Cos'è il vento solare? Vento solare Energia trasportata dal vento solare nello spazio interplanetario.

C'è un flusso costante di particelle espulse dall'atmosfera superiore del Sole. Vediamo prove del vento solare intorno a noi. Potenti tempeste geomagnetiche possono danneggiare i satelliti e i sistemi elettrici sulla Terra e causare bellissime aurore. Forse la migliore prova di ciò sono le lunghe code delle comete quando passano vicino al Sole.

Le particelle di polvere di una cometa vengono deviate dal vento e portate via dal Sole, motivo per cui le code delle comete sono sempre dirette lontano dalla nostra stella.

Vento solare: origine, caratteristiche

Proviene dall'atmosfera superiore del Sole, chiamata corona. In questa regione la temperatura è superiore a 1 milione di Kelvin e le particelle hanno una carica energetica superiore a 1 keV. Esistono in realtà due tipi di vento solare: lento e veloce. Questa differenza può essere vista nelle comete. Se osservi da vicino l'immagine di una cometa, vedrai che spesso hanno due code. Uno di questi è dritto e l'altro è più curvo.

Velocità del vento solare online vicino alla Terra, dati degli ultimi 3 giorni

Vento solare veloce

Si muove a una velocità di 750 km/s e gli astronomi ritengono che provenga dai buchi coronali, regioni in cui le linee del campo magnetico si dirigono verso la superficie del Sole.

Vento solare lento

Ha una velocità di circa 400 km/s, e proviene dalla fascia equatoriale della nostra stella. La radiazione raggiunge la Terra, a seconda della velocità, da alcune ore a 2-3 giorni.

Il vento solare è un flusso di particelle cariche (plasma) emesso dal Sole. La velocità, la densità e la temperatura del flusso cambiano costantemente. Le fluttuazioni più marcate in questi tre parametri si verificano quando il vento solare esce dal buco coronale o durante un’espulsione di massa coronale. Il flusso emanato dal buco coronale può essere pensato come un flusso costante e ad alta velocità di vento solare, dove l’espulsione di massa coronale ricorda più da vicino un’enorme nuvola di plasma solare in rapido movimento. Quando queste strutture del vento solare raggiungono la superficie del nostro pianeta, incontrano il campo magnetico terrestre, dove le particelle del vento solare possono entrare nella nostra atmosfera attorno ai poli nord e sud magnetici.

Immagine: il vento solare che si scontra con la magnetosfera terrestre è impressionante. Questa immagine non è in scala.

Velocità del vento solare

La velocità del vento solare è un fattore importante. Le particelle con velocità più elevate penetrano più profondamente nella magnetosfera terrestre e hanno una maggiore probabilità di causare disturbi nelle condizioni geomagnetiche mentre la magnetosfera si contrae. La velocità del vento solare sulla Terra è tipicamente di circa 300 km/s, ma aumenta quando arriva un flusso di buchi coronali ad alta velocità (CH HSS) o un’espulsione di massa coronale (CME). Durante l’impatto di un’espulsione di massa coronale, la velocità del vento solare può aumentare improvvisamente fino a 500 o anche più di 1000 km/s. Per le latitudini più basse e medie sono richieste velocità decenti e sono desiderabili valori superiori a 700 km/sec. Questa però non è una regola d’oro, poiché una forte tempesta geomagnetica può verificarsi a velocità inferiori se i valori del campo magnetico interplanetario sono favorevoli al miglioramento delle condizioni geomagnetiche. Nei grafici potete vedere quando avviene l'impulso di espulsione della massa coronale: la velocità del vento solare aumenta bruscamente di diverse centinaia di km/sec. Quindi l'onda d'urto attraversa la Terra per un periodo di 15-45 minuti (a seconda della velocità del vento solare al momento dell'impatto) e i magnetometri inizieranno a rispondere.

Immagine: passaggio di un'espulsione di massa coronale nel 2013, la differenza di velocità è evidente.

