Міжпланетне середовище

Визначення і загальна характеристика

МІЖ­ПЛАНЕ́ТНЕ СЕРЕДО́ВИЩЕ — про­стір у Сонячній системі між планетами, заповнений роз­рідженою газовою матерією, дрібними твердими частинками, різного походже­н­ня полями та ви­промінюва­н­ням. Лише кілька атомів речовини міститься в 1 см³ такого простору. Тому М. с. — це найдосконаліший вакуум. М. с. є місцем формува­н­ня не менше 2-х ди­скоподіб. областей косміч. пилу. Зодіакал. пилова хмара міститься у внутр. частині Сонячної системи і є причиною виникне­н­ня зодіакального світла. Імовірно, вона виникла в результаті зі­ткнень в межах гол. поясу астероїдів. Друга область тягнеться при­близно від 10 до 40 астроном. одиниць і, ймовірно, виникла в результаті подіб. зі­ткнень між обʼєктами поясу Койпера. На від­стані 30–100 астроном. одиниць від Сонця (ця величина залежить від циклу соняч. активності) М. с. по­ступово пере­ходить у між­зоряне середо­вище. У поня­т­тя «М. с.» не включають зовн. атмо­сфери планет (водневі протяжні корони), атмо­сфери комет, най­ближчі до Сонця частини сонячної корони, космічні промені, зокрема й сонячного походже­н­ня.

М. с. роз­діляють на газоподібну (нейтрал., іонізов.) і тверду (пилову) компоненти. Між­планет. газ досконало ви­вчено між Сонцем і орбітою Землі. За орбітою Землі його фіз. властивості об­умовлені процесами, що від­буваються в атмо­сферах планет-гігантів. Пилова компонента М. с. є продуктом еволюції астероїдів, комет, супутників планет, метеор. тіл, малих планет і протосоняч. речовини. Вона виявляє себе зодіакал. світлом; утворює метеорні потоки — рої мікрометеор. тіл, що рухаються навколо Сонця еліптич. орбітами. М. с. має складну структуру, повʼязану з дією силових полів. Так, магнітне та гравітац. поля планет надають М. с. в радіусі кількох десятків тисяч км склад. властивостей. Тут містяться радіац. пояси, роз­ріджена воднева оболонка (корона), пояс мікрометеоритів тощо. У навколосоняч. про­стір під час хромо­сфер. спалахів викидаються потоки іонізов. газу (плазми), рентґенів., ультрафіолет. і гамма-ви­промінюва­н­ня, соняч. компоненти косміч. променів, радіохвиль різних довжин. Наявність у М. с. квантів електромагніт. ви­промінюва­н­ня зумовлена пере­важно ви­промінюва­н­ням Сонця; тому густина електромагніт. ви­промінюва­н­ня М. с. зменшується пропорційно квадратові від­далі від Сонця. Спо­стерігається збільше­н­ня густини ви­промінюва­н­ня в околі планет і їхніх супутників, що зумовлюється ще й від­битим ними світлом. Поляризація ви­промінюва­н­ня зодіакал. світла свідчить про наявність у М. с. вільних електронів. М. с. заповнене також соняч. і галактич. косміч. променями з енергіями від­повід­но ~10⁸÷10¹⁰ та 10⁸÷10¹⁹ еВ. У деяких інтервалах енергій інтенсивність косміч. променів не­стабільна. Сонячні космічні промені народжуються при соняч. спалахах.

Окрім того, від Сонця йде по­стій. потік косміч. променів з енергією ~10⁶ еВ. Газова компонента М. с. складається з речовини соняч. корони, що роз­ширюється, несе «вморожене», тобто захоплене речовиною, магнітне поле. Роз­виток матем. теорії соняч. корони зумовив введе­н­ня 1958 широко нині використовуваного терміна — «сонячний вітер», що по­значає по­стійний, хоча і дуже змін. потік соняч. коронал. плазми, що при­скорюється побл. Сонця, і стаціонар. потік газу у всій Соняч. системі. На­прикінці 1950-х рр. з виведе­н­ням у космос перших косміч. апаратів роз­почато системат. екс­перимент. дослідж. М. с. за допомогою апаратури, що встановлюється на штуч. супутниках Землі та косміч. зондах (між­планет. станціях). Дослідж. проводять в основному за допомогою плазм. зондів, магніт. і електро­стат. аналізаторів і магнітометрів високої чутливості. Це до­зволило ви­вчати енергет., масовий і заряд. спектри часток соняч. вітру, мікро- і макро­структуру та топо­графію між­планет. магніт. поля, а також прослідкувати зміни цих фіз. величин з часом і залежно від активності Сонця. Роз­поділ швидкостей і щільності соняч. вітру також активно досліджують методами радіолокації соняч. корони за допомогою великих назем. радіолокаторів.

