«Земля и Вселенная» 2005 №4, с. 34-45

Осенью 2003 г. в средствах массовой информации появилось множество сообщений о том, что американская АМС "Вояджер-1", запущенная в 1977 г., достигла окрестности Солнечной системы (Земля и Вселенная, 1978, № 2; 2004, № 3). Большой резонанс вызвали публикации разных точек зрения по поводу этого события. Например, специалисты под руководством С. Кримиджиса из Лаборатории прикладной физики при Университете Джона Хоп-

кинса (Балтимор, шт. Мэриленд) сообщили, что "Вояджер-1" пересек гелиосферную ударную волну в августе 2002 г. на расстоянии 85 а.е. А группа под руководством Ф. МакДональда из Университета штата Мэриленд и Э. Стоуна из Калифорнийского технологического института высказала мнение, что зонд еще не достиг ударной волны, которую принято считать границей гелиосферы. Где же располагается граница гелиосферы?

Современная концепция гелиосферы формируется с 1960-х гг. благодаря пионерским работам Е. Паркера, В.Б. Баранова и др. Американский астроном Е. Паркер высказал предположение о существовании солнечного ветра за несколько лет до его открытия в 1959-1961 гг. с помощью советских АМС "Луна-2", "Луна-3" и "Венера-1". Солнечный ветер — это результат теплового расширения солнечной короны. Он представляет собой высокоскоростной поток полностью ионизованной плазмы, заполняющей межпланетное пространство. Область космического пространства, занятую солнечным ветром, принято называть гелиосферой (Земля и Вселенная, 1968, № 6; 1980, №1; 1983, №2).

Трехмерная картина гелиосферного интерфейса — области взаимодействия солнечного ветра с локальной межзвездной средой, считающейся границей Солнечной системы. Гелиосферный интерфейс разделен на четыре области: 1 — до ударной волны со сверхзвуковым солнечным ветром; 2 и 3 — гелиошис, или ударный слой (внутренний и внешний); 4 — поток сверхзвуковой межзвездной плазмы. Рисунок NASA.

В настоящее время свойства солнечного ветра хорошо изучены благодаря успешным космическим программам IMP-8" (другое название "Эксплорер-50", 1973-2000), "Улисс" (с 1990), "SОНО" (с 1995), "Интербол" (1995-1998) и др. (Земля и Вселенная, 1990, № 5; 1991, № 1; 1996, №3; 1997, №3; 2003, № 1). Хотя параметры солнечного ветра меняются в зависимости от солнечной широты и периода солнечной активности, можно утверждать, что гидродинамическая теория Е. Паркера подтверждена экспериментально*. Согласно этой теории, изменение скорости солнечного ветра определяется действием гравитационного поля Солнца и градиентом его давления. На достаточно большом удалении от нашего светила (начиная с 1 а.е.) скорость солнечного ветра становится постоянной и уже не меняется с увеличением расстояния, на орбите Земли — около 400 км/с. По теории Е. Паркера, она должна оставаться такой вплоть до бесконечности, что, очевидно, противоречит свойствам окружающей Солнце межзвездной среды. Для того чтобы разрешить это противоречие, Е. Паркеру пришлось разработать в 1961 г. несколько моделей взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой. В 1970 г. советскими учеными В.Б. Барановым, К.В. Краснобаевым и Г.А. Куликовским построена гидродинамическая модель сверхзвукового обтекания солнечного ветра межзвездной средой. Для обоснования гидродинамической модели сделано предположение, что межзвездный газ представляет собой полностью ионизованную водородную плазму. Предложенная в модели картина течения легла в основу современной концепции внешней гелиосферы.

* В капсуле американского КА "Генезис" в сентябре 2004 г. на Землю впервые доставлены частицы солнечного ветра для исследований (Земля и Вселенная, 2002, № 1; 2005, № 2).

