В раз. Таким образом, степень ионизации не является инвариантом, как нам хотелось бы, а изменяется в y- раз. Далее, так как сила f( = iB/c), действующая на единицу объема, через который течет ток i, в присутствии магнитного поля В пропорциональна у~, а плотность пропорциональна у\ ускорение оказывается пропорциональным у, а не у~\ как это должно быть, исходя из его размерности /Н. Отсюда следует, что гидромагнитные волны (гл. 3) не подчиняются преобразованиям подобия.

Необходимо заметить, что преобразования подобия не влияют на атомные величины. Например, размеры атомов, длина волны излучаемого света и время жизни метастабильных состояний сохраняются.

Чтобы применить результаты, полученные в лаборатории с приборами, характерные линейные размеры которых порядка 10 см, к космическим явлениям, следует увеличить масштаб в 10*-10 раз для перехода к условиям околоземного пространства, в 10-Юо раз для Солнца, в Ю для межпланетного пространства и в 101-102 для Галактики. Вероятно, больший интерес представляет иной подход, а именно приведение космических явлений к лабораторным масштабам. В таком случае мы можем получить определенную информацию, касающуюся явлений более общего характера. Такой подход позволяет установить, какие величины являются наиболее важными, и помогает составить представление о возможности экспериментов по масштабному моделированию, которые иллюстрировали бы космические явления.

Табл. 4.2 показывает, каким образом можно применять преобразования подобия к некоторым важным объектам космической физики.

Укажем некоторые интересные особенности преобразования подобия, представленного в таблице. Прежде всего отметим, что в большинстве случаев приведенные плотности очень велики. Явления, наблюдаемые в высоком вакууме, могут служить аналогией только тех процессов, которые происходят в области околоземного пространства, непосредственно примыкающей к Земле. Лабораторной аналогией космического пространства является не вакуум, а высоко ионизованный газ очень большой плотности.

Еще более удивительно существование в космосе очень сильных магнитных полей. Они настолько сильны, что в настоящее время невозможно в лабораторных условиях создать поля, напряженность которых достаточна для модельных экспериментов.

Существование мощных магнитных полей приводит к двум серьезным последствиям. Во-первых, движение заряженных частиц в космосе по своему характеру обычно отличается от на-

Плотность межпланетного пространства существенно меняется во времени. Верхний предел плотности межпланетного пространства относится к моменту корпускулярной эмнссин Солнца.

Сведения о плотности н напряженности магнитного поля межгалактического пространства предположительны. Максимальная напряженность магнитного поля хромосферы и короны относится к областям, расположенным над пятнами.

блюдаемого в лабораторных условиях. В космических условиях радиус кривизны траектории очень мал, и частицы движутся в направлении магнитного поля или дрейфуют перпендикулярно полю. Движение подобного типа рассмотрено в гл. 2.

Во-вторых, любое движение поперек магнитного поля легко создает сильные электрические поля (см. разд. 1.3). Например, если напряженность приведенного магнитного поля составляет 10* гс, а скорость равна 3- 10 см/сек, то возникает электрическое поле £=10 ед. CGSE = 3000 в/см, а при напряженности 10° гс и той же скорости возникает поле напряженности 30-10* в/см. Таким образом, электрические поля космического пространства, приведенные к лабораторным масштабам, очень велики.

Наконец, представляют интерес временные масштабы преобразования, представленного в табл. 4.2. Факелы, корональные дуги, а также начальную стадию магнитных бурь следует рассматривать как очень короткоживущие процессы. Их эквивалентная длительность по порядку величины равна времени зажигания электрического разряда. Это означает, что в космической физике важную роль играют переходные процессы.

4.2.3. Общие свойства плазмы

Лабораторная плазма состоит из нейтральных молекул (одноатомных или многоатомных), электронов, положительных (а во многих случаях и отрицательных) ионов, а также из квантов, излучаемых возбужденными атомами. В лабораторных разрядах степень ионизации обычно мала, однако в некоторых установках, используемых для термоядерных исследований, степень ионизации достигает очень высоких значений. В космической физике ионизация может быть более или менее полной. Исключение составляют атмосферы планет и межзвездные области HI.

Электроны, ионы и молекулы многократно сталкиваются друг с другом. В обычной плазме лишь очень небольшая доля электронов обладает скоростями, достаточными для ионизации или возбуждения молекул. Следовательно, большинство столкновений между электронами и молекулами носит упругий характер. Поскольку масса электрона сильно отличается от масс других частиц, изменение энергии при таких столкновениях невелико. При соударении с тяжелой частицей электрон передает часть своей кинетической энергии порядка те/М, где те - масса электрона, а М - масса тяжелой частицы (см., например, [10]). Таким образом, если средняя энергия электронов отличается от энергии молекул, то для выравнивания этих энергий потребуется