Как възниква слънчевият вятър? Може ли човек да усети слънчевия вятър? Крахът на идеята за статична слънчева корона

Атмосферата на Слънцето е 90% водород. Неговата най-отдалечена от повърхността част се нарича слънчева корона; тя е ясно видима изцяло слънчеви затъмнения. Температурата на короната достига 1,5-2 милиона K, а коронният газ е напълно йонизиран. При тази температура на плазмата топлинната скорост на протоните е около 100 km/s, а на електроните е няколко хиляди километра в секунда. За да се преодолее слънчевото привличане е достатъчно начална скорост 618 км/с, секунда евакуационна скоростслънце Следователно плазмата постоянно изтича от слънчевата корона в космоса. Този поток от протони и електрони се нарича слънчев вятър.

Преодолявайки гравитацията на Слънцето, частиците на слънчевия вятър летят по прави траектории. Скоростта на всяка частица почти не се променя с разстоянието, но може да бъде различна. Тази скорост зависи основно от състоянието слънчева повърхност, от „времето“ на Слънцето. Средно тя е равна на v ≈ 470 km/s. Слънчевият вятър изминава разстоянието до Земята за 3-4 дни. В този случай плътността на частиците в него намалява обратно пропорционално на квадрата на разстоянието до Слънцето. На разстояние, равен на радиуса земна орбита, в 1 cm 3 има средно 4 протона и 4 електрона.

слънчев вятърнамалява масата на нашата звезда – Слънцето – с 10 9 kg за секунда. Въпреки че това число изглежда голямо в земен мащаб, в действителност то е малко: загубата на слънчева маса може да бъде забелязана само в пъти хиляди пъти по-дълго от модерна епохаСлънцето, което е на около 5 милиарда години.

Интересно и необичайно е взаимодействието на слънчевия вятър с магнитното поле. Известно е, че заредените частици обикновено се движат в магнитно поле H в кръг или по спирални линии. Това обаче е вярно само когато магнитното поле е достатъчно силно. По-точно, за да се движат заредените частици в кръг, е необходимо плътността на енергията магнитно поле H 2 /8π е по-голяма от плътността кинетична енергиядвижеща се плазма ρv 2 /2. При слънчевия вятър ситуацията е обратната: магнитното поле е слабо. Следователно заредените частици се движат по права линия и магнитното поле не е постоянно, то се движи заедно с потока от частици, сякаш отнесен от този поток към периферията на Слънчевата система. Посоката на магнитното поле в цялото междупланетно пространство остава същата, каквато беше на повърхността на Слънцето в момента, в който се появи плазмата на слънчевия вятър.

При движение по екватора на Слънцето магнитното поле обикновено променя посоката си 4 пъти. Слънцето се върти: точките на екватора извършват оборот за T = 27 дни. Следователно междупланетното магнитно поле е насочено в спирали (виж фигурата) и целият модел на тази фигура се върти след въртенето на слънчевата повърхност. Ъгълът на въртене на Слънцето се променя като φ = 2π/T. Разстоянието от Слънцето се увеличава със скоростта на слънчевия вятър: r = vt. Следователно уравнението на спиралите на фиг. има формата: φ = 2πr/vT. На разстояние от земната орбита (r = 1,5 10 11 m) ъгълът на наклона на магнитното поле към радиус вектора е, както може лесно да се провери, 50 °. Средно този ъгъл се измерва Космически кораби, но не съвсем близо до Земята. В близост до планетите магнитното поле е структурирано по различен начин (виж Магнитосфера).

слънчев вятър

- непрекъснат плазмен поток слънчев произход, разпространявайки се приблизително радиално от Слънцето и запълвайки се със себе си слънчева системакъм хелиоцентричен разстояния ~100 AU С.в. се образува по време на газодинамиката. разширяване в междупланетното пространство. При високи температури, които съществуват в слънчевата корона (K), налягането на горните слоеве не може да балансира газовото налягане на материята на короната и короната се разширява.

Първо доказателство за съществуване постоянен потокплазми от Слънцето са получени от L. Biermann (Германия) през 50-те години. върху анализа на силите, действащи върху плазмените опашки на комети. През 1957 г. Ю. Паркър (САЩ), анализирайки условията на равновесие на короната, показа, че короната не може да бъде в хидростатични условия. равновесие, както се предполагаше по-рано, но трябва да се разшири и това разширение предвид съществуващото гранични условиятрябва да доведе до ускоряване на коронарната материя до свръхзвукови скорости.

