რა არის მზის ქარი და როგორ წარმოიქმნება იგი? რა არის მზის ქარი? მზის ქარის ასტრონომია.

1940-იანი წლების ბოლოს ამერიკელმა ასტრონომმა ს.ფორბუშმა აღმოაჩინა გაუგებარი ფენომენი. კოსმოსური სხივების ინტენსივობის გაზომვისას ფორბუშმა შენიშნა, რომ მზის აქტივობის მატებასთან ერთად ის საგრძნობლად იკლებს და მაგნიტური ქარიშხლების დროს საკმაოდ მკვეთრად ეცემა.

საკმაოდ უცნაური ჩანდა. პირიქით, საპირისპირო მოლოდინი შეიძლებოდა. მზე ხომ თავად არის კოსმოსური სხივების მომწოდებელი. ამიტომ, როგორც ჩანს, რაც უფრო მაღალია ჩვენი დღის შუქის აქტივობა, მით მეტი ნაწილაკი უნდა გადააგდოს მიმდებარე სივრცეში.

დარჩა ვივარაუდოთ, რომ მზის აქტივობის ზრდა გავლენას ახდენს დედამიწის მაგნიტურ ველზე ისე, რომ იგი იწყებს კოსმოსური სხივების ნაწილაკების გადახვევას - მათ უარყოფას. დედამიწისკენ მიმავალი გზა, როგორც იქნა, გადაკეტილია.

ახსნა ლოგიკური ჩანდა. მაგრამ, სამწუხაროდ, როგორც მალე გაირკვა, აშკარად არასაკმარისი იყო. ფიზიკოსების მიერ გაკეთებულმა გამოთვლებმა უდავოდ აჩვენა, რომ ფიზიკური პირობების ცვლილება მხოლოდ დედამიწის უშუალო სიახლოვეს არ შეიძლება გამოიწვიოს ისეთი მასშტაბის ეფექტი, როგორიც სინამდვილეში შეინიშნება. ცხადია, უნდა არსებობდეს სხვა ძალები, რომლებიც ხელს უშლიან კოსმოსური სხივების შეღწევას მზის სისტემაში და, უფრო მეტიც, ისეთი ძალები, რომლებიც იზრდება მზის აქტივობის მატებასთან ერთად.

სწორედ მაშინ გაჩნდა ვარაუდი, რომ იდუმალი ეფექტის დამნაშავეები არიან დამუხტული ნაწილაკების ნაკადები, რომლებიც გამოდიან მზის ზედაპირიდან და აღწევს მზის სისტემის სივრცეში. ამგვარი „მზის ქარი“ ასუფთავებს პლანეტათაშორის გარემოს, „ამოაქვს“ მისგან კოსმოსური სხივების ნაწილაკები.

ასეთი ჰიპოთეზის სასარგებლოდ საუბრობდნენ კომეტებში დაფიქსირებული ფენომენებიც. მოგეხსენებათ, რომ კომეტების კუდები ყოველთვის მზისგან შორს არის მიმართული. თავდაპირველად ეს გარემოება მზის სხივების მსუბუქ წნევას უკავშირდებოდა. თუმცა, მიმდინარე საუკუნის შუა ხანებში დადგინდა, რომ მხოლოდ მსუბუქი წნევა არ შეიძლება გამოიწვიოს ყველა ის ფენომენი, რაც ხდება კომეტებში. გამოთვლებმა აჩვენა, რომ კომეტის კუდების ფორმირებისა და დაფიქსირებული გადახრისთვის საჭიროა არა მხოლოდ ფოტონების, არამედ მატერიის ნაწილაკებზე ზემოქმედება. სხვათა შორის, ასეთ ნაწილაკებს შეუძლიათ აღაგზნონ იონური ბზინვარება, რომელიც წარმოიქმნება კომეტების კუდებში.

ფაქტიურად, ის, რომ მზე დატვირთული ნაწილაკების - კორპუსკულების ნაკადებს აფრქვევს, მანამდეც იყო ცნობილი. თუმცა, ვარაუდობდნენ, რომ ასეთი ნაკადები ეპიზოდური იყო. ასტრონომები მათ წარმოქმნას უკავშირებდნენ ანთებების და ლაქების გაჩენას. მაგრამ კომეტების კუდები ყოველთვის მზისგან არის მიმართული და არა მხოლოდ მზის გაზრდილი აქტივობის პერიოდში. ეს ნიშნავს, რომ კორპუსკულური გამოსხივება, რომელიც ავსებს მზის სისტემის სივრცეს, ასევე მუდმივად უნდა არსებობდეს. ის ძლიერდება მზის აქტივობის მატებასთან ერთად, მაგრამ ის ყოველთვის არსებობს.

ამრიგად, მზის მახლობლად მდებარე სივრცე მუდმივად უბერავს მზის ქარს. რისგან შედგება ეს ქარი და რა პირობებში წარმოიქმნება?

მოდით გავეცნოთ მზის ატმოსფეროს გარე ფენას - "გვირგვინი". ჩვენი დღის ატმოსფეროს ეს ნაწილი უჩვეულოდ იშვიათია. მზის უშუალო სიახლოვესაც კი, მისი სიმკვრივე დედამიწის ატმოსფეროს სიმკვრივის მხოლოდ ასი მილიონია. ეს ნიშნავს, რომ მზის სივრცის ყოველი კუბური სანტიმეტრი შეიცავს მხოლოდ რამდენიმე ასეულ მილიონ კორონას ნაწილაკს. მაგრამ კორონის ეგრეთ წოდებული „კინეტიკური ტემპერატურა“, რომელიც განისაზღვრება ნაწილაკების სიჩქარით, ძალიან მაღალია. მილიონ გრადუსს აღწევს. ამრიგად, კორონალური გაზი მთლიანად იონიზებულია და წარმოადგენს პროტონების, იონების ნარევს სხვადასხვა ელემენტებიდა თავისუფალი ელექტრონები.

ცოტა ხნის წინ გამოჩნდა ინფორმაცია, რომ მზის ქარის შემადგენლობაში აღმოჩენილია ჰელიუმის იონების არსებობა. ეს გარემოება იღვრება შელოცვის მექანიზმზე, რომლითაც ხდება დამუხტვის გამოდევნა

ნაწილაკები მზის ზედაპირიდან. თუ მზის ქარი შედგებოდა მხოლოდ ელექტრონებისა და პროტონებისგან, მაშინ მაინც შეიძლება ვივარაუდოთ, რომ იგი წარმოიქმნება წმინდა თერმული პროცესების გამო და არის რაღაც ორთქლის მსგავსი, რომელიც იქმნება მდუღარე წყლის ზედაპირზე. თუმცა, ჰელიუმის ატომების ბირთვები ოთხჯერ უფრო მძიმეა, ვიდრე პროტონები და, შესაბამისად, ნაკლებად სავარაუდოა, რომ ისინი გამოიდევნება აორთქლების შედეგად. სავარაუდოდ, მზის ქარის ფორმირება დაკავშირებულია მაგნიტური ძალების მოქმედებასთან. მზიდან მოშორებით, პლაზმური ღრუბლები, თითქოსდა, თან ატარებენ მაგნიტურ ველებს. სწორედ ეს ველები ემსახურება იმ სახის „ცემენტს“, რომელიც „ამაგრებს“ ერთმანეთს სხვადასხვა მასის და მუხტის მქონე ნაწილაკებს.