Область взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой часто называют гелиосферным интерфейсом. Потоки солнечного ветра и заряженной компоненты межзвездной среды не могут смешиваться, поэтому они как бы отделяются друг от друга контактной поверхностью, называемой гелиопаузой. На этой поверхности уравниваются давления обеих сред, которые обтекают гелиопаузу с внутренней и внешней сторон соответственно. Ионизованный газ не перетекает через контактную поверхность, поэтому для него она подобна твердой стенке. Известно, что затормозить сверхзвуковой поток газа до скоростей, меньших скорости звука, невозможно без образования в этом потоке ударной волны, то есть поверхности, на которой скорость потока резко падает, а температура резко возрастает. Так при обтекании контактной поверхности сверхзвуковым потоком солнечного ветра образуется ударная волна, называемая гелиосферной. В ней скорость солнечного ветра падает с 450 км/с примерно до 100 км/с, а температура поднимается до нескольких миллионов градусов Кельвина. Во внешней ударной волне поток межзвездной среды тормозится примерно с 25 км/с до 12-15 км/с, а его температура увеличивается до 1.5 х10⁴ К.

Гелиопауза, гелиосферная и внешняя ударные волны делят гелиосферный интерфейс на четыре области с существенно различными параметрами плазмы. Первая область (до гелиосферной ударной волны) заполнена сверхзвуковым солнечным ветром. Ударный слой между гелиосферной и внешней ударной волной — гелиошис — делится на внешнюю (вторая область — между внешней ударной волной и гелиопаузой) и внутреннюю (третья — между гелиопаузой и ударной волной) части пространства. В четвертой области межзвездная плазма течет со сверхзвуковой скоростью.

Под границей гелиосферы, строго говоря, нужно понимать гелиопаузу, которая отделяет солнечный ветер от заряженной компоненты межзвездной среды. Впрочем, границей гелиосферы часто называют гелиосферную ударную волну, где скорость солнечного ветра резко снижается менее чем до 100 км/с. Именно к гелиосферной ударной волне сейчас и приблизились АМС "Вояджер-1 и -2" (Земля и Вселенная, 2004, № 3), в то время как "Пионер-10" (Земля и Вселенная, 2003, № 3) летит в хвостовую область гелиосферного интерфейса и еще далек от нее. По современным оценкам, расстояние до гелиосферной ударной волны в направлении набегающего потока межзвездной среды составляет 90-100 а.е., до гелиопаузы — около 150 а.е., до внешней ударной волны — 250 а.е. В хвостовой части гелиосферного интерфейса расстояние до гелиосферной ударной волны существенно больше — 180-200 а.е.

Влияние гелиосферы на межзвездную среду простирается и за внешнюю ударную волну. Бывший научный сотрудник ИКИ РАН, а в настоящее время профессор Университета Южной Калифорнии в Лос-Анджелесе М. Грунтман еще в середине 1980-х гг. выдвинул гипотезу о том, что рожденные в сверхзвуковом солнечном ветре энергичные атомы приводят к возмущению параметров межзвездной среды до 300-400 а.е. Позднее эта гипотеза была подтверждена численными расчетами и сейчас иногда называется эффектом Грунтмана. Он учитывается при планировании перспективных космических проектов для изучения локального межзвездного пространства. Один из них — американский проект "Интерстеллар проуб" (Interstellar Probe — межзвездный зонд). Его основная цель — определение основных параметров различных компонент невозмущенной влиянием Солнца межзвездной среды — плазмы, атомов водорода, космической пыли, направления и напряженности межзвездного магнитного поля, а также спектра космических лучей. Для достижения этой цели планируется запустить космический аппарат массой 246 кг, удаляющийся от Солнца с большой скоростью. Расстояние в 200-250 а.е. должно быть им достигнуто за 15 лет. В полете предполагается использовать солнечный парус радиусом 200 м и плотностью (с учетом механизмов его крепления) 1 г/м², тогда космический аппарат будет двигаться под действием давления солнечных фотонов. Он сначала приблизится к Солнцу на расстояние 0.25 а.е., а затем, развернув парус перпендикулярно потоку солнечного ветра, достигнет необходимых скоростей. На расстоянии 5 а.е., где давление солнечного света мало и ускорение отсутствует, намечен отстрел солнечного паруса и дальнейший полет КА без него. В настоящее время NASA только разрабатывает концепцию и научную программу "Интерстеллар проуб", а запуск КА будет произведен не ранее 2020 г. (http:interstellar.jpl.nasa.gov/).