Средни характеристики на S.v. са дадени в табл. 1. За първи път на втория съветски космически кораб е регистриран плазмен поток от слънчев произход. ракета "Луна-2" през 1959 г. Наличието на постоянно изтичане на плазма от Слънцето е доказано в резултат на многомесечни измервания в Америка. AMS Mariner 2 през 1962 г

Таблица 1. Средни характеристики на слънчевия вятър в околоземна орбита

Скорост	400 км/с
Протонна плътност	6 см -3
Протонна температура	ДА СЕ
Електронна температура	ДА СЕ
Сила на магнитното поле	д
Плътност на протонния поток	cm -2 s -1
Плътност на потока на кинетична енергия	0,3 ergsm -2 s -1

Потоци Н.в. могат да бъдат разделени на два класа: бавни - със скорост km/s и бързи - със скорост 600-700 km/s. Бързите потоци идват от тези области на короната, където магнитното поле е близко до радиалното. Някои от тези области са . Бавни потоци N.W. очевидно са свързани с областите на короната, където има значение. тангенциален компонент маг. полета.

В допълнение към основните компоненти на S.v. - в състава му са открити частици, силно йонизирани йони на кислород, сяра и желязо (фиг. 1). При анализиране на газове, уловени във фолио, изложено на Луната, бяха открити атоми Ne и Ar. Средна хим. състав на С.в. е дадено в табл. 2.

Таблица 2. Относително химичен съставСлънчев вятър

елемент	Относително съдържание
з	0,96
3 Той
4 Той	0,04
О
не
Si
Ар
Fe

Йонизация състояние на материята S.v. съответства на нивото в короната, където времето на рекомбинация става малко в сравнение с времето на разширяване, т.е. на разстояние. Йонизационни измервания йонни температури S.v. правят възможно определянето на електронната температура на слънчевата корона.

С.в. пренася короналното магнитно поле със себе си в междупланетната среда. поле. Замразени в плазма електропроводиТова поле образува междупланетно магнитно поле. поле (MMP). Въпреки че интензитетът на IMF е нисък и енергийната му плътност е прибл. 1% от кинетичния енергия S.V., играе голяма роляпо термодинамика S.v. и в динамиката на взаимодействията между С.в. с телата на Слънчевата система и потоците на Севера. помежду си. Комбинация от разширение S.v. с въртенето на Слънцето води до факта, че маг. мощни лиониуми, замразени в S.V. Радиална и азимутална компонента на маг. полетата в близост до равнината на еклиптиката се променят с разстоянието:
,
Където Р- хелиоцентричен разстояние, - ъглова скороствъртене на слънцето, u R- компонента на радиалната скорост S.v., индекс “0” съответства на началното ниво. На разстоянието на земната орбита ъгълът между магнитните направления. полета и посока към Слънцето, на голяма хелиоцентр. Разстоянията на IMF са почти перпендикулярни на посоката към Слънцето.

S.v., възникващи над региони на Слънцето с различна магнитна ориентация. полета, образува потоци в различно ориентирани вечно замръзнали почви – т.нар. междупланетно магнитно поле.

В Н.в. наблюдаваното Различни видовевълни: Langmuir, whistlers, йонно-звукови, магнитозвукови и др. (виж). Някои вълни се генерират на Слънцето, други се възбуждат в междупланетната среда. Генерирането на вълни изглажда отклоненията на функцията на разпределение на частиците от максвеловата и води до факта, че S.V. Дръж се като континуум. Вълните от тип Alfvén играят голяма роля в ускоряването на малки компоненти на S.V. и при формирането на функцията на разпределение на протоните. В Н.в. Наблюдават се и контактни и ротационни прекъсвания, характерни за магнетизираната плазма.

Поток N.w. явл. свръхзвукова по отношение на скоростта на тези видове вълни, които осигуряват ефективен трансфер на енергия в S.V. (Алфвен, звукови и магнитозвукови вълни), Алфвен и звукови числа на Мах S.v. в околоземна орбита. При подрязване на S.v. препятствия, които могат ефективно да отклонят S.v. (магнитни полета на Меркурий, Земята, Юпитер, Старн или проводящите йоносфери на Венера и, очевидно, Марс), се образува дъгова ударна вълна. С.в. забавя и се нагрява в предната част на ударната вълна, което й позволява да обиколи препятствието. По същото време в Н.в. се образува кухина - магнитосферата (собствена или индуцирана), формата и размерът на структурата се определят от баланса на магнитното налягане. полетата на планетата и налягането на протичащия плазмен поток (виж). Слоят от нагрята плазма между ударната вълна и обтекаемото препятствие се нарича. преходен регион. Температурите на йоните във фронта на ударната вълна могат да се повишат 10-20 пъти, на електроните - 1,5-2 пъти. Феномен на ударна вълна. , термализацията на потока се осигурява от колективни плазмени процеси. Дебелината на фронта на ударната вълна е ~100 km и се определя от скоростта на нарастване (магнитозвук и/или по-нисък хибрид) по време на взаимодействието на настъпващия поток и част от йонния поток, отразен от фронта. При взаимодействие между С.в. с непроводящо тяло (Луната) ударна вълна не възниква: плазменият поток се абсорбира от повърхността, а зад тялото се образува SW, който постепенно се запълва с плазма. кухина.

