Вопросы динамики солнечной атмосферы и классических сред

Диссертация посвящена теоретическому исследованию динамических процессов, происходящих в солнечной атмосфере и других космических средах (гелиосфера, межзвездная среда). В ней также разработаны и обоснованы экспериментальные методы обнаружения токовых слоев в солнечной атмосфере и исследования динамических процессов на Солнце и во внутренней гелиосфере.

Большая часть вещества во Вселенной находится в состоянии плазмы, которая пронизана магнитным полем и взаимодействует с ним по законам магнитной гидродинамики. В диссертации рассмотрен широкий круг явлений, происходящих в подфотосферных слоях Солнца, во внешней его атмосфере, на гелиопаузе и в межзвездной среде, для описания которых использовано магнитогидродинамическое приближение. Многочисленные наблюдения свидетельствуют о том, что магнитные поля являются одной из основных причин динамических явлений на Солнце и в космосе [1]. Генерированные в недрах Солнца они выносятся на его поверхность благодаря эффекту магнитной плавучести. При этом происходит фрагментация магнитного поля на силовые трубки, которые во многом определяют структуру и динамику внешней атмосферы Солнца. Наиболее мощным проявлением такой динамики являются выбросы коронального вещества (транзиенты), описанию и объяснению которых посвящено значительное число теоретических и наблюдательных работ в области физики Солнца [2]. Механизм возникновения таких выбросов до конца не выяснен, и главным остается вопрос об эруптивной неустойчивости магнитных трубок (петель), которая лежит в основе любой современной модели корональных выбросов вещества. Ключ к пониманию условий возникновения и движущих сил таких активных явлений как выбросы коронального вещества, вспышки и т. д. следует искать в исследовании равновесия и устойчивости магнитных трубок и конфигураций. Кроме чисто научного интереса, выбросы массы из атмосферы Солнца важны для изучения физики солнечно-земных связей. Распространяясь в межпланетном пространстве они достигают орбиты Земли и взаимодействуя с ее магнитосферой вызывают магнитные бури и другие геоэффективные явления.

Другим важным динамическим процессом, с которым также связаны мощные активные явления (вспышки, выбросы, перестройка структуры магнитного поля и т. д.) в атмосфере Солнца, является пересоединение магнитных силовых линий [3]. Попадая в высокопроводящую солнечную корону всплывшие магнитные потоки взаимодействуя между собой или в результате собственных эволюционных изменений приводят к образованию в атмосфере Солнца токовых слоев. Происходящее в них пересоединение силовых линий рассматривается как основная причина возникновения солнечных вспышек и ускорения заряженных частиц. Выход последних в межпланетное пространство определяется топологией магнитного поля в короне (открытые и закрытые силовые линии), которая в значительном мере определяется распределением поля на уровне фотосферы, положением нулевых (нейтральных) силовых линий, разделяющих независимые магнитные потоки. Именно в окрестности таких линий преимущественно возникают токовые слои, обнаружение которых радиоастрономическими методами на больших радиотелескопах является одной из актуальных задач солнечной радиоастрономии. Целью теоретических и экспериментальных исследований токовых слоев и процесса пересоединения в них является локализация областей накопления и выделения магнитной энергии в активных областях, а также поиск режимов быстрого пересоединения, когда обеспечивается наблюдаемая достаточно быстрая диссипация (преобразование в энергию плазмы и ускоренных частиц) запасенной (связанной с токами) магнитной энергии.

