Какво представлява слънчевият вятър и как възниква? Какво е слънчев вятър? Астрономия на слънчевия вятър.
В края на 40-те години на миналия век американският астроном С. Форбуш открива неразбираем феномен. Когато измерва интензитета на космическите лъчи, Форбуш забеляза, че той намалява значително с увеличаване на слънчевата активност и спада доста рязко по време на магнитни бури.
Изглеждаше доста странно. По-скоро може да се очаква обратното. В крайна сметка самото Слънце е доставчик на космически лъчи. Следователно изглежда, че колкото по-висока е активността на нашата дневна светлина, толкова повече частици трябва да изхвърля в околното пространство.
Остана да приемем, че увеличаването на слънчевата активност влияе на земното магнитно поле по такъв начин, че то започва да отклонява частиците на космическите лъчи - да ги отхвърля. Пътят към Земята е като че ли блокиран.
Обяснението изглеждаше логично. Но, уви, както скоро стана ясно, това явно е недостатъчно. Изчисленията, направени от физиците, показаха неопровержимо, че промяната във физическите условия само в непосредствена близост до Земята не може да предизвика ефект от такъв мащаб, какъвто се наблюдава в действителност. Очевидно трябва да има някакви други сили, които пречат на проникването на космическите лъчи в Слънчевата система, и освен това такива, които се увеличават с увеличаване на слънчевата активност.
Тогава се появи предположението, че виновниците за мистериозния ефект са потоци от заредени частици, излизащи от повърхността на Слънцето и проникващи в пространството на Слънчевата система. Този вид "слънчев вятър" почиства междупланетната среда, "помитайки" от нея частици космически лъчи.
В полза на подобна хипотеза говорили и явления, наблюдавани при комети. Както знаете, опашките на кометите винаги са насочени встрани от Слънцето. Първоначално това обстоятелство се свързва със светлинния натиск на слънчевите лъчи. В средата на настоящия век обаче беше установено, че само светлинното налягане не може да причини всички явления, които се случват в кометите. Изчисленията показват, че за образуването и наблюдаваното отклонение на кометните опашки е необходимо да се повлияе не само на фотони, но и на частици материя. Между другото, такива частици биха могли да възбудят йонното сияние, което се случва в кометните опашки.
Всъщност фактът, че Слънцето изхвърля потоци от заредени частици - корпускули, е бил известен и преди това. Предполага се обаче, че подобни потоци са епизодични. Астрономите свързват появата им с появата на изригвания и петна. Но кометните опашки винаги са насочени встрани от Слънцето, а не само в периоди на повишена слънчева активност. Това означава, че корпускулярното излъчване, което изпълва пространството на Слънчевата система, също трябва да съществува постоянно. Той се засилва с увеличаване на слънчевата активност, но го има винаги.
Така околослънчевото пространство непрекъснато се обдухва от слънчевия вятър. От какво се състои този вятър и при какви условия възниква?
Да се запознаем с най-външния слой на слънчевата атмосфера – „короната“. Тази част от атмосферата на нашата дневна светлина е необичайно разредена. Дори в непосредствена близост до Слънцето неговата плътност е само около една стомилионна от плътността на земната атмосфера. Това означава, че всеки кубичен сантиметър от околослънчевото пространство съдържа само няколкостотин милиона коронни частици. Но така наречената "кинетична температура" на короната, определена от скоростта на частиците, е много висока. Достига милион градуса. Следователно коронарният газ е напълно йонизиран и представлява смес от протони, йони различни елементии свободни електрони.
Наскоро се появи съобщение, че в състава на слънчевия вятър е открито наличие на хелиеви йони. Това обстоятелство омагьосва механизма, чрез който се изхвърля зареденото
частици от повърхността на слънцето. Ако слънчевият вятър се състоеше само от електрони и протони, тогава все още би могло да се предположи, че той се образува поради чисто топлинни процеси и е нещо като пара, която се образува над повърхността на вряща вода. Въпреки това, ядрата на хелиевите атоми са четири пъти по-тежки от протоните и следователно е малко вероятно да бъдат изхвърлени чрез изпаряване. Най-вероятно образуването на слънчевия вятър е свързано с действието на магнитни сили. Отдалечавайки се от Слънцето, плазмените облаци сякаш отнасят със себе си магнитни полета. Именно тези полета служат като онзи вид "цимент", който "скрепва" заедно частици с различни маси и заряди.
Наблюденията и изчисленията, извършени от астрономи, показват, че с отдалечаването от Слънцето плътността на короната постепенно намалява. Но се оказва, че в района на земната орбита тя все още е забележимо различна от нулата. В този регион на Слънчевата система има от сто до хиляда коронални частици за всеки кубичен сантиметър пространство. С други думи, нашата планета се намира в слънчевата атмосфера и, ако желаете, ние имаме право да се наричаме не само жители на Земята, но и жители на атмосферата на Слънцето.
