28 września na Ziemi wystąpi silna burza magnetyczna (poziom 3 w pięciopunktowej skali), spowodowana uwięzieniem naszej planety w strumieniu szybkiego wiatru słonecznego. Świadczą o tym dane ze statku kosmicznego ACE, znajdującego się na linii Słońce-Ziemia w punkcie równowagi grawitacyjnej L1, podaje Laboratorium Słonecznej Astronomii Rentgenowskiej Instytutu Fizycznego Lebiediewa.
Niedziela, 28 września 2017. Zdjęcie ze strony internetowej SDO
Wiatr słoneczny, którego wzmożone oddziaływanie odczuwa obecnie nasza planeta, jest strumieniem plazmy, który w sposób ciągły wypływa z atmosfery Słońca we wszystkich kierunkach i wypełnia cały Układ Słoneczny. Prędkość wiatru słonecznego rośnie wraz z odległością od Słońca i na poziomie orbity Ziemi wynosi średnio około 400 km/s. Gdyby Słońce było idealnie symetrycznym obiektem pozbawionym jakichkolwiek cech, prędkość wiatru słonecznego byłaby stała. Ponieważ jednak na Słońcu znajdują się centra aktywności, a także obszary o wyższych i niższych temperaturach, znajduje to odzwierciedlenie w prędkości wypływających strumieni plazmy - może ona albo rosnąć, albo zmniejszać się w stosunku do wartości średniej. Choć brzmi to paradoksalnie, najszybsze strumienie wiatru słonecznego wypływają z najzimniejszych części korony słonecznej, które ze względu na niższą temperaturę wydają się ciemniejsze i dlatego nazywane są dziurami koronalnymi.
Ponieważ dziury koronalne często „żyją” przez kilka obrotów Słońca (czyli kilka miesięcy), wytwarzane przez nie szybkie strumienie wiatru są również formacjami stabilnymi. Część z nich w tym czasie uderzyła w Ziemię kilkukrotnie – przy każdym obrocie Słońca w stronę Ziemi odpowiednią stroną. Burze magnetyczne powstające podczas takich uderzeń powtarzają się - dzieli je krok 27 dni, zbiegający się z okresem rotacji Słońca. Pozwala to przewidzieć takie burze z 27-dniowym wyprzedzeniem, co jest podstawą prognozowania długoterminowego.
Ziemia weszła w strumień szybkiego wiatru wczoraj około godziny 9:00 czasu moskiewskiego, kiedy prędkość otaczającej ją plazmy wzrosła z 300-350 km/s (poziom, na którym utrzymywała się w ostatnich dniach) do około 500 km/s . Pierwszy kontakt z prądem spowodował, że pole magnetyczne Ziemi znalazło się w stanie zaburzonym, w którym pozostało ono do końca dnia. Około północy prędkość wiatru słonecznego wiejącego nad Ziemią wzrosła do 650-700 km/s i obecnie kształtuje się na tym poziomie, prawie 2 razy większym niż wartość średnia. Najwyraźniej w tej chwili nasza planeta przechodzi najszybszą część przepływu i doświadcza największego uderzenia. Poziom oscylacji pola magnetycznego Ziemi, na które oddziałuje główne oddziaływanie, odpowiada obecnie poziomowi Kp=7, który jest klasyfikowany jako silna burza magnetyczna.
Sądząc po wielkości kątowej przepływu, Ziemia pozostanie w nim przez około kolejny dzień. Przez cały ten czas znacznie wzrośnie prawdopodobieństwo wystąpienia zakłóceń w polu magnetycznym naszej planety. Jednak burza najwyraźniej właśnie przechodzi swój szczyt i nie będzie już w stanie osiągnąć wyższego poziomu. Pole magnetyczne Ziemi powinno całkowicie się uspokoić do połowy jutra, 29 września.
ze zbiorów PIG „Fizyka Przestrzeni Blisko Ziemi”, t. 2, Apatity, 2000”
1. Wstęp
2. PRZEPŁYWY quasi-stacjonarne
2.1 Szybki przepływ z dziur koronalnych
Krawędź 2.2 VSP
2.3 GTS i streamer
24 Plazma międzystrumieniowa
3. PRZEPŁYWY NIESTAcjonarne
3.1 Burze słoneczne
3.2 Zanik włókien
3.3 Strumienie pochodni i włókien
Wstęp
Rodzaje wiatrów słonecznych można podzielić na dwie główne grupy: quasi-stacjonarne i niestacjonarne.
Quasi-stacjonarne przepływy wiatru słonecznego są związane z formacjami strukturalnymi słonecznego pola magnetycznego o charakterystycznym czasie życia od kilku dni do kilku tygodni lub miesięcy. Do przepływów niestacjonarnych zalicza się przepływy, których źródłami są zjawiska niestacjonarne na Słońcu, trwające krócej niż jeden dzień. W literaturze nie istnieje pełna klasyfikacja typów wiatrów słonecznych. .
Jeśli dla quasi-stacjonarnych typów wiatru słonecznego nie ma specjalnych różnic w definicji (są to szybkie strumienie z dziur koronalnych (HSP z CH), warstwa prądu heliosferycznego (HCS) z otaczającymi ją strumieniami koronalnymi), to definicje typów niestacjonarnych i ich źródła słoneczne są nieco inne. Więc Huddleston i in., (1995) Przepływy nieustalone obejmują przejściowe przepływy z koronalnych wyrzutów masy (CME) oraz obszar pomiędzy międzyplanetarnymi falami uderzeniowymi a przednimi krawędziami koronalnych wyrzutów masy następującymi po fali uderzeniowej.
Przepływy niestabilne obejmują przepływy z koronalnych wyrzutów masy (CME) i plazmy fali uderzeniowej.
Z drugiej strony Iwanow (1996) strumienie niestacjonarne są determinowane przez ich źródła słoneczne, a mianowicie: zjawiska sporadyczne, takie jak rozbłyski, nagłe zaniki włókien w aktywnych obszarach Słońca i nagłe zaniki włókien poza obszarami aktywnymi. 
Ryż. 1 Topologie pola magnetycznego i związane z nimi rodzaje wiatru słonecznego
Topologie pola magnetycznego i związane z nimi rodzaje wiatru słonecznego pokazano na rys. 1.
Poniżej znajduje się opis różnych rodzajów wiatru słonecznego i ich źródeł słonecznych, a także identyfikacja tego typu przepływów na orbicie Ziemi.
2. Przepływy quasi-stacjonarne
2.1 Szybki przepływ z dziur koronalnych
W pracy podano opis powstawania CD i jego właściwości [Kowalenko, 1983]. Fotosferyczne pola magnetyczne na Słońcu to duże obszary, w których dominuje jedna polaryzacja z otwartą konfiguracją pola magnetycznego. Oddzielone są liniami neutralnymi. Dziury koronalne mogą tworzyć się wewnątrz dużych jednobiegunowych obszarów magnetycznych, jeśli rozmiary tych obszarów są nie mniejsze niż 300. Granice CH odpowiadają kształtowi linii neutralnej w pewnej odległości od niej. Pomiędzy krawędzią płyty CD a linią neutralną tworzącą krawędź ogniwa magnetycznego istnieje pewna strefa graniczna. W płycie CD nie ma linii neutralnych, nie ma zamkniętych struktur. CH na niskich szerokościach geograficznych mogą tworzyć się pomiędzy aktywnymi regionami o zamkniętej konfiguracji pola magnetycznego.