Траектория движения межзвездного зонда по проекту "Интерстеллар проуб" со скоростью более 75 км/с, что соответствует 15 а.е. в год (для сравнения скорость АМС "Вояджер" — 3-4 а.е. в год). NASA планирует запустить космический аппарат не ранее 2020 г. Рисунок NASA.

С 1971 г. ведутся измерения рассеянного солнечного излучения в линиях 12.16 нм (линия атомарного водорода Лайман-альфа) и 5.84 нм (линия атомарного гелия). Эксперименты на американской геофизической обсерватории "OGO-5" (запущена в 1968 г.) и советских научных спутниках "Прогноз-5 и -6" (1976-1977 гг.) подтвердили гипотезу о движении межзвездной среды со сверхзвуковой скоростью относительно Солнца. Суть экспериментов по рассеянному солнечному излучению состоит в следующем. Межзвездные атомы (в основном водорода и гелия) приближаются к Солнцу на расстояние до 1 а.е. Солнечное излучение рассеивается благодаря этим атомам, а рассеянные фотоны регистрируются научными ИСЗ. По форме спектра и интенсивности рассеянного излучения определяют параметры межзвездных атомов в окрестности Солнца. На космических аппаратах "Прогноз" и "SOHO" использовался специальный водородный фильтр для наиболее точного определения температуры и скорости атомов.

В отличие от заряженной компоненты межзвездные атомы проникают сквозь гелиопаузу внутрь гелиосферы. Разница между нейтральной компонентой межзвездной среды и заряженной состоит в том, что длина свободного пробега межзвездных атомов намного больше, чем заряженных частиц. Для межзвездных протонов она составляет примерно 1 а.е., что намного меньше гелиосферного интерфейса (около 150 а.е.), в то время как свободный пробег межзвездных атомов больше (для гелия) или сравним (для водорода) с размером гелиосферы. Поэтому атомы свободно проникают через гелиопаузу. Приближаясь к Солнцу на расстояние меньше 5 а.е., атомы испытывают воздействие сил солнечной гравитации и фотоионизации. Так как для атомов межзвездного гелия длина свободного пробега больше размера гелиосферы, их параметры не изменяются при прохождении гелиосферного интерфейса. Следовательно, измеряя движение атомов межзвездного гелия внутри гелиосферы, можно точно определить температуру и относительную скорость локальной межзвездной среды. Такие измерения были проведены на АМС "Улисс" (Земля и Вселенная, 1996, № 3). Оказалось, что температура межзвездной среды в окрестности Солнечной системы составляет 6700 К, а скорость ее относительного движения — 26.4 км/с. Эти значения практически совпали с величинами, определенными из спектроскопических наблюдений линий поглощения межзвездной среды.

Спектроскопические исследования, проведенные, в частности, Р. Лалльман (Франция), Дж. Линским и Б. Вудом (США), позволили определить картину локальной межзвездной среды в окрестности Солнечной системы. В настоящее время наша звезда находится на границе небольшого межзвездного облака (Локальное межзвездное облако, ЛМО) диаметром несколько парсек (сотни а.е.). ЛМО принадлежит небольшой группе близких к нам облаков с температурой 5-10 х 10³К и концентрацией частиц в них порядка 0.1 см^-3. Считается также, что вся эта группа облаков находится внутри гипотетического горячего Локального пузыря — области межзвездного пространства (характерный размер порядка 100 пс), заполненной ионизованной плазмой (температура — 10⁶ К, концентрация частиц — около 0.002 см^-3). Природа Локального пузыря — тема многочисленных научных дискуссий. Согласно одной из гипотез, Локальный пузырь появился в результате взрыва сверхновой (или нескольких сверхновых) примерно миллиард лет тому назад.