Ако короната е повече или по-малко стабилна близо до Слънцето, тогава с увеличаване на разстоянието тя има тенденция да се разширява в космоса. И колкото по-далеч от Слънцето, толкова по-висока е скоростта на това разширение. Според изчисленията на американския астроном Е. Паркър вече на разстояние от 10 милиона км короналните частици се движат със скорости, надвишаващи скоростта на звука. И с отдалечаването от Слънцето и отслабването на силата на слънчевото привличане, тези скорости нарастват няколко пъти повече.
Така се налага заключението, че слънчевата корона е слънчевият вятър, който духа около пространството на нашата планетна система.
Тези теоретични изводи са напълно потвърдени от измервания на космически ракети и изкуствени спътници на Земята. Оказа се, че слънчевият вятър винаги съществува и "духа" близо до Земята със скорост около 400 км/сек. С увеличаване на слънчевата активност тази скорост нараства.
Колко далеч духа слънчевият вятър? Този въпрос е от голям интерес, но за да се получат съответните експериментални данни, е необходимо да се извърши сондиране от космически кораби на външната част на Слънчевата система. Докато това стане, човек трябва да се задоволява с теоретични съображения.
Категоричен отговор обаче не може да бъде получен. В зависимост от първоначалните допускания изчисленията водят до различни резултати. В единия случай се оказва, че слънчевият вятър затихва вече в орбитата на Сатурн, в другия, че той все още съществува на много голямо разстояние отвъд орбитата на последната планета, Плутон. Но това са само теоретично крайните граници на възможното разпространение на слънчевия вятър. Само наблюденията могат да посочат точната граница.
Най-надеждни биха били, както вече отбелязахме, данните от космически сонди. Но по принцип са възможни и някои косвени наблюдения. По-специално беше отбелязано, че след всеки следващ спад на слънчевата активност, съответното увеличение на интензивността на високоенергийните космически лъчи, т.е. лъчите, влизащи в Слънчевата система отвън, се случва със закъснение от около шест месеца. Очевидно точно това е периодът, който е необходим на следващата промяна в мощността на слънчевия вятър, за да достигне границата на своето разпространение. Тъй като средната скорост на разпространение на слънчевия вятър е около 2,5 астрономически единици (1 астрономическа единица = 150 милиона км – средното разстояние на Земята от Слънцето) на ден, това дава разстояние от около 40-45 астрономически единици. С други думи, слънчевият вятър изсъхва някъде около орбитата на Плутон.
Има постоянен поток от частици, изхвърлени от горната атмосфера на слънцето. Виждаме доказателства за слънчевия вятър около нас. Мощните геомагнитни бури могат да повредят сателитите и електрическите системи на Земята и да причинят красиви полярни сияния. Може би най-доброто доказателство за това са дългите опашки на кометите, когато минават близо до слънцето.
Кометните прахови частици се отклоняват от вятъра и се отнасят далеч от Слънцето, поради което опашките на кометите винаги сочат встрани от нашето слънце.
Слънчев вятър: произход, характеристики
Той идва от горните слоеве на слънчевата атмосфера, наречени корона. В тази област температурата е над 1 милион келвина, а частиците имат енергиен заряд над 1 keV. Всъщност има два вида слънчев вятър: бавен и бърз. Тази разлика може да се види при кометите. Ако се вгледате внимателно в снимка на комета, ще видите, че те често имат две опашки. Единият е прав, а другият е по-извит.
Бърз слънчев вятър
Той се движи със 750 km/s и астрономите смятат, че произхожда от коронални дупки, региони, където линиите на магнитното поле пробиват повърхността на Слънцето.
бавен слънчев вятър
Той има скорост от около 400 km/s и идва от екваториалния пояс на нашата звезда. Радиацията достига Земята в зависимост от скоростта от няколко часа до 2-3 дни.
Бавният слънчев вятър е по-широк и по-плътен от бързия, което създава голяма, ярка кометна опашка.
Ако не беше магнитното поле на Земята, то би унищожило живота на нашата планета. Въпреки това, магнитното поле около планетата ни предпазва от радиация. Формата и размерът на магнитното поле се определят от силата и скоростта на вятъра.
Може да достигне стойности до 1,1 милиона градуса по Целзий. Следователно, имайки такава температура, частиците се движат много бързо. Слънчевата гравитация не може да ги задържи и те напускат звездата.
Активността на Слънцето се променя по време на 11-годишния цикъл. В същото време количеството слънчеви петна, нивата на радиация и масата на материала, изхвърлен в космоса, се променят. И тези промени засягат свойствата на слънчевия вятър - неговото магнитно поле, скорост, температура и плътност. Следователно слънчевият вятър може да има различни характеристики. Те зависят от това къде точно на Слънцето е бил неговият източник. И те също зависят от това колко бързо се върти тази област.
