Атмосферата на Сонцето е 90% водород. Нејзиниот најоддалечен дел од површината се нарекува сончева корона; тој е јасно видлив целосно затемнувања на Сонцето. Температурата на короната достигнува 1,5-2 милиони К, а гасот корона е целосно јонизиран. На оваа плазма температура, топлинската брзина на протоните е околу 100 km/s, а на електроните неколку илјади километри во секунда. Доволно е да се надмине сончевата привлечност почетна брзина 618 km/s, секунда брзина на бегствоСонцето. Затоа, плазмата постојано истекува од сончевата корона во вселената. Овој проток на протони и електрони се нарекува сончев ветер.
Совладувајќи ја гравитацијата на Сонцето, честичките од сончевиот ветер летаат по правите траектории. Брзината на секоја честичка речиси не се менува со растојанието, но може да биде различна. Оваа брзина зависи главно од состојбата соларна површина, од „времето“ на Сонцето. Во просек е еднакво на v ≈ 470 km/s. Сончевиот ветер го поминува растојанието до Земјата за 3-4 дена. Во овој случај, густината на честичките во него се намалува во обратна пропорција на квадратот на растојанието до Сонцето. на растојание, еднаков на радиусот земјината орбита, во 1 cm 3 во просек има 4 протони и 4 електрони.
сончев ветерја намалува масата на нашата ѕвезда - Сонцето - за 10 9 kg во секунда. Иако овој број изгледа голем на копнени размери, во реалноста тој е мал: губењето на сончевата маса може да се забележи само со илјадници пати подолго од модерна добаСонцето, старо приближно 5 милијарди години.
Интеракцијата на сончевиот ветер со магнетното поле е интересна и необична. Познато е дека наелектризираните честички обично се движат во магнетно поле H во круг или по спирални линии. Сепак, ова е точно само кога магнетното поле е доволно силно. Поточно, за наелектризираните честички да се движат во круг, потребно е густината на енергијата магнетно поле H 2/8π беше поголема од густината кинетичка енергијаподвижна плазма ρv 2 /2. Кај сончевиот ветер ситуацијата е спротивна: магнетното поле е слабо. Затоа, наелектризираните честички се движат по прави линии, а магнетното поле не е константно, тоа се движи заедно со протокот на честички, како да се понесени од овој проток до периферијата на Сончевиот систем. Насоката на магнетното поле низ меѓупланетарниот простор останува иста како што беше на површината на Сонцето во моментот кога се појави плазмата на сончевиот ветер.
Кога патува по екваторот на Сонцето, магнетното поле обично ја менува својата насока 4 пати. Сонцето ротира: точките на екваторот завршуваат револуција во Т = 27 дена. Затоа, меѓупланетарното магнетно поле е насочено во спирали (види слика), а целата шема на оваа фигура ротира следејќи ја ротацијата на сончевата површина. Аголот на ротација на Сонцето се менува како φ = 2π/T. Растојанието од Сонцето се зголемува со брзината на сончевиот ветер: r = vt. Оттука произлегува равенката на спиралите на сл. има форма: φ = 2πr/vT. На растојание од земјината орбита (r = 1,5 10 11 m), аголот на наклонетост на магнетното поле кон векторот на радиусот е, како што може лесно да се потврди, 50°. Во просек, овој агол се мери вселенски бродови, но не сосема блиску до Земјата. Во близина на планетите, магнетното поле е структурирано поинаку (види Магнетосфера).
сончев ветер
- континуиран проток на плазма сончево потекло, се шири приближно радијално од Сонцето и се полни со себе сончев системдо хелиоцентрични растојанија ~100 AU С.в. се формира за време на гас-динамички. проширување во меѓупланетарен простор. На високи температури, кои постојат во сончевата корона (К), притисокот на обложените слоеви не може да го балансира притисокот на гасот на материјата на короната, а короната се шири.Првиот доказ за постоењето постојан протокплазмата од Сонцето ги доби L. Biermann (Германија) во 1950-тите. на анализа на силите кои делуваат на плазма опашките на кометите. Во 1957 година, Ју Паркер (САД), анализирајќи ги условите за рамнотежа на материјата на короната, покажа дека короната не може да биде во хидростатички услови. рамнотежа, како што претходно се претпоставуваше, но треба да се прошири, а ова проширување со оглед на постојните гранични условитреба да доведе до забрзување на короналната материја до суперсонични брзини.
Просечни карактеристики на С.в. се дадени во табела. 1. За прв пат, на вториот советски вселенски брод е забележан проток на плазма од сончево потекло. ракета „Луна-2“ во 1959 година. Постоењето на постојан одлив на плазма од Сонцето е докажано како резултат на повеќемесечни мерења во Америка. AMS Mariner 2 во 1962 година
Табела 1. Просечни карактеристики на сончевиот ветер во орбитата на Земјата
| Брзина | 400 km/s |
| Густина на протон | 6 см -3 |
| Температура на протон | ДО |
| Температура на електрони | ДО |
| Јачина на магнетно поле | Е |
| Густина на протонски флукс | cm -2 s -1 |
| Густина на флукс на кинетичка енергија | 0,3 ергсм -2 с -1 |
Потоците Н.в. може да се подели во две класи: бавно - со брзина од km/s и брзи – со брзина од 600-700 km/s. Брзите текови доаѓаат од оние региони на короната каде што магнетното поле е блиску до радијално. Некои од овие области се . Бавни струи Н.С. очигледно се поврзани со областите на круната каде што има значење. тангенцијална компонента маг. полиња.