На стационарен процесИзтичането на коронната плазма се наслагва от нестационарни процеси, свързани с. При силни слънчеви изригвания се освобождава материя от по-ниски регионикорона в междупланетната среда. В този случай също се образува ударна вълна (фиг. 3), която постепенно се забавя при движението си през плазмата на SW. Пристигането на ударна вълна към Земята води до компресия на магнитосферата, след което обикновено започва развитието на магнетизма. бури

Уравнението, описващо разширяването на слънчевата корона, може да се получи от системата от уравнения за запазване на масата и ъгловия момент. Решенията на това уравнение, които описват различния характер на промяната на скоростта с разстоянието, са показани на фиг. 4. Разтвори 1 и 2 съответстват на ниски скорости в основата на короната. Изборът между тези две решения се определя от условията в безкрайността. Решение 1 съответства на ниски скорости на разширение на короната („слънчев бриз“, според J. Chamberlain, САЩ) и дава големи стойностиналягане в безкрайност, т.е. среща същите трудности като статичния модел. корони Решение 2 съответства на прехода на скоростта на разширение през скоростта на звука ( срещу К) на определен ром критичен. разстояние Р Ки последващо разширяване със свръхзвукова скорост. Това решение дава изчезващо малка стойност на налягането в безкрайността, което прави възможно съгласуването му с ниското налягане на междузвездната среда. Паркър нарича този тип течение слънчев вятър. Критичен точката е над повърхността на Слънцето, ако температурата на короната е по-ниска от определена критична стойност. стойности, къде м- маса на протона, - адиабатен индекс. На фиг. Фигура 5 показва промяната в скоростта на разширение от хелиоцентрична. разстояние в зависимост от изотермичната температура. изотропна корона. Следващите модели на S.v. вземат предвид промените в короналната температура с разстоянието, двутечността на средата (електронни и протонни газове), топлопроводимост, вискозитет и несферичния характер на разширението. Подход към субстанцията S.v. как към непрекъсната среда е оправдано от наличието на IMF и колективния характер на взаимодействието на SW плазмата, причинено от различни видове нестабилности. С.в. осигурява основното изтичане на топлинна енергия от короната, т.к пренос на топлина към хромосферата, електромагн. радиация от силно йонизирана коронна материя и електронна топлопроводимост на слънчевата енергия. недостатъчна за установяване на топлинна баланс на короната. Електронната топлопроводимост осигурява бавно понижаване на температурата на околната среда. с разстояние. С.в. не играе забележима роля в енергията на Слънцето като цяло, т.к отнесеният от него енергиен поток е ~ 10 -8

Постоянен радиален поток от слънчева плазма. корони в междупланетно производство. Потокът от енергия, идващ от дълбините на Слънцето, нагрява плазмата на короната до 1,5-2 милиона K. DC. отоплението не се балансира от загуба на енергия поради радиация, тъй като короната е малка. Излишната енергия означава. степени се отнасят от С. век. (=1027-1029 erg/s). Следователно короната не е в хидростатично положение. равновесие, то непрекъснато се разширява. Според състава на С. век. не се различава от коронната плазма (слънчевата плазма съдържа главно протони, електрони, някои хелиеви ядра, йони на кислород, силиций, сяра и желязо). В основата на короната (10 хиляди км от фотосферата на Слънцето) частиците имат радиален радиал от порядъка на стотици m/s, на разстояние няколко. слънчева радиуси тя достига скоростта на звука в плазмата (100 -150 km/s), близо до земната орбита скоростта на протоните е 300-750 km/s, а техните пространства. - от няколко ч-ц до няколко десетки часовев 1 cm3. С помощта на междупланетното пространство. станции се установи, че до орбитата на Сатурн плътността поток h-cС.в. намалява по закона (r0/r)2, където r е разстоянието от Слънцето, r0 е началното ниво. С.в. носи със себе си примките на слънчевите електропроводи. маг. полета, които формират междупланетното магнитно поле. . Комбинация от радиални движения ч-цС.в. с въртенето на Слънцето придава на тези линии формата на спирали. Мащабна структура на маг. Полетата в близост до Слънцето имат формата на сектори, в които полето е насочено от Слънцето или към него. Размерът на кухината, заета от S. v., не е точно известен (радиусът му очевидно е не по-малък от 100 AU). В границите на тази кухина има динамика С.в. трябва да се балансира от налягането на междузвездния газ, галактически. маг. полета и галактика пространство лъчи. В близост до Земята сблъсъкът на потока h-c S. v. с геомагнитни полето генерира стационарна ударна вълна пред земната магнитосфера (от страната на Слънцето, фиг.).

