ЛОКАЛЬНАЯ МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА

ЛОКАЛЬНАЯ МЕЖЗВЕЗДНАЯ СРЕДА межзвездная среда нашей галактики, непосредственно примыкающая к Солнцу. Галактики представляют собой гигантские системы из звезд (до ~1013 звезд), между которыми находится межзвездная среда. Не является исключением и наша Галактика, в которой находится Солнце. Межзвездная среда нашей Галактики оказывает сильное влияние на солнечную систему. Параметры газа среды многом определяют структуру гелиосферы или области, заполненной солнечным ветром. В частности, важными параметрами являются скорость газа локальной межзвездной среды (ЛМС) относительно Солнца, его температура, химический состав, концентрация сортов частиц, составляющих этот газ, степень ионизации, величина и направление магнитного поля и т.п.

Первые измерения движения локальной межзвездной среды относительно солнца.

До начала эры космических исследований все сведения о межзвездном газе получали при наземных наблюдениях в видимой части спектра и в радиодиапазоне, для которых земная атмосфера прозрачна. Такими наблюдениями удавалось определять параметры межзвездного газа, осредненные по очень большим расстояниям (порядка и больше среднего расстояния между звездами 3,08·1018 см = 1 парсек). Это создавало трудности в интерпретации наблюдений применительно к межзвездной среде, примыкающей к Солнечной системе. Тем не менее, не было сомнений в том, что окружающее Солнечную систему межзвездное пространство не является вакуумом, а заполнено межзвездным газом, присутствие которого обнаруживается, например, по поглощению излучения от других звезд. Открытие поглощения в линиях кальция явилось прямым доказательством наличия вещества в межзвездном космическом пространстве, при этом до начала 1970-ых считалось, что межзвездный газ в среднем находится в покое. Это предположение привело к тому, что одна из первых моделей взаимодействия солнечного ветра с поступательным потоком ЛМС исходила из наблюдаемого движения звезд относительно друг друга. В частности, предполагалось, что межзвездный газ движется относительно Солнечной системы вследствие движения Солнца к апексу со скоростью 20 км/сек. Такая скорость при оцениваемой в то время температуре межзвездного газа порядка 104 К является сверхзвуковой, поэтому была предложена модель взаимодействия солнечного ветра со сверхзвуковым потоком межзвездной среды. Направление на апекс составляет угол ~ 53° к плоскости эклиптики.

Первым экспериментальным доказательством движения ЛМС относительно Солнечной системы были измерения рассеянного солнечного излучения на длине волны 1216 ангстрем (1 ангстрем = 10–8 см). Поскольку излучение на этой длине волны поглощается земной атмосферой и не доходит до ее поверхности (атмосфера Земли непрозрачна для такого излучения), то измерения были выполнены на спутнике OGO-5. Принципиальная схема таких измерений показана на рис. 1. Прибором, устанавливаемым на космическом аппарате (КА на рис. 1), измеряется интенсивность не прямого солнечного излучения на данной длине волны (hn – квант такого излучения на рис. 1), а отраженного (рассеянного) движущимися атомами водорода. По интенсивности излучения, попадающего в установленный на космическом аппарате прибор, можно определить концентрацию этих атомов, а по анализу доплеровского смещения оценить величину и направление их средней скорости. Интерпретация данных, полученных на аппарате OGO-5, привела к выводу, что межзвездные атомы Н движутся относительно Солнца со скоростью V = 20 км/сек, а их концентрация соответствует величине nН = 0,05 см–3. Хотя результаты этих измерений и подтвердили представления принятой модели о сверхзвуковом движении ЛМС относительно Солнца, но вектор измеренной средней скорости оказался лежащим почти в плоскости эклиптики (а не под углом в 53° к ней) и был измерен поток нейтральных атомов водорода, в то время как для описания модели в гидродинамическом приближении считалось, что ЛМС является полностью ионизованным водородом (водородной плазмой). Это показывало, что есть собственное движение межзвездной среды, не обусловленное движением Солнца к апексу, и наводило на мысль, что ЛМС является частично ионизованной плазмой.

Позже на борту советских спутников «Прогноз» стали устанавливать усовершенствованные приборы для измерения рассеянного солнечного излучения. Эти приборы позволяли не только более точно измерять концентрацию и среднюю скорость атомов Н, но и их температуру. Температура атомов Н, движущихся в Солнечную систему, оказалась равной ТН = 104К.