На 28 септември, на Земјата се појавува силна магнетна бура (ниво 3 на скала од пет) поради тоа што нашата планета е зафатена од струја на брз сончев ветер. Ова го докажуваат податоците од вселенското летало ACE, сместено на линијата Сонце-Земја во точката на гравитациска рамнотежа L1, известува Лабораторијата за астрономија на соларни рендгенски зраци, Физички институт Лебедев.
Нед, 28 септември 2017 година. Слика од веб-страницата на СДО
Сончевиот ветер, чие засилено влијание сега го доживува нашата планета, е поток од плазма што континуирано тече од атмосферата на Сонцето во сите правци и го исполнува целиот Сончев систем. Брзината на сончевиот ветер се зголемува со оддалеченоста од Сонцето и на ниво на Земјината орбита во просек изнесува околу 400 км/сек. Кога Сонцето би било совршено симетричен објект без никакви карактеристики, брзината на сончевиот ветер би била константна. Меѓутоа, бидејќи има центри на активност на Сонцето, како и области со повисоки и пониски температури, ова се рефлектира во брзината на течењето на плазмата - може или да се зголеми или намали во однос на просечната вредност. Колку и да звучи парадоксално, најбрзите текови на сончев ветер течат од најстудените делови на сончевата корона, кои поради пониската температура изгледаат потемни и поради оваа причина се нарекуваат коронални дупки.
Бидејќи короналните дупки често „живеат“ неколку вртежи на Сонцето (т.е. неколку месеци), брзите струи на ветер што тие ги произведуваат се исто така стабилни формации. Некои од нив ја погодија Земјата неколку пати во ова време - со секое вртење на Сонцето кон Земјата со соодветната страна. Магнетните бури што се појавуваат при ваквите удари се повторуваат - тие се одвоени со чекор од 27 дена, што се совпаѓа со периодот на ротација на Сонцето. Ова овозможува да се предвидат вакви бури 27 дена однапред, односно е фундаментално за долгорочно прогнозирање.
Земјата влезе во проток на брз ветер вчера околу 9:00 часот по московско време, кога брзината на околната плазма се зголеми од 300-350 км/сек (нивото на кое се задржа во последните денови) на приближно 500 км/сек. . Првиот контакт со протокот го претвори магнетното поле на Земјата во нарушена состојба, во која остана до крајот на денот. Околу полноќ, брзината на сончевиот ветер што ја дува Земјата се зголеми на 650-700 км/сек, и сега е на ова ниво, речиси 2 пати од просечната вредност. Очигледно, во моментов нашата планета минува низ најбрзиот дел од протокот и доживува најголем удар. Нивото на осцилации на Земјиното магнетно поле, кое го прима главниот удар, сега одговара на нивото од Kp=7, кое е класифицирано како силна магнетна бура.
Врз основа на аголната големина на протокот, Земјата ќе остане во неа околу уште еден ден. За цело ова време, веројатноста за пореметувања во магнетното поле на нашата планета значително ќе се зголеми. Сепак, невремето, очигледно, токму сега го поминува својот врв и повеќе нема да може да достигне повисоко ниво. Земјиното магнетно поле би требало целосно да се смири до средината на утрешниот ден, 29 септември.
од збирката на ПГИ „Физика на просторот блиску до Земјата“, том 2, Апатит, 2000 година“
1. Вовед
2. КВАЗИСТАЦИОНЕРНИ ТЕКОВИ
2.1 Проток со голема брзина од короналните дупки
2.2 VSP раб
2.3 GTS и стример
24 Interstream плазма
3. НЕСТАЦИОНЕРНИ ТЕКОВИ
3.1 Сончеви бури
3.2 Исчезнување на влакна
3.3 Протоци од блесоци и влакно
Вовед
Видовите на сончев ветер може да се поделат во две главни групи: квазистационарни и нестационарни.
Квази-стационарните текови на сончевиот ветер се поврзани со структурни формации на сончевото магнетно поле со карактеристичен животен век од неколку дена до неколку недели или месеци. Нестационарни текови вклучуваат текови чии извори се нестационарни феномени на Сонцето со животен век помал од еден ден. Во литературата не постои целосна класификација на типовите на сончевиот ветер. .
Ако за квази-стационарни типови на сончев ветар нема посебни разлики во дефиницијата (ова се брзи струи од коронални дупки (HSP од CH), хелиосферски струен слој (HCS) со коронални стрими околу него), тогаш дефинициите на нестационарни типови и нивните соларни извори се малку различни. Значи Хадлстон и сор., (1995)Нестабилните текови вклучуваат минливи текови од коронални масовни ејекции (CME) и регионот помеѓу меѓупланетарните ударни бранови и предните рабови на исфрлањето на короналната маса по ударниот бран.
Нестабилните текови вклучуваат текови од коронални масовни ејекции (CMEs) и плазма од ударни бранови.
На другата страна Иванов (1996)нестационарни флукс се определуваат од нивните сончеви извори, имено: спорадични појави како што се блесоци, ненадејни исчезнувања на филаменти во активните области на Сонцето и ненадејни исчезнувања на филаменти надвор од активните региони. 
Ориз. 1 Топологии на магнетно поле и придружни типови на сончев ветер
Топологиите на магнетното поле и придружните типови на сончев ветер се прикажани на Сл. 1.
Подолу ќе биде опис на различните типови на сончев ветар и нивните соларни извори, како и идентификација на овие типови на текови во орбитата на Земјата.
2. Квазистационарни текови
2.1 Проток со голема брзина од короналните дупки
Во делото е даден опис на формирањето на ЦД и неговите својства [Коваленко, 1983].Фотосферските магнетни полиња на Сонцето се големи региони во кои доминира еден поларитет со конфигурација на отворено магнетно поле. Тие се одделени со неутрални линии. Короналните дупки може да се формираат во големите униполарни магнетни региони ако големини на овие области не се помали од 300. Границите на CH го следат обликот на неутралната линија на одредено растојание од него. Постои одредена гранична зона помеѓу работ на ЦД-то и неутралната линија што го формира работ на магнетната ќелија. Во ЦД-то нема неутрални линии и нема затворени структури. CH со мала ширина може да се формираат помеѓу активните региони со конфигурација на затворено магнетно поле.
Еволуцијата на ЦД се случува со промена на структурата на магнетното поле на неговата граница. Раѓањето и уништувањето на CH е јасно поврзано со промените во фотосферските магнетни полиња и соодветното преструктуирање на конфигурацијата на короналните полиња. CH се долговечни формации со просечен животен век за фазата на опаѓање на сончевиот циклус од 3 до 20 соларни вртежи и за фазата околу сончевиот максимум. активноста е околу 1-2 соларни револуции. Животниот век на униполарните структури го надминува животниот век на ЦД-то.
Големината и положбата на CH на сончевата површина зависат од конфигурацијата на сончевите магнетни полиња, што е она што го менува CH во циклусот на сончевата активност. Поларните CH се намалуваат во големина за време на фазата на зголемување на активноста и целосно исчезнуваат во максимум, а CH ги имаат своите максимални големини во. фаза на опаѓање на активноста. Екваторијалните CH, лоцирани помеѓу два активни региони, се менуваат во сончевиот циклус во зависност од промените во активните региони: бројот на CH нагло се намалува на минимум и значително се зголемува при опаѓање на циклусот, кога има многу биполарни магнетни региони, и географската широчина на која се набљудувани е значително намалена. Мали ЦД-а секогаш може да се формираат.
Патролните набљудувања на CH на Земјата се вршат во линијата He1 1083 nm, а локализацијата на CH се добива на спектрохелиограми. Главната разлика помеѓу ЦД-а и нормалната тивка корона е тоа што нивното електромагнетно зрачење е помало низ целиот опсег на бранова должина. ЦД-ата се особено видливи на дискот при меки рендгенски зраци и екстремно ултравиолетово зрачење. ЦД се региони на короната со аномално ниска концентрација, а концентрацијата во плазмата се намалува, а вредноста на брзината на плазмата значително се зголемува со зголемување на степенот на нерадијална конфигурација на магнетното поле.
Короналните дупки се соларниот извор на високо-брзински проток (HSF) на сончевиот ветер. Во работата се разгледува механизмот на формирање на струи со голема брзина од притискачот [Коваленко, 1983]и се сведува на фактот дека поради дивергенцијата на магнетното поле, концентрацијата во плазмата се намалува, а дел од брановата енергија на Сонцето оди на зголемување на брзината на сончевиот ветер.
Главните параметри на VSP се проучени, проучувани и познати. [Ермолаев, 1990; Коваленко, 1983]. Димензиите на VSP во орбитата на Земјата се во просек приближно двојно поголеми од соодветното ЦД. Максималната брзина на SSW зависи од степенот на дивергенција на магнетното поле во короналната дупка Времетраењето на Земјиното вкрстување на телото SSW е од 1 до 10 дена. Просечните вредности на параметрите за телото VSP се:
vp=450-650 km/s; np=6 cm-3; B=(4+9) nT, Tr=10,104 K. (се зголемува со зголемување на брзината); параметар β<1; высокое содержание гелия (4 –:6)% . [Ермолаев, 1990; Јермолаев, Ступин, 1997].
Слика 2. Типичен пример за дистрибуција на параметри. во телото на ВСП..
Параметрите на VSP од ЦД во голема мера варираат и од проток до проток и во рамките на протокот, но главните својства, имено, големината на модулот на магнетното поле што не се менува во телото на протокот ВО,ниска, често пониска отколку за мирен сончев ветер, концентрација n, голема брзина, многу бавно паѓа во текот на неколку дена, остануваат задолжителни за телото VSP од ЦД.
Карактеристична карактеристика на SSW е постоењето во телото на поток долги возови од алфвенски бранови кои се шират од Сонцето (Континуирана активност на AE со висок интензитет, долго времетраење, HDLDCAA).Периодот на овие Алфвен најлони во близина на Земјината орбита може во просек Т=3+8 часа. Овие бранови се одговорни за појавата на Bz компонентите во близина на орбитата на Земјата. Типичен пример за дистрибуција на параметри. во телото на VSP е прикажано на сл. 2 .
VSP работ
Работ на SSW е регион на интеракција помеѓу SSW и сончевиот ветер со мала брзина, одвојувајќи ја плазмата со јасно различни својства и потекло (интерфејс). Предниот раб на VSP од CH се формира како резултат на ротацијата на VSP заедно со Сонцето, и тука брзиот ветер се израмнува со бавниот, формирајќи регион на компресија. Строго кажано, предниот раб на VSP не е квази-стационарен тек; тој треба да се класифицира како нестационарен феномен, иако ретко станува доволно остар за да формира ударни жили во рамките на 1AU. . Следниве промени во параметрите се карактеристични за работ: брзината се зголемува од нивото на мирниот сончев ветер до брзината во телото VSP (во просек од v = 350 до 550 km/s); n концентрацијата нагло се зголемува од мирниот сончев ветер (=5 cm-3) до 20 cm-3, а потоа нагло паѓа на 5 cm-3 или помалку; Т се зголемува од приближно (2K на (10-15).104 K во телото на VSP; распределбата на B е во облик на ѕвонче со максимум околу 12+15 nT.
Тоа. за работ на VSP: vp=550 km/s; np=20 cm-3; Тр=(10-15).104 К.
Покрај предниот раб, VSP има и втор, заден раб, но тој е многу заматен и се препознава само со мали зголемувања на n и V. Брзината во овој случај е речиси намалена на брзината на мирниот сончев ветер , и овој раб не е многу геоефикасен. Земјиното преминување на работ на VSP трае околу 12-15 часа.
Врз основа на карактеристиките на CH и SSW кои произлегуваат од нив опишани погоре, можно е да се идентификуваат тековите со голема брзина во орбитата на Земјата. Во оваа работа, ги земаме само оние струи за кои имало коронални дупки на Сонцето со соодветниот магнетен поларитет со поместување од околу 2,5+3 дена во однос на датумот на поминување на CH низ централниот меридијан за да се земе предвид времето на транспорт на соларна плазма од Сонцето.
GTS и стример
Квази-стационарни типови на сончев ветар, исто така, го вклучуваат хелиосферскиот струен лист (HCS) и короналниот стример. GTS е формиран како површина на поделба помеѓу текови кои носат магнетни полиња од големи размери со спротивен поларитет. Листот на хелиосферската струја го опкружува Сонцето и тоа е централниот дел на хелиосферниот плазма слој, кој е појас од коронални зраци (стримери). Овие коронални зраци започнуваат од врвовите на структурите во облик на шлем, кои имаат затворена конфигурација на линиите на магнетното поле во нивната основа, но магнетните полиња на самите зраци имаат отворена, неконвергирачка конфигурација (сл. 2).
Поради специфичната конфигурација на магнетното поле во HCS и во стримерот, густината на флуксот се намалува со растојанието побавно отколку во конвенционалниот радијален проток, со што се обезбедува висока густина на плазмата на флуксот [Коваленко, 1983]. Слојот на хелиосферската струја е видлив на сончевиот диск како неутрална линија, каде што радијалната компонента е еднаква на нула: Br=0.
HCS е многу стабилна формација низ хелиосферата и постои без значителни промени со години, иако обликот на HCS, определен од распределбата на големи магнетни полиња на Сонцето, може да се менува од една соларна револуција во друга. Обликот на HCS и неговата локација особено јасно се менуваат за време на циклусот на сончевата активност: во текот на годините на минимум HCS се наоѓа приближно во екваторијалната рамнина на Сонцето; во други времиња, особено во максимумот на циклусот, неговата форма и локацијата може да биде произволна [Коваленко, 1983].Во орбитата на Земјата, GCS е идентификуван како граница на секторската структура на меѓупланетарното магнетно поле (ММФ).
Во литературата, при определувањето на видовите на струи на сончевиот ветер, некои автори разгледајте го плазма слојот и GCS заедно, додека други сметаат освен. Сепак, HTS има малку различни параметри во орбитата на Земјата: токму во HTS се менува знакот на радијалната компонента на ММФ; овде сончевиот ветер има најмала брзина и најголема густина. Токму со овие својства се јавува идентификација на хидраулични структури. Стримерот се карактеризира со густина која е помала отколку во HTS, но сепак зголемена во однос на непречениот ветер, брзина поголема од HTS и зголемување во споредба со HTS на модулот B. Генерално, најважната разлика од другите типови на солен ветер за хелиосферскиот плазма слој и ХТС е промена во знакот на вечниот мраз, а како својствено својство на нив, високата густина. Во просек, тивок стример се карактеризира со следните вредности на параметрите
vp=360 km/s; np=(10-15) cm-3; Тр=5,104 К; B=(7-10) nT,
и за тивок GTS:
vp=350 km/s; np=(20-30) cm-3; Тр=5,104 К.
Тивко плазма слој се карактеризира со симетрија на вредностите на параметрите на двете страни на GCS.
Нарушениот стример во орбитата на Земјата се појавува како резултат на неговата интеракција со нарушените текови на сончевиот ветер, што може да се забави од густата плазма на стримерот, формирајќи сложено нарушување додека да стигне до Земјата. Како резултат на ова, може да дојде до нарушување на симетријата на стримерот, зголемување на сите параметри на стримерот и GTS, што може многу да се разликува од еден настан до друг: овде, некои од највисоките вредности за густината на сончевиот ветер е можна (n>50 cm-3), брзините може да се зголемат до (450-500) km/s, зголемување на модулот B, зголемување на масениот флукс и густината на енергетскиот тек. За HTS со зголемена концентрација до n=(30-40)cm-3, β
>1
.
Меѓуводна плазма
Меѓу квазистационарните текови во работата Идентификуван е и тип на ладна густа плазма со мала брзина, која се појавува во сончевиот ветер помеѓу стримерот и брзите текови од CH. Овој тип во орбитата на Земјата е идентификуван како подобрување на некомпресивната густина од тип III Некомпресивно подобрување на густината (NCDE) [Коваленко, Филипов, 1982]и се карактеризира со мала вредност на модулот B=3 nT; низок Т=2,104 К; мала брзина v = 350 km/s и малку зголемена густина n = (10-2 cm-3). Овој тип на проток на сончев ветер е особено чест за време на опаѓањето на сончевиот циклус, кога до 75% од сите коронални дупки од големи размери беа придружени со NCDE во сончевиот ветер. Времетраењето на вкрстувањето на овие текови со Земјата е приближно 14 часа.
3. Нестабилни текови
Сончеви бури
Нестабилните текови на сончевиот ветер се предизвикани од нестабилни спорадични феномени на Сонцето. Најефективен од нив е т.н соларна бура,кога значително количество енергија (1erg) се ослободува за релативно кратко време (=2.103 s).
Во оптичкиот опсег, сончевата бура е видлива како соларен одблесок, манифестиран главно во нагло зголемување на осветленоста на зрачењето на линијата Hα. Во исто време, се забележуваат интензивни рендгенски, ултравиолетови и радио емисии, ударни бранови и емисии на плазма облаци. Историски гледано, сончевата бура обично се нарекува едноставно кромосферски одблесок, а сите други настани се нарекуваат придружни настани, иако сето тоа е единствен, многу сложен феномен кој ги покрива речиси сите слоеви од фотосферата до короната и меѓупланетарниот простор.
Параметрите на оптичкиот блиц се резултат определен од големината на областа на скала од пет точки, времетраењето и осветленоста. Блесоковите се видливи од неколку минути до неколку часа, најверојатното времетраење на одблесокот е околу 1 час за точките 3 и 4. Врз основа на изливите на мекото рендгенско зрачење што го придружуваат одблесокот и нивниот максимален интензитет во опсег од 1- 8 А, ракетите се поделени во 3 класи: ( S, M, X). Не постои недвосмислена кореспонденција помеѓу карактеристиките на блесоците засновани на оптичките и карактеристиките на Х-зраците.Повеќето сончеви блесоци се случуваат во сложени мултиполарни активни региони за време на периодот на нивната брза еволуција.
Редоследот на развој на соларни бури („сценариото“) не е општо прифатен. Во продолжение ви претставуваме дел од нив. Во тек [Могилевски, 1987]Се претпоставува дека фундаменталната основа на овие настани се нелинеарни бранови процеси во форма на осамени нарушувања (MHD солитони, MHD бранови возови) кои се појавуваат од субфотосферските слоеви на активните региони. Последново може да обезбеди: соодветен излез на енергија и материја (=1016 g), доволен не само за појава на оптички блесоци, туку и обезбедува генерирање на коронални транзиенти. Короналните транзиенти поврзани на некој начин со оптичките блесоци се нарекуваат F минливи. Енергијата на короналните транзиенти е ред на големина поголема од енергијата на најголемите оптички блесоци и тие започнуваат на ниво на фотосферата и хромосферата 15-25 минути порано. Очигледно, целиот комплекс на феномени на одблесокот може да се смета за секундарен, одреден со минување на минливиот F низ активниот регион. Короналните транзиенти се попознати како коронални масовни ејекции. (CME - Coronal Mass Injection).
Во делата Се предлага дека главната причина за сончевата активност е еволуцијата на сончевото магнетно поле. Во овој случај, како резултат на нестабилности, повторно поврзување и искачување на нов фотосферски материјал со различен поларитет, се исфрла значителна маса на материја (CME), која, размножувајќи се во короната и сончевиот ветер, може да генерира ударен бран. и да доведе до забрзување на некои од честичките во короната и сончевиот ветер до значителни енергии. По достигнувањето на Земјината орбита, ова меѓупланетарно нарушување може да предизвика геомагнетна бура, кога Земјата прво ќе се судри со ударен бран, а потоа со самиот CME, идентификуван во орбитата на Земјата како магнетен облак, иако останува нејасно дали материјалот во CME е роден во изливот, односно во хромосферата или во самата корона.
Во делата Браво е опишано малку поинакво сценарио. Појавата на нов фотосферски материјал со спротивен поларитет, што само по себе е вообичаен феномен на Сонцето, доведува до преструктуирање на магнетните полиња во сончевата фотосфера. Ако ова се случи во близина на короналниот шлем или короналната дупка, тогаш реструктуирањето на магнетното поле може да доведе до CME, кој ќе се шири по линиите на отворено магнетно поле до Земјината орбита.
Исчезнување на влакна
Друг можен извор на спорадичен нестабилен флукс на сончевиот ветер е короналниот минлив EP-тип [Черток, 1987]неговата манифестација на површината на сонцето е ненадејно исчезнување на големи темни филаменти забележани на дискот при апсорпција на линијата H>α. Карактеристичното време на овој настан се движи од десетици минути до часови. Филаментот видлив на екстремитетот се нарекува проминенција, а неговото исчезнување е видливо како ерупција на оваа проминенција, понекогаш долго времетраење и на растојанија од неколку сончеви радиуси.
Животниот век на филаментите се движи од минути до недели, истакнатоста се карактеризира со висока густина и пониска температура од околната коронална плазма. Според природата на движењето и варијабилноста, тие се поделени во три класи: мирни, активни и еруптивни. Активните влакна обично имаат облик на јамка (еден или повеќе еден по друг). Еруптивните филаменти се карактеризираат со насилни и ненадејни промени. Некои од нив се тесно поврзани со сончевите блесоци, кои сочинуваат дел од процесот на блесоци. Сепак, исчезнувањето на влакното може да биде независен процес и во активниот регион и надвор од него.
Исчезнувањето на влакното може да биде придружено во опсегот на радио со бура од бучава и/или слаб рафал од тип IV. На хелиоцентрично растојание r=1,5+10 Rc, короналните транзиенти од типот EP имаат форма на проширувачка јамка, меур или цел систем на јамки. Иако може да има и други форми: во облик на вентилатор, светлечки ореоли, дифузни облаци. Карактеристичната брзина на проширување е од 100 до 400 km/s, понекогаш и до 800 km/s.
Ослободената енергија во просек изнесува 1 ерг. Дали постои блиска врска помеѓу подвижните влакна и CME? Најверојатно, влакното во короната може да се смета како CME или дел од него. Така, на излезот од короната има исфрлен материјал (CME) поврзан со други форми на сончева активност, како што се соларни изливи и еруптивни проминенции. CME се раѓаат во региони со затворени линии на магнетно поле во долната корона. Вообичаено, овие затворени региони на магнетно поле се наоѓаат во основата на короналниот стример, но CME може да се појават и на многу повисоки хелиоласиони и без поврзување со активни региони.
Во оние спорадични настани на сончевата активност кога CME и блесоци се во тесна временска врска, CME започнува 15-25 минути порано, и често локацијата на блесокот е во близина на еден од рабовите на CME, бидејќи CME е многу поширок (десетици степени) . CME често (1/3 од сите случаи) се јавува во комбинација со настани со долго траење (многу часови) во опсегот на меките рендгенски зраци (LDE - Настани со долго времетраење). LDE е веројатно поврзана со преуредувањето на сончевата корона по исфрлањето на CME и вклучува формирање на нови јамки од топол материјал ниско во короната.
Предните рабови на брзите CME имаат радијални брзини од Сонцето многу поголеми од брзините на сончевиот ветер, па затоа треба да се формира ударен бран пред CME. Навистина, практично сите удари на сончевиот ветер потекнуваат од движењето на CME, кои на 1AU се карактеризираат со следниве карактеристики:
- 1. Контрастумирање (по полето) на ореол од електрони; 2. Контраструирање на енергетски протони (>20 keV); 3. Зголемена содржина на хелиум (He++/H+ >-0,08); 4. Намалена температура на јоните и електроните; 5. Силни магнетни полиња (> 8 nT); 6. Низок број на плазма β<1);
7. Мали варијации во јачината на магнетното поле; 8. Ротација на магнетното поле.
Како и да е, најсигурен од нив е спротивставениот проток на супертермални хало електрони со енергија >80 eV, што значи топологија на затворено магнетно поле типична за CME, за разлика од отворената топологија на линии на поле во нормалниот сончев ветер.
Само 1/3 од CME е придружена со ударен бран, а само 1/6 од CME насочен кон Земјата предизвикува голема геомагнетна бура. Јажињата за меѓупланетарна струја обично се познати како магнетни облаци ако јачината на магнетното поле надминува 1AU≈10 nT. Фреквенцијата на појава на CME значително варира во циклусот на соларна активност, и изнесува околу 6 случаи месечно во години на максимална и 8 случаи годишно во минимална сончева активност. Меѓупланетарните нарушувања поврзани со брзите CME, кои се карактеризираат со голема брзина и висока јачина на магнетно поле (често со голема јужна компонента), може да бидат многу геоефикасни. Многу силните магнетни полиња при вакви нарушувања главно се резултат на компресија во меѓупланетарната средина. Ориентацијата на полето пред CME (ова е просторот помеѓу ударниот фронт и самиот CME, наречен шок слој) е ефект на искривување на теренските линии во близина на OME, додека ориентацијата на полето во самиот CME е одредено од условите на Сонцето.
Многу големи геомагнетни бури се предизвикани од CME со ударен бран или само ударен бран, големите бури исто така може да бидат предизвикани само од CME. Очигледно е дека ударниот бран може да се забележи на посебна точка без CME, бидејќи ударниот бран зафаќа многу поголем простор () од предизвикувачкиот CME (50-700).
Така, минливите исфрлања на материјал од Сонцето во форма на CME се најдобрата врска помеѓу сончевата активност и неповторливите настани во магнетосферата на Земјата.
Моделирано е однесувањето на CME со текот на времето
.
Нестабилните текови во меѓупланетарниот простор во орбитата на Земјата имаат две големи структурни области: ударни бранови и магнетни облаци. Доаѓањето на ударниот бран на Земјата е идентификувано според два главни критериуми [ Застенкер, Бородкова, 1984; Borrini et al., 1982; Иванов, 1996]:
- 1. Регистрација во магнетното поле на Земјата на ненадеен почеток на SC или ненадеен пулс на SI; 2. Голема остра и истовремена промена на параметрите на сончевиот ветер:dv>150 km/s; nИТможе да се зголеми неколку пати;dB>0,зголемени флуктуации на електричното поле и проток на плазма, нагло зголемување на протокот на енергија.
Времето на одложување на ударниот бран во однос на сончевата бура е dT = tsc - tstorm = 24-48 часа.
Потоците од пламен и влакно
Историски гледано, се нарекуваат спорадични дождови иницирани од големи соларни бури со соларни блесоци одблесокот(пример за однесувањето на параметрите во протокот на одблесокот е прикажан на сл. 3), а оние иницирани од ненадејно исчезнување на филаменти - влакна.Бидејќи тие имаат малку различни карактеристики во орбитата на Земјата, ќе ги разгледаме одделно и ќе ги наречеме блесоци и филаменти. Во моделите на бранови потоци, како и во работата, [Хундхаузен, 1976], две граници: предниот дел на брзиот ударен бран MHD и границата на исфрлањето на одблесокот и два структурни региони: ударниот слој и исфрлањето на одблесокот, или како во делата на Иванов
пет структурни граници: брз удар пред Sf, бавен удар пред Ss, магнетопауза на магнетниот облак Ri; внатрешна граница на граничниот слој Rl"; граница на плазма збогатена со He++ (плазмопауза) Rп/SUB> и, соодветно, пет структурни региони: Sf - Ss - ударен слој на главата на брзиот бран (густа, топла турбулентна плазма со зголемена магнетно поле, dt - часови;) Ss - Ri - ударен слој на бавен бран (густ, n=nmax за целиот проток, топла турбулентна плазма со намалено магнетно поле, B=Bmin за целиот проток); Ri - Ri граничен слој во силно поле со опаѓачки n, релативно високо ниво на турбуленции; Ри“ - Rп - внатрешен дел на магнетниот облак со силен B=Bmax за целиот флукс, редовно поле, чиј правец, по правило, се разликува од насоката во околината, и со вредности со мала густина; надвор од Rп - плазмасферата. 
Слика 3. Типична распределба на параметрите во тек на одблесокот.
За струите на влакно, кои најверојатно се предизвикани од транзиенти од типот ЕП, највпечатливо е големото зголемување на густината (2-7 пати) на релативно тивкиот сончев ветер. Честопати, овие зголемувања на густината може да бидат некомпресирани (NCDE тип 1 [Коваленко, Филипов, 1982], се карактеризираат со: остар фронт, кратко траење (dt=10 часа), време на ширење до Земјата е 3-4 дена, голема густина (n>≈ 25 cm ~), брзина v>400 km/s и зголемена Вредност на ММФ (B>10 nT). Често пред нив нема ударен бран. Сепак, кај приближно половина од овие појави, зголемувањето на густината се случува истовремено со зголемување на брзината и температурата на протоните [Иванов, Харшиладзе, 1994]. За такви „компресирани“ зголемувања на густината често имало ненадејни појави (SC и SI) и ударен бран. Во споредба со брановите текови, тековите на влакното се густи, бавни и ладни.
Дозволете ни да се задржиме на уште еден аспект на интеракцијата на Сонцето и Земјата. Често сончевата активност се развива на таков начин што потоци од неколку соларни извори можат истовремено да влезат во орбитата на Земјата; ова зависи и од сценариото за соларна бура и од локацијата на овие извори, кога и квази-стационарни и минливи текови комуницираат. Како резултат на тоа, во орбитата на Земјата се појавува композитен тек со многу сложени карактеристики, често со неколку максими и со значително повисоки параметри од оние карактеристични за еден извор. Токму овие композитни текови на сончевиот ветер можат да ги предизвикаат најголемите геомагнетни и аурорални настани на Земјата.
Така, тековите од различни извори на Сонцето имаат различни, но добро дефинирани граници на параметрите во орбитата на Земјата. Покрај тоа, квазистационарните текови на сончевиот ветер не ги менуваат нивните карактеристики во времето потребно за Земјата да ги премине овие текови за време на нејзината орбита околу Сонцето. Денот на нестационарните процеси се карактеризира со брза промена на параметрите на протокот и за време на неговото формирање и за време на неговото ширење, а најтипичен пример за нестационарен проток е ударниот бран.
Главните параметри на различните видови сончев ветер се сумирани во табелата.
Карактеристики на различни видови струи на сончев ветер
опции | стример | VSP работ | Шок слој | |||
V, km/s | ||||||
Со брзина од 300–1200 km/s во околниот надворешен простор.
Карактеристики
Поради сончевиот ветер, Сонцето губи околу еден милион тони материја секоја секунда. Сончевиот ветер главно се состои од електрони, протони и јадра на хелиум (); јадрата на другите елементи и нејонизираните честички (електрично неутрални) се содржани во многу мали количини.
Иако сончевиот ветер доаѓа од надворешниот слој на Сонцето, тој не го одразува вистинскиот состав на елементите во овој слој, бидејќи како резултат на процесите на диференцијација содржината на некои елементи се зголемува, а некои се намалува (ефект FIP).
Интензитетот на сончевиот ветер зависи од промените во активноста и неговите извори. Во зависност од брзината, сончевите ветрови се поделени во две класи: бавно(приближно 300-400 km/s околу орбитата) и брзо(600–700 km/s околу Земјината орбита).
Има и спорадични голема брзина(до 1200 km/s) краткорочни текови.
Бавен сончев ветер
Бавниот сончев ветер е генериран од „тивкиот“ дел за време на неговото гасно-динамично проширување: при коронална температура од околу 2 × 10 6 K, короната не може да биде во услови на хидростатска рамнотежа, а ова проширување, под постојните гранични услови , треба да доведе до забрзување на короналната материја до суперсонични брзини. Загревањето на сончевата корона до такви температури се јавува поради природата на пренос на топлина во: развојот на конвективната турбуленција во плазмата е придружен со генерирање на интензивни магнетосонични бранови; за возврат, кога се шират во насока на намалување на густината на сончевата атмосфера, звучните бранови се трансформираат во ударни бранови; ефикасно се апсорбираат од короната материја и ја загреваат на температура од 1 - 3 × 10 6 К.
Брз соларен ветер
Потоците на повторливи брз сончев ветер се емитуваат во текот на неколку месеци и имаат период на враќање кога се набљудуваат од Земјата од 27 дена (периодот на ротација на Сонцето). Овие текови се поврзани со - региони на короната со релативно ниска температура (околу 0,8 × 10 6 К), намалена густина (само четвртина од густината на мирните региони на короната) и радијални кон Сонцето.
Протоци со голема брзина
Спорадичните текови, кога се движат во простор исполнет со бавен сончев ветер, ја кондензираат плазмата пред нивниот фронт, формирајќи плазма што се движи со неа. Претходно се претпоставуваше дека таквите струи се предизвикани од сончеви изливи, но сега (2005) се верува дека спорадичните струи со голема брзина во сончевиот ветер се предизвикани од коронални исфрлања. Во исто време, треба да се забележи дека и сончевите блесоци и короналните ејекции се поврзани со истите активни области на Сонцето и постои врска меѓу нив.
Сончевото зрачење е енергијата на електромагнетното зрачење од Сонцето.
Сончевото зрачење, кое пристигнало до горната граница на атмосферата, на патот кон земјината површина претрпува голем број промени предизвикани од неговата апсорпција и расејување во атмосферата.
Зрачењето кое доаѓа на Земјата директно од сончевиот диск се нарекува директно сончево зрачењеС. (Зрачењето кое доаѓа од Сонцето во атмосферата, а потоа на површината на земјата во форма на паралелен зрак зраци се нарекува директно сончево зрачење).
Распрскано зрачењеДдоаѓа на површината на земјата од целиот свод на небото и се оценува според флуксот на сончевото зрачење, т.е. количината на енергија што доаѓа по единица време по единица хоризонтална површина. (Дел од сончевото зрачење се расфрла со молекули на атмосферски гасови и аеросоли и навлегува во површината на земјата во форма расеано зрачење).
Делот од сончевото зрачење што се рефлектира од земјината површина и атмосферата (главно од облаците) се нарекува рефлектираното зрачење.
Земјата и атмосферата постојано испуштаат невидливо инфрацрвено зрачење. Земјиното зрачење речиси целосно се апсорбира од атмосферата. Делот од атмосферското зрачење насочен кон Земјата се нарекува контра зрачење од атмосферата.
Дел од атмосферското зрачење насочено нагоре и поминувајќи низ целата дебелина на атмосферата се насочува во вселената и се нарекува. појдовно атмосферско зрачење.
Сите наведени текови на зрачна енергија се разликуваат едни од други по спектрален состав, односно по бранови должини. Во метеорологијата, зрачењето се смета:
Кратка бранова должина (бранова должина 0,1-4 микрони);
Долга бранова должина (4 – 120 микрони).
Сончевото зрачење е главно со краток бран (ултравиолетово, видливо, инфрацрвено). Зрачењето од земјината површина и атмосферата е со долг бран.
Енергијата на зрачење се карактеризира со проток на зрачење.
Флукс на зрачење- ова е количината на зрачна енергија што влегува по единица време по единица површина. Измерено во W/m2.
Количината на директно зрачење S што доаѓа по единица време по единица површина нормално на сончевите зраци се нарекува густина на директен флукс на зрачење.
Се нарекува гранката на метеорологијата која го проучува сончевото, копненото и атмосферското зрачење актинометрија.Главната задача на актинометријата е мерење на зрачни енергетски текови. Зрачењето се расфрла во атмосферата главно од молекули на атмосферски гасови и аеросоли (прашина, капки магла, облаци). Интензитетот на расејување зависи од бројот на расејувачки честички по единица волумен, од нивната големина и природа, како и од брановите должини на самото зрачење кое се расфрла.
Според законот на Рејли, интензитетот на молекуларното расејување е обратно пропорционален на четвртата моќност на брановата должина, односно:
K – коефициент на интензитет на расејување;
λ – бранова должина,
C е коефициент кој зависи од бројот на молекули на гас по единица волумен на гас и од природата на гасот.
Табела 1.1 - Вредноста на коефициентот на дисипација во чист и сув воздух во
нормален притисок за различни бранови должини
Табелата покажува дека колку е пократка брановата должина, толку посилно се расфрлаат зраците. Виолетовите зраци се расфрлаат 14 пати посилно од црвените. Ова ја објаснува сината боја на небото. Иако виолетовите и сините зраци се расфрлани дури и повеќе од сините зраци, нивната енергија е многу помала. Затоа, при дифузна светлина преовладува сината боја.
Во 1957 година, професорот Е. Паркер од Универзитетот во Чикаго теоретски предвидел феномен кој стана познат како „сончев ветер“. Беа потребни две години за ова предвидување експериментално да се потврди со помош на инструменти инсталирани на советските вселенски бродови Луна-2 и Луна-3 од групата на К.И. Грингауз. Каков е овој феномен?
Сончевиот ветер е поток на целосно јонизиран водороден гас, кој обично се нарекува целосно јонизирана водородна плазма поради приближно еднаква густина на електрони и протони (услов на квазинеутралност), кој се забрзува подалеку од Сонцето. Во регионот на Земјината орбита (на една астрономска единица или 1 AU од Сонцето), нејзината брзина достигнува просечна вредност од V E » 400–500 км/сек при температура на протонот T E » 100.000 К и малку повисока температура на електроните ( индексот „Е“ овде и во натамошниот текст се однесува на орбитата на Земјата). На такви температури, брзината е значително поголема од брзината на звукот за 1 AU, т.е. Протокот на сончевиот ветер во регионот на Земјината орбита е суперсоничен (или хиперсоничен). Измерената концентрација на протони (или електрони) е прилично мала и изнесува n E » 10–20 честички на кубен сантиметар. Покрај протоните и електроните, во меѓупланетарниот простор беа откриени алфа честички (од редот на неколку проценти од концентрацијата на протонот), мала количина на потешки честички, како и меѓупланетарно магнетно поле, чија просечна вредност на индукција се покажа да биде од редот на неколку гами во орбитата на Земјата (1g = 10 –5 гаус).
Колапс на идејата за статична соларна корона.
Доста долго време се веруваше дека сите ѕвездени атмосфери се во состојба на хидростатска рамнотежа, т.е. во состојба каде што силата на гравитациското привлекување на дадена ѕвезда е избалансирана со силата поврзана со градиентот на притисокот (промената на притисокот во атмосферата на ѕвездата на растојание род центарот на ѕвездата. Математички, оваа рамнотежа е изразена како обична диференцијална равенка,
Каде Г- гравитациска константа, М* – маса на ѕвездата, стри r – притисок и густина на масата на одредено растојание род ѕвездата. Изразување густина на маса од равенката на состојбата за идеален гас
Р= r RT
преку притисок и температура и интегрирање на добиената равенка, ја добиваме таканаречената барометриска формула ( Р– гасна константа), која во конкретниот случај на константна температура Тизгледа како
Каде стр 0 - го претставува притисокот во основата на атмосферата на ѕвездата (на р = р 0). Бидејќи пред работата на Паркер се веруваше дека сончевата атмосфера, како и атмосферата на другите ѕвезди, е во состојба на хидростатска рамнотежа, нејзината состојба беше одредена со слични формули. Земајќи го предвид необичниот и сè уште не целосно разбран феномен на нагло зголемување на температурата од приближно 10.000 K на површината на Сонцето до 1.000.000 K во сончевата корона, С. Чепмен ја развил теоријата за статична соларна корона, која се претпоставувала за непречено преминување во локалната меѓуѕвездена средина што го опкружува Сончевиот систем. Следеше дека, според идеите на С. Чепмен, Земјата, правејќи ги своите вртежи околу Сонцето, е потопена во статична соларна корона. Ова гледиште долго време го делат астрофизичарите.
Паркер им зададе удар на овие веќе воспоставени идеи. Тој привлече внимание на фактот дека притисокот во бесконечност (на р® Ґ), кој се добива од барометриската формула, е речиси 10 пати поголем по магнитуда од притисокот што беше прифатен во тоа време за локалната меѓуѕвездена средина. За да се елиминира ова несовпаѓање, Е. Паркер сугерираше дека сончевата корона не може да биде во хидростатска рамнотежа, туку мора постојано да се шири во меѓупланетарната средина што го опкружува Сонцето, т.е. радијална брзина Всончевата корона не е нула. Покрај тоа, наместо равенката на хидростатска рамнотежа, тој предложи да се користи хидродинамичка равенка на движење на формата, каде што МЕ е масата на Сонцето.
За дадена распределба на температурата Т, како функција од растојанието од Сонцето, решавајќи ја оваа равенка користејќи ја барометриската формула за притисок и равенката за зачувување на масата во форма
може да се толкува како сончев ветер и токму со помош на ова решение со преминот од субсоничен проток (на р r *) до суперсоничен (на р > р*) притисокот може да се прилагоди Рсо притисок во локалната меѓуѕвездена средина и, според тоа, токму ова решение, наречено сончев ветер, се изведува во природата.
Првите директни мерења на параметрите на меѓупланетарната плазма, кои беа извршени на првото вселенско летало што влезе во меѓупланетарниот простор, ја потврдија исправноста на идејата на Паркер за присуството на суперсоничен сончев ветар и се покажа дека веќе во регионот на Земјината орбита брзината на сончевиот ветер далеку ја надминува брзината на звукот. Оттогаш, нема сомнеж дека идејата на Чепмен за хидростатската рамнотежа на сончевата атмосфера е погрешна, а сончевата корона континуирано се шири со суперсонична брзина во меѓупланетарниот простор. Нешто подоцна, астрономските набљудувања покажаа дека многу други ѕвезди имаат „ѕвездени ветрови“ слични на сончевиот ветер.
И покрај фактот што сончевиот ветер беше теоретски предвиден врз основа на сферично симетричен хидродинамички модел, самиот феномен се покажа како многу покомплексен.
Која е вистинската шема на движење на сончевиот ветер?Долго време сончевиот ветер се сметаше за сферично симетричен, т.е. независно од сончевата географска ширина и должина. Бидејќи вселенските летала пред 1990 година, кога беше лансиран вселенскиот брод Улис, главно летаа во еклиптичката рамнина, мерењата на таквите летала дадоа распределба на параметрите на сончевиот ветер само во оваа рамнина. Пресметките засновани на набљудувањата на отклонувањето на опашките на кометата укажаа на приближна независност на параметрите на сончевиот ветер од сончевата географска ширина, меѓутоа, овој заклучок заснован на набљудувањата на кометите не беше доволно сигурен поради тешкотиите во толкувањето на овие набљудувања. Иако надолжната зависност на параметрите на сончевиот ветер беше мерена со инструменти инсталирани на вселенски летала, таа сепак беше или незначителна и поврзана со меѓупланетарното магнетно поле од сончево потекло, или со краткорочни нестационарни процеси на Сонцето (главно со соларни блесоци) .
Мерењата на параметрите на плазмата и магнетното поле во еклиптичката рамнина покажаа дека таканаречените секторски структури со различни параметри на сончевиот ветер и различни насоки на магнетното поле можат да постојат во меѓупланетарниот простор. Таквите структури ротираат со Сонцето и јасно покажуваат дека се последица на слична структура во сончевата атмосфера, чии параметри зависат од сончевата должина. Квалитативната структура на четири сектори е прикажана на сл. 1.
Во исто време, земните телескопи го детектираат општото магнетно поле на површината на Сонцето. Неговата просечна вредност се проценува на 1 G, иако во поединечни фотосферски формации, на пример, во сончевите дамки, магнетното поле може да биде редови на големина поголема. Бидејќи плазмата е добар спроводник на електрична енергија, соларните магнетни полиња некако комуницираат со сончевиот ветер поради појавата на пондеромотивна сила ј ґ Б. Оваа сила е мала во радијална насока, т.е. практично нема никакво влијание врз дистрибуцијата на радијалната компонента на сончевиот ветер, но неговата проекција на насока нормална на радијалната насока доведува до појава на компонента на тангенцијална брзина во сончевиот ветер. Иако оваа компонента е речиси два реда на големина помала од радијалната, таа игра значајна улога во отстранувањето на аголниот моментум од Сонцето. Астрофизичарите сугерираат дека последната околност може да игра значајна улога во еволуцијата не само на Сонцето, туку и на другите ѕвезди во кои е откриен ѕвезден ветер. Особено, за да се објасни наглото намалување на аголната брзина на ѕвездите од доцната спектрална класа, често се повикува хипотезата дека тие го пренесуваат ротациониот импулс на планетите формирани околу нив. Разгледуваниот механизам за губење на аголниот импулс на Сонцето со одлив на плазма од него во присуство на магнетно поле ја отвора можноста за ревидирање на оваа хипотеза.
Мерењата на просечното магнетно поле не само во регионот на орбитата на Земјата, туку и на големи хелиоцентрични растојанија (на пример, на вселенските летала Војаџер 1 и 2 и Пионер 10 и 11) покажаа дека во еклиптичката рамнина, речиси се совпаѓа со рамнината на сончевиот екватор, неговата големина и насока се добро опишани со формулите
примен од Паркер. Во овие формули, кои ја опишуваат таканаречената Паркерова спирала на Архимед, количините Б r, Б j – радијални и азимутални компоненти на векторот на магнетна индукција, соодветно, W – аголна брзина на ротацијата на Сонцето, В– радијална компонента на сончевиот ветер, индексот „0“ се однесува на точката на сончевата корона на која е позната големината на магнетното поле.
Лансирањето на вселенското летало Улис од страна на Европската вселенска агенција во октомври 1990 година, чија траекторија беше пресметана така што сега орбитира околу Сонцето во рамнина нормална на еклиптичката рамнина, целосно ја промени идејата дека сончевиот ветер е сферично симетричен. На сл. Слика 2 ги прикажува распределбите на радијалната брзина и густината на протоните на сончевиот ветер измерени на вселенското летало Улис како функција од сончевата ширина.
Оваа бројка покажува силна географска зависност од параметрите на сончевиот ветер. Се покажа дека брзината на сончевиот ветер се зголемува, а густината на протоните се намалува со хелиографската ширина. И ако во еклиптичката рамнина радијалната брзина е во просек ~ 450 км/сек, а густината на протонот е ~ 15 cm-3, тогаш, на пример, на 75° сончева ширина овие вредности се ~ 700 км/сек и ~ 5 cm–3, соодветно. Зависноста на параметрите на сончевиот ветер од географската ширина е помалку изразена во периоди на минимална сончева активност.
Нестационарни процеси во сончевиот ветер.
Моделот предложен од Паркер ја претпоставува сферичната симетрија на сончевиот ветер и независноста на неговите параметри од времето (стационарност на феноменот што се разгледува). Меѓутоа, процесите што се случуваат на Сонцето, генерално кажано, не се стационарни, и затоа сончевиот ветер не е неподвижен. Карактеристичните времиња на промени во параметрите имаат многу различни размери. Конкретно, има промени во параметрите на соларниот ветер поврзани со 11-годишниот циклус на сончевата активност. На сл. Слика 3 го прикажува просечниот (над 300 дена) динамички притисок на сончевиот ветер измерен со помош на вселенското летало IMP-8 и Voyager-2 (r В 2) во областа на орбитата на Земјата (на 1 AU) за време на еден 11-годишен соларен циклус на сончева активност (горниот дел од сликата). На дното на Сл. Слика 3 ја прикажува промената на бројот на сончеви дамки во периодот од 1978 до 1991 година (максималниот број одговара на максималната сончева активност). Може да се види дека параметрите на сончевиот ветер значително се менуваат во карактеристично време од околу 11 години. Во исто време, мерењата на вселенското летало Улис покажаа дека таквите промени се случуваат не само во еклиптичката рамнина, туку и на други хелиографски географски широчини (на половите динамичкиот притисок на сончевиот ветер е малку поголем отколку на екваторот).
Промените во параметрите на сончевиот ветер може да се случат и на многу помали временски размери. На пример, изливите на Сонцето и различните стапки на одлив на плазма од различни региони на сончевата корона доведуваат до формирање на меѓупланетарни ударни бранови во меѓупланетарниот простор, кои се карактеризираат со остар скок на брзината, густината, притисокот и температурата. Механизмот на нивното формирање е прикажан квалитативно на Сл. 4. Кога брз проток на кој било гас (на пример, соларна плазма) ќе стигне до побавен, произволна празнина во параметрите на гасот се појавува на точката на нивниот контакт, во која законите за зачувување на масата, импулсот а енергијата не се задоволни. Таков дисконтинуитет не може да постои во природата и се распаѓа, особено, на два ударни бранови (на нив законите за зачувување на масата, импулсот и енергијата доведуваат до таканаречените односи на Хугониот) и тангенцијален дисконтинуитет (истите закони за зачувување водат на тоа дека на него притисокот и компонентата за нормална брзина мора да бидат континуирани). На сл. 4 овој процес е прикажан во поедноставена форма на сферично симетричен одблесокот. Овде треба да се забележи дека таквите структури, составени од напред ударен бран, тангенцијален дисконтинуитет и втор ударен бран (обратен удар), се движат од Сонцето на таков начин што напредниот удар се движи со брзина поголема од брзината на сончевиот ветер, обратниот удар се движи од Сонцето со брзина малку помала од брзината на сончевиот ветер, а брзината на тангенцијалниот дисконтинуитет е еднаква на брзината на сончевиот ветер. Ваквите структури редовно се снимаат со инструменти инсталирани на вселенски летала.
За промените во параметрите на сончевиот ветер со оддалеченост од сонцето.
Промената на брзината на сончевиот ветер со растојание од Сонцето се одредува со две сили: силата на сончевата гравитација и силата поврзана со промените во притисокот (градиент на притисок). Бидејќи силата на гравитација се намалува како квадрат на растојанието од Сонцето, нејзиното влијание е незначително на големи хелиоцентрични растојанија. Пресметките покажуваат дека веќе во орбитата на Земјата може да се занемари неговото влијание, како и влијанието на градиентот на притисокот. Следствено, брзината на сончевиот ветер може да се смета за речиси константна. Покрај тоа, значително ја надминува брзината на звукот (хиперсоничен проток). Тогаш од горната хидродинамичка равенка за сончевата корона следува дека густината r се намалува како 1/ р 2. Американските вселенски летала Војаџер 1 и 2, Пионер 10 и 11, лансирани во средината на 1970-тите и сега сместени на оддалеченост од Сонцето од неколку десетици астрономски единици, ги потврдија овие идеи за параметрите на сончевиот ветер. Тие, исто така, ја потврдија теоретски предвидената спирала на Паркер Архимед за меѓупланетарното магнетно поле. Сепак, температурата не го следи законот за адијабатско ладење додека сончевата корона се шири. На многу големи растојанија од Сонцето, сончевиот ветер дури има тенденција да се загрее. Таквото загревање може да се должи на две причини: дисипација на енергија поврзана со турбуленции во плазмата и влијанието на неутралните атоми на водород кои продираат во сончевиот ветер од меѓуѕвездената средина што го опкружува Сончевиот систем. Втората причина, исто така, води до одредено кочење на сончевиот ветер на големи хелиоцентрични растојанија, откриени на горенаведениот вселенски брод.
Заклучок.
Така, сончевиот ветер е физички феномен кој не е само од чисто академски интерес поврзан со проучувањето на процесите во плазмата лоцирани во природните услови на вселената, туку и фактор што мора да се земе предвид при проучувањето на процесите што се случуваат во близина на Земјата, бидејќи овие процеси влијаат на нашите животи до еден или друг степен. Конкретно, сончевите ветрови со голема брзина што течат околу магнетосферата на Земјата влијаат на нејзината структура, а нестационарни процеси на Сонцето (на пример, блесоци) може да доведат до магнетни бури што ја нарушуваат радио комуникацијата и влијаат на благосостојбата на временските услови. чувствителни луѓе. Бидејќи сончевиот ветер потекнува од сончевата корона, неговите својства во регионот на Земјината орбита се добар показател за проучување на соларно-копнените врски кои се важни за практичната човечка активност. Сепак, ова е уште една област на научно истражување, која нема да ја допреме во оваа статија.
Владимир Баранов