ასტრონომების მიერ ჩატარებულმა დაკვირვებებმა და გამოთვლებმა აჩვენა, რომ მზიდან მოშორებით, კორონის სიმკვრივე თანდათან მცირდება. მაგრამ გამოდის, რომ დედამიწის ორბიტის რეგიონში ის მაინც შესამჩნევად განსხვავდება ნულიდან. მზის სისტემის ამ რეგიონში არის ასიდან ათასამდე კორონალური ნაწილაკი სივრცის ყოველ კუბურ სანტიმეტრზე. სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, ჩვენი პლანეტა მდებარეობს მზის ატმოსფეროს შიგნით და, თუ გნებავთ, ჩვენ გვაქვს უფლება ვუწოდოთ საკუთარ თავს არა მხოლოდ დედამიწის მკვიდრნი, არამედ მზის ატმოსფეროს ბინადრებიც.

თუ გვირგვინი მეტ-ნაკლებად სტაბილურია მზესთან, მაშინ მანძილის მატებასთან ერთად ის კოსმოსში გაფართოებისკენ მიდრეკილია. და რაც უფრო შორს არის მზიდან, მით უფრო მაღალია ამ გაფართოების სიჩქარე. ამერიკელი ასტრონომის ე.პარკერის გამოთვლებით, უკვე 10 მილიონი კმ მანძილზე კორონალური ნაწილაკები მოძრაობენ ბგერის სიჩქარეზე მეტი სიჩქარით. რაც უფრო შორდება მზიდან და სუსტდება მზის მიზიდულობის ძალა, ეს სიჩქარე რამდენჯერმე იზრდება.

ამრიგად, დასკვნა თავისთავად მეტყველებს იმაზე, რომ მზის გვირგვინი არის მზის ქარი, რომელიც უბერავს ჩვენი პლანეტარული სისტემის სივრცის გარშემო.

ეს თეორიული დასკვნები სრულად დადასტურდა კოსმოსური რაკეტების და ხელოვნური დედამიწის თანამგზავრების გაზომვებით. აღმოჩნდა, რომ მზის ქარი ყოველთვის არსებობს და დედამიწის მახლობლად „უბერავს“ დაახლოებით 400 კმ/წმ სიჩქარით. მზის აქტივობის გაზრდით, ეს სიჩქარე იზრდება.

რა მანძილზე უბერავს მზის ქარი? ეს კითხვა საკმაო ინტერესს იწვევს, თუმცა შესაბამისი ექსპერიმენტული მონაცემების მისაღებად აუცილებელია მზის სისტემის გარე ნაწილის კოსმოსური ხომალდით გახმოვანება. სანამ ეს გაკეთდება, უნდა დაკმაყოფილდეს თეორიული მოსაზრებებით.

თუმცა, ცალსახა პასუხის მიღება შეუძლებელია. საწყისი ვარაუდებიდან გამომდინარე, გამოთვლები იწვევს სხვადასხვა შედეგებს. ერთ შემთხვევაში, ირკვევა, რომ მზის ქარი უკვე სატურნის ორბიტაზე იკლებს, მეორეში კი ის ჯერ კიდევ არსებობს ძალიან დიდ მანძილზე, ბოლო პლანეტის, პლუტონის ორბიტის მიღმა. მაგრამ ეს მხოლოდ თეორიულად არის მზის ქარის შესაძლო გავრცელების უკიდურესი საზღვრები. მხოლოდ დაკვირვებას შეუძლია მიუთითოს ზუსტი საზღვრები.

ყველაზე საიმედო იქნება, როგორც უკვე აღვნიშნეთ, კოსმოსური ზონდების მონაცემები. მაგრამ პრინციპში, ზოგიერთი არაპირდაპირი დაკვირვებაც შესაძლებელია. კერძოდ, აღინიშნა, რომ მზის აქტივობის ყოველი თანმიმდევრული კლების შემდეგ, მაღალი ენერგიის კოსმოსური სხივების ინტენსივობის შესაბამისი ზრდა, ანუ მზის სისტემაში გარედან შემომავალი სხივები, დაახლოებით ექვსი თვის დაგვიანებით ხდება. როგორც ჩანს, სწორედ ეს პერიოდია საჭირო, რათა მზის ქარის სიმძლავრის მომდევნო ცვლილებამ მიაღწიოს მისი გავრცელების ზღვარს. ვინაიდან მზის ქარის გავრცელების საშუალო სიჩქარე არის დაახლოებით 2,5 ასტრონომიული ერთეული (1 ასტრონომიული ერთეული = 150 მილიონი კმ - დედამიწის საშუალო მანძილი მზიდან) დღეში, ეს იძლევა დაახლოებით 40-45 ასტრონომიულ ერთეულს. სხვა სიტყვებით რომ ვთქვათ, მზის ქარი სადღაც პლუტონის ორბიტის გარშემო შრება.

მზის ზედა ატმოსფეროდან გამოდევნილი ნაწილაკების მუდმივი ნაკადი. ჩვენ ვხედავთ მზის ქარის მტკიცებულებებს ჩვენს ირგვლივ. ძლიერმა გეომაგნიტურმა შტორმებმა შეიძლება დააზიანოს დედამიწაზე არსებული თანამგზავრები და ელექტრო სისტემები და გამოიწვიოს ლამაზი ავრორა. ალბათ ამის საუკეთესო მტკიცებულებაა კომეტების გრძელი კუდები, რომლებიც მზესთან გადიან.

კომეტის მტვრის ნაწილაკები ქარის მიერ გადახრილია და მზიდან შორდება, რის გამოც კომეტების კუდები ყოველთვის მოშორებით არის მიმართული ჩვენი მზისგან.