Структура межзвездной среды в окрестности Солнца. Локальное межзвездное облако и G-облако находятся в Локальном пузыре — результат взрыва сверхновой (или нескольких сверхновых). Солнце движется из ЛМО и может оказаться в соседнем G-облаке либо в горячей плазме Локального пузыря. Рисунок NASA.

Солнце находится почти на границе ЛМО. Ближайшим к нему является G-облако. Параметры газа в G-облаке близки к параметрам ЛМО. Температура G-облака — 5400 К, а его скорость относительно Солнца — около 30 км/с. В настоящее время неизвестно, примыкают ЛМО и G-облако друг к другу или разделены участком горячей плазмы Локального пузыря, в котором оба находятся. Примерно через 3 х 10³ лет Солнце выйдет из ЛМО и окажется либо в соседнем G-облаке, либо в горячей плазме Локального пузыря.

В отличие от атомов гелия длина свободного пробега межзвездных атомов водорода сравнима с размером гелиосферы. Роль межзвездных атомов водорода как основной компоненты в гелиосфере невозможно переоценить. ЛМО состоит из водорода (90%), гелия (9.9%), кислорода, азота и других элементов. Степень ионизации водорода в ЛМО — 15-20%. По различным оценкам, концентрация атомов водорода в облаке в окрестности Солнца — около 0.2 см^-3. Атомы водорода существенно влияют на структуру гелиосферного интерфейса, положение гелиопаузы и ударных волн. Они также являются источником многих важных физических процессов во внешней гелиосфере, приводящих к образованию захваченных ионов и аномальной компоненты космических лучей (АКЛ). Межзвездные атомы — один из главных источников информации о локальных свойствах межзвездной среды и области интерфейса. Основным процессом, влияющим на распределение атомов водорода в области гелиосферного интерфейса, является резонансная перезарядка на протонах солнечного ветра и межзвездной среды. При резонансной перезарядке атом водорода отдает электрон протону, происходит обмен импульсом и энергией между заряженной и нейтральной компонентами.

МОДЕЛЬ БАРАНОВА — МАЛАМЫ

Модель взаимодействия двухкомпонентной межзвездной среды, содержащей нейтральные атомы и заряженные частицы, с солнечным ветром была создана в 1993 г. российскими учеными В.Б. Барановым и Ю.Г. Маламой. В рамках этой модели удалось сделать несколько предсказаний, подтвержденных экспериментально. Одно из них — водородная стенка в области внешнего гелиошиса. Под водородной стенкой понимается увеличенная по сравнению с межзвездной средой плотность атомов водорода в области между внешней ударной волной и гелиопаузой. Такое увеличение плотности связано с образованием вторичных межзвездных атомов вследствие процесса перезарядки. Вторичные атомы водорода имеют свойства протонов, из которых они образовались. Так как в области внешнего гелиошиса скорость протонов межзвездной среды меньше, чем скорость в невозмущенной межзвездной среде, то и скорость у вновь рожденных вторичных атомов водорода ниже, чем у первичных атомов. Замедление движения вторичных атомов приводит к увеличению общей концентрации атомов или образованию водородной стенки в области внешнего гелиошиса. В ходе экспериментов 1996 г. Дж. Линский и Б. Вуд подтвердили существование водородной стенки. Исследования нескольких спектров ближних звезд, полученных с высоким разрешением на Космическом телескопе им. Хаббла (КТХ), показали, что спектры поглощения невозможно объяснить без введения дополнительной поглощающей среды. Неожиданно выяснилось, что ее параметры соответствуют параметрам вторичной компоненты межзвездных атомов водорода. Открытие гелиосферной водородной стенки дало новый импульс к лучшему пониманию наблюдаемых спектров поглощения. В частности, Дж. Линский и Б. Вуд, а также автор статьи с коллегами для объяснения измеряемых спектров поглощения предположили, что около звезды должна существовать водородная стенка. Оказалось, что по наблюдаемому спектру поглощения можно оценить параметры водородной стенки около звезды, а затем и характеристики звездного ветра. Так был открыт новый способ диагностики потоков звездного ветра. Для некоторых типов звезд этот способ — единственный. Несколько исследовательских проектов NASA (в рамках бюджета агентства по проектам в области астрофизики) под руководством Дж. Пинского и Б. Вуда посвящены наблюдению (с помощью КТХ) и интерпретации измерений спектров поглощения и определению параметров звездных ветров. Недавно с помощью КТХ и наземного телескопа WIYN (Китт Пик, шт. Аризона) получены уникальные изображения астросфер (подобие гелиосферного интерфейса) от молодой звезды LL в созвездии Ориона и двойной звезды BZ в созвездии Жирафа. Обе эти звезды обладают огромными астросферами, во много раз превышающими гелиосферу. На оригинальных снимках хорошо видны структуры с ударными волнами, аналогичные структуре гелиосферного интерфейса. Поэтому они выглядят так, будто мы смотрим на гелиосферу со стороны. Другим существенным достоинством модели Баранова-Маламы стало предсказание торможения солнечного ветра на больших гелиоцентрических расстояниях вследствие процесса перезарядки. Перезарядка приводит к потере протонов сверхзвукового