Покрај главните компоненти на С.в. - протони и електрони - честички, високо јонизирани јони на кислород, силициум, сулфур и железо исто така се пронајдени во неговиот состав (сл. 1). При анализа на гасови заробени во фолии изложени на Месечината, пронајдени се атомите Ne и Ar. Просечна хем. состав на С.в. е дадена во табела. 2.Табела 2. Релативна хемиски составсоларен ветер
| Елемент | Роднина содржина |
| Х | 0,96 |
| 3 Тој | |
| 4 Тој | 0,04 |
| О | |
| Не | |
| Си | |
| Ар | |
| Fe |
Јонизација состојба на материјата С.в. одговара на нивото во короната каде што времето на рекомбинација станува мало во споредба со времето на проширување, т.е. на растојание. Мерења на јонизација јонски температури С.в. овозможуваат да се одреди температурата на електроните на сончевата корона.
С.в. го носи короналното магнетно поле со себе во меѓупланетарната средина. Поле. Замрзнат во плазма далноводиОва поле формира меѓупланетарно магнетно поле. поле (MMP). Иако интензитетот на ММФ е низок и неговата енергетска густина е прибл. 1% од кинетичката енергија С.В., свири голема улогаво термодинамиката С.в. и во динамиката на интеракциите помеѓу С.в. со телата на Сончевиот систем и тековите на Северот. меѓу себе. Комбинација на експанзија С.в. со ротацијата на Сонцето води до фактот дека маг. моќните лиониуми замрзнати во S.V. имаат облик близок до спиралите на Архимед (сл. 2). Радијална и азимутална компонента на маг. полињата во близина на еклиптичката рамнина се менуваат со растојание:,
Каде Р- хелиоцентричен растојание, - аголна брзинаротација на сонцето, у Р- компонента на радијална брзина S.v., индексот „0“ одговара на почетното ниво. На растојание од орбитата на Земјата, аголот помеѓу магнетните насоки. полиња и насока кон Сонцето, на големи хелиоцентрични. Растојанието на ММФ е речиси нормално на насоката кон Сонцето.
S.v., што произлегува над регионите на Сонцето со различни магнетни ориентации. полиња, форми тече во различно ориентиран вечен мраз - т.н. меѓупланетарно магнетно поле.
Во Н.в. забележани Различни видовибранови: Лангмуир, свиркачи, јонско-звучни, магнетосонични итн. (види). Некои бранови се генерираат на Сонцето, некои се возбудени во меѓупланетарната средина. Генерирањето бранови ги измазнува отстапувањата на функцијата на дистрибуција на честички од максвеловата и води до фактот дека S.V. Однесувајте се како континуитет. Брановите од типот Алфвен играат голема улога во забрзувањето на малите компоненти на S.V. и во формирањето на функцијата на дистрибуција на протон. Во Н.в. Забележани се и контактни и ротациски дисконтинуитети, карактеристични за магнетизираната плазма.
Тек N.w. јавл. суперсоничен во однос на брзината на оние типови бранови кои обезбедуваат ефективен пренос на енергија во С.В. (Alfvén, звучни и магнетосонични бранови), Alfvén и звук Мах броеви S.v. во орбитата на Земјата. При средување на S.V. пречки кои можат ефективно да го одвратат С.в. (магнетни полиња на Меркур, Земјата, Јупитер, Стаурн или спроводливите јоносфери на Венера и, очигледно, Марс), се формира лачен ударен бран. С.в. успорува и се загрева на предниот дел на ударниот бран, што му овозможува да тече околу пречката. Во исто време, во Н.в. се формира празнина - магнетосферата (или сопствена или индуцирана), обликот и големината на структурата се одредуваат со рамнотежата на магнетниот притисок. полињата на планетата и притисокот на протокот на плазмата што тече (види). Слојот на загреана плазма помеѓу ударниот бран и рационализираната пречка се нарекува. транзициски регион. Температурите на јоните на предниот дел на ударниот бран може да се зголемат за 10-20 пати, електроните - за 1,5-2 пати. Феномен ударен бран. , термализацијата на протокот е обезбедена со колективни плазма процеси. Дебелината на фронтот на ударниот бран е ~ 100 km и се определува со стапката на раст (магнетосоничен и/или понизок хибрид) за време на интеракцијата на претстојниот проток и дел од јонскиот проток што се рефлектира од напред. Во случај на интеракција помеѓу С.в. со непроводливо тело (Месечината), не се појавува ударен бран: протокот на плазма се апсорбира од површината, а зад телото се формира SW кој постепено се полни со плазма. празнина.На стационарен процесОдливот на плазмата на короната е надреден со нестационарни процеси поврзани со. За време на силни соларни изливи, материјата се ослободува од пониски регионикорона во меѓупланетарната средина. Во овој случај, се формира и ударен бран (слика 3), рабовите постепено се забавуваат кога се движат низ плазмата на SW. Доаѓањето на ударниот бран на Земјата доведува до компресија на магнетосферата, по што обично започнува развојот на магнетизмот. бури
Равенката што го опишува ширењето на сончевата корона може да се добие од системот на равенки за зачувување на масата и аголниот моментум. Решенијата на оваа равенка, кои ја опишуваат различната природа на промената на брзината со растојанието, се прикажани на сл. 4. Решенијата 1 и 2 одговараат на малите брзини на основата на круната. Изборот помеѓу овие две решенија се одредува според условите во бесконечноста. Решението 1 одговара на ниските стапки на коронална експанзија („соларен ветер“, според Џ. Чембрлен, САД) и дава големи вредностипритисок во бесконечност, т.е. наидува на истите тешкотии како и статичкиот модел. круни Решението 2 одговара на преминот на стапката на проширување преку брзината на звукот ( v К) на одреден ром критичен. растојание Р Ки последователно проширување со суперсонична брзина. Ова решение дава многу мала вредност на притисокот во бесконечност, што овозможува да се усогласи со нискиот притисок на меѓуѕвездената средина. Овој тип на струја Паркер го нарече сончев ветер. Критички точката е над површината на Сонцето ако температурата на короната е помала од одредена критична вредност. вредности, каде м- маса на протон, - адијабатски индекс. На сл. Слика 5 ја прикажува промената во стапката на експанзија од хелиоцентрична. растојание во зависност од изотермалната температура. изотропна корона. Следните модели на С.в. земете ги предвид варијациите во короналната температура со растојанието, двотечната природа на медиумот (електрони и протонски гасови), топлинската спроводливост, вискозноста и несферичната природа на експанзијата. Пристап кон супстанцијата С.в. како до континуиран медиум се оправдува со присуството на ММФ и колективната природа на интеракцијата на SW плазмата, предизвикана од разни видови нестабилности. С.в. обезбедува основните одлив на топлинска енергија од короната, бидејќи пренос на топлина во хромосферата, електромагнет. зрачење од високо јонизирана корона материја и електронска топлинска спроводливост на сончевата енергија. недоволно за воспоставување термички рамнотежа на круната. Електронската топлинска спроводливост обезбедува бавно намалување на температурата на околината. со растојание. С.в. не игра никаква забележлива улога во енергијата на Сонцето во целина, бидејќи енергетскиот флукс однесен од него е ~ 10 -8Постојан радијален проток на соларна плазма. круни во меѓупланетарното производство. Протокот на енергија што доаѓа од длабочините на Сонцето ја загрева плазмата на короната до 1,5-2 милиони K. DC. греењето не се балансира со загуба на енергија поради зрачење, бидејќи короната е мала. Вишокот енергија значи. степени се понесени од S. век. (=1027-1029 ерг/с). Според тоа, круната не е во хидростатска положба. рамнотежа, таа постојано се проширува. Според составот на S. век. не се разликува од плазмата на короната (соларната плазма содржи главно протони, електрони, некои јадра на хелиум, кислород, силициум, сулфур и железни јони). Во основата на короната (10 илјади км од фотосферата на Сонцето), честичките имаат радијална радијална од редот на стотици m/s, на растојание од неколку. соларни радиуси ја достигнува брзината на звукот во плазмата (100 -150 km/s), во близина на Земјината орбита брзината на протоните е 300-750 km/s, а нивните простори. - од неколку h-ts до неколку десетици часаво 1 cm3. Со помош на меѓупланетарен простор. станици беше утврдено дека до орбитата на Сатурн густината проток h-cС.в. се намалува според законот (r0/r)2, каде што r е растојанието од Сонцето, r0 е почетното ниво. С.в. ги носи со себе јамките на соларните водови. маг. полиња, кои го формираат меѓупланетарното магнетно поле. . Комбинација на радијални движења h-tsС.в. со ротацијата на Сонцето на овие линии им дава облик на спирали. Голема структура на маг. Полињата во близина на Сонцето имаат форма на сектори, во кои полето е насочено од Сонцето или кон него. Големината на шуплината окупирана од S. v. не е прецизно позната (неговиот радиус очигледно не е помал од 100 AU). На границите на оваа празнина постои динамика С.в. мора да биде избалансиран со притисокот на меѓуѕвездениот гас, галактички. маг. полиња и галактички простор зраци. Во близина на Земјата, судирот на протокот на h-c S. v. со геомагнетни полето генерира неподвижен ударен бран пред земјината магнетосфера (од страната на Сонцето, Сл.).
С.в. тече околу магнетосферата, како што беше, ограничувајќи го нејзиниот опсег во вселената. Промени во сончевиот интензитет поврзани со соларни изливи, феномени. основни причина за геомагнетни нарушувања. полиња и магнетосфера (магнетни бури).
Зад Сонцето губи од север. =2X10-14 дел од неговата маса Msol. Природно е да се претпостави дека одливот на материја, слично на С.Е., постои и кај други ѕвезди („“). Треба да биде особено интензивен масивни ѕвезди(со маса = неколку десетини од Msolns) и со висока површинска температура (= 30-50 илјади К) и за ѕвезди со проширена атмосфера (црвени џинови), бидејќи во првиот случај има високо развиени ѕвездени круни имаат доволно висока енергија, за да се надмине гравитацијата на ѕвездата, а во втората - ниска параболична. брзина (брзина на бегство; (видете БРЗИНИ НА ПРОСТОР)). Средства. Загубите на масата со ѕвезден ветер (= 10-6 Msol/година и повеќе) може значително да влијаат на еволуцијата на ѕвездите. За возврат, ѕвездениот ветер создава „меурчиња“ од врел гас во меѓуѕвездениот медиум - извори на Х-зраци. радијација.
Физички енциклопедиски речник. - М.: Советска енциклопедија. . 1983 .
СОЛАРЕН ВЕТЕР - континуиран проток на плазма од сончево потекло, Сонцето) во меѓупланетарниот простор. При високи температури, кои постојат во сончевата корона (1,5 * 10 9 К), притисокот на обложените слоеви не може да го балансира притисокот на гасот на супстанцијата на короната, а короната се шири.
Првиот доказ за постоењето на пост. тековите на плазмата од Сонцето се добиени од Л. L. Biermann во 1950-тите. на анализа на силите кои делуваат на плазма опашките на кометите. Во 1957 година, Ју Паркер (Е. Паркер), анализирајќи ги условите на рамнотежа на материјата на короната, покажа дека короната не може да биде во хидростатички услови. ср. карактеристики на S. v. се дадени во табела. 1. С. тече. може да се подели во две класи: бавно - со брзина од 300 km/s и брзи - со брзина од 600-700 km/s. Брзите текови доаѓаат од регионите на сончевата корона, каде што структурата на магнетното поле. полињата се блиску до радијалните. коронални дупки. Бавен streamspp. В. очигледно се поврзани со областите на круната, во кои има, затоа, Табела 1. - Просечни карактеристики на сончевиот ветер во орбитата на Земјата
Брзина | |
Концентрација на протон | |
Температура на протон | |
Температура на електрони | |
Јачина на магнетно поле | |
Густина на флукс на пајтон.... | 2,4*10 8 cm -2 *c -1 |
Густина на флукс на кинетичка енергија | 0,3 ерг*см -2 *с -1 |
Табела 2.- Релативен хемиски состав на сончевиот ветер
Релативна содржина |
|
Релативна содржина |
|
Во прилог на главната компоненти на сончевата вода - протони и електрони, во нејзиниот состав се пронајдени и честички Мерења на јонизација. температура на јони S. v. овозможуваат да се одреди температурата на електроните на сончевата корона.
Во N. век. се забележуваат разлики. видови бранови: Лангмуир, свиркачи, јонско-акустични, бранови во плазмата). Некои од брановите од типот Алфвен се генерираат на Сонцето, а некои се возбудени во меѓупланетарната средина. Генерирањето бранови ги измазнува отстапувањата на функцијата на дистрибуција на честички од максвеловата и, во комбинација со влијанието на магнетизмот. полињата кон плазмата доведува до фактот дека S. v. се однесува како континуиран медиум. Брановите од типот Алфвен играат голема улога во забрзувањето на малите компоненти на С. 
Ориз. 1. Масивен сончев ветер. По хоризонталната оска е односот на масата на честичката до нејзиното полнење, по вертикалната оска е бројот на честички регистрирани во енергетскиот прозорец на уредот за 10 секунди. Броевите со знак „+“ го означуваат полнењето на јонот.
Тек N. во. е суперсоничен во однос на брзините на оние типови бранови кои обезбедуваат еф. трансфер на енергија во S. век. (Алфвен, звук). Алфвен и звук Мах број В.В. 7. Кога тече околу северната страна. пречки способни ефикасно да го оттргнат (магнетни полиња на Меркур, Земјата, Јупитер, Сатурн или спроводливите јоносфери на Венера и, очигледно, Марс), се формира ударен бран на лакот што заминува. бранови, што му овозможува да тече околу пречка. Во исто време, во Северниот век. се формира празнина - магнетосферата (или своја или индуцирана), обликот и димензиите на обликот се одредуваат со рамнотежата на магнетниот притисок. полињата на планетата и притисокот на протокот на плазмата што тече (види. Магнетосфера на Земјата, Магнетосфери на планетите).Во случај на интеракција со S. v. со непроводливо тело (на пример, Месечината), ударниот бран не се појавува. Протокот на плазмата се апсорбира од површината, а зад телото се формира празнина, постепено исполнета со плазма C. В.
Стационарниот процес на одлив на плазма на корона е надреден со нестационарни процеси поврзани со блесоци на Сонцето.За време на силни блесоци, супстанциите се ослободуваат од дното. корона региони во меѓупланетарната средина. Магнетни варијации). 
Ориз. 2. Ширење на меѓупланетарен ударен бран и исфрлање од сончев одблесок. Стрелките ја покажуваат насоката на движење на плазмата на соларниот ветер,
Ориз. 3. Видови решенија на равенката за проширување на короната. Брзината и растојанието се нормализираат на критичната брзина vk и критичното растојаниеRk.Решението 2 одговара на сончевиот ветер.
Проширувањето на сончевата корона е опишано со систем на равенки за зачувување на масата, v k) во некоја критична точка. растојание R до и последователно проширување со суперсонична брзина. Ова решение дава многу мала вредност на притисокот во бесконечност, што овозможува да се усогласи со нискиот притисок на меѓуѕвездената средина. Овој тип на проток Ју Паркер го нарекол С. 
, каде што m е масата на протонот, е адијабатскиот експонент и е масата на Сонцето. На сл. Слика 4 ја прикажува промената во стапката на експанзија од хелиоцентрична. топлинска спроводливост, вискозност, 
Ориз. 4. Профили за брзина на сончевиот ветер за моделот на изотермна корона во различни значењакоронална температура.
С.в. обезбедува основните одлив на топлинска енергија од короната, од пренос на топлина во хромосферата, ел.-маг. корона и електронска топлинска спроводливост pp. В. недоволно да се воспостави топлинска рамнотежакруни Електронската топлинска спроводливост обезбедува бавно намалување на температурата на околината. со растојание. сјајност на Сонцето.
С.в. го носи короналното магнетно поле со себе во меѓупланетарната средина. Поле. Линиите на силите на ова поле замрзнати во плазмата формираат меѓупланетарно магнетно поле. поле (ММФ).Иако интензитетот на ММФ е низок и неговата енергетска густина е околу 1% од кинетичката густина. енергија на сончевата енергија, таа игра важна улога во термодинамиката. В. и во динамиката на интеракциите на S. v. со телата на Сончевиот систем, како и потоци на север. меѓу себе. Комбинација на експанзија на S. век. со ротацијата на Сонцето води до фактот дека маг. линиите на сила замрзнати на северот на векот имаат форма B R и азимутални магнетни компоненти. полињата се менуваат различно со растојанието во близина на еклиптичката рамнина: 
каде е анг. брзина на ротација на Сонцето, И -радијална компонента на брзина C. в., индексот 0 одговара на почетното ниво. На растојание од орбитата на Земјата, аголот помеѓу магнетната насока. полиња и Роколу 45 °. На големо L магнетно. 
Ориз. 5. Облик на линијата на меѓупланетарното магнетно поле - аголна брзина на ротација на Сонцето и - радијална компонента на брзината на плазмата, R - хелиоцентрично растојание.
S. v., кои произлегуваат над регионите на Сонцето со различни. магнетна ориентација полиња, брзина, temp-pa, концентрација на честички итн.) исто така во сп. природно се менуваат во пресекот на секој сектор, што е поврзано со постоењето на брз проток на соларна вода во секторот. Границите на секторите обично се наоѓаат во бавниот тек на северниот век. Најчесто се забележуваат 2 или 4 сектори, кои ротираат со Сонцето. Оваа структура, формирана кога се извлекува S. големи размери. корона полиња, може да се набљудуваат неколку. револуции на Сонцето. Секторската структура на ММФ е последица на постоењето на струен лист (CS) во меѓупланетарниот медиум, кој ротира заедно со Сонцето. ТС создава магнетен бран. полиња - радијални ММФ имаат различни знациОд страна на различни страниТС. Овој TC, предвиден од H. Alfven, поминува низ оние делови од сончевата корона кои се поврзани со активните области на Сонцето и ги одделува овие региони од различните. знаци на радијалната компонента на сончевиот магнет. полиња. ТС се наоѓа приближно во рамнината на сончевиот екватор и има преклопена структура. Вртењето на Сонцето доведува до извртување на наборите на ТЦ во спирала (сл. 6). Наоѓајќи се во близина на еклиптичката рамнина, набљудувачот се наоѓа или над или под ТС, поради што спаѓа во сектори со различни знаци на радијалната компонента на ММФ.
Во близина на Сонцето на север. постојат надолжни и надолжни градиенти на брзината на ударните бранови без судир (сл. 7). Прво, се формира ударен бран, кој се шири напред од границата на секторите (директен ударен бран), а потоа се формира обратен ударен бран, кој се шири кон Сонцето. 
Ориз. 6. Облик на хелиосферскиот струен слој. Нејзиното вкрстување со еклиптичката рамнина (наклонето кон сончевиот екватор под агол од ~ 7°) ја дава набљудуваната секторска структура на меѓупланетарното магнетно поле.
Ориз. 7. Структура на секторот на меѓупланетарното магнетно поле. Кратките стрелки ја покажуваат насоката на сончевиот ветер, стрелките ги означуваат линиите на магнетното поле, линиите со точки ги означуваат границите на секторот (пресекот на рамнината на цртање со тековниот слој).
Бидејќи брзината на ударниот бран е помала од брзината на сончевиот ветер, тој го носи обратниот ударен бран во насока подалеку од Сонцето. Ударните бранови во близина на границите на секторите се формираат на растојанија од ~ 1 AU. д. и може да се следи на растојанија од неколку. А. д. Овие ударни бранови, како и меѓупланетарните ударни бранови од сончевите блесоци и кружните ударни бранови, ги забрзуваат честичките и затоа се извор на енергетски честички.
С.в. се протега на растојанија од ~ 100 AU. д., каде што притисокот на меѓуѕвездената средина ја балансира динамиката. крвен притисок Шуплината зафатена од S. v. Меѓупланетарна средина). ПроширувањеС. В. заедно со магнетот замрзнат во него. полето го спречува навлегувањето на галактичките честички во Сончевиот систем. простор зраци со ниски енергии и доведува до космички варијации. високоенергетски зраци. Кај некои други ѕвезди е откриен феномен сличен на S.V. (види. Ѕвезден ветер).
Осветлено:Паркер Е. Н., Динамика во меѓупланетарниот медиум, О. Л. Вајсберг.
Физичка енциклопедија. Во 5 тома. - М.: Советска енциклопедија. Главен уредникА.М.Прохоров. 1988 .
Погледнете што е „SOLAR WIND“ во другите речници:
СОЛАРЕН ВЕТЕР, поток на плазма од сончевата корона што го исполнува Сончевиот систем до растојание од 100 астрономски единициод Сонцето, каде притисокот на меѓуѕвездената средина го балансира динамичкиот притисок на протокот. Главниот состав се протони, електрони, јадра... Модерна енциклопедија
СОЛАРЕН ВЕТЕР, постојан прилив на наелектризирани честички (главно протони и електрони) забрзан висока температурасончевата КОРОНА до брзини доволно високи за честичките да ја надминат гравитацијата на Сонцето. Сончевиот ветер отклонува... Научно-технички енциклопедиски речник
СОНЧЕВ ВЕТЕР- континуиран поток од сончево потекло, приближно радијално се шири од Сонцето и го исполнува Сончевиот систем до хелиоцентричниот. растојанија R ~ 100 а. e. S. v. се формира за време на гас-динамички. проширување на сончевата корона (види Сонцето ) во меѓупланетарен простор. При високи температури, кои постојат во сончевата корона (1,5 * 10 9 К), притисокот на обложените слоеви не може да го балансира притисокот на гасот на материјата на короната, а короната се шири.
Првиот доказ за постоењето на пост. плазма тековите од Сонцето беа добиени од L. Biermann во 1950-тите. на анализа на силите кои делуваат на плазма опашките на кометите. Во 1957 година, Ју Паркер (Е. Паркер), анализирајќи ги условите за рамнотежа на материјата на короната, покажа дека короната не може да биде во хидростатички услови. рамнотежата, како што беше претходно претпоставено, но треба да се прошири, а ова проширување, под постојните гранични услови, треба да доведе до забрзување на короналната материја до суперсонични брзини (види подолу). За прв пат, во советското вселенско летало е забележан проток на плазма од сончево потекло. вселенско летало „Луна-2“ во 1959 година. одливот на плазма од Сонцето е докажан како резултат на повеќемесечни мерења во Америка. простор апаратот Маринер 2 во 1962 година.
ср. карактеристики на S. v. се дадени во табела. 1. С. тече. може да се подели во две класи: бавно - со брзина од 300 km/s и брзи - со брзина од 600-700 km/s. Брзите текови доаѓаат од регионите на сончевата корона, каде што структурата на магнетното поле. полињата се блиску до радијалните. Некои од овие области се коронални дупки . Бавни текови на северниот век. очигледно се поврзани со областите на круната, во кои има, значи, тангенцијална магнетна компонента. полиња.
Табела 1.- Просечни карактеристики на сончевиот ветер во орбитата на Земјата
|
Брзина |
|
|
Концентрација на протон |
|
|
Температура на протон |
|
|
Температура на електрони |
|
|
Јачина на магнетно поле |
|
|
Густина на флукс на пајтон.... |
2,4*10 8 cm -2 *c -1 |
|
Густина на флукс на кинетичка енергија |
0,3 ерг*см -2 *с -1 |
Табела 2.- Релативен хемиски состав на сончевиот ветер
|
Релативна содржина |
|
|
Релативна содржина |
|
Во прилог на главната компоненти на сончевата вода се протони и електрони; во нејзиниот состав се наоѓаат и високо јонизирани честички. јони на кислород, силициум, сулфур, железо (сл. 1). При анализа на гасови заробени во фолии изложени на Месечината, пронајдени се атомите Ne и Ar. ср. релативно хем. состав на S. v. е дадена во табела. 2. Јонизација. состојба на материјата S. v. одговара на нивото во короната каде што времето на рекомбинација е кратко во споредба со времето на проширување 
Мерења на јонизација температура на јони S. v. овозможуваат да се одреди температурата на електроните на сончевата корона.
Во N. век. се забележуваат разлики. видови бранови: Лангмуир, свиркачи, јонско-звучни, магнетосонични, Алфвен итн. (види. Бранови во плазмата
Некои од брановите од типот Алфвен се генерираат на Сонцето, а некои се возбудени во меѓупланетарната средина. Генерирањето бранови ги измазнува отстапувањата на функцијата на дистрибуција на честички од максвеловата и, во комбинација со влијанието на магнетизмот. полињата на плазмата доведува до фактот дека S. v. се однесува како континуиран медиум. Брановите од типот Алфвен играат голема улога во забрзувањето на малите компоненти на сончевите бранови. и во формирањето на функцијата на дистрибуција на протон. Во N. век. Забележани се и контактни и ротациски дисконтинуитети карактеристични за магнетизираната плазма. 
Ориз. 1. Масен спектар на сончевиот ветер. По хоризонталната оска е односот на масата на честичката до нејзиното полнење, по вертикалната оска е бројот на честички регистрирани во енергетскиот прозорец на уредот за 10 секунди. Броевите со знак „+“ го означуваат полнењето на јонот.
Тек N. во. е суперсоничен во однос на брзините на оние типови бранови кои обезбедуваат еф. трансфер на енергија во S. век. (Алфвен, звучни и магнетосонични бранови). Алфвен и звук Мах бројСО.В. во орбитата на Земјата 7. Кога тече околу североисток. пречки способни ефикасно да го оттргнат (магнетни полиња на Меркур, Земјата, Јупитер, Сатурн или спроводливите јоносфери на Венера и, очигледно, Марс), се формира ударен бран на лакот што заминува. С.в. успорува и се загрева на предниот дел на ударниот бран, што му овозможува да тече околу пречката. Во исто време, во Северниот век. се формира шуплина - магнетосферата (или своја или индуцирана), обликот и димензиите на обликот се одредуваат со рамнотежата на магнетниот притисок. полињата на планетата и притисокот на протокот на плазмата што тече (види. Магнетосфера на Земјата, Магнетосфери на планетите). Во случај на интеракција со S. v. со непроводливо тело (на пример, Месечината), ударниот бран не се јавува. Протокот на плазмата се апсорбира од површината, а зад телото се формира празнина, која постепено се полни со плазма од плазмата.
Стационарниот процес на одлив на плазма на корона е надреден со нестационарни процеси поврзани со соларни ракети
. За време на силни изгореници, супстанциите се ослободуваат одоздола. корона региони во меѓупланетарната средина. Во овој случај се формира и ударен бран (сл. 2), кој постепено се забавува, се шири во плазмата на Сончевиот систем. Доаѓањето на ударниот бран на Земјата предизвикува компресија на магнетосферата, по што обично започнува развојот на магнетизмот. бури (види Магнетни варијации)
.
Ориз. 2. Ширење на меѓупланетарен ударен бран и исфрлање од сончев одблесок. Стрелките ја покажуваат насоката на движење на плазмата на соларниот ветер, линиите без натпис се линии на магнетното поле.
Ориз. 3. Видови решенија на равенката за проширување на короната. Брзината и растојанието се нормализираат на критичната брзина vk и критичното растојание Rk. Решението 2 одговара на сончевиот ветер.
Проширувањето на сончевата корона е опишано со систем на равенки за зачувување на масата, аголниот моментум и енергетските равенки. Решенија кои задоволуваат различни природата на промената на брзината со растојанието се прикажани на сл. 3. Решенијата 1 и 2 одговараат на малите брзини на основата на круната. Изборот помеѓу овие две решенија се одредува според условите во бесконечноста. Решението 1 одговара на ниските стапки на проширување на короната и дава големи вредности на притисок во бесконечност, т.е. наидува на истите тешкотии како и статичкиот модел. круни Решението 2 одговара на транзицијата на стапката на проширување преку брзината на звучните вредности ( v до) на некои критични. растојание R до и последователно проширување со суперсонична брзина. Ова решение дава многу мала вредност на притисокот во бесконечност, што овозможува да се усогласи со нискиот притисок на меѓуѕвездената средина. Овој тип на проток Ју Паркер го нарекол С. Критички точката е над површината на Сонцето ако температурата на короната е помала од одредена критична вредност. вредности 
, каде што m е масата на протонот, е адијабатскиот експонент и е масата на Сонцето. На сл. Слика 4 ја прикажува промената во стапката на експанзија од хелиоцентрична. растојание во зависност од изотермалната температура. изотропна корона. Последователните модели на S. век. земете ги предвид варијациите во короналната температура со растојанието, двотечната природа на медиумот (електронски и протонски гасови), топлинска спроводливост, вискозност, не-сферична. природата на проширувањето. 
Ориз. 4. Профили за брзина на сончевиот ветер за моделот на изотермална корона при различни вредности на короналната температура.
С.в. обезбедува основните одлив на топлинска енергија од короната, од пренос на топлина во хромосферата, ел-магн. Корона радијација и електронска топлинска спроводливост не се доволни за воспоставување на топлинската рамнотежа на короната. Електронската топлинска спроводливост обезбедува бавно намалување на температурата на околината. со растојание. С.в. не игра никаква забележлива улога во енергијата на Сонцето како целина, бидејќи протокот на енергија однесен од него е ~10 -7 сјајност Сонцето.
С.в. го носи короналното магнетно поле со себе во меѓупланетарната средина. Поле. Линиите на полето на ова поле замрзнати во плазмата формираат меѓупланетарно магнетно поле. поле (MMP). Иако интензитетот на ММФ е низок и неговата енергетска густина е прибл. 1% од кинетичката густина енергија на сончевата енергија, таа игра голема улога во термодинамиката на сончевата енергија. и во динамиката на интеракциите на S. v. со телата на Сончевиот систем, како и потоци на север. меѓу себе. Комбинација на експанзија на S. век. со ротацијата на Сонцето води до фактот дека маг. линиите на сила замрзнати во северниот век имаат облик близок до спиралата на Архимед (сл. 5). Радијална Б Ри азимутални магнетни компоненти. полињата се менуваат различно со растојанието во близина на еклиптичката рамнина: 
каде е анг. брзина на ротација на Сонцето, И- радијална компонента на брзината на централниот воздух, индексот 0 одговара на почетното ниво. На растојание од орбитата на Земјата, аголот помеѓу насоката на магнетното. полиња и Роколу 45 °. На големо L магнетно. полето е речиси нормално на Р. 
Ориз. 5. Облик на линијата на меѓупланетарното магнетно поле. - аголна брзина на ротација на Сонцето, и - радијална компонента на брзината на плазмата, R - хелиоцентрично растојание.
S. v., кои произлегуваат над регионите на Сонцето со различни. магнетна ориентација полиња, формира текови со различно ориентиран вечен мраз. Одвојување на набљудуваната структура од големи размери на Сончевиот систем. на парен бројсектори со различни се нарекува насоката на радијалната компонента на ММФ. структура на меѓупланетарниот сектор. Карактеристики на S. v. (брзина, темп-па, концентрација на честички итн.) исто така на сред. природно се менуваат во пресекот на секој сектор, што е поврзано со постоењето на брз проток на соларна вода внатре во секторот. Границите на секторите обично се наоѓаат во бавниот тек на север. Најчесто се забележуваат 2 или 4 сектори, кои ротираат со Сонцето. Оваа структура, формирана кога се извлекува S. маг од големи размери. корона полиња, може да се набљудуваат неколку. револуции на Сонцето. Секторската структура на ММФ е последица на постоењето на струен слој (CS) во меѓупланетарниот медиум, кој ротира заедно со Сонцето. ТС создава магнетен бран. полиња - радијалните компоненти на ММФ имаат различни знаци на различни страни на возилото. Овој TS, предвиден од H. Alfven, минува низ оние делови на сончевата корона кои се поврзани со активните области на Сонцето и ги одделува овие региони од различните региони. знаци на радијалната компонента на сончевиот магнет. полиња. ТС се наоѓа приближно во рамнината на сончевиот екватор и има преклопена структура. Вртењето на Сонцето доведува до извртување на наборите на ТЦ во спирала (сл. 6). Наоѓајќи се во близина на еклиптичката рамнина, набљудувачот се наоѓа или над или под ТС, поради што завршува во сектори со различни знаци на радијалната компонента на ММФ.
Во близина на Сонцето на север. Постојат надолжни и географски градиенти на брзината предизвикани од разликата во брзините на брзите и бавните текови. Како што се оддалечувате од Сонцето, а границата меѓу потоците на север станува сè поостра. се јавуваат градиенти на радијална брзина, што доведува до формирање ударни бранови без судир(Сл. 7). Прво, се формира ударен бран, кој се шири напред од границата на секторите (напреден ударен бран), а потоа се формира обратен ударен бран, кој се шири кон Сонцето. 
Ориз. 6. Облик на хелиосферскиот струен слој. Неговото пресекување со еклиптичката рамнина (наклонето кон сончевиот екватор под агол од ~ 7°) ја дава набљудуваната структура на секторот на меѓупланетарното магнетно поле.
Ориз. 7. Структура на секторот на меѓупланетарното магнетно поле. Кратките стрелки ја покажуваат насоката на протокот на плазма на сончевиот ветер, линии со стрелки - линии на магнетно поле, линии со точки со точки - граници на секторот (пресек на рамнината на цртање со тековниот слој).
Бидејќи брзината на ударниот бран е помала од брзината на сончевата енергија, плазмата го внесува обратниот ударен бран во насока подалеку од Сонцето. Ударните бранови во близина на границите на секторот се формираат на растојанија од ~ 1 AU. д. и може да се следи на растојанија од неколку. А. д. Овие ударни бранови, како и меѓупланетарните ударни бранови од сончевите блесоци и кружните ударни бранови, ги забрзуваат честичките и затоа се извор на енергетски честички.
С.в. се протега на растојанија од ~ 100 AU. д., каде што притисокот на меѓуѕвездената средина ја балансира динамиката. крвен притисок Шуплината зафатена од S. v. во меѓуѕвездената средина, ја формира хелиосферата (види. Меѓупланетарна средина ).Проширување на S. v. заедно со магнетот замрзнат во него. полето го спречува навлегувањето на галактичките честички во Сончевиот систем. простор зраци на ниски енергии и доведува до варијации во космичката. високоенергетски зраци. Феномен сличен на S.V. е откриен и кај некои други ѕвезди (види Ѕвезден ветер ).
Осветлено:Паркер Е. Н., Динамички процеси во меѓупланетарниот медиум, транс. од англиски, М., 1965; Брант Ј., Сончев ветер, пре. од англиски, М., 1973; Хундхаузен А., Експанзија на корона и сончев ветер, транс. од англиски, М., 1976 г. О. Л. Вајсберг.