Densità del vento solare

Questo parametro tiene conto del numero di particelle per unità di volume del vento solare. Maggiore è il numero di particelle nel vento solare, maggiore è la probabilità che si verifichi l’aurora boreale quando più particelle entrano in collisione con la magnetosfera terrestre. Le unità di misura utilizzate nei grafici sono particelle per centimetro cubo o p/cm³. Valori superiori a 20 p/cm³ sono segno dell'inizio di una forte tempesta geomagnetica, ma non sono garanzia che si debba osservare qualche tipo di aurora, poiché la velocità del vento solare e i parametri del campo magnetico interplanetario anche il campo deve essere favorevole.

Misurazione dei parametri del vento solare

I dati in tempo reale sul vento solare e sul campo magnetico interplanetario che possiamo trovare su questo sito Web provengono dall'osservatorio climatico spaziale satellitare DSCOVR situato in orbita vicino al punto Lagrange del Sole 1. In questo punto tra il Sole e la Terra, le influenze gravitazionali su i satelliti dal lato del Sole e della Terra hanno le stesse dimensioni. Ciò significa che possono rimanere in un'orbita stabile a questo punto. È ideale per progetti solari come DSCOVR, poiché consente di misurare il vento solare e il campo magnetico interplanetario prima che raggiunga la Terra. Questo ci dà tra 15 e 60 minuti (a seconda della velocità del vento solare) per sapere quali strutture del vento solare sono in viaggio verso la Terra.

Immagine: posizione del satellite nel punto L1 Sole-Terra.

Nel punto L1 Sole-Terra c'è un altro satellite che misura i dati del vento solare e del campo magnetico interplanetario: l'Advanced Composition Explorer (ACE). Questo satellite è stato la principale fonte di dati fino a luglio 2016, quando è stato lanciato in orbita il Climate Observatory Project (DSCOVR). Il satellite Advanced Composition Explorer (ACE) è ancora operativo e raccoglie dati come backup su DSCOVR.

vento solare

- un flusso continuo di plasma di origine solare, che si diffonde approssimativamente radialmente dal Sole e riempie il Sistema Solare fino all'eliocentrico. distanze ~100 AU S.v. si forma durante la gasdinamica. espansione nello spazio interplanetario. Alle alte temperature, che esistono nella corona solare (K), la pressione degli strati sovrastanti non può bilanciare la pressione del gas della materia della corona, e la corona si espande.

La prima prova dell'esistenza di un flusso costante di plasma proveniente dal Sole fu ottenuta da L. Biermann (Germania) negli anni '50. sull'analisi delle forze agenti sulle code di plasma delle comete. Nel 1957, Yu. Parker (USA), analizzando le condizioni di equilibrio della materia della corona, dimostrò che la corona non può trovarsi in condizioni idrostatiche. l’equilibrio, come precedentemente ipotizzato, dovrebbe espandersi, e questa espansione, nelle condizioni al contorno esistenti, dovrebbe portare all’accelerazione della materia coronale a velocità supersoniche.

Caratteristiche medie di S.v. sono riportati in tabella. 1. Sulla seconda navicella spaziale sovietica è stato registrato per la prima volta un flusso di plasma di origine solare. razzo "Luna-2" nel 1959. L'esistenza di un costante deflusso di plasma dal Sole è stata dimostrata come risultato di molti mesi di misurazioni in America. AMS Mariner 2 nel 1962

Tabella 1. Caratteristiche medie del vento solare nell'orbita terrestre

Velocità	400 chilometri al secondo
Densità protonica	6cm-3
Temperatura dei protoni	A
Temperatura degli elettroni	A
Intensità del campo magnetico	E
Densità del flusso protonico	cm -2 s -1
Densità del flusso di energia cinetica	0,3 ergsm -2 s -1

Streams N.v. possono essere divisi in due classi: lento - con una velocità di km/s e veloce - con una velocità di 600-700 km/s. I flussi veloci provengono da quelle regioni della corona dove il campo magnetico è vicino al radiale. Alcune di queste aree lo sono . Flussi lenti N.W. sono apparentemente associati alle aree della corona dove c'è significato. componente tangenziale mag. campi.

