¿Qué es el viento solar y cómo surge? ¿Qué es el viento solar? Astronomía del viento solar.
A fines de la década de 1940, el astrónomo estadounidense S. Forbush descubrió un fenómeno incomprensible. Al medir la intensidad de los rayos cósmicos, Forbush notó que disminuye significativamente con el aumento de la actividad solar y cae considerablemente durante las tormentas magnéticas.
Parecía bastante extraño. Más bien, podría esperarse lo contrario. Después de todo, el Sol mismo es un proveedor de rayos cósmicos. Por lo tanto, parecería que cuanto mayor sea la actividad de nuestra luz del día, más partículas debería arrojar al espacio circundante.
Quedaba por suponer que el aumento de la actividad solar afecta el campo magnético de la tierra de tal manera que comienza a desviar las partículas de los rayos cósmicos, a rechazarlos. El camino a la Tierra está, por así decirlo, bloqueado.
La explicación parecía lógica. Pero, por desgracia, como pronto quedó claro, era claramente insuficiente. Los cálculos realizados por los físicos demostraron de manera irrefutable que un cambio en las condiciones físicas solo en las inmediaciones de la Tierra no puede causar un efecto de tal magnitud como el que se observa en la realidad. Obviamente, debe haber algunas otras fuerzas que impiden la penetración de los rayos cósmicos en el sistema solar y, además, aquellas que aumentan con el aumento de la actividad solar.
Fue entonces cuando surgió la suposición de que los culpables del misterioso efecto son corrientes de partículas cargadas que escapan de la superficie del Sol y penetran en el espacio del sistema solar. Este tipo de "viento solar" limpia el medio interplanetario, "barriendo" partículas de rayos cósmicos de él.
Los fenómenos observados en los cometas también hablaron a favor de tal hipótesis. Como sabes, las colas de los cometas siempre apuntan en dirección opuesta al Sol. Inicialmente, esta circunstancia estaba asociada a la ligera presión de los rayos solares. Sin embargo, a mediados del presente siglo se estableció que la presión de la luz por sí sola no puede causar todos los fenómenos que ocurren en los cometas. Los cálculos han demostrado que para la formación y desviación observada de las colas de los cometas, es necesario influir no solo en los fotones, sino también en las partículas de materia. Por cierto, tales partículas podrían excitar el brillo de iones que se produce en las colas de los cometas.
De hecho, el hecho de que el Sol arroja corrientes de partículas cargadas, corpúsculos, se conocía incluso antes de eso. Sin embargo, se asumió que tales flujos son episódicos. Los astrónomos asociaron su ocurrencia con la aparición de destellos y manchas. Pero las colas de los cometas siempre se alejan del Sol, y no solo durante los períodos de mayor actividad solar. Esto significa que la radiación corpuscular que llena el espacio del sistema solar también debe existir constantemente. Se intensifica con el aumento de la actividad solar, pero siempre existe.
Por lo tanto, el viento solar sopla continuamente el espacio casi solar. ¿En qué consiste este viento y en qué condiciones surge?
Conozcamos la capa más externa de la atmósfera solar: la "corona". Esta parte de la atmósfera de nuestra luz del día está inusualmente enrarecida. Incluso en las inmediaciones del Sol, su densidad es sólo una cienmillonésima parte de la densidad de la atmósfera terrestre. Esto significa que cada centímetro cúbico del espacio circunsolar contiene solo unos pocos cientos de millones de partículas corona. Pero la llamada "temperatura cinética" de la corona, determinada por la velocidad de las partículas, es muy alta. Alcanza el millón de grados. Por lo tanto, el gas coronal está completamente ionizado y es una mezcla de protones, iones de varios elementos y electrones libres.
Recientemente, apareció un informe que detectaba la presencia de iones de helio en la composición del viento solar. Esta circunstancia hechiza el mecanismo por el cual la eyección de carga
partículas de la superficie del sol. Si el viento solar consistiera solo de electrones y protones, entonces aún se podría suponer que se forma debido a procesos puramente térmicos y es algo así como el vapor que se forma sobre la superficie del agua hirviendo. Sin embargo, los núcleos de los átomos de helio son cuatro veces más pesados que los protones y, por lo tanto, es poco probable que sean expulsados por evaporación. Lo más probable es que la formación del viento solar esté asociada a la acción de fuerzas magnéticas. Volando lejos del Sol, las nubes de plasma, por así decirlo, se llevan campos magnéticos con ellas. Son estos campos los que sirven como ese tipo de "cemento" que "fija" partículas con diferentes masas y cargas.
Las observaciones y los cálculos realizados por los astrónomos han demostrado que a medida que nos alejamos del Sol, la densidad de la corona disminuye gradualmente. Pero resulta que en la región de la órbita de la Tierra todavía es notablemente diferente de cero. En esta región del sistema solar hay de cien a mil partículas coronales por cada centímetro cúbico de espacio. En otras palabras, nuestro planeta se encuentra dentro de la atmósfera solar y, si se quiere, tenemos derecho a llamarnos no sólo habitantes de la Tierra, sino también habitantes de la atmósfera del Sol.
