Jak powstaje wiatr słoneczny? Czy człowiek może poczuć wiatr słoneczny? Upadek idei statycznej korony słonecznej

Atmosfera Słońca składa się w 90% z wodoru. Jej część najbardziej oddalona od powierzchni nazywana jest koroną słoneczną; jest wyraźnie widoczna w pełni zaćmienia słońca. Temperatura korony sięga 1,5-2 milionów K, a gaz koronowy jest całkowicie zjonizowany. W tej temperaturze plazmy prędkość termiczna protonów wynosi około 100 km/s, a elektronów kilka tysięcy kilometrów na sekundę. Aby pokonać przyciąganie słoneczne, wystarczy prędkość początkowa 618 km/s, sekunda prędkość ucieczki Słońce. Dlatego plazma stale wycieka z korony słonecznej w przestrzeń kosmiczną. Ten przepływ protonów i elektronów nazywany jest wiatrem słonecznym.

Po pokonaniu grawitacji Słońca cząsteczki wiatru słonecznego lecą po prostych trajektoriach. Prędkość każdej cząstki prawie nie zmienia się wraz z odległością, ale może być inna. Prędkość ta zależy głównie od stanu powierzchnia słoneczna, od „pogody” na Słońcu. Średnio wynosi v ≈ 470 km/s. Wiatr słoneczny pokonuje odległość do Ziemi w ciągu 3-4 dni. W tym przypadku gęstość znajdujących się w nim cząstek maleje odwrotnie proporcjonalnie do kwadratu odległości od Słońca. Na odległość, równy promieniowi orbita Ziemi, w 1 cm 3 znajdują się średnio 4 protony i 4 elektrony.

słoneczny wiatr zmniejsza masę naszej gwiazdy – Słońca – o 10,9 kg na sekundę. Chociaż liczba ta wydaje się duża w skali ziemskiej, w rzeczywistości jest niewielka: utratę masy Słońca można zauważyć jedynie w czasie tysiące razy dłuższym niż współczesny wiek Słońce, które ma około 5 miliardów lat.

Interakcja wiatru słonecznego z polem magnetycznym jest interesująca i niezwykła. Wiadomo, że naładowane cząstki poruszają się zwykle w polu magnetycznym H po okręgu lub po liniach śrubowych. Dzieje się tak jednak tylko wtedy, gdy pole magnetyczne jest wystarczająco silne. Mówiąc dokładniej, aby naładowane cząstki poruszały się po okręgu, konieczna jest gęstość energii pole magnetyczne H2/8π była większa od gęstości energia kinetyczna ruchoma plazma ρv 2 /2. W wietrze słonecznym sytuacja jest odwrotna: pole magnetyczne jest słabe. Dlatego naładowane cząstki poruszają się po liniach prostych, a pole magnetyczne nie jest stałe, porusza się wraz ze strumieniem cząstek, jakby unoszone przez ten przepływ na obrzeża Układu Słonecznego. Kierunek pola magnetycznego w przestrzeni międzyplanetarnej pozostaje taki sam, jak na powierzchni Słońca w momencie pojawienia się plazmy wiatru słonecznego.

Podróżując wzdłuż równika Słońca, pole magnetyczne zwykle zmienia swój kierunek 4 razy. Słońce się obraca: punkty na równiku dokonują obrotu w T = 27 dni. Dlatego międzyplanetarne pole magnetyczne jest skierowane spiralnie (patrz rysunek), a cały wzór tej figury obraca się wraz z obrotem powierzchni Słońca. Kąt obrotu Słońca zmienia się jako φ = 2π/T. Odległość od Słońca rośnie wraz z prędkością wiatru słonecznego: r = vt. Stąd równanie spiral na ryc. ma postać: φ = 2πr/vT. W odległości orbity Ziemi (r = 1,5 · 10 · 11 m) kąt nachylenia pola magnetycznego do wektora promienia wynosi, jak łatwo sprawdzić, 50°. Średnio mierzony jest ten kąt statki kosmiczne, ale nie całkiem blisko Ziemi. W pobliżu planet pole magnetyczne ma inną strukturę (patrz Magnetosfera).

słoneczny wiatr

- ciągły przepływ plazmy pochodzenie słoneczne, rozprzestrzeniający się w przybliżeniu promieniowo od Słońca i wypełniający się sobą Układ Słoneczny do heliocentrycznego odległości ~100 jednostek astronomicznych S.v. powstaje podczas dynamiki gazowej. ekspansji w przestrzeń międzyplanetarną. Na wysokie temperatury, które istnieją w koronie słonecznej (K), ciśnienie leżących nad nimi warstw nie jest w stanie zrównoważyć ciśnienia gazu materii koronowej i korona rozszerza się.

Pierwszy dowód istnienia stały przepływ plazmę słoneczną uzyskał L. Biermann (Niemcy) w latach pięćdziesiątych XX wieku. na analizie sił działających na ogony plazmowe komet. W 1957 roku Yu. Parker (USA), analizując warunki równowagi materii koronowej, wykazał, że korona nie może znajdować się w warunkach hydrostatycznych. równowagi, jak wcześniej zakładano, ale powinna się rozwijać, a ekspansja ta uwzględnia istniejące warunki brzegowe powinno doprowadzić do przyspieszenia materii koronalnej do prędkości naddźwiękowych.

Średnia charakterystyka S.v. podano w tabeli. 1. Po raz pierwszy na drugim radzieckim statku kosmicznym zarejestrowano przepływ plazmy pochodzenia słonecznego. rakietę „Łuna-2” w 1959 r. Istnienie stałego wypływu plazmy ze Słońca zostało udowodnione w wyniku wielomiesięcznych pomiarów w Ameryce. AMS Mariner 2 w 1962 roku

Tabela 1. Średnia charakterystyka wiatru słonecznego na orbicie okołoziemskiej

Prędkość	400 km/s
Gęstość protonów	6 cm -3
Temperatura protonu	DO
Temperatura elektronu	DO
Siła pola magnetycznego	mi
Gęstość strumienia protonów	cm -2 s -1
Gęstość strumienia energii kinetycznej	0,3 ergsm -2 s -1

Strumienie N.v. można podzielić na dwie klasy: powolną – z prędkością km/s i szybką – z prędkością 600-700 km/s. Szybkie przepływy pochodzą z tych obszarów korony, gdzie pole magnetyczne jest bliskie promieniowi. Niektóre z tych obszarów tak . Powolne prądy N.W. są najwyraźniej powiązane z obszarami korony, w których istnieje znaczenie. składowa styczna mag. pola.

Oprócz głównych składników S.v. - protony i elektrony; - w jego składzie znaleziono także cząstki, silnie zjonizowane jony tlenu, krzemu, siarki i żelaza (ryc. 1). Analizując gazy uwięzione w foliach odsłoniętych na Księżycu, odkryto atomy Ne i Ar. Przeciętna chemia. skład S.v. podano w tabeli. 2.

Tabela 2. Względne skład chemiczny wiatr słoneczny

Element	Względny treść
H	0,96
3 On
4 On	0,04
O
Nie
Si
Ar
Fe

Jonizacja stan rzeczy S.v. odpowiada poziomowi w koronie, przy którym czas rekombinacji staje się mały w porównaniu z czasem ekspansji, tj. na odległość. Pomiary jonizacji temperatury jonów S.v. umożliwiają określenie temperatury elektronów korony słonecznej.

S.v. przenosi ze sobą koronalne pole magnetyczne do ośrodka międzyplanetarnego. pole. Zamrożone w plazmę linie energetyczne Pole to tworzy międzyplanetarne pole magnetyczne. pole (MMP). Choć intensywność MFW jest niewielka, a gęstość energii wynosi ok. 1% kinetyki Energy S.V., gra duża rola w termodynamice S.v. oraz w dynamice interakcji pomiędzy S.v. z ciałami Układu Słonecznego i strumieniami Północy. pomiędzy nimi. Połączenie ekspansji S.v. z rotacją Słońca prowadzi do tego, że mag. lyonie mocy zamrożone w S.V. mają kształt zbliżony do spiral Archimedesa (ryc. 2). Składowa promieniowa i azymutalna mag. pola w pobliżu płaszczyzny ekliptyki zmieniają się wraz z odległością:
,
Gdzie R- heliocentryczny dystans, - prędkość kątowa obrót słońca, ty R- składowa prędkości promieniowej S.v., indeks „0” odpowiada poziomowi początkowemu. W odległości orbity Ziemi kąt między kierunkami magnetycznymi. pola i kierunek do Słońca, na dużym heliocentrycznym. Odległości IMF są prawie prostopadłe do kierunku Słońca.

S.v., powstające nad regionami Słońca o różnych orientacjach magnetycznych. pola, formy przepływów w różnorako zorientowanej wiecznej zmarzlinie – tzw. międzyplanetarne pole magnetyczne.

w N.v. zauważony Różne rodzaje fale: Langmuira, whistlers, jonowo-dźwiękowe, magnetosoniczne itp. (patrz). Niektóre fale powstają na Słońcu, inne są wzbudzane w ośrodku międzyplanetarnym. Generowanie fal wygładza odchylenia funkcji rozkładu cząstek od Maxwellowskiej i prowadzi do tego, że S.V. Zachowywać się jak kontinuum. Fale typu Alfvéna odgrywają dużą rolę w przyspieszaniu małych składników S.V. oraz w tworzeniu funkcji rozkładu protonów. w N.v. Obserwuje się także nieciągłości kontaktowe i obrotowe, charakterystyczne dla namagnesowanej plazmy.

Strumień Nw. yavl. naddźwiękowy w odniesieniu do prędkości tego rodzaju fal, które zapewniają efektywne przekazywanie energii do S.V. (Alfvén, dźwięk i fale magnetosoniczne), Alfvén i dźwiękowe liczby Macha S.v. na orbicie Ziemi. Podczas przycinania S.V. przeszkody, które mogą skutecznie odeprzeć S.v. (pola magnetyczne Merkurego, Ziemi, Jowisza, Staurna lub przewodzących jonosfer Wenus i najwyraźniej Marsa) powstaje dziobowa fala uderzeniowa. S.v. zwalnia i nagrzewa się przed falą uderzeniową, co pozwala jej opłynąć wokół przeszkody. W tym samym czasie w N.v. powstaje wnęka - magnetosfera (własna lub indukowana), kształt i wielkość struktury określa równowaga ciśnienia magnetycznego. pola planety i ciśnienie płynącego strumienia plazmy (patrz). Nazywa się warstwę nagrzanej plazmy pomiędzy falą uderzeniową a opływową przeszkodą. region przejściowy. Temperatury jonów na froncie fali uderzeniowej mogą wzrosnąć 10-20 razy, elektronów - 1,5-2 razy. Zjawisko fali uderzeniowej. termalizacja przepływu jest zapewniona poprzez zbiorowe procesy plazmowe. Grubość czoła fali uderzeniowej wynosi ~100 km i jest określona przez tempo wzrostu (magnetosonicznego i/lub niższej hybrydy) podczas interakcji nadchodzącego przepływu i części przepływu jonów odbitej od czoła. W przypadku interakcji pomiędzy S.v. w przypadku ciała nieprzewodzącego (Księżyc) fala uderzeniowa nie powstaje: strumień plazmy jest pochłaniany przez powierzchnię, a za ciałem tworzy się SW, który stopniowo wypełnia się plazmą. wgłębienie.

NA proces stacjonarny Na wypływ plazmy koronowej nakładają się procesy niestacjonarne związane z. Podczas silnych rozbłysków słonecznych uwalniana jest materia niższe regiony koronę do ośrodka międzyplanetarnego. W tym przypadku powstaje również fala uderzeniowa (ryc. 3), krawędzie stopniowo zwalniają podczas przemieszczania się przez plazmę SW. Przybycie fali uderzeniowej na Ziemię prowadzi do kompresji magnetosfery, po czym zwykle rozpoczyna się rozwój magnetyzmu. burze

Równanie opisujące ekspansję korony słonecznej można otrzymać z układu równań zachowania masy i momentu pędu. Rozwiązania tego równania, opisujące różny charakter zmiany prędkości wraz z drogą, pokazano na rys. 4. Rozwiązania 1 i 2 odpowiadają małym prędkościom u podstawy korony. O wyborze pomiędzy tymi dwoma rozwiązaniami decydują warunki w nieskończoności. Rozwiązanie 1 odpowiada niskim współczynnikom ekspansji koronalnej („wiatr słoneczny” według J. Chamberlaina, USA) i daje duże wartości ciśnienie w nieskończoności, tj. napotyka te same trudności, co model statyczny. korony Rozwiązanie 2 odpowiada przejściu szybkości rozszerzania przez prędkość dźwięku ( przeciwko K) na pewnym rumie krytycznym. dystans R K i późniejsza ekspansja z prędkością naddźwiękową. Rozwiązanie to daje znikomo małą wartość ciśnienia w nieskończoności, co pozwala pogodzić ją z niskim ciśnieniem ośrodka międzygwiazdowego. Parker nazwał ten rodzaj prądu wiatrem słonecznym. Krytyczny punkt znajduje się nad powierzchnią Słońca, jeśli temperatura korony jest niższa niż pewna wartość krytyczna. wartości, gdzie M- masa protonu, - wskaźnik adiabatyczny. Na ryc. Rycina 5 przedstawia zmianę szybkości rozszerzania w stosunku do heliocentrycznego. odległość w zależności od temperatury izotermicznej. korona izotropowa. Kolejne modele S.v. uwzględnić zmiany temperatury koronalnej wraz z odległością, dwupłynny charakter ośrodka (gazy elektronowe i protonowe), przewodność cieplną, lepkość i niesferyczny charakter rozszerzania. Podejście do substancji S.v. sposób na ośrodek ciągły uzasadnia się obecnością MFW i kolektywnym charakterem oddziaływania plazmy SW, spowodowanego różnego rodzaju niestabilnościami. S.v. zapewnia podstawowe wypływ energii cieplnej z korony, ponieważ przenoszenie ciepła do chromosfery, elektromagnes. promieniowanie z silnie zjonizowanej materii koronowej i elektronowe przewodnictwo cieplne energii słonecznej. niewystarczające do ustalenia temperatury równowagę korony. Elektroniczna przewodność cieplna zapewnia powolny spadek temperatury otoczenia. z dystansem. S.v. nie odgrywa żadnej zauważalnej roli w energii Słońca jako całości, ponieważ przenoszony przez niego strumień energii wynosi ~ 10 -8

Stały promieniowy przepływ plazmy słonecznej. korony w produkcji międzyplanetarnej. Przepływ energii pochodzącej z głębi Słońca podgrzewa plazmę koronową do temperatury 1,5-2 milionów K. DC. ogrzewanie nie jest równoważone stratami energii spowodowanymi promieniowaniem, ponieważ korona jest mała. Nadmiar energii oznacza. stopnie są przenoszone przez S. wiek. (=1027-1029 erg/s). Korona nie znajduje się zatem w pozycji hydrostatycznej. równowagi, stale się rozszerza. Według składu S. wieku. nie różni się od plazmy koronowej (plazma słoneczna zawiera głównie protony, elektrony, niektóre jądra helu, jony tlenu, krzemu, siarki i żelaza). U podstawy korony (10 tys. km od fotosfery Słońca) cząstki mają promieniowy radial rzędu setek m/s, w odległości kilku. słoneczny promieniach osiąga prędkość dźwięku w plazmie (100 -150 km/s), w pobliżu orbity Ziemi prędkość protonów wynosi 300-750 km/s, a ich przestrzenie. - z kilku h-ts do kilku dziesiątki godzin w 1 cm3. Z pomocą przestrzeni międzyplanetarnej. stacji ustalono, że aż do orbity Saturna gęstość przepływ h-c S.v. maleje zgodnie z prawem (r0/r)2, gdzie r jest odległością od Słońca, r0 jest poziomem początkowym. S.v. niesie ze sobą pętle linii energii słonecznej. mag. pola, które tworzą międzyplanetarne pole magnetyczne. . Połączenie promieniowe ruchy h-ts S.v. wraz z obrotem Słońca nadaje tym liniom kształt spirali. Wielkoskalowa konstrukcja mag. Pola w sąsiedztwie Słońca mają postać sektorów, w których pole jest skierowane od Słońca lub w jego stronę. Rozmiar wnęki zajmowanej przez S. v. nie jest dokładnie znany (jego promień wynosi najwyraźniej nie mniej niż 100 AU). Na granicach tej wnęki występuje dynamika S.v. musi być zrównoważone ciśnieniem gazu międzygwiazdowego galaktycznego. mag. pola i galaktyka przestrzeń promienie. W pobliżu Ziemi doszło do zderzenia przepływu h-c S. v. z geomagnetykiem pole generuje stacjonarną falę uderzeniową przed ziemską magnetosferą (od strony Słońca, ryc.).

S.v. przepływa wokół magnetosfery, ograniczając jej zasięg w przestrzeni. Zmiany natężenia Słońca związane z rozbłyskami, zjawiska. podstawowy przyczyną zaburzeń geomagnetycznych. pola i magnetosfera (burze magnetyczne).

Za Słońcem przegrywa od północy. =2X10-14 część jego masy Msol. Naturalne jest założenie, że wypływ materii podobny do SE występuje również w innych gwiazdach („”). Powinno być szczególnie intensywne masywne gwiazdy(o masie = kilka dziesiątych Msolnów) i wysokiej temperaturze powierzchni (= 30-50 tys. K) oraz dla gwiazd z rozszerzoną atmosferą (czerwone olbrzymy), gdyż w pierwszym przypadku mamy do czynienia z wysoko rozwiniętymi koronami gwiazdowymi wysokiej energii, aby pokonać grawitację gwiazdy, a w drugim - niską parabolę. prędkość (prędkość ucieczki; (patrz PRĘDKOŚCI PRZESTRZENI)). Oznacza. Straty masy spowodowane wiatrem gwiazdowym (= 10-6 Msol/rok i więcej) mogą znacząco wpływać na ewolucję gwiazd. Z kolei wiatr gwiazdowy tworzy w ośrodku międzygwiazdowym „bąble” gorącego gazu – źródła promieniowania rentgenowskiego. promieniowanie.

Fizyczny słownik encyklopedyczny. - M .: Encyklopedia radziecka. . 1983 .

WIATR SŁONECZNY - ciągły przepływ plazmy pochodzenia słonecznego, Słońca) w przestrzeń międzyplanetarną. Przy wysokich temperaturach panujących w koronie słonecznej (1,5 * 10 9 K) ciśnienie leżących nad nią warstw nie jest w stanie zrównoważyć ciśnienia gazu substancji koronowej i korona rozszerza się.

Pierwszy dowód na istnienie poczty. przepływy plazmy ze Słońca uzyskali L. L. Biermanna w latach 50. XX w. na analizie sił działających na ogony plazmowe komet. W 1957 roku Yu. Parker (E. Parker), analizując warunki równowagi materii koronowej, wykazał, że korona nie może znajdować się w warunkach hydrostatycznych. Poślubić. cechy S. v. podano w tabeli. 1. S. płynie. można podzielić na dwie klasy: wolną - z prędkością 300 km/s i szybką - z prędkością 600-700 km/s. Szybkie przepływy pochodzą z obszarów korony słonecznej, gdzie znajduje się struktura pola magnetycznego. pola są zbliżone do radialnych. dziury koronalne. Powolne strumienie pp. V. są najwyraźniej powiązane z obszarami korony, w których występuje zatem Tabela 1. - Średnia charakterystyka wiatru słonecznego na orbicie okołoziemskiej

Prędkość
Stężenie protonów
Temperatura protonu
Temperatura elektronu
Siła pola magnetycznego
Gęstość strumienia Pythona....	2,410 8 cm -2 c -1
Gęstość strumienia energii kinetycznej	0,3 ergcm -2 s -1

Tabela 2.- Względny skład chemiczny wiatru słonecznego

	Treść względna

	Treść względna

Oprócz głównego w jej składzie stwierdzono także składniki wody słonecznej – protony i elektrony; temperatura jonów S. v. umożliwiają określenie temperatury elektronów korony słonecznej.

W N. wieku. obserwuje się różnice. rodzaje fal: Langmuira, whistlers, jonowo-akustyczne, fale plazmowe). Niektóre fale typu Alfvena powstają na Słońcu, a inne są wzbudzane w ośrodku międzyplanetarnym. Generowanie fal wygładza odchylenia funkcji rozkładu cząstek od funkcji Maxwella oraz w połączeniu z wpływem magnetyzmu. pola do plazmy prowadzi do tego, że S. v. zachowuje się jak ośrodek ciągły. Fale typu Alfvéna odgrywają dużą rolę w przyspieszaniu małych składników S.

Ryż. 1. Masywny wiatr słoneczny. Wzdłuż osi poziomej przedstawiono stosunek masy cząstki do jej ładunku, wzdłuż osi pionowej przedstawiono liczbę cząstek zarejestrowanych w oknie energetycznym urządzenia w ciągu 10 sekund. Liczby ze znakiem „+” oznaczają ładunek jonu.

Strumień N. w. jest naddźwiękowy w odniesieniu do prędkości tego rodzaju fal, które zapewniają efekt. transfer energii do S. wieku. (Alfven, dźwięk). Alfven i dźwięk Liczba Macha C. V. 7. Podczas opływania strony północnej. przeszkody zdolne do jego skutecznego odchylenia (pola magnetyczne Merkurego, Ziemi, Jowisza, Saturna lub przewodzące jonosfery Wenus i najwyraźniej Marsa), powstaje odlatująca fala uderzeniowa dziobowa. fale, co pozwala mu opłynąć przeszkodę. W tym samym czasie w wieku północnym. powstaje wnęka - magnetosfera (własna lub indukowana), kształt i wymiary kształtu określane są przez równowagę ciśnienia magnetycznego. pola planety i ciśnienie płynącego strumienia plazmy (patrz. Magnetosfera Ziemi, Magnetosfera planet). W przypadku interakcji z S. v. w przypadku ciała nieprzewodzącego (na przykład Księżyca) fala uderzeniowa nie występuje. Strumień plazmy jest pochłaniany przez powierzchnię, a za ciałem tworzy się wnęka, stopniowo wypełniana plazmą C. V.

Na stacjonarny proces wypływu plazmy koronowej nakładają się procesy niestacjonarne związane z rozbłyski na Słońcu. Podczas silnych rozbłysków z dna uwalniają się substancje. regiony koronowe do ośrodka międzyplanetarnego. zmiany magnetyczne).

Ryż. 2. Propagacja międzyplanetarnej fali uderzeniowej i wyrzut z rozbłysku słonecznego. Strzałki wskazują kierunek ruchu plazmy wiatru słonecznego,

Ryż. 3. Rodzaje rozwiązań równania ekspansji korony. Prędkość i odległość normalizuje się do prędkości krytycznej vk, a odległość krytycznaRk Rozwiązanie 2 odpowiada wiatrowi słonecznemu.

Ekspansję korony słonecznej opisuje układ równań zachowania masy, v k) w pewnym punkcie krytycznym. odległość R do i późniejsze rozszerzanie się z prędkością naddźwiękową. Rozwiązanie to daje znikomo małą wartość ciśnienia w nieskończoności, co pozwala pogodzić ją z niskim ciśnieniem ośrodka międzygwiazdowego. Ten typ przepływu został nazwany przez Yu Parkera S. , gdzie m jest masą protonu, jest wykładnikiem adiabatycznym i jest masą Słońca. Na ryc. Rycina 4 przedstawia zmianę szybkości rozszerzania w stosunku do heliocentrycznego. przewodność cieplna, lepkość,

Ryż. 4. Profile prędkości wiatru słonecznego dla modelu korony izotermicznej przy ul różne znaczenia temperatura korony.

S.v. zapewnia podstawowe wypływ energii cieplnej z korony, od momentu przekazania ciepła do chromosfery, el.-magn. korony i elektronowa przewodność cieplnastr. V. niewystarczające do ustalenia bilans cieplny korony Elektroniczna przewodność cieplna zapewnia powolny spadek temperatury otoczenia. z dystansem. jasność Słońca.

S.v. przenosi ze sobą koronalne pole magnetyczne do ośrodka międzyplanetarnego. pole. Linie sił tego pola zamrożone w plazmie tworzą międzyplanetarne pole magnetyczne. pole (IMF). Chociaż intensywność MFW jest niska, a jego gęstość energii wynosi około 1% gęstości kinetycznej. energia energii słonecznej, odgrywa ważną rolę w termodynamice. V. oraz w dynamice interakcji S. v. z ciałami Układu Słonecznego, a także strumieniami północy. pomiędzy nimi. Połączenie ekspansji S. wieku. z rotacją Słońca prowadzi do tego, że mag. linie siły zamrożone na północy stulecia mają postać B R i azymutalne składowe magnetyczne. pola zmieniają się inaczej wraz z odległością w pobliżu płaszczyzny ekliptyki:

gdzie jest Ang. prędkość obrotu Słońca, I - promieniowa składowa prędkościC. c., indeks 0 odpowiada poziomowi początkowemu. W odległości orbity Ziemi kąt pomiędzy kierunkiem magnetycznym. pola i R około 45°. W dużym rozmiarze magnetycznym L.

Ryż. 5. Kształt linii międzyplanetarnego pola magnetycznego - prędkość kątowa obrotu Słońca, - składowa promieniowa prędkości plazmy, R - odległość heliocentryczna.

S. v., powstające nad regionami Słońca o różnych. orientacja magnetyczna pola, prędkość, temp-pa, stężenie cząstek itp.) także w por. naturalnie zmieniają się w przekroju każdego sektora, co wiąże się z występowaniem szybkiego przepływu wody słonecznej w obrębie sektora. Granice sektorów mieszczą się zwykle w obrębie powolnego przepływu stulecia północnego. Najczęściej obserwuje się 2 lub 4 sektory obracające się wraz ze Słońcem. Ta struktura powstaje, gdy S. jest wyciągany. wielkoformatowy. pola koronowe, można obserwować przez kilka. obroty Słońca. Struktura sektorowa MFW jest konsekwencją istnienia arkusza prądowego (CS) w ośrodku międzyplanetarnym, który obraca się wraz ze Słońcem. TS wytwarza udar magnetyczny. pola - promieniowe MFW mają różne znaki Przez różne strony T.S. Ten TC, przewidziany przez H. Alfvena, przechodzi przez te części korony słonecznej, które są powiązane z aktywnymi obszarami Słońca i oddziela te obszary od pozostałych. oznaki składowej promieniowej magnesu słonecznego. pola. TS znajduje się w przybliżeniu w płaszczyźnie równika słonecznego i ma złożoną konstrukcję. Obrót Słońca prowadzi do skręcenia fałd TC w spiralę (ryc. 6). Będąc w pobliżu płaszczyzny ekliptyki, obserwator znajduje się powyżej lub poniżej TS, przez co wpada w sektory o różnych znakach składowej promieniowej IMF.

W pobliżu Słońca na północy. istnieją podłużne i równoleżnikowe gradienty prędkości bezkolizyjnych fal uderzeniowych (rys. 7). Najpierw powstaje fala uderzeniowa, rozchodząca się do przodu od granicy sektorów (bezpośrednia fala uderzeniowa), a następnie powstaje odwrotna fala uderzeniowa, propagująca w kierunku Słońca.

Ryż. 6. Kształt warstwy prądu heliosferycznego. Jej przecięcie z płaszczyzną ekliptyki (nachyloną do równika słonecznego pod kątem ~7°) daje obserwowaną strukturę sektorową międzyplanetarnego pola magnetycznego.

Ryż. 7. Struktura sektora międzyplanetarnego pola magnetycznego. Krótkie strzałki pokazują kierunek wiatru słonecznego, linie strzałek wskazują linie pola magnetycznego, linie przerywane wskazują granice sektora (przecięcie płaszczyzny rysunku z bieżącą warstwą).

Ponieważ prędkość fali uderzeniowej jest mniejsza niż prędkość wiatru słonecznego, przenosi ona odwrotną falę uderzeniową w kierunku od Słońca. Fale uderzeniowe w pobliżu granic sektorów powstają w odległości ~1 jednostki astronomicznej. e. i można je prześledzić w odległości kilku. A. e. te fale uderzeniowe, a także międzyplanetarne fale uderzeniowe powstałe w wyniku rozbłysków słonecznych i wokółplanetarne fale uderzeniowe przyspieszają cząstki i dlatego są źródłem cząstek energetycznych.

S.v. rozciąga się na odległości ~ 100 jednostek astronomicznych. e., gdzie ciśnienie ośrodka międzygwiazdowego równoważy dynamikę. ciśnienie krwi Wnęka zamiatana przez S. v. środowisko międzyplanetarne). RozszerzanieS. V. wraz z zamrożonym w nim magnesem. pole zapobiega przedostawaniu się cząstek galaktycznych do Układu Słonecznego. przestrzeń promienie o niskiej energii i prowadzi do kosmicznych zmian. promienie wysokoenergetyczne. Zjawisko podobne do S.V. odkryto w niektórych innych gwiazdach (patrz. wiatr gwiazdowy).

Oświetlony.: Parker E. N., Dynamika w ośrodku międzyplanetarnym, O. L. Weisberg.

Encyklopedia fizyczna. W 5 tomach. - M .: Encyklopedia radziecka. Redaktor naczelny A. M. Prochorow. 1988 .

Zobacz, co oznacza „WIATR SŁONECZNY” w innych słownikach:

WIATR SŁONECZNY, strumień plazmy z korony słonecznej wypełniający Układ Słoneczny do odległości 100 m jednostki astronomiczne ze Słońca, gdzie ciśnienie ośrodka międzygwiazdowego równoważy ciśnienie dynamiczne przepływu. Głównym składem są protony, elektrony, jądra... Nowoczesna encyklopedia

WIATR SŁONECZNY, stały strumień naładowanych cząstek (głównie protonów i elektronów) przyspieszał wysoka temperatura słoneczna KORONA do prędkości wystarczająco dużych, aby cząstki mogły pokonać grawitację Słońca. Wiatr słoneczny odwraca... Naukowy i techniczny słownik encyklopedyczny

SŁONECZNY WIATR- ciągły strumień pochodzenia słonecznego, rozprzestrzeniający się w przybliżeniu promieniowo od Słońca i wypełniający Układ Słoneczny aż do heliocentryzmu. odległości R ~ 100 a. e. S. v. powstaje podczas dynamiki gazowej. ekspansja korony słonecznej (patrz Słońce ) w przestrzeń międzyplanetarną. Przy wysokich temperaturach panujących w koronie słonecznej (1,5 * 10 9 K) ciśnienie leżących nad nią warstw nie jest w stanie zrównoważyć ciśnienia gazu materii koronowej i korona rozszerza się.

Pierwszy dowód na istnienie poczty. przepływy plazmy ze Słońca uzyskał L. Biermann w latach pięćdziesiątych XX wieku. na analizie sił działających na ogony plazmowe komet. W 1957 roku Yu. Parker (E. Parker), analizując warunki równowagi materii koronowej, wykazał, że korona nie może znajdować się w warunkach hydrostatycznych. równowagi, jak wcześniej zakładano, ale powinna się rozszerzać, a ekspansja ta, w istniejących warunkach brzegowych, powinna prowadzić do przyspieszenia materii koronalnej do prędkości ponaddźwiękowych (patrz poniżej). Po raz pierwszy na radzieckim statku kosmicznym zarejestrowano przepływ plazmy pochodzenia słonecznego. statek kosmiczny „Łuna-2” w 1959 r. Stanowisko egzystencjalne. w wyniku wielomiesięcznych pomiarów w Ameryce udowodniono wypływ plazmy ze Słońca. przestrzeń aparatu Mariner 2 w 1962 r.

Poślubić. cechy S. v. podano w tabeli. 1. S. płynie. można podzielić na dwie klasy: wolną - z prędkością 300 km/s i szybką - z prędkością 600-700 km/s. Szybkie przepływy pochodzą z obszarów korony słonecznej, gdzie znajduje się struktura pola magnetycznego. pola są zbliżone do radialnych. Niektóre z tych obszarów tak dziury koronalne . Powolne przepływy północnego wieku. są najwyraźniej powiązane z obszarami korony, w których zatem znajduje się styczna składowa magnetyczna. pola.

Tabela 1.- Średnia charakterystyka wiatru słonecznego na orbicie okołoziemskiej

Prędkość
Stężenie protonów
Temperatura protonu
Temperatura elektronu
Siła pola magnetycznego
Gęstość strumienia Pythona....	2,410 8 cm -2 c -1
Gęstość strumienia energii kinetycznej	0,3 ergcm -2 s -1

Tabela 2.- Względny skład chemiczny wiatru słonecznego

	Treść względna

	Treść względna

Oprócz głównego składnikami wody słonecznej są protony i elektrony; w jej składzie znajdują się również cząstki silnie zjonizowane. jony tlenu, krzemu, siarki, żelaza (ryc. 1). Analizując gazy uwięzione w foliach odsłoniętych na Księżycu, odkryto atomy Ne i Ar. Poślubić. względna chemia. skład S. v. podano w tabeli. 2. Jonizacja. stan rzeczy S. v. odpowiada poziomowi w koronie, gdzie czas rekombinacji jest krótki w porównaniu z czasem ekspansji Pomiary jonizacji temperatura jonów S. v. umożliwiają określenie temperatury elektronów korony słonecznej.

W N. wieku. obserwuje się różnice. rodzaje fal: Langmuira, whistlers, jonowo-dźwiękowe, magnetosoniczne, Alfven itp. (patrz. Fale w plazmie Niektóre fale typu Alfvéna powstają na Słońcu, a inne są wzbudzane w ośrodku międzyplanetarnym. Generowanie fal wygładza odchylenia funkcji rozkładu cząstek od funkcji Maxwella oraz w połączeniu z wpływem magnetyzmu. pola na plazmie prowadzi do tego, że S. v. zachowuje się jak ośrodek ciągły. Fale typu Alfvéna odgrywają dużą rolę w przyspieszaniu małych składowych fal słonecznych. oraz w tworzeniu funkcji rozkładu protonów. W N. wieku. obserwuje się także nieciągłości stykowe i obrotowe charakterystyczne dla namagnesowanej plazmy.

Ryż. 1. Widmo masowe wiatru słonecznego. Wzdłuż osi poziomej przedstawiono stosunek masy cząstki do jej ładunku, wzdłuż osi pionowej przedstawiono liczbę cząstek zarejestrowanych w oknie energetycznym urządzenia w ciągu 10 sekund. Liczby ze znakiem „+” oznaczają ładunek jonu.

Strumień N. w. jest naddźwiękowy w odniesieniu do prędkości tego rodzaju fal, które zapewniają efekt. transfer energii do S. wieku. (Alfven, dźwięk i fale magnetosoniczne). Alfven i dźwięk Liczba Macha Z.V. na orbicie okołoziemskiej 7. Płynąc w kierunku północno-wschodnim. przeszkody zdolne do jego skutecznego odchylenia (pola magnetyczne Merkurego, Ziemi, Jowisza, Saturna lub przewodzące jonosfery Wenus i najwyraźniej Marsa), powstaje odlatująca fala uderzeniowa dziobowa. S.v. zwalnia i nagrzewa się przed falą uderzeniową, co pozwala jej opłynąć wokół przeszkody. W tym samym czasie w wieku północnym. powstaje wnęka - magnetosfera (własna lub indukowana), kształt i wymiary kształtu zależą od równowagi ciśnienia magnetycznego. pola planety i ciśnienie płynącego strumienia plazmy (patrz. Magnetosfera Ziemi, Magnetosfera planet). W przypadku interakcji z S. v. w przypadku ciała nieprzewodzącego (na przykład Księżyca) fala uderzeniowa nie występuje. Strumień plazmy jest pochłaniany przez powierzchnię, a za ciałem tworzy się wnęka, która jest stopniowo wypełniana plazmą z plazmy.

Na stacjonarny proces wypływu plazmy koronowej nakładają się procesy niestacjonarne związane z rozbłyski słoneczne . Podczas silnych rozbłysków od dołu uwalniane są substancje. regiony koronowe do ośrodka międzyplanetarnego. W tym przypadku powstaje również fala uderzeniowa (ryc. 2), która stopniowo zwalnia, rozprzestrzeniając się w plazmie Układu Słonecznego. Przybycie fali uderzeniowej na Ziemię powoduje kompresję magnetosfery, po czym zwykle rozpoczyna się rozwój magnetyzmu. burze (patrz Różnice magnetyczne) .

Ryż. 2. Propagacja międzyplanetarnej fali uderzeniowej i wyrzut z rozbłysku słonecznego. Strzałki pokazują kierunek ruchu plazmy wiatru słonecznego, linie bez opisu to linie pola magnetycznego.

Ryż. 3. Rodzaje rozwiązań równania ekspansji korony. Prędkość i odległość są normalizowane do prędkości krytycznej vk, a odległość krytyczna Rk Rozwiązanie 2 odpowiada wiatrowi słonecznemu.

Ekspansję korony słonecznej opisuje układ równań zachowania masy, momentu pędu i równań energii. Rozwiązania spełniające różnorodne charakter zmiany prędkości wraz z odległością pokazano na ryc. 3. Rozwiązania 1 i 2 odpowiadają małym prędkościom u podstawy korony. O wyborze pomiędzy tymi dwoma rozwiązaniami decydują warunki w nieskończoności. Rozwiązanie 1 odpowiada niskim szybkościom rozszerzania się korony i daje duże wartości ciśnienia w nieskończoności, czyli napotyka te same trudności co model statyczny. korony Rozwiązanie 2 odpowiada przejściu szybkości rozszerzania poprzez prędkość wartości dźwięku ( v do) w niektórych krytycznych. odległość R do i późniejsze rozszerzanie się z prędkością naddźwiękową. Rozwiązanie to daje znikomo małą wartość ciśnienia w nieskończoności, co pozwala pogodzić ją z niskim ciśnieniem ośrodka międzygwiazdowego. Ten typ przepływu został nazwany przez Yu Parkera S. Krytyczny punkt znajduje się nad powierzchnią Słońca, jeśli temperatura korony jest niższa niż pewna wartość krytyczna. wartości , gdzie m jest masą protonu, jest wykładnikiem adiabatycznym i jest masą Słońca. Na ryc. Rycina 4 przedstawia zmianę szybkości rozszerzania w stosunku do heliocentrycznego. odległość w zależności od temperatury izotermicznej. korona izotropowa. Kolejne modele S. wieku. uwzględniać zmiany temperatury koronalnej wraz z odległością, dwupłynny charakter ośrodka (gazy elektronowe i protonowe), przewodność cieplną, lepkość, niesferowość. charakter ekspansji.

Ryż. 4. Profile prędkości wiatru słonecznego dla izotermicznego modelu korony przy różnych wartościach temperatury korony.

S.v. zapewnia podstawowe wypływ energii cieplnej z korony, od momentu przekazania ciepła do chromosfery, el-magn. Promieniowanie koronowe i przewodność cieplna elektronów są niewystarczające do ustalenia bilansu cieplnego korony. Elektroniczna przewodność cieplna zapewnia powolny spadek temperatury otoczenia. z dystansem. S.v. nie odgrywa zauważalnej roli w energii Słońca jako całości, gdyż przenoszony przez niego przepływ energii wynosi ~10 -7 jasność Słońce.

S.v. przenosi ze sobą koronalne pole magnetyczne do ośrodka międzyplanetarnego. pole. Linie pola tego pola zamrożone w plazmie tworzą międzyplanetarne pole magnetyczne. pole (MMP). Choć intensywność MFW jest niewielka, a gęstość energii wynosi ok. 1% gęstości kinetycznej energia energii słonecznej, odgrywa dużą rolę w termodynamice energii słonecznej. oraz w dynamice interakcji S. v. z ciałami Układu Słonecznego, a także strumieniami północy. pomiędzy nimi. Połączenie ekspansji S. wieku. z rotacją Słońca prowadzi do tego, że mag. linie sił zamrożone w stuleciu północnym mają kształt zbliżony do spirali Archimedesa (ryc. 5). Promieniowy B R i azymutalne elementy magnetyczne. pola zmieniają się inaczej wraz z odległością w pobliżu płaszczyzny ekliptyki:

gdzie jest Ang. prędkość obrotu Słońca, I- składowa promieniowa prędkości powietrza centralnego, indeks 0 odpowiada poziomowi początkowemu. W odległości orbity Ziemi kąt między kierunkiem pola magnetycznego. pola i R około 45°. W dużym rozmiarze magnetycznym L. pole jest prawie prostopadłe do R.

Ryż. 5. Kształt linii międzyplanetarnego pola magnetycznego. - prędkość kątowa obrotu Słońca, - składowa promieniowa prędkości plazmy, R - odległość heliocentryczna.

S. v., powstające nad regionami Słońca o różnych. orientacja magnetyczna pola, formy przepływów z różnie zorientowaną wieczną zmarzliną. Oddzielenie obserwowanej wielkoskalowej struktury Układu Słonecznego. NA Liczba parzysta sektory z różnymi nazywa się kierunek składowej promieniowej MFW. struktura sektorów międzyplanetarnych. Charakterystyka S. v. (prędkość, temp-pa, stężenie cząstek itp.) również w środę. naturalnie zmieniają się w przekroju każdego sektora, co wiąże się z występowaniem szybkiego przepływu wody słonecznej wewnątrz sektora. Granice sektorów przebiegają zazwyczaj w obrębie powolnego przepływu północy. Najczęściej obserwuje się 2 lub 4 sektory obracające się wraz ze Słońcem. Ta struktura powstaje, gdy S. jest wyciągany. wielkoformatowy mag. pola koronowe, można obserwować przez kilka. obroty Słońca. Struktura sektorowa MFW jest konsekwencją istnienia warstwy prądowej (CS) w ośrodku międzyplanetarnym, który obraca się wraz ze Słońcem. TS wytwarza udar magnetyczny. pola - promieniowe elementy MFW mają różne oznaczenia po różnych stronach pojazdu. Ten TS, przewidziany przez H. Alfvena, przechodzi przez te części korony słonecznej, które są powiązane z aktywnymi obszarami Słońca i oddziela te obszary od różnych obszarów. oznaki składowej promieniowej magnesu słonecznego. pola. TS znajduje się w przybliżeniu w płaszczyźnie równika słonecznego i ma złożoną konstrukcję. Obrót Słońca prowadzi do skręcenia fałd TC w spiralę (ryc. 6). Będąc w pobliżu płaszczyzny ekliptyki, obserwator znajduje się albo powyżej, albo poniżej TS, przez co trafia do sektorów o różnych znakach składowej promieniowej IMF.

W pobliżu Słońca na północy. Istnieją podłużne i równoleżnikowe gradienty prędkości spowodowane różnicą prędkości przepływów szybkich i wolnych. W miarę oddalania się od Słońca granica pomiędzy strumieniami na północy staje się coraz bardziej stroma. powstają gradienty prędkości promieniowej, które prowadzą do powstawania bezkolizyjne fale uderzeniowe(ryc. 7). Najpierw powstaje fala uderzeniowa, rozchodząca się do przodu od granicy sektorów (fala uderzeniowa do przodu), a następnie powstaje fala uderzeniowa odwrotna, rozprzestrzeniająca się w kierunku Słońca.

Ryż. 7. Struktura sektora międzyplanetarnego pola magnetycznego. Krótkie strzałki pokazują kierunek przepływu plazmy wiatru słonecznego, linie ze strzałkami – linie pola magnetycznego, linie przerywane – granice sektorów (przecięcie płaszczyzny rysunkowej z aktualną warstwą).

Ponieważ prędkość fali uderzeniowej jest mniejsza niż prędkość energii słonecznej, plazma porywa odwrotną falę uderzeniową w kierunku od Słońca. Fale uderzeniowe w pobliżu granic sektorów powstają w odległości ~1 jednostki astronomicznej. e. i można je prześledzić w odległości kilku. A. e. Te fale uderzeniowe, a także międzyplanetarne fale uderzeniowe powstałe w wyniku rozbłysków słonecznych i wokółplanetarne fale uderzeniowe przyspieszają cząstki i dlatego są źródłem cząstek energetycznych.

S.v. rozciąga się na odległości ~ 100 jednostek astronomicznych. e., gdzie ciśnienie ośrodka międzygwiazdowego równoważy dynamikę. ciśnienie krwi Wnęka zamiatana przez S. v. w ośrodku międzygwiazdowym tworzy heliosferę (patrz. Środowisko międzyplanetarne ). wraz z zamrożonym w nim magnesem. Pole uniemożliwia przenikanie cząstek galaktycznych do Układu Słonecznego. przestrzeń promienie o niskich energiach i prowadzą do zmian kosmicznych. promienie wysokoenergetyczne. Zjawisko podobne do S.V. odkryto także w niektórych innych gwiazdach (patrz Wiatr gwiazdowy ).

Oświetlony.: Parker E. N., Procesy dynamiczne w ośrodku międzyplanetarnym, przeł. z języka angielskiego, M., 1965; Brandt J., Wiatr słoneczny, przeł. z języka angielskiego, M., 1973; Hundhausen A., Ekspansja korony i wiatr słoneczny, przeł. z języka angielskiego, M., 1976. O. L. Weisberga.