Теоретическое исследование газодинамических и магнитогазодинамических процессов, определяющих структуру гелиосферы тема автореферата и диссертации по механике, 01.02.05 ВАК РФ

РОССИЙСКАЯ АКАДЕМИЯ НАУК

\

Институт проблем механики

На правах рукописи

Алексашив Дмитрий Борисович

г

ТЕОРЕТИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ГАЗОДИНАМИЧЕСКИХ И МАГНИТОГАЗОДИНАМИЧЕСКИХ ПРОЦЕССОВ, ОПРЕДЕЛЯЮЩИХ СТРУКТУРУ ГЕЛИОСФЕРЫ

01.02.05 — Механика жидкости, газа » плазмы

АВТОРЕФЕРАТ диссертации на соискание ученой степени кандидата физико-математических наук

Москва - 2007

003065706

Работа выполнена в лаборатории 'Физической газовой динамики' Инештуга ч¡юблем механики Российской академия иду к.

Яичный руководитель — доктор физико-математических наук,

профессор В.В. Баранов

Официальные оппоненты

- доктор фаз и ко- математических наук, профессор М.Г, Лебедем (ВМиК МГУ им, М-Е1- Ломоносова)

— кандидат физчко-математических паук М.Б. Крайней (ФИАН им. ГШ. Лебедева)

Ледагцая организация — Институт механики МГУ им. М.В, Ломоносова

Защита диссертации состоится 18 октября 2007 г. в 15 часов !Г?. заседании Длссерт.иги-оииого совета Д 002.240.01 при Институте проблем механики Российской академий наук по адресу '15535, Москва, Прпеиект Верпядского, 101, к,Х, ауд, 23".

С диссертацией можно ознакомиться в библиотеке РАМ.

Автореферат разослан 17 сентября 2007 г..

Ученый секретарь

Диссертационного совет Д 002,240.01 при ИГШйх РАН,

кандидат физико-математических наук $ __М.Н. Сысоева

1. Общая характеристика работы.

Актуальность проблемы. Построение газодинамических моделей явлений, встречающихся в условиях космического пространства, является важной задачей для интерпретации экспериментов, осуществляемых при помощи космических аппаратов В представленной работе развивается модель взаимодействия солнечного ветра с локальным межзвездным облаком (ЛМО) 1 Интерес к этой проблеме постоянно растет благодаря множеству новых экспериментальных данных, полученных на космических аппаратах Voyagei 1 и 2, Ulysses, SOHO, Hubble Space Telescope, Pioneer 10 и 11, и др С целью исследования границы ге-лиосферы в 2008 г планируется запуск нового космического аппарата Interstellar Boundary Explorer (IBEX)

В настоящее время известно, что JIMO является частично - ионизованной средой, которая движется относительно Солнца со скоростью ~26 км/с и имеет температуру ~7000 К И плазменная, и нейтральная компоненты межзвездной среды взаимодействует с плазмой солнечного ветра При этом плазменная компонента может быть описана в рамках модели механики сплошных сред Поэтому образуется структура с контактной поверхностью, называемой гелиопаузой, а также двумя ударными волнами - гелиосферной ударной волной Б солнечном ветре и внешней ударной волной в межзвездной среде (Рис 1) Структура взаимодействия с двумя ударными волнами и контактной поверхностью между ними была предложена в работе Баранова, Краснобаева и Куликовского [1] Однако длина свободного пробега атомов водорода, I, для главного процесса перезарядки с протонами сравнима с характерным размером задачи,L (Кп = 1/L) Следовательно, для описания движения межзвездных атомов водорода необходимо использовать кинетический подход

В работе Баранова и Маламы [2] была создана первая самосогласованная кинетико-газодинамическая модель взаимодействия солнечного ветра с двухкомпонентной (атомы и плазма) локальной межзвездной средой Теоретические результаты, полученные в этой работе, были впоследствии подтверждены целым рядом экспериментальных данных В частности, на космическом аппарате Hubble Space Tclescopc (HST) бы-

1 Область взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой часто называют областью гелиосферного интерфейса

Рис 1 Качественная картина взаимодействия солнечного ветра с двухкомпонент-ным локальным межзвездным облаком (ЛМО), состоящим из плазмы и атомов водорода На рисунке показаны возможная траектория tH атома Н, линии тока плазмы f, образующиеся в плазме разрывы TS - гелиосферная ударная волна, HP -гелиопауза, BS - внешняя ударная волна

ла обнаружена водородная стенка, которая образуется из вторичных межзвездных атомов - атомов рожденных в области между гелиопа-узой и внешней ударной волной Другим примером, подтверждающим правильность модели Баралова-Маламы, является факт пересечения ге-лиосферной ударной волны космическим аппаратом Voyager 1 в декабре 2004 г на теоретически предсказанном расстоянии 94 а е

Вместе с тем, для интерпретации новых экспериментальных данных, получаемых на космических аппаратах Hubble Space Telescope, SOHO, Ulysses, Voyager 1 и 2, и др требуется дальнейшее развитие модели Баранова-Маяамы В частности, для корректной интерпретации спектров поглощения в линии Лайман-альфа в направлении некоторых ближних звезд необходимо модифицировать модель Баранова-Маламы так, чтобы учитывать хвостовую часть области взаимодействия сол-

нечного ветра с межзвездной средой и определять влияние межзвездного магнитного поля на движение плазмы Недавние измерения рассеянного солнечного Лайман-альфа излучения на космическом аппарате SOHO (прибор SWAN) показали, что направление движения атомов водорода внутри гелиосферы отличается от направления движения локального межзвездного облака [3] Такое отклонение движения может быть вызвано влиянием межзвездного магнитного поля Интерес к изучению влияния межзвездного магнитного поля на структуру ге-лиосферного интерфейса растет в настоящее время также в связи с 1) ожидаемым пересечением гслиосферной ударной волны космическим аппаратом Voyager 2, 2) планируемым в 2008 г запуском космического аппарата IBEX, который будет с 1 а е регистрировать потоки энергичных нейтральных атомов (ЭНА) из области гелиосферного интерфейса

Цель диссертации

Целью диссертации является развитие кинетико - газодинамической модели Баранова-Маламы с целью изучения газодинамических процессов в хвостовой части области взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой на больших гелиоцентрических расстояниях, а также исследование влияния межзвездного магнитного поля на структуру области взаимодействия Исследование влияния межзвездного магнитного ноля проводится в осесимметричной и трехмерной постановках

Научная новизна.