Si la corona es más o menos estable cerca del Sol, a medida que aumenta la distancia, tiende a expandirse en el espacio. Y cuanto más lejos del Sol, mayor es la tasa de esta expansión. Según los cálculos del astrónomo estadounidense E. Parker, ya a una distancia de 10 millones de km, las partículas coronales se mueven a velocidades que superan la velocidad del sonido. Y a medida que se aleja del Sol y se debilita la fuerza de atracción solar, estas velocidades aumentan varias veces más.
Por lo tanto, la conclusión sugiere que la corona solar es el viento solar que sopla alrededor del espacio de nuestro sistema planetario.
Estas conclusiones teóricas han sido completamente confirmadas por mediciones en cohetes espaciales y satélites terrestres artificiales. Resultó que el viento solar siempre existe y "sopla" cerca de la Tierra a una velocidad de unos 400 km/seg. Con el aumento de la actividad solar, esta velocidad aumenta.
¿Hasta dónde sopla el viento solar? Esta pregunta es de considerable interés, sin embargo, para obtener los datos experimentales correspondientes, es necesario realizar un sondeo por naves espaciales de la parte exterior del sistema solar. Hasta que esto se haga, uno tiene que contentarse con consideraciones teóricas.
Sin embargo, no se puede obtener una respuesta definitiva. Dependiendo de las suposiciones iniciales, los cálculos conducen a diferentes resultados. En un caso, resulta que el viento solar ya amaina en la órbita de Saturno, en el otro, que todavía existe a una distancia muy grande más allá de la órbita del último planeta, Plutón. Pero estos son solo teóricamente los límites extremos de la posible propagación del viento solar. Solo las observaciones pueden indicar el límite exacto.
Los más fiables serían, como ya hemos señalado, los datos de las sondas espaciales. Pero, en principio, también son posibles algunas observaciones indirectas. En particular, se observó que después de cada disminución sucesiva de la actividad solar, se produce el correspondiente aumento de la intensidad de los rayos cósmicos de alta energía, es decir, los rayos que ingresan al sistema solar desde el exterior, con un retraso de unos seis meses. Aparentemente, este es exactamente el período necesario para que el próximo cambio en la potencia del viento solar alcance el límite de su propagación. Dado que la velocidad media de propagación del viento solar es de unas 2,5 unidades astronómicas (1 unidad astronómica = 150 millones de km, la distancia media de la Tierra al Sol) por día, esto da una distancia de unas 40-45 unidades astronómicas. En otras palabras, el viento solar se seca en algún lugar alrededor de la órbita de Plutón.
Hay una corriente constante de partículas expulsadas de la atmósfera superior del sol. Vemos evidencia del viento solar a nuestro alrededor. Las poderosas tormentas geomagnéticas pueden dañar los satélites y los sistemas eléctricos de la Tierra y causar hermosas auroras. Quizás la mejor evidencia de ello son las largas colas de los cometas cuando pasan cerca del sol.
Las partículas de polvo de los cometas son desviadas por el viento y alejadas del Sol, razón por la cual las colas de los cometas siempre apuntan en dirección contraria a nuestro sol.
Viento solar: origen, características
Proviene de las capas superiores de la atmósfera del Sol, llamadas corona. En esta región, la temperatura supera el millón de Kelvin y las partículas tienen una carga de energía de más de 1 keV. En realidad, hay dos tipos de viento solar: lento y rápido. Esta diferencia se puede ver en los cometas. Si miras de cerca la imagen de un cometa, verás que a menudo tienen dos colas. Uno es recto y el otro es más curvo.
Viento solar rápido
Viaja a 750 km/s y los astrónomos creen que se origina en los agujeros coronales, regiones donde las líneas del campo magnético perforan la superficie del Sol.
viento solar lento
Tiene una velocidad de unos 400 km/s, y proviene del cinturón ecuatorial de nuestra estrella. La radiación llega a la Tierra, dependiendo de la velocidad, desde varias horas hasta 2-3 días.
El viento solar lento es más ancho y denso que el rápido, lo que crea una cola de cometa grande y brillante.
Si no fuera por el campo magnético de la Tierra, destruiría la vida en nuestro planeta. Sin embargo, el campo magnético alrededor del planeta nos protege de la radiación. La forma y el tamaño del campo magnético están determinados por la fuerza y la velocidad del viento.
Puede alcanzar valores de hasta 1,1 millones de grados centígrados. Por lo tanto, al tener tal temperatura, las partículas se mueven muy rápidamente. La gravedad del Sol no puede retenerlos y abandonan la estrella.
La actividad del Sol cambia durante el ciclo de 11 años. Al mismo tiempo, el número de manchas solares, los niveles de radiación y la masa de material expulsado al espacio cambian. Y estos cambios afectan las propiedades del viento solar: su campo magnético, velocidad, temperatura y densidad. Por lo tanto, el viento solar puede tener diferentes características. Dependen de dónde estaba exactamente su origen en el Sol. Y también dependen de qué tan rápido giró esta área.
