поведение температуры солнечного ветра связано с энергией электронов, которые рождаются в процессе фотоионизации (в модели предполагается, что Те=Тр) Температура, полученная по модели, оказывается меньше измеряемой температуры солнечного ветра на аппарате Voyager 2 Это означает, что энергия, которая поступает в солнечный ветер, больше энергии фотоэлектронов В связи с этим был проведен расчет, в котором предполагалось, что происходит независимый от гелиоцентрического расстояния обмен тепловой энергией (~5 %) между частицами солнечного ветра и захваченными протонами, температура которых намного выше температуры солнечных протонов Полученное в результате такого расчета распределение температуры (кривая 2 на рис 6в) хорошо совпадает с измерениями на Voyager 2

В главе 8 исследуется влияние аномальной и галактической компонент космических лучей на область гелиосферного интерфейса (Измоденов, 1997, Myasnikov et al, 2000а, 2000b, Alexashov et al 2004)

Для галактической компоненты космических лучей (ГКЛ) исследование проводилось в рамках двухкомпонентной (плазма и ГКЛ) и трехкомпонентой (плазма, Н-атомы, ГКЛ) моделей В случае двухкомпонентной модели (Myasnikov et al, 2000а) было обнаружено, что космические лучи приводят к сильной модификации формы и структуры гелиосферной и внешней ударных

волн, а также приводят к существенному изменению гелиоцентрических расстояний до гелиопаузы и внешней ударной волны Однако в случае более реалистичной трехкомпонентной модели (Myasnikov et al, 2000b) влияние ГКЛ на течение заряженной компоненты пренебрежимо мало по сравнению с влиянием межзвездных Н-атомов Исключение составляет область в окрестности внешней ударной волны, где влияние ГКЛ может быть существенным

Влияние АКЛ изучалось в работе Alexashov et al (2004) Показано, что влияние АКЛ на течение солнечного ветра в окрестности гелиосферной ударной волны гриводит к плавному торможению солнечного ветра в так называемом "предвестнике", за которым следует скачок При этом скамоЧ уменьшается по интенсивности и смещается на большее гелиоцентрическое расстояние по сравнению с расчетами, в которых влияние АКЛ не учитывалось (то есть с расчетами в рамках модели Баранова-Маламы) Интенсивность скачка, также как и степень его смещения зависят от величины коэффициента пространственной диффузии Уменьшение интенсивности скачка приводит к уменьшению температуры в области внутреннего ударного слоя между гелиосферной ударной волной и гелиопаузой, что важно для интерпретации измерений атомов H сорта 2 Наибольшее смещение скачка (около 4 а е ) достигается для средних значений коэффициента диффузии Предвестник гелиосферной ударной волны наиболее явно выражен для малых значений коэффициента диффузии и исчезает при больших Это объясняется тем, что в первом случае характерный диффузионный масштаб много меньше расстояния до TS При этом давление космических лучей в области за этой ударной волной сравнимо с тепловым давлением плазмы

В главе 9 исследуется вопрос о проникновении межзвездных атомов кислорода и азота через область гелиосферного интерфейса (Izmodenov et al, 1997, 1999b, 2004, Izmodenov 2007) Актуальность этого исследования обуславливается необходимостью интерпретировать измерения захваченных ионов этих элементов на космическом аппарате Ulysses и позволяет получить независимые от астрономических наблюдений сведения о космическом содержании различных элементов в локальной межзвездной среде

Приводится математическая постановка задачи, а также анализируются полученные распределения атомов и ионов Показано, что в области между гелиопаузой и внешней ударной волной образуется кислородная стенка (аналогично водородной стенке в модели Баранова-Маламы)

В работе Izmodenov et al (2004) был проведен сравнительный анализ проникновения межзвездных атомов водорода, кислорода и азота через гелиосферный интерфейс внутрь гелиосферы Показано, что сквозь гелиопаузу в солнечную систему проникает 81±2%и89 ±1 % межзвездного кислорода и азота соответственно, что с учетом данных, полученных на КА Ulysses, дает

возможность определить концентрации атомов кислорода и азота в локальной межзвездной среде

B0„=(7 8il 3) 10"5см"3 иnN„= (1 1 ±02) 10"5см"3

Далее в главе вычисляются относительные космические содержания кислорода и азота, которые сравниваются с данными, полученными из анализа спектров поглощения

В главе 10 приводятся примеры применения моделей взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой для интерпретации данных, полученных с различных космических аппаратов

В первой части главы 10 (п 10 Л проводится анализ спектров поглощения в линии Лайман-алъфа полученных на Hubble Space Telescope Принципиальная схема измерений спектров поглощения показана на рис 7 Перед тем как попасть в объектив телескопа (точка 2 на рис 7а) излучение звезды (кривые 1 на рис 76,в) проходит через среду вдоль луча зрения (линия 3 на рис 7а), где часть его поглощается Основная часть такого поглощения происходит в межзвездном газе Однако правое крыло получаемых прибором спектров можно объяснить только при помощи поглощения в области гелиосферного интерфейса

Lmsky & Wood (1996) показали, что поглощение в правом крыле спектра в направлении звезды Альфа-Центавра может быть объяснено с помощью водородной стенки из вторичных межзвездных атомов (рис 7а), которая была предсказана в работе Baranov et al (1991)

В работе Izmodenov et al (1999c) был проанализирован спектр поглощения, полученный прибором GHRS на HST в направлении на звезду Sinus (рис 7в), луч зрения на которую составляет угол 9 = 139° Объяснить полученный спектр оказалось возможным только с привлечением поглощения на атомах сорта 2, которые образуются в области между гелиосферной ударной волной и гелиопаузой и имеют большие скорости хаотического движения Левое крыло спектров поглощения (рис 7) можно объяснить наличием поглощения в водородных стенках у наблюдаемых звезд (см, например, Izmodenov et al, 1999с), что, в свою очередь, свидетельствует о наличии у них звездных ветров

Далее в диссертации детально излагаются результаты более поздних исследований (Izmodenov et ai, 2002, Wood et al, 2007a, 2007b) по анализу спектров поглощения в направлении 28 звезд с использованием различных моделей гелиосферного интерфейса Так в работе Izmodenov et al (2002) исследовалось влияние степени ионизации ЛМС на поглощение в гелиосферном интерфейсе В работе Wood et al (2007а) спектры анализируются на основе трехмерной модели с учетом межзвездного магнитного поля Исследуется влияние направления и величины межзвездного магнитного поля В работе Wood et al (2007b) спектры анализируются в рамках многокомпонентной модели с учетом неравновесности гелиосферной плазмы (Malama et al, 2006)

Во второй части главы 10 (п 10 2) приводятся результаты анализа экспериментов по рассеянному солнечному излучению на космических аппаратах SOHO, Voyager и Pioneer (Quemerais & Izmodenov, 2002, Quemerais et al, 2003, Gangopadhyay et al, 2002, 2004, 2005 2006, Judge et al, 2005) Для анализа использовались результаты расчетов в рамках модели Баранова-Маламы с учетом ионов гелия и альфа частиц солнечного ветра Показано, что для анализа рассеянного Лайман-альфа излучения существенным является учет двух сортов межзвездных атомов (сорта 3 и 4)

Рис 7 а) Принципиальная схема эксперимента по поглощению излучения в Лайман-альфа от ближайших звезд Здесь 1 - Солнце, 2 - прибор, принимающий излучение от звезды, 3 -направление вдоль луча зрения от соответствующей звезды, 4 - водородная стенка (немонотонное распределение межзвездных атомов Н), ЛМС - поток локальной межзвездной среды, б) Спектр поглощения в линии Лайман-альфа от звезды Альфа-Центавра, в) спектр поглощения в линии Лайман-альфа от звезды Сириус 1 - спектр излучения звезды, 2- спектр поглощения, полученный прибором на Hubble Space Telescope, 3 - спектр после поглощения атомами водорода в локальной межзвездной среде, 4 - спектр, полученный с учетом поглощения в «водородной стенке»

Далее в главе 10 (п 10 3) на основе моделей гелиосферного интерфейса анализируется факт пересечения гелиосферной ударной волны космическим аппаратом Voyager -1 на расстоянии 94 а е

В заключении главы 10 (п 10 4) проводится анализ спектров энергичных атомов гелиосферного происхождении (0.1-10 кэВ), полученных на основе модели Баранова-Маламы (Izmodenov et al, 2001b), a также на основе модели с учетом неравновестности плазменной компоненты солнечного ветра (Malama et al 2006)

ГбГ TY Т\

В заключении к диссертации изложены основные результаты и выводы

В работе было проведено детальное исследование физических процессов на границе гелиосферы Для этого автором были разработаны новые кинетико-газодинамические модели взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой, которые учитывают влияние всех основных компонент межзвездной среды и солнечного ветра В работе проведено исследование влияния таких компонент солнечного ветра как протоны, электроны, захваченные ионы, альфа частицы, аномальная компонента космических лучей, а также таких компонент межзвездной среды как межзвездные атомы водорода, протоны, межзвездное магнитное поле, галактические космические лучи Исследовалось также влияние 11-летнего цикла солнечной активности Результаты многокомпонентного моделирования использовались для анализа существующих и предсказания будущих данных космических аппаратов

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ И ВЫВОДЫ

1 Рассчитана функция распределения атомов водорода и исследована ее эволюция в области гелиосферного интерфейса и внутри гелиосферы Показано, что во всей области гелиосферного интерфейса и внутри гелиосферы функция распределения атомов водорода не является максвелловской Исследованы кинетические эффекты, связанные с прохождением атомов водорода через область интерфейса

2 Построена трехмерная кинетико-континуальная модель гелиосферного интерфейса, которая учитывает влияние межзвездного магнитного поля Показана существенная асимметрия в распределении плазмы и атомов водорода, а также в положении ударных волн и гелиопаузы Показано, что учет в модели межзвездного магнитного поля приводит к отклонению (в области гелиосферного интерфейса) направления движения атомов водорода от направления движения межзвездной среды Такое отклонение движения атомов водорода было недавно обнаружено при анализе измерений рассеянного лайман-альфа излучения на КА БОНО (ЬаПетеги й а1, 2005) Показано, что по степени отклонения можно определить величину и направление межзвездного магнитного поля в ЛМС, которые оставались до последнего времени неизвестными

3 Показано, что изменение динамического давления солнечного ветра с 11-летним солнечным циклом приводит к колебаниям параметров плазмы и атомов водорода во всей области гелиосферного интерфейса Амплитуда колебаний гелиосферной ударной волны в лобовой части гелиосферы составляет ~10 % Амплитуда колебаний растет по мере движения от лобовой части гелиосферы в хвостовую и достигает там 25 а е При этом колебания в лобовой и хвостовой частях находятся практически в противофазе Амплитуда колебаний гелиопаузы и внешней ударной волны существенно меньше (~ 2 а е

и < 0 7 а е ) Движение гелиопаузы действует на межзвездную среду аналогично поршню, движущемуся в заполненной газом трубе, и приводит к образованию серии ударных волн и волн разрежения «

Во внешних областях солнечного ветра флуктуации плотности первичных и вторичных межзвездных Н-атомов сортов 2-4 находятся в пределах + 5% от их среднего значения При приближении к Солнцу амплитуды флуктуаций растут Флуктуации концентрации Н-атомов сорта 1 составляют ± 30 % от их средних значений

4 Исследован характер движения гелиосферной ударной волны в рамках нестационарной модели с граничными условиями, взятыми на основе измерений параметров солнечного ветра на 1 а е Показано, что полученные в результате расчетов положение и характер движения гелиосферной ударной волны хорошо согласуются с данными КА Voyager 1

5 Исследован неравновесный характер плазмы внутри гелиосферы В качестве одного частного результата, полученного в рамках многокомпонентной модели, были рассчитаны спектры энергичных нейтральных атомов гелиосферного происхождения на орбите Земли Эти спектры будут измерены на КА IBEX (Interstellar Boundary Explorer) в 2008 году

6 Показано, что учет межзвездных ионов гелия и альфа частиц солнечного ветра приводит к уменьшению расстояния между ударными волнами и практически не влияет на распределение межзвездных атомов в области гелиосферного интерфейса