Скоростта на слънчевия вятър е по-висока от скоростта на движение на веществото на короналните дупки. И достига 800 километра в секунда. Тези дупки се появяват на полюсите на Слънцето и в ниските му географски ширини. Те придобиват най-големи размери през онези периоди, когато активността на Слънцето е минимална. Температурите на материята, носена от слънчевия вятър, могат да достигнат 800 000 C.
В короналния стримерен пояс, разположен около екватора, слънчевият вятър се движи по-бавно - около 300 км. за секунда. Установено е, че температурата на материята, движеща се в бавния слънчев вятър, достига 1,6 милиона С.
Слънцето и неговата атмосфера се състоят от плазма и смес от положително и отрицателно заредени частици. Те имат изключително високи температури. Следователно материята непрекъснато напуска Слънцето, отнасяна от слънчевия вятър.
Земен удар
Когато слънчевият вятър напусне Слънцето, той носи заредени частици и магнитни полета. Излъчени във всички посоки, частиците на слънчевия вятър постоянно влияят на нашата планета. Този процес води до интересни ефекти.
Ако материалът, носен от слънчевия вятър, достигне повърхността на планетата, това ще причини сериозни щети на всяка форма на живот, която съществува. Следователно магнитното поле на Земята служи като щит, пренасочващ пътищата на слънчевите частици около планетата. Заредените частици сякаш "текат" извън него. Въздействието на слънчевия вятър променя магнитното поле на Земята по такъв начин, че то се деформира и разтяга към нощната страна на нашата планета.
Понякога Слънцето изхвърля големи обеми плазма, известни като изхвърляния на коронална маса (CME) или слънчеви бури. Това се случва най-често през активния период на слънчевия цикъл, известен като слънчев максимум. CME имат по-силен ефект от стандартния слънчев вятър.
Някои тела от Слънчевата система, като Земята, са екранирани от магнитно поле. Но много от тях нямат такава защита. Спътникът на нашата Земя няма защита за повърхността си. Поради това той изпитва максимален ефект от слънчевия вятър. Меркурий, планетата, която е най-близо до Слънцето, има магнитно поле. Той предпазва планетата от обичайния стандартен вятър, но не е в състояние да издържи на по-мощни изригвания като CME.
Когато потоците на слънчевия вятър с висока и ниска скорост взаимодействат помежду си, те създават плътни региони, известни като въртящи се региони на взаимодействие (CIRs). Именно тези зони причиняват геомагнитни бури, когато се сблъскат със земната атмосфера.
Слънчевият вятър и заредените частици, които носи, могат да повлияят на спътниците на Земята и глобалните системи за позициониране (GPS). Мощните изблици могат да повредят сателитите или да причинят грешки в позицията при използване на GPS сигнали от десетки метри.
Слънчевият вятър достига до всички планети в. Мисията на НАСА New Horizons го откри, докато пътуваше между и.
Изучаване на слънчевия вятър
Учените знаят за съществуването на слънчевия вятър от 50-те години на миналия век. Но въпреки огромното му въздействие върху Земята и астронавтите, учените все още не знаят много от неговите характеристики. Няколко космически мисии през последните десетилетия се опитаха да обяснят тази мистерия.
Изстреляна в космоса на 6 октомври 1990 г., мисията Ulysses на НАСА изследва Слънцето на различни географски ширини. Той измерва различни свойства на слънчевия вятър повече от десетилетие.
Мисията Advanced Composition Explorer () имаше орбита, свързана с една от специалните точки, разположени между Земята и Слънцето. Известна е като точка на Лагранж. В тази област гравитационните сили от Слънцето и Земята имат еднаква стойност. И това позволява на сателита да има стабилна орбита. Стартирал през 1997 г., експериментът ACE изучава слънчевия вятър и осигурява измервания в реално време на постоянен поток от частици.
Космическите кораби STEREO-A и STEREO-B на НАСА изучават краищата на Слънцето от различни ъгли, за да видят как се ражда слънчевият вятър. Според НАСА STEREO е предоставил "уникален и революционен поглед върху системата Земя-Слънце".
Нови мисии
НАСА планира да започне нова мисия за изследване на Слънцето. Това дава надежда на учените да научат още повече за природата на Слънцето и слънчевия вятър. Слънчевата сонда Parker на НАСА, планирана за изстрелване ( успешно стартиран на 12.08.2018 г. – Навигатор) през лятото на 2018 г., ще работи по такъв начин, че буквално да „докосва Слънцето“. След няколко години полет в орбита близо до нашата звезда, сондата ще се потопи в короната на Слънцето за първи път в историята. Това ще бъде направено, за да се получи комбинация от фантастични изображения и измервания. Експериментът ще разшири разбирането ни за природата на слънчевата корона и ще подобри разбирането ни за произхода и еволюцията на слънчевия вятър.