La velocidad del viento solar es mayor que la velocidad de movimiento de la sustancia de los agujeros coronales. Y alcanza los 800 kilómetros por segundo. Estos agujeros aparecen en los polos del Sol y en sus bajas latitudes. Adquieren las dimensiones más grandes durante aquellos períodos en que la actividad en el Sol es mínima. Las temperaturas de la materia transportada por el viento solar pueden alcanzar los 800.000 C.
En el cinturón de serpentinas coronal ubicado alrededor del ecuador, el viento solar se mueve más lentamente, unos 300 km. por segundo. Se ha establecido que la temperatura de la materia que se mueve en el lento viento solar alcanza los 1,6 millones de C.
El sol y su atmósfera están formados por plasma y una mezcla de partículas con carga positiva y negativa. Tienen temperaturas extremadamente altas. Por lo tanto, la materia sale constantemente del Sol, arrastrada por el viento solar.
impacto de la tierra
Cuando el viento solar sale del Sol, lleva partículas cargadas y campos magnéticos. Radiadas en todas las direcciones, las partículas del viento solar afectan constantemente a nuestro planeta. Este proceso produce efectos interesantes.
Si el material transportado por el viento solar llega a la superficie del planeta, causará graves daños a cualquier forma de vida que exista en él. Por lo tanto, el campo magnético de la Tierra sirve como escudo, redirigiendo los caminos de las partículas solares alrededor del planeta. Las partículas cargadas parecen "fluir" fuera de él. El impacto del viento solar cambia el campo magnético de la Tierra de tal manera que se deforma y estira en el lado nocturno de nuestro planeta.
A veces, el Sol expulsa grandes volúmenes de plasma, conocidos como eyecciones de masa coronal (CME) o tormentas solares. Esto ocurre con mayor frecuencia durante el período activo del ciclo solar, conocido como máximo solar. Las CME tienen un efecto más fuerte que el viento solar estándar.
Algunos cuerpos del sistema solar, como la Tierra, están protegidos por un campo magnético. Pero muchos de ellos no cuentan con esa protección. El satélite de nuestra Tierra no tiene protección para su superficie. Por lo tanto, experimenta el máximo efecto del viento solar. Mercurio, el planeta más cercano al Sol, tiene un campo magnético. Protege al planeta del viento estándar habitual, sin embargo, no es capaz de soportar llamaradas más poderosas como la CME.
Cuando las corrientes de viento solar de alta y baja velocidad interactúan entre sí, crean regiones densas conocidas como regiones de interacción rotatoria (CIR). Son estas áreas las que provocan tormentas geomagnéticas cuando chocan con la atmósfera terrestre.
El viento solar y las partículas cargadas que transporta pueden afectar los satélites de la Tierra y los Sistemas de Posicionamiento Global (GPS). Las ráfagas poderosas pueden dañar los satélites o causar errores de posición cuando se utilizan señales de GPS de decenas de metros.
El viento solar llega a todos los planetas en . La misión New Horizons de la NASA lo descubrió mientras viajaba entre y.
Estudiando el viento solar
Los científicos conocen la existencia del viento solar desde la década de 1950. Pero a pesar de su impacto masivo en la Tierra y los astronautas, los científicos aún no conocen muchas de sus características. Varias misiones espaciales en las últimas décadas han intentado explicar este misterio.
Lanzada al espacio el 6 de octubre de 1990, la misión Ulysses de la NASA estudió el Sol en diferentes latitudes. Ha estado midiendo varias propiedades del viento solar durante más de una década.
La misión Advanced Composition Explorer () tenía una órbita asociada a uno de los puntos especiales situados entre la Tierra y el Sol. Se conoce como el punto de Lagrange. En esta región, las fuerzas gravitatorias del Sol y la Tierra tienen el mismo valor. Y esto permite que el satélite tenga una órbita estable. Lanzado en 1997, el experimento ACE estudia el viento solar y proporciona mediciones en tiempo real de un flujo constante de partículas.
Las naves espaciales STEREO-A y STEREO-B de la NASA están estudiando los bordes del Sol desde diferentes ángulos para ver cómo nace el viento solar. Según la NASA, STEREO ha brindado "una mirada única y revolucionaria al sistema Tierra-Sol".
nuevas misiones
La NASA planea lanzar una nueva misión para estudiar el Sol. Da a los científicos la esperanza de aprender aún más sobre la naturaleza del Sol y el viento solar. La sonda solar Parker de la NASA, planeada para su lanzamiento ( lanzado con éxito el 12.08.2018 – Navigator) en el verano de 2018, funcionará de tal manera que literalmente "tocará el sol". Después de varios años de volar en órbita cerca de nuestra estrella, la sonda se sumergirá en la corona del Sol por primera vez en la historia. Esto se hará para obtener una combinación de imágenes y medidas fantásticas. El experimento avanzará en nuestra comprensión de la naturaleza de la corona solar y mejorará nuestra comprensión del origen y la evolución del viento solar.