Oltre ai componenti principali di S.v. - protoni ed elettroni; - nella sua composizione sono state trovate anche particelle, ioni altamente ionizzati di ossigeno, silicio, zolfo e ferro (Fig. 1). Analizzando i gas intrappolati nelle lamine esposte sulla Luna, sono stati trovati atomi di Ne e Ar. chimica media composizione di S.v. è riportato nella tabella. 2.

Tabella 2. Composizione chimica relativa del vento solare

Elemento	Relativo contenuto
H	0,96
3 Lui
4 Lui	0,04
O
Ne
Sì
Ar
Fe

Ionizzazione stato della questione S.v. corrisponde al livello nella corona dove il tempo di ricombinazione diventa piccolo rispetto al tempo di espansione, cioè a distanza. Misure di ionizzazione temperature degli ioni S.v. permettono di determinare la temperatura degli elettroni della corona solare.

S.v. trasporta con sé il campo magnetico coronale nel mezzo interplanetario. campo. Le linee di campo di questo campo congelate nel plasma formano un campo magnetico interplanetario. campo (MMP). Sebbene l'intensità del FMI sia bassa e la sua densità energetica sia di ca. 1% della cinetica energia dell'energia solare, gioca un ruolo importante nella termodinamica dell'energia solare. e nella dinamica delle interazioni tra S.v. con i corpi del Sistema Solare e le correnti del Nord. tra di loro. Combinazione di espansione S.v. con la rotazione del Sole porta al fatto che la mag. le leonie di potenza congelate nella S.V. hanno una forma vicina alle spirali di Archimede (Fig. 2). Componente radiale e azimutale della mag. i campi vicino al piano dell'eclittica cambiano con la distanza:
,
Dove R- eliocentrico distanza, - velocità angolare di rotazione del Sole, tu R- componente di velocità radiale S.v., l'indice “0” corrisponde al livello iniziale. Alla distanza dell'orbita terrestre, l'angolo tra le direzioni magnetiche. campi e direzione verso il Sole, su grande scala eliocentrica. Le distanze del FMI sono quasi perpendicolari alla direzione del Sole.

S.v., che si forma su regioni del Sole con diversi orientamenti magnetici. campi, forme flussi in permafrost diversamente orientato - il cosiddetto. campo magnetico interplanetario.

In N.v. Si osservano vari tipi di onde: Langmuir, fischianti, ioniche, magnetosoniche, ecc. (vedi). Alcune onde sono generate sul Sole, altre sono eccitate nel mezzo interplanetario. La generazione di onde attenua le deviazioni della funzione di distribuzione delle particelle da quella maxwelliana e porta al fatto che la S.V. si comporta come un mezzo continuo. Le onde di tipo Alfvén svolgono un ruolo importante nell'accelerazione di piccoli componenti della S.V. e nella formazione della funzione di distribuzione dei protoni. In N.v. Si osservano anche discontinuità di contatto e di rotazione, caratteristiche del plasma magnetizzato.

