Солнечный ветер представляет собой поток плазмы, вытекающий из верхних слоев солнечной короны с высокими скоростями — от 300 до 800 км/с. Его состав включает электроны, протоны и ионы гелия, а также следы более тяжелых элементов. Солнечный ветер характеризуется следующими ключевыми параметрами:
Эти параметры создают основу для формирования турбулентных структур, наблюдаемых в солнечном ветре.
Турбулентность в солнечном ветре развивается на фоне взаимодействия магнитного поля и плазмы. Основные механизмы:
Анизотропные магнитогидродинамические возмущения: Волны Альфвена, распространяющиеся вдоль магнитного поля, создают флуктуации скорости и магнитного поля. Их взаимодействие приводит к каскадному переносу энергии от больших масштабов к малым.
Неустойчивости плазмы:
Коаксиальная структура потоков: Вблизи Солнца солнечный ветер формируется неравномерно, что приводит к появлению структурных градиентов и скачков плотности, способствующих возникновению турбулентных возмущений.
Турбулентность солнечного ветра демонстрирует сложную многошкальную структуру:
Каскад энергии: Энергия в солнечном ветре переносится от масштабов порядка 10⁶–10⁷ км (размер крупных струй) к малым — до километровых. Спектр энергии часто описывается степенной зависимостью E(k) ∼ k−5/3 на промежуточных масштабах, что соответствует модели Колмогорова, но с анизотропией, обусловленной магнитным полем.
Анизотропия турбулентности: Вблизи линии магнитного поля флуктуации вдоль поля слабее, чем поперёк. Это ведёт к различной динамике каскада энергии в продольном и поперечном направлениях.
Негауссовость распределений: Плотностные и скоростные флуктуации имеют длинные хвосты распределений, что отражает наличие интенсивных локальных возмущений — т.н. intermittent structures, включая токовые листы и шоки.
Для описания турбулентности солнечного ветра используется система уравнений магнитной гидродинамики (МГД):
$$ \frac{\partial \mathbf{v}}{\partial t} + (\mathbf{v} \cdot \nabla)\mathbf{v} = -\frac{\nabla p}{\rho} + \frac{(\nabla \times \mathbf{B}) \times \mathbf{B}}{\mu_0 \rho} + \nu \nabla^2 \mathbf{v} $$
$$ \frac{\partial \mathbf{B}}{\partial t} = \nabla \times (\mathbf{v} \times \mathbf{B}) + \eta \nabla^2 \mathbf{B} $$
где v — скорость плазмы, B — магнитное поле, ρ — плотность, p — давление, ν — кинематическая вязкость, η — магнитная диффузия.
Ключевой особенностью солнечного ветра является высокое магнитное число Рейнольдса, что обеспечивает развитую турбулентность и поддерживает каскад энергии по Магнитогидродинамическому типу.
Турбулентность солнечного ветра тесно связана с различными типами волн:
Энергетический каскад в солнечном ветре проявляется через несколько ключевых процессов:
Каскад на большие масштабы (inverse cascade): В некоторых случаях энергия переносится от малых вихревых структур к крупным потокам, формируя струйную структуру.
Каскад на малые масштабы (direct cascade): На малых масштабах происходит диссипация энергии через резистивные и вязкие эффекты, что приводит к нагреву плазмы и ускорению частиц.
Турбулентная диффузия: Турбулентность усиливает перемешивание плазмы, способствует переносу массы, импульса и магнитного потока, формируя структуру межпланетного магнитного поля.
Турбулентность солнечного ветра оказывает критическое влияние на взаимодействие с магнитосферой Земли и другими планетами:
Современные методы исследования турбулентности солнечного ветра включают:
Эти методы дают возможность изучать турбулентность как на уровне статистических характеристик, так и через локальные структуры, выявляя механизмы переноса энергии и массы в межпланетной среде.