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V. B. Baranov, Universidad Estatal Lomonosov de Moscú MV Lomonosov
El artículo trata el problema de la expansión supersónica de la corona solar (viento solar). Se analizan cuatro problemas principales: 1) las razones de la salida de plasma de la corona solar; 2) si tal flujo de salida es homogéneo; 3) cambio en los parámetros del viento solar con la distancia al Sol y 4) cómo fluye el viento solar hacia el medio interestelar.
Introducción
Han pasado casi 40 años desde que el físico estadounidense E. Parker predijera teóricamente un fenómeno llamado "viento solar" y que, un par de años después, fue confirmado experimentalmente por el grupo del científico soviético K. Gringauz utilizando instrumentos montados en la Luna. - 2" y "Luna-3". El viento solar es una corriente de plasma de hidrógeno totalmente ionizado, es decir, un gas formado por electrones y protones de aproximadamente la misma densidad (condición de casi neutralidad), que se aleja del Sol a una velocidad supersónica elevada. En la órbita de la Tierra (una unidad astronómica (UA) del Sol), la velocidad VE de esta corriente es de aproximadamente 400-500 km/s, la concentración de protones (o electrones) ne = 10-20 partículas por centímetro cúbico, y su temperatura Te es de aproximadamente 100 000 K (la temperatura de los electrones es algo más alta).
Además de electrones y protones, en el espacio interplanetario se detectaron partículas alfa (del orden de un pequeño porcentaje), una pequeña cantidad de partículas más pesadas y un campo magnético, cuyo valor promedio de inducción resultó estar en el La órbita de la Tierra del orden de varios gammas (1
= 10-5 G).Un poco de historia relacionada con la predicción teórica del viento solar
Durante la no tan larga historia de la astrofísica teórica, se creía que todas las atmósferas de las estrellas se encuentran en equilibrio hidrostático, es decir, en un estado en el que la fuerza de atracción gravitacional de una estrella se equilibra con la fuerza asociada al gradiente de presión. en su atmósfera (con un cambio en la presión por unidad de distancia r desde el centro de las estrellas). Matemáticamente, este equilibrio se expresa como una ecuación diferencial ordinaria
| (1) |
donde G es la constante gravitatoria, M* es la masa de la estrella, p es la presión atmosférica del gas,
es su densidad de masa. Si se da la distribución de temperatura T en la atmósfera, entonces de la ecuación de equilibrio (1) y la ecuación de estado para un gas ideal| (2) |
donde R es la constante de los gases, se obtiene fácilmente la llamada fórmula barométrica, que en el caso particular de una temperatura constante T tendrá la forma
| (3) |
En la fórmula (3), p0 es la presión en la base de la atmósfera estelar (en r = r0). De esta fórmula se puede ver que para r
, es decir, a distancias muy grandes de la estrella, la presión p tiende a un límite finito, que depende del valor de la presión p0.Dado que se creía que la atmósfera solar, así como las atmósferas de otras estrellas, se encuentra en un estado de equilibrio hidrostático, su estado se determinó mediante fórmulas similares a las fórmulas (1), (2), (3). Teniendo en cuenta el fenómeno inusual y aún no completamente comprendido de un fuerte aumento de la temperatura de unos 10.000 grados en la superficie del Sol a 1.000.000 de grados en la corona solar, Chapman (véase, por ejemplo) desarrolló la teoría de una corona solar estática , que debería haber pasado sin problemas al medio interestelar que rodea el sistema solar.
Sin embargo, en su trabajo pionero, Parker notó que la presión en el infinito, obtenida a partir de una fórmula como (3) para la corona solar estática, resulta ser casi un orden de magnitud mayor que el valor de presión que se estimó para el gas interestelar de observaciones. Para eliminar esta discrepancia, Parker sugirió que la corona solar no se encuentra en un estado de equilibrio estático, sino que se expande continuamente en el medio interplanetario que rodea al Sol. Al mismo tiempo, en lugar de la ecuación de equilibrio (1), propuso utilizar una ecuación de movimiento hidrodinámica de la forma
| (4) |
donde en el sistema de coordenadas asociado con el Sol, el valor V es la velocidad radial del plasma. Bajo
se refiere a la masa del sol.Para una distribución de temperatura Т dada, el sistema de ecuaciones (2) y (4) tiene soluciones del tipo que se muestra en las Figs. 1. En esta figura, a denota la velocidad del sonido y r* es la distancia desde el origen en la que la velocidad del gas es igual a la velocidad del sonido (V = a). Obviamente, sólo las curvas 1 y 2 de las Figs. 1 tienen un significado físico para el problema de la salida de gas del Sol, ya que las curvas 3 y 4 tienen velocidades no únicas en cada punto, y las curvas 5 y 6 corresponden a velocidades muy altas en la atmósfera solar, lo que no se observa en los telescopios. . Parker analizó las condiciones bajo las cuales se implementa en la naturaleza una solución correspondiente a la curva 1. Demostró que para igualar la presión obtenida de dicha solución con la presión en el medio interestelar, el caso más realista es la transición de gas desde un flujo subsónico (en r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*), y llamó a esta corriente viento solar. Sin embargo, esta afirmación fue cuestionada en el trabajo de Chamberlain, quien consideró la solución más realista correspondiente a la curva 2, que describe la "brisa solar" subsónica en todas partes. Al mismo tiempo, los primeros experimentos en naves espaciales (ver, por ejemplo), que descubrieron flujos de gas supersónicos del Sol, no le parecieron, a juzgar por la literatura, a Chamberlain lo suficientemente confiable.