В диссертации впервые

• исследуется структура хвостовой части области взаимодействия солнечного ветра с двухкомпонентной (атомы и плазма) локальной межзвездной средой Анализ проводится в рамках кинетико -газодинамической модели Баранова-Маламы

• в рамках кинетико - магпитогидродинамического подхода исследуется влияние межзвездного магнитного поля на структуру гелиосферного интерфейса Задача рассматривается как в осесиммет-ричном случае, когда направление вектора напряженности межзвездного магнитного поля совпадает с направлением вектора скорости межзвездной среды, так и в трехмерном случае, когда угол между этими двумя векторами ненулевой

• был исследован вопрос о том, как направление межзвездного магнитного поля влияет на направление вектора скорости межзвездных атомов водорода внутри гелиосферы Данный вопрос важен для интерпретации измерений по рассеянному солнечному Лайман-альфа излучению на космическом аппарате SOHO

Практическая ценность.

Результаты, полученные в диссертациониой работе, используются в настоящее время при интерпретации большого количества имеющихся наблюдательных данных на космических аппаратах Voyager, Pioneer, Ulysses, SOHO, HST и др , а также для предсказания и планирования будущих космических экспериментов (IBEX, Interstellar Probe)

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 Результаты, представленные в диссертации, хорошо совпадают с экспериментальными данными, полученными на различных космических аппаратах

Апробация работы.

Основные результаты диссертационной работы докладывались и были одобрены на семинарах лаборатории 'Физической газовой динамики' Института проблем механики РАН (рук проф В Б Баранов), Института механики МГУ (рук акад Г Г Черный), Института теплофизики экстремальных состояний РАН (рук акад BE Фортов), Института космических исследований РАН (рук чл -корр РАН Л M Зеленый), Калифорнийского технологического института (США, рук семинара акад Э Стоун), Института Аэрономии Национального центра научных исследований Франции, семинаре национальной лаборатории Jet Propulsion Laboratory (JPL) США

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

• на конференциях 'Ломоносовские чтения' МГУ 2006, 2007 годов,

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

• на международных конференциях 'Солнечный ветер-1Г (Канада, 2005) и 'Солнечный ветер-10' (Италия, 2002),

• ежегодной конференции американского геофизического общества (г Сан Франциско,2005);

• на международной конференции 'Прогресс в космической газовой динамике' (Москва, 1999),

Работы, вошедшие в диссертацию, были отмечены в 2006 г премией РАН и ОАО РАО 'ЕЭС РОССИИ' в области энергетики и смежных наук

Публикации.

Представленные в диссертации результаты опубликованы в 6 статьях в рецензируемых журналах и сборниках Всего же автором диссертации опубликовано 16 статей в рецензируемых журналах и сборниках Все основные результаты диссертации опубликованы в журналах из перечня ВАК

Структура и объем работы

Диссертация состоит из введения, четырех глав, заключения и списка литературы Работа изложена на 102 страницах, включает в себя 22 рисунка, 48 библиографических ссылок

2. Краткое содержание диссертации.

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

В главе 1 рассматривается модель Баранова-Маламы, которая является базовой моделью для остальных глав настоящей диссертации

В параграфе 1 главы 1 формулируется математическая постановка задачи, записана система уравнений, определяющая задачи, сформулированы граничные условия В модели Баранова-Маламы стационарное течение плазменной компоненты, представляющей собой смесь

протонов и электронов описывается газодинамическими уравнениями

V ОV) = 5ъ

V (рш7 + р1) =д2, (1)

V [(Е + р)Щ=дз,

с ненулевыми членами в правой части, представляющими собой источники массы (дх), импульса и энергии (дз), определяемые процессами перезарядки и процессами фотоионизации и ионизации атомов Н электронным ударом В уравнениях (1) р, V и р - плотность, скорость и давление плазменной компоненты соответственно, Е = р{е+у2/2) - энергия на единицу объема, е = £>[(7 — 1 )р]-1 - внутренняя энергия, 7 — 5/3 -показатель адиабаты и I - единичный тензор Ввиду того, что число Кнудсена Кп > 1 для атомов водорода в рассматриваемой задаче, то движение атомов Н полностью описывается функцией распределения /н(г\ определяемой из кинетического уравнения

<9/н , $ <9/н , Л^ ..вр

-Н ^ + — ^ = "/И / (2)

+

в котором щ и №н - индивидуальные скорости протонов и атомов Н, Р -сумма сил солнечной гравитации и солнечного радиационного давления, г - радиус-вектор частицы, /3 — /?, + /Згт - сумма частот фотоионизации и ионизации электронным ударом Правая часть уравнений (1) - 51, 52 и 5з выражается через интегралы от функции распределения

= (Зтн ! /нЫн)сМ5н, 52 = тл JJ иа^х(.и)(™н -™р)Ммн)/р№р)йшв<1й)р +' щн ! Р™Н$И(И}Н) (Шн, (3)

Г?2. _

5з = тя +

Г Г ттр и}{т — «Г ■

/ / -2— <1щ(1гин

тн J

в которых и = \юр — «?я| - относительная скорость протона и атома, сг®р(и)= (1 64 10"7 - 6 95 10~91п и)2 - эффективное сечение перезарядки [4], шн - масса атома водорода Для замыкания системы уравнений (1-3) добавляется уравнение состояния плазмы р — 2пкТ, из которого определяется температура Т, входящая в локально максвеллов-скую функцию распределения протонов /р(гор) = п(ч/??ег,)~'3е:гр(—(юр — у)2/ср) Здесь п - концентрация протонов, Ср = (2кТ/тщ,)1/2 - тепловая скорость протонов, к - постоянная Больцмана, тр - масса протона

Для завершения постановки задачи задаются граничные условия, определяющие геометрию области взаимодействия солнечного ветра со средой ЛМО В модели Баранова-Маламы на бесконечности задаются параметры невозмущенной межзвездной среды, а на 1 а е - параметры сверхзвукового однородного солнечного ветра При этих условиях решение задачи является осесимметричным и, следовательно, двумерным

Решение поставленной задачи зависит от семи безразмерных параметров степени ионизации межзвездной среды, отношения скоростных напоров, отношения температур торможения, чисел Маха, частоты ионизации атомов Н и сечения перезарядки соответственно

Л&, м», Ш , (4)

\ пр,СО ПР,ОО '00 * оо /

где Ко = |г?со1

В параграфе 2 главы 1 кратко описывается используемый при расчетах численный метод решения поставленной задачи, основанный на методах Годунова повышенного порядка точности, методе глобальных итераций, предложенного Барановым и др [5] и методе Монте-Карло с 'расщеплением' траекторий для решения кинетического уравнения (2), разработанного Маламой [6]