მზის ქარი: წარმოშობა, მახასიათებლები

ის მოდის მზის ატმოსფეროს ზედა ფენებიდან, რომელსაც კორონას უწოდებენ. ამ რეგიონში ტემპერატურა 1 მილიონ კელვინზე მეტია, ნაწილაკებს კი ენერგეტიკული მუხტი აქვთ 1 კევ-ზე მეტი. სინამდვილეში არსებობს ორი სახის მზის ქარი: ნელი და სწრაფი. ეს განსხვავება ჩანს კომეტებში. თუ ყურადღებით დააკვირდებით კომეტის სურათს, ნახავთ, რომ მათ ხშირად ორი კუდი აქვთ. ერთი სწორია, მეორე კი უფრო მოხრილი.

მზის ქარის სიჩქარე ონლაინ დედამიწასთან ახლოს, ბოლო 3 დღის მონაცემები

სწრაფი მზის ქარი

ის მოგზაურობს 750 კმ/წმ სიჩქარით და ასტრონომები თვლიან, რომ ის სათავეს იღებს კორონალური ხვრელებისგან, რეგიონებიდან, სადაც მაგნიტური ველის ხაზები ხვრეტს მზის ზედაპირს.

ნელი მზის ქარი

მას აქვს დაახლოებით 400 კმ/წმ სიჩქარე და მოდის ჩვენი ვარსკვლავის ეკვატორული სარტყლიდან. რადიაცია აღწევს დედამიწას, სიჩქარის მიხედვით, რამდენიმე საათიდან 2-3 დღემდე.

ნელი მზის ქარი უფრო ფართო და მკვრივია, ვიდრე სწრაფი, რომელიც ქმნის დიდ, კაშკაშა კომეტის კუდს.

რომ არა დედამიწის მაგნიტური ველი, ის გაანადგურებდა სიცოცხლეს ჩვენს პლანეტაზე. თუმცა, პლანეტის გარშემო არსებული მაგნიტური ველი გვიცავს რადიაციისგან. მაგნიტური ველის ფორმა და ზომა განისაზღვრება ქარის სიძლიერითა და სიჩქარით.

მას შეუძლია მიაღწიოს მნიშვნელობებს 1,1 მილიონ გრადუს ცელსიუსამდე. ამიტომ, ასეთი ტემპერატურის მქონე, ნაწილაკები ძალიან სწრაფად მოძრაობენ. მზის გრავიტაცია მათ ვერ იკავებს და ისინი ტოვებენ ვარსკვლავს.

მზის აქტივობა იცვლება 11-წლიანი ციკლის განმავლობაში. ამავე დროს, რაოდენობა მზის ლაქებიიცვლება რადიაციის დონე და კოსმოსში გამოდევნილი მასალის მასა. და ეს ცვლილებები გავლენას ახდენს მზის ქარის თვისებებზე - მის მაგნიტურ ველზე, სიჩქარეზე, ტემპერატურასა და სიმკვრივეზე. ამრიგად, მზის ქარს შეიძლება ჰქონდეს განსხვავებული მახასიათებლები. ისინი დამოკიდებულია იმაზე, თუ სად იყო მისი წყარო მზეზე. და ისინი ასევე დამოკიდებულია იმაზე, თუ რამდენად სწრაფად ბრუნავს ეს ტერიტორია.

მზის ქარის სიჩქარე უფრო მაღალია, ვიდრე კორონალური ხვრელების ნივთიერების მოძრაობის სიჩქარე. და აღწევს 800 კილომეტრს წამში. ეს ხვრელები ჩნდება მზის პოლუსებზე და მის დაბალ განედებში. ისინი იძენენ უდიდეს ზომებს იმ პერიოდებში, როდესაც მზეზე აქტივობა მინიმალურია. მზის ქარის მიერ გადატანილი ნივთიერების ტემპერატურამ შეიძლება მიაღწიოს 800000 C-ს.

ეკვატორის გარშემო მდებარე კორონალური ნაკადის სარტყელში, მზის ქარი უფრო ნელა მოძრაობს - დაახლოებით 300 კმ. წამში. დადგენილია, რომ ნელი მზის ქარის დროს მოძრავი მატერიის ტემპერატურა 1,6 მილიონ C-ს აღწევს.

მზე და მისი ატმოსფერო შედგება პლაზმისგან და დადებითად და უარყოფითად დამუხტული ნაწილაკების ნარევისგან. მათ აქვთ ძალიან მაღალი ტემპერატურა. მაშასადამე, მატერია მუდმივად ტოვებს მზეს, რომელსაც მზის ქარი ატარებს.

დედამიწის ზემოქმედება

როდესაც მზის ქარი მზეს ტოვებს, ის ატარებს დამუხტულ ნაწილაკებს და მაგნიტურ ველებს. ყველა მიმართულებით გამოსხივებული მზის ქარის ნაწილაკები მუდმივად მოქმედებს ჩვენს პლანეტაზე. ეს პროცესი საინტერესო ეფექტებს იძლევა.

თუ მზის ქარის მიერ გადატანილი მასალა პლანეტის ზედაპირს მიაღწევს, ეს სერიოზულ ზიანს მიაყენებს სიცოცხლის ნებისმიერ ფორმას, რომელიც არსებობს. მაშასადამე, დედამიწის მაგნიტური ველი ემსახურება როგორც ფარს, გადამისამართებს მზის ნაწილაკების ბილიკებს პლანეტის გარშემო. დამუხტული ნაწილაკები თითქოს მის გარეთ „მოედინება“. მზის ქარის ზემოქმედება ცვლის დედამიწის მაგნიტურ ველს ისე, რომ იგი დეფორმირებულია და იჭიმება ჩვენი პლანეტის ღამის მხარეს.

ზოგჯერ მზე გამოდევნის პლაზმის დიდ მოცულობას, რომელიც ცნობილია როგორც კორონალური მასის გამოდევნა (CMEs), ან მზის ქარიშხალი. ეს ხდება ყველაზე ხშირად მზის ციკლის აქტიურ პერიოდში, რომელიც ცნობილია როგორც მზის მაქსიმუმი. CME-ებს უფრო ძლიერი ეფექტი აქვთ ვიდრე სტანდარტული მზის ქარი.

მზის სისტემის ზოგიერთი სხეული, ისევე როგორც დედამიწა, დაცულია მაგნიტური ველით. მაგრამ ბევრ მათგანს არ აქვს ასეთი დაცვა. ჩვენი დედამიწის თანამგზავრს არ აქვს დაცვა მისი ზედაპირისთვის. აქედან გამომდინარე, ის განიცდის მზის ქარის მაქსიმალურ ეფექტს. მერკური, მზესთან ყველაზე ახლოს მდებარე პლანეტა, აქვს მაგნიტური ველი. ის იცავს პლანეტას ჩვეულებრივი სტანდარტული ქარისგან, თუმცა არ შეუძლია გაუძლოს უფრო მძლავრ აფეთქებებს, როგორიცაა CME.