Происходящее в результате пересоединения выделение магнитной энергии, а также магнитогидродинамические волны вносят вклад в нагрев солнечной короны, благодаря чему формируется истекающий поток плазмы — солнечный ветер. Достигая орбиты Земли и планет солнечный ветер взаимодействует с их магнитосферами (или поверхностью) приводя к заполнению их частицами и формированию радиационных поясов. Давление солнечного ветра уменьшается с расстоянием от Солнца и в конечном счете на расстояниях около 100 а.е. оно сравнивается с давлением межзвездного газа, где образуется гелиопауза — граница Солнечной системы. Летящие уже в течение более 20 лет в этот район американские космические аппараты «Voyager-l, 2» и «Рюпеег-10» призваны экспериментально установить диапазон тех расстояний, на которых реально располагается гелиопауза и определить состояние этой границы — турбулентное или относительное ламинарное. Последний вопрос — об устойчивости гелиопаузы — является предметом обширных теоретических исследований и связан с тем, что состояние гелиопаузы определяет проникновение в Солнечную систему межзвездного газа, и это состояние зависит от солнечной активности — параметров солнечного ветра [4, 5]. Важным источником динамики сильно разреженной космической плазмы является температурная анизотропия, порождаемая различными активными процессами (ускорение частиц, ударные волны и т. д.). Возникающие при этом неустойчивости во многом определяют динамику среды и для ряда задач учет температурной анизотропии, частично и полностью присущей среде, более адекватно соответствует реальным условиям. В числе таких сред — нейтральный токовый слой, в котором имеют место процессы ускорения частиц электрическим полем, гелиопауза, по обе стороны от которой находятся ударные волны. Довольно характерной является ситуация, когда плазма с анизотропным давлением находится в поле тяжести. Атмосфере с анизотропным давлением соответствуют, например, условия в экваториальных областях ионосферы Земли и планет.

Межзвездная среда является многокомпонентной, причем плотности энергии ее различных компонент — межзвездного газа, магнитного поля и космических лучей сравнимы между собой [6]. В масштабах Галактики, если говорить о гало (или диске) Галактики, межзвездная среда находится в поле тяготения звезд, располагающихся преимущественно в плоскости эклиптики, а в магнитном поле выделяется регулярная составляющая параллельная плоскости эклиптики. Космические лучи распространяются в хаотических магнитных полях, которые можно считать вмороженными в межзвездный газ, и таким образом передают ему свое давление. Крупномасштабная динамика такой многокомпонентной среды представляет интерес, по крайней мере, в связи с двумя аспектами. Этообразование конденсаций межзвездного газа (в диске Галактики), в которых может происходить звездообразование, и выход космических лучей в гало Галактики [7, 8], чему должно препятствовать наличие регулярной компоненты галактического магнитного поля. Важны также общая картина динамического поведения среды и роль различных ее компонент.

Исследование динамических процессов на Солнце и в гелиосфере в значительной мере связано с измерениями и наблюдениями на космических аппаратах, которые дают необходимые данные для построения и проверки теоретических моделей. Возможности получения новых результатов с помощью космических аппаратов предъявляют все более повышенные требования к разработке и обоснованию космических миссий, их научным программам, рабочим орбитам аппаратов и методикам наблюдений и измерений [9]. Разработка экспериментальных космических методов исследования динамических процессов на Солнце и гелиосфере базируется на результатах последних космических миссий и результатах теоретических исследований нерешенных проблем физики Солнца и гелиосферы [10]. К числу таких проблем, решению которых в значительной мере должны способствовать исследования на космических аппаратах, можно отнести проблемы нагрева солнечной короны, происхождения и ускорения солнечного ветра, проблемы происхождения корональ-ных выбросов и солнечных вспышек. Важной является возможность осуществления стереоскопических наблюдений Солнца и околосолнечного пространства для исследования глобальной трехмерной структуры и динамики Солнца и околосолнечного пространства. Задача в разработке космической миссии состоит в том, чтобы оптимальным образом удовлетворить требованиям наблюдений для получения новых данных, на основе которых возможно будет получить новые научные результаты и построить достоверные модели изучаемых явлений и процессов.

Целью настоящей диссертации являлось теоретическое исследование динамических процессов, происходящих в солнечной атмосфере и в других космических средах, основанное на использовании магнитогидродинамического приближения. При этом рассматриваются два основных источника динамики космических сред — магнитное поле и температурная анизотропия плазмы, и решаются следующие проблемы и задачи:

1) проблема фрагментации магнитного поля на силовые трубки в под-фотосферных слоях Солнца, получение характерных размеров силовых трубок и оценка скоростей всплывания магнитных сгустков во внешнюю атмосферу;

2) проблема равновесия всплывающих в корону магнитных силовых трубок, происхождения эруптивной неустойчивости корональных выбросов массы и ее зависимости от скорости всплывания магнитных трубок;

3) задача о влиянии температурной анизотропии плазмы на динамические процессы в различных космических средах и образованиях: возможность реализации режима быстрого пересоединения в условиях солнечной атмосферы при наличии малой добавки горячих анизотропных ионовустойчивость гелиопаузы в условиях анизотропного характера формирующей ее средыустойчивость плоскослоистой атмосферы с горизонтальным магнитным полем и анизотропным давлением плазмы;

4) задача о проявлении пинчевых токовых слоев в активных областях Солнца в характеристиках радиоизлучения и возможностях их обнаружения радиоастрономическими методами;

5) проблема крупномасштабной динамики многокомпонентной межзвездной среды, состоящей из межзвездного газа, магнитного поля и космических лучей и находящейся в однородном гравитационном поле, с учетом диффузионно-конвективного описания космических лучей.