| Arroz. 1. Posibles soluciones de ecuaciones unidimensionales de dinámica de gases para la velocidad V del flujo de gas desde la superficie del Sol en presencia de fuerza gravitatoria. La curva 1 corresponde a la solución para el viento solar. Aquí a es la velocidad del sonido, r es la distancia desde el Sol, r* es la distancia a la que la velocidad del gas es igual a la velocidad del sonido, es el radio del Sol. |
La historia de los experimentos en el espacio exterior demostró brillantemente la exactitud de las ideas de Parker sobre el viento solar. Se puede encontrar material detallado sobre la teoría del viento solar, por ejemplo, en la monografía.
Ideas sobre la salida uniforme de plasma de la corona solar
A partir de las ecuaciones unidimensionales de la dinámica de los gases, se puede obtener el conocido resultado: en ausencia de fuerzas del cuerpo, un flujo de gas esféricamente simétrico desde una fuente puntual puede ser subsónico o supersónico en todas partes. La presencia de la fuerza gravitacional (lado derecho) en la ecuación (4) conduce a la aparición de soluciones como la curva 1 en la Fig. 1, es decir, con la transición a través de la velocidad del sonido. Dibujemos una analogía con el flujo clásico en la tobera de Laval, que es la base de todos los motores a reacción supersónicos. Esquemáticamente, este flujo se muestra en la Fig. 2.
| Arroz. Fig. 2. Esquema de flujo en la boquilla Laval: 1 - un tanque, llamado receptor, en el que se suministra aire muy caliente a baja velocidad, 2 - el área de compresión geométrica del canal para acelerar el flujo de gas subsónico, 3 - el área de la expansión geométrica del canal para acelerar el flujo supersónico. |
El tanque 1, llamado receptor, recibe gas calentado a una temperatura muy alta a una velocidad muy baja (la energía interna del gas es mucho mayor que su energía cinética de movimiento dirigido). Mediante una compresión geométrica del canal, el gas es acelerado en la región 2 (flujo subsónico) hasta que su velocidad alcanza la velocidad del sonido. Para su mayor aceleración, es necesario expandir el canal (región 3 del flujo supersónico). En toda la región de flujo, el gas se acelera debido a su enfriamiento adiabático (sin suministro de calor) (la energía interna del movimiento caótico se convierte en la energía del movimiento dirigido).
En el problema considerado de la formación del viento solar, el papel del receptor lo juega la corona solar, y el papel de las paredes de la tobera de Laval lo juega la fuerza gravitatoria de la atracción solar. Según la teoría de Parker, la transición a través de la velocidad del sonido debería ocurrir en algún lugar a una distancia de varios radios solares. Sin embargo, un análisis de las soluciones obtenidas en la teoría mostró que la temperatura de la corona solar no es suficiente para que su gas sea acelerado a velocidades supersónicas, como es el caso de la teoría de las toberas de Laval. Debe haber alguna fuente adicional de energía. Actualmente se considera que tal fuente es la disipación de los movimientos de las olas siempre presentes en el viento solar (a veces llamado turbulencia de plasma), superpuesta al flujo medio, y el flujo en sí ya no es adiabático. El análisis cuantitativo de tales procesos aún requiere más investigación.
Curiosamente, los telescopios terrestres detectan campos magnéticos en la superficie del Sol. El valor promedio de su inducción magnética B se estima en 1 G, aunque en formaciones fotosféricas individuales, por ejemplo, en puntos, el campo magnético puede ser de órdenes de magnitud mayor. Dado que el plasma es un buen conductor de electricidad, es natural que los campos magnéticos solares interactúen con sus flujos desde el Sol. En este caso, una teoría puramente dinámica de gases da una descripción incompleta del fenómeno en consideración. La influencia del campo magnético sobre el flujo del viento solar sólo puede considerarse en el marco de una ciencia llamada magnetohidrodinámica. ¿Cuáles son los resultados de tales consideraciones? Según trabajos pioneros en esta dirección (ver también ), el campo magnético provoca la aparición de corrientes eléctricas j en el plasma del viento solar, lo que a su vez provoca la aparición de una fuerza ponderomotriz jx B, que está dirigida en una dirección perpendicular a la dirección radial. Como resultado, el viento solar tiene una componente de velocidad tangencial. Este componente es casi dos órdenes de magnitud más pequeño que el radial, pero juega un papel importante en la eliminación del momento angular del Sol. Se supone que esta última circunstancia puede jugar un papel importante en la evolución no solo del Sol, sino también de otras estrellas en las que se ha descubierto un "viento estelar". En particular, para explicar la fuerte disminución de la velocidad angular de las estrellas del tipo espectral tardío, a menudo se invoca la hipótesis de la transferencia del momento de rotación a los planetas formados a su alrededor. El mecanismo considerado de la pérdida del momento angular del Sol por la salida de plasma del mismo abre la posibilidad de revisar esta hipótesis.