7 Проведено детальное исследование структуры хвостовой части гелиосферного интерфейса на больших (до 50000 а е) гелиоцентрических расстояниях Основная цель этого исследования - поиск ответа на фундаментальный вопрос до каких областей распространяется влияние солнечного ветра на окружающую его межзвездную среду9 Показано, что из-за эффективного охлаждения плазменной компоненты вследствие перезарядки число Маха в солнечном ветре увеличивается, и на расстоянии ~4000 а е оно снова становится сверхзвуковым В результате расчетов было получено, что на расстояниях -40 - 50 тыс ае параметры солнечного ветра практически неотличимы от параметров невозмущенной межзвездной среды Такие расстояния можно считать границей гелиосферы в хвостовой области

8 Показано, что галактические космические лучи меняют интенсивность и положение внешней ударной волны, но практически не влияют на распределение межзвездных атомов в гелиосферном интерфейсе, а также на распределение параметров плазмы внутри гелиосферы

9 Показано, что аномальная компонента космических лучей влияет на течение плазмы солнечного ветра в окрестности гелиосферной ударной волны, а также влияет на величину скачка и на его положение

10 Показано, что процесс перезарядки приводит к образованию кислородной стенки - увеличения плотности атомов вокруг гелиолаузы

Показано, что через гелиопаузу в солнечную систему проникает 81 ±2 % и 89 + 1 % межзвездного кислорода и азота соответственно, что совместно с данными КА Ulysses позволяет определить концентрации атомов кислорода и азота в локальной межзвездной среде по~= (7 8 ± 1 3 )10"5 см"3 и ил»«,= (1 1 +

0 2) 10"5 см"3

11 Результаты, полученные в рамках кинетико-газодинамических моделей гелиосферного интерфейса, были использованы при анализе данных с различных космических аппаратов В частности, в диссертации удалось предсказать и объяснить следующие явления на границе гелиосферы

• поглощение лайман-альфа излучения в области внутреннего ударного слоя между гелиосферной ударной волной и гелиопаузой, которое наблюдается в направлении в хвост гелиосферы Наблюдаемые на Hubble Space Telescope спектры поглощения в направлениях к 28 ближним звездам удалось объяснить с использованием моделей, разработанных в диссертации,

• существование водородных стенок и «астросфер» (аналогично, гелиосфере) вокруг других звезд было показано на примере спектра поглощения в направлении звезды Сириус Открытие водородных стенок около других звезд дало начало новому способу исследования свойств и эволюции звездных ветров посредством анализа водородных стенок Это, в свою очередь, позволяет исследовать вопрос об эволюции солнечного ветра и дать существенно новую информацию об эволюции солнечной системы,

• фильтрацию межзвездных атомов водорода, кислорода и азота через область взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой (КА Ulysses),

• эффективный нагрев, торможение и отклонение направления движения межзвездных атомов водорода в области взаимодействия межзвездной среды с локальной межзвездной средой, которые наблюдаются в экспериментах по рассеянному Лайман-альфа излучению на КА SOHO, Pioneer 10, Voyager 1 и 2

12 Вычислены потоки энергичных (~1 кэВ) атомов водорода на орбите Земли Эти результаты были использованы при планировании космического аппарата Interstellar Boundary Explorer (IBEX) Запуск КА IBEX запланирован на 2008 г

ЦИТИРУЕМАЯ ЛИТЕРАТУРА3

1 Баранов В Б, Краснобаев К В, Куликовский А Г Модель взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой // Докл АН СССР - 1970 - Т 194 № 1 С 41-44

2 Баранов ВБ, Лебедев МГ, Рудерман MC Структура области взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой и ее влияние на

1 Цитируемая литература, не вошедшая в список публикаций по теме диссертации

проникновение атомов Н в солнечную систему // Astrophys Space Sci -1979 -V 66 №2 Р 429-440

3 Грингауз КИ, Безруких ВВ, Озеров БД, Рыбчинский РЕ Изучение межпланетного ионизованного газа, энергичных электронов и корпускулярного излучения Солнца при помощи трех-электродных ловушек заряженных частиц на второй советской космической ракете // ДоклАН СССР - 1960 - Т 131 №6 С 1301 - 1304

4 Baranov V В, Lebedev М, Malama Y The influence of the interface between the heliosphere and the local interstellar medium on the penetration of the H atoms to the solar system// Astrophys J -1991- V 375 P 347-351

5 Baranov V В, Malama Yu G Model of the solar wind interaction with the local interstellar medium numerical solution of self-consistent problem // J Geophys Res - 1993 -V 98 №A9 P 15157-15163

6 Baranov VB, Malama Yu G Axisymmetnc Self-Consistent Model of the Solar Wind Interaction with the Lism Basic Results and Possible Ways of Development //Space Science Reviews -1996 -V78 Issued P 305-316

7 Bertaux J L, Blamont J Evidence for a source of an extraterrestrial hydrogen Lyman-a emission The interstellar wind//Astron Astrophys -1971- Vll №2 P 200-217

8 Blum P W, Fahr H J, Interaction between Interstellar Hydrogen and the Solar Wind//Astron Astrophys -1970 - V4 P 280-290

9 Fahr H, Kausch T, Scherer H A 5-fluid hydrodynamic approach to model the solar system-interstellar medium interaction II Astron Astrophys - 2000 - 357, 268-282

10 Lallement R Relations Between ISM Inside and Outside the Heliosphere // Space Sci Rev - 1996 -V78 P 361-374,

11 Lallement R, Quemerais E, Bertaux J L, Ferron S, Koutroumpa D, Pelhnen R Deflection of the Interstellar Neutral Hydrogen Flow across the Hehosphenc Interface//Science -2005 - V 307 №5714 P 1447-1449

12 Linsky J, Wood В The alpha Centauri Line of Sight D/H Ratio, Physical Properties of Local Interstellar Gas, and Measurement of Heated Hydrogen (The 'Hydrogen Wall') Near the Heliopause// Astrophys J - 1996- V 463, P 254-270

13 Malama YG, Monte-Carlo simulation of neutral atoms trajectories in the solar system//Astrophys Space Science-1991 -V176 №1 P 21-46

14 Parker E Dynamics of the interplanetary gas and magnetic fields // Astrophys J - 1958 - V 128 №3 P 664-676

15 Parker E The stellar wind regions // Astrophys J -1961 -V 134 Да 1 P 20-27

16 Thomas G, Krassa R OGO-5 measurements of the Lyman-a sky background // Astron Astrophys -1971 - V 11 №2 P 218-233

17 Witte M, Kinetic parameters of interstellar neutral helium Review of results obtained during one solar cycle with the Ulysses/GAS-instrument // Astron Astrophys - 2004 - V 426, P 835-844

18 Zank G P, Pauls HL, Williams L L, Hall D T Interaction of the solar wind with the local interstellar medium a multifluid approach // J Geophys Res. - 1996 - V 101 № A10 P 21,639-21,655

ПУБЛИКАЦИИ ПО ТЕМЕ ДИССЕРТАЦИИ

[1] Измоденов В В Проникновение галактических космических лучей через область взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной среды // Письма в Астрон Ж.-1997 -Т 23 №4 С 253-261

[2] Izmodenov V Penetration of the galactic cosmic rays into the heliosphere through LISM- Solar Wmd interface//Adv Space Res -1997 -V 19 P 965-968

[3] Izmodenov V, Malama Yu G, Lallement, R Interstellar neutral oxygen m a two-shock heliosphere//Astronomy and Astrophysics-1997 -V317 P 193-202

[4] Baranov VB, Izmodenov VV, Malama YuG On distribution function of Hi-atoms in the problem of the Solar Wind interaction with the local interstellar medium (LISM)//J Geophys Research - 1998 - V 103, P 9575-9585

[5] Izmodenov, VV, Geiss J, Lallement R, Gloeckler G, Baranov VB, Malama YG Filtration of interstellar hydrogen m the two-shock heliospheric interface inferences on the LIC electron density //J Geophys Res - 1999a - V 104, A3 P 4731-4741

[6] Izmodenov, VV, Lallement R, Geiss J Interstellar oxygen m the heliospheric interface influence of electron impact ionization // Astron Astrophys - 1999b -V 344 P 317-321

[7] Izmodenov V V, Lallement R, Malama YG Heliospheric and astrosphenc hydrogen absorption towards Sinus no need for interstellar hot gas // Astron Astrophys - 1999c -V342 PL13-L16

[8] Izmodenov VV, Physics and gas-dynamics of the heliospheric interface // Astrophys Space Sci - 2000 - V 274 Issue '/г P 55-69

[9] Izmodenov, VV, Malama YuG, Kalinin A P, Gruntman M, Lallement R, Rodionova IP Hot neutral H in the heliosphere elastic H-H, H-p collisions // Astrophys Space Sci -2000 - V274 Issued P 71-76

[10] Myasnikov A V, Alexashov DB, Izmodenov VV, Chalov S V Self-consistent model of the solar wind interaction with three-component circumsolar interstellar cloud Mutual influence of thermal plasma and galactic cosmic rays and H-atoms // J Geophys Res -2000a -V105 No A3 P 5167-5168

[11] Myasnikov A V, Izmodenov V V, Chalov S V, Alexashov D В Self-consistent model of the solar wmd interaction with two component circumsplar interstellar cloud Mutual influence of thermal plasma and galactic cosmic rays // J Geophys Res -2000b -V105 No A3 P 5179-5188

[12] Izmodenov V, Velocity distribution of interstellar H atoms in the heliospheric interface // Space Sci Rev - 2001 - V 97(1/4) P 385-388

[13] Izmodenov VV, Gruntman M, Malama YG Interstellar Hydrogen Atom Distribution Function m the Outer Hehosphere // J Geophys Res -2001a - V 106 No A6 P 10681-10690

[14] Izmodenov V, Gruntman M, Baranov V, Fahr H Heliospheric ENA fluxes how sensitive are they to the ionization state of LIC9 // Space Sci Rev - 2001b -V 97 (1/4) P 413-416

[15] Izmodenov, V, Wood В, Lallement R Hydrogen wall and heliosheath Lyman-alpha absorption toward nearby stars possible constraints on the heliospheric interface plasma flow // J Geophys Res - 2002 - V 107(10), doi 10 1029/2002JA009394

[16] Quemerais E, Izmodenov V Effects of the heliospheric interface on the interplanetary Lyman-alpha glow at 1 AU from the Sun // Astron Astrophys - 2002 - V396 P 269-281

[17] Gangopadhyay P, Izmodenov V, Gruntman M, Judge D Interpretation of Pioneer 10 Lyman-alpha based on heliospheric interface models methology and first results//J Geophys Res -2002 -V 107(11) Doi 10 1029/2002JA009345

[18] Izmodenov, V V., Malama YG, Gloeckler G, Geiss J Effects of interstellar and solar wmd ionized helium on the interaction of the solar wind with the local interstellar medium // Astophys J Let - 2003a - V 954 P L59-L62

[19] Измоденов В В, Алексашов Д Б Модель хвостовой области гелиосферного интерфейса//Письма в Астрой Ж -2003 - Т 29, No 1, С 69-75

[20] Izmodenov, V, Gloeckler G, Malama Y When Voyager 1 and 2 will encounter the termination shock? // Geophys. Res Let - 2003b - V 30 Issue 7 P 3-1 CitelD 1351 doi 10 1029/2002GL016127

[21] Quemerais E, Bertaux J -L, Lallement R, Sandel BR, Izmodenov V Voyager 1/UVS Lyman alpha glow data from 1993 to 2003 Hydrogen distribution in the upwind outer hehosphere // J Geophys Res Vol - 2003 - V 108, CitelD 8029, doi 0 1029/2003JA009871

[22] Izmodenov V, Malama Y G Variations of interstellar H atom parameters in the outer hehosphere solar cycle effects // Adv Space Res -2004 - V 34 Issue 1 P 7478

[23] Izmodenov V, Malama Y, Gloeckler G, Geiss J Filtration of interstellar H, O, N atoms through the heliospheric interface Inferences on local interstellar abundances of the elements//Astron Astrophys -2004 - V414 P L29-L32 '

[24] Gruntman M, Izmodenov V Mass transport in the hehosphere by energetic neutral atoms // J Geophys Res - 2004 V109 No A12 A12108 doi 10 1029/2004JA010727