Ако намерите грешка, моля, маркирайте част от текста и щракнете Ctrl+Enter.
В. Б. Баранов, Московски държавен университет "Ломоносов". М.В. Ломоносов
Статията се занимава с проблема със свръхзвуковото разширение на слънчевата корона (слънчев вятър). Анализират се четири основни проблема: 1) причините за изтичането на плазма от слънчевата корона; 2) дали такъв поток е хомогенен; 3) промяна в параметрите на слънчевия вятър с разстояние от Слънцето и 4) как слънчевият вятър изтича в междузвездната среда.
Въведение
Изминаха почти 40 години, откакто американският физик Е. Паркър теоретично предсказа явление, наречено "слънчев вятър", което няколко години по-късно беше експериментално потвърдено от групата на съветския учен К. Грингауз с помощта на инструменти, инсталирани на Луната - 2" и "Луна-3". Слънчевият вятър е поток от напълно йонизирана водородна плазма, тоест газ, състоящ се от електрони и протони с приблизително еднаква плътност (условие на квазинеутралност), който се отдалечава от Слънцето с висока свръхзвукова скорост. В орбитата на Земята (една астрономическа единица (AU) от Слънцето) скоростта VE на този поток е приблизително 400-500 km/s, концентрацията на протони (или електрони) ne = 10-20 частици на кубичен сантиметър и тяхната температура Te е приблизително 100 000 K (температурата на електроните е малко по-висока).
Освен електрони и протони, в междупланетното пространство бяха открити алфа частици (от порядъка на няколко процента), малко количество по-тежки частици и магнитно поле, чиято средна стойност на индукцията се оказа на Земната орбита от порядъка на няколко гама (1
= 10-5 Gs).Малко история, свързана с теоретичното предсказание на слънчевия вятър
По време на не толкова дългата история на теоретичната астрофизика се смяташе, че всички атмосфери на звезди са в хидростатично равновесие, тоест в състояние, когато силата на гравитационното привличане на звезда се балансира от силата, свързана с градиента на налягането в атмосферата (с промяна на налягането на единица разстояние r от централните звезди). Математически това равновесие се изразява като обикновено диференциално уравнение
| (1) |
където G е гравитационната константа, M* е масата на звездата, p е атмосферното газово налягане,
е неговата масова плътност. Ако е дадено разпределението на температурата T в атмосферата, тогава от уравнението на равновесието (1) и уравнението на състоянието за идеален газ| (2) |
където R е газовата константа, лесно се получава така наречената барометрична формула, която в частния случай на постоянна температура T ще има формата
| (3) |
Във формула (3) p0 е налягането в основата на звездната атмосфера (при r = r0). От тази формула се вижда, че за r
, тоест на много големи разстояния от звездата, налягането p клони към крайна граница, която зависи от стойността на налягането p0.Тъй като се смяташе, че слънчевата атмосфера, както и атмосферите на други звезди, е в състояние на хидростатично равновесие, нейното състояние се определя по формули, подобни на формули (1), (2), (3). Вземайки предвид необичайния и все още не напълно разбран феномен на рязко повишаване на температурата от около 10 000 градуса на повърхността на Слънцето до 1 000 000 градуса в слънчевата корона, Чапман (вижте например) разработи теорията за статичната слънчева корона , които трябва плавно да преминат в междузвездната среда, заобикаляща слънчева система.
Въпреки това, в своята пионерска работа, Паркър забеляза, че налягането в безкрайността, получено от формула като (3) за статичната слънчева корона, се оказва почти с порядък по-голямо от стойността на налягането, изчислена за междузвездния газ от наблюдения. За да елиминира това несъответствие, Паркър предположи, че слънчевата корона не е в статично равновесие, а непрекъснато се разширява в междупланетната среда около Слънцето. В същото време, вместо уравнението на равновесието (1), той предложи да се използва хидродинамично уравнение на движението на формата
| (4) |
където в координатната система, свързана със Слънцето, стойността V е радиалната скорост на плазмата. Под
се отнася до масата на слънцето.При дадено разпределение на температурата Т системата от уравнения (2) и (4) има решения от вида, показан на фиг. 1. На тази фигура a означава скоростта на звука, а r* е разстоянието от началото, при което скоростта на газа е равна на скоростта на звука (V = a). Очевидно само криви 1 и 2 на фиг. 1 имат физическо значение за проблема с изтичането на газ от Слънцето, тъй като криви 3 и 4 имат неуникални скорости във всяка точка, а криви 5 и 6 съответстват на много високи скорости в слънчевата атмосфера, което не се наблюдава в телескопи . Паркър анализира условията, при които в природата се прилага решение, съответстващо на крива 1. Той показа, че за да се съпостави налягането, получено от такова решение, с налягането в междузвездната среда, най-реалистичният случай е преходът на газ от дозвуков поток (при r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*) и нарече това течение слънчев вятър. Това твърдение обаче беше оспорено в работата на Чембърлейн, който счита за най-реалистичното решение, съответстващо на крива 2, която описва дозвуковия "слънчев бриз" навсякъде. В същото време първите експерименти с космически кораби (вижте например), които откриха свръхзвукови газови потоци от Слънцето, не изглеждаха, съдейки по литературата, на Чембърлейн достатъчно надеждни.