Flujo radial constante de plasma solar. coronas en producción interplanetaria. El flujo de energía procedente de las entrañas del Sol calienta el plasma de la corona hasta 1,5-2 millones de K. Post. el calentamiento no se equilibra con la pérdida de energía debida a la radiación, ya que la corona es pequeña. Exceso de energía significa. grado llevar h-tsy S. siglo. (=1027-1029 ergio/s). La corona, por lo tanto, no está en hidrostática. equilibrio, está en constante expansión. Según la composición del S. siglo. no difiere del plasma de la corona (el S. siglo contiene principalmente arr. protones, electrones, algunos núcleos de helio, iones de oxígeno, silicio, azufre y hierro). En la base de la corona (a 10.000 km de la fotosfera solar) h-tsy tienen un orden radial de cientos de m/s, a una distancia de varios. solar radios, alcanza la velocidad del sonido en plasma (100 -150 km/s), cerca de la órbita terrestre, la velocidad de los protones es de 300-750 km/s, y su espacio. - de varios h-ts hasta varios decenas de fracciones en 1 cm3. Con la ayuda del espacio interplanetario. estaciones se encontró que hasta la órbita de Saturno, la densidad de flujo de la h-c S. siglo. decrece según la ley (r0/r)2, donde r es la distancia al Sol, r0 es el nivel inicial. S. v. lleva consigo los bucles de las líneas de fuerza de los soles. magn. campos, centeno formulario interplanetario magn. . Combinación de movimiento radial de h-c S. siglo. con la rotación del Sol da a estas líneas la forma de espirales. Estructura a gran escala del imán. El campo en la vecindad del Sol tiene forma de sectores, en los que el campo se aleja del Sol o se dirige hacia él. El tamaño de la cavidad ocupada por el SV no se conoce con exactitud (su radio, al parecer, no es inferior a 100 AU). En los límites de esta cavidad dinámica. S. v. debe equilibrarse con la presión del gas interestelar, galáctico. magn. campos y galácticos espacio rayos En las cercanías de la Tierra, la colisión del flujo de c-c S. v. con geomagnético campo genera una onda de choque estacionaria frente a la magnetosfera de la Tierra (desde el lado del Sol, Fig.).
S. v. como si fluyera alrededor de la magnetosfera, limitando su extensión en la pr-ve. Cambios en la intensidad del S. siglo asociados con erupciones solares, yavl. principal la causa de las perturbaciones geomagnéticas. campos y magnetosferas (tormentas magnéticas).
Over the Sun pierde con S. in. \u003d 2X10-14 parte de su masa Msun. Es natural suponer que una salida de agua, similar a S. V., también existe en otras estrellas (""). Debería ser especialmente intenso para estrellas masivas (con una masa = varias decenas de Msolns) y con una temperatura superficial alta (= 30-50 mil K) y para estrellas con una atmósfera extendida (gigantes rojas), porque en el primer caso , partes de una corona estelar altamente desarrollada tienen una energía suficientemente alta para vencer la atracción de la estrella, y en el segundo, tienen una parabólica baja. velocidad (velocidad de escape; (ver VELOCIDADES ESPACIALES)). Medio. las pérdidas de masa con el viento estelar (= 10-6 Msol/año y más) pueden afectar significativamente la evolución de las estrellas. A su vez, el viento estelar crea "burbujas" de gas caliente en el medio interestelar, fuentes de rayos X. radiación.
Diccionario enciclopédico físico. - M.: Enciclopedia soviética. . 1983 .
VIENTO SOLAR - un flujo continuo de plasma de origen solar, el Sol) hacia el espacio interplanetario. A altas temperaturas, que existen en la corona solar (1,5 * 10 9 K), la presión de las capas superpuestas no puede equilibrar la presión del gas de la sustancia de la corona, y la corona se expande.