[25] Izmodenov V The heliospheric interface models and observations// in "The Sun and the Hehosphere as an Integrated System, Series Astrophysics and Space Science Library, Vol 317,Poletto, G Suess, S T (Eds)-2004 -P23-64

[26] Alexashov D В, Izmodenov V V, Grzedzielski S Effects of charge exchange in the tail of the hehosphere //Adv m Space Res -2004 -V34 Issue 1 P 109-114

[27] Alexashov DB, Chalov S V, Myasmkov A V, Izmodenov VV, Kallenbach R The dynamical role of anomalous cosmic rays in the outer heliosphere // Astron Astrophys - 2004' - V 420, P 729-736

[28] Wood В E, Mueller H-R Zank G P Izmodenov V V, Linsky J L The heliospheric hydrogen wall and astrospheres // Adv Space Res -2004 - V 34 Issue 1 P 66-73

[29] Gangopadhyay P, Izmodenov VV, Quemerais E, Grimtman M A Interpretation of Pioneer 10 and Voyager 2 Lyman Alpha data first results // Adv Space Res - 2004 - V 34 Issue 1 P 94-98

[30] Moebius E, Bzowsh M, Chalov S, Fahr H-J, Gloeckler G, Izmodenov V, Kallenbach R, et al Synopsis of the interstellar He parameters from combined neutral gas, pickup ion and UV scattering observations and related consequences // Astron Astrophys - 2004 - V 426 P 897-907

[31] Izmodenov, V, Malama Yu G, Ruderman M Solar cycle influence on the interaction of the solar wind with Local Interstellar Cloud // Astion Astrophys -2005a - V429 P 1069-1080

[32] Izmodenov V, Alexashov D, Myasmkov A V Direction of the interstellar H atom inflow in the heliosphere role of the interstellar magnetic field // Astron Astrophys - 2005b - V 437 P L35-L38

[33] Зеленый Л M, Веригин М И, Захаров А В, Измоденов В В, Скальский А А , Гелиофера и взаимодейстие планет земной группы с солнечным ветром II Успехи Физических наук - 2005 - Т 175 № 6 Р 643-655

[34] Alexashov, D, Izmodenov V Kinetic vs Multi-fluid models of the heliospheric interface a comparison//Astron Astrophys - 2005 - V439 P 1171-1181 doi 10 1051/0004-6361 20052821

[35] Gangopadhyay P, Izmodenov V V, Shemansky D E, Grimtman M, Judge D L Reappraisal of the Pioneer 10 and Voyager 2 Lyman-alpha intensity measurements // Astrophys J -2005 - V628 P 514-519

[36] Judge DL, Izmodenov VV, Grimtman M, Gangopadhyay G, Search for heliospheric time-dependence in Pioneer 10 heliospheric Lyman-alpha glow data // Astrophys Space Sci Transactions (ASTRA) - 2005 -VIP 29-34

[37] Gruntman M, Izmodenov V V, Pizzo V, Imaging the global solar wind flow in EUV // J Geophys Res - 2006- Vlll Issue A4 CitelD A04216 doi 10 1029/2005JA011530

[38] Malama YG, Izmodenov VV, Chalov SV, Modeling of the heliospheric interface multi-component nature of the heliospheric plasma // Astron Astrophys -2006 -V445 P 693-701

[39] Gangopadhyay P, Izmodenov VV, Gruntman M, Judge D L Voyager 1, Voyager 2 and Pioneer 10 Lyman-alpha data and their interpretation // Astrophys J -2006 -V 637 Issue 2 P 786-790

[40\ Баранов В Б, Измоденов В В Модельные представления о взаимодействии солнечного ветра со сверхзвуковым потоком межзвездной среды Предсказание

и интерпретация экспериментальных данных // Известия РАИ, Механика жидкости к газа- 2006,- № 5. С.19-40.

[41| Измайлов В., Граница гелиосферы // и Сборнике «Модель космоса» (под рс.ч. ¡VI.И. Падоскжа) 2006.- "Модель Космоса" - коллективная монография, Рёд, Панасюк М.И., Библион-Русская книга, Москва, 132 с. {42] Iznwdcnov V. V., Alexashov D.H., Mulli-componcnt 3D modeling of the hcliosphcric interface: elTccls Щinterstellar magnetic field // American Institute of Physics Conference Proceedings - 2006. - V.858. P. 14-19.

|43) Wood, U.E., Izmoiienov V.V.. (Ansky J.L., Aleknushov. IXВ Dependence of hcliosphcric Lyman-alphä absorption on ihe interstellar magnetic field tt Aslrophys. J. ■ 2007a. - V.659. Issue 2. P. 1784-1791.

[44] Wood B.E. Iznmdenov V. V.. LinskyJ.L... Ma ¡am a V.U. Lyman-alpha Absorption fmm Hclioshcalh Neutrals // Aslrophys. J, - 2007b. - V.657, Issue 1, P.609-617.

[45] hmodenov, V. V„ Filtration of Interstellar Atoms through Hie Hcliosphcric Interface // Space Sei, Rev. -2007,- doi: 10.1007/sl 1214-007-9203-5.

146] kmbdenov V. V.. Malamu Ум. G. Rttdcymu» M. Modeling of the outer heliosphere with the rcalislic solar cydc // Adv. Space Res. - 2007. -doi: 10.1016/j.asr.2007.06.033, 2007.

055(02)2 Ротапринт ИКИ PAH

__Москва. 117997, Профсоюзная, 84/32

._Подписано к печати 10.07.2007

Заказ 2100 Формат 70x108/32 Тираж 100 1.5 уч.-иэд. л.

Введение

Определения, сокращения и обозначения

1 Структура границы гелиосферы: обзор

1.1 Исторический обзор.

1.1.1 Заряженная компонента.

1.1.2 Межзвездные атомы.

1.2 Современные представления о структуре гелиосферного интерфейса

1.3 Базовая модель гелиосферного интерфейса (Baranov & Malama, 1993).

2 Функция распределения атомов водорода в гелиосферном интерфейсе

2.1 Введение.

2.2 Постановка задачи и метод решения.

2.3 Результаты расчетов.

2.3.1 Эволюция функции распределения в возмущенной межзвездной среде.

2.3.2 Эволюция функции распределения атомов внутри гелиосферы

2.4 Выводы.

3 Структура хвостовой части области гелиосферного интерфейса

3.1 Введение.

3.2 Постановка задачи и метод решения.

3.3 Качественный анализ

3.4 Результаты и их обсуждение.

3.5 Выводы.

4 Влияние межзвездных ионов гелия и альфа частиц солнечного ветра

4.1 Введение.

4.2 Постановка задачи.

4.2.1 Уравнения.

4.2.2 Граничные условия.

4.3 Результаты расчетов.

4.4 О положении гелиосферной ударной волны.

4.5 Выводы.

5 Влияние солнечного цикла на структуру гелиосферного интерфейса и параметры межзвездных атомов водорода внутри гелиосферы

5.1 Введение.

5.2 Постановка задачи и метод решения.

5.2.1 К вопросу о постановке задачи в случае реального солнечного цикла.

5.3 Результаты расчетов.

5.4 Идеальный солнечный цикл: выводы.

5.5 Моделирование реального солнечного цикла.

5.5.1 Выбор граничных условий и параметров задачи

5.5.2 Реальный солнечный цикл: результаты и выводы

6 Влияние межзвездного магнитного поля

6.1 Постановка задачи и метод решения.

6.2 Результаты расчетов.

6.2.1 Влияние магнитного поля на положения и формы поверхностей разрывов.

6.2.2 Влияние магнитного поля на распределение плазменной и нейтральной компонент.

6.2.3 Замечание о роли несимметричной гелиопаузы

6.3 Выводы.

7 Влияние многокомпонентности заряженных частиц в солнечном ветре

7.1 Введение.

7.2 Постановка задачи и метод решения.

7.2.1 Граничные условия.

7.3 Результаты расчетов.

7.4 Выводы.

8 Влияние аномальной и галактической компонент космических лучей

8.1 Введение.

8.2 Математическая формулировка проблемы.

8.2.1 Граничные условия и значения параметров.

8.3 Результаты расчетов.

8.3.1 Влияние аномальной компоненты космических лучей

8.3.2 Влияние галактических космических лучей.

8.4 Выводы.

9 Фильтрация межзвездных атомов кислорода и азота в области гелиосферного интерфейса

9.1 Введение.

9.2 Постановка задачи.

9.2.1 Граничные условия.

9.3 Метод решения.

9.4 Результаты расчетов.

9.4.1 Распределение атомов и ионов кислорода.

9.4.2 Эффект ионизации электронным ударом.

9.4.3 Фильтрация водорода, кислорода и азота: результаты параметрических расчетов.

Структура и свойства внешней гелиосферы определяются характером взаимодействия солнечного ветра с межзвездным окружением Солнца - частично ионизованным локальным межзвездным облаком (J1MO). JIMO движется относительно Солнца со скоростью ~26 км/с, имеет температуру ~104 К и концентрацию частиц 2-0.3 см-3. Область взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой принято называть гелиосферным интерфейсом. Внутренней границей гелиосферного интерфейса является гелиосферная ударная волна, которую космический аппарат (КА) Voyager 1 пересек в декабре 2004 года на расстоянии 94 а.е. До настоящего времени основная информация о структуре и свойствах гелиосферного интерфейса получена с помощью методов дистанционного зондирования. Дистанционное зондирование гелиосферного интерфейса проводится в основном на орбите Земли, но также и на больших гелиоцентрических расстояниях (3-100 а.е.) на КА Ulysses, Voyager 1 и 2, Pioneer 10 и 11. В настоящее время к основным экспериментальным источникам информации о структуре гелиосферного интерфейса и физических процессах, происходящих в нём, можно отнести следующие данные:

• Спектры поглощения в линии Ly-o;, измеренные в направлении ближних звезд на космическом аппарате Hubble Space Telescope.

• Измерения рассеянного солнечного Ly-o; излучения на околоземных космических аппаратах OGO-5, Прогноз 5 и б, SOHO, Hubble Space Telescope и др., на межпланетных космических станциях Gallileo, Cassini и др., а также на дальних космических аппаратах Voyager 1 и 2, Pioneer 10.

• Прямые измерения параметров солнечного ветра (в частности, его скорости и температуры), проводимые на больших гелиоцентрических расстояниях на космическом аппарате Voyager 2.

• Прямые измерения (на КА Ulysses) параметров атомов межзвездного гелия, проникающих внутрь гелиосферы сквозь область гелиосферного интерфейса.

• Прямые измерения «захваченных» ионов. Захваченные ионы образуются внутри гелиосферы из межзвездных атомов вследствие процессов перезарядки и фотоионизации. Их энергетические спектры измеряются на космических аппаратах Ulysses и АСЕ.

• Измерения аномальной компоненты космических лучей (AKJI), которая образуется из части захваченных ионов, ускоренных до высоких энергий. AKJI измерялись и измеряются на космических аппаратах Voyager 1 и 2, Pioneer 10 и И, Ulysses, АСЕ, SAMPEX и Wind.

• Измерения килогерцового (~2-3 кГц) радиоизлучения на КА Voyager 1 и 2;

• измерения потоков энергичных нейтральных атомов (ЭНА) гелиосферного происхождения на космических аппаратах SOHO, Image, Mars-Express, Venus-Express. Свойства плазмы во внешней части гелиосферы будут изучены в ближайшее время с помощью измерения потоков ЭНА на космическом аппарате IBEX (Interstellar Boundary Explorer). Космический аппарат IBEX будет запущен NASA в 2008 году.

Для того чтобы на основе измерений с одной или нескольких астрономических единиц определить структуру гелиосферного интерфейса, исследовать происходящие в нем физические процессы, а также предсказать результаты будущих измерений, необходимо построение теоретической модели гелиосферного интерфейса. Исторически построение теоретической концепции гелиосферного интерфейса началось с работ Паркера (Parker, 1961) и Баранова, Краснобаева и Куликовского (1970). В модели Баранова и др. (1970) в ньютоновском приближении тонкого слоя рассматривается взаимодействие двух сверхзвуковых газодинамических потоков. При этом взаимодействии образуются три поверхности разрыва: гелиопауза - контактная поверхность, разделяющая солнечный ветер и межзвездную среду, гелиосферная ударная волна в солнечном ветре и головная ударная волна в межзвездной среде (см. рисунок 1.5а).