Водородная стенка (в условных цветах) — по сравнению с межзвездной средой увеличенная концентрация атомов водорода в области между внешней ударной волной и гелиопаузой. Уменьшение содержания межзвездных атомов соответствует области сильной ионизации в окрестности Солнца. Зеленым цветом обозначена концентрация атомов в Локальном межзвездном облаке, красным — в водородной стенке. Рисунок сделан М. Грунтманом на основе расчетов автора.

Астросферы вокруг других звезд (подобие гелиосферного интерфейса): а) двойная звезда BZ в созвездии Жирафа, б) молодая звезда LL в созвездии Ориона. Фото NASA.

Межзвездные атомы и захваченные ионы влияют на структуру внешней области гелиосферы. Захваченные ионы вместе с солнечным ветром достигают гелиосферной ударной волны, где часть из них ускоряется до высоких энергий порядка нескольких десятков МэВ. Ускоренная часть захваченных ионов и АКЛ влияют на структуру гелиосферной ударной волны, образуя область плавного замедления потока солнечного ветра непосредственно перед скачком плотности. Кроме них на возникновение ударных волн и распределение плазмы в области гелиосферного интерфейса оказывают влияние галактические космические лучи (ГКЛ), межпланетное и межзвездное магнитные поля, вариации плотности солнечного ветра и зависимость солнечного ветра от фазы солнечной активности (солнечного цикла). Таким образом, чтобы адекватно описать взаимодействие солнечного ветра с локальной межзвездной средой, необходимо разработать сложные трехмерные нестационарные многокомпонентные модели, имеющие точное описание каждой из компонент. Построение таких моделей ведется в настоящее время под руководством профессора В.Б. Баранова на механико-математическом факультете МГУ и в лаборатории физической газовой динамики Института проблем механики РАН. В частности, за последние несколько лет построены модели гелиосферного интерфейса с учетом влияния АКЛ, ГКЛ, межзвездного магнитного поля, ионов межзвездного гелия и альфа-частиц в солнечном ветре. Другие научные группы придерживаются гидродинамической модели, которая не отражает точное содержание атомов водорода в гелиосферном интерфейсе, а ее использование может привести к неверной интерпретации экспериментальных данных.

График типичного спектра протонов, измеренного приборами АМС "Улисс" (ESA — NASA). Захваченные протоны создают пологую "ступеньку", виден также "хвост", образующийся вследствие стохастического ускорения захваченных ионов. Рисунок предоставлен автору Д. Глеклером.