В параграфе 3 главы 1 кратко изложены основные результаты, полученные Барановым и Маламой Описана структура течения с двумя ударными волнами и контактной поверхностью Приведены распределения плазмы и атомов в области гелиосферпого интерфейса Отмечено, что для анализа распределения атомов в области гелиосферного интерфейса удобно разделить все атомы на четыре сорта в зависимости от области их рождения Сорт 1 образуется из атомов, которые рождаются в сверхзвуковом солнечном ветре Сорт 2 образуется во внутреннем

гелиошисе - области между гелиосфериой ударной волной в солнечном ветре (ТБ) и тангенциальным разрывом (НР), отделяющим плазменные компоненты солнечного ветра и межзвездной среды, сорт 3 образуется во внешнем гелиошисе - области между ударной волной в межзвездной среде (ВЭ) и гелиопаузой (НР), сорт 4 образуется в сверхзвуковой межзвёздной среде (до ВБ) Приведены распределения атомов всех сортов В частности, показан немонотонный характер распределения концентрации атомов сорта 3 Увеличение концентрации атомов этого сорта в области перед гелиопаузой носит название водородной стенки

Приводятся основные результаты модели Баранова-Маламы касающиеся структуры хвостовой части области гелиосферного интерфейса Отмечено, что основной эффект влияния атомов на течение плазмы в хвостовой области выражается в исчезновении сложной структуры с диском Маха и отраженной ударной волной и приближении гелиосфер-ной ударной волны к Солнцу

В главе 2 рассматривается задача о хвостовой части области взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой Течение двухкомпонентной (атомы и плазма) среды рассматривается в рамках кинетико-газодинамической модели Баранова-Маламы [2] Во введении к главе подчеркивается актуальность данного исследования В параграфе 1 главы 2 формулируется постановка задачи, особо подчеркиваются и обсуждаются трудности, связанные с получением корректного решения задачи в хвостовой части Обсуждается проблема корректных граничных условий на выходной границе в хвостовой части гелиосферного интерфейса

В параграфе 2 главы 2 кратко описывается численный мегод решения поставленной задачи, основанный на методах, используемых в модели Баранова-Маламы Описываются особенности численного моделирования в случае протяженной (несколько десятков тысяч а е) хвостовой части области взаимодействия солнечного ветра со средой ЛМО

В параграфе 3 главы 2 приводятся результаты численных расчетов, выполненных на специально сформированной расчетной сетке, которая имеет протяженность до 50000 а е в хвостовую часть гелиосфе-ры Показано, что вследствие эффекта перезарядки скачок плотности на гедиопаузе уменьшается по мере удаления от Солнца, На расстояниях порядка 3000 а е скачок полностью исчезает Сразу за гелиооферной

ударной волной поток солнечного ветра является дозвуковым Однако, процесс перезарядки на межзвездных атомах водорода, которые имеют небольшие тепловые скорости, приводит к тому, что температура солнечного ветра уменьшается по мере удаления от Солнца, а число Маха растет На рисунке 2 видио, что на расстояниях порядка ~4000 а е солнечный ветер снова становится сверхзвуковым По мере удаления от Солнца число Маха растет и достигает своего значения в локальной межзвездной среде на расстояниях порядка 20000 а е Остальные параметры солнечного ветра на этих расстояниях также становятся практически неотличимыми от параметров локальной межзвездной среды Таким образом, результаты проведенных численных расчетов позволяют заключить, что влияние Солнца в хвостовой части гелиосферно-го интерфейса распространяется до очень больших гелиоцентрических расстояний ~20000 а е , что необходимо учитывать при интерпретации спектров поглощения в направлении ближних звезд В диссертации подчеркивается, что ограниченность области влияния Солнца до ~20000 а е определяется процессом перезарядки

В главе 3 изучается влияние межзвездного магнитного поля в частном случае, когда направление вектора напряженности магнитного поля совпадает с направлением вектора скорости движения межзвездной среды относительно Солнца В этом случае задача становится осесиммет-ричной В параграфе 1 главы 3 описывается математическая постановка задачи. Для описания движения плазменной компоненты вместо системы уравнений Эйлера (1) используется система уравнений классической магнитной гидродинамики, включающей уравнение индукции для магнитного поля

V (ру) = яи

V

V ьВ-Вг7=0, где Е = ^г + фг + " полная энергия на единицу объема, С? =

Рис 2 Линии уровня газодинамического числа Маха М Видно, что на расстояниях, больших 4000 а е, течение является сверхзвуковым и с ростом расстояния от Солнца число Маха приближается к своему значению в иевозмущенном JIMO (х, z) - цилиндрическая система координат

{(¡I, д2, дз) - такие же источники массы, импульса и энергии, как в базовой модели (3), определяемые из решения кинетического уравнения (2) для функции распределения атомов Н Последнее уравнение системы (5) представляет собой тензорную форму записи уравнения индукции магнитного поля Система (5) совместно с кинетическим уравнением (2) образует замкнутую систему уравнений относительно переменных W = (р, v, р, В) и функции распределения атомов водорода /# Математическая постановка завершается заданием граничных условий для солнечного ветра и межзвездной среды Решение поставленной задачи зависит от безразмерных параметров, включающих набор (4) для модели без учета магнитного поля, а также дополнительный параметр, который связан с величиной магнитного поля \/трпр,<х>У£, — 1/(2л/тгМ^^) В параграфе 2 главы 3 описывается численный метод решения поставленной задачи, основанный на методах Лакса-Фридрихса и методах, аналогичных методу Ро, используемых для решения так называемой мо-

дифицированной системы МГД уравнений, в которой оставлены члены с V-B Также как и при решении задачи, основанной на базовой модели, используется метод глобальных итераций и метод Монте-Карло

Параграф 3 главы 3 посвящен анализу численных результатов, полученных в рамках модели при различных значениях величины напряженности межзвездного магнитного поля Представлены геометрическая картина течения, распределения параметров плазменной компоненты и атомов Н Показано, что при уменьшении альфвеновского числа Маха головная ударная волна выпрямляется В окрестности оси симметрии она приближается к Солнцу, но удаляется от него во флангах Носовая часть гелиопаузы удаляется от Солнца вследствие натяжения магнитных силовых линий, а в крыльях гелиопауза приближается к Солнцу вследствие действия магнитного давления Аналогичный результат был получен в работе Баранова и Зайцева [7] в модели без учета атомов водорода

Увеличение магнитного поля, как и явление перезарядки, приводит к разрушению сложной структуры течения в хвостовой области, связанной с образованием диска Маха и тройной точки или точки пересечения диска Маха, тангенциального разрыва и отраженной ударной волны