Главная трудность в построении полной адекватной модели гелиосферного интерфейса состоит в многокомпонентной природе как локальной межзвездной среды, так и солнечного ветра. Локальное межзвездное облако состоит, по меньшей мере, из четырех компонент: плазмы (электроны, протоны, ионы гелия), атомов водорода, межзвездного магнитного поля и галактических космических лучей. Плазменная компонента в гелиосфере состоит из частиц солнечного ветра (протонов, электронов, альфа-частиц и др.), захваченных ионов, AKJ1. Захваченные ионы начинают влиять на течение гелиосферной плазмы начиная с расстояний 20-30 а.е. от Солнца и далее, a AKJT влияют на течение плазмы солнечного ветра как в окрестности гелиосферной ударной волны, так и в области внутреннего ударного слоя между гелиосферной ударной волной и гелиопаузой. Для построения корректной многокомпонентной модели гелиосферного интерфейса необходимо выбрать адекватное теоретическое описание для каждой из компонент межзвездной среды и солнечного ветра. В частности, для описания движения межзвездных атомов внутри гелиосферы необходимо использовать кинетический подход, так как длина свободного пробега атомов водорода сопоставима с характерными размерами гелиосферного интерфейса (число Кнудсена по главному процессу резонансной перезарядки ~1). Цели и задачи работы

Главной целью работы является детальное исследование физических процессов на границе гелиосферы1 и построение математической кинетико-газодинамической модели гелиосферного интерфейса с учетом многокомпонентного характера солнечного ветра и межзвездной среды. На основе разработанных моделей гелиосферного интерфейса проводится анализ доступных экспериментальных данных. В частности, в работе проводится:

1. Исследование эффектов, связанных с кинетическим характером движения межзвездных атомов как внутри гелиосферы, так и в области гелиосферного интерфейса (Глава 2).

2. Исследование хвостовой области гелиосферного интерфейса в поисках ответа на фундаментальный вопрос: где находится граница гелиосферы, и до каких областей распространяется влияние солнечного ветра на окружающую его межзвездную среду? (Глава 3)

3. Исследование влияния ионов межзвездного гелия и альфа частиц солнечного ветра на область гелиосферного интерфейса (Глава 4).

1Под гелиосферой будем понимать область, занятую солнечным ветром. В диссертации рассматриваются области гелиосферы r> 1 а.е., где г - гелиоцентрическое расстояние.

4. Исследование влияния солнечного цикла на структуру гелиосферного интерфейса и параметры межзвездных атомов внутри гелиосферы (Глава 5).

5. Исследование влияния межзвездного магнитного поля на положения и формы гелиопаузы, гелиосферной и внешней ударных волн, а также на распределения межзвездных атомов и заряженной компоненты (Глава 6).

6. Исследование влияния многокомпонентности солнечного ветра на распределение параметров плазмы и атомов в гелиосфере и на ее границе (Глава 7).

7. Исследование влияния аномальной и галактической компонент космических лучей на взаимодействие солнечного ветра с межзвездной средой (Глава 8).

8. Исследование фильтрации межзвездных атомов кислорода и азота в области гелиосферного интерфейса (Глава 9).

9. Анализ спектров поглощения в линии Ly-a на основе построенных кинетико-газодинамических моделей гелиосферного интерфейса (Глава 10, параграф 10.1).

10. Интерпретация экспериментальных данных по рассеянному солнечному Ly-o; излучению на космических аппаратах SOHO, Voyager и Pioneer (Глава 10, параграф 10.2).

11. Анализ космического содержания межзвездных атомов (водорода, гелия, кислорода, азота) на основе измерений спектров захваченных ионов на космических аппаратах Ulysses и АСЕ (Глава 9).

12. Анализ допустимых значений неизвестных параметров межзвездной среды (концентрации протонов и атомов водорода, величины и направления межзвездного магнитного поля) на основе информации о пересечении гелиосферной ударной волны космическим аппаратом Voyager 1 (Глава 10, параграф 10.3);

13. Вычисление теоретических спектров энергичных атомов гелиосферного происхождения. Спектры ЭНА будут измеряться на космическом аппарате IBEX (Глава 10, параграф 10.3).

Научная новизна работы

Научная новизна работы заключается в том, что впервые было проведено теоретическое исследование физических и газодинамических процессов в области взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой в рамках двух и трехмерных кинетико-газодинамических моделей.

Автором впервые получены и выносятся на защиту следующие основные положения:

1. Получено и проанализировано решение кинетического уравнения для межзвездных атомов в области гелиосферного интерфейса и внутри гелиосферы, показан немаксвелловский характер функции распределения.

2. Исследовано влияние 11-летнего цикла солнечной активности на структуру гелиосферного интерфейса.

3. Впервые в кинетико-конгинуальной постановке теоретически исследовано влияние направления межзвездного магнитного поля на структуру области взаимодействия и на распределение межзвездных атомов внутри гелиосферы.

4. Впервые дано количественное объяснение наблюдаемого (на КА SOHO) отклонения направления движения межзвездных атомов водорода внутри гелиосферы от направления движения локальной межзвездной среды.

5. Впервые исследовано влияние ионов гелия межзвездной среды, альфа-частиц солнечного ветра, галактической и аномальной компонент космических лучей, захваченных ионов на структуру гелиосферного интерфейса.

6. Впервые был получен ответ на вопрос: насколько далеко в межзвездное пространство распространяется влияние Солнца, или другими словами, насколько далеко распространяется гелиосфера.

Достоверность результатов

Достоверность результатов, представленных в диссертации, базируется на использовании общепризнанных моделей физических явлений, методов и подходов газовой динамики, проверенных численных методов. Все численные методы и программы, использованные при получении результатов, тщательно проверялись на известных решениях и специальных тестах. Правильность выбранных теоретических подходов также подтверждается и тем, что ряд полученных в работе результатов хорошо согласуется с экспериментальными данными, полученными на разных космических аппаратах.

Практическая ценность

Практическая ценность диссертации состоит в том, что фактически удалось создать численную модель гелиосферного интерфейса, которая учитывает влияние всех основных компонент солнечного ветра и межзвездной среды и хорошо объясняет все существующие на сегодняшний день экспериментальные данные. Таким образом, разработанная модель границы гелиосферы может быть использована при разработке технических заданий новых космических аппаратов для запуска к дальним планетам солнечной системы, в область внешней гелиосферы и ее границы, а также в межзвездную среду. Представленные в диссертации результаты будут использованы при анализе результатов, полученных с космического аппарата IBEX (Interstellar Boundary Explorer), запуск которого планируется NASA на 2008 год. Ценность диссертации состоит также в том, что методы и подходы, разработанные для гелиосферы, могут быть применены для изучения «астросфер» вокруг других звезд, что имеет существенный интерес при изучении временной эволюции звездных ветров, и, в частности, эволюции солнечного ветра.

Апробация работы

Работы, вошедшие в диссертацию, обсуждались на семинарах Института Механики МГУ (рук. акад. Г.Г. Черный), Института Теплофизики Экстремальных Состояний РАН (рук. акад. В.Е. Фортов), Института Космических Исследований РАН (рук. чл.-корр. РАН JI.M. Зеленый), Лаборатории физической газовой динамики Института Проблем Механики РАН (рук. проф. В.Б. Баранов), Калифорнийского технологического института (США, рук. семинара акад. Э. Стоун), Института Аэрономии Национального центра научных исследований Франции, семинаре национальной лаборатории Jet Propulsion Laboratory (JPL) США, семинарах физического и аэрокосмического факультетов Университета Южной Калифорнии в Лос-Анжелесе, семинаре института геофизики и планетной физики Университета Калифорнии (Риверсайд, США).

Основные положения и результаты, вошедшие в диссертацию, докладывались на российских и международных конференциях, в том числе:

1. на конференциях «Ломоносовские чтения» МГУ 2004, 2005, 2006, 2007 годов;

2. на 31, 34, 35, 36 научных ассамблеях КОСПАР (1996, 2002, 2004, 2006 гг.);

3. на международной конференции «Солнечный ветер-11» (Канада, 2005), на международной конференции «Солнечный ветер-10» (Италия, 2002), на международной конференции «Солнечный ветер-9» (США, 1998);

4. ежегодных конференциях американского геофизического общества (г. Сан Франциско, 1998, 1999, 2000, 2003, 2004, 2005);

5. на Восьмом Всероссийском съезде по теоретической и прикладной механике (Пермь, 2001);

6. на 34-м симпозиуме ESLAB «Трехмерная структура гелиосферы в солнечном максимуме»;

7. 5-ой ежегодной конференции института геофизики и планетных исследований (Калифорния, США) «Физика внутреннего гелиошиса: данные Voyager 1, теория, и будущие перспективы» (2006, США);

8. на ежегодных конференциях Европейского геофизического общества (1998, 2005);

9. на 10-ой европейской конференции по физике Солнца (Прага, 2002);

10. на коллоквиуме КОСПАР «Внешняя гелиосфера: перспективы исследований» (Потсдам, 2000);

11. на международной конференции «Прогресс в космической газовой динамике» (Москва, 1999);

12. на международном симпозиуме «Космическая плазма: прямые измерения и удаленная диагностика» (Москва, 1998).

13

Работы, вошедшие в диссертацию, были отмечены в 2006 г. медалью им. Я.Б. Зельдовича международного комитета по космическим исследованиям (КОСПАР) и Российской Академии наук, а также Шуваловской премией МГУ им. М.В. Ломоносова за 2006 г.

Публикации и личный вклад автора

По теме диссертации автором опубликовано в ведущих рецензируемых журналах и сборниках 65 работ. Список публикаций автора приведен на странице 243. Результаты, которые вошли в данную диссертацию, опубликованы в 46 статьях в ведущих рецензируемых журналах и сборниках. Все основные результаты диссертации опубликованы в журналах из перечня ВАК. Вклад автора во все рассмотренные в диссертации задачи является основным. Автором осуществлялись: физические и математические постановки всех задач, вошедших в диссертационную работу; разработка оригинального метода решения задачи о взаимодействии солнечного ветра с локальной межзвездной средой в нестационарной постановке; разработка численного метода и написание программы для решения кинетического уравнения для межзвездных атомов водорода в трехмерной постановке; проведение численных расчетов; анализ экспериментальных данных и их сравнение с результатами, полученными в рамках численных моделей; подготовка текстов публикаций, а также переписка с редакциями журналов и рецензентами.

Структура и объем работы

Диссертация состоит из введения, десяти глав, заключения и списка литературы. Работа изложена на 265 страницах, включает в себя 37 рисунков, 153 библиографических ссылки.

ОСНОВНЫЕ РЕЗУЛЬТАТЫ И ВЫВОДЫ

1. Рассчитана функция распределения атомов водорода и исследована её эволюция в области гелиосферного интерфейса и внутри гелиосферы. Показано, что во всей области гелиосферного интерфейса и внутри гелиосферы функция распределения атомов водорода не является максвелловской. Исследованы кинетические эффекты, связанные с прохождением атомов водорода через область интерфейса.

2. Построена трехмерная кинетико-континуальная модель гелиосферного интерфейса, которая учитывает влияние межзвездного магнитного поля. Показана существенная асимметрия в распределении плазмы и атомов водорода, а также в положении ударных волн и гелиопаузы. Показано, что учет в модели межзвездного магнитного поля приводит к отклонению (в области гелиосферного интерфейса) направления движения атомов водорода от направления движения межзвездной среды. Такое отклонение движения атомов водорода было недавно обнаружено при анализе измерений рассеянного Ly-a излучения на К A SOHO (Lallement et al., 2005). Показано, что по степени отклонения можно определить величину и направление межзвездного магнитного поля в ЛМС, которые оставались до последнего времени неизвестными.