Ewolucja płyty CD następuje wraz ze zmianą struktury pola magnetycznego na jej granicy. Narodziny i zniszczenie CH są wyraźnie powiązane ze zmianami w fotosferycznych polach magnetycznych i odpowiednią restrukturyzacją konfiguracji pól koronalnych. CH to formacje długowieczne, których średni czas życia dla fazy schyłkowej cyklu słonecznego wynosi od 3 do 20 obrotów słonecznych oraz dla fazy w pobliżu maksimum słonecznego. aktywność wynosi około 1-2 obrotów Słońca. Żywotność struktur jednobiegunowych przekracza żywotność płyty CD.
Rozmiar i położenie CH na powierzchni Słońca zależą od konfiguracji słonecznych pól magnetycznych, co zmienia CH w cyklu aktywności słonecznej. Polarne CH zmniejszają się w fazie zwiększonej aktywności i całkowicie zanikają przy maksimum, a CH osiągają maksymalne rozmiary przy. faza spadku aktywności. Równikowe CH, położone pomiędzy dwoma aktywnymi obszarami, zmieniają cykl słoneczny w zależności od zmian w aktywnych obszarach: liczba CH zmniejsza się gwałtownie przy minimum i znacznie wzrasta wraz z końcem cyklu, gdy istnieje wiele dwubiegunowych obszarów magnetycznych, oraz szerokość geograficzna, na której są obserwowane, zauważalnie się zmniejszyła. Małe płyty CD zawsze mogą się uformować.
Obserwacje patrolowe CH na Ziemi prowadzone są w linii He1 1083 nm, a lokalizację CH uzyskuje się na spektroheliogramach. Główna różnica między płytami CD a normalną cichą koroną polega na tym, że ich promieniowanie elektromagnetyczne jest mniejsze w całym zakresie długości fal. Płyty CD są szczególnie widoczne na dysku w miękkim promieniowaniu rentgenowskim i ekstremalnym promieniowaniu ultrafioletowym. CD to obszary korony o nienormalnie niskim stężeniu, w którym stężenie w osoczu maleje, a wartość prędkości plazmy znacząco wzrasta wraz ze wzrostem stopnia niepromieniowej konfiguracji pola magnetycznego.
Dziury koronalne są słonecznym źródłem szybkiego przepływu (HSF) wiatru słonecznego. W pracy rozpatrzono mechanizm powstawania przepływów dużych prędkości ze środka zwiększającego ciśnienie [Kowalenko, 1983] i sprowadza się do tego, że na skutek rozbieżności pola magnetycznego stężenie plazmy maleje, a część energii falowej Słońca idzie na zwiększenie prędkości wiatru słonecznego.
Główne parametry VSP zostały zbadane, zbadane i znane. [Ermolaev, 1990; Kowalenko, 1983]. Wymiary VSP na orbicie Ziemi są średnio w przybliżeniu dwa razy większe niż odpowiadające im wymiary CD. Maksymalna prędkość SSW zależy od stopnia rozbieżności pola magnetycznego w dziurze koronalnej.Czas przecięcia się Ziemi z ciałem SSW wynosi od 1 do 10 dni. Średnie wartości parametrów korpusu VSP to:
vp=450-650 km/s; np=6 cm-3; B=(4+9) nT, Tr=10,104 K. (rosnie wraz ze wzrostem prędkości); parametr β<1; высокое содержание гелия (4 –:6)% . [Ermolaev, 1990; Jermołajew, Stupin, 1997].
Rysunek 2. Typowy przykład rozkładu parametrów. w organizmie VSP..
Parametry VSP z CD różnią się znacznie zarówno w zależności od przepływu, jak i w obrębie przepływu, ale główne właściwości, a mianowicie wielkość modułu pola magnetycznego, która nie zmienia się w korpusie przepływu W, niska, często niższa niż przy spokojnym wietrze słonecznym, koncentracja N, duża prędkość, bardzo powoli opadająca przez kilka dni, pozostaje obowiązkowa dla nadwozia VSP z CD.
Cechą charakterystyczną SSW jest występowanie w ciele strumienia długich ciągów fal Alfvena rozchodzących się od Słońca (Ciągła aktywność AE o wysokiej intensywności i długim czasie trwania, HDLDCAA). Okres tych nylonów Alfven w pobliżu orbity Ziemi może wynosić średnio T=3+8 godzin. Fale te są odpowiedzialne za pojawianie się składników Bz w pobliżu orbity Ziemi. Typowy przykład rozkładu parametrów. w korpusie VSP pokazano na ryc. 2 .
Krawędź VSP
Krawędź SSW to obszar interakcji pomiędzy SSW i wiatrem słonecznym o niskiej prędkości, oddzielający plazmę o wyraźnie odmiennych właściwościach i pochodzeniu (interfejs). Przednia krawędź natarcia VSP z CH powstaje w wyniku obrotu VSP razem ze Słońcem i tutaj szybki wiatr dogania wolny, tworząc obszar kompresji. Ściśle mówiąc, krawędź natarcia VSP nie jest przepływem quasi-stacjonarnym; raczej należy ją klasyfikować jako zjawisko niestacjonarne, chociaż rzadko staje się na tyle ostra, aby utworzyć szok w promieniu 1AU. . Dla krawędzi charakterystyczne są następujące zmiany parametrów: prędkość wzrasta od poziomu spokojnego wiatru słonecznego do prędkości w ciele VSP (średnio od v = 350 do 550 km/s); stężenie n gwałtownie wzrasta od spokojnego wiatru słonecznego (=5 cm-3) do 20 cm-3, a następnie gwałtownie spada do 5 cm-3 lub mniej; T wzrasta od około (2K do (10-15).104 K w korpusie VSP, rozkład B ma kształt dzwonu z maksimum około 12+15 nT.
To. dla krawędzi VSP: vp=550 km/s; np=20 cm-3; Tr=(10-15).104 K.
Oprócz krawędzi natarcia VSP ma również drugą, tylną krawędź, ale jest ona bardzo rozmyta i identyfikowana jedynie przez niewielkie wzrosty n i V. Prędkość w tym przypadku jest prawie zredukowana do prędkości spokojnego wiatru słonecznego , a ta krawędź nie jest zbyt geoefektywna. Przejście Ziemi przez krawędź VSP trwa około 12-15 godzin.
W oparciu o opisaną powyżej charakterystykę emitowanych przez nie CH i SSW, możliwa jest identyfikacja przepływów o dużych prędkościach na orbicie Ziemi. W tej pracy bierzemy pod uwagę tylko te strumienie, dla których na Słońcu znajdowały się dziury koronalne o odpowiedniej polaryzacji magnetycznej z przesunięciem około 2,5+3 dni w stosunku do daty przejścia CH przez południk centralny, aby uwzględnić czas przejścia transport plazmy słonecznej ze Słońca.
GTS i streamer
Quasi-stacjonarne typy wiatru słonecznego obejmują również arkusz prądu heliosferycznego (HCS) i streamer koronalny. GTS powstaje jako powierzchnia oddzielająca przepływy przenoszące wielkoskalowe pola magnetyczne o przeciwnej polaryzacji. Arkusz prądu heliosferycznego otacza Słońce i stanowi centralną część heliosferycznej warstwy plazmy, będącej pasem promieni koronalnych (streamerów). Te promienie koronalne rozpoczynają się od wierzchołków konstrukcji w kształcie hełmu, które u podstawy mają zamkniętą konfigurację linii pola magnetycznego, ale pola magnetyczne samych promieni mają konfigurację otwartą, niezbieżną (ryc. 2).
Ze względu na specyficzną konfigurację pola magnetycznego w HCS i w streamerze, gęstość strumienia zmniejsza się wraz z odległością wolniej niż w konwencjonalnym przepływie promieniowym, zapewniając w ten sposób wysoką gęstość plazmy strumieniowi [Kowalenko, 1983]. Warstwa prądu heliosferycznego widoczna jest na dysku słonecznym jako linia neutralna, gdzie składowa radialna jest równa zeru: Br=0.