С.в. тече около магнитосферата, така да се каже, ограничавайки нейното разпространение в пространството. Промени в слънчевата интензивност, свързани със слънчеви изригвания, явления. основен причина за геомагнитни смущения. полета и магнитосфера (магнитни бури).

Зад Слънцето губи от север. =2X10-14 част от неговата маса Msol. Естествено е да се предположи, че изтичане на материя, подобно на S.E., съществува и при други звезди (""). Тя трябва да бъде особено интензивна масивни звезди(с маса = няколко десети от Msolns) и с висока температура на повърхността (= 30-50 хиляди K) и за звезди с разширена атмосфера (червени гиганти), тъй като в първия случай има силно развити звездни корони имат достатъчно висока енергия, за преодоляване на гравитацията на звездата, а във втория – ниска параболична. скорост (бързина на бягство; (вижте СКОРОСТИТЕ НА КОСМИЧЕСТВОТО)). Средства. Загубите на маса със звезден вятър (= 10-6 Msol/година и повече) могат значително да повлияят на еволюцията на звездите. На свой ред звездният вятър създава „мехурчета“ от горещ газ в междузвездната среда - източници на рентгенови лъчи. радиация.

Физически енциклопедичен речник. - М.: Съветска енциклопедия. . 1983 .

СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР - непрекъснат поток от плазма от слънчев произход, Слънцето) в междупланетното пространство. При високи температури, които съществуват в слънчевата корона (1,5 * 10 9 K), налягането на горните слоеве не може да балансира газовото налягане на веществото на короната и короната се разширява.

Първото свидетелство за съществуването на пост. плазмените потоци от Слънцето са получени от L. Л. Бирман през 50-те години. върху анализа на силите, действащи върху плазмените опашки на комети. През 1957 г. Ю. Паркър (E. Parker), анализирайки условията на равновесие на короната, показа, че короната не може да бъде в хидростатични условия. ср. характеристики на S. v. са дадени в табл. 1. С. тече. могат да бъдат разделени на два класа: бавни - със скорост 300 км/с и бързи - със скорост 600-700 км/с. Бързите потоци идват от областите на слънчевата корона, където е структурата на магнитното поле. полетата са близки до радиалните. коронални дупки. Бавни потоцистр. V. очевидно са свързани с областите на короната, в които има, следователно, Таблица 1. - Средни характеристики на слънчевия вятър в околоземна орбита

Скорост
Протонна концентрация
Протонна температура
Електронна температура
Сила на магнитното поле
Плътност на потока на Python....	2,410 8 cm -2 c -1
Плътност на потока на кинетична енергия	0,3 ergcm -2 s -1

Таблица 2.- Относителен химичен състав на слънчевия вятър

	Относително съдържание

	Относително съдържание

В допълнение към основното компоненти на слънчевата вода - протони и електрони също са открити в състава й. Измервания на йонизация. температура на йони S. v. правят възможно определянето на електронната температура на слънчевата корона.

През Н. век. се наблюдават разлики. видове вълни: Ленгмюр, свистящи, йонно-акустични, вълни в плазма). Някои от вълните от тип Alfven се генерират на Слънцето, а някои се възбуждат в междупланетната среда. Генерирането на вълни изглажда отклоненията на функцията на разпределение на частиците от максвеловата и в комбинация с влиянието на магнетизма. полета към плазмата води до факта, че S. v. се държи като непрекъсната среда. Вълните от тип Alfvén играят голяма роля в ускоряването на малки компоненти на S.

Ориз. 1. Масивен слънчев вятър. По хоризонталната ос е отношението на масата на частицата към нейния заряд, по вертикалната ос е броят на частиците, регистрирани в енергийния прозорец на устройството за 10 s. Числата със знак "+" показват заряда на йона.

Поток N. в. е свръхзвукова по отношение на скоростите на тези видове вълни, които осигуряват еф. пренос на енергия до С. век. (Алвен, звук). Алвен и звук Число на Мах С. V. 7. Когато тече около северната страна. препятствия, способни ефективно да го отклонят (магнитни полета на Меркурий, Земята, Юпитер, Сатурн или проводящите йоносфери на Венера и, очевидно, Марс), се образува отклоняваща се ударна вълна. вълни, което му позволява да тече около препятствие. По същото време през Сев.в. образува се кухина - магнитосферата (собствена или индуцирана), формата и размерите на формата се определят от баланса на магнитното налягане. полетата на планетата и налягането на протичащия плазмен поток (вж. Магнитосферата на Земята, Магнитосферите на планетите).В случай на взаимодействие със S. v. с непроводимо тяло (например Луната), ударна вълна не възниква. Плазменият поток се абсорбира от повърхността и зад тялото се образува кухина, която постепенно се запълва с плазма С. V.

Стационарният процес на изтичане на коронна плазма се наслагва от нестационарни процеси, свързани с пламъци на Слънцето.При силни факели се отделят вещества от дъното. области на короната в междупланетната среда. Магнитни вариации).