3. Показано, что изменение динамического давления солнечного ветра с 11-летним солнечным циклом приводит к колебаниям параметров плазмы и атомов водорода во всей области гелиосферного интерфейса. Амплитуда колебаний гелиосферной ударной волны в лобовой части гелиосферы составляет ~10 %. Амплитуда колебаний растет по мере движения от лобовой части гелиосферы в хвостовую и достигает там 25 а.е. При этом колебания в лобовой и хвостовой частях находятся практически в противофазе. Амплитуда колебаний гелиопаузы и внешней ударной волны существенно меньше ( 2 а.е. и < 0.7 а.е.). Движение гелиопаузы действует на межзвездную среду аналогично поршню, движущемуся в заполненной газом трубе, и приводит к образованию серии ударных волн и волн разрежения. Во внешних областях солнечного ветра флуктуации плотности первичных и вторичных межзвездных Н-атомов сортов 2-4 находятся в пределах 5 % от их среднего значения. При приближении к Солнцу амплитуды флуктуаций растут. Флуктуации концентрации Н-атомов сорта 1 составляют 30 % от их средних значений.

4. Исследован характер движения гелиосферной ударной волны в рамках нестационарной модели с граничными условиями, взятыми на основе измерений параметров солнечного ветра на 1 а.е. Показано, что полученные в результате расчетов положение и характер движения гелиосферной ударной волны хорошо согласуются с данными КА Voyager 1.

5. Исследован неравновесный характер плазмы внутри гелиосферы. В качестве одного частного результата, полученного в рамках многокомпонентной модели, были рассчитаны спектры энергичных нейтральных атомов гелиосферного происхождения на орбите Земли. Эти спектры будут измерены на КА IBEX (Interstellar Boundary Explorer) в 2008 году.

6. Показано, что учет межзвездных ионов гелия и альфа частиц солнечного ветра приводит к уменьшению расстояния между ударными волнами и практически не влияет на распределение межзвездных атомов в области гелиосферного интерфейса.

7. Проведено детальное исследование структуры хвостовой части гелиосферного интерфейса на больших (до 50000 а. е.) гелиоцентрических расстояниях. Основная цель этого исследования - поиск ответа на фундаментальный вопрос: до каких областей распространяется влияние солнечного ветра на окружающую его межзвездную среду? Показано, что из-за эффективного охлаждения плазменной компоненты вследствие перезарядки число Маха в солнечном ветре увеличивается, и на расстоянии 4000 а. е. оно снова становится сверхзвуковым. В результате расчетов было получено, что на расстояниях 40 - 50 тыс. а.е. параметры солнечного ветра практически неотличимы от параметров невозмущенной межзвездной среды. Такие расстояния можно считать границей гелиосферы в хвостовой области.

8. Показано, что галактические космические лучи меняют интенсивность и положение внешней ударной волны, но практически не влияют на распределение межзвездных атомов в гелиосферном интерфейсе, а также на распределение параметров плазмы внутри гелиосферы.

9. Показано, что аномальная компонента космических лучей влияет на течение плазмы солнечного ветра в окрестности гелиосферной ударной волны, а также влияет на величину скачка и на его положение.

10. Показано, что процесс перезарядки приводит к образованию кислородной стенки - увеличения плотности атомов вокруг гелиопаузы. Показано, что через гелиопаузу в солнечную систему проникает 81 ±2 % и 89±1 % межзвездного кислорода и азота соответственно, что совместно с данными КА Ulysses позволяет определить концентрации атомов кислорода и азота в локальной межзвездной среде: п0,ыс = (7.8 ± 1.3) • Ю-5 см"3 и nNtLIC = (1.1 ± 0.2) • 10~5 см"3.

И. Результаты, полученные в рамках кинетико-газодинамических моделей гелиосферного интерфейса, были использованы при анализе данных с различных космических аппаратов. В частности, в диссертации удалось предсказать и объяснить следующие явления на границе гелиосферы:

242

• поглощение Ly-a излучения в области внутреннего ударного слоя между гелиосферной ударной волной и гелиопаузой, которое наблюдается в направлении в хвост гелиосферы. Наблюдаемые на Hubble Space Telescope спектры поглощения в направлении 28 ближних звезд удалось объяснить с использованием моделей, разработанных в диссертации;

• существование водородных стенок и «астросфер» (аналогично, гелиосфере) вокруг других звезд было показано на примере спектра поглощения в направлении звезды Сириус. Открытие водородных стенок около других звезд дало начало новому способу исследования свойств и эволюции звездных ветров посредством анализа водородных стенок. Это, в свою очередь, позволяет исследовать вопрос об эволюции солнечного ветра и дать существенно новую информацию об эволюции солнечной системы;

• фильтрацию межзвездных атомов водорода, кислорода и азота через область взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой (КА Ulysses)

• эффективный нагрев, торможение и отклонение направления движения межзвездных атомов водорода в области взаимодействия межзвездной среды с локальной межзвездной средой, которые наблюдаются в экспериментах по рассеянному Ly-a излучению на КА SOHO, Pioneer 10, Voyager 1 и 2.

12. Вычислены потоки энергичных (~0.1- 10 кэВ) атомов водорода на орбите Земли. Эти результаты были использованы при планировании космического аппарата Interstellar Boundary Explorer (IBEX). Запуск КА IBEX запланирован на 2008 г.

Публикации автора диссертации

1. Баранов В. Б., Измоденов В. В., Модельные представления о взаимодействии солнечного ветра со сверхзвуковым потоком межзвёздной среды. Предсказание и интерпретация экспериментальных данных // Изв. РАН. МЖГ. - 2006. № 5. С. 19-40.

2. Зеленый JI.M., Веригин М.И., Захаров А.В., Измоденов В. В., Скаль-ский А.А., Гелиосфера и взаимодейстие планет земной группы с солнечным ветром // Успехи Физических наук - 2005. - Т. 175. № 6 Р.643-655.

3. Измоденов, В.В., Модуляция галактических космических лучей в области взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой: гидродинамическое приближение // Письма в Астрон. Ж. - 1997. - Т. 23. № 4 Р.253-261.

4. Измоденов В., Граница гелиосферы //в Сборнике «Модель космоса» (под ред. М.И. Панасюка) - 2006.- «Модель Космоса» - коллективная монография, Ред. Панасюк М.И., Библион-Русская книга, Москва, 132 с.

5. Измоденов В.В., Алексашов Д.Б., Модель хвостовой области гелиосферного интерфейса // Письма в Астрон. Ж. - 2003. - Т. 29, № 1 с.69-75.

6. Alexashov. D. and Izmodenov V., Modeling of the tail region of the heliospheric inter-face, in SOLAR WIND TEN: Proceedings of the Tenth International Solar Wind Conference, Eds. M. Velli and R. Bruno, AIP Conference Proceedings 679, pp. 218-221, 2003.

7. Alexashov D., Chalov S.V., Myasnikov A., Izmodenov V., Kallenbach R., The dynamical role of anomalous cosmic rays in the outer heliosphere // Astron. Astrophys. - 2004a. - V.420, P.729-736.

8. Alexashov D. B, Izmodenov V. V., Grzedzielski S. Effects of charge exchange in the tail of the heliosphere // Adv. Space Res. - 2004b. V. 34. 1. P. 109 - 114.

9. Alexashov D. В., Izmodenov V. V., Kinetic vs multi-fluid models of the heliospheric interface: a comparison // Astron. Astrophys. - 2005. V. 439. № 3. P. 1171 - 1181.

10. Baranov V.B., Izmodenov V.V., Malama Yu.G., On the distribution function of H atoms in the problem of the solar wind interaction with the local interstellar medium // J. Geophys. Res. - 1998. V. 103. № A5. P. 9575-9585.

11. Chalov S.V., Fahr H.J., Izmodenov V., Spectra of energized pick-up ions upstream of the heliospheric termination shock. I.The role of Alfvenic turbulences // Astron.Astrophys. - 1995. - V.304, P.609-616.

12. Chalov S.V., Fahr H.J.,Izmodenov V., Spectra of energized pick up ions upstream of the heliospheric termination shock. 11. Acceleration by Alfvenic and by large-scale solar wind turbulences // Astron.Astrophys.-1997. V320. P.659-671.

13. Chalov S.V., Fahr H.J., Izmodenov V.V., Evolution of pickup proton spectra in the inner heliosheath and their diagnostics by energetic neutral atom fluxes // J. Geophys. Res. - 2003. V. 108. № A6. P. SSH 11-1. CitelD 1266, DOI 10.1029/2002JA009492.

14. Chalov S. V., V. V. Izmodenov, H.-J. Fahr, Spatial behavior of pickup proton spectra in the inner heliosheath and fluxes of energetic atoms // Adv. in Space Res. - 2004. V.34, P. 99-103.

15. Gangopadhyay P., Izmodenov V., Gruntman M., Judge D., Interpretation of Pioneer 10 Lyman-alpha based on heliospheric interface models: methology and first results // J. Geophys. Res. - Space Physics - 2002. -V.107, doi: 10.1029/2002JA009345.

16. Gangopadhyay P., Izmodenov V.V., Quemerais E., Gruntman M. A., Interpretation of Pioneer 10 and Voyager 2 Lyman Alpha data: first results // Adv. Space Res. - 2004. - V.34. Issue 1. P.94-98.

17. Gangopadhyay P., Izmodenov V. V., Shemansky D. E., Gruntman M., Judge D.L., Reappraisal of the Pioneer 10 and Voyager 2 Lyman-alpha intensity measurements // Astrophys. J. - 2005. - V.628. P.514-519.

18. Gangopadhyay P., Izmodenov V.V., Gruntman M., Judge D. L. Voyager 1, Voyager 2 and Pioneer 10 Lyman-alpha data and their interpretation // Astrophys. J. - 2006. - V.637. Issue 2. P.786-790.

19. Gruntman M., Izmodenov V., Mass transport in the heliosphere by energetic neutral atoms //J. Geophys. Res. - 2004. - V.109 No. A12, A12108, 10.1029/2004JA010727.

20. Gruntman M., Izmodenov V.V., Pizzo V., Imaging the global solar wind flow in EUV // J. Geophys. Res. - 2006. - V.lll. Issue A4. CitelD A04216 doi: 10.1029/2005JA011530.

21. Grzedzielski, M. Wachowicz M., Bzowski M., Izmodenov V., Solar ions in the heliosheath: A possible new source of heavy neutral atoms // AIP Conf. Proc. - 2006. - V.858. P.257-262.

22. Izmodenov V.V., Penetration of galactic cosmic rays into the heliosphere through LISM-Solar Wind interface // Adv. Space Res. - 1997. - V.19. P.965-968.

23. Izmodenov V.V., Physics and Gasdynamics of the Heliospheric Interface // Astrophys. Space Sci. - 2000. - V. 274. № 1/2. P. 55-69.

24. Izmodenov V.V., Velocity Distribution of Interstellar H Atoms in the Heliospheric Interface // Space Sci. Rev. - 2001. - V. 97. № 1/4. P. 385388.

25. Izmodenov V.V., Interstellar atoms in the heliospheric interface in The Outer Heliosphere: The Next Frontiers, ed. K.Scherer, H.Fichtner, H.Fahr, E.Marsh (Pergamon). - 2001. - P. 23.

26. Izmodenov V. V., Proceedings of the «Interstellar enviroment of the heliosphere» // COSPAR Colloqium in Honour of Stanislaw Grzedzielski, EDS, D. Breitschwerdt and G. Haerendel. - 2003. - MPE Report V. 285. P. 113.

27. Izmodenov V.V., Chapter 2 in The Sun and the Heliosphere as an Integrated System Series: Astrophysics and Space Science Library, 317, ed. G. Poletto, S.T. Suess. - 2004.

28. Izmodenov V. V., Filtration of Interstellar Atoms through the Heliospheric Interface // Space Sci. Rev. - 2007. - doi: 10.1007/sll214-007-9203-5.

29. Izmodenov V.V., Malama Yu.G., Kinetic modeling of the H atoms in the heliospheric interface: solar cycle effects // Physics of the Outer Heliosphere. AIP Conference Proceedings. - 2004. - V. 719. P. 47-52

30. Izmodenov V. V., Alexashov D.B., Role of the interstellar magnetic field on direction of the interstellar H atom inflow in the heliosphere, Proceedings of Solar wind 11 - SOHO 16 "Connecting Sun and Heliosphere", Whistler, Canada, June 12-17, 2005. Eds. T. Zurbuchen and Fleck // ESA Special Publication SP-592. - 2005. - V.592. P.351-357.

31. Izmodenov V. V., Alexashov D.B., Multi-component 3D modeling of the heliospheric interface: effects of interstellar magnetic field // American Institute of Physics Conference Proceedings - 2006. - V.858. P.14-19.

32. Izmodenov V., Malama Yu. G., Lallement R., Interstellar neutral oxygen in a two-shock heliosphere // Astron. Astrophys. - 1997. - У.317. P.193-202.

33. Izmodenov V. V., Geiss J., Lallement R., Gloeckler G., Baranov V.B., Malama Y.G., Filtration of interstellar hydrogen in the two-shock heliospheric interface: inferences on the LIC electron density // J. Geophys. Res. - 1999a - V.104, A3. P.4731-4741.

34. Izmodenov V. V., Lallement R., Geiss J., Interstellar oxygen in the heliospheric interface: influence of electron impact ionization // Astron. Astrophys. - 1999b. - V.344. P.317- 321.

35. Izmodenov V. V., Lallement R., Malama Y.G., Heliospheric and astrospheric hydrogen absorption towards Sirius: no need for interstellar hot gas // Astron. Astrophys. - 1999c. - V.342. P.L13-L16.

36. Izmodenov V. V., Lallement R, Malama Y.G., Heliospheric interface filtration of the interstellar hydrogen // Solar Wind Nine, Proceedings of the Ninth International Solar Wind Conference, Nantucket, MA, October 1998. Edited by Shaddia Rifai Habbal, Ruth Esser, Joseph V. Hollweg, and Philip A. Isenberg. AIP Conference Proc. - 1999d. - V. 471. P.803-806.

37. Izmodenov V.V., Malama Y.G., Kalinin A.P., Gruntman M., Lallement R., Rodionova I., Hot Neutral H in the Heliosphere: Elastic H-H, H-p Collisions // Astrophys. Space Sci. - 2000. - V. 274. P. 71-76.

38. Izmodenov V.V., Gruntman M.A., Malama Yu.G., Interstellar hydrogen atom distribution function in the outer heliosphere // J. Geophys. Res. -2001. - V. 106. P. 10,681 - 10,690.

39. Izmodenov V., Gruntman M., Baranov V., Fahr H., Heliospheric ENA fluxes: how sensitive are they to the ionization state of LIC? // Space Sci. Rev. - 2001b. - V.97 (1/4) P.413-416.

40. Izmodenov V., Wood В., Lallement R., Hydrogen wall and heliosheath Ly a absorption toward nearby stars: Possible constraints on the heliospheric interface plasma flow // J. Geophys. Res. - 2002. - Volume 107, Issue AlO, pp. SSH 13-1, CitelD 1308, DOI 10.1029/2002JA009394.

41. Izmodenov V., Gloeckler G., Malama Y.G., When will Voyager 1 and 2 cross the termination shock? // Geophys. Res. Let. - 2003a. - 30, Issue 7, pp. 3-1, CitelD 1351, DOI 10.1029/2002GL016127.

42. Izmodenov V.V., Malama Yu.G., Gloeckler G., Geiss J., Effects of interstellar and solar wind ionized helium on the interaction of the solar wind with the local interstellar medium // Astrophys. J. Let. - 2003b. -V. 594. № 1. P. L59-L62.

43. Izmodenov V., Gangopadhyay P., Gruntman M., Judge D., Interstellar Pioneer 10 EUV Data: Possible Constraints on the Local Interstellar Parameters, in SOLAR WIND TEN: Proceedings of the Tenth International Solar Wind Conference, Eds. M. Velli and R. Bruno // AIP Conf.Proc. - 2003c. - V.679, P.198-201.

44. Izmodenov V., B. Wood, R. Lallement, HST Lyman-alpha absorption spectra toward nearby stars as a remote diagnostics of the heliosheath plasma properties, in SOLAR WIND TEN: Proceedings of the Tenth International Solar Wind Conference, Eds. M. Velli and R. Bruno // AIP Conf. Proc. - 2003d. - V.679. P.63-66.

45. Izmodenov V., Malama Y. G., Gloeckler G., Geiss J., Filtration of interstellar H, O, N atoms through the heliospheric interface: Inferences on local interstellar abundances of the elements // Astron. Astrophys. -2004a. - V.414, P.L29-L32.

46. Izmodenov V.V., Malama Yu.G., Variations of interstellar H atom parameters in the outer heliosphere: solar cycle effects // Adv. Space Res. - 2004b. - V. 34. № 1. P. 74 - 78. .

47. Izmodenov V.V., Malama Yu.G., Ruderman M.S., Solar cycle influence on the interaction of the solar wind with Local Interstellar Cloud // Astron. Astrophys. - 2005a. - V. 429. № 3. P. 1069 - 1080.

48. Izmodenov V.V., Alexashov D.B., Myasnikov A.V., Direction of the interstellar H atom inflow in the heliosphere: Role of the interstellar magnetic field // Astron. Astrophys. - 2005b. - V. 437. № 3. P. L35 -L38.

49. Izmodenov V.V., Malama Yu.G., Ruderman M., Modeling of the outer heliosphere with the realistic solar cycle // Adv. Space Res. - 2007. -doi:10.1016/j.asr.2007.06.033, 2007.

50. Judge D.L., Izmodenov V. V., Gruntman M., Gangopadhyay P., Search for heliospheric time-dependence in Pioneer 10 heliosphericLyman-alpha glow data// Astrophys. Space Sci. Trans. - 2005. - V.l. P.29-34.

51. Koutroumpa D., Lallement R., Kharchenko V., Dalgarno A., Pepino R., Izmodenov V., Quemerais E., Charge-transfer induced EUV and soft X-ray emissions in the heliosphere // Astron. Astrophys. - 2006. - V.460. P. 289-300.

52. Malama Y.G., Izmodenov V.V., Chalov S.V., New model of the heliospheric interface: three-fluid plasma approximation // Astron. Astrophys. - 2006. - V.445. P.693-701.

53. Malama Y. G., Izmodenov V. V., Chalov S.V., Modeling of the heliospheric interface: multi-component nature of the heliospheric plasma, Proceedings of Solar wind 11 - SOHO 16 "Connecting Sun and Heliosphere", Whistler, Canada, June 12-17, 2005. Eds. T. Zurbuchen and Fleck // ESA Special Publications SP-592 - 2005. V.592, P.29-34.

54. McComas D.J., Allegrini F., Boschler P., Bzowski M., Collier M., Fahr H., Fichtner H., Frisch P., Funsten H., Fuselier S., Gloeckler G., Gruntman

M., Izmodenov V., Knappenberger P., Lee M., Livi S., Mitchell D., Mobius E., Moore Т., Reisenfeld D., Roelof E., Schwadron N., Wieser M., Witte M., Wurz P., Zank G., The Interstellar Boundary Explorer (IBEX) // Physics of the Outer Heliosphere. AIP Conference Proceedings. - 2004. -V. 719. P. 162-181.

55. Moebius E., Bzowski M., Chalov S., Fahr H.-J., Gloeckler G., Izmodenov V., Kallenbach R., et al., Synopsis of the interstellar He parameters from combined neutral gas, pickup ion and UV scattering observations and related consequences // Astron. Astrophys. - 2004. - V.426. P.897-907.

56. Myasnikov A.V., Alexashov D.B., Izmodenov V.V., Chalov S.V., Self-consistent model of the solar wind interaction with three-component circumsolar interstellar cloud: Mutual influence of thermal plasma, galactic cosmic rays, and H atoms //J. Geophys. Res. - 2000. - V. 105. № A3. P. 5167-5177.

57. Myasnikov A.V., Izmodenov V.V., Alexashov D.B., Chalov S.V., Self-consistent model of the solar wind interaction with two-component circumsolar interstellar cloud: Mutual influence of thermal plasma and galactic cosmic rays //J. Geophys. Res. - 2000. - V. 105. № A3. P. 51795188.

58. Quemerais E., Izmodenov V., Effects of the heliospheric interface on the interplanetary Lyman-alpha glow at 1 AU from the Sun, Astron. Astrophys. - 2002. - V.396, p.269-281.

59. Quemerais E., Bertaux J.L., Lallement R., Sandel B.R., Izmodenov V., Voyager 1/UVS Lyman alpha glow data from 1993 to 2003: Hydrogen distribution in the upwind outer heliosphere //J. Geophys. Res.Vol.

2003. - V.108, CitelD 8029, doi: 0.1029/2003JA009871.

60. Treumann R., Macek W., Izmodenov V., Heliopause Radio Emission Scenario // Astron. Astrophys. - 1998. - 336, L45-L48.

61. Wood В. E., Mueller. H.-R., Zank G. P., Izmodenov V. V., Linsky J. L., The heliospheric hydrogen wall and astrospheres // Adv. Space Res.

2004. - V. 34. Issue 1. P.66-73.

62. Wood B.E., Izmodenov V.V., Pogorelov, N., Absorption signatures of the heliosphere // AIP Conf. Proc. - 2006. - V. 858. P. 335-340.

11. Заключение

В работе было проведено детальное исследование физических процессов на границе гелиосферы. Для этого автором были разработаны новые кинетико-газодинамические модели взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой, которые учитывают влияние всех основных компонент межзвездной среды и солнечного ветра. В работе проведено исследование влияния таких компонент солнечного ветра как протоны, электроны, захваченные ионы, альфа частицы, аномальная компонента космических лучей, а также таких компонент межзвездной среды как межзвездные атомы водорода, протоны, межзвездное магнитное поле, галактические космические лучи. Исследовалось также влияние 11-летнего цикла солнечной активности. Результаты многокомпонентного моделирования использовались для анализа существующих и предсказания будущих данных космических аппаратов.

1. Алексашов Д.Б., Баранов В.Б., Барский Е., Мясников А.В., Осесиммет-ричная магнитогидродинамическая модель взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой // Письма в Астрон. ж. - 2000.- Т. 26. № 11. С. 862 869.

2. Баранов В.Б., Краснобаев К.В., Куликовский А.Г. Модель взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой // ДАН СССР 1970. -т. 194. № 1.

3. Баранов В.Б., Краснобаев К.В. // Космич. исслед. 1971. - Т.9 № 4.

4. Баранов В.Б., Лебедев М.Г., Рудерман М.С., Структура области взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой и ее влияние на проникновение атомов Н в солнечную систему //Astrophys. Space Sci.- 1979. V. 66. № 2. Р 429 - 440.

5. Баранов В.Б., Ермаков М.К., Лебедев М.Г., Трехкомпонентная газодинамическая модель взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой // Изв. АН СССР. МЖГ. 1981. - № 5. С. 123 - 128.

6. Бережко Е.Р, Неустойчивость в ударной волне, распространяющейся в газе с космическими лучами // Письма в Астрон. Ж.- 1986. Т.12, № И, С. 842-847.

7. Бережко Е.Г., Ксенофонтов Л.Т., Ускорение аномальных космических лучей на гелиосферной ударной волне // Письма в Астрон. Ж. 2005.- Т.31. № 12. С.935-942.

8. Топтыгин И.Н., Космические лучи в межпланентных магнитных полях. -М. Наука, 1983. 302 с.

9. Курт В.Г., Наблюдения рассеянного Ly а излучения в окрестности Земли и в межпланетной среде // Космические Исследования. 1967. Т.5. №6, С.911-920.

10. Курт В.Г., Гермагенова Т. А., Рассеяние солнечного Lуа излучения на галактическом водороде. // Астроном. Ж. 1967. - Т.44. № 2. Р.352-357.

11. Курт В.Г., Сюняев Р. А., Наблюдения и интерпретация ультрафиолетового излучения Галактики // Астроном. Ж. 1967 . - Т.44. № 6. Р. 1157-1161.

12. Черный Г.Г., Течения газа с большой сверхзвуковой скоростью // М.: Физматгиз. 1959.- 220 с.

13. Axford W.I., Dessler A.J., Gottlieb В., Termination of solar wind and solar magnetic field // Astrophys. J. 1963. - 137, 1268-1278.

14. Axford W. I., Leer E., McKenzie J. F., The structure of cosmic ray shocks // Astron. Astrophys. 1982. V. 111. № 2. P. 317-325.

15. Baranov V.B., Lebedev M.G., Malama Yu.G., The influence of the interface between heliosphere and the local interstellar medium on the penetration of the H-atoms to the solar system // Astrophys. J. 1991. - V. 375. №1. P. 347 - 351.

16. Baranov V.B., Malama Yu.G., Model of the solar wind interaction with the local interstellar medium: numerical solution of self-consistent problem // J. Geophys. Res. 1993. - V. 98. № A9. P. 15,157-15,163.

17. Baranov V.B., Malama Yu.G., Effect of local interstellar medium hydrogen fractional ionization on the distant solar wind and interface region j j J. Geophys. Res. 1995. - V. 100. № A8. R 14755-14762.

18. Baranov V.B., Malama Yu.G., Axisymmetric Self-Consistent Model of the Solar Wind Interaction with the Lism: Basic Results and Possible Ways of Development // Space Sci. Rev. 1996. - V. 78. № 1/2. P. 305-316.

19. Baranov V.B., Zaitsev N.A., On the problem of the solar wind interaction with magnetized interstellar plasma. // Astron. Astrophys. 1995. - V. 304. P. 631.

20. Baranov V., Zaitsev N., On the problem of the heliospheric interface response to the cycles of the solar activity, Geophys. Res. Let. 1998. -25, 4051.

21. Barth C. A., Mariner 6 measurements of the Lyman-a sky background // Astrophys. J. 1970. - 161, L181-L184.

22. Bertaux J.L., Blamont J., Evidence for a source of an extraterrestrial hydrogen Lyman-a emission: The interstellar wind // Astron. Astrophys. 1971. - V. 11. JV* 2. P. 200-217.

23. Bertaux J. L., Blamont J. E., Mironova E. N., Kurt V. G., Bourgin M. C., Temperature measurement of interplanetary interstellar hydrogen // Nature 1977. - 270, 156-158.

24. Bertaux J. L., Lallement R., Analysis of interplanetary Lyman-o; line profile with a hydrogen absorption cell theory of the Doppler angular spectral scanning method' // it Astron. Astrophys. - 1984. - 140 230-242.

25. Bertaux J. L., Kyrola E., Quemerais E., Pellinen R., Lallement R., Schmidt W., Berthe M., et al. SWAN: A Study of Solar Wind Anisotropies on SOHO with Lyman Alpha Sky Mapping // Solar Phys.- 1995. V.162. № 1-2. P.403-439.

26. Bertaux J.L., Quemerais E., Lallement R., Kyrola E., Schmidt W., Summanen Т., Goutail J.P., Berthe M., Costa J., Holzer Т., 'First results from the SWAN Lyman-o; solar wind mapper on SOHO' // Sol. Phys. -1997. V.175, P. 737-770.

27. Bertaux J.L., Kyrola E., Quemerais E., Lallement R., Schmidt W., Summanen Т., Costa J., Makinen, SWAN observations of the solar wind latitude distribution and its evolution since launch // Space Sci. Rev. -1999. V.87. P.129-132.

28. Banaszkiewicz M., Ziemkiewicz J., The cosmic rays mediated nonpolytropic solar wind interacting with the interstellar neutral matter. // Astron. Astrophys. 1997. - V. 327. P. 392-403.

29. Blum P. W., Fahr H. J., Interaction between Interstellar Hydrogen and the Solar Wind // Astron. Astrophys. 1970. - V.4, P.280-290.

30. Burlaga L. F., Ness N. F., Acun a, M. H., Magnetic Fields in the Heliosheath: Voyager 1 Observations, Astrophys. J. 2006. - V. 642, P.584-592.

31. Burlaga L. F., Ness N. F., Acuna M. H., Linear magnetic holes in a unipolar region of the heliosheath observed by Voyager 1 // J. Geophys. Res. 2007.- V.112. № A7. CitelD A07106.

32. Bzowski M., Rucinski D., Solar cycle modulation of the interstellar hydrogen density distribution in the heliosphere // Space Sci. Rev. 2005.- V.72, P.467-470.

33. Bzowski M., Fahr H.J., Rucinski D., Scherer H., Variation of bulk velocity and temperature anisotropy of neutral heliospheric hydrogen during the solar cycle // Astron. Astrophys. 1997. - V.326. P.396-411.

34. Bzowski M., Rucinski D., Summanen Т., Kyrola E., Expected Fluxes of H+ Pickup Ions in the Inner Heliosphere During Various Phases of Solar Cycle // Space Sci. Rev. 2001. - V.97. P.417-421.

35. Bzowski M., Summanen Т., Rucinski D., Kyrola, E.: 2002, 'Response of interplanetary glow to global variations of hydrogen ionization rate and solar Lyman-a flux', J. Geophys. Res. 107, SSH 2-1, CitelD 1101, DOI 10.1029/2001JA000141.

36. Cummings A. C., Stone E. C., Steenberg C. D., Composition of Anomalous Cosmic Rays and Other Heliospheric Ions // Astrophys. J. 2002. - V.578. P.194-210.

37. Chalov S. V., Diffusive Shock Instability in Plasma Modified by Cosmic-Rays // SOVIET ASTR.LETT.(TR:PISMA). 1988. V. 14. № 2. P. 114.

38. Chalov S. V., Instability of the structure of strong oblique MHD cosmic-ray shocks // Astrophys. Space Sci. 1988. V. 148. № 1. P. 175-187.

39. Chalov S. V., Fahr H. J., The three-fluid structure of the particle modulated solar wind termination shock. // Astron. Astrophys. 1997. - V. 326. P. 860-869.

40. Chalov S. V., Fahr H., Energetic particles from the outer heliosphere appearing as a secondary pick-up ion component // Astron. Astrophys. -2003. V.401, P.L1-L4.

41. Chalov S. V., Acceleration of interplanetary pick-up ions and anomalous cosmic rays // Adv. Space Res. 2005. - V.35, № 2. P.2106-2114.

42. Costa J., Lallement, R. Quemerais E., Bertaux J.-L., Kirola E., Schmidt W., Heliospheric interstellar H temperature from SOHO/SWAN H cell data // Astron. Astrophys. 1999. - V.349. P.660-672.

43. Dalaudier F., Bertaux J.L., Kurt V.G., Mironova E.N, Characteristics of interstellar helium observed with Prognoz 6 58.4 nm photometers // Astron. Astrophys. 1984. - V.134, P. 171-184.

44. Danby J.M.A., Camm G.L., Statistical dynamics and accretion // Monthly Notices of the Royal Astron. Soc. 1957. - V.117. P.50-71.

45. Decker R. В., Krimigis S. M., Roelof E. C., Hill M. E., Armstrong T. P., Gloeckler G., Hamilton D. C., Lanzerotti L. J., Voyager 1 in the Foreshock, Termination Shock, and Heliosheath // Science 2005. - V.309. P.2020-2024.

46. Dring A. R., Linsky J., Murthy J., Henry R. C., Moos W., Vidal-Madjar A., Audouze, J., Landsman, W. Lyman-Alpha Absorption and the D/H Ratio in the Local Interstellar Medium // Astrophys. J. 1997. - V.488. P.760-775.

47. Dyson J. E., Stellar winds and globules in H II regions // Astrophys. Space Sci. 1975.- V.35, P.299-312.

48. Fahr H.J., On the influence of the neutral interstellar matter on the upper atmosphere'// Astrophys. Space Sci. 1968a. - V.2. P.474-495.

49. Fahr H. J., The interplanetary hydrogen cone and its solar cycle variations // Astron. Astrophys. 1971. - V.14. P.263-274.

50. Fahr H. J., The extraterrestrial UV-background and the nearby interstellar medium // Space Sci. Rev. 1974. - V.15. P.483-540.

51. Fahr H. J., Change of interstellar gas parameters in stellar-wind-dominated astrospheres: the solar case // Astron. Astrophys. 1978. - V. 66. P.103-117.

52. Fahr H., Kausch Т., Scherer H., A 5-fluid hydrodynamic approach to model the solar system-interstellar medium interaction // Astron. Astrophys. -2000. V.357. P.268-282.

53. Fichtner H., Anomalous cosmic rays: messengers from the outer heliosphere // Space Sci. Rev. 2001. V. 95. № 3/4. P. 639 754.

54. Fisk L., Gloeckler G., Thermodynamic constraints on stochastic acceleration in compressional turbulence // Proc. Nat. Acad. Sci. 2007. -V.104 № 14. P.5749-5754.

55. Gazis P.R., Solar cycle variation in the heliosphere // Reviews of Geophysics 1996. - V.34(3). R379-402.

56. Gloeckler G., Geiss J. Composition of the local interstellar medium as diagnosed with pickup ions // Adv. Space Res. 2004. V. 34. № 1. P. 53-60.

57. Godunov S. K., Zabrodine A. V., Ivanov M. Ya, Kraiko A. N., Prokopov G. P., Resolution Numerique des Problems Multidimensionnels de la Dynamique des Gaz // Editions MIR, Moscow. 1979.

58. Gruntman M. A., A new technique for in situ measurement of the composition of neutral gas in interplanetary space // Planet. Space Sci.- 1993. V. 41. № 4. P. 307-319.

59. Gruntman M. A., Energetic neutral atom imaging of space plasmas // Rev. Sci. Instrum. 1997. V. 68. P. 3617.

60. Gruntman M., Roelof E. C., Edmond C., Mitchell D. G., Fahr H. J., Funsten H. 0., McComas D. J., Energetic neutral atom imaging of the heliospheric boundary region // J. Geophys. Res. 2001. V. 106. № A8. P. 15767-15782.

61. Gurnett D., Kurth W., Radio Emissions from the Outer Heliosphere // Space Sci. Rev. 1996. - V.78. P.53-66.

62. Holzer Т. E., Interaction of the solar wind with the neutral component of the interstellar gas // J. Geophys. Res. 1972. -V.77. P.5407.

63. Holzer Т.Е., Banks P.M. Accidentally resonant charge exchange and ion momentum transfer // Planet. Space Sci. 1969. - V.17. P. 1074.

64. Hundhausen A.J., Interplanetary neutral hydrogen and the radius of the heliosphere // Planet. Space Sci. 1968. - V.16. P.783-793.

65. Isenberg P., Interaction of the solar wind with interstellar neutral hydrogen- Three-fluid model // J. Geophys. Res. 1986. V.91. P.9965-9972.

66. Isenberg P., A hemispherical model of anisotropic interstellar pickup ions // J. Geophys. Res. 1997. - V.102. P.4719-4724.

67. Jokipii J. R. Constraints on the acceleration of anomalous cosmic rays // Astrophys. J. Part 2 Letters (ISSN 0004-637X). 1992. V. 393. P. L41-L43.

68. Jokipii J. R. The anomalous component of cosmic rays //in Physics of the Outer Heliosphere, ed. S. Grzedzielski, к D. E. Page (Pergamon). 1990. P. 169-178.

69. Joselyn J.A., Holzer Т.Е., The effect of asymmetric solar wind on the Lyman-a sky background// J. Geophys. Res. 1975. - V.80. P.903-907.

70. Karmesin S., Liewer P, Brackbill J., Motion of the termination shock in response to an 11 year variation in the solar wind // Geophys. Res. Let. -1995. V.22. P.1153-1163.

71. Kyrola, Summanen, Т., and Raback, P., Solar cycle and interplanetary hydrogen // Astron. Astrophys. 1994. - V.288. P.299-314.

72. Lallement R., The interaction of the heliosphere with interstellar medium // in A.M.Bleeker, J. Geiss, and M.C.E. Huber (eds.), The Century of Space Science, Kluwer, 2001, P.1191-1216.

73. Lallement R., Bertaux J. L., Kurt V. G., Mironova E. N., Observed perturbations of the velocity distribution of interstellar H atoms in the solar system with Prognoz Lyman a measurements // Astron. Astrophys.- 1984. У.140. P.243-250.

74. Lallement R., Bertaux J. L., Dalaudier F., Interplanetary Lyman-a spectral profiles and intensities for both repulsive and attractive solar force fields predicted absorption pattern by a hydrogen cell // Astron. Astrophys. -1985a. V.150. P.21-32.

75. Lallement R., Bertaux J.L., Kurt V.G., Solar wind decrease at high heliographic latitudes detected from Prognoz interplanetary Lyman-a mapping // J. Geophys. Res. 1985b. - У.90. P.1413-1423.

76. Lallement R., Bertin, P., Northern-Hemisphere observations of nearby interstellar gas Possible detection of the local cloud // Astron. Astrophys.- 1992. У.266. № 1. P. 479 - 485.

77. Lallement R., Ferlet R., Lagrange A. M., et al., Local Cloud structure from HST-GHRS // Astron. Astrophys. 1995. - V.304. R461-4T4.

78. Lallement R. Relations Between ISM Inside and Outside the Heliosphere // Space Sci. Rev. 1996. V. 78. № 1/2. P. 361-374.

79. Lallement, R., Linsky, J., Lequeux, J., Baranov, V., Physical and Chemical Characteris-tics of the ISM Inside and Outside the Heliosphere // Space Sci. Rev. 1996. - V.78. P.299-304.

80. Lallement R., Raymond J. C., Vallerga J., et al. Modeling the interstellar-interplanetary helium 58.4 nm resonance glow: Towards a reconciliation with particle measurements. // Astron. Astrophys. 2004a. V. 426. P. 875884.

81. Lallement R., Raymond J. C., Bertaux J.-L., et al. Solar cycle dependence of the helium focusing cone from SOHO/UVCS observations. Electron impact rates and associated pickup ions // Astron. Astrophys. 2004b. V. 426. P. 867-874.

82. Lallement R., Quemerais E., Bertaux J. L., Ferron S., Koutroumpa D., Pellinen R. Deflection of the Interstellar Neutral Hydrogen Flow Across the Heliospheric Interface // Science 2005. - V. 307. № 5714. P. 1447-1449.

83. Liewer P., Brackbill J., Karmesin S., Time-dependent MHD modeling of the global structure of the heliosphere // International Solar Wind 8 Conference Proc. 1995. - P.53.

84. Linde Т., Gombosi Т. I., Roe P. L., Powell K. G., DeZeeuw D. L. Heliosphere in the magnetized local interstellar medium Results of a three-dimensional MHD simulation //J. Geophys. Res. 1998. V. 103. P. 1889.

85. Linsky J. L., Wood В. E. The a Centauri line of sight: D/H ratio, physical properties of local interstellar gas and measurements of heated hydrogen at heliospheric interface // Astrophys. J. 1996. V. 463. № 1. P. 254 270.

86. Linsky J.L., Dipas A., Wood B.E., et al., Deuterium and the Local Interstellar Medium Properties for the Procyon and Capella Lines of Sight// Astrophys. J. 1995. - V.476, P.366.

87. Lotz W., Electron-Impact Ionization Cross-Sections and Ionization Rate Coefficients for Atoms and Ions // Astrophys. J. Supp. 1967. - V.14, P.207-238.

88. Maher L. J., Tinsley B. A. Atomic hydrogen escape rate due to charge exchange with hot plasmaspheric ions //J. Geophys. Res. 1977. V. 82. P. 689-695.

89. Malama Yu. G. Monte Carlo simulation of neutral atom trajectories in the solar system // Astrophys. Space Sci. 1991. V. 176. № 1. P. 21-46.

90. McComas D.J., Allegrini F., Bartolone L., et al. //AIP Conf. Proc. 858, pp. 241-250, 2006.

91. McDonald F. В., Stone E. C., Cummings A. C., et al. Enhancements of energetic particles near the heliospheric termination shock // Nature. 2003. V. 426. № 6962. P. 48-51.

92. Morton, D.C., Purcell, J.D.: 1962, 'Observations of the extreme ultraviolet radiation in the night sky using an atomic hydrogen filter', Planet. Space Sci. 9, 455-458.

93. Mueller H.-R., Zank G. P. The dynamical heliosphere //J. Geophys. Res. 2003. - V.108, Issue A6, P. SSH 7-1, CitelD 1240, DOI 10.1029/2002JA009689.

94. Mueller H.-R., Zank G. P., Heliospheric filtration of interstellar heavy atoms: Sensitivity to hydrogen background // J. Geophys. Res. 2004. -У.109, № A7, CitelD A07104.

95. Mobius E., Bzowski M., Chalov S., et al., Synopsis of the interstellar He parameters from combined neutral gas, pickup ion and UV scattering observations and related consequences // Astron. Astrophys. 2004. V. 426. P. 897-907.

96. Neugebauer M., Snyder C. W., Solar Plasma Experiment // Science -1962. V.138. № 3545. P.1095-1097.

97. Opher M., Liewer P. C., Gombosi Т. I. et al., Probing the Edge of the Solar System: Formation of an Unstable Jet-Sheet // Astophys. J. 2003. - V.591. P.L61-L65.

98. Opher M., Liewer P. C., Velli M., Bettarini L., Magnetic Effects at the Edge of the Solar System: MHD Instabilities, the de Laval Nozzle Effect and an Extended Jet // Astrophys. J. 2004. - V. 611. P.575-586.

99. Parker E. Dynamics of the interplanetary gas and magnetic fields // Astrophys. J. 1958. - V.128. № 3. P. 664 - 676.

100. Parker E. N., The Stellar-Wind Regions // Astrophys. J. 1961. - V.134. P.20-27.

101. Patterson T.N.L., Johnson F. S., Hanson W. В., The distribution of interplanetary hydrogen // Planet. Space Sci. 1963. - V.ll. P.767-778.

102. Pesses M. E., Eichler D., Jokipii J. R., Cosmic ray drift, shock wave acceleration, and the anomalous component of cosmic rays // Astrophys. J. Lett. 1981. V. 246. P. L85-L88.

103. Pogorelov N. V., Matsuda Т., Influence of the interstellar magnetic field direction on the shape of the global heliopause //J. Geophys. Res. 1998. V. 10. P. 237.

104. Pogorelov, N. V.; Matsuda, Т., Nonevolutionary MHD shocks in the solar wind and interstellar medium interaction // Astron. Astrophys. 2000. -V.354. P.697-702.

105. Pogorelov N., Zank G. P., The Direction of the Neutral Hydrogen Velocity in the Inner Heliosphere as a Possible Interstellar Magnetic Field Compass // Astrophys. J. -2006. V.636, P.L161-L164.

106. Pryor W. R., Ajello J. M., McComas D. J., Witte M., Tobiska W. K., Hydrogen atom lifetimes in the three-dimensional heliosphere over the solar cycle // J. Geophys. Res. -2003. V.108. LIS 9-1, CitelD 8034, DOI 10.1029/2003JA009878.

107. Quemerais E., Angle dependent partial frequency redistribution in the interplanetary medium at Lyman alpha // Astron. Astrophys. 2000. -V.358, P.353-367.

108. Quemerais E., Bertaux, J.-L., Radiative transfer in the interplanetary medium at Lyman alpha // Astron. Astrophys. 1993. - У.211. P.283.

109. Ratkiewicz, R., Barnes, A., J. Spreiter, Local interstellar medium and modeling the heliosphere // J. Geophys. Res. -2000. V.105. P.25021-25031.

110. Richardson J. D., Wang C., Burlaga L. F. The solar wind in the outer heliosphere // Adv. Space Res. 2004. - V. 34. № 1. P. 150-156.

111. Ripken H.W., Fahr H.-J. Modification of the local interstellar gas properties in the heliospheric interface // Astron. Astrophys. 1983. - V. 122. № 1/2. P. 181 - 192.

112. Rucinski D., Bzowski M., Modulation of interplanetary hydrogen density distribution during the solar cycle // Astron. Astrophys. 1995.- V.296. P.248-263.

113. Slavin J. D., Frisch P. C., The Ionization of Nearby Interstellar Gas // Astrophys. J. -2002. V.565. P.364-379.

114. Smith C. W., Matthaeus W. H., Zank G. P., et al., Heating of the low-latitud'e solar wind by dissipation of turbulent magnetic fluctuations // J. Geophys. Res. 2001. - V.106. P.8253-8272.

115. Steinolfson R. S., Termination shock response to large-scale solar wind fluctuations // J. Geophys. Res. -1994. V.99. P.13307-13314.

116. Scherer K., Fahr H.-J., Solar cycle induced variations of the outer heliospheric structures // Geophys. Res. Lett. 2003. - V.30, doi: 10.1029/2002GL016073.

117. Shklovsky, I.S., On hydrogen emission in the night glow // Planet. Space Sci. 1959. - V.l. P.63-65.

118. Smith C. W., Matthaeus W. H., Zank G. P., Ness N. F., Oughton S., Richardson J. D. Heating of the low-latitude solar wind by dissipation of turbulent magnetic fluctuations // J. Geophys. Res. 2001. - V.106. № A5. P.8253-8272.

119. Stancil P. C., Schultz D. R., Kimura M., Gu, J.-P., Hirsch, G. Buenker, R. J., Charge transfer in collisions of 0+ with H and H+ with О // Astron. Astrophys. Suppl. 1999. - V.140. P.225-234.

120. Thomas G., Krassa R., OGO-5 measurements of the Lyman-ct sky background // Astron. Astrophys. 1971. - V.ll. № 2. P. 218 - 233.

121. Tobiska W. K., Woods Т., Eparvier F., et al. // J. Atm. Terr. Phys. -2000. V.62, P.1233.

122. Vasyliunas V. M., Siscoe G. L., On the flux and the energy spectrum of interstellar ions in the solar system // J. Geophys. Res. -1976. V.81. P.1247-1252.

123. Voronov G. S. // Atomic Data and Nuclear Data Tables 1997.- V.65. No. 1. P.l -30.

124. Wall is M., Local interstellar medium // Nature -1975. V.254. № 5497. P. 202 - 203.

125. Wang С., Belcher J.W., Numerical investigation of hydrodynamic instabilities of the heliopause // J. Geophys. Res. 1998.- V. 10. P. 247.

126. Wang C., Belcher J. The heliospheric boundary response to large-scale solar wind fluctuations: A gasdynamic model with pickup ions // J. Geophys. Res. 1999. - V. 104. P. 549 - 556.

127. Wang C., Richardson J. D. Energy partition between solar wind protons and pickup ions in the distant heliosphere: A three-fluid approach // J. Geophys. Res. 2001. - V.106. № A12. P. 29401-29408.

128. Weller C., Meier R., Observations of helium in the interplanetary/interstellar wind: The solar wake // Astrophys. J. -1974. V. 193. № 2. P. 471 - 476.

129. Witte M., Kinetic parameters of interstellar neutral helium. Review of results obtained during one solar cycle with the Ulysses/GAS-instrument // Astron. Astrophys. 2004. - V. 426. № 3. P. 835-844.

130. Wolff В., Koester D., Lallement R., Evidence for an ionization gradient in the local interstellar medium: EUVE observations of white dwarfs // Astron. Astrophys. 1999.- V.346. P.969-978.

131. Wood В. E., Linsky J. L., Ayres T. R. Evaluating Possible Heating Mechanisms Using the Transition Region Line Profiles of Late-Type Stars // Astrophys. J. 1997. - V.478, P.745-765.

132. Wood В. E., Linsky J. L., Zank G. P., Heliospheric, Astrospheric, and Interstellar Lya Absorption toward 36 Ophiuchi // Astrophys. J. 2000a. - V.537. № 1. P.304-311.

133. Wood, В. E., Muller, H.; Zank, G. P., Hydrogen Lya Absorption Predictions by Boltz-mann Models of the Heliosphere j j Astrophys. J. -2000b.- V.542. P.493-503

134. Wu F.M., Judge D.L., Temperature and flow velocity of the interplanetary gases along solar radii // Astrophys. J. 1979. V.231. P.594-605.265

135. Zank G. P., Interaction of the solar wind with the local interstellar medium: a theoretical perspective // Space Sci. Rev. -1999.- V. 89. № 3/4. P. 413-688.

136. Zank G. P., Miiller H.-R., The dynamical heliosphere //J. Geophys. Res. -2003,- V. 108. № A6. P. SSH 7-1. CitelD 1240, DOI 10.1029/2002JA009689.

137. Zank G. P., Axford W. I., McKenzie J. F., Instabilities in energetic particle modified shocks // Astron. Astrophys. 1990.- V. 233. № 1. P. 275-284.

138. Zank G. P., Webb G. M., Donohue D. J., Particle injection and the structure of energetic-particle-modified shocks // Astrophys. J. 1993. -V. 406. № 1. P. 67-91.

139. Zank G. P., Pauls H. L., Williams L. L. and Hall D. T. Interaction of the solar wind with the local interstellar medium: a multifluid approach //J. Geophys. Res. 1996. - V. 101. № 10. P. 21,639 - 21,655.