Далее в главе 3 анализируется влияние межзвездного магнитного поля на распределения различных сортов атомов водорода Показано, что при изменении магнитного поля от нуля до 3 5 10~6 гаусс высота водородной стенки уменьшается примерно на 10% Эффект уменьшения максимума водородной стенки несколько больше в направлении, перпендикулярном оси симметрии Изменение положения и высоты водородной стенки связано с изменением положений гелиопаузы и внешней ударной волны Показано также, что изменение толщины области между гелиосферного ударной волной и гелиопаузой вследствие влияния межзвездного магнитного поля приводит к существенному увеличению концентрации атомов сорта 2, что является важным результатов для планирования и анализа измерений на космическом аппарате Interstellar Boundary Explorer (IBEX)

В главе 4 рассмотрена задача о влиянии межзвездного магнитного поля на структуру области гелиосферного интерфейса в полной трехмерной постановке, когда угол а между вектором напряженности межзвездного магнитного поля и вектором скорости движения межзвездной

среды не является нулевым Во введении обсуждается необходимость рассмотрения трехмерной задачи для корректной интерпретации данных получаемых из наблюдений

В параграфе 1 главы 4 указаны особенности формулировки задачи в этом случае Описана геометрия рассматриваемой задачи и используемые системы координат По сравнению с задачей, которая рассматривалась в главе 3, появляется дополнительный безразмерный параметр -угол а между вектором напряженности межзвездного магнитного поля и вектором скорости движения межзвездной среды

В параграфе 2 главы 4 описываются особенности численного метода решения задачи в трехмерной постановке

В параграфе 3 главы 4 представлены результаты численного трехмерного моделирования Показана выраженная асимметрия геометрической картины течения, а также асимметрия в распределении параметров плазменной компоненты и нейтральных атомов Исследуется зависимость картины течения от угла а Показано, что магнитное поле приводит к изменению направления линий тока плазменной компоненты межзвездной среды (Рис ЗА) В частности, в окрестности точки торможения плазменная компонента имеет ненулевую компоненту скорости в направлении перпендикулярном направлению скорости межзвездной среды Атомы водорода, которые рождаются в окрестности точки торможения, также имеют ненулевую компоненту скорости в направлении перпендикулярном направлению скорости межзвездной среды (Рис ЗБ) Проникая внутрь гелиосферы, эти атомы дают существенный вклад в общее распределение атомов внутри гелиосферы, что приводит к тому, что направление движения атомов водорода внутри гелиосферы отличается от направления движения JIMO В диссертации изучается вопрос о том, как величина и направление межзвездного магнитного поля влияют на направление скорости межзвездных атомов (сорта 3 и 4) внутри гелиосферы

Также в диссертации показано, что влияние межзвездного магнитного поля приводит к асимметрии в распределении атомов сорта 2 Этот результат имеет важную предсказательную функцию, так как потоки атомов сорта 2 будут измеряться на космическом аппарате IBEX, и полученная в модели асимметрия должна быть заметна в измеряемых потоках

Рис. 3: Двумерное распределение концентраций плазмы (рис; А) и 3-^ео сорта ато-мон II (рис. Б) в плоскости (zx), параллельной векторам напряженности межзвездного магнитного ноля и скорости не возмущенной межзвездной среди. Угол наклона межзвездного магнитного поля о - 4э". Показаны линии тока плазмы (рис. Л) и направление средней скорости атомов II (рис. Б).

В диссертации показано, что влияний межзвёздного магнитного поля приводит к уменьшению гелиоцентрических расстояний до гелж> сфераой ударной волны и готаонаузы по сравнению со случаем, когда, магнитное ноле огаутствует, В случае а — 90" в направлении к набегающему потоку межзвездной среды гелиосферная ударная полна, приближается к Солнцу на ад 20 а,е., голио пауза приближается на « 50 а,е. Для всех рассмотренных углов наклона магнитного поля а ф О, гелиосферная ударная волна приближается к Солнцу но всех напрац-лениях. ГЪшопауза в носовой части также приближается к Солнцу под действием межзвездного магнитного поля во всех рассмотренных случаях яри а ф 0, Случай о = 0, который был рассмотрел в предыдущей плаве, является исключением. В этом случае гелиопауза в ее носовой части удаляется от Солнца, а гелиосферная ударная волна оказывается неподвижной.

Показано, что форма и положение внешней ударной волны определя-

ется как асимметрией гелиопаузы, которая может рассматриваться как тело, обтекаемое межзвездной- средой, так и с различием в распространении МГД-возмущений вдоль и перпендикулярно вектору межзвездного магнитного поля Максимальное расстояние до ВЗ достигается при а — 90° и составляет 585 а е в носовой части

В заключении перечислены основные результаты, полученные в настоящей диссертации

3. Основные результаты работы.

1 Детальное численное моделирование хвостовой части взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой показало, что характерный размер гелиосферы в хвостовой области составляет ~ 30000—40000 а е Определяющим процессом в хвостовой области является процесс резонансной перезарядки, который приводит к тому, что на расстоянии ~ 3000 а е исчезает разрыв плотности на контактной поверхности, а на расстоянии ~ 4000 а е солнечный ветер снова становится сверхзвуковым В дальнейшем число Маха и другие параметры солнечного ветра постепенно приближаются к параметрам невозмущенной межзвездной среды Выход солнечного ветра на сверхзвуковой режим снимает трудности в постановке граничных условий и позволяет получить корректное численное решение

2 Построена модель взаимодействия солнечного ветра с частично-ионизованной локальной межзвездной средой с учетом влияния межзвездного магпитиого поля Задача решалась в осссиммстрич-ной и трехмерной постановках

В случае осевой симметрии, когда направление межзвездного магнитного поля совпадает с направлением движения межзвездной среды, межзвездное магнитное поле приводит к существенному изменению формы гелиопаузы В направлении к набегающему потоку межзвездной среды гелиоцентрическое расстояние до гелиопаузы увеличивается, а в направлениях перпендикулярных направлению потока межзвездной среды расстояние до гелиопаузы уменьшается по сравнению с результатами модели Баранова-Маламы Внешняя ударная волна выпрямляется Полученные результаты качественно совпадают с расчетами [7] полученными без учета влияния атомов водорода

3 Показано, что наклонное межзвездное магнитное поле приводит к заметной асимметрии в положениях внешней ударной волны ВЭ, гелиосферной ударной волны ТЭ и тангенциального разрыва НР Также асимметрия наблюдается и в распределениях параметров

плазмы и атомов водорода Формы и положения поверхностей разрыва были получены для различных направлений межзвездного магнитного поля Данное исследование важно при анализе данных по пересечению гелиосферной ударной волны космическими аппаратами Voyager 1 и 2

4. Показано, что межзвездное магнитное поле приводит к отклонению направления движения межзвездных атомов водорода внутри гелиосферы от направления движения локального межзвездного облака, которое было обнаружено при анализе данных по рассеянному солнечному Лаиман-альфа излучению [3] Наилучшее совпадение результатов численного моделирования с результатами анализа экспериментальных данных получено в случае, когда угол наклона магнитного поля равен 45°, а его величина составляет 2 5 микро гаусс

5 Показано, что наиболее вероятной причиной отклонения направления скорости атомов является влияние межзвездного магнитного поля, а не неоднородность солнечного ветра, как было предложено в работе [8] Таким образом, показано, что направление потока межзвездных атомов H в гслиосфере, определяемое из эксперимента SOHO/SWAN, может служить в качестве уникальной диагностики величины и направления межзвездного магнитного поля

6 Межзвездное магнитное поле приводит к асимметрии области внутреннего гелиошиса между гелиосферной ударной волной и гелио-паузой, и, как следствие, приводит к асимметрии в распределении рожденных в этой области атомов сорта 2 Потоки атомов этого сорта будут измеряться на космическом аппарате IBEX

Автор глубоко благодарен своему научному руководителю Владимиру Ёорисовичу Баранову за его внимание к работе, ценные замечания и многочисленные обсуждения Автор также благодарит В В Из-моденова, Ю Г Ma,ламу, С В Чалова u А В Мясникова за полезные обсуждения

4. Публикации автора по теме диссертации (в рецензируемых изданиях).

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

2 Alexashov D В , Izmodenov V V , Grzedzielski S Effects of charge exchange in the tail of the heliosphere // Adv. Space Res 2004 V 34 № 1 P 109 - 114

3 Alexashov D В , Izmodenov V V Modeling of the tail region of the heliosphenc interface // SOLAR WIND TEN Proceedings of the Tenth International Solar Wmd Conference AIP Conference Proceedings 2003 V 679 P 218 - 221

4 Измоденов В В , Алексашов Д Б Модель хвостовой области ге-лиосферного интерфейса // Письма в Астрон ж 2003 Т 29 № 1 С 69 -75

5 Izmodenov V V , Alexashov D В , Myasnikov А V Direction of the interstellar H atom mfiow m the heliosphere Role of the interstellar magnetic field // Astron Astrophys 2005 V 437 № 3 P L35 - L38

6 Izmodenov V V , Alexashov D В Multi-component 3D modeling of the heliosphcnc interface effects of interstellar magnetic field // PHYSICS OF THE INNER HELIOSHEATH Voyager Observations, Theory, and Future Prospects, 5th Annual IGPP International Astrophysics Conference AIP Conference Proceedings 2006 V 858 P 14-19

Другие публикации автора в рецензируемых изданиях.

1 Alexashov D В , Izmodenov V V Kmetic vs multi-fluid models of the heliosphenc interface a comparison // Astron Astrophys 2005 V 439 № 3 P, 1171 - 1181

2 Alexashov, D В , Chalov, S V , Myasnikov, A V , Izmodenov, V V., Kallenbach, R The dynamical role of anomalous cosmic rays m the outer heliosphere // Astron Astrophys 2004 V 420 № 2 P 729 - 736

3 Wood B E , Izraodenov V V , Lmsky J L , Alexashov D Dependence of Heliospheric Ly a Absorption on the Interstellar Magnetic Field // Astrophys J 2007 V 659 № 2 P 1784-1791

4. Chalov S V , Alexashov D B , Fahr H J Reabsorption of self -generated turbulent energy by pick-up protons m the outer heliosphere // Astron Astrophys 2004 V 416 P L31 - L34

5 Chalov S V , Alexashov D B , Fahr H J, Interstellar pickup protons and solar wind heating m the outer heliosphere // Astronomy Letters 2006 V 32 № 3 P 206 - 213

6 Chalov S V , Alexashov D B , Fahr H -J Heating of the solar wind m the outer heliosphere // ASTRA Astrophysics and Space Sciences Transactions 2006 V 2 P 19-25 http//www astra-science net/

7 Izmodenov V V , Alexashov D B Kinetic Vs Multi-Fluid Models of H Atoms in the Heliospheric Interface // Proceedings of the Solar Wind 11 / SOHO 16, "Connecting Sun and Heliosphere "Conference (ESA SP-592) 12 - 17 June 2005 Whistler, Canada Editors1 B Fleck, T H Zuibuchen, H Lacoste Published on CDROM , P56 1

8 Izmodenov V V , Alexashov D B Direction of the Interstellar H Atom Inflow m the Heliosphere Role of the Interstellar Magnetic Field // Proceedings of the Solar Wind 11 / SOHO 16, "Connecting Sun and Heliosphere"Conference (ESA SP-592) 12 - 17 June 2005 Whistler, Canada Editors B. Fleck, T H Zurbuchen, H Lacoste Published on CDROM , P 55 1

9 Myasmkov 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 5179-5188

10 Myasmkov 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 51675177

Литература

[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] 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 15,157-15,163

[3] Lallemenfc R , Quemerais Б , Bertaux J L , Ferron S , Koutroumpa D , Pellmen R Deflection of the Interstellar Neutral Hydrogen Flow Across the Heliospheric Interface // Science 2005 V 307 № 5714 P 1447-1449

[4] Maher L J , Tmsley В A Atomic hydrogen escape rate due to charge exchange with hot plasmaspheric ions //J Geophys Res 1977 V 82 P 689-695

[5] Baranov V В , 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

[6] Malama Yu G Monte Carlo simulation of neutral atom trajectories m the solar system // Astrophys Spacc Sci 1991 V 176 № 1 P 21-46

[7] Baranov V В , Zaitsev N A On the problem of the solar wind interaction with magnetized interstellar plasma // Astron Astrophys 1995 V 304 P 631

[8] Pogorelov N V, 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 № 2 P L161 - L164

ТЕОРЕТИЧЕСКОЕ ИССЛЕДОВАНИЕ ГАЗОДИНАМИЧЕСКИХ И МАГНИТОГАЗОДИНАМИЧЕСКИХ ПРОЦЕССОВ, ОПРЕДЕЛЯЮЩИХ СТРУКТУРУ ГЕЛИОСФЕРЫ

Алексашов Дмитрий Борисович

Подписано в печать 12 09 07 Заказ № 15-2007 Тираж 70 экз

Отпечатано на ризографе Института проблем механики Российской академии наук 119526, Москва, пр-т Вернадского, д 101, корп 1

Введение.

1 Базовая модель взаимодействия солнечного ветра с межзвёздной средой.

1.1 Математическая формулировка проблемы.

1.2 Метод решения.

1.3 Основные результаты.

2 Моделирование хвостовой области гелиосферы.

2.1 Введение.

2.2 Постановка задачи.

2.3 Численный метод.

2.4 Численные результаты и их обсуждение.

2.4.1 Выводы.

3 Осесимметричная модель взаимодействия солнечного ветра с намагниченной межзвёздной средой.

3.1 Математическая постановка задачи.

3.2 Метод решения.

3.2.1 Использование членов, пропорциональных V • В.

3.3 Результаты расчётов и их анализ.

3.3.1 Выводы.

4 Трёхмерная модель взаимодействия солнечного ветра с намагниченной межзвёздной средой.

4.1 Введение.

4.2 Особенности трёхмерной постановки задачи.

4.3 Особенности численного метода.

4.3.1 Структура расчётной сетки.

4.3.2 Квазилинейная форма МГД уравнений.

4.3.3 Приближённое решение задачи Римана.

4.3.4 Особенности численного моделирования в присутствии атомов Н.

4.4 Анализ численных результатов.

4.4.1 Результаты по трёхмерной геометрической картине течения.

4.4.2 Влияние угла наклона магнитного поля на параметры атомов Н.

4.4.3 Выводы.

Одной из современных и актуальных задач физики космоса является исследование границы гелиосферы, которая определяется взаимодействием солнечного ветра с локальным межзвёздным облаком (J1MO)

Интерес к этой проблеме постоянно растёт благодаря множеству новых экспериментальных данных, полученных на космических аппаратах Voyager 1 и 2, Ulysses, SOHO, Hubble Space Telescope, Pioneer 10 и 11 и др. С целью исследования границы гелиосферы в 2008 г. планируется запуск нового космического аппарата Interstellar Boundary Explorer (IBEX).

В настоящее время известно, что J1MO является частично - ионизованной средой, которая движется относительно Солнца со скоростью ~26 км/с и имеет температуру ~7000 К. И плазменная, и нейтральная компоненты межзвездной среды взаимодействуют с плазмой солнечного ветра. При этом плазменная компонента может быть описана в рамках модели механики сплошных сред. Поэтому образуется структура с контактной поверхностью, называемой гелионаузой, а также двумя ударными волнами - гелиосферной ударной волной в солнечном ветре и внешней ударной волной в межзвездной среде (Рис. 1). Структура взаимодействия с дву

1 Область взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой часто называют областью гелиосферного интерфейса

Рис. 1: Качественная картина взаимодействия солнечного ветра с двухкомпонентным локальным межзвёздным облаком (J1MO), состоящим из плазмы и атомов водорода. На рисунке показаны возможная траектория <я атома Н, линии тока плазмы /, образующиеся в плазме разрывы: TS - гелиосферная ударная волна, HP - гелиопауза, BS - внешняя ударная волна. мя ударными волнами и контактной поверхностью между ними была предложена в работе Баранова, Краснобаева и Куликовского [1]. Однако длина свободного пробега атомов водорода, I, для главного процесса перезарядки с протонами сравнима с характерным размером задачи,L (Кп — 1/L). Следовательно, для описания движения межзвездных атомов водорода необходимо использовать кинетический подход.

В работе Баранова и Маламы [2] была создана первая самосогласованная кинетико-газодинамическая модель взаимодействия солнечного ветра с двухкомпонентной (атомы и плазма) локальной межзвездной средой. Теоретические результаты, полученные в этой работе, были впоследствии подтверждены целым рядом экспериментальных данных. В частности, на космическом аппарате Hubble Space Telescope (HST) была обнаружена водородная стенка, которая образуется из вторичных межзвездных атомов - атомов, рожденных в области между гелионаузой и внешней ударной волной. Другим примером, подтверждающим правильность модели Баранова-Маламы, является факт пересечения гелиосфер-ной ударной волны космическим аппаратом Voyager 1 в декабре 2004 г. на теоретически предсказанном расстоянии 94 а.е.

Вместе с тем, для интерпретации новых экспериментальных данных, получаемых на космических аппаратах Hubble Space Telescope, SOHO, Ulysses, Voyager 1 и 2 и др. требуется дальнейшее развитие модели Баранова - Маламы. В частности, для корректной интерпретации спектров поглощения в линии Лайман-альфа в направлении некоторых ближних звезд необходимо модифицировать модель Баранова-Маламы так, чтобы учитывать хвостовую часть области взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой и определять влияние межзвездного магнитного поля на движение плазмы. Недавние измерения рассеянного солнечного Лайман-альфа излучения на космическом аппарате SOHO (прибор SWAN) показали, что направление движения атомов водорода внутри гелиосферы отличается от направления движения локального межзвездного облака [3]. Такое отклонение может быть вызвано влиянием межзвездного магнитного ноля. Интерес к изучению влияния межзвездного магнитного поля на структуру гелиосферного интерфейса растет в настоящее время также в связи с: 1) ожидаемым пересечением гелиосферной ударной волны космическим аппаратом Voyager 2; 2) планируемым в 2008 г. запуском космического аппарата IBEX, который будет с 1 а.е. регистрировать потоки энергичных нейтральных атомов (ЭНА) из области гелиосферного интерфейса.

Цели и задачи работы

Целью настоящей работы является развитие кинетико - газодинамической модели Баранова-Маламы для изучения газодинамических процессов в хвостовой части области взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой на больших гелиоцентрических расстояниях, а также исследование влияния межзвездного магнитного ноля на структуру области взаимодействия. Численное исследование влияния межзвездного магнитного поля проводится в осесимметричной и трехмерной постановках.

Научная новизна

В настоящей работе впервые:

• исследуется структура удаленной хвостовой части области взаимодействия солнечного ветра с двухкомионентной (атомы и плазма) локальной межзвездной средой. Анализ проводится в рамках кинетико - газодинамической модели Баранова-Маламы.

• в рамках кинетико - магнитогидродинамического подхода исследуется влияние межзвездного магнитного ноля на структуру гелиосферного интерфейса. Задача рассматривается как в осесимметрич-ном случае, когда направление вектора напряженности межзвездного магнитного поля совпадает с направлением вектора скорости межзвездной среды, так и в трехмерном случае, когда угол между этими двумя векторами ненулевой.

• был исследован вопрос о том, как направление межзвездного магнитного поля влияет на направление вектора скорости межзвездных атомов водорода внутри гелиосферы. Данный вопрос важен для интерпретации измерений по рассеянному солнечному Лайман-альфа излучению на космическом аппарате SOHO.

Практическая ценность

Результаты, полученные в работе, используются в настоящее время при интериретации большого количества имеющихся наблюдательных данных на космических аппаратах Voyager, Pioneer, Ulysses, SOHO, HST и др., а также для предсказания и планирования будущих космических экспериментов (IBEX, Interstellar Probe).

Достоверность результатов

Достоверность представленных результатов 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. Результаты, представленные в диссертации, хорошо совпадают с экспериментальными данными, полученными на различных космических аппаратах.

В главе 1 настоящей диссертации рассматриваются основные результаты, полученные на основе кинетико-газодинамической модели Баранова - Маламы, являющейся базовой моделью, развиваемой в последующих главах. В главе 2 представлены результаты численного моделирования протяженной (порядка 50000 а.е.) хвостовой области взаимодействия солнечного ветра с JIMO, полученные на основе базовой модели. Главы 3 и 4 носвящены изучению влияния межзвездного магнитного поля на структуру гелиосферного интерфейса. В главе 3 исследуется влияние величины магнитного поля, направленного параллельно потоку межзвездной среды. В главе 4 исследуется влияние угла наклона межзвездного магнитного поля.

4.4.3 Выводы.

На основе проведенных трехмерных расчетов можно сделать следующие выводы:

1. В представленной трёхмерной МГД модели гелиосферного интерфейса получено экспериментально наблюдаемое [3] отклонение на ~ 4° потока межзвёздных атомов водорода в гелиосфере от направления потока невозмущённой межзвёздной среды в случае, когда угол наклона магнитного ноля равен 45°, а его величина составляет 2.5 микрогаусс. Представленные численные результаты показывают, что направление потока межзвёздных атомов Н в гелиосфере, определяемое из эксперимента SOHO/SWAN [48], может служить в качестве уникальной диагностики величины и направления межзвёздного магнитного поля.

2. Асимметрия в распределении концентрации атомов Н сорта 2, полученная как в представленных расчётах, так и экспериментах по созданию трёхмерного изображения гелиосферы [46], может дать важную информацию о влиянии величины и направления межзвёздного магнитного ноля на структуру гелиосферы.

3. Межзвёздное магнитное поле способно привести к заметной асимметрии в положении гелиосферной ударной волны. Известно, что космический аппарат Voyager 1 пересек гелиосферную ударную волну. В случае пересечения ее в ближайшем будущем космическим аппаратом Voyager 2 на основе измеренных на Voyager 1 и 2 расстояний до TS можно будет сделать оценку параметров межзвёздного магнитного поля. Оценка концентрации межзвёздных атомов Н вблизи TS, основанная на измерениях спектров захваченных протонов аппаратами Ulysses/SWICS и ACE/SWICS, и измеряемое на Voyager 2 замедление солнечного ветра также могут помочь в определении величины и направления межзвёздного магнитного ноля.

4. Спектры поглощения в линии Lya, рассчитанные на основе созданной трёхмерной МГД модели гелиосферного интерфейса в направлении различных звёзд [47], обнаруживают слабую асимметрию, которая определяется асимметрией внешнего гелиошиса.

Заключение.

Прежде чем останавливаться на основных результатах работы следует заметить, что далеко не все особенности газодинамических и магнито-газодинамических процессов, влияющих на течения плазмы солнечного ветра и межзвёздной среды, рассмотрены в данной работе. Ещё предстоит рассмотреть неоднородность и магнитные поля солнечного ветра, влияние анизотропного коэффициента диффузии космических лучей и других факторов, определяющих трёхмерную структуру гелиосферы. Однако представленные результаты являются существенным дополнением и качественным уточнением решения, полученного на основе кинетико-газодинамической модели гелиосферного интерфейса. Корректные численные результаты, основанные на точных математических постановках задач, могут использоваться как для дальнейшего теоретического развития модели, так и для интерпретации экспериментальных данных.

Перечислим теперь главные результаты.

1. Из решения базовой модели гелиосферного интерфейса известно, что нейтральные атомы водорода за счет перезарядки качественно изменяют картину течения солнечного ветра и локальной межзвездной среды в хвостовой области: исчезает диск Маха и гелиосферная ударная волна становится близкой к сферической, при этом также исчезают выходящие из тройной точки отраженная ударная волна RS и тангенциальный разрыв TD (рисунок 1.1). В данной работе показано, что разрывы, например, гелиопауза, существующие в чисто газодинамическом решении во всей хвостовой области, в решении, учитывающем атомы, ослабевают и на расстояниях, больших 3000 а.е., практически исчезают.

2. Параметры атомов водорода, плазмы солнечного ветра и локальной межзвездной среды в хвостовой области на расстояниях свыше 20000 а.е. от Солнца за счет перезарядки приближаются к соответствующим значениям в невозмущенном JIMO. Это позволяет определить степень влияния солнечного ветра на окружающую его межзвездную среду и, следовательно, сделать вывод об ограниченности в пространстве гелиосферного интерфейса, приблизительно оценив его размер « 20000 - 40000 а.е.

3. Влияние атомов водорода приводит с ростом гелиоцентрического расстояния (от 4000 а.е.) к ускорению солнечного ветра в хвостовой области до сверхзвуковой скорости, что снимает трудности в постановке граничных условий в хвостовой области гелиосферы и позволяет получить корректное численное решение.

4. Впервые численно построена стационарная МГД модель взаимодействия солнечного ветра с частично ионизованной, намагниченной локальной межзвездной средой. В этой модели используется предложенный Барановым и Маламой [2] кинетико - газодинамический подход, в котором плазменная компонента описывается МГД уравнениями, а параметры атомов водорода определяются путем использования метода Монте Карло с 'расщеплением' траекторий, предложенным Маламой [6]. Предполагается, что вектор индукции магнитного поля образует угол а с вектором скорости плазмы.

5. Показано, что характер изменения геометрической картины течения (форма ударных волн и тангенциального разрыва) с ростом межзвёздного магнитного поля качественно совпадает в области полярных углов 0 < в < 7Г с результатами [25], полученными при отсутствии нейтральных атомов. Расчёт хвостовой области течения численным методом, предложенным в [26], показал, что магнитное поле, также как и нейтральные атомы [2], разрушает сложную картину течения с образованием тройной точки и диска Маха. Внутренняя ударная волна (TS) становится овальной, приближаясь к сфере с ростом магнитного поля, а течение между тангенциальным разрывом HP и TS становится дозвуковым.

6. Представленная трёхмерная МГД модель гелиосферного интерфейса способна воспроизвести экспериментально наблюдаемое [3] отклонение ~ 4° потока межзвёздных атомов водорода в гелиосфере от направления потока невозмущённой межзвёздной среды в случае, когда угол наклона магнитного поля равен 45°, а его величина составляет 2.5 микрогаусс. Представленные численные результаты показывают, что направление потока межзвёздных атомов Н в гелиосфере, определяемое из эксперимента SOHO/SWAN [48], может служить в качестве уникальной диагностики величины и направления межзвёздного магнитного поля.

