ИСТИНА

Впервые самосогласованная модель взаимодействия кометной атмосферы с солнечным ветром, разработанная теоретически Biermann и др. [1], была рассчитана численно в работе [2] Баранова и Лебедева в 1986 году. Атмосфера кометы формируется из нейтрального газа, истекающего с поверхности кометного ядра, вследствие его нагрева солнечным излучением. В процессе движения нейтральные молекулы ионизуются солнечным излучением и образуют заряженную компоненту кометной атмосферы, которая взаимодействует с солнечным ветром с образованием ударной волны (IS) внутри атмосферы и ударной волны (BS) в солнечном ветре. Образуется внутренняя область течения заряженной компоненты, отделенная от течения солнечного ветра поверхностью, называемой кометопаузой (CP, по аналогии с гелиопаузой HP). Нейтральные молекулы проникают в солнечный ветер и за счет ионизации нагружают его, вызывая значительный (до10 и более раз) отход BS от ядра кометы. Данный эффект был предсказан в работе [2], результаты которой показали хорошее совпадение по пересечению BS, образованной кометой Галлея, космическим аппаратом (КА) Джотто в марте 1986 года. Зачем нужна магнитогидродинамическая (МГД) модель? МГД модель сложнее в реализации, поскольку является трехмерной и требует разработки специальных схем (HLLD и др.), в том числе для выделения поверхностей IS, CP и BS. Измерения магнитного поля КА Джотто при его пролете вблизи кометы Галлея показали значительное накопление (до 10 раз) солнечного магнитного поля в окрестности CP. Давление поля приближает IS и CP в направлении ядра кометы, что может дать лучшее совпадение с МГД расчетами, в отличие от расчетов Баранова и Лебедева, в которых положение IS и CP получалось гораздо дальше измеренного КА Джотто. Однако наибольший интерес представляет факт отсутствия магнитного поля внутри кометной атмосферы (солнечное поле не может проникнуть внутрь через CP, являющейся в теории тангенциальным МГД разрывом). Измерения на всех КА, которые пересекали CP различных комет (Галлея, Чурюмова-Герасименко), показали близкую к нулю величину магнитного поля («magnetic cavity» (MC)) в области течения заряженной компоненты кометной атмосферы. Применение МГД моделей позволяет таким образом получить более полное представление о структуре и форме кометной атмосферы. Основной результат МГД моделей заключается в слабой (~10%) зависимости положения и формы BS, с одной стороны, и в крайне сильной (до 400%) зависимости положений IS и CP, с другой, от магнитного поля. Исключение для BS составляют немногие модели, в которых в невозмущенном солнечном ветре магнитное поле почти перпендикулярно его скорости, например, для кометы Григга-Скьеллерупа (Джотто, июль 1992) влияние на BS ~30%. Разработанные МГД модели показали хорошее совпадение величины магнитного поля (с учетом его накопления перед CP) с измеренным на КА Джотто (кометы Галлея и Григга-Скьеллерупа) и КА Розетта (комета Чурюмова-Герасименко). Особый интерес представляют результаты МГД моделирования в условиях способствующих развитию неустойчивости CP. Измерения магнитного поля КА Розетта в 2014-2016 годах при его маневрировании вокруг ядра кометы Чурюмова-Герасименко зафиксировали несколько периодов множественных событий MC (исчезновений магнитного поля), которые могут свидетельствовать о сильном искажении формы CP вследствие ее неустойчивости. Численные МГД модели в работе [3] показывали устойчивые положения CP, но слишком близко к ядру и, соответственно, вне досягаемости траектории Розетты. Добавленные в работе [4] эффекты перезарядки в окрестности CP значительно (до 300%) увеличили расстояние от ядра до CP и в области перигелия траектории кометы положение CP оказалось на уровне траектории Розетты. С другой стороны, в [4] было показано, что перезарядка вызывает неустойчивость CP типа Рэлея-Тейлора, что приводит к искажениям ее формы и таким образом объясняет множественные события МС вблизи перигелия. [1] Biermann L., Brosowski B. and Schmidt H., 1967, Solar Physics, v. 1. p. 254 [2] Баранов В.Б. и Лебедев М.Г., 1986, Письма в Астрон. ж., № 12, стр.551 [3] Baranov V. B., Alexashov D. B., Lebedev M. G., 2019, MNRAS, 482, 5642-5650, doi:10.1093/mnras/sty3080 [4] Alexashov D. B., Baranov V. B., Ruderman M. S., 2022, MNRAS, 513, 223-231, doi:10.1093/mnras/stac848