Stream N.w. sì. supersonico in relazione alla velocità di quei tipi di onde che forniscono un efficace trasferimento di energia nel S.V. (Alfvén, onde sonore e magnetosoniche), Alfvén e i numeri di Mach sonori S.v. nell'orbita terrestre. Quando si taglia la S.V. ostacoli che possono effettivamente deviare S.v. (campi magnetici di Mercurio, Terra, Giove, Staurn o ionosfere conduttrici di Venere e, apparentemente, Marte), si forma un'onda d'urto ad arco. S.v. rallenta e si riscalda nella parte anteriore dell'onda d'urto, permettendole di fluire attorno all'ostacolo. Allo stesso tempo, in N.v. si forma una cavità: la magnetosfera (propria o indotta), la forma e le dimensioni della struttura sono determinate dall'equilibrio della pressione magnetica. campi del pianeta e la pressione del flusso di plasma che scorre (vedi). Viene chiamato lo strato di plasma riscaldato tra l'onda d'urto e l'ostacolo aerodinamico. regione di transizione. La temperatura degli ioni nella parte anteriore dell'onda d'urto può aumentare di 10-20 volte, quella degli elettroni di 1,5-2 volte. Fenomeno delle onde d'urto. , la termalizzazione del flusso è assicurata da processi collettivi al plasma. Lo spessore del fronte dell'onda d'urto è di ~100 km ed è determinato dal tasso di crescita (magnetosonico e/o ibrido inferiore) durante l'interazione del flusso in arrivo e parte del flusso ionico riflesso dal fronte. In caso di interazione tra S.v. con un corpo non conduttore (la Luna) non si genera un'onda d'urto: il flusso di plasma viene assorbito dalla superficie, e dietro al corpo si forma un SW che gradualmente si riempie di plasma. cavità.

Il processo stazionario del deflusso del plasma corona è sovrapposto ai processi non stazionari associati. Durante le forti eruzioni solari, la materia viene espulsa dalle regioni inferiori della corona nel mezzo interplanetario. In questo caso si forma anche un'onda d'urto (Fig. 3), i bordi rallentano gradualmente quando si muovono attraverso il plasma del SW. L'arrivo di un'onda d'urto sulla Terra porta alla compressione della magnetosfera, dopo di che di solito inizia lo sviluppo del magnetismo. tempeste

L'equazione che descrive l'espansione della corona solare può essere ottenuta dal sistema di equazioni di conservazione della massa e del momento angolare. Le soluzioni di questa equazione, che descrivono la diversa natura della variazione di velocità con la distanza, sono mostrate in Fig. 4. Le soluzioni 1 e 2 corrispondono a basse velocità alla base della corona. La scelta tra queste due soluzioni è determinata dalle condizioni all'infinito. La soluzione 1 corrisponde a bassi tassi di espansione della corona (“brezza solare”, secondo J. Chamberlain, USA) e fornisce grandi valori di pressione all’infinito, cioè incontra le stesse difficoltà del modello statico. corone La soluzione 2 corrisponde alla transizione del tasso di espansione attraverso la velocità del suono ( vK) su un certo rum critico. distanza R K e successiva espansione a velocità supersonica. Questa soluzione dà un valore di pressione infinitamente piccolo all'infinito, che permette di conciliarlo con la bassa pressione del mezzo interstellare. Parker chiamò questo tipo di corrente vento solare. Critico il punto è sopra la superficie del Sole se la temperatura della corona è inferiore a un certo valore critico. valori, dove M- massa del protone, - indice adiabatico. Nella fig. La Figura 5 mostra la variazione del tasso di espansione da eliocentrico. distanza in funzione della temperatura isotermica. corona isotropa. I modelli successivi di S.v. prendere in considerazione le variazioni della temperatura coronale con la distanza, la natura biliquida del mezzo (gas di elettroni e protoni), la conduttività termica, la viscosità e la natura non sferica dell'espansione. Approccio alla sostanza S.v. la modalità di un mezzo continuo è giustificata dalla presenza del FMI e dalla natura collettiva dell'interazione del plasma SW, causata da instabilità di vario tipo. S.v. fornisce la base deflusso di energia termica dalla corona, perché trasferimento di calore alla cromosfera, elettromagnete. radiazione proveniente dalla materia della corona altamente ionizzata e conduttività termica elettronica dell'energia solare. insufficiente per stabilire termica equilibrio della corona. La conduttività termica elettronica garantisce una lenta diminuzione della temperatura ambiente. con distanza. S.v. non gioca alcun ruolo evidente nell'energia del Sole nel suo insieme, perché il flusso di energia trasportato da esso è ~ 10 -8

Storia

È probabile che il primo a predire l’esistenza del vento solare sia stato il ricercatore norvegese Kristian Birkeland in “Da un punto di vista fisico, è molto probabile che i raggi del sole non siano né positivi né negativi, ma entrambi”. In altre parole, il vento solare è costituito da elettroni negativi e ioni positivi.