როდესაც მზის ქარის მაღალი და დაბალი სიჩქარის დინება ურთიერთქმედებს ერთმანეთთან, ისინი ქმნიან მკვრივ რეგიონებს, რომლებიც ცნობილია როგორც მბრუნავი ურთიერთქმედების რეგიონები (CIR). სწორედ ეს უბნები იწვევენ გეომაგნიტურ შტორმებს, როდესაც ისინი დედამიწის ატმოსფეროს შეჯახებიან.

მზის ქარს და მის მიერ გადატანილ დამუხტულ ნაწილაკებს შეუძლიათ გავლენა მოახდინონ დედამიწის თანამგზავრებზე და გლობალური პოზიციონირების სისტემებზე (GPS). ძლიერმა აფეთქებებმა შეიძლება დააზიანოს თანამგზავრები ან გამოიწვიოს პოზიციის შეცდომები ათობით მეტრიანი GPS სიგნალების გამოყენებისას.

მზის ქარი აღწევს ყველა პლანეტას. NASA-ს New Horizons-ის მისიამ ის აღმოაჩინა მოგზაურობის დროს და.

მზის ქარის შესწავლა

მზის ქარის არსებობის შესახებ მეცნიერებმა 1950 წლიდან იცოდნენ. მაგრამ დედამიწაზე და ასტრონავტებზე მისი მასიური ზემოქმედების მიუხედავად, მეცნიერებმა ჯერ კიდევ არ იციან მისი მრავალი მახასიათებელი. ბოლო ათწლეულების განმავლობაში რამდენიმე კოსმოსური მისია ცდილობდა ამ საიდუმლოს ახსნას.

კოსმოსში გაშვებული 1990 წლის 6 ოქტომბერს ნასას ულისის მისიამ შეისწავლა მზე სხვადასხვა განედებზე. იგი ათ წელზე მეტი ხნის განმავლობაში ზომავს მზის ქარის სხვადასხვა თვისებებს.

Advanced Composition Explorer () მისიას ჰქონდა ორბიტა, რომელიც დაკავშირებულია დედამიწასა და მზეს შორის მდებარე ერთ-ერთ სპეციალურ წერტილთან. იგი ცნობილია როგორც ლაგრანგის წერტილი. ამ რეგიონში მზისა და დედამიწის გრავიტაციულ ძალებს აქვთ იგივე მნიშვნელობა. და ეს საშუალებას აძლევს თანამგზავრს ჰქონდეს სტაბილური ორბიტა. 1997 წელს დაწყებული ACE ექსპერიმენტი სწავლობს მზის ქარს და უზრუნველყოფს ნაწილაკების მუდმივი ნაკადის რეალურ დროში გაზომვას.

NASA-ს STEREO-A და STEREO-B კოსმოსური ხომალდები სწავლობენ მზის კიდეებს სხვადასხვა კუთხით, რათა დაინახონ, როგორ იბადება მზის ქარი. NASA-ს ცნობით, STEREO-მ უზრუნველყო „უნიკალური და რევოლუციური სახე დედამიწა-მზის სისტემაზე“.

ახალი მისიები

NASA გეგმავს ახალი მისიის გაშვებას მზის შესასწავლად. ის მეცნიერებს იმედს აძლევს, რომ კიდევ უფრო მეტი შეიტყონ მზის ბუნებისა და მზის ქარის შესახებ. ნასას პარკერის მზის ზონდი, რომელიც დაგეგმილია გაშვება ( წარმატებით ამოქმედდა 12.08.2018 – ნავიგატორი) 2018 წლის ზაფხულში იმუშავებს ისე, რომ სიტყვასიტყვით „მზეს შეეხოს“. ჩვენს ვარსკვლავთან ახლოს ორბიტაზე რამდენიმე წლის ფრენის შემდეგ, ზონდი პირველად ისტორიაში ჩავარდება მზის გვირგვინში. ეს გაკეთდება იმისათვის, რომ მიიღოთ ფანტასტიკური სურათებისა და გაზომვების კომბინაცია. ექსპერიმენტი გააუმჯობესებს ჩვენს გაგებას მზის გვირგვინის ბუნების შესახებ და გააუმჯობესებს ჩვენს გაგებას მზის ქარის წარმოშობისა და ევოლუციის შესახებ.

თუ შეცდომას იპოვით, გთხოვთ, მონიშნეთ ტექსტის ნაწილი და დააწკაპუნეთ Ctrl+Enter.

V.B. Baranov, ლომონოსოვის სახელობის მოსკოვის სახელმწიფო უნივერსიტეტი მ.ვ. ლომონოსოვი

სტატია ეხება მზის გვირგვინის ზებგერითი გაფართოების პრობლემას (მზის ქარი). გაანალიზებულია ოთხი ძირითადი პრობლემა: 1) მზის გვირგვინიდან პლაზმის გადინების მიზეზები; 2) არის თუ არა ასეთი გადინება ერთგვაროვანი; 3) მზის ქარის პარამეტრების ცვლილება მზიდან დაშორებით და 4) როგორ მიედინება მზის ქარი ვარსკვლავთშორის გარემოში.

შესავალი

თითქმის 40 წელი გავიდა მას შემდეგ, რაც ამერიკელმა ფიზიკოსმა ე. პარკერმა თეორიულად იწინასწარმეტყველა ფენომენი სახელწოდებით "მზის ქარი" და რომელიც რამდენიმე წლის შემდეგ ექსპერიმენტულად დაადასტურა საბჭოთა მეცნიერის კ. გრინგაუზის ჯგუფმა მთვარეზე დამონტაჟებული ინსტრუმენტების გამოყენებით. - 2" და "ლუნა-3". მზის ქარი არის სრულად იონიზებული წყალბადის პლაზმის ნაკადი, ანუ გაზი, რომელიც შედგება დაახლოებით იგივე სიმკვრივის ელექტრონებისა და პროტონებისგან (კვაზინეიტრალურობის მდგომარეობა), რომელიც მზიდან შორდება მაღალი ზებგერითი სიჩქარით. დედამიწის ორბიტაზე (მზიდან ერთი ასტრონომიული ერთეული (AU)), ამ ნაკადის სიჩქარე VE არის დაახლოებით 400-500 კმ/წმ, პროტონების (ან ელექტრონების) კონცენტრაცია ne = 10-20 ნაწილაკი კუბურ სანტიმეტრზე და მათი ტემპერატურა Te არის დაახლოებით 100000 K (ელექტრონის ტემპერატურა გარკვეულწილად მაღალია).