Ориз. 2. Разпространение на междупланетна ударна вълна и изхвърляне от слънчево изригване. Стрелките показват посоката на движение на плазмата на слънчевия вятър,

Ориз. 3. Видове решения на уравнението за разширение на короната. Скоростта и разстоянието се нормализират към критичната скорост vk, а критичното разстояние Rk съответства на слънчевия вятър.

Разширяването на слънчевата корона се описва чрез система от уравнения за запазване на масата, v k) в някаква критична точка. разстояние R до и последващо разширение със свръхзвукова скорост. Това решение дава изчезващо малка стойност на налягането в безкрайността, което прави възможно съгласуването му с ниското налягане на междузвездната среда. Този тип поток е наречен S. от Ю. Паркър. , където m е масата на протона, е адиабатният показател и е масата на Слънцето. На фиг. Фигура 4 показва промяната в скоростта на разширение от хелиоцентрична. топлопроводимост, вискозитет,

Ориз. 4. Профили на скоростта на слънчевия вятър за модела на изотермичната корона при различни значениякоронална температура.

С.в. осигурява основното изтичане на топлинна енергия от короната, тъй като пренос на топлина към хромосферата, ел.-магн. корони и електронна топлопроводимостстр. V. недостатъчно за установяване топлинен баланскорони Електронната топлопроводимост осигурява бавно понижаване на температурата на околната среда. с разстояние. светимост на Слънцето.

С.в. пренася короналното магнитно поле със себе си в междупланетната среда. поле. Силовите линии на това поле, замръзнали в плазмата, образуват междупланетно магнитно поле. (IMF) Въпреки че интензитетът на IMF е нисък и неговата енергийна плътност е около 1% от кинетичната плътност. енергия на слънчевата енергия, тя играе важна роля в термодинамиката. V. и в динамиката на взаимодействията на S. v. с телата на слънчевата система, както и с потоците на север. помежду си. Комбинация от разширяване на S. век. с въртенето на Слънцето води до факта, че маг. силовите линии, замръзнали на север от века, имат формата B R и азимутални магнитни компоненти. полетата се променят по различен начин с разстояние близо до равнината на еклиптиката:

къде е анг. скорост на въртене на слънцето, И -радиален компонент на скоросттаC. c., индекс 0 съответства на първоначалното ниво. На разстоянието от земната орбита ъгълът между магнитната посока. полета и Роколо 45°. При големи L магнитни.

Ориз. 5. Форма на линията на междупланетното магнитно поле, а - радиална компонента на скоростта на плазмата, R - хелиоцентрично разстояние.

С. в., възникващи над райони на Слънцето с разл. магнитна ориентация полета, скорост, temp-pa, концентрация на частици и др.) също в срв. се променят естествено в напречното сечение на всеки сектор, което е свързано със съществуването на бърз поток от слънчева вода в сектора. Границите на секторите обикновено се намират в бавния поток на Северния век. Най-често се наблюдават 2 или 4 сектора, въртящи се със Слънцето. Тази структура, образувана при издърпване на S. голям мащабмагн. коронни полета, могат да се наблюдават за няколко. обороти на Слънцето. Секторната структура на МВФ е следствие от наличието на токов слой (ТС) в междупланетната среда, който се върти заедно със Слънцето. TS създава магнитен прилив. полета - радиални МВФ имат различни знациот различни страни TS. Този TC, предсказан от H. Alfven, преминава през тези части на слънчевата корона, които са свързани с активни региони на Слънцето, и разделя тези региони от различните. признаци на радиалния компонент на слънчевия магнит. полета. TS се намира приблизително в равнината на слънчевия екватор и има нагъната структура. Въртенето на Слънцето води до усукване на гънките на ТК в спирала (фиг. 6). Намирайки се близо до равнината на еклиптиката, наблюдателят се оказва над или под TS, поради което попада в сектори с различни знаци на радиалния компонент на IMF.

Близо до Слънцето на север. има надлъжни и ширинни градиенти на скоростта на безсблъсъчните ударни вълни (фиг. 7). Първо се образува ударна вълна, разпространяваща се напред от границата на секторите (директна ударна вълна), а след това се образува обратна ударна вълна, разпространяваща се към Слънцето.

Ориз. 6. Форма на хелиосферния токов слой. Пресичането му с равнината на еклиптиката (наклонена към слънчевия екватор под ъгъл ~ 7°) дава наблюдаваната секторна структура на междупланетното магнитно поле.

Ориз. 7. Структура на сектора на междупланетното магнитно поле. Късите стрелки показват посоката на слънчевия вятър, линиите със стрелки показват линиите на магнитното поле, пунктираните линии показват границите на сектора (пресечната точка на чертожната равнина с текущия слой).