За­звичай у спокійний час побл. Землі потік протонів соняч. вітру рівний 3∙10⁷–3∙10⁸ часток/см²∙сек. в межах ±5° від напряму на Сонце при серед. швидк. потоку 350–450 км/сек. і енергії 1 КеВ. У періоди під­вищеної соняч. активності потік часток зро­стає на 2–3 порядки, а швидк. — до 1000 км/сек. і вище. Соняч. вітер пере­носить «вморожене» магнітне поле, напруженість якого складає 3–5 гамм (1 гамма = 10-5 ерстед). При прольотах косміч. апаратів було встановлено сектор. характер роз­ташува­н­ня структури магніт. поля в Соняч. системі. Це повʼязали зі зміною полярності поля у великих мас­­штабах, причому число секторів змінюється від 3 до 6. Окрім іоні­зов. компоненти, М. с. вклю­чає ще й атоми нейтрал. водню, що спо­стерігаються з косміч. апарату за резонанс. роз­сія­н­ням соняч. ви­промінюва­н­ня в лінії Lα з довж. хвилі 121,6 нм. При цих же спо­стереже­н­нях виявлено рух всієї Соняч. системи з швидк. бл. 20 км/сек. за від­ноше­н­ням до між­зоряного нейтрал. водню. Взаємодія з ним соняч. вітру призводить до утворе­н­ня своєрід. удар. хвилі на від­стані орбіти Юпітера в напрямі, роз­ташованому за 40° від апекса руху Сонця від­носно центроїда най­ближчих зірок. На фронті цієї хвилі направлена швидкість протонів соняч. вітру пере­творюється в хаотичну тепл. швидкість, що від­повід­ає т-рі 3–30 млн К. Нейтрал. атоми водню, у свою чергу, утворюють дві компоненти: гарячу та холодну.

Гаряча компонента виникає на фронті удар. хвилі в результаті пере­зарядки протонів соняч. вітру та нейтрал. атомів між­зоряного середовища. При швидк. 100–200 км/сек. такі атоми пронизують всю Сонячну систему за час ≈0,1 року, не встигаючи іонізуватися соняч. ультрафіолет. ви­промінюва­н­ням і залишаючись нейтральними. Щільність цієї компоненти слабо залежить від від­стані до Сонця. Холодна компонента утворюється під впливом сил тяжі­н­ня Сонця на атоми між­зоряного середовища. Щільність цих атомів різко падає при на­ближен­ні до Сонця. На від­стані Землі щільність нейтрал. атомів складає 10^-2–10^-3 атомів у см³. Пилова компонента М. с. досліджується як астроном. способами (оптичні спо­стереже­н­ня т. зв. F-компоненти Соняч. корони, оптичні та радіолокац. спо­стереже­н­ня метеорів тощо), так і за допомогою різних датчиків, встановлених на штуч. супутниках Землі та косміч. зондах. Ця компонента є результатом дробле­н­ня астероїдів і комет. ядер; можливо, вона збереглася з часу утворе­н­ня Соняч. системи з газопилової хмари. Зав­да­н­ня щодо дослідж. пилової компоненти М. с. зводяться до отрима­н­ня їх роз­поділів за роз­міром і масою та роз­поділу швидкостей пилових часток залежно від від­стані до Сонця і до площини екліптики.

Літ.: Ксанфомалити Л. В. Парад планет. Москва, 1997; W. H. Huntress, V. I. Moroz, I. L. Shevalev. Lunar and planetary robotic and exploration missions in the 20th century // Space Sci. Rev. 2002. Vol. 107, № 3; Від­ьмаченко А. П., Мороженко О. В. Дослідже­н­ня поверх­ні супутників і кілець планет-гігантів. К., 2012; Вони ж. Фізичні характеристики поверхонь планети земного типу, карликових і малих планет та їх супутників за даними ди­станційних досліджень. К., 2014.

А. П. Від­ьмаченко

Завантажити статтю