ელექტრონებისა და პროტონების გარდა, ალფა ნაწილაკები (რამდენიმე პროცენტის რიგის), მცირე რაოდენობით მძიმე ნაწილაკები და მაგნიტური ველი იქნა აღმოჩენილი პლანეტათაშორის სივრცეში, რომლის ინდუქციის საშუალო მნიშვნელობა აღმოჩნდა დედამიწის ორბიტა რამდენიმე გამის რიგისა (1

= 10-5 გ).

ცოტა ისტორია დაკავშირებულია მზის ქარის თეორიულ პროგნოზთან

თეორიული ასტროფიზიკის არც თუ ისე დიდი ხნის ისტორიის განმავლობაში ითვლებოდა, რომ ვარსკვლავების ყველა ატმოსფერო ჰიდროსტატიკურ წონასწორობაშია, ანუ ისეთ მდგომარეობაში, როდესაც ვარსკვლავის გრავიტაციული მიზიდულობის ძალა დაბალანსებულია წნევის გრადიენტთან დაკავშირებული ძალით. მის ატმოსფეროში (წნევის ცვლილებით ერთეულ მანძილზე r ცენტრიდან ვარსკვლავებიდან). მათემატიკურად, ეს წონასწორობა გამოიხატება როგორც ჩვეულებრივი დიფერენციალური განტოლება

(1)

სადაც G არის გრავიტაციული მუდმივი, M* არის ვარსკვლავის მასა, p არის ატმოსფერული აირის წნევა,

არის მისი მასის სიმკვრივე. თუ ატმოსფეროში ტემპერატურის განაწილება მოცემულია T, მაშინ წონასწორობის განტოლებიდან (1) და იდეალური აირის მდგომარეობის განტოლებიდან

(2)

სადაც R არის აირის მუდმივი, ადვილად მიიღება ეგრეთ წოდებული ბარომეტრიული ფორმულა, რომელსაც მუდმივი ტემპერატურის კონკრეტულ შემთხვევაში T ექნება ფორმა

(3)

ფორმულაში (3) p0 არის წნევა ვარსკვლავური ატმოსფეროს ბაზაზე (r = r0-ზე). ამ ფორმულიდან ჩანს, რომ რ

, ანუ ვარსკვლავიდან ძალიან დიდ მანძილზე, წნევა p მიისწრაფვის სასრულ ზღვრამდე, რაც დამოკიდებულია წნევის p0 მნიშვნელობაზე.

ვინაიდან ითვლებოდა, რომ მზის ატმოსფერო, ისევე როგორც სხვა ვარსკვლავების ატმოსფერო, იმყოფება ჰიდროსტატიკური წონასწორობის მდგომარეობაში, მისი მდგომარეობა განისაზღვრა ფორმულების მსგავსი ფორმულებით (1), (2), (3). ტემპერატურის მკვეთრი მატების უჩვეულო და ჯერ კიდევ ბოლომდე გაუგებარი ფენომენის გათვალისწინებით მზის ზედაპირზე დაახლოებით 10000 გრადუსიდან მზის გვირგვინის 1000000 გრადუსამდე, ჩეპმენმა (იხ., მაგალითად) შეიმუშავა სტატიკური მზის გვირგვინის თეორია. , რომელიც შეუფერხებლად უნდა გადასულიყო ვარსკვლავთშორის გარემოში, მიმდებარედ მზის სისტემა.

თუმცა, თავის პიონერულ ნაშრომში პარკერმა შენიშნა, რომ წნევა უსასრულობაში, მიღებული ფორმულიდან, როგორიცაა (3) სტატიკური მზის გვირგვინისთვის, აღმოჩნდება, რომ თითქმის სიდიდის ბრძანებით აღემატება წნევის მნიშვნელობას, რომელიც შეფასებულია ვარსკვლავთშორისი გაზისთვის. დაკვირვებები. ამ შეუსაბამობის აღმოსაფხვრელად, პარკერმა თქვა, რომ მზის გვირგვინი არ არის სტატიკური წონასწორობაში, მაგრამ მუდმივად ფართოვდება მზის გარშემო არსებულ პლანეტათაშორის გარემოში. ამავდროულად, წონასწორობის განტოლების ნაცვლად (1), მან შესთავაზა გამოიყენოს ფორმის მოძრაობის ჰიდროდინამიკური განტოლება.

(4)

სადაც მზესთან დაკავშირებულ კოორდინატულ სისტემაში მნიშვნელობა V არის პლაზმის რადიალური სიჩქარე. ქვეშ

ეხება მზის მასას.

მოცემული ტემპერატურის განაწილებისთვის Т, განტოლებათა სისტემას (2) და (4) აქვს ნახ. 1. ამ ფიგურაში a აღნიშნავს ბგერის სიჩქარეს, ხოლო r* არის მანძილი საწყისიდან, რომლის დროსაც გაზის სიჩქარე უდრის ხმის სიჩქარეს (V = a). ცხადია, მხოლოდ მრუდები 1 და 2 ნახ. 1-ს აქვს მზიდან გაზის გადინების პრობლემის ფიზიკური მნიშვნელობა, რადგან მრუდი 3 და 4 აქვს არაუნიკალური სიჩქარე თითოეულ წერტილში, ხოლო მრუდი 5 და 6 შეესაბამება მზის ატმოსფეროში ძალიან მაღალ სიჩქარეებს, რაც ტელესკოპებში არ შეინიშნება. . პარკერმა გააანალიზა პირობები, რომლებშიც ხდება 1-ის მრუდის შესაბამისი ხსნარი ბუნებაში. მან აჩვენა, რომ ასეთი ხსნარიდან მიღებული წნევის შესატყვისად ვარსკვლავთშორის გარემოში არსებულ წნევას, ყველაზე რეალური შემთხვევაა გაზის გადასვლა ქვებგერითი ნაკადი (რ< r*) к сверхзвуковому (при r >r*) და ამ დენს მზის ქარი უწოდა. თუმცა, ეს მტკიცება სადავო იყო ჩემბერლენის ნაშრომში, რომელმაც მიიჩნია ყველაზე რეალისტური გამოსავალი, რომელიც შეესაბამება 2 მრუდს, რომელიც ყველგან აღწერს ქვებგერით „მზის ნიავს“. ამავდროულად, პირველი ექსპერიმენტები კოსმოსურ ხომალდზე (იხ., მაგალითად,), რომელმაც აღმოაჩინა ზებგერითი გაზის ნაკადები მზიდან, ჩემბერლენს, ლიტერატურის მიხედვით, არ ჩანდა საკმარისად საიმედო.