Недавно нам удалось решить задачу о взаимодействии солнечного ветра в разных фазах солнечного цикла с двухкомпонентной межзвездной средой. За 30 лет измерений параметров солнечного ветра установлено, что его плотность и скорость испытывают 11-летние колебания в соответствии с циклами солнечной активности. При описании структуры внешней гелиосферы особенно важен тот факт, что кинетическая энергия солнечного ветра (его плотность, умноженная на квадрат скорости) на орбите Земли сначала увеличивается, а потом уменьшается почти в два раза за солнечный цикл. В результате возникают существенные колебания (10%) положения гелиосферной ударной волны. Это необходимо учитывать для правильного предсказания времени пересечения гелиосферной ударной волны АМС "Вояджер-1". Отметим, что в течение 11-летнего цикла солнечной активности происходят незначительные колебания гелиопаузы (увеличение или уменьшение на 4 а.е.), а внешняя ударная волна практически их не испытывает. Одно из проявлений солнечной активности — образование дополнительных ударных волн и волн разрежения в области между гелиопаузой и внешней ударной волной. Они возникают вследствие колебаний гелиопаузы, которая для потока межзвездной плазмы играет роль препятствия.

ЧТО ЖЕ ПЕРЕСЕК "ВОЯДЖЕР"?

АМС "Вояджер-1 и -2" после завершения своей основной миссии приступили к изучению внешней гелиосферы. В настоящее время оба космических аппарата движутся по направлению к набегающему потоку межзвездной среды со скоростью около 3.5 а.е. в год. "Вояджер-1" находится на 34° к северу от плоскости эклиптики, а "Вояджер-2" — на 24-25° в южной части гелиосферы. В середине декабря 2004 г. расстояние от Солнца до "Вояджера-1" составило 94.01 а.е., а до "Вояджера-2" — 75.17 а.е. Поскольку "Вояджер-1" почти на 20 а.е. дальше "Вояджера-2", следует ожидать, что "Вояджер-1" первым пересечет гелиосферную ударную волну. Простым и наиболее прямым способом подтверждения этого события можно считать факт резкого торможения солнечного ветра и увеличения его плотности. К сожалению, детектор для измерения параметров солнечного ветра "Вояджера-1" несколько лет назад вышел из строя. Аналогичный прибор работает на АМС "Вояджер-2". Результаты измерений можно найти в Интернете по адресу: http://web.mit.edu/afs/athena/org/s/space/www/voyager/ voyager.html

Не имея возможности регистрировать солнечный ветер, специалисты вынуждены использовать данные других приборов "Вояджера-1". Так, группа ученых из Лаборатории прикладной физики под руководством Т. Кримиджиса проанализировала величину и анизотропию потоков энергичных заряженных частиц с энергиями 0.57-1.78 МэВ, измеренные детектором заряженных частиц низкой энергии (LECP) АМС "Вояджер-1". В течение примерно 200 сут, с августа 2002 г., замечено резкое увеличение потоков частиц в указанном диапазоне. По степени анизотропии потоков оценили скорость солнечного ветра, оказавшуюся здесь постоянной — около 100 км/с. Отсюда сделан вывод о том, что космический аппарат пересек гелиосферную ударную волну. Анализ измерений другого прибора привел к иному выводу. Дж. МакДональдом и его коллегами проанализированы данные детектора космических лучей (CRS), измеряющего потоки их галактической и аномальной компонент. В августе 2002 г. с помощью этого прибора было также зафиксировано существенное увеличение потоков энергичных ионов и электронов. Однако форма спектров аномальной компоненты космических лучей не подтверждает теорию. Анализ спектров АКЛ говорит о том, что "Вояджер-1" не пересекал гелиосферную ударную волну. Повышенный уровень потоков энергичных частиц подтверждает, что зонд находится пока еще в области предфронта, формируемого АКЛ.