| Ориз. 1. Възможни решения на едномерни уравнения на газовата динамика за скоростта V на газовия поток от повърхността на Слънцето при наличие на гравитационна сила. Крива 1 съответства на решението за слънчевия вятър. Тук a е скоростта на звука, r е разстоянието от Слънцето, r* е разстоянието, при което скоростта на газа е равна на скоростта на звука, е радиусът на Слънцето. |
Историята на експериментите в открития космос блестящо доказа правилността на идеите на Паркър за слънчевия вятър. Подробни материали за теорията на слънчевия вятър могат да бъдат намерени например в монографията.
Идеи за равномерното изтичане на плазма от слънчевата корона
От едномерните уравнения на газовата динамика може да се получи добре известният резултат: при липса на телесни сили, сферично симетричен газов поток от точков източник може да бъде дозвуков или свръхзвуков навсякъде. Наличието на гравитационната сила (дясната страна) в уравнение (4) води до появата на решения като крива 1 на фиг. 1, тоест с прехода през скоростта на звука. Нека направим аналогия с класическия поток в дюзата на Лавал, която е в основата на всички свръхзвукови реактивни двигатели. Схематично този поток е показан на фиг. 2.
| Ориз. Фиг. 2. Схема на потока в дюзата на Лавал: 1 - резервоар, наречен приемник, в който се подава много горещ въздух с ниска скорост, 2 - площта на геометричната компресия на канала, за да се ускори дозвуковият газов поток, 3 - зоната на геометричното разширение на канала, за да се ускори свръхзвуковият поток. |
Резервоар 1, наречен приемник, се захранва с газ, нагрят до много висока температура при много ниска скорост (вътрешната енергия на газа е много по-голяма от неговата кинетична енергия на насочено движение). Чрез геометрична компресия на канала газът се ускорява в област 2 (дозвуков поток), докато скоростта му достигне скоростта на звука. За по-нататъшното му ускорение е необходимо да се разшири канала (област 3 на свръхзвуковия поток). В цялата област на потока газът се ускорява поради неговото адиабатно (без подаване на топлина) охлаждане (вътрешната енергия на хаотичното движение се преобразува в енергията на насоченото движение).
В разглеждания проблем за формирането на слънчевия вятър ролята на приемник играе слънчевата корона, а ролята на стените на дюзата на Лавал играе гравитационната сила на слънчевото привличане. Според теорията на Паркър преходът през скоростта на звука трябва да се случи някъде на разстояние от няколко слънчеви радиуса. Анализът на получените в теорията решения обаче показа, че температурата на слънчевата корона не е достатъчна, за да може нейният газ да се ускори до свръхзвукови скорости, какъвто е случаят в теорията за дюзите на Лавал. Трябва да има някакъв допълнителен източник на енергия. Такъв източник понастоящем се счита за разсейване на вълнови движения, винаги присъстващи в слънчевия вятър (понякога наричани плазмена турбулентност), насложени върху средния поток, а самият поток вече не е адиабатен. Количественият анализ на такива процеси все още изисква допълнителни изследвания.
Интересното е, че наземните телескопи откриват магнитни полета на повърхността на Слънцето. Средната стойност на тяхната магнитна индукция B се оценява на 1 G, въпреки че в отделни фотосферни образувания, например в слънчеви петна, магнитното поле може да бъде с порядъци по-голямо. Тъй като плазмата е добър проводник на електричество, естествено е слънчевите магнитни полета да взаимодействат с нейните потоци от Слънцето. В този случай чисто газодинамичната теория дава непълно описание на разглежданото явление. Влиянието на магнитното поле върху потока на слънчевия вятър може да се разглежда само в рамките на науката, наречена магнитохидродинамика. Какви са резултатите от подобни разсъждения? Според пионерска работа в тази насока (виж също), магнитното поле води до появата на електрически токове j в плазмата на слънчевия вятър, което от своя страна води до появата на пондеромоторна сила j x B, която е насочена в посока, перпендикулярна на радиалната посока. В резултат на това слънчевият вятър има тангенциална компонента на скоростта. Този компонент е с почти два порядъка по-малък от радиалния, но играе значителна роля в отнемането на ъглов момент от Слънцето. Предполага се, че последното обстоятелство може да играе съществена роля в еволюцията не само на Слънцето, но и на други звезди, в които е открит "звезден вятър". По-специално, за да се обясни рязкото намаляване на ъгловата скорост на звездите от късния спектрален тип, често се използва хипотезата за предаване на въртящ импулс към планетите, образувани около тях. Разгледаният механизъм на загуба на ъглов момент на Слънцето чрез изтичане на плазма от него отваря възможността за преразглеждане на тази хипотеза.