Для проверки разработанных в диссертации теоретических моделей и концепций, относящихся к солнечной атмосфере, в приложении 1 приведены результаты разработки и обоснования экспериментальных (космических) методов исследования динамических процессов на Солнце (миссия «ИнтерГелиос»).

Научная новизна работы.

В результате выполненных исследований получены новые результаты и решения, описывающие особенности магнитогидродинамических процессов, происходящих в подфотосферных слоях Солнца, во внешней его атмосфере, на гелиопаузе и в межзвездной среде, разработаны и обоснованы экспериментальные (радиоастрономические и космические) методы исследования динамических процессов на Солнце и во внутренней гелио-сфере.

1. Впервые решена проблема «поперечного волнового числа» в задаче разбиения (фрагментации) магнитного поля на силовые трубки в подфотосферных слоях Солнца при учете кинематической и магнитной вязкостив рамках полученных решений определены особенности процесса разбиения и, в частности, установлено, что при учете магнитной вязкости в пределе малых поперечных масштабов, когда газ и магнитное поле расцепляются, неустойчивость магнитной плавучести, приводящая к образованию трубок, модифицируется в конвективную неустойчивость газа и омическое затухание возмущений магнитного поля (магнитные трубки не образуются).

2. Предложен и аналитически описан механизм эруптивного поведения (потери равновесия) магнитных трубок, всплывающих из фотосферы в корону, обусловленный нагревом в условиях переходной области от хромосферы к короне.

3. Применительно к условиям солнечной атмосферы теоретически рассмотрена и показана возможность реализации режима быстрого пересоединения за счет наличия малой добавки горячих анизотропных ионов.

4. Теоретически исследованы проявления пинчевых токовых слоев в активных областях Солнца в радиодиапазоне и сформулированы критерии их возможного обнаружения радиоастрономическими методами.

5. Исследована устойчивость гелиопаузы в условиях анизотропного характера формирующей ее среды и получена зависимость условий устойчивости от параметров анизотропии.

6. Исследована устойчивость плоскослоистой атмосферы с горизонтальным магнитным полем в условиях анизотропного давления плазмыпри этом получены критерии устойчивости, характерные инкременты и масштабы неустойчивых мод, описаны типы неустойчивостей.

7. С учетом диффузионно-конвективного описания космических лучей исследована крупномасштабная динамика многокомпонентной межзвездной среды, состоящей из межзвездного газа и космических лучей и находящейся в гравитационном и магнитном полях Галактикипри этом показано, что роль космических лучей в динамике среды находится в зависимости от величины коэффициента их диффузии и для разных масштабов проявляется по-разному.

В приложении 1 с учетом последних результатов в исследовании Солнца сформулированы и обоснованы условия реализуемости на космическом аппарате миссии «ИнтерГелиос» требований к наблюдениям и измерениям, которые позволят получить новые данные о динамических процессах на Солнце и во внутренней гелиосфере и проверить разработанные в диссертации теоретические модели и концепциив числе таких условий возможность наблюдений Солнца с высоким пространственным разрешением с близких расстояний и в режиме коротации космического аппарата с Солнцем, возможность стереонаблюдений Солнца и околосолнечного пространства в кооперации с другими солнечными миссиями за счет разнопозиционности расположения космического аппарата по отношению к линии Солнце-Земля и др.

Краткое содержание диссертации.

Диссертация содержит введение, пять глав, два приложения и заключение.

2.8 Выводы.