HCS jest bardzo stabilną formacją w całej heliosferze i istnieje bez znaczących zmian przez lata, chociaż kształt HCS, zdeterminowany rozkładem wielkoskalowych pól magnetycznych na Słońcu, może zmieniać się z jednej rewolucji słonecznej na drugą. Kształt HCS i jego położenie zmieniają się szczególnie wyraźnie w trakcie cyklu aktywności Słońca: w ciągu lat minimalnych HCS znajduje się w przybliżeniu w płaszczyźnie równikowej Słońca, innym razem, szczególnie w maksimum cyklu, jego kształt i lokalizacja może być dowolna [Kowalenko, 1983]. Na orbicie Ziemi GCS jest identyfikowany jako granica struktury sektorowej międzyplanetarnego pola magnetycznego (IMF).
W literaturze niektórzy autorzy przy określaniu rodzajów przepływów wiatru słonecznego rozważ warstwę plazmy i GCS razem, podczas gdy inni rozważają oprócz. Jednak HTS ma nieco inne parametry na orbicie Ziemi: to w HTS zmienia się znak składowej radialnej MFW, tutaj wiatr słoneczny ma najniższą prędkość i największą gęstość. To właśnie dzięki tym właściwościom następuje identyfikacja struktur hydraulicznych. Streamer charakteryzuje się gęstością mniejszą niż w HTS, ale wciąż zwiększoną w porównaniu do wiatru niezakłóconego, prędkością większą niż w HTS i wzrostem w porównaniu do HTS modułu B. Generalnie najważniejsza różnica od innych rodzajów wiatru słonego dla heliosferycznej warstwy plazmy i HTS to zmiana znaku wiecznej zmarzliny i jako jej nieodłącznej właściwości wysoka gęstość. Cichy streamer charakteryzuje się średnio następującymi wartościami parametrów
vp=360 km/s; np=(10-15) cm-3; Tr=5,104 K; B=(7-10)nT,
i dla cichego GTS:
vp=350 km/s; np=(20-30) cm-3; Tr=5,104 K.
Cicha warstwa plazmy charakteryzuje się symetrią wartości parametrów po obu stronach GCS.
Zakłócony streamer na orbicie Ziemi pojawia się w wyniku jego interakcji z zaburzonymi przepływami wiatru słonecznego, które mogą zostać spowolnione przez gęstą plazmę streamera, tworząc złożone zaburzenie, zanim dotrze on do Ziemi. W rezultacie może nastąpić naruszenie symetrii streamera, wzrost wszystkich parametrów streamera i GCS, które mogą znacznie różnić się w zależności od zdarzenia: tutaj niektóre z najwyższych wartości dla streamera możliwa jest gęstość wiatru słonecznego (n>50 cm-3), prędkość może wzrosnąć do (450-500) km/s, zwiększając moduł B, zwiększając strumień masy i gęstość strumienia energii. Dla HTS o podwyższonym stężeniu do n=(30-40)cm-3, β
>1
.
Plazma międzystrumieniowa
Wśród przepływów quasi-stacjonarnych w pracy Zidentyfikowano również rodzaj zimnej, gęstej plazmy o niskiej prędkości, która powstaje w wietrze słonecznym pomiędzy strumieniem a szybkimi przepływami z CH. Ten typ na orbicie okołoziemskiej jest identyfikowany jako niekompresyjne zwiększenie gęstości typu III Niekompresyjne wzmocnienie gęstości (NCDE) [Kowalenko, Filippow, 1982] i charakteryzuje się małą wartością modułu B=3 nT; niski T=2,104 K; mała prędkość v = 350 km/s i nieznacznie zwiększona gęstość n = (10-2 cm-3). Ten typ przepływu wiatru słonecznego jest szczególnie powszechny podczas schyłku cyklu słonecznego, kiedy aż 75% wszystkich dziur koronalnych na dużą skalę towarzyszyły NCDE w wietrze słonecznym. Czas przecięcia tych przepływów z Ziemią wynosi około 14 godzin.
3. Przepływy niestabilne
Burze słoneczne
Niestabilne przepływy wiatru słonecznego są powodowane przez niestabilne, sporadyczne zjawiska na Słońcu. Najskuteczniejsze z nich to tzw burza słoneczna, gdy znaczna ilość energii (1erg) zostaje uwolniona w stosunkowo krótkim czasie (=2,103 s).
W zakresie optycznym burza słoneczna jest widoczna jako rozbłysk słoneczny, objawiający się głównie nagłym wzrostem jasności promieniowania linii Hα. Jednocześnie obserwuje się intensywną emisję promieniowania rentgenowskiego, ultrafioletowego i radiowego, fale uderzeniowe i emisję chmur plazmy. Historycznie rzecz biorąc, burza słoneczna nazywana jest zwykle po prostu rozbłyskiem kromosferycznym, a wszystkie inne zdarzenia nazywane są wydarzeniami towarzyszącymi, chociaż wszystko to jest jednym, bardzo złożonym zjawiskiem, które obejmuje prawie wszystkie warstwy od fotosfery po koronę i przestrzeń międzyplanetarną.
Parametry błysku optycznego to wynik określony przez wielkość obszaru w pięciostopniowej skali, czas trwania i jasność. Rozbłyski są widoczne od kilku minut do kilku godzin, najbardziej prawdopodobny czas trwania rozbłysku to około 1 godzina dla punktów 3 i 4. Bazując na towarzyszących rozbłyskom impulsach miękkiego promieniowania rentgenowskiego i ich maksymalnej intensywności w zakresie 1- 8 A, flary dzielą się na 3 klasy: ( S, M, X). Nie ma jednoznacznej zgodności pomiędzy charakterystyką rozbłysków na podstawie właściwości optycznych i rentgenowskich.Większość rozbłysków słonecznych pojawia się w złożonych wielobiegunowych obszarach aktywnych w okresie ich szybkiej ewolucji.
Kolejność rozwoju burz słonecznych („scenariusz”) nie jest powszechnie akceptowana. Poniżej prezentujemy niektóre z nich. W trakcie [Mohylewski, 1987] Zakłada się, że podstawową podstawą tych zdarzeń są nieliniowe procesy falowe w postaci pojedynczych zaburzeń (solitony MHD, ciągi fal MHD) wyłaniających się z subfotosferycznych warstw obszarów aktywnych. Ten ostatni może zapewnić: odpowiedni wypływ energii i materii (=1016 g), wystarczający nie tylko do pojawienia się rozbłysków optycznych, ale także zapewniający generację koronalnych stanów nieustalonych. Koronalne stany przejściowe powiązane w jakiś sposób z rozbłyskami optycznymi nazywane są stanami przejściowymi F. Energia koronalnych stanów przejściowych jest o rząd wielkości większa od energii największych rozbłysków optycznych i rozpoczynają się one na poziomie fotosfery i chromosfery 15-25 minut wcześniej. Najwyraźniej cały zespół zjawisk rozbłysków można uznać za wtórne, zdeterminowane przejściem stanu nieustalonego F przez obszar aktywny. Koronalne stany nieustalone są lepiej znane jako koronalne wyrzuty masy. (CME – koronalny wtrysk masy).
W pracach Proponuje się, że główną przyczyną aktywności słonecznej jest ewolucja słonecznego pola magnetycznego. W tym przypadku w wyniku niestabilności, ponownego połączenia i wzniesienia się nowego materiału fotosferycznego o innej polaryzacji zostaje wyrzucona znaczna masa materii (CME), która propagując w koronie i wietrze słonecznym może wygenerować falę uderzeniową i prowadzą do przyspieszenia niektórych cząstek korony i wiatru słonecznego do znacznych energii. Po dotarciu na orbitę Ziemi to zaburzenie międzyplanetarne może wywołać burzę geomagnetyczną, gdy Ziemia zderzy się najpierw z falą uderzeniową, a następnie z samym CME, zidentyfikowanym na orbicie Ziemi jako chmura magnetyczna, chociaż nie jest jasne, czy materiał wewnątrz CME narodził się w wybuchu, czyli w chromosferze lub w samej koronie.