ბრინჯი. 1. გაზის დინამიკის ერთგანზომილებიანი განტოლებების შესაძლო ამონახსნები მზის ზედაპირიდან გაზის დინების V სიჩქარისთვის გრავიტაციული ძალის არსებობისას. მრუდი 1 შეესაბამება მზის ქარის ხსნარს. აქ a არის ბგერის სიჩქარე, r არის მანძილი მზიდან, r* არის მანძილი, რომლის დროსაც გაზის სიჩქარე უდრის ბგერის სიჩქარეს, არის მზის რადიუსი.

გარე სივრცეში ექსპერიმენტების ისტორიამ ბრწყინვალედ დაამტკიცა პარკერის იდეების სისწორე მზის ქარის შესახებ. მზის ქარის თეორიის შესახებ დეტალური მასალა შეგიძლიათ იხილოთ, მაგალითად, მონოგრაფიაში.

იდეები მზის გვირგვინიდან პლაზმის ერთგვაროვანი გადინების შესახებ

გაზის დინამიკის ერთგანზომილებიანი განტოლებებიდან შეიძლება მივიღოთ ცნობილი შედეგი: სხეულის ძალების არარსებობის შემთხვევაში, წერტილოვანი წყაროდან გაზის სფერული სიმეტრიული ნაკადი ყველგან შეიძლება იყოს ქვებგერითი ან ზებგერითი. გრავიტაციული ძალის არსებობა (მარჯვენა მხარე) განტოლებაში (4) იწვევს ისეთი ამონახსნების გამოჩენას, როგორიცაა მრუდი 1 ნახ. 1, ანუ ხმის სიჩქარეზე გადასვლასთან ერთად. მოდით გავატაროთ ანალოგი კლასიკურ ნაკადთან Laval საქშენში, რომელიც არის ყველა ზებგერითი რეაქტიული ძრავის საფუძველი. სქემატურად, ეს ნაკადი ნაჩვენებია ნახ. 2.

ბრინჯი. ნახ. 2. დინების სქემა Laval საქშენში: 1 - ავზი, რომელსაც ეწოდება მიმღები, რომელშიც ძალიან ცხელი ჰაერი მიეწოდება დაბალი სიჩქარით, 2 - არხის გეომეტრიული შეკუმშვის ფართობი აჩქარების მიზნით. ქვებგერითი გაზის ნაკადი, 3 - არხის გეომეტრიული გაფართოების არეალი ზებგერითი დინების დაჩქარების მიზნით.

ავზი 1, რომელსაც ეწოდება მიმღები, მიეწოდება გაზს, რომელიც თბება ძალიან მაღალ ტემპერატურაზე ძალიან დაბალი სიჩქარით (გაზის შიდა ენერგია ბევრად აღემატება მის მიმართული მოძრაობის კინეტიკური ენერგიას). არხის გეომეტრიული შეკუმშვის საშუალებით გაზი აჩქარდება მე-2 რეგიონში (ქვებგერითი ნაკადი), სანამ მისი სიჩქარე არ მიაღწევს ხმის სიჩქარეს. მისი შემდგომი აჩქარებისთვის აუცილებელია არხის გაფართოება (ზებგერითი დინების 3 რეგიონი). მთელ ნაკადის რეგიონში გაზი აჩქარებულია მისი ადიაბატური (თბომომარაგების გარეშე) გაგრილების გამო (ქაოტური მოძრაობის შიდა ენერგია გარდაიქმნება მიმართული მოძრაობის ენერგიად).

მზის ქარის ფორმირების განხილულ პრობლემაში მიმღების როლს ასრულებს მზის გვირგვინი, ხოლო ლავალის საქშენის კედლების როლს ასრულებს მზის მიზიდულობის გრავიტაციული ძალა. პარკერის თეორიის მიხედვით, ხმის სიჩქარით გადასვლა უნდა მოხდეს სადღაც მზის რამდენიმე რადიუსის მანძილზე. თუმცა, თეორიაში მიღებული ხსნარების ანალიზმა აჩვენა, რომ მზის გვირგვინის ტემპერატურა არ არის საკმარისი იმისათვის, რომ მისი აირი ზებგერითი სიჩქარით აჩქარდეს, როგორც ეს ლავალის საქშენების თეორიაშია. უნდა არსებობდეს ენერგიის დამატებითი წყარო. ასეთ წყაროდ ამჟამად მიჩნეულია ტალღური მოძრაობების გაფანტვა, რომელიც ყოველთვის არის მზის ქარში (ზოგჯერ მათ პლაზმურ ტურბულენტობას უწოდებენ), საშუალო ნაკადზე ზედმეტად და თავად ნაკადი აღარ არის ადიაბატური. ასეთი პროცესების რაოდენობრივი ანალიზი ჯერ კიდევ საჭიროებს შემდგომ კვლევას.

საინტერესოა, რომ მიწისზე დაფუძნებული ტელესკოპები მზის ზედაპირზე მაგნიტურ ველებს აღმოაჩენენ. მათი მაგნიტური ინდუქციის B საშუალო მნიშვნელობა შეფასებულია 1 გ-ად, თუმცა ცალკეულ ფოტოსფერულ წარმონაქმნებში, მაგალითად, მზის ლაქებში, მაგნიტური ველი შეიძლება იყოს უფრო დიდი მასშტაბებით. ვინაიდან პლაზმა ელექტროენერგიის კარგი გამტარია, ბუნებრივია, რომ მზის მაგნიტური ველები ურთიერთქმედებენ მის ნაკადებთან მზიდან. ამ შემთხვევაში, წმინდა გაზის დინამიური თეორია იძლევა განსახილველი ფენომენის არასრულ აღწერას. მაგნიტური ველის გავლენა მზის ქარის ნაკადზე შეიძლება ჩაითვალოს მხოლოდ იმ მეცნიერების ფარგლებში, რომელსაც ეწოდება მაგნიტოჰიდროდინამიკა. რა შედეგები მოჰყვება ასეთ მოსაზრებებს? ამ მიმართულებით პიონერული სამუშაოების მიხედვით (იხ. აგრეთვე), მაგნიტური ველი იწვევს მზის ქარის პლაზმაში ელექტრული დენების წარმოქმნას j, რაც, თავის მხრივ, იწვევს პონდერომოძრავი ძალის გამოჩენას j x B, რომელიც მიმართულია. რადიალური მიმართულების პერპენდიკულარული მიმართულებით. შედეგად, მზის ქარს აქვს ტანგენციალური სიჩქარის კომპონენტი. ეს კომპონენტი თითქმის ორი რიგით ნაკლებია რადიალურზე, მაგრამ ის მნიშვნელოვან როლს ასრულებს მზიდან კუთხური იმპულსის მოცილებაში. ვარაუდობენ, რომ ამ უკანასკნელმა გარემოებამ შეიძლება მნიშვნელოვანი როლი ითამაშოს არა მხოლოდ მზის, არამედ სხვა ვარსკვლავების ევოლუციაში, რომლებშიც აღმოჩენილია „ვარსკვლავური ქარი“. კერძოდ, გვიანი სპექტრული ტიპის ვარსკვლავების კუთხური სიჩქარის მკვეთრი კლების ასახსნელად, ხშირად გამოიყენება ბრუნვის იმპულსის გადაცემის ჰიპოთეზა მათ გარშემო წარმოქმნილ პლანეტებზე. მზის კუთხური იმპულსის დაკარგვის განხილული მექანიზმი მისგან პლაზმის გადინებით ხსნის ამ ჰიპოთეზის გადახედვის შესაძლებლობას.