На основе проведенного моделирования квазистатического равновесия всплывающих в корону скрученных магнитных трубок показана возможность объяснения выбросов коронального вещества в результате нагрева и нарушения равновесия поднимающихся петель по малому радиусу. При этом происходит быстрое расширение петли к новому равновесному состоянию, плотность внутри петли уменьшается, и за счет возникающей силы плавучести она инжектируется в более разреженные слои. Вытекание массы через погруженные в фотосферные слои концы поднимающейся петли уменьшает давление в ней и может устранить наступление эруптивной неустойчивости. Если величина отношения скорости вытекания массы из петли к скорости ее подъема вверх ниже некоторого критического значения, то нарушение равновесия петли и ее инжекция по-прежнему имеют место, а если выше этого критического значения подъем и расширение петли происходит квазистатическим образом без нарушения ее равновесия и выброса массы. Вынос массы и наступление эруптивной неустойчивости связаны между собой таким образом, что петли, теряющие много массы (при медленном подъеме или высокой скорости вытекания плазмы), не подвержены эруптивной неустойчивости, а петли, теряющие мало массы (при быстром подъеме или низкой скорости вытекания плазмы), подвержены эруптивной неустойчивости, которая и обеспечивает выброс их массы. При расширении петли по малому радиусу скрученность магнитного поля в ней возрастает и при определенных условиях возникает изгибная неустойчивость, сопровождающаяся выделением магнитной энергии и нагревом трубки.

Глава 3.

Проявления в излучении пинчевых токовых слоев в солнечной атмосфере.

Взаимодействие всплывающих из-под фотосферы магнитных полей с вышележащими магнитными полями, а также происходящие эволюционные изменения этих полей проводят к образованию в верхней атмосфере пинчевых токовых слоев, возникающих в окрестности особых (предельных) силовых линий магнитного поля и характеризующих основной процесс вспышечной активности [107, 108, 109]. Электрические поля в окрестности особых линий магнитного поля определяются скоростью, переноса магнитного поля в корону (см. главу 1) и в свою очередь определяют характеристики пинчевых токовых слоев [110, 80]. Согласно модели Сы-роватского [110] предвспышечный токовый слой в нижней короне представляет собой относительно холодное, плотное и тонкое образование. На фоне относительно спокойного Солнца такой слой может проявляться в радио и ультрафиолетовом излучении [111] и задача об установлении количественной связи между характеристиками токового слоя и свойствами наблюдаемых излучений в этих диапазонах была поставлена в связи с проблемой изучения и прогнозирования солнечных вспышек [112].

В настоящей главе диссертации исследованы наблюдательные проявления пинчевых токовых слоев в активных областях Солнца в радиоизлучении и в ультрафиолетовом диапазоне, на основе которых разработаны методы их обнаружения и диагностики.

Определен спектр относительной радиояркости пинчевого токового слоя (токовый слой-спокойная атмосфера) с параметрами из модели Сы-роватского для предспышечного слоя. Показано, что на частотах локальной плазменной частоты в максимуме токового слоя (преимущественно миллиметровыи диапазон длин волн) для равновесных значении температуры и толщины слоя спектр относительной радиояркости (токовый слой — спокойное Солнце) имеет максимум, а на более длинных волнах пинчевой токовый слой экранирует радиоизлучение и вызывает понижение относительной радиояркости.

Рассчитаны потоки ультрафиолетового излучения от пинчевого токового слоя в линиях наиболее распространенных низкотемпературных ионов, отвечающих равновесным значениям температуры слоя. Показано, что в рамках используемой модели эволюция токового слоя к предвспы-шечному состоянию, сопровождающаяся ростом его температуры, проявляется в последовательном усилении и ослаблении излучения в линиях ультрафиолетового спектра, причем в линиях отдельных ионов (Si II, S II, Не I, Si III, S III, О II, Ne II, С III) превышение на фоновым уровнем Солнца может быть в несколько раз.

Установлена связь характеристик радиоизлучения и ультрафиолетового излучения пинчевого токового слоя в виде прямого соответствия между видом спектра относительной радиояркости и мерой эмиссии слоя на единицу его площади.

Для типичных конфигураций магнитного поля в солнечной атмосфере, смоделированных в двумерном случае полями магнитных диполей с учетом фонового однородного поля, определены положения нулевых (особых) точек, как возможных мест локализации токовых слоев.