В настоящее время среди исследователей нет единого мнения по поводу удивительных данных "Вояджера-1". На состоявшейся в январе 2004 г. в США конференции ученые отстаивали обе точки зрения. На взгляд автора статьи, "Вояджер-1" находился в области предфронта, но не пересек фронт ударной волны. Можно лишь утверждать, что во второй половине 2002 г. "Вояджер-1" находился в непосредственной близости от гелиосферной ударной волны, но делать окончательный вывод еще рано.

Положение ударной волны в пространстве изменяется в зависимости от фазы солнечного цикла. По нашим расчетам, в 2002 г. ударная волна была на минимальном расстоянии от Солнца, а затем начала удаляться от него на 3-4 а.е. в год. Как это ни парадоксально, но примерно с такой же скоростью движется от Солнца "Вояджер-1". В течение 3-4 лет гелиосферная ударная волна продолжит удаляться от Солнца, а затем снова начнет приближаться к светилу. Заметим, что при движении ударной волны возможны мелкомасштабные колебания ее фронта вследствие флуктуации среды. Поэтому уже в ближайшее время АМС "Вояджер-1" может несколько раз пересечь гелиосферную ударную волну.

НОВЫЕ ПРОЕКТЫ

"Вояджер-1 и -2" сейчас открывают новую страницу в освоении космического пространства. Впервые они долетают до гелиосферной ударной волны — предвестницы границы гелиосферы. Несомненно, что измерения, проведенные в области за ударной волной, существенно изменят представления о природе среды на границе Солнечной системы. Исследование гелиосферного интерфейса — сравнительно молодая и бурно развивающаяся область науки.

Размещение научных приборов на АМС "Вояджер-1": 1 — ультрафиолетовый спектрометр, 2 — интерференционный ИК-спектрометр, 3 -фотополяриметр, 4 — детектор заряженных частиц низкой энергии, 5 — антенна для регистрации радиоизлучения планет и волн в плазме, 6 — магнитометр для измерения слабых магнитных полей, 7 — магнитометр для измерения сильных магнитных полей, 8 — детектор космических лучей, 9 — детектор плазмы, 10 — телекамера с широкоугольным объективом, 11 — камера с телеобъективом. Рисунок NASA.

В настоящее время NASA разрабатывает амбициозную программу изучения области взаимодействия солнечного ветра с межзвездной средой и измерения параметров невозмущенной межзвездной среды. Планируется через 10-15 лет достичь локальной межзвездной среды. Следует заметить, что проект "Интерстеллар проуб" рассматривается NASA как пробный перед запуском первого межзвездного КА к ближайшей звезде — α Центавра. Для этого потребуется разработать новый тип космического аппарата и научные приборы.

По мнению автора статьи, отечественный космический проект межзвездного полета мог бы стать одним из глобальных проектов России, стимулирующих развитие технологий и, следовательно, способствующих экономическому развитию страны.

Наряду с проектом "Интерстеллар проуб" NASA обсуждает план изучения гелиосферного интерфейса с орбиты Земли. В частности, группой ученых под руководством Д. МакКомаса из Юго-Западного исследовательского института (шт. Техас) представлен в NASA проект IBEX (Interstellar Boundary Explorer — исследователь межзвездной границы). Автор настоящей статьи является участником этого проекта, в рамках которого предполагается измерять с орбиты Земли потоки энергичных нейтральных атомов в диапазоне энергий 0.01 — 10 кэВ. Такие атомы рождаются в области между гелиосферной ударной волной и гелиопаузой и несут информацию о свойствах ее плазмы. Исследования позволят составить глобальную трехмерную картину гелиосферного интерфейса. Грядущее пересечение АМС "Вояджер-1" гелиосферной ударной волны могут привести к новым важным открытиям.

Американский проект IBEX (исследователь межзвездной границы). На врезке вверху — предполагаемые результаты наблюдений для двух возможных моделей гелиосферного интерфейса. Рисунок предоставлен автору руководителем проекта IBEX Д. МакКомасом.