La primera evidencia de la existencia de correos. flujo de plasma del Sol obtenido por L. Birmano (L. Biermann) en la década de 1950. sobre el análisis de las fuerzas que actúan sobre las colas de plasma de los cometas. En 1957, J. Parker (E. Parker), analizando las condiciones de equilibrio de la sustancia de la corona, demostró que la corona no puede estar en condiciones hidrostáticas. casarse Características de S. se dan en la tabla. 1. Flujos de S. in. se puede dividir en dos clases: lento - con una velocidad de 300 km / s y rápido - con una velocidad de 600-700 km / s. Las corrientes rápidas provienen de regiones de la corona solar, donde se encuentra la estructura del campo magnético. el campo está cerca del radial. agujeros coronales. Corrientes lentas. en. asociado, aparentemente, con las áreas de la corona, en las que hay un medio Pestaña. una. - Características medias del viento solar en la órbita terrestre
Velocidad | |
Concentración de protones | |
Temperatura de protones | |
Temperatura de electrones | |
Intensidad del campo magnético | |
Densidad de flujo de Python.... | 2,4*10 8cm -2 *c -1 |
Densidad de flujo de energía cinética | 0,3 ergio*cm-2 *s-1 |
Pestaña. 2.- Composición química relativa del viento solar
contenido relativo |
|
contenido relativo |
|
Además de los principales los componentes del siglo S. - protones y electrones, - partículas también se encontraron en su composición.Medidas de ionización. temperatura de los iones S. siglo. permiten determinar la temperatura de los electrones de la corona solar.
En el S. siglo. se observan diferencias. tipos de ondas: Langmuir, silbidos, sonido iónico, ondas de plasma). Algunas de las ondas de tipo Alfvén se generan en el Sol y otras se excitan en el medio interplanetario. La generación de ondas suaviza las desviaciones de la función de distribución de partículas de la Maxwelliana y, en conjunto con la influencia de la magnética. campo en el plasma conduce al hecho de que S. siglo. se comporta como un continuo. Las ondas del tipo Alfvén juegan un papel importante en la aceleración de las pequeñas componentes de C. 
Arroz. 1. Viento solar masivo. En el eje horizontal, la relación entre la masa de la partícula y su carga, en el vertical, el número de partículas registradas en la ventana de energía del dispositivo durante 10 s. Los números con un signo "+" indican la carga del ion.
La corriente de S. entra. es supersónico en relación con las velocidades de esos tipos de ondas, centeno proporcionar eff. Transferencia de energía en el siglo S. (Alvénov, sonido). Alvenovskoye y sonido número de Mach C. en. 7. Cuando fluye alrededor de S. in. obstáculos capaces de desviarlo eficazmente (los campos magnéticos de Mercurio, la Tierra, Júpiter, Saturno o las ionosferas conductoras de Venus y, aparentemente, Marte), se forma una onda de choque de proa saliente. ondas, lo que le permite fluir alrededor de un obstáculo. Al mismo tiempo en el S. siglo. se forma una cavidad: la magnetosfera (propia o inducida), la forma y el tamaño del enjambre están determinados por el equilibrio de la presión magnética. campo del planeta y la presión del flujo de plasma que fluye (ver Fig. Magnetosfera de la Tierra, Magnetosfera de los planetas). En el caso de la interacción S. siglo. con un cuerpo no conductor (p. ej., la Luna), no se produce una onda de choque. El flujo de plasma es absorbido por la superficie y se forma una cavidad detrás del cuerpo, que se llena gradualmente con plasma C. en.
El proceso estacionario de flujo de salida de plasma de corona se superpone a procesos no estacionarios asociados con bengalas en el sol. Con fuertes brotes, la materia es expulsada por el fondo. regiones de la corona en el medio interplanetario. variaciones magnéticas). 
Arroz. 2. Propagación de una onda de choque interplanetaria y eyección de una llamarada solar. Las flechas muestran la dirección del movimiento del plasma del viento solar,
Arroz. 3. Tipos de soluciones a la ecuación de expansión de corona. La velocidad y la distancia se normalizan a la velocidad crítica vc y la distancia crítica Rc. La solución 2 corresponde al viento solar.
La expansión de la corona solar se describe mediante un sistema de ur-ciones de conservación de la masa, v k) sobre algunos críticos. distancia R y posterior expansión a velocidad supersónica. Esta solución da un valor muy pequeño de la presión en el infinito, lo que hace posible que coincida con la baja presión del medio interestelar. Yu Parker llamó el curso de este tipo S. siglo. 
, donde m es la masa del protón, es el índice adiabático, es la masa del Sol. En la fig. 4 muestra el cambio en la tasa de expansión con heliocéntrico. conductividad térmica, viscosidad, 
Arroz. 4. Perfiles de velocidad del viento solar para el modelo de corona isotérmica a varios valores de temperatura coronal.
S. v. proporciona el principal salida de energia termica de la corona, ya que transferencia de calor a la cromosfera, el.-mag. coronas y conductividad térmica electrónicapp. en. insuficiente para establecer el equilibrio térmico de la corona. La conductividad térmica electrónica proporciona una disminución lenta de la temperatura de S. in. con distancia luminosidad del sol.