На основе рассчитанных характеристик радиоизлучения пинчевых токовых слоев проанализирована возможность их радиоастрономических наблюдений и диагностики в структуре локального источника активной области. Определены требования к наблюдениям и показано, что для регистрации и отождествления радиоизлучения от пинчевых токовых слоев необходимо применение многоканальной приемной аппаратуры с интервалом Да- «0,05а» между каналами в совокупности с антеннами высокой направленности (карандашная диаграмма направленности с fiA < 15″ х 15″).

3.1 Физические условия в области пересоединения и модель пинчевого токового слоя.

Перед тем как анализировать и рассчитывать возможные наблюдательные проявления пинчевых токовых слоев в солнечной атмосфере кратко рассмотрим физические условия и характерные значения параметров плазмы в области пересоединения.

Стационарный магнитогидродинамический поток, допускающий пересоединение вблизи Х-типа нейтральной точки, был предложен в ряде теоретических моделей (см., например, [113, 114, 108]). Применительно к солнечным вспышкам мы будем использовать модель пинчевого токового слоя предложенную Сыроватским [110], к которой весьма близка также модель токового слоя развитая в [115, 116] для объяснения вспышек в рамках модели всплывающего магнитного потока.

Формирующийся на нулевой линии магнитного поля токовый слой представляет собой стационарное плазменное образование (см. рис. 9), в котором плазма непрерывно втекает в слой по всей его ширине с дрейфовой скоростью.

Vd = P (3.1.1) и после пересоединения магнитных силовых линий в слое вытекает через торцы с некоторой скоростью Vx. Здесь Д" - магнитное поле вблизи слоя, Ео — напряженность электрического поля вдоль нулевой линии. Поле Е0, как уже говорилось, может быть вызвано изменением источников магнитного поля на фотосфере или просто движением нулевой линии вверх за счет всплывания подфотосферного магнитного поля. Значение поля Е0 в этом случае определяется скоростями всплывающих магнитных потоков, которые были рассчитаны в первой главе диссертации, и которые определяют различные режимы пересоединения [80].

Рис. 9. Параметры пинчевого токового слоя на нулевой линии.

В приближении сильного магнитного поля [117] УАоо Ур, Ут{ уравнения непрерывности, импульса и закон Ома дают для области пересоединения следующие порядковые соотношения.

3.1.2).

В1 оо.

8тг 2АГ0кТ3.

3.1.3) тМУ* = 2М0кТ3 2.

3.1.4) с, сВоо гсЛВ «-— 4тг1 1 2тга з = (тЕ0 = И0еУ.

3.1.5) «он 2 «V с 1 6» ! и для кулоновской проводимости [118] п7*, 2 «2{2kf'21{z) 1.38.10*.

Ai = ln (1.3 • 104Tf/2/iV½) «16 параметры токового слоя: его толщина а, ширина Ь и концентрация N0 ~ могут быть выражены через «внешние» параметры: концентрацию окружающей плазмы Naо, градиент внешнего магнитного поля в окрестности нулевой линии hQ0, напряженность электрического поля на нулевой линии Е0 и температуру слоя Ts [110] лГХл1/6 1 p-1/з, А 2с {ка%тЛ1/б.

6 = а ^ А&- = g^M^i)1/6 = 7. ю- (3.1.9).

JS оо 4 47Г^ у.

JV. = А7(хТ, У'3Ео <х в04/3- л7 = (^)1/s = 1.74 • 10' (3.1.10) Здесь введен параметр

3.1Л1).

Чо который определяет равновесную температуру слоя из стационарного уравнения энергии [110] Апх^ЦТ,), Л2&bdquo- = (^)2/>3 = 3.46 • 10' (3.1.12).

Так как функция L (T) имеет максимум, то равновесные значения температур слоя ограничены сверху Т3 < Тсгц = 8−104 К и им отвечают значения параметра х > Xcrit = 3.8 • 1026. При % < Xcrit в слое наступает тепловая неустойчивость, которая может являться одним их триггеров его разрыва и возникновения солнечной вспышки [110].

Задавая «внешние» параметры hoo, E0, Noo и длину токового слоя I = Ю10см (длину нулевой линии) из формул (3.1.8) — (3.1.12) можно вычислить характеристики токовых слоев в представляющем интерес диапазоне величин Лоо,^, Noo. Их удобно определять в состоянии с заданным значением параметра х и соответственно температуры слоя Т3. Каждому такому состоянию отвечает при этом однозначное значение величины.