W pracach Brawo opisano nieco inny scenariusz. Pojawienie się nowego materiału fotosferycznego o przeciwnej polaryzacji, co samo w sobie jest powszechnym zjawiskiem na Słońcu, prowadzi do restrukturyzacji pól magnetycznych w fotosferze słonecznej. Jeśli nastąpi to w pobliżu hełmu koronalnego lub dziury koronalnej, wówczas restrukturyzacja pola magnetycznego może prowadzić do CME, które będzie rozprzestrzeniać się wzdłuż otwartych linii pola magnetycznego aż do orbity Ziemi.
Zanik włókien
Innym możliwym źródłem sporadycznego, nieustalonego strumienia wiatru słonecznego jest koronalny stan przejściowy typu EP [Czertok, 1987] jego manifestacją na powierzchni Słońca jest nagły zanik dużych ciemnych włókien obserwowanych na dysku podczas absorpcji linii H>α. Charakterystyczny czas tego zdarzenia waha się od kilkudziesięciu minut do godzin. Włókno widoczne na kończynie nazywane jest wybrzuszeniem, a jego zniknięcie jest widoczne jako erupcja tego wybrzuszenia, czasami przez długi czas i w odległości kilku promieni Słońca.
Żywotność włókien waha się od minut do tygodni, wyeksponowanie charakteryzuje się dużą gęstością i niższą temperaturą niż otaczająca plazma koronowa. Ze względu na charakter ruchu i zmienność dzieli się je na trzy klasy: spokojne, aktywne i wybuchowe. Włókna aktywne mają zazwyczaj kształt pętli (jeden lub więcej, jedno po drugim). Włókna erupcyjne charakteryzują się gwałtownymi i nagłymi zmianami. Niektóre z nich są ściśle powiązane z rozbłyskami słonecznymi i stanowią część procesu rozbłysków. Jednakże zanik włókna może być także procesem niezależnym zarówno w obszarze aktywnym, jak i poza nim.
Zanikowi światłowodu może towarzyszyć w zakresie radiowym burza szumowa i/lub słaby impuls typu IV. Przy odległości heliocentrycznej r=1,5+10 Rc koronalne stany nieustalone typu EP mają postać rozszerzającej się pętli, pęcherzyka lub całego układu pętli. Chociaż mogą występować inne formy: w kształcie wachlarza, świetliste aureole, rozproszone chmury. Charakterystyczna prędkość ekspansji wynosi od 100 do 400 km/s, czasem nawet do 800 km/s.
Uwolniona energia wynosi średnio 1 erg. Czy istnieje ścisły związek pomiędzy ruchomym włóknem a CME? Najprawdopodobniej włókno w koronie można uznać za CME lub jego część. Zatem przy wyjściu z korony wyrzucany jest materiał (CME) związany z innymi formami aktywności słonecznej, takimi jak rozbłyski słoneczne i protuberancje erupcyjne. CME rodzą się w regionach z zamkniętymi liniami pola magnetycznego w dolnej koronie. Zwykle te zamknięte obszary pola magnetycznego znajdują się u podstawy strumienia koronalnego, ale CME mogą również pojawiać się na znacznie wyższych wysokościach heliograficznych i bez połączenia z obszarami aktywnymi.
W sporadycznych zdarzeniach związanych z aktywnością słoneczną, gdy CME i rozbłyski są w bliskim związku czasowym, CME zaczyna się 15-25 minut wcześniej i często miejsce rozbłysku znajduje się w pobliżu jednej z krawędzi CME, ponieważ CME jest znacznie szersze (dziesiątki stopni) . CME często (1/3 wszystkich przypadków) występuje w połączeniu ze zdarzeniami długotrwałymi (wiele godzin) w zakresie miękkiego promieniowania rentgenowskiego (LDE – zdarzenia o długim czasie trwania). LDE jest prawdopodobnie związane z przegrupowaniem korony słonecznej po wyrzuceniu CME i wiąże się z tworzeniem nowych pętli gorącej materii nisko w koronie.
Krawędzie natarcia szybkich CME mają prędkości radialne ze Słońca znacznie większe niż prędkości wiatru słonecznego, więc przed CME powinna utworzyć się fala uderzeniowa. Rzeczywiście, praktycznie wszystkie wstrząsy w wietrze słonecznym mają swoje źródło w ruchu CME, które przy 1AU charakteryzują się następującymi cechami:
- 1. Przeciwprąd (wzdłuż pola) halo elektronów; 2. Przeciwprąd protonów energetycznych (>20 keV); 3. Zwiększona zawartość helu (He++/H+ >-0,08); 4. Obniżona temperatura jonów i elektronów; 5. Silne pola magnetyczne (> 8 nT); 6. Niska liczba w osoczu β<1);
7. Małe wahania natężenia pola magnetycznego; 8. Rotacja pola magnetycznego.
Jednak najbardziej niezawodnym z nich jest przeciwprądowy przepływ supertermicznych elektronów halo o energii > 80 eV, co oznacza typową dla CME topologię zamkniętego pola magnetycznego, w przeciwieństwie do otwartej topologii linii pola wewnątrz normalnego wiatru słonecznego.
Tylko 1/3 CME towarzyszy fala uderzeniowa, a tylko 1/6 CME skierowana w stronę Ziemi powoduje dużą burzę geomagnetyczną. Liny prądu międzyplanetarnego są zwykle nazywane chmurami magnetycznymi, jeśli natężenie pola magnetycznego przekracza 1AU≈10 nT. Częstość występowania CME różni się znacznie w cyklu aktywności słonecznej i wynosi około 6 przypadków na miesiąc w latach maksymalnej i 8 przypadków na rok w minimalnej aktywności słonecznej. Zakłócenia międzyplanetarne związane z szybkimi CME, które charakteryzują się dużą prędkością i dużym natężeniem pola magnetycznego (często z dużą składową południową), mogą być bardzo geoefektywne. Bardzo silne pola magnetyczne powstające w takich zakłóceniach są głównie wynikiem kompresji w ośrodku międzyplanetarnym. Orientacja pola przed CME (jest to przestrzeń pomiędzy frontem uderzeniowym a samym CME, zwana warstwą uderzeniową) jest efektem ułożenia linii pola w pobliżu OME, natomiast orientacja pola w samym CME jest zdeterminowane warunkami panującymi na Słońcu.
Bardzo duże burze geomagnetyczne są wywoływane przez CME z falą uderzeniową lub tylko falą uderzeniową, duże burze mogą być również wywoływane tylko przez CME. Jest oczywiste, że falę uderzeniową można zaobserwować w oddzielnym punkcie bez CME, ponieważ fala uderzeniowa zajmuje znacznie większą przestrzeń () niż powodująca CME (50-700).
Zatem przejściowe wyrzuty materii ze Słońca w postaci CME są najlepszym łącznikiem między aktywnością Słońca a jednorazowymi zdarzeniami w magnetosferze Ziemi.
Modeluje się zachowanie CME w czasie
.
Niestabilne przepływy w przestrzeni międzyplanetarnej na orbicie Ziemi mają dwa duże obszary strukturalne: fale uderzeniowe i chmury magnetyczne. Przybycie fali uderzeniowej na Ziemię identyfikuje się według dwóch głównych kryteriów [ Zastenker, Borodkowa, 1984; Borrini i in., 1982; Iwanow, 1996]:
- 1. Rejestracja w ziemskim polu magnetycznym nagłego wystąpienia SC lub nagłego impulsu SI; 2. Duża, gwałtowna i jednoczesna zmiana parametrów wiatru słonecznego:dv>150 km/s; NITmoże wzrosnąć kilka razy;dB>0,zwiększone wahania pola elektrycznego i przepływu plazmy, gwałtowny wzrost przepływu energii.