Тъй като скоростта на ударната вълна е по-малка от скоростта на слънчевия вятър, тя носи обратната ударна вълна в посока далеч от Слънцето. Ударните вълни в близост до границите на сектора се образуват на разстояния от ~1 AU. д. и може да се проследи до разстояния от няколко. А. д. Тези ударни вълни, както и междупланетните ударни вълни от слънчеви изригвания и околопланетни ударни вълни, ускоряват частиците и следователно са източник на енергийни частици.

С.в. се простира на разстояния от ~100 AU. д., където налягането на междузвездната среда балансира динамиката. кръвно налягане Кухината, пометена от S. v. Междупланетна среда). РазширяванеS. V. заедно със замръзналия в него магнит. поле предотвратява проникването на галактически частици в Слънчевата система. пространство лъчи с ниска енергия и води до космически вариации. високоенергийни лъчи. Феномен, подобен на S.V., е открит в някои други звезди (вж. Звезден вятър).

Лит.:Паркър Е. Н., Динамика в междупланетната среда, О. Л. Вайсберг.

Физическа енциклопедия. В 5 тома. - М.: Съветска енциклопедия. Главен редакторА. М. Прохоров. 1988 .

Вижте какво е "SOLAR WIND" в други речници:

СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР, поток от плазма от слънчевата корона, който изпълва Слънчевата система на разстояние до 100 астрономически единициот Слънцето, където налягането на междузвездната среда балансира динамичното налягане на потока. Основният състав е протони, електрони, ядра... Съвременна енциклопедия

СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР, постоянен поток от ускорени заредени частици (главно протони и електрони) висока температураслънчевата CORONA до скорости, достатъчно високи, за да могат частиците да преодолеят гравитацията на Слънцето. Слънчевият вятър отклонява... Научно-технически енциклопедичен речник

СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР- непрекъснат поток от слънчев произход, разпространяващ се приблизително радиално от Слънцето и изпълващ Слънчевата система до хелиоцентрика. разстояния R ~ 100 a. e. S. v. се образува по време на газодинамиката. разширяване на слънчевата корона (вж слънце )в междупланетното пространство. При високи температури, които съществуват в слънчевата корона (1,5 * 10 9 K), налягането на горните слоеве не може да балансира газовото налягане на коронната материя и короната се разширява.

Първото свидетелство за съществуването на пост. плазмените потоци от Слънцето са получени от L. Biermann през 50-те години. върху анализа на силите, действащи върху плазмените опашки на комети. През 1957 г. Ю. Паркър (E. Parker), анализирайки условията на равновесие на короната, показа, че короната не може да бъде в хидростатични условия. равновесие, както се предполагаше по-рано, но трябва да се разшири и това разширение, при съществуващите гранични условия, трябва да доведе до ускоряване на короналната материя до свръхзвукови скорости (виж по-долу). За първи път в съветския космически кораб е регистриран плазмен поток от слънчев произход. космически кораб "Луна-2" през 1959 г. Съществуване пост. изтичането на плазма от Слънцето беше доказано в резултат на многомесечни измервания в Америка. пространство апаратът Mariner 2 през 1962 г.

ср. характеристики на S. v. са дадени в табл. 1. С. тече. могат да бъдат разделени на два класа: бавни - със скорост 300 км/с и бързи - със скорост 600-700 км/с. Бързите потоци идват от областите на слънчевата корона, където е структурата на магнитното поле. полетата са близки до радиалните. Някои от тези области са коронални дупки . Бавни течения на Северния век. очевидно са свързани с областите на короната, в които следователно има тангенциален магнитен компонент. полета.

Таблица 1.- Средни характеристики на слънчевия вятър в околоземна орбита

Скорост
Протонна концентрация
Протонна температура
Електронна температура
Сила на магнитното поле
Плътност на потока на Python....	2,410 8 cm -2 c -1
Плътност на потока на кинетична енергия	0,3 ergcm -2 s -1

Таблица 2.- Относителен химичен състав на слънчевия вятър

	Относително съдържание

	Относително съдържание

В допълнение към основното компоненти на слънчевата вода са протони и електрони; йони на кислород, силиций, сяра, желязо (фиг. 1). При анализиране на газове, уловени във фолио, изложено на Луната, бяха открити атоми Ne и Ar. ср. относителна хим. състав на С. в. е дадено в табл. 2. Йонизация. състояние на материята S. v. съответства на нивото в короната, където времето за рекомбинация е кратко в сравнение с времето за разширяване Йонизационни измервания температура на йони S. v. правят възможно определянето на електронната температура на слънчевата корона.

През Н. век. се наблюдават разлики. видове вълни: Langmuir, whistlers, йонно-звукови, магнитозвукови, Alfven и др. (вж. Вълни в плазмата Някои от вълните от типа на Алфвен се генерират на Слънцето, а някои се възбуждат в междупланетната среда. Генерирането на вълни изглажда отклоненията на функцията на разпределение на частиците от максвеловата и в комбинация с влиянието на магнетизма. полета върху плазмата води до факта, че S. v. се държи като непрекъсната среда. Вълните от тип Alfvén играят голяма роля в ускоряването на малки компоненти на слънчевите вълни. и при формирането на функцията на разпределение на протоните. През Н. век. също се наблюдават контактни и ротационни прекъсвания, характерни за магнетизираната плазма.

Ориз. 1. Масов спектър на слънчевия вятър. По хоризонталната ос е отношението на масата на частицата към нейния заряд, по вертикалната ос е броят на частиците, регистрирани в енергийния прозорец на устройството за 10 s. Числата със знак "+" показват заряда на йона.

Поток N. в. е свръхзвукова по отношение на скоростите на тези видове вълни, които осигуряват еф. пренос на енергия до С. век. (Алфвен, звукови и магнитозвукови вълни). Алвен и звук Число на МахСЪС.V. в земната орбита 7. При обтичане на североизток. препятствия, способни ефективно да го отклонят (магнитни полета на Меркурий, Земята, Юпитер, Сатурн или проводящите йоносфери на Венера и, очевидно, Марс), се образува отклоняваща се ударна вълна. С.в. забавя и се нагрява в предната част на ударната вълна, което й позволява да обиколи препятствието. По същото време през Сев.в. се образува кухина - магнитосферата (собствена или индуцирана), формата и размерите на формата се определят от баланса на магнитното налягане. полетата на планетата и налягането на протичащия плазмен поток (вж. Магнитосферата на Земята, Магнитосферите на планетите). В случай на взаимодействие със S. v. с непроводимо тяло (например Луната) ударна вълна не възниква. Плазменият поток се абсорбира от повърхността и зад тялото се образува кухина, която постепенно се запълва с плазма от плазмата.

Стационарният процес на изтичане на коронна плазма се наслагва от нестационарни процеси, свързани с слънчеви изригвания . При силни изригвания веществата се отделят отдолу. области на короната в междупланетната среда. В този случай също се образува ударна вълна (фиг. 2), която постепенно се забавя, разпространявайки се в плазмата на Слънчевата система. Пристигането на ударна вълна към Земята причинява компресия на магнитосферата, след което обикновено започва развитието на магнетизма. бури (виж Магнитни вариации) .

Ориз. 2. Разпространение на междупланетна ударна вълна и изхвърляне от слънчево изригване. Стрелките показват посоката на движение на плазмата на слънчевия вятър, линиите без надпис са линиите на магнитното поле.

Разширяването на слънчевата корона се описва със система от уравнения за запазване на масата, ъглов момент и енергийни уравнения. Решения, които отговарят на различни естеството на промяната на скоростта с разстоянието е показано на фиг. 3. Разтвори 1 и 2 съответстват на ниски скорости в основата на короната. Изборът между тези две решения се определя от условията в безкрайността. Решение 1 съответства на ниски скорости на разширение на короната и дава големи стойности на налягане в безкрайност, т.е. среща същите трудности като статичния модел. корони Решение 2 съответства на прехода на скоростта на разширение през стойностите на скоростта на звука ( v към) на някои критични. разстояние R до и последващо разширение със свръхзвукова скорост. Това решение дава изчезващо малка стойност на налягането в безкрайността, което прави възможно съгласуването му с ниското налягане на междузвездната среда. Този тип поток е наречен S. от Ю. Паркър. Критичен точката е над повърхността на Слънцето, ако температурата на короната е по-ниска от определена критична стойност. стойности , където m е масата на протона, е адиабатният показател и е масата на Слънцето. На фиг. Фигура 4 показва промяната в скоростта на разширение от хелиоцентрична. разстояние в зависимост от изотермичната температура. изотропна корона. Следващите модели на S. век. вземат предвид промените в короналната температура с разстояние, двутечност на средата (електронни и протонни газове), топлопроводимост, вискозитет, несферичност. естеството на разширяването.

Ориз. 4. Профили на скоростта на слънчевия вятър за модела на изотермичната корона при различни стойности на коронарната температура.

С.в. осигурява основното изтичане на топлинна енергия от короната, тъй като преносът на топлина към хромосферата, ел-магн. Коронна радиация и електронна топлопроводимост са недостатъчни за установяване на топлинния баланс на короната. Електронната топлопроводимост осигурява бавно понижаване на температурата на околната среда. с разстояние. С.в. не играе забележима роля в енергията на Слънцето като цяло, тъй като енергийният поток, отнесен от него, е ~10 -7 осветеност слънце

С.в. пренася короналното магнитно поле със себе си в междупланетната среда. поле. Силовите линии на това поле, замръзнали в плазмата, образуват междупланетно магнитно поле. поле (MMP). Въпреки че интензитетът на IMF е нисък и енергийната му плътност е прибл. 1% от кинетичната плътност енергия на слънчевата енергия, тя играе голяма роля в термодинамиката на слънчевата енергия. и в динамиката на взаимодействията на S. v. с телата на слънчевата система, както и с потоците на север. помежду си. Комбинация от разширяване на S. век. с въртенето на Слънцето води до факта, че маг. силовите линии, замръзнали в северния век, имат форма, близка до спиралата на Архимед (фиг. 5). Радиална Б Ри азимутални магнитни компоненти. полетата се променят по различен начин с разстояние близо до равнината на еклиптиката:

къде е анг. скорост на въртене на слънцето, И- радиална компонента на скоростта на централния въздух, индекс 0 съответства на началното ниво. На разстоянието от земната орбита ъгълът между посоката на магнитната. полета и Роколо 45°. При големи L магнитни. полето е почти перпендикулярно на R.

Ориз. 5. Форма на линията на междупланетното магнитно поле. - ъглова скорост на въртене на Слънцето и - радиална компонента на скоростта на плазмата, R - хелиоцентрично разстояние.

С. в., възникващи над райони на Слънцето с разл. магнитна ориентация полета, образува потоци с различно ориентирана вечна замръзналост. Отделяне на наблюдаваната мащабна структура на Слънчевата система. На четен бройсектори с различни се нарича посоката на радиалната компонента на МВФ. структура на междупланетен сектор. Характеристики на S. v. (скорост, temp-pa, концентрация на частици и т.н.) също в ср. се променят естествено в напречното сечение на всеки сектор, което е свързано с наличието на бърз поток от слънчева вода вътре в сектора. Границите на секторите обикновено се намират в рамките на бавния поток на север. Най-често се наблюдават 2 или 4 сектора, въртящи се със Слънцето. Тази структура, образувана при издърпване на S. мащабен маг. коронни полета, могат да се наблюдават за няколко. обороти на Слънцето. Секторната структура на МВФ е следствие от наличието на токов слой (ТС) в междупланетната среда, който се върти заедно със Слънцето. TS създава магнитен прилив. полета - радиалните компоненти на IMF имат различни знаци от различните страни на превозното средство. Тази TS, предсказана от H. Alfven, преминава през тези части на слънчевата корона, които са свързани с активни региони на Слънцето, и разделя тези региони от различните региони. признаци на радиалния компонент на слънчевия магнит. полета. TS се намира приблизително в равнината на слънчевия екватор и има нагъната структура. Въртенето на Слънцето води до усукване на гънките на ТК в спирала (фиг. 6). Намирайки се близо до равнината на еклиптиката, наблюдателят се оказва над или под TS, поради което попада в сектори с различни знаци на радиалната компонента на IMF.

Близо до Слънцето на север. Съществуват надлъжни и широчинни градиенти на скоростта, причинени от разликата в скоростите на бързи и бавни потоци. Докато се отдалечавате от Слънцето и границата между потоците на север става по-стръмна. възникват градиенти на радиална скорост, които водят до образуването ударни вълни без сблъсък(фиг. 7). Първо се образува ударна вълна, разпространяваща се напред от границата на секторите (права ударна вълна), а след това се образува обратна ударна вълна, разпространяваща се към Слънцето.

Ориз. 7. Структура на сектора на междупланетното магнитно поле. Къси стрелки показват посоката на плазмения поток на слънчевия вятър, линии със стрелки - линии на магнитното поле, пунктирани линии - граници на сектора (пресечна точка на равнината на чертане с текущия слой).

Тъй като скоростта на ударната вълна е по-малка от скоростта на слънчевата енергия, плазмата увлича обратната ударна вълна в посока далеч от Слънцето. Ударните вълни в близост до границите на сектора се образуват на разстояния от ~1 AU. д. и може да се проследи до разстояния от няколко. А. д. Тези ударни вълни, както и междупланетните ударни вълни от слънчеви изригвания и околопланетни ударни вълни, ускоряват частиците и следователно са източник на енергийни частици.

С.в. се простира на разстояния от ~100 AU. д., където налягането на междузвездната среда балансира динамиката. кръвно налягане Кухината, пометена от S. v. в междузвездната среда образува хелиосферата (вж. Междупланетна среда ). Разширяване на S. v. заедно със замръзналия в него магнит. поле предотвратява проникването на галактически частици в Слънчевата система. пространство лъчи с ниска енергия и води до вариации в косм. високоенергийни лъчи. Феномен, подобен на S.V., е открит и в някои други звезди (вж Звезден вятър ).

Лит.:Паркър Е. Н., Динамични процеси в междупланетната среда, прев. от англ., М., 1965; Бранд Дж., Слънчев вятър, прев. от английски, М., 1973; Хундхаузен А., Разширяването на короната и слънчевия вятър, прев. от английски, М., 1976. О. Л. Вайсберг.