Постоянен радиален поток на слънчева плазма. корони в междупланетно производство. Потокът от енергия, идващ от недрата на Слънцето, нагрява плазмата на короната до 1,5-2 милиона К. Пост. отоплението не се балансира от загубата на енергия поради радиация, тъй като короната е малка. Излишната енергия означава. степен отнесе h-tsy S. век. (=1027-1029 erg/s). Следователно короната не е в хидростатично състояние. равновесие, то непрекъснато се разширява. Според състава на С. век. не се различава от плазмата на короната (S. век съдържа главно аранжирани протони, електрони, няколко хелиеви ядра, кислородни йони, силиций, сяра и желязо). В основата на короната (10 000 км от слънчевата фотосфера) h-tsy имат радиален ред от стотици m / s, на разстояние няколко. слънчева радиуси, тя достига скоростта на звука в плазмата (100 -150 km / s), близо до земната орбита, скоростта на протоните е 300-750 km / s, а тяхното пространство. - от няколко ч-ц до няколко десетки дроби в 1 cm3. С помощта на междупланетното пространство. станции беше установено, че до орбитата на Сатурн, плътността на потока на h-c S. век. намалява по закона (r0/r)2, където r е разстоянието от Слънцето, r0 е началното ниво. С. в. носи със себе си примките на силовите линии на слънцата. магн. полета, които образуват междупланетни магн. . комбинация от радиални ch-c движенияС. в. с въртенето на Слънцето придава на тези линии формата на спирали. Мащабна структура на магнита. Полето в близост до Слънцето има формата на сектори, в които полето е насочено встрани от Слънцето или към него. Размерът на кухината, заета от SV, не е точно известен (радиусът му очевидно е не по-малък от 100 AU). В границите на тази кухина динамика. С. в. трябва да се балансира от налягането на междузвездния газ, галактически. магн. полета и галактика пространство лъчи. В близост до Земята сблъсъкът на потока c-c S. v. с геомагнитни поле генерира стационарна ударна вълна пред магнитосферата на Земята (от страната на Слънцето, фиг.).
С. в. сякаш тече около магнитосферата, ограничавайки нейното разпространение в pr-ve. Промените в интензитета на С. век, свързани със слънчевите изригвания, явл. основен причината за геомагнитните смущения. полета и магнитосфери (магнитни бури).
Over the Sun губи със S. in. \u003d 2X10-14 част от неговата маса Msun. Естествено е да се предположи, че изтичане на вода, подобно на S. V., съществува и в други звезди (""). Тя трябва да бъде особено интензивна за масивни звезди (с маса = няколко десетки Msolns) и с висока температура на повърхността (= 30-50 хиляди K) и за звезди с разширена атмосфера (червени гиганти), тъй като в първия случай , части от силно развита звездна корона имат достатъчно висока енергия, за да преодолеят привличането на звездата, а във втората имат ниска параболика. скорост (скорост на бягство; (вижте КОСМИЧЕСКИ СКОРОСТ)). Средства. масовите загуби със звездния вятър (= 10-6 Msol/год и повече) могат значително да повлияят на еволюцията на звездите. На свой ред звездният вятър създава в междузвездната среда "мехурчета" от горещ газ - източници на рентгенови лъчи. радиация.
Физически енциклопедичен речник. - М.: Съветска енциклопедия. . 1983 .
СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР - непрекъснат поток от плазма от слънчев произход, Слънцето) в междупланетното пространство. При високи температури, които съществуват в слънчевата корона (1,5 * 10 9 K), налягането на горните слоеве не може да балансира газовото налягане на веществото на короната и короната се разширява.
Първото свидетелство за съществуването на пост. плазмен поток от Слънцето, получен от L. Бирман (L. Biermann) през 50-те години. върху анализа на силите, действащи върху плазмените опашки на кометите. През 1957 г. Дж. Паркър (E. Parker), анализирайки условията на равновесие на веществото на короната, показа, че короната не може да бъде в хидростатични условия. ср Характеристики на С са дадени в табл. 1. Потоци на S. в. може да се раздели на два класа: бавни - със скорост 300 km/s и бързи - със скорост 600-700 km/s. Бързите потоци идват от регионите на слънчевата корона, където е структурата на магнитното поле. полето е близко до радиалното. коронални дупки. Бавни потоци. в. свързани, очевидно, с областите на короната, в които има средство Раздел. един. - Средни характеристики на слънчевия вятър в орбитата на Земята
Скорост | |
Протонна концентрация | |
Протонна температура | |
Електронна температура | |
Сила на магнитното поле | |
Python Flux Density.... | 2,4*10 8 cm -2 *c -1 |
Плътност на потока на кинетична енергия | 0,3 erg*cm -2 *s -1 |
Раздел. 2.- Относителен химичен състав на слънчевия вятър
Относително съдържание |
|
Относително съдържание |
|
В допълнение към основното компонентите на S. век - протони и електрони, - частици също са открити в състава й. Измервания на йонизация. температура на йони S. век. правят възможно определянето на електронната температура на слънчевата корона.
През S. век. се наблюдават разлики. видове вълни: Ленгмюр, свирки, йонно-звукови, плазмени вълни). Някои от вълните от типа на Алфвен се генерират на Слънцето, а други се възбуждат в междупланетната среда. Генерирането на вълни изглажда отклоненията на функцията на разпределение на частиците от Максуелова и, във връзка с влиянието на магнитното. поле върху плазмата води до факта, че S. век. се държи като континуум. Вълните от типа на Алфвен играят голяма роля в ускоряването на малките компоненти на C. 
Ориз. 1. Масивен слънчев вятър. На хоризонталната ос - отношението на масата на частицата към нейния заряд, на вертикалната - броят на частиците, регистрирани в енергийния прозорец на устройството за 10 s. Числата със знак "+" показват заряда на йона.
Потокът на С. е свръхзвукова по отношение на скоростите на тези видове вълни, които осигуряват еф. трансфер на енергия в S. век. (Алвенов, звук). Алвеновское и звук Число на Мах С.в. 7. Когато тече около S. в. препятствия, способни ефективно да го отклонят (магнитните полета на Меркурий, Земята, Юпитер, Сатурн или проводящите йоносфери на Венера и, очевидно, Марс), се образува изходяща дъгова ударна вълна. вълни, което му позволява да тече около препятствие. По същото време през S. век. образува се кухина - магнитосферата (собствена или индуцирана), формата и размерът на рояка се определят от баланса на магнитното налягане. полето на планетата и налягането на протичащия плазмен поток (виж фиг. Магнитосферата на Земята, Магнитосферата на планетите).В случай на взаимодействие S. век. с непроводимо тяло (напр. Луната) ударна вълна не възниква. Плазменият поток се абсорбира от повърхността и зад тялото се образува кухина, която постепенно се запълва с плазма С. в.
Стационарният процес на изтичане на коронна плазма се наслагва от нестационарни процеси, свързани с пламъци на слънцето.При силни огнища материята се изхвърля от дъното. области на короната в междупланетната среда. магнитни вариации). 
Ориз. 2. Разпространение на междупланетна ударна вълна и изхвърляне от слънчево изригване. Стрелките показват посоката на движение на плазмата на слънчевия вятър,
Ориз. 3. Видове решения на уравнението за разширение на короната. Скоростта и разстоянието се нормализират към критичната скорост vc и критичното разстояние Rc Решение 2 съответства на слънчевия вятър.
Разширяването на слънчевата корона се описва чрез система от ур-ции за запазване на масата, v k) на някои критични. разстояние R до и последващо разширение със свръхзвукова скорост. Това решение дава изчезващо малка стойност на налягането в безкрайността, което прави възможно съпоставянето му с ниското налягане на междузвездната среда. Ю. Паркър нарича хода на този тип S. век. 
, където m е масата на протона, е адиабатичният индекс, е масата на Слънцето. На фиг. 4 показва промяната в скоростта на разширение с хелиоцентрика. топлопроводимост, вискозитет, 
Ориз. 4. Профили на скоростта на слънчевия вятър за модела на изотермичната корона при различни стойности на короналната температура.
С. в. осигурява основното изтичане на топлинна енергия на короната, тъй като пренос на топлина към хромосферата, ел.-маг. корони и електронна топлопроводимостстр. в. недостатъчно за установяване на топлинния баланс на короната. Електронната топлопроводимост осигурява бавно понижаване на температурата на S. in. с разстояние. светимост на слънцето.