Negli anni '30 gli scienziati stabilirono che la temperatura della corona solare doveva raggiungere un milione di gradi perché la corona rimanesse sufficientemente luminosa a grandi distanze dal Sole, cosa che è chiaramente visibile durante le eclissi solari. Successive osservazioni spettroscopiche hanno confermato questa conclusione. A metà degli anni '50, il matematico e astronomo britannico Sidney Chapman determinò le proprietà dei gas a tali temperature. Si è scoperto che il gas diventa un eccellente conduttore di calore e dovrebbe dissiparlo nello spazio oltre l'orbita terrestre. Allo stesso tempo, lo scienziato tedesco Ludwig Biermann (tedesco. Ludwig Franz Benedikt Biermann ) si interessò al fatto che le code delle comete puntano sempre in direzione opposta al Sole. Biermann ipotizzò che il Sole emetta un flusso costante di particelle che esercitano pressione sul gas che circonda la cometa, formando una lunga coda.

Nel 1955, gli astrofisici sovietici S.K. Vsekhsvyatsky, G.M. Nikolsky, E.A Ponomarev e V.I. Cherednichenko dimostrarono che una corona estesa perde energia attraverso la radiazione e può trovarsi in uno stato di equilibrio idrodinamico solo con una distribuzione speciale di potenti fonti di energia interne. In tutti gli altri casi deve esserci un flusso di materia ed energia. Questo processo funge da base fisica per un fenomeno importante: la “corona dinamica”. L'entità del flusso di materia è stata stimata dalle seguenti considerazioni: se la corona fosse in equilibrio idrostatico, allora le altezze dell'atmosfera omogenea per idrogeno e ferro sarebbero nel rapporto 56/1, cioè gli ioni ferro non dovrebbero essere osservato nella lontana corona. Ma non è vero. Il ferro brilla in tutta la corona, con FeXIV osservato in strati più alti di FeX, sebbene la temperatura cinetica sia più bassa lì. La forza che mantiene gli ioni in uno stato “sospeso” potrebbe essere l'impulso trasferito durante le collisioni dal flusso ascendente di protoni agli ioni ferro. Dalla condizione dell'equilibrio di queste forze è facile trovare il flusso di protoni. Si è rivelato essere lo stesso seguito dalla teoria idrodinamica, che è stata successivamente confermata da misurazioni dirette. Per il 1955 questo fu un risultato significativo, ma allora nessuno credeva nella “corona dinamica”.

Tre anni dopo, Eugene Parker Eugene N. Parker) concluse che il flusso caldo proveniente dal Sole nel modello di Chapman e il flusso di particelle che soffiano via le code delle comete nell'ipotesi di Biermann sono due manifestazioni dello stesso fenomeno, che chiamò "vento solare". Parker dimostrò che, anche se la corona solare è fortemente attratta dal Sole, conduce il calore così bene che rimane calda anche a lunga distanza. Poiché la sua attrazione diminuisce con la distanza dal Sole, dalla corona superiore inizia un deflusso supersonico di materia nello spazio interplanetario. Inoltre, Parker fu il primo a sottolineare che l'effetto dell'indebolimento della gravità ha lo stesso effetto sul flusso idrodinamico di un ugello Laval: produce una transizione del flusso da una fase subsonica a una supersonica.

La teoria di Parker è stata pesantemente criticata. Un articolo inviato all'Astrophysical Journal nel 1958 fu rifiutato da due revisori e solo grazie all'editore, Subramanian Chandrasekhar, arrivò sulle pagine della rivista.

Tuttavia, l'accelerazione del vento ad alte velocità non era ancora stata compresa e non poteva essere spiegata dalla teoria di Parker. I primi modelli numerici del vento solare nella corona utilizzando le equazioni dell'idrodinamica magnetica furono creati da Pneumann e Knopp. Pneumann e Knopp) In

Alla fine degli anni '90, utilizzando lo spettrometro coronale ultravioletto. Spettrometro coronale ultravioletto (UVCS) ) a bordo del satellite SOHO, sono state effettuate osservazioni delle aree in cui si verifica un vento solare veloce ai poli solari. Si è scoperto che l'accelerazione del vento è molto maggiore di quanto previsto in base all'espansione puramente termodinamica. Il modello di Parker prevedeva che la velocità del vento diventasse supersonica ad un'altitudine di 4 raggi solari dalla fotosfera, e le osservazioni hanno mostrato che questa transizione avviene significativamente più in basso, a circa 1 raggio solare, confermando che esiste un ulteriore meccanismo per l'accelerazione del vento solare.

Caratteristiche

A causa del vento solare, il Sole perde circa un milione di tonnellate di materia ogni secondo. Il vento solare è costituito principalmente da elettroni, protoni e nuclei di elio (particelle alfa); i nuclei degli altri elementi e delle particelle non ionizzate (elettricamente neutre) sono contenuti in piccolissime quantità.

Sebbene il vento solare provenga dallo strato esterno del Sole, non riflette la composizione effettiva degli elementi in questo strato, poiché come risultato dei processi di differenziazione il contenuto di alcuni elementi aumenta e di altri diminuisce (effetto FIP).

L'intensità del vento solare dipende dai cambiamenti nell'attività solare e nelle sue fonti. Osservazioni a lungo termine nell'orbita terrestre (a circa 150.000.000 di km dal Sole) hanno dimostrato che il vento solare è strutturato ed è solitamente diviso in calmo e disturbato (sporadico e ricorrente). A seconda della loro velocità, i flussi calmi di vento solare si dividono in due classi: lento(circa 300-500 km/s attorno all’orbita terrestre) e veloce(500-800 km/s attorno all’orbita terrestre). A volte il vento stazionario si riferisce alla regione della corrente eliosferica, che separa regioni di diverse polarità del campo magnetico interplanetario, e nelle sue caratteristiche è vicina al vento lento.

Vento solare lento

Il vento solare lento è generato dalla parte “tranquilla” della corona solare (la regione degli streamer coronali) durante la sua espansione gas-dinamica: ad una temperatura della corona di circa 2·10 6 K, la corona non può trovarsi in condizioni di vento solare idrostatico. equilibrio, e questa espansione, nelle condizioni al contorno esistenti, dovrebbe portare ad un’accelerazione delle sostanze coronali fino a velocità supersoniche. Il riscaldamento della corona solare a tali temperature avviene a causa della natura convettiva del trasferimento di calore nella fotosfera solare: lo sviluppo di turbolenze convettive nel plasma è accompagnato dalla generazione di intense onde magnetosoniche; a loro volta, propagandosi nella direzione di diminuzione della densità dell'atmosfera solare, le onde sonore si trasformano in onde d'urto; le onde d'urto vengono effettivamente assorbite dalla materia della corona e la riscaldano ad una temperatura di (1-3) 10 6 K.

Vento solare veloce

Flussi di vento solare veloce e ricorrente vengono emessi dal Sole per diversi mesi e hanno un periodo di ritorno se osservati dalla Terra di 27 giorni (il periodo di rotazione del Sole). Questi flussi sono associati a buchi coronali - regioni della corona con una temperatura relativamente bassa (circa 0,8 · 10 · 6 K), ridotta densità del plasma (solo un quarto della densità delle regioni tranquille della corona) e un campo magnetico radiale rispetto a il sole.

Flussi disturbati

I flussi disturbati includono manifestazioni interplanetarie di espulsioni di massa coronale (CME), nonché regioni di compressione davanti a CME veloci (chiamate Sheath nella letteratura inglese) e davanti a flussi veloci provenienti da fori coronali (chiamate Regione di interazione corotante - CIR nella letteratura inglese) . Circa la metà delle osservazioni Sheath e CIR potrebbero avere davanti a sé un’onda d’urto interplanetaria. È nei tipi di vento solare disturbati che il campo magnetico interplanetario può deviare dal piano dell’eclittica e contenere una componente del campo meridionale, che porta a molti effetti meteorologici spaziali (attività geomagnetica, comprese le tempeste magnetiche). In precedenza si pensava che i flussi sporadici disturbati fossero causati dai brillamenti solari, tuttavia ora si pensa che i flussi sporadici nel vento solare siano causati dalle espulsioni coronali. Allo stesso tempo, va notato che sia i brillamenti solari che le espulsioni coronali sono associati alle stesse fonti di energia sul Sole e esiste una dipendenza statistica tra loro.

Secondo il tempo di osservazione di vari tipi di vento solare su larga scala, i flussi veloci e lenti rappresentano circa il 53%, lo strato di corrente eliosferico il 6%, CIR - 10%, CME - 22%, Guaina - 9% e il rapporto tra il tempo di osservazione dei diversi tipi varia notevolmente nell'attività del ciclo solare. .

Fenomeni generati dal vento solare

Sui pianeti del Sistema Solare che hanno un campo magnetico, il vento solare genera fenomeni come la magnetosfera, le aurore e le cinture di radiazione planetaria.

Nella cultura

"Solar Wind" è un racconto del famoso scrittore di fantascienza Arthur C. Clarke, scritto nel 1963.

Note

1. Kristian Birkeland, "I raggi corpuscolari solari che penetrano nell'atmosfera terrestre sono raggi negativi o positivi?" In Videnskapsselskapets Skrifter, I Mat - Naturv. Classe n.1, Christiania, 1916.
2. Rivista filosofica, Serie 6, vol. 38, n. 228, dicembre 1919, 674 (sul vento solare)
3. Ludwig Biermann (1951). "Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung". Zeitschrift für Astrofisica 29 : 274.
4. Vsekhsvyatsky S.K., Nikolsky G.M., Ponomarev E.A., Cherednichenko V.I. (1955). "Sulla questione della radiazione corpuscolare del Sole." Giornale astronomico 32 : 165.
5. Christopher T. Russell . Istituto di Geofisica e Fisica Planetaria Università della California, Los Angeles. Archiviata dall' url originale il 22 agosto 2011. Estratto il 7 febbraio 2007.
6. Scarafaggio, Giovanni. Astrofisico riconosciuto per la scoperta del vento solare Notizie geografiche nazionali(27 agosto 2003). Estratto il 13 giugno 2006.
7. Eugene Parker (1958). "Dinamica del gas interplanetario e dei campi magnetici". Il diario astrofisico 128 : 664.
8. Luna 1. Centro dati nazionale di scienze spaziali della NASA. URL consultato il 4 agosto 2007 (archiviata dall' url originale il 22 agosto 2011).
9. (Russo) 40° anniversario dell'era spaziale presso l'Istituto di ricerca scientifica di fisica nucleare dell'Università statale di Mosca, contiene il grafico che mostra il rilevamento di particelle da parte di Luna-1 a varie altitudini.
10. M. Neugebauer e CW Snyder (1962). "Esperimento sul plasma solare" . Scienza 138 : 1095–1097.
11. GW Pneuman e RA Kopp (1971). "Interazioni campo magnetico gas nella corona solare". Fisica Solare 18 : 258.
12. Ermolaev Yu I., Nikolaeva N. S., Lodkina I. G., Ermolaev M. Yu. Frequenza relativa di occorrenza e geoefficacia dei tipi di vento solare su larga scala // Ricerca spaziale. - 2010. - T. 48. - N. 1. - P. 3–32.
13. I raggi cosmici colpiscono l’era spaziale. NASA (28 settembre 2009). Archiviata dall' url originale il 22 agosto 2011. Estratto il 30 settembre 2009.(Inglese)