მზის პლაზმის მუდმივი რადიალური ნაკადი. გვირგვინები პლანეტათაშორის წარმოებაში. მზის ნაწლავებიდან მომდინარე ენერგიის ნაკადი ათბობს კორონის პლაზმას 1,5-2 მილიონ კ.პოსტამდე. გათბობა არ არის დაბალანსებული რადიაციის გამო ენერგიის დაკარგვით, ვინაიდან კორონა მცირეა. ჭარბი ენერგია ნიშნავს. ხარისხი გაატაროს h-tsy S. საუკუნე. (=1027-1029 ერგ/წმ). ამრიგად, გვირგვინი არ არის ჰიდროსტატიკური. წონასწორობა, ის მუდმივად ფართოვდება. ს-ის კომპოზიციის მიხედვით. არ განსხვავდება გვირგვინის პლაზმისგან (ს. საუკუნე შეიცავს უმთავრესად არრ. პროტონებს, ელექტრონებს, ჰელიუმის რამდენიმე ბირთვს, ჟანგბადის იონებს, სილიციუმს, გოგირდს და რკინას). გვირგვინის ფუძეზე (მზის ფოტოსფეროდან 10000 კმ) h-tsy-ს აქვს რადიალური რიგი ასობით მ/წმ, რამდენიმე მანძილზე. მზის რადიუსები, ის აღწევს ბგერის სიჩქარეს პლაზმაში (100 -150 კმ/წმ), დედამიწის ორბიტასთან ახლოს, პროტონების სიჩქარე 300-750 კმ/წმ და მათი სივრცე. - რამდენიმედან ჰ-ც რამდენიმემდე ათობით წილადი 1 სმ3-ში. პლანეტათაშორისი სივრცის დახმარებით. სადგურებზე აღმოჩნდა, რომ სატურნის ორბიტამდე ნაკადის სიმკვრივე h-c ს.ს. მცირდება კანონის მიხედვით (r0/r)2, სადაც r არის მანძილი მზიდან, r0 არის საწყისი დონე. ს.ვ. თან ატარებს მზეთა ძალის ხაზების მარყუჟებს. მაგნი. მინდვრები, ჭვავის ფორმებს შორის პლანეტათა მაგნი. . რადიალური კომბინაცია ch-c მოძრაობების.ვ. მზის ბრუნვით ამ ხაზებს სპირალების ფორმას აძლევს. მაგნიტის ფართომასშტაბიანი სტრუქტურა. მზის სიახლოვეს ველს აქვს სექტორების ფორმა, რომლებშიც ველი მიმართულია მზისგან ან მისკენ. SV-ს მიერ დაკავებული ღრუს ზომა ზუსტად არ არის ცნობილი (მისი რადიუსი, როგორც ჩანს, არანაკლებ 100 AU). ამ ღრუს საზღვრებში დინამიკა. ს.ვ. უნდა იყოს დაბალანსებული ვარსკვლავთშორისი გაზის წნევით, გალაქტიკა. მაგნი. ველები და გალაქტიკა სივრცე სხივები. დედამიწის მიდამოებში c-c დინების შეჯახება S. v. გეომაგნიტურით ველი წარმოქმნის სტაციონარულ დარტყმის ტალღას დედამიწის მაგნიტოსფეროს წინ (მზის მხრიდან, სურ.).

ს.ვ. თითქოს ის მიედინება მაგნიტოსფეროს გარშემო, ზღუდავს მის გავრცელებას პრ-ვეში. ინტენსივობის ცვლილებები S. საუკუნის ასოცირებული მზის ანთებასთან, იავ. მთავარი გეომაგნიტური დარღვევების მიზეზი. ველები და მაგნიტოსფეროები (მაგნიტური ქარიშხალი).

Over Sun აგებს ს.-თან ერთად. \u003d 2X10-14 მისი მასის მსუნის ნაწილი. ბუნებრივია ვივარაუდოთ, რომ წყლის გადინება, ისევე როგორც S. V., არსებობს სხვა ვარსკვლავებშიც (""). განსაკუთრებით ინტენსიური უნდა იყოს მასიური ვარსკვლავებისთვის (მასით = რამდენიმე ათეული მსოლნი) და ზედაპირის მაღალი ტემპერატურის (= 30-50 ათასი K) და გაფართოებული ატმოსფეროს მქონე ვარსკვლავებისთვის (წითელი გიგანტები), რადგან პირველ შემთხვევაში , მაღალგანვითარებული ვარსკვლავური კორონის ნაწილებს აქვთ საკმარისად მაღალი ენერგია ვარსკვლავის მიზიდულობის დასაძლევად, ხოლო მეორეში მათ აქვთ დაბალი პარაბოლური. სიჩქარე (გაქცევის სიჩქარე; (იხ. SPACE SPEEDS)). ნიშნავს. ვარსკვლავური ქარის მასის დანაკარგებმა (= 10-6 Msol/წ და მეტი) შეიძლება მნიშვნელოვნად იმოქმედოს ვარსკვლავების ევოლუციაზე. თავის მხრივ, ვარსკვლავური ქარი ქმნის ცხელი აირის „ბუშტუკებს“ ვარსკვლავთშორის გარემოში - რენტგენის სხივების წყაროებში. რადიაცია.

ფიზიკური ენციკლოპედიური ლექსიკონი. - მ.: საბჭოთა ენციკლოპედია. . 1983 .

SOLAR WIND - მზის წარმოშობის პლაზმის უწყვეტი ნაკადი პლანეტათაშორის სივრცეში. მაღალ ტემპერატურაზე, რომელიც არსებობს მზის გვირგვინში (1,5 * 10 9 K), ზემოდან მყოფი ფენების წნევა ვერ აბალანსებს კორონის ნივთიერების გაზის წნევას და გვირგვინი ფართოვდება.