С. в. пренася короналното магнитно поле със себе си в междупланетната среда. поле. Силовите линии на това поле, замръзнали в плазмата, образуват междупланетното магнитно поле. (MMP) Въпреки че интензитетът на IMF е малък и енергийната му плътност е приблизително 1% от плътността на кинетичната. енергия S. v., той играе важна роля в термодинамиката на S. в. и в динамиката на взаимодействията на С. с телата на слънчевата система, както и потоците на S. in. помежду си. Комбинация от разширяването на С. с въртенето на Слънцето води до факта, че магн. силовите линии, замръзнали през S. век, имат формата, B R и азимутните компоненти на магнитната. полетата се променят по различен начин с разстояние близо до равнината на еклиптиката: 
където - анг. скорост на въртене на слънцето и -радиална компонента на скоростта c., индекс 0 съответства на първоначалното ниво. На разстояние от земната орбита ъгълът между посоката на магнитната. полета и Роколо 45°. При големи L магн. 
Ориз. 5. Формата на силовата линия на междупланетното магнитно поле - ъгловата скорост на въртене на Слънцето и - радиалната компонента на скоростта на плазмата, R - хелиоцентричното разстояние.
S. v., възникващи над областите на Слънцето с разкл. магнитна ориентация. полета, скорост, temp-pa, концентрация на частици и др.) също вж. редовно се променят в напречното сечение на всеки сектор, което е свързано с наличието на бърз S. поток в сектора. Границите на секторите обикновено се намират в вътребавния поток на S. at. Най-често се наблюдават 2 или 4 сектора, въртящи се със Слънцето. Тази структура, която се формира при изтеглянето на С. от века. мащабни магнитни поле на короната, може да се наблюдава за няколко. обороти на слънцето. Секторната структура на МВФ е следствие от наличието на токов слой (ТС) в междупланетната среда, който се върти заедно със Слънцето. TS създава магнитен прилив. полета - радиални IMF имат различни знаци от различните страни на автомобила. Тази TS, предсказана от H. Alfven, преминава през тези части на слънчевата корона, които са свързани с активни региони на Слънцето, и отделя тези региони от разлагане. признаци на радиалния компонент на слънчевия магнит. полета. TC е разположен приблизително в равнината на слънчевия екватор и има нагъната структура. Въртенето на Слънцето води до усукване на гънките на CS в спирала (фиг. 6). Намирайки се близо до равнината на еклиптиката, наблюдателят се оказва или над, или под CS, поради което попада в сектори с различни знаци на радиалната компонента на IMF.
Близо до Слънцето през н. век. има надлъжни и широчинни градиенти на скоростта на ударни вълни без сблъсък (фиг. 7). Първо се образува ударна вълна, която се разпространява напред от границата на секторите (директна ударна вълна), а след това се образува обратна ударна вълна, която се разпространява към Слънцето. 
Ориз. 6. Форма на хелиосферния токов слой. Пресичането му с равнината на еклиптиката (наклонена към екватора на Слънцето под ъгъл ~ 7°) дава наблюдаваната секторна структура на междупланетното магнитно поле.
Ориз. 7. Структура на сектора на междупланетното магнитно поле. Късите стрелки показват посоката на слънчевия вятър, линиите със стрелки показват линиите на магнитното поле, пунктираната линия показва границите на сектора (пресечната точка на равнината на фигурата с текущия лист).
Тъй като скоростта на ударната вълна е по-малка от скоростта на SV, тя отнася обратната ударна вълна в посока далеч от Слънцето. Ударните вълни в близост до границите на сектора се образуват на разстояния от ~1 AU. д. и може да се проследи до разстояния от няколко. а. д. Тези ударни вълни, подобно на междупланетните ударни вълни от слънчеви изригвания и околопланетните ударни вълни, ускоряват частиците и следователно са източник на енергийни частици.
С. в. се простира на разстояния от ~100 AU. Тоест там, където налягането на междузвездната среда балансира динамиката. Налягането на С Кухината, пометена от С. в. междупланетна среда). РазширяванеS. в. заедно със замръзналия в него магнит. поле предотвратява проникването в галактиката на Слънчевата система. пространство лъчи с ниска енергия и води до космически вариации. лъчи с висока енергия. Феномен, подобен на S. V., открит в някои други звезди (вж. Звезден вятър).
Лит.:Паркър Е. Н., Динамика в междупланетната среда, О. Л. Вайсберг.
Физическа енциклопедия. В 5 тома. - М.: Съветска енциклопедия. Главен редактор А. М. Прохоров. 1988 .
Вижте какво е "SOLAR WIND" в други речници:
СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР, поток от слънчева коронна плазма, който изпълва слънчевата система до разстояние от 100 астрономически единици от Слънцето, където налягането на междузвездната среда балансира динамичното налягане на потока. Основният състав е протони, електрони, ядра ... Съвременна енциклопедия
СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР, постоянен поток от заредени частици (главно протони и електрони), ускорени от високата температура на слънчевата КОРОНА до скорости, достатъчно големи, за да могат частиците да преодолеят гравитацията на Слънцето. Слънчевият вятър отклонява... Научно-технически енциклопедичен речник