S. v. lleva consigo el campo magnético coronal al medio interplanetario. campo. Las líneas de fuerza de este campo congelado en el plasma forman el campo magnético interplanetario. (MMP) Aunque la intensidad del IMF es pequeña y su densidad de energía es aproximadamente el 1% de la densidad de la cinética. energía S. v., juega un papel importante en la termodinámica de S. en. y en la dinámica de las interacciones de S. con los cuerpos del sistema solar, así como los flujos de S. in. entre ellos mismos. Combinación de la expansión de S. con la rotación del Sol conduce al hecho de que el magn. las lineas de fuerza congeladas en el S. siglo tienen la forma, B R y las componentes azimutales de las magneticas. campos cambian de manera diferente con la distancia cerca del plano de la eclíptica: 
donde - ang. velocidad de rotación del sol Y - componente radial de la velocidad c., el índice 0 corresponde al nivel inicial. A una distancia de la órbita de la Tierra, el ángulo entre la dirección del magnético. campos y R unos 45°. En gran L magn. 
Arroz. 5. La forma de la línea de campo del campo magnético interplanetario, - la velocidad angular de la rotación del Sol, y - la componente radial de la velocidad del plasma, R - la distancia heliocéntrica.
S. v., surgiendo sobre las regiones del Sol con descomposición. orientación magnética. campos, velocidad, temp-pa, concentración de partículas, etc.) también cf. cambia regularmente en la sección transversal de cada sector, lo que se asocia con la existencia de un flujo S. rápido dentro del sector. Los límites de los sectores suelen ubicarse en el flujo intralento de S. at. La mayoría de las veces, se observan 2 o 4 sectores, girando con el Sol. Esta estructura que se forma en S.'s tirando del siglo. magnético a gran escala campo de la copa, se puede observar por varios. revoluciones del sol. La estructura sectorial de la IMF es consecuencia de la existencia de una hoja de corriente (TS) en el medio interplanetario, que gira junto con el Sol. TS crea una oleada magnética. campos - IMF radial tienen diferentes signos en diferentes lados del vehículo. Este TS, predicho por H. Alfven, atraviesa aquellas secciones de la corona solar, que están asociadas con las regiones activas del Sol, y separa estas regiones de la descomposición. signos de la componente radial del imán solar. campos. El TC está ubicado aproximadamente en el plano del ecuador solar y tiene una estructura plegada. La rotación del Sol conduce a la torsión de los pliegues del CS en una espiral (Fig. 6). Al estar cerca del plano de la eclíptica, el observador resulta estar por encima o por debajo del CS, por lo que cae en sectores con diferentes signos de la componente radial IMF.
Cerca del Sol en el siglo N. hay gradientes de velocidad longitudinales y latitudinales de ondas de choque sin colisión (Fig. 7). Primero, se forma una onda de choque que se propaga hacia adelante desde el límite de los sectores (una onda de choque directa), y luego se forma una onda de choque inversa que se propaga hacia el Sol. 
Arroz. 6. Forma de la lámina de corriente heliosférica. Su intersección con el plano de la eclíptica (inclinada hacia el ecuador del Sol en un ángulo de ~ 7°) da la estructura sectorial observada del campo magnético interplanetario.
Arroz. 7. Estructura del sector del campo magnético interplanetario. Las flechas cortas muestran la dirección del viento solar, las líneas de flecha muestran las líneas del campo magnético, la línea de puntos y guiones muestra los límites del sector (la intersección del plano de la figura con la hoja actual).
Dado que la velocidad de la onda de choque es menor que la velocidad del SV, se lleva la onda de choque inversa en la dirección que se aleja del Sol. Las ondas de choque cerca de los límites del sector se forman a distancias de ~1 UA. e. y se puede rastrear a distancias de varios. pero. E. Estas ondas de choque, como las ondas de choque interplanetarias de las erupciones solares y las ondas de choque circunplanetarias, aceleran las partículas y, por lo tanto, son una fuente de partículas energéticas.
S. v. se extiende a distancias de ~100 AU. Es decir, donde la presión del medio interestelar equilibra la dinámica. presión de S. La cavidad barrida por S. in. entorno interplanetario). ExpansiónS. en. junto con el imán congelado en él. campo impide la penetración en el sistema solar galáctico. espacio rayos de bajas energías y conduce a variaciones cósmicas. haces de alta energía. Un fenómeno similar a S. V., que se encuentra en algunas otras estrellas (ver. viento estelar).
Iluminado.: Parker E. N., Dinámica en el medio interplanetario, O. L. Vaisberg.
Enciclopedia física. En 5 tomos. - M.: Enciclopedia soviética. Editor en jefe A. M. Prokhorov. 1988 .
Vea lo que es "VIENTO SOLAR" en otros diccionarios:
VIENTO SOLAR, el flujo de plasma de la corona solar que llena el sistema solar hasta una distancia de 100 unidades astronómicas del Sol, donde la presión del medio interestelar equilibra la presión dinámica del flujo. La composición principal son protones, electrones, núcleos... Enciclopedia moderna
VIENTO SOLAR, un flujo constante de partículas cargadas (principalmente protones y electrones) aceleradas por la alta temperatura de la CORONA solar a velocidades lo suficientemente grandes como para que las partículas superen la gravedad del Sol. El viento solar se desvía... Diccionario enciclopédico científico y técnico.