პოსტის არსებობის პირველი მტკიცებულება. პლაზმური ნაკადი მზიდან მიღებული L. ბირმანი (L. Biermann) 1950-იან წლებში. კომეტების პლაზმურ კუდებზე მოქმედი ძალების ანალიზზე. 1957 წელს ჯ. პარკერმა (E. Parker) გვირგვინის ნივთიერების წონასწორობის პირობების ანალიზით აჩვენა, რომ გვირგვინი არ შეიძლება იყოს ჰიდროსტატიკურ პირობებში. ოთხ ს.-ს მახასიათებლები მოცემულია ცხრილში. 1. ნაკადები ს. შეიძლება დაიყოს ორ კლასად: ნელი - 300 კმ/წმ სიჩქარით და სწრაფი - 600-700 კმ/წმ სიჩქარით. სწრაფი ნაკადები მოდის მზის გვირგვინის რეგიონებიდან, სადაც სტრუქტურა მაგნიტურია. ველი რადიალურთან ახლოსაა. კორონალური ხვრელები. ნელი ნაკადები. in. ასოცირდება, როგორც ჩანს, გვირგვინის უბნებთან, რომლებშიც არის საშუალება ჩანართი ერთი. - მზის ქარის საშუალო მახასიათებლები დედამიწის ორბიტაზე

სიჩქარე
პროტონის კონცენტრაცია
პროტონის ტემპერატურა
ელექტრონის ტემპერატურა
მაგნიტური ველის სიძლიერე
პითონის ნაკადის სიმკვრივე ....	2.4*10 8 სმ -2 *c -1
კინეტიკური ენერგიის ნაკადის სიმკვრივე	0.3 ერგ*სმ -2 *ს -1

ჩანართი 2.- მზის ქარის შედარებითი ქიმიური შემადგენლობა

	შედარებითი შინაარსი

	შედარებითი შინაარსი

გარდა მთავარი ს-ის საუკუნის კომპონენტები - პროტონები და ელექტრონები, მის შემადგენლობაში ასევე გვხვდება - ნაწილაკები, იონიზაციის გაზომვები. იონების ტემპერატურა ს.ს. შესაძლებელს ხდის მზის გვირგვინის ელექტრონის ტემპერატურის განსაზღვრას.

ს საუკუნეში. შეინიშნება განსხვავებები. ტალღების ტიპები: ლანგმუირი, სასტვენები, იონ-ბგერა, პლაზმური ტალღები). ალფვენის ტიპის ზოგიერთი ტალღა წარმოიქმნება მზეზე, ზოგი კი აღფრთოვანებულია პლანეტათაშორის გარემოში. ტალღების წარმოქმნა არბილებს ნაწილაკების განაწილების ფუნქციის გადახრებს მაქსველისგან და მაგნიტურის ზემოქმედებასთან ერთად. ველი პლაზმაზე მივყავართ იმ ფაქტს, რომ ს. იქცევა როგორც კონტინიუმი. ალფვენის ტიპის ტალღები დიდ როლს თამაშობენ C-ის მცირე კომპონენტების აჩქარებაში.

ბრინჯი. 1. მასიური მზის ქარი. ჰორიზონტალურ ღერძზე - ნაწილაკების მასის შეფარდება მის მუხტთან, ვერტიკალურზე - მოწყობილობის ენერგეტიკულ ფანჯარაში რეგისტრირებული ნაწილაკების რაოდენობა 10 წმ. რიცხვები "+" ნიშნით მიუთითებს იონის მუხტზე.

ს-ის ნაკადი შევიდა. არის ზებგერითი ამ ტიპის ტალღების სიჩქარესთან მიმართებაში, ჭვავის ჭვავი უზრუნველყოფს ეფექტს. ენერგიის გადაცემა ს.ს. (ალვენოვი, ხმა). ალვენოვსკოე და ხმა მახის ნომერი C. in. 7. როდესაც მიედინება ს. დაბრკოლებები, რომლებსაც შეუძლიათ მისი ეფექტურად გადახვევა (მერკური, დედამიწის, იუპიტერის, სატურნის მაგნიტური ველები ან ვენერას და, როგორც ჩანს, მარსის გამტარი იონოსფეროები), იქმნება გამავალი მშვილდის დარტყმის ტალღა. ტალღები, რაც საშუალებას აძლევს მას მიედინება დაბრკოლების გარშემო. ამავე დროს ს. იქმნება ღრუ - მაგნიტოსფერო (საკუთარი ან ინდუცირებული), გროვის ფორმა და ზომა განისაზღვრება მაგნიტური წნევის ბალანსით. პლანეტის ველი და პლაზმური ნაკადის წნევა (იხ. ნახ. დედამიწის მაგნიტოსფერო, პლანეტების მაგნიტოსფერო).ურთიერთქმედების შემთხვევაში ს. არაგამტარ სხეულთან (მაგ. მთვარე) დარტყმითი ტალღა არ ხდება. პლაზმური ნაკადი შეიწოვება ზედაპირის მიერ და სხეულის უკან წარმოიქმნება ღრუ, რომელიც თანდათან ივსება C პლაზმით. in.

კორონას პლაზმური გადინების სტაციონარულ პროცესს თან ახლავს არასტაციონარული პროცესები, რომლებიც დაკავშირებულია ანათებს მზეზე.ძლიერი ეპიდემიების დროს მატერია ქვემოდან გამოიდევნება. კორონის რეგიონები პლანეტათაშორის გარემოში. მაგნიტური ვარიაციები).

ბრინჯი. 2. პლანეტათაშორისი დარტყმითი ტალღის გავრცელება და მზის ამოფრქვევიდან ამოფრქვევა. ისრები აჩვენებს მზის ქარის პლაზმის მოძრაობის მიმართულებას,

ბრინჯი. 3. გვირგვინის გაფართოების განტოლების ამონახსნების სახეები. სიჩქარე და მანძილი ნორმალიზებულია კრიტიკულ სიჩქარეზე vc და კრიტიკული მანძილი Rc. გამოსავალი 2 შეესაბამება მზის ქარს.

მზის გვირგვინის გაფართოება აღწერილია მასის კონსერვაციის ურ-ციების სისტემით, v k) ზოგიერთ კრიტიკულზე. მანძილი R-მდე და შემდგომი გაფართოება ზებგერითი სიჩქარით. ეს ხსნარი იძლევა უსასრულობის დროს წნევის უმცირეს მნიშვნელობას, რაც შესაძლებელს ხდის მის შედარებას ვარსკვლავთშორისი გარემოს დაბალ წნევასთან. ამ ტიპის კურსს იუ პარკერმა უწოდა ს. , სადაც m არის პროტონის მასა, არის ადიაბატური ინდექსი, არის მზის მასა. ნახ. 4 გვიჩვენებს გაფართოების სიჩქარის ცვლილებას ჰელიოცენტრულთან. თბოგამტარობა, სიბლანტე,

ბრინჯი. 4. მზის ქარის სიