Аннотация результатов, полученных в 2022 году
В 2022 г. в рамках проекта были получены следующие результаты: 1. Космические аппараты Вояджер 1 и 2 пересекли гелиопаузу на 122 а.е. (астрономических единиц) и 119 а.е в 2012 и 2018 годах соответственно. Это оказалось неожиданным, поскольку толщина внутренней части гелиосферного ударного слоя, полученная в рамках моделей глобальной гелиосферы была значительно (на 20 — 40 а.е.) больше. В работе Измоденова и др. (2014, doi: 10.1088/2041-8205/795/1/L7) было предложено, что учет электронной теплопроводности может привезти к значительному уменьшению толщины внутреннего ударного слоя. В рамках настоящего проекта РНФ были получены первые результаты в рамках новой трехмерной кинетико-МГД модели глобальной гелиосферы с учетом эффекта электронной теплопроводности. В бесстолкновительной плазме теплопроводность анизотропна и действует наиболее эффективно вдоль силовых линий магнитного поля. Проведенные численные расчеты показали, что, как и ожидалось, учет теплопроводности приводит к уменьшению толщины ударного слоя. Это позволяет разрешить проблему толщины ударного слоя и привести в согласие результаты численного моделирования и данные Вояджеров. 2. Проведено исследование влияния периодических изменений расхода массы звезды на устойчивость астропауз/гелиопаузы. Астропауза – тангенциальный разрыв, на котором при возникновении скачка касательных к разрыву скоростей с двух сторон появляется неустойчивость Кельвина-Гельмгольца. В стационарном газодинамическом случае, задача о взаимодействии звёздного ветра с межзвёздной средой зависит от двух безразмерных параметров: χ — отношение терминальной скорости источника к скорости набегающего потока и M∞ — число Маха набегающего потока. При этом параметр χ отвечает за инкремент нарастания неустойчивости астропаузы. Чем больше χ отличается от 1, тем больше неустойчивость. Для гелиосферы параметр χ = 17, поэтому скачок тангенциальных скоростей на гелиопаузе существенен, и в случае стационарных граничных условий неустойчивость вполне ожидаема. Неустойчивость носит конвективный характер и сносится потоком за пределы расчётной области, что согласуется с линейным анализом. В рамках проекта показано, что при определённых значениях периода колебаний расхода массы звезды, неустойчивость астропаузы стабилизируется. Периодические изменения параметров звёздных ветров вполне ожидаемы. Для Солнца известен 11-летний солнечный цикл. В рамках проекта определены периоды колебаний, обладающие наилучшими стабилизирующими свойствами. Для параметров, характерных для гелиосферы наилучшая стабилизация достигается для колебаний с периодами в диапазоне от 1 до 4 лет. Кроме того, в работе исследована зависимость периода стабилизации тангенциального разрыва от амплитуды колебаний. Показано, что для больших амплитуд наилучшим образом стабилизируют астропаузу высокочастотные волны, а для маленьких амплитуд - низкочастотные (отмечено, что эффект существенно нелинейный). 3. Проведено исследование влияния адиабатического нагрева/охлаждения, вызванного сжатием/расширением потока солнечной плазмы, на распределение захваченных протонов во внутреннем ударном слое, а также на потоки энергичных нейтральных атомов (ЭНА). С использованием модели Baliukin et al. (2020, 2022) были рассчитаны профили функции распределения захваченных протонов по скоростям для различных положений во внутреннем ударном слое. Было показано, что адиабатический нагрев проявляется в уширении функции распределения захваченных протонов, и что влияние исследуемого процесса наиболее сильно заметно в хвостовой области гелиосферы, в то время как в головной области эффект менее выражен. Поскольку популяция захваченных протонов является родительской по отношению к компоненте энергичных нейтральных атомов, исследуемый процесс также оказывает существенное влияние на величины потоков ЭНА из внутреннего ударного слоя, которое также было детально исследовано. Показано, что процесс адиабатического нагрева/охлаждения приводит к увеличению потоков ЭНА. Адиабатический нагрев частично объясняет существующую количественную разницу между данными наблюдений прибора IBEX-Hi и результатами численных расчетов. Таким образом, корректный анализ данных наблюдений потоков ЭНА возможен только при помощи модели, которая учитывает процесс адиабатического нагрева/охлаждения. 4. Сравнение данных, полученных на космическом аппарате Ulysses, с данными астрономических наблюдений показывает, что частицы межзвездной пыли малых размеров (~10-100 нм) могут проникать в гелиосферу только частично. Причина кроется во влиянии гелиосферного магнитного поля, которое «выталкивает» эти частицы обратно в межзвездную среду. Величина возникающей электромагнитной силы зависит от заряда частиц. В данной работе мы провели детальное исследование процесса формирования заряда межзвездных пылевых частиц. Для вычисления заряда пылинок использовались различные подходы: 1) предположение равновесного (квазистационарного) заряда, 2) динамическое вычисление заряда вдоль траекторий пылинок, 3) вероятностный подход с вычислением функции распределения заряда. Результаты моделирования показывают, что равновесный заряд является достаточно точным приближением в гелиосфере. Величина равновесного заряда зависит от локальных свойств окружающей плазмы, которые в глобальной гелиосфере существенно неоднородны. Показано, что равновесный потенциал (величина, пропорциональная заряду, отнесенному к размеру частиц) принимает наибольшие значения (до ~30 В) во внутреннем ударном слое, где температура плазмы возрастает. В межзвездной среде значение потенциала составляет приблизительно 1-2 В, и является результатом фотоэмиссии, индуцированной межзвездными фотонами. При исследовании зависимости заряда пылинок от их размера было установлено, что величина равновесного потенциала убывает с увеличением размера частиц из-за «эффекта маленьких частиц». С использованием предположения равновесного потенциала было проведено моделирование концентрации межзвездной пыли в гелиосфере. Было показано, что частицы крупных размеров (~1000 нм) пересекают гелиосферный ударный слой практически беспрепятственно, в то время как мелкие частицы (~10 нм) обтекают гелиосферу подобно частицам плазмы межзвездной среды и не проникают в гелиосферу. Пылинки средних размеров (~100 нм) частично проникают в гелиосферу и достигают малых гелиоцентрических расстояний только из определенных областей на гелиопаузе. 5. Предложена простая газодинамическая модель (на основе данных OMNI на 1 а.е.) качественно воспроизводящая температуру солнечных протонов до 80 а.е. Показано, что основным механизмом нагрева солнечного ветра является нагрев в ударных волных и коротирующих ударных слоях. Нагрев протонов на ударных волнах является основным и достаточным для объяснения неадиабатического профиля температуры вплоть до 50 а.е. В дальнем ветре (более 50 а.е.) необходимо учитывать также источник нагрева протонов в результате резонансной перезарядки на нейтральных атомах водорода. 6. Проведено дополнительное исследование возвратной зоны течения в задаче о взаимодействии звезды с собственным магнитным полем с ненамагниченным набегающим потоком. Ранее было показано, что в случае медленного набегающего потока астропауза имеет трубчатую форму с образованием возвратного течения сразу за трубой в хвостовой области. В проведённом исследовании обнаружено, что для медленных набегающих потоков скорость течения в возвратной зоне сравнима со скоростью набегающего потока (но противоположена ему по направлению). При увеличении скорости набегающего потока до критического значения скорость в возвратном течении падает, фактически область возвратного течения превращается в зону застоя. При достижении критического значения скорости набегающего потока происходит бифуркация течения и образуется классическая параболическая форма астропаузы, при этом зона застоя пропадает.

Аннотация результатов, полученных в 2023 году
План работ за отчетный период выполнен полностью. Более того, в рамках работы по проекту в отчетный период было решено три дополнительных задачи по тематике проекта. В частности, в отчетный период были получены следующие результаты: 1. Проведено исследование зависимости глобальной структуры астросферы (области взаимодействия звездного ветра с межзвездной средой) от свойств звездного ветра и межзвездной среды, включая степень её ионизации. Для этого проведено численное моделирование взаимодействия звёздного ветра с набегающим потоком частично ионизованной межзвездной среды с учётом резонансной перезарядки нейтральной и заряженной компонент для широкого диапазона числа Кнудсена (10^-4 – 10^2). Такое параметрическое исследование было проведено впервые. Число Кнудсена – это отношение длины свободного пробега атомов водорода к характерному размеру астросферы. Плазма описывалась в рамках газодинамического подхода, в то время как для описания нейтральной компоненты использовалось кинетическое уравнение с интегралом столкновений в форме Больцмана. Также получено два предельных решения в рамках чисто газодинамического подхода (Kn → ∞) и приближения эффективного газа (Kn → 0). Показано, что чем меньше число Кнудсена, тем крупнее астросфера и эффект перезарядки наиболее выражен. Определено, что в диапазоне значений числа Кнудсена (от 10^-6 до 10^2) кинетические эффекты существенны и динамику водорода необходимо описывать с помощью кинетического уравнения. При числах Кнудсена > 10^2 (размер астросферы ≲ 5 а.е.) влияние перезарядки несущественно и можно использовать газодинамический предел. Оценки показывают, что при числах Кнудсена < 10^-6 (размер астросферы ≳ 12⋅10^5 а.е.) можно использовать предел эффективного газа. 2. Было исследовано влияние процесса диффузии в пространстве скоростей, которая характеризуется уровнем флуктуаций (турбулентности) магнитного поля, на распределение захваченных протонов в гелиосфере. Была разработана численная модель, позволяющая решать кинетическое уравнение типа Фоккера-Планка для изотропной функции распределения захваченных протонов. Показано, что диффузия ответственна за образование высокоскоростных “хвостов” функции распределения, и что она приводит к повышению величины функции распределения в области внутреннего ударного слоя в диапазоне скоростей 100 – 300 км/с. В связи с этим было сделано заключение, что исследуемый процесс может частично объяснить существующую разницу между наблюдаемыми на КА IBEX и модельными потоками энергичных нейтральных атомов (ЭНА) в диапазоне энергий 0.1 – 0.5 кэВ, которая была обнаружена в работе Galli et al. (2023, ApJL, 954, L24). Сравнение модельных распределений концентрации и температуры захваченных протонов с данными прибора SWAP на КА New Horizons показало, что модель хорошо воспроизводит температуру, но предсказывает меньшую концентрацию захваченных протонов. Было показано, что модель с увеличенной в 1.5 раза концентрацией атомов водорода лучше соответствует данным наблюдений, и что увеличение коэффициента диффузии ведет к увеличению температуры на больших гелиоцентрических расстояниях. 3. Было исследовано то, как области накопления межзвездной пыли в окрестности Солнца меняются в течение солнечного цикла. Для этой цели была построена модель распределения межзвездной пыли в гелиосфере, в которой учитываются эффекты внешней гелиосферы и нестационарность гелиосферного токового слоя. Данная модель не имеет аналогов. С помощью этой модели был проведен анализ данных по межзвездной пыли, полученных на космическом аппарате Улисс. Были проведены вычисления для частиц пыли разных размеров и показано, что данные Улисса наилучшим образом воспроизводятся с помощью пылинок средних размеров (250, 300 нм). Качественное и количественное сходство с данными наблюдается, прежде всего, во второй части миссии (с 1998). С помощью осреднения результатов по распределению пыли по размерам была определена величина концентрации пыли в локальной межзвездной среде n_ISM = 1.6 км^-3, которая наилучшим образом соответствует экспериментальным данным. Помимо этого, было показано, что эффекты внешней гелиосферы чрезвычайно важны для частиц пыли средних и малых размеров. 4. Проведена оценка возможности исследования распределения ЭНА по спектрам рассеянного в линии Лайман-α (121.567 нм) излучения. Расчеты спектров излучения с учетом компоненты ЭНА для различных положений наблюдателя и лучей зрения показали, что (а) максимальная интенсивность излучения, рассеянного на ЭНА, наблюдается в направлениях, проходящих в непосредственной близости от Солнца, и (б) относительный вклад интенсивности излучения от ЭНА по отношению к сумме интенсивностей первичного и вторичного водорода не превышает 5 %. Сделано заключение, что ввиду относительной малости исследуемого излучения, имеющиеся на текущий момент данные измерений HST/STIS и MAVEN/IUVS не позволяют охарактеризовать сигнал от ЭНА в спектрах рассеянного Лайман-α излучения. 5. Было проведено численное моделирование потоков атомов водорода на орбите Земли и их сравнение с измерениями прибора IBEX-Lo (0.05 – 2 кэВ) на борту КА IBEX в течение одного полного солнечного цикла (2009 – 2019). При моделировании были использованы распределения плазмы и атомов водорода, вычисленные с использованием двух глобальных моделей гелиосферы, разработанных (1) группой исполнителей проекта (Izmodenov & Alexashov 2020) и (2) в Бостонском университете (Opher et al. 2015, Michael et al. 2021). При использовании обеих моделей был получен один и тот же результат: в диапазоне энергий 0.1 – 0.5 кэВ модельные потоки ЭНА существенно меньше (на 1 – 2 порядка величины), чем в данных измерений, причем разница присутствует во всех направлениях гелиосферы. Были сформулированы гипотезы о причинах такой большой разницы между данными наблюдений и модельными потоками, которые будут проверены в будущих работах. 6. Впервые было проведено моделирование полных карт неба в потоках ЭНА для энергий прибора INCA (5.2 – 55 кэВ) на КА Cassini, а также выполнен анализ данных наблюдений. В расчетах использовались распределения параметров плазмы и атомов водорода, вычисленные в рамках двух глобальных моделей гелиосферы, предсказывающих разные топологии гелиопаузы. Обнаружено, что потоки ЭНА из направления хвоста гелиосферы практически идентичны в рамках двух моделей в диапазоне энергий приборов IBEX-Hi (0.5 – 6 кэВ) и INCA. Было сделано заключение, что наблюдения ЭНА в доступном в настоящее время диапазоне энергий не позволяют исследовать форму хвостовой области гелиосферы. В качестве прогноза для будущей миссии IMAP-Ultra (3 – 300 кэВ) на КА IMAP (запуск в 2025 г.) были проведены расчеты полных карт неба в потоках ЭНА для энергии 80 кэВ и было сделано заключение, что измерения прибора IMAP-Ultra будут должны позволить идентифицировать форму “хвоста” гелиосферы. 7. При некоторых предположениях в гелиосфере формируются особенности в распределении концентрации пыли. Для исследования особенностей построены модели распределения межзвездной пыли, основанные на эйлеровом и лагранжевом подходе. В рамках эйлерова подхода было показано, что в окрестности гелиосферного токового слоя образуются области повышенной концентрации, которые содержат тонкие слои, где концентрация пыли резко возрастает. Эти слои соответствуют каустикам — огибающим траекторий пылевых частиц. Однако для нахождения этих слоев требуются сетки высокого разрешения, а также большое количество моделируемых частиц. В рамках лагранжева подхода было проведено моделирование нескольких траекторий и распределений концентрации вдоль этих траекторий. Было установлено, что при приближении траектории к каустикам, якобиан становится приблизительно равным нулю, что сигнализирует о наличии особенности в данной области. При использовании лагранжева подхода достаточно провести моделирование всего лишь одной траектории, в то время как в рамках эйлерова подхода требуется приблизительно по 100 траекторий в каждую ячейку.