•*. = *(?)" •> 9.5. ю", Л8 = ^®)1/3 = 6.3.10* (3.1.13) причем зависимость от х является монотонной.

Запасенная магнитная энергия в токовом слое определяется по формуле.

14).

В таблице 1 приведены параметры пинчевых токовых слоев для условий солнечной атмосферы. Видно, что пинчевые токовые слои с большим запасом магнитной энергии № — 1032эрг, достаточным для объяснения энерговыделения в больших вспышках, представляют собой очень плотные (Л^о N00) и относительно холодные (Т3 < Тсгц = 8 • 104^Г) образования в солнечной короне. Их характерной особенностью является и то обстоятельство, что они могут быть геометрически тонкими образованиями типа разрыва.

Заключение

.

В заключении перечислим основные результаты и выводы диссертационной работы.

1. Исследована фрагментация магнитного поля на силовые трубки в неоднородной изотермической атмосфере, моделирующей подфотосфер-ные слои звезд и Солнца. Для адиабатических возмущений получены асимптотические решения проблемы «поперечного волнового числа» и определены характерные размеры магнитных трубок, возникающих за счет неустойчивости магнитной плавучести при учете турбулентной магнитной и кинематической вязкости. Полученные численные значения продольного и поперечного размера магнитных трубок хорошо согласуются с наблюдаемыми размерами трубок, всплывающими из фотосферы.

В рамках полученных решений определены особенности процесса разбиения и, в частности, установлено, что при учете магнитной вязкости в пределе малых поперечных масштабов, когда газ и магнитное поле расцепляются, неустойчивость магнитной плавучести, приводящая к образованию трубок, модифицируется в конвективную неустойчивость газа и омическое затухание возмущений магнитного поля.

2. Определены скорости всплывания магнитных сгустков в конвективной зоне Солнца на разных глубинах и при разных режимах торможения, и в частности, при их выходе в корону. Показано, что в самых верхних слоях конвективной зоны режим торможения магнитных сгустков определяется аэродинамическим сопротивлением и ему отвечают наблюдаемые значения скоростей всплывающих магнитных потоков и их наблюдаемая прямопропорциональная зависимость от величины характерного магнитного поля.

Получено критическое значение для сверхадиабатичности конвективной зоны, ниже которого эффект плавучести для магнитных сгустков исчезает и их всплывание может происходить лишь с относительно малыми скоростями за счет теплового прогрева от окружающей среды.

3. Построена модель эруптивных явлений (выбросов массы) в солнечной атмосфере, основанная на нарушении равновесия скрученных магнитных трубок, всплывающих из фотосферы в корону. Показано, что потеря равновесия поднимающейся трубки может происходить в результате нагрева и роста скрученности поля в условиях переходной зоны. Определено влияние на эруптивную неустойчивость потери массы за счет ее вытекания через концы трубки. Показано, что вынос массы и наступление эруптивной неустойчивости связаны между собой таким образом, что трубки, теряющие много массы (медленный подъем трубки или высокая скорость вытекания плазмы), не подвержены эруптивной неустойчивости, а трубки, теряющие мало массы (быстрый подъем или низкая скорость вытекания), подвержены эруптивной неустойчивости, которая и обеспечивает выброс их массы.

4. Исследованы наблюдательные проявления пинчевых токовых слоев в активных областях Солнца в радиоизлучении и в линиях ультрафиолетового диапазона, на основе которых разработаны методы их обнаружения и диагностики.

Исходя из уравнения переноса радиоизлучения, рассчитан спектр относительной радиояркости пинчевого токового слоя (токовый слой-спокойная атмосфера) и его характерные особенности в зависимости от параметров слоя.

Проанализирована возможность радиоастрономических наблюдений пинчевых токовых слоев в структуре локального источника активной области и определены требования к наблюдениям. Показано, что для регистрации и отождествления радиоизлучения от пинчевых токовых слоев необходимо применение многоканальной приемной аппаратуры с интервалом Аи> «0,05амежду каналами в совокупности с антеннами высокой направленности <15» х 15″).

Установлена связь характеристик радиоизлучения и ультрафиолетового излучения пинчевого токового слоя в виде соответствия между видом спектра радиояркости и мерой эмиссии слоя на единицу его площади.