7. Магнитное поле способно оказать довольно сильное влияние на энергичные атомы водорода, рождённые в результате перезарядки атомов водорода JIMC на термализованных за ударной волной TS протонах солнечного ветра (сорт 2). Увеличение концентрации этих атомов с ростом магнитного ноля почти в полтора раза может ослабить требования к чувствительности приборов для их детектирования [34, 35]. Асимметрия в распределении концентрации сорта 2, полученная как в представленных расчётах, так и экспериментах по созданию трёхмерного изображения гелиосферы [46], может дать важную информацию о влиянии величины и направления межзвёздного магнитного поля на структуру гелиосферы.

8. Межзвёздное магнитное иоле способно привести к заметной асимметрии в положении гелиосферной ударной волны. В случае пересечения космическим аппаратом Voyager 2 внутренней ударной волны в ближайшем будущем, на основе измеренных расстояний до TS, можно будет сделать оценку параметров межзвёздного магнитного ноля. Оценка концентрации межзвёздных атомов Н вблизи TS, основанная на измерениях спектров захваченных протонов аппаратами Ulysses/SWICS и ACE/SWICS, и измеряемое на Voyager 2 замедление солнечного ветра также могут помочь в определении величины и направления межзвёздного магнитного поля.

9. Незначительное (порядка 10%) изменение параметров 'водородной стенки', открытой теоретически в работе [17] вблизи гелиопаузы HP, не может повлиять на сделанные выводы [36] о её экспериментальном открытии при помощи прибора GHRS на аппарате HST. Спектры поглощения в линии Lya, рассчитанные на основе созданной трёхмерной МГД модели гелиосферного интерфейса в направлении различных звёзд [47], обнаруживают слабую асимметрию, которая определяется асимметрией внешнего гелиошиса.

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

2. 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. 15,157-15,163.

3. 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.

4. 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.

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

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

7. Годунов С. К. Разностный метод численного расчета разрывных решений гидромеханики // Математический сборник. 1959. Т. 47. С. 271.

8. Izmodenov V. V. Velocity Distribution of Interstellar H Atoms in the Heliospheric Interface // Space Sci. Rev. 2001. V. 97. № 1/4. P. 385-388.

9. 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.

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

11. Baranov V. В., 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.

12. Izmodenov V. V., Lallement R., Malama Yu. G. Heliospheric and astrospheric hydrogen absorption towards Sirius: No need for interstellar hot gas // Astron. Astrophys. 1999. V. 342. № 1. P. L13 L16.

13. Alexashov D. B, Izmodenov V. V., Grzedzielski S. Effects of charge exchange in the tail of the heliosphere // Adv. Space Res. 2004. V. 34. № 1. P. 109 114.

14. Измоденов В. В., Алексашов Д. Б. Модель хвостовой области гелио-сферного интерфейса // Письма в Астрон. ж. 2003. Т. 29. JO 1. С. 69 -75.

15. Alexashov D. В., Izmodenov V. V. Modeling of the tail region of the heliospheric interface // SOLAR WIND TEN: Proceedings of the Tenth International Solar Wind Conference. AIP Conference Proceedings. 2003. V. 679. P. 218 221.

16. Witte M., Banaszkiewicz M., Rosenbauer H. Recent Results on the Parameters of the Interstellar Helium from the Ulysses/Gas Experiment // Space Sci. Rev. 1996. V. 78. № 1/2. P. 289-296.

17. Baranov V. В., 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.

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

19. Myasnikov A. V., Barsky E. V. On the Structure of Disturbed Magnetic Field in the Heliospheric Interface // Preprint IPM RAS. 1997. № 584.

20. Barsky E. V. Influence of the densities of the components of local interstellar medium on the magnetic-field structure at the heliospheric interface // Astronomy Letters. 1999. V. 25. № 12. P. 825-832.

21. Florinski V., Pogorelov N. V, Zank G. P, Wood В. E, Cox D. P. On the Possibility of a Strong Magnetic Field in the Local Interstellar Medium // Astrophys. J. 2004. V. 604 № 2. P. 700-706.

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

23. 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.

24. FujimotoY., Matsuda T. // KUGD91-2. 1991.

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

26. Myasnikov A. V. On the Problem of the Solar Wind Interaction With Magnetized Interstellar Plasma // Preprint IPM RAS. 1997. № 585.

27. Pogorelov N. V., Semenov A. Yu. Solar wind interaction with the magnetized interstellar medium. Shock-capturing modeling. // Astron. Astrophys. 1997. V. 321. P. 330-337.

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

29. Алексашов Д. В., Баранов В. В., Барский Е. В., Мясников А. В. Осесимметричная магнитогидродинамическая модель взаимодействиясолнечного ветра с локальной межзвездной средой // Письма в Астрой. ж. 2000. Т. 26. № 11. С. 862 869.

30. S. Fromang, P. Hennebelle, R. Teyssier. A high order Godunov scheme with constrained transport and adaptive mesh refinement for astrophysical magnetohydrodynamics // Astron. Astrophys. 2006. V. 457. P. 371-384.

31. Годунов С. К. Симметричная форма уравнений магнитной гидродинамики // Численные методы механики сплошной среды. 1972. Т. 1. С. 26-34.

32. Баранов В. Б., Краснобаев К. В. О модели взаимодействия между солнечным ветром и межзвездной средой. // Космич. исслед. 1971. Т. 9. С. 620 622.

33. Gruntman М. 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.

34. Gruntman M. A. // Rev. Sci. Instrum. 1997. V. 68. P. 3617.

35. 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.

36. 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.

37. Pogorelov N. V., 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. № 2. P. L161 L164.

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

39. Годунов С. K.; Забродин А. В., Иванов М. Я., Крайко А. Н., Прокопов Г. П. Численное решение многомерных задач газовой динамики. (Под ред. Годунова С. К.) // Москва, Наука. 1976.

40. Hirch С. Numerical Computation of internal and external flows (John Willey and Sons) // 1990.

41. P. L. Roe. Approximate Riemann solvers, parameter vectors and difference schemes //J. Comput. Phys. 1981. V. 43.

42. Kenneth G. Powell, Philip L. Roe, Timur J. Linde, Tamas I. Gombosi, and Darren L. De Zeeuw. A Solution-Adaptive Upwind Scheme for Ideal Magnetohydrodynamics // Journal of Computational Physics. 1999. V. 154. P. 284-309.

43. 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.

44. Wood В. E., Izmodenov V. V., Linsky J. L., Alexashov D. Dependence of Heliospheric Ly a Absorption on the Interstellar Magnetic Field // Astrophys. J. 2007. V. 659. № 2. P. 1784-1791.