Letteratura

• Parker E.N. Processi dinamici nell'ambiente interplanetario / Trad. dall'inglese M.: Mir, 1965
• Pudovkin M.I. Vento solare // Rivista educativa Soros, 1996, n. 12, p. 87-94.
• Hundhausen A. Espansione della corona e vento solare / Per. dall'inglese M.: Mir, 1976
• Enciclopedia fisica, vol.4 - M.: Grande Enciclopedia Russa p.586, p.587 e p.588
• Fisica dello spazio. Piccola Enciclopedia, M.: Enciclopedia Sovietica, 1986
• Heliosphere (Ed. I.S. Veselovsky, Yu.I. Ermolaev) nella monografia Plasma Heliogeophysics / Ed. L. M. Zeleny, I. S. Veselovsky. In 2 volumi M.: Fiz-matlit, 2008. T. 1. 672 pp.; T. 2. 560 pag.

Vedi anche

Collegamenti

Sole
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Ad una velocità di 300–1200 km/s nello spazio circostante.

Caratteristiche

A causa del vento solare, il Sole perde circa un milione di tonnellate di materia ogni secondo. Il vento solare è costituito principalmente da elettroni, protoni e nuclei di elio (); i nuclei degli altri elementi e delle particelle non ionizzate (elettricamente neutre) sono contenuti in piccolissime quantità.

Sebbene il vento solare provenga dallo strato esterno del Sole, non riflette la composizione effettiva degli elementi in questo strato, poiché come risultato dei processi di differenziazione il contenuto di alcuni elementi aumenta e di altri diminuisce (effetto FIP).

L'intensità del vento solare dipende dai cambiamenti nell'attività e dalle sue fonti. A seconda della velocità, i flussi del vento solare si dividono in due classi: lento(circa 300-400 km/s attorno all'orbita) e veloce(600–700 km/s attorno all’orbita terrestre).

Ci sono anche sporadici ad alta velocità(fino a 1200 km/s) flussi a breve termine.

Vento solare lento

Il vento solare lento è generato dalla parte “quieta” durante la sua espansione gas-dinamica: ad una temperatura coronale di circa 2 × 10 6 K, la corona non può trovarsi in condizioni di equilibrio idrostatico, e questa espansione, nelle condizioni al contorno esistenti , dovrebbe portare all'accelerazione della materia coronale a velocità supersoniche. Il riscaldamento della corona solare a tali temperature avviene a causa della natura del trasferimento di calore in: lo sviluppo di turbolenze convettive nel plasma è accompagnato dalla generazione di intense onde magnetosoniche; a loro volta, propagandosi nella direzione di diminuzione della densità dell'atmosfera solare, le onde sonore si trasformano in onde d'urto; vengono effettivamente assorbiti dalla materia della corona e la riscaldano ad una temperatura di 1 - 3 × 10 6 K.

Vento solare veloce

Flussi di vento solare veloce e ricorrente vengono emessi nell'arco di diversi mesi e hanno un periodo di ritorno se osservati dalla Terra di 27 giorni (il periodo di rotazione del Sole). Questi flussi sono associati a: regioni della corona con temperatura relativamente bassa (circa 0,8 × 10 6 K), densità ridotta (solo un quarto della densità delle regioni quiescenti della corona) e radiali rispetto al Sole.

Flussi ad alta velocità

I flussi sporadici, quando si muovono nello spazio pieno di vento solare lento, condensano il plasma davanti al loro fronte, formando un plasma che si muove con esso. In precedenza si presumeva che tali flussi fossero causati da brillamenti solari, ma ora (2005) si ritiene che sporadici flussi ad alta velocità nel vento solare siano causati da espulsioni coronali. Allo stesso tempo, va notato che sia i brillamenti solari che le espulsioni coronali sono associati alle stesse regioni attive sul Sole e esiste una relazione tra loro.