5. В рамках анизотропной МГД исследованы динамические процессы в различных космических средах и образованиях: нейтральный токовый слой, атмосфера с горизонтальным магнитным полем, гелиопауза.

Для нейтрального токового слоя в рамках линейного приближения и применительно к условиям солнечной атмосферы показана возможность реализации режима быстрого пересоединения с характерными альфве-новскими скоростями за счет наличия малой добавки горячих анизотропных ионов. Установлено, что наступление тиринг-неустойчивости нейтрального токового слоя носит пороговый характер по степени анизотропии горячих ионов.

Для экспоненциальной атмосферы с пространственно-однородной анизотропной температурой определены границы устойчивости и инкременты для различных типов возмущений, а также максимальные инкременты и отвечающие им масштабы возмущений. Границы гравитационной неустойчивости атмосферы определены в зависимости от величины анизотропии давления плазмы и величины магнитного поля. Показано, что для продольных возмущений область гравитационной неустойчивости на плоскости параметров «анизотропия-магнитное поле» отделена от области «шланговой» неустойчивости, а для косых возмущений она примыкает к области «зеркальной» неустойчивости. При этом на линии их пересечения коротковолновая граница гравитационной неустойчивости исчезает и преобладает модифицированная гравитацией «зеркальная» неустойчивость. Для чисто продольных возмущений имеет место порог для гравитационной неустойчивости по величине магнитного поля, ниже которого атмосфера гравитационно устойчива при любых значениях анизотропии, а выше которого пороговое значение магнитного поля для гравитационной неустойчивости немонотонным образом зависит от величины анизотропии.

Для гелиопаузы в условиях анизотропного характера формирующей ее среды определена зависимость условий устойчивости от параметров анизотропии, и установлено ее существенное влияние на развитие неустойчивости Кельвина-Гельмгольца: когда продольная по отношению к магнитному полю температура плазмы больше поперечной, имеет место резкая зависимость порогового числа Маха от степени анизотропии и параметра (3 (отношение кинетического и магнитного давлений).

6. Исследована крупномасштабная (рэлей-тейлоровская) динамика многокомпонентной межзвездной среды, состоящей из межзвездного газа и космических лучей и находящейся в гравитационном и магнитном полях Галактики. Для описания космических лучей использовано диффузионно-конвективное уравнение.

Получены аналитические решения, описывающие динамику системы в предельных случаях нулевого и бесконечного коэффициента диффузии космических лучей. В рамках теории возмущений по параметру, характеризующему вклад космических лучей в общее давление среды, рассмотрен случай конечного коэффициента диффузии. Установлено, что для определенных значений показателя упругости межзвездного газа система теряет устойчивость при переходе от нулевого коэффициента диффузии космических лучей к конечному. Показано, что характер влияния космических лучей на рэлей-тейлоровскую динамику межзвездной среды определяется значением безразмерного параметра е = И/иЬ, характеризующего отношение звукового времени (К/и = и/д) к диффузионному времени для космических лучей (Ь, 2/Б).

Получены численные оценки скорости роста неустойчивости и масштабов наиболее неустойчивых возмущений (г = 108 лет, А «2 кпк) и показано, что для характерных параметров в диске и гало на пространственных и временных масштабах Галактики (г = Ю10 лет, А «30 кпк) рассмотренные динамические эффекты могут приводить к заметным астрофизическим проявлениям.

Проведено рассмотрение магнитогидродинамической устойчивости гравитационно-стратифицированной атмосферы с горизонтальным магнитным полем и при различных распределениях гравитационного потенциала Ф (г), моделирующих условия в диске и гало галактик. Для произвольного неоднородного гравитационного поля и температурно-неоднородной атмосферы записан обобщенный критерий Шварцшильда, а для случая температурно-однородной атмосферы в предположении пропорционального равновесного распределения давлений магнитного поля и газа, для малых возмущений, описывающих устойчивость атмосферы, получено уравнение типа Риккати и показано, что в отличие от случая однородного гравитационного поля, когда атмосфера имеет области неустойчивости, в рассмотренных случаях спадающих и возрастающих профилей гравитационного поля атмосфера при тех же граничных условиях является устойчивой.