Czas opóźnienia fali uderzeniowej w stosunku do burzy słonecznej wynosi dT = tsc - tstorm = 24-48 godzin.
Strumienie flar i włókien
Historycznie rzecz biorąc, nazywane są sporadycznymi ulewami inicjowanymi przez duże burze słoneczne z rozbłyskami słonecznymi migotać(przykład zachowania parametrów w przepływie kielichowym pokazano na rys. 3), oraz inicjowanych nagłym zanikiem włókien - błonnik. Ponieważ mają one nieco inną charakterystykę na orbicie Ziemi, rozważymy je osobno i nazwiemy je rozbłyskami i włóknami. Zarówno w modelach strumieni pochodni, jak w pracy, [Hundhausena, 1976], dwie granice: czoło szybkiej fali uderzeniowej MHD i granicę wyrzutu flary oraz dwa obszary strukturalne: warstwa uderzeniowa i wyrzut flary, czyli jak w pracach Iwanowa
pięć granic strukturalnych: front szybkiego szoku Sf, front wolnego szoku Ss, magnetopauza chmury magnetycznej Ri; wewnętrzna granica warstwy granicznej Rl”; granica plazmy wzbogaconej He++ (plazmopauza) Rп/SUB> i odpowiednio pięć obszarów strukturalnych: Sf – Ss – warstwa uderzeniowa głowy fali szybkiej (gęsta, gorąca turbulentna plazma o zwiększonej pole magnetyczne, dt - godziny;) Ss - Ri - warstwa uderzeniowa fali wolnej (gęsta, n=nmax dla całego przepływu, gorąca turbulentna plazma o zmniejszonym polu magnetycznym, B=Bmin dla całego przepływu); Ri - Ri „ warstwa graniczna w silnym polu ze zmniejszającym się n i stosunkowo wysokim poziomem turbulencji; Ri” - Rп - wewnętrzna część chmury magnetycznej o silnym B=Bmax dla całego strumienia, polu regularnym, którego kierunek z reguły różni się od kierunku w otoczeniu i o małych wartościach gęstości; poza Rп - plazmosferą. 
Rysunek 3. Typowy rozkład parametrów w strumieniu pochodni.
W przypadku strumieni włókien, które są prawdopodobnie spowodowane stanami przejściowymi typu EP, najbardziej uderzający jest duży wzrost gęstości (2–7 razy) stosunkowo cichego wiatru słonecznego. Często te wzrosty gęstości można zdekompresować (NCDE typ 1 [Kowalenko, Filippow, 1982], charakteryzują się: ostrym frontem, krótkim czasem trwania (dt=10 godzin), czasem propagacji do Ziemi 3-4 dni, dużą gęstością (n>≈ 25 cm ~), prędkością v>400 km/s oraz zwiększoną Wartość MFW (B>10 nT). Często nie ma przed nimi fali uderzeniowej. Jednak w około połowie tych zjawisk wzrost gęstości następuje jednocześnie ze wzrostem prędkości i temperatury protonów [Iwanow, Charsziladze, 1994]. W przypadku takich „skompresowanych” wzrostów gęstości często występowały nagłe początki (SC i SI) i fala uderzeniowa. W porównaniu do przepływów kielichowych, przepływy włókien są gęste, powolne i zimne.
Zastanówmy się nad jeszcze jednym aspektem interakcji Słońce-Ziemia. Często aktywność słoneczna rozwija się w taki sposób, że strumienie z kilku źródeł słonecznych mogą jednocześnie dostać się na orbitę Ziemi; zależy to zarówno od scenariusza burzy słonecznej, jak i od lokalizacji tych źródeł, gdy oddziałują na siebie przepływy quasi-stacjonarne i przejściowe. W rezultacie na orbicie Ziemi pojawia się przepływ złożony o bardzo złożonej charakterystyce, często z kilkoma maksimami i parametrami znacznie wyższymi niż charakterystyczne dla pojedynczego źródła. To właśnie te złożone przepływy wiatru słonecznego mogą powodować największe zjawiska geomagnetyczne i zorzowe na Ziemi.
Zatem strumienie z różnych źródeł na Słońcu mają różne, ale dobrze określone granice parametrów na orbicie Ziemi. Ponadto przepływy quasi-stacjonarne w wietrze słonecznym nie zmieniają swojej charakterystyki w czasie potrzebnym, aby Ziemia przecięła te przepływy podczas swojej orbity wokół Słońca. Dzień procesów niestacjonarnych charakteryzuje się szybką zmianą parametrów przepływu zarówno podczas jego powstawania, jak i podczas propagacji, a najbardziej typowym przykładem przepływu niestacjonarnego jest fala uderzeniowa.
Główne parametry różnych typów wiatru słonecznego podsumowano w tabeli.
Charakterystyka różnych typów strumieni wiatru słonecznego
opcje | serpentyna | Krawędź VSP | Warstwa uderzeniowa | |||
V, km/s | ||||||
Z prędkością 300–1200 km/s w otaczającą przestrzeń kosmiczną.
Charakterystyka
Z powodu wiatru słonecznego Słońce traci około miliona ton materii na sekundę. Wiatr słoneczny składa się głównie z elektronów, protonów i jąder helu (); jądra innych pierwiastków i cząstki niezjonizowane (obojętne elektrycznie) występują w bardzo małych ilościach.
Wiatr słoneczny, choć pochodzi z zewnętrznej warstwy Słońca, nie oddaje rzeczywistego składu pierwiastków w tej warstwie, gdyż w wyniku procesów różnicowania zawartość niektórych pierwiastków wzrasta, a innych maleje (efekt FIP).
Intensywność wiatru słonecznego zależy od zmian aktywności i jej źródeł. W zależności od prędkości przepływy wiatru słonecznego dzieli się na dwie klasy: powolny(około 300-400 km/s wokół orbity) i szybko(600–700 km/s wokół orbity Ziemi).
Są też sporadyczne wysoka prędkość(do 1200 km/s) przepływy krótkotrwałe.
Powolny wiatr słoneczny
Powolny wiatr słoneczny jest generowany przez „cichą” część podczas ekspansji gazowo-dynamicznej: przy temperaturze koronalnej około 2 × 10 6 K korona nie może znajdować się w warunkach równowagi hydrostatycznej, a ta ekspansja w istniejących warunkach brzegowych , powinno doprowadzić do przyspieszenia materii koronalnej do prędkości naddźwiękowych. Nagrzewanie korony słonecznej do takich temperatur następuje ze względu na charakter wymiany ciepła: rozwojowi turbulencji konwekcyjnych w plazmie towarzyszy generowanie intensywnych fal magnetosonicznych; z kolei rozchodząc się w kierunku zmniejszania się gęstości atmosfery słonecznej, fale dźwiękowe przekształcają się w fale uderzeniowe; są skutecznie pochłaniane przez materię koronową i podgrzewają ją do temperatury 1 - 3 × 10 6 K.
Szybki wiatr słoneczny
Strumienie powtarzającego się szybkiego wiatru słonecznego są emitowane przez kilka miesięcy, a ich okres powrotu, obserwowany z Ziemi, wynosi 27 dni (okres obrotu Słońca). Przepływy te są związane z - obszarami korony o stosunkowo niskiej temperaturze (około 0,8 × 10 6 K), zmniejszonej gęstości (tylko jedna czwarta gęstości spoczynkowych obszarów korony) i promieniem do Słońca.
Strumienie o dużej prędkości
Sporadyczne przepływy, poruszając się w przestrzeni wypełnionej powolnym wiatrem słonecznym, kondensują plazmę przed swoim przodem, tworząc poruszającą się wraz z nią plazmę. Wcześniej zakładano, że takie strumienie są spowodowane rozbłyskami słonecznymi, ale obecnie (2005) uważa się, że sporadyczne, szybkie strumienie w wietrze słonecznym są powodowane przez wyrzuty koronalne. Jednocześnie należy zauważyć, że zarówno rozbłyski słoneczne, jak i wyrzuty koronalne są powiązane z tymi samymi aktywnymi obszarami na Słońcu i istnieje między nimi związek.
Promieniowanie słoneczne to energia promieniowania elektromagnetycznego pochodzącego ze Słońca.
Promieniowanie słoneczne, które dotarło do górnej granicy atmosfery, w drodze na powierzchnię Ziemi ulega szeregowi zmian spowodowanych jego absorpcją i rozproszeniem w atmosferze.
Nazywa się promieniowanie docierające do Ziemi bezpośrednio z dysku słonecznego bezpośrednie promieniowanie słoneczneS. (Promieniowanie, które dotarło ze Słońca do atmosfery, a następnie na powierzchnię ziemi w postaci równoległej wiązki promieni, nazywa się bezpośrednie promieniowanie słoneczne).
Rozproszone promieniowanieD dociera na powierzchnię ziemi z całego sklepienia niebieskiego i jest oceniana na podstawie strumienia promieniowania słonecznego, tj. ilość energii dostarczanej w jednostce czasu na jednostkę powierzchni poziomej. (Część promieniowania słonecznego jest rozpraszana przez cząsteczki gazów atmosferycznych i aerozoli i przedostaje się na powierzchnię ziemi w postaci promieniowanie rozproszone).
Część promieniowania słonecznego odbijana od powierzchni Ziemi i atmosfery (głównie od chmur) nazywa się promieniowanie odbite.
Ziemia i atmosfera w sposób ciągły emitują niewidzialne promieniowanie podczerwone. Promieniowanie ziemskie jest prawie całkowicie pochłaniane przez atmosferę. Nazywa się część promieniowania atmosferycznego skierowaną w stronę Ziemi przeciwdziałać promieniowaniu z atmosfery.
Część promieniowania atmosferycznego skierowana w górę i przechodząca przez całą grubość atmosfery kierowana jest w przestrzeń kosmiczną i nazywana jest wychodzące promieniowanie atmosferyczne.
Wszystkie wymienione przepływy energii promieniowania różnią się między sobą składem widmowym, czyli długością fal. W meteorologii za promieniowanie uważa się:
Krótka długość fali (długość fali 0,1-4 mikronów);
Długie fale (4 – 120 mikronów).
Promieniowanie słoneczne ma głównie charakter krótkofalowy (ultrafiolet, światło widzialne, podczerwień). Promieniowanie z powierzchni Ziemi i atmosfery ma charakter długofalowy.
Energia promienista charakteryzuje się przepływem promieniowania.
Strumień promieniowania- jest to ilość energii promieniowania, która dociera w jednostce czasu na jednostkę powierzchni. Mierzone w W/m2.
Nazywa się ilość bezpośredniego promieniowania S, które dociera w jednostce czasu na jednostkę powierzchni prostopadłej do promieni słonecznych gęstość strumienia bezpośredniego promieniowania.
Dział meteorologii zajmujący się badaniem promieniowania słonecznego, ziemskiego i atmosferycznego nazywa się aktynometria. Głównym zadaniem aktynometrii jest pomiar strumieni energii promieniowania. Promieniowanie rozpraszane jest w atmosferze głównie przez cząsteczki gazów atmosferycznych i aerozoli (pyły, kropelki mgły, chmury). Intensywność rozpraszania zależy od liczby cząstek rozpraszających na jednostkę objętości, od ich wielkości i charakteru, a także od długości fal samego rozproszonego promieniowania.
Zgodnie z prawem Rayleigha intensywność rozpraszania molekularnego jest odwrotnie proporcjonalna do czwartej potęgi długości fali, czyli:
K – współczynnik intensywności rozpraszania;
λ – długość fali,
C jest współczynnikiem zależnym od liczby cząsteczek gazu na jednostkę objętości gazu oraz od jego charakteru.
Tabela 1.1 - Wartość współczynnika rozproszenia w czystym i suchym powietrzu przy
normalne ciśnienie dla różnych długości fal
Z tabeli wynika, że im krótsza długość fali, tym silniej rozpraszane są promienie. Promienie fioletowe są rozpraszane 14 razy silniej niż promienie czerwone. To wyjaśnia niebieski kolor nieba. Chociaż promienie fioletowe i niebieskie są rozproszone jeszcze bardziej niż promienie niebieskie, ich energia jest znacznie mniejsza. Dlatego w świetle rozproszonym dominuje kolor niebieski.
W 1957 roku profesor Uniwersytetu w Chicago E. Parker teoretycznie przewidział zjawisko, które nazwano „wiatrem słonecznym”. Eksperymentalne potwierdzenie tej przewidywania za pomocą instrumentów zainstalowanych na radzieckich statkach kosmicznych Łuna-2 i Łuna-3 przez grupę K.I. Gringauza zajęło dwa lata. Co to jest za zjawisko?
Wiatr słoneczny to strumień całkowicie zjonizowanego gazowego wodoru, zwykle zwanego w pełni zjonizowaną plazmą wodorową ze względu na w przybliżeniu równą gęstość elektronów i protonów (warunek quasineutralności), który przyspiesza oddalając się od Słońca. W obszarze orbity Ziemi (w jednej jednostce astronomicznej lub 1 AU od Słońca) jej prędkość osiąga średnią wartość V E » 400–500 km/s przy temperaturze protonu TE » 100 000 K i nieco wyższej temperaturze elektronu ( indeks „E” tutaj i dalej odnosi się do orbity Ziemi). W takich temperaturach prędkość jest znacznie większa od prędkości dźwięku o 1 AU, tj. Przepływ wiatru słonecznego w obszarze orbity Ziemi jest naddźwiękowy (lub hipersoniczny). Zmierzone stężenie protonów (lub elektronów) jest dość małe i wynosi n E » 10–20 cząstek na centymetr sześcienny. Oprócz protonów i elektronów w przestrzeni międzyplanetarnej odkryto cząstki alfa (rzędu kilku procent stężenia protonów), niewielką ilość cięższych cząstek, a także międzyplanetarne pole magnetyczne, którego średnia wartość indukcji okazała się być rzędu kilku gamm na orbicie Ziemi (1g = 10 –5 gausów).
Upadek idei statycznej korony słonecznej.
Przez długi czas uważano, że wszystkie atmosfery gwiazdowe znajdują się w stanie równowagi hydrostatycznej, tj. w stanie, w którym siła przyciągania grawitacyjnego danej gwiazdy równoważy się siłą związaną z gradientem ciśnienia (zmianą ciśnienia w atmosferze gwiazdy w odległości R od środka gwiazdy. Matematycznie równowaga ta jest wyrażona jako zwykłe równanie różniczkowe,
Gdzie G– stała grawitacyjna, M* – masa gwiazdy, P oraz r – ciśnienie i gęstość masy w pewnej odległości R od gwiazdy. Wyrażenie gęstości masy z równania stanu gazu doskonałego
R= r CZ
poprzez ciśnienie i temperaturę oraz całkując otrzymane równanie otrzymujemy tzw. wzór barometryczny ( R– stała gazowa), która w konkretnym przypadku stałej temperatury T wygląda jak
Gdzie P 0 – reprezentuje ciśnienie u podstawy atmosfery gwiazdy (at R = R 0). Ponieważ przed pracą Parkera uważano, że atmosfera słoneczna, podobnie jak atmosfery innych gwiazd, znajduje się w stanie równowagi hydrostatycznej, jej stan określano podobnymi wzorami. Biorąc pod uwagę niezwykłe i nie do końca poznane zjawisko gwałtownego wzrostu temperatury od około 10 000 K na powierzchni Słońca do 1 000 000 K w koronie słonecznej, S. Chapman opracował teorię statycznej korony słonecznej, która zakładała płynnie przejść do lokalnego ośrodka międzygwiazdowego otaczającego Układ Słoneczny. Wynikało z tego, że zgodnie z koncepcją S. Chapmana Ziemia, wykonując swoje obroty wokół Słońca, jest zanurzona w statycznej koronie słonecznej. Ten punkt widzenia jest podzielany przez astrofizyków od dawna.
Parker zadał cios tym już ugruntowanym pomysłom. Zwrócił uwagę na fakt, że ciśnienie w nieskończoności (at R® ─), który otrzymuje się ze wzoru barometrycznego, jest prawie 10 razy większy niż ciśnienie przyjęte wówczas dla lokalnego ośrodka międzygwiazdowego. Aby wyeliminować tę rozbieżność, E. Parker zasugerował, że korona słoneczna nie może znajdować się w równowadze hydrostatycznej, ale musi stale rozszerzać się do ośrodka międzyplanetarnego otaczającego Słońce, tj. prędkość promieniowa V korona słoneczna nie jest zerowa. Ponadto zamiast równania równowagi hydrostatycznej zaproponował zastosowanie hydrodynamicznego równania ruchu w postaci gdzie M E jest masą Słońca.
Dla danego rozkładu temperatur T, jako funkcję odległości od Słońca, rozwiązując to równanie, korzystając ze wzoru barometrycznego na ciśnienie i równania zachowania masy w postaci
można interpretować jako wiatr słoneczny i właśnie za pomocą tego rozwiązania z przejściem od przepływu poddźwiękowego (at R r *) do naddźwiękowego (at R > R*) ciśnienie można regulować R z ciśnieniem w lokalnym ośrodku międzygwiazdowym i dlatego właśnie to rozwiązanie, zwane wiatrem słonecznym, jest stosowane w przyrodzie.
Pierwsze bezpośrednie pomiary parametrów plazmy międzyplanetarnej, które przeprowadzono na pierwszym statku kosmicznym wlatującym w przestrzeń międzyplanetarną, potwierdziły słuszność poglądu Parkera o obecności naddźwiękowego wiatru słonecznego i okazało się, że już w rejonie orbity Ziemi prędkość wiatru słonecznego znacznie przekracza prędkość dźwięku. Od tego czasu nie było wątpliwości, że koncepcja Chapmana dotycząca równowagi hydrostatycznej atmosfery słonecznej jest błędna, a korona słoneczna stale rozszerza się z prędkością ponaddźwiękową w przestrzeń międzyplanetarną. Nieco później obserwacje astronomiczne wykazały, że wiele innych gwiazd ma „wiatry gwiazdowe” podobne do wiatru słonecznego.
Pomimo tego, że wiatr słoneczny przewidywano teoretycznie w oparciu o sferycznie symetryczny model hydrodynamiczny, samo zjawisko okazało się znacznie bardziej złożone.
Jaki jest prawdziwy wzór ruchu wiatru słonecznego? Przez długi czas uważano, że wiatr słoneczny jest sferycznie symetryczny, tj. niezależnie od szerokości i długości geograficznej Słońca. Ponieważ statki kosmiczne przed 1990 rokiem, kiedy wystrzelono sondę Ulysses, latały głównie w płaszczyźnie ekliptyki, pomiary na takim statku kosmicznym dawały rozkłady parametrów wiatru słonecznego tylko w tej płaszczyźnie. Obliczenia oparte na obserwacjach odchylenia ogonów komet wykazały przybliżoną niezależność parametrów wiatru słonecznego od szerokości geograficznej słonecznej, jednak wniosek ten na podstawie obserwacji komet nie był wystarczająco wiarygodny ze względu na trudności w interpretacji tych obserwacji. Choć podłużną zależność parametrów wiatru słonecznego mierzono za pomocą przyrządów zainstalowanych na statku kosmicznym, to jednak była ona albo nieznaczna i związana z międzyplanetarnym polem magnetycznym pochodzenia słonecznego, albo z krótkotrwałymi procesami niestacjonarnymi na Słońcu (głównie z rozbłyskami słonecznymi). .
Pomiary parametrów plazmy i pola magnetycznego w płaszczyźnie ekliptyki wykazały, że w przestrzeni międzyplanetarnej mogą istnieć tzw. struktury sektorowe o różnych parametrach wiatru słonecznego i różnych kierunkach pola magnetycznego. Struktury takie obracają się wraz ze Słońcem i wyraźnie wskazują, że są konsekwencją podobnej struktury w atmosferze słonecznej, której parametry zależą zatem od długości geograficznej Słońca. Jakościową strukturę czterosektorową przedstawiono na ryc. 1.
Jednocześnie teleskopy naziemne wykrywają ogólne pole magnetyczne na powierzchni Słońca. Jego średnią wartość szacuje się na 1 G, chociaż w poszczególnych formacjach fotosferycznych, np. W plamach słonecznych, pole magnetyczne może być o rząd wielkości większe. Ponieważ plazma jest dobrym przewodnikiem prądu elektrycznego, słoneczne pola magnetyczne w jakiś sposób oddziałują z wiatrem słonecznym z powodu pojawienia się siły ponderomotorycznej J ґ B. Siła ta jest niewielka w kierunku promieniowym, tj. nie ma praktycznie żadnego wpływu na rozkład składowej promieniowej wiatru słonecznego, ale jego rzut na kierunek prostopadły do kierunku promieniowego prowadzi do pojawienia się stycznej składowej prędkości wiatru słonecznego. Choć składowa ta jest prawie o dwa rzędy wielkości mniejsza od promieniowej, odgrywa ona znaczącą rolę w usuwaniu momentu pędu ze Słońca. Astrofizycy sugerują, że ta ostatnia okoliczność może odgrywać znaczącą rolę w ewolucji nie tylko Słońca, ale także innych gwiazd, w których wykryto wiatr gwiazdowy. W szczególności, aby wyjaśnić gwałtowny spadek prędkości kątowej gwiazd późnej klasy widmowej, często przywołuje się hipotezę, że przenoszą one moment obrotowy na powstałe wokół nich planety. Rozważany mechanizm utraty momentu pędu Słońca na skutek wypływu z niego plazmy w obecności pola magnetycznego otwiera możliwość rewizji tej hipotezy.
Pomiary średniego pola magnetycznego nie tylko w rejonie orbity Ziemi, ale także w dużych odległościach heliocentrycznych (np. na sondach Voyager 1 i 2 oraz Pioneer 10 i 11) wykazały, że w płaszczyźnie ekliptyki, niemal pokrywającej się z płaszczyzna równika słonecznego, jej wielkość i kierunek dobrze opisują wzory
otrzymany przez Parkera. We wzorach tych, które opisują tzw. spiralę Parkera Archimedesa, podawane są ilości B R, B j – odpowiednio składowe promieniowe i azymutalne wektora indukcji magnetycznej, W – prędkość kątowa obrotu Słońca, V– składowa promieniowa wiatru słonecznego, indeks „0” odnosi się do punktu korony słonecznej, w którym znana jest wielkość pola magnetycznego.
Wystrzelenie przez Europejską Agencję Kosmiczną statku kosmicznego Ulysses w październiku 1990 r., którego trajektoria została obliczona w taki sposób, że obecnie krąży wokół Słońca w płaszczyźnie prostopadłej do płaszczyzny ekliptyki, całkowicie zmieniło pogląd, że wiatr słoneczny jest sferycznie symetryczny. Na ryc. Rysunek 2 przedstawia rozkłady prędkości radialnej i gęstości protonów wiatru słonecznego zmierzone na statku kosmicznym Ulysses w funkcji szerokości geograficznej Słońca.
Rysunek ten pokazuje silną równoleżnikową zależność parametrów wiatru słonecznego. Okazało się, że prędkość wiatru słonecznego wzrasta, a gęstość protonów maleje wraz z szerokością heliograficzną. A jeśli w płaszczyźnie ekliptyki prędkość radialna wynosi średnio ~450 km/s, a gęstość protonów ~15 cm–3, to np. na 75° szerokości geograficznej słonecznej wartości te wynoszą ~700 km/s, a odpowiednio ~5 cm–3. Zależność parametrów wiatru słonecznego od szerokości geograficznej jest mniej wyraźna w okresach minimalnej aktywności słonecznej.
Procesy niestacjonarne w wietrze słonecznym.
Model zaproponowany przez Parkera zakłada sferyczną symetrię wiatru słonecznego i niezależność jego parametrów od czasu (stacjonarność rozpatrywanego zjawiska). Jednak procesy zachodzące na Słońcu, ogólnie rzecz biorąc, nie są stacjonarne, a zatem wiatr słoneczny nie jest stacjonarny. Charakterystyczne czasy zmian parametrów mają bardzo różne skale. W szczególności zachodzą zmiany parametrów wiatru słonecznego związane z 11-letnim cyklem aktywności Słońca. Na ryc. Rysunek 3 przedstawia średnie (z ponad 300 dni) ciśnienie dynamiczne wiatru słonecznego zmierzone za pomocą statku kosmicznego IMP-8 i Voyager-2 (r V 2) w obszarze orbity Ziemi (w odległości 1 AU) podczas jednego 11-letniego cyklu słonecznego aktywności słonecznej (górna część rysunku). Na dole rys. Rycina 3 przedstawia zmianę liczby plam słonecznych w okresie od 1978 do 1991 r. (maksymalna liczba odpowiada maksymalnej aktywności Słońca). Można zauważyć, że parametry wiatru słonecznego zmieniają się znacząco w charakterystycznym czasie około 11 lat. Jednocześnie pomiary na sondzie Ulysses wykazały, że takie zmiany zachodzą nie tylko w płaszczyźnie ekliptyki, ale także na innych szerokościach heliograficznych (na biegunach ciśnienie dynamiczne wiatru słonecznego jest nieco wyższe niż na równiku).
Zmiany parametrów wiatru słonecznego mogą również zachodzić w znacznie mniejszych skalach czasowych. Na przykład rozbłyski na Słońcu i różne szybkości wypływu plazmy z różnych obszarów korony słonecznej prowadzą do powstawania międzyplanetarnych fal uderzeniowych w przestrzeni międzyplanetarnej, które charakteryzują się gwałtownym skokiem prędkości, gęstości, ciśnienia i temperatury. Mechanizm ich powstawania przedstawiono jakościowo na ryc. 4. Kiedy szybki przepływ dowolnego gazu (na przykład plazmy słonecznej) dogania wolniejszy, w miejscu ich styku pojawia się dowolna luka w parametrach gazu, w której obowiązują prawa zachowania masy, pędu i energia nie są zaspokojone. Taka nieciągłość nie może istnieć w przyrodzie i rozpada się w szczególności na dwie fale uderzeniowe (na nich prawa zachowania masy, pędu i energii prowadzą do tzw. relacji Hugoniota) i nieciągłość styczną (te same prawa zachowania prowadzą z faktem, że na nim ciśnienie i składowa normalna prędkości muszą być ciągłe). Na ryc. 4 proces ten pokazano w uproszczonej formie sferycznie symetrycznego rozbłysku. Należy tu zaznaczyć, że konstrukcje takie, składające się z przedniej fali uderzeniowej, nieciągłości stycznej i drugiej fali uderzeniowej (szoku wstecznego), przemieszczają się od Słońca w taki sposób, że szok przedni porusza się z prędkością większą niż prędkość wiatr słoneczny, szok odwrotny przemieszcza się od Słońca z prędkością nieco mniejszą od prędkości wiatru słonecznego, a prędkość nieciągłości stycznej jest równa prędkości wiatru słonecznego. Struktury takie są regularnie rejestrowane przez instrumenty zainstalowane na statku kosmicznym.
O zmianach parametrów wiatru słonecznego wraz z odległością od Słońca.
O zmianie prędkości wiatru słonecznego wraz z odległością od Słońca decydują dwie siły: siła grawitacji słonecznej oraz siła związana ze zmianami ciśnienia (gradient ciśnienia). Ponieważ siła grawitacji maleje wraz z kwadratem odległości od Słońca, jej wpływ jest nieznaczny przy dużych odległościach heliocentrycznych. Obliczenia pokazują, że już na orbicie Ziemi można pominąć jego wpływ, a także wpływ gradientu ciśnienia. W związku z tym prędkość wiatru słonecznego można uznać za prawie stałą. Co więcej, znacznie przekracza prędkość dźwięku (przepływ hipersoniczny). Następnie z powyższego równania hydrodynamicznego dla korony słonecznej wynika, że gęstość r maleje jako 1/ R 2. Amerykańskie statki kosmiczne Voyager 1 i 2, Pioneer 10 i 11, wystrzelone w połowie lat 70. XX wieku i znajdujące się obecnie w odległości od Słońca kilkudziesięciu jednostek astronomicznych, potwierdziły te przypuszczenia dotyczące parametrów wiatru słonecznego. Potwierdzili także teoretycznie przewidywaną spiralę Archimedesa Parkera dla międzyplanetarnego pola magnetycznego. Jednakże temperatura nie jest zgodna z prawem chłodzenia adiabatycznego w miarę rozszerzania się korony słonecznej. W bardzo dużych odległościach od Słońca wiatr słoneczny ma nawet tendencję do rozgrzewania się. Takie nagrzewanie może wynikać z dwóch powodów: rozpraszania energii związanego z turbulencjami plazmy oraz wpływu obojętnych atomów wodoru przedostających się do wiatru słonecznego z ośrodka międzygwiazdowego otaczającego Układ Słoneczny. Drugi powód prowadzi również do pewnego hamowania wiatru słonecznego na dużych odległościach heliocentrycznych, wykrytych na wspomnianym statku kosmicznym.
Wniosek.
Wiatr słoneczny jest zatem zjawiskiem fizycznym mającym znaczenie nie tylko czysto akademickie, związane z badaniem procesów zachodzących w plazmie znajdującej się w naturalnych warunkach przestrzeni kosmicznej, ale także czynnikiem, który należy wziąć pod uwagę badając procesy zachodzące w przestrzeni kosmicznej. pobliżu Ziemi, ponieważ procesy te w mniejszym lub większym stopniu wpływają na nasze życie. W szczególności szybkie przepływy wiatru słonecznego opływające magnetosferę Ziemi wpływają na jej strukturę, a procesy niestacjonarne na Słońcu (na przykład rozbłyski) mogą prowadzić do burz magnetycznych zakłócających komunikację radiową i wpływających na dobrostan pogody- wrażliwi ludzie. Ponieważ wiatr słoneczny ma swoje źródło w koronie słonecznej, jego właściwości w obszarze orbity Ziemi są dobrym wskaźnikiem do badania powiązań słoneczno-ziemskich, które są ważne dla praktycznej działalności człowieka. Jest to jednak kolejny obszar badań naukowych, którego nie będziemy poruszać w tym artykule.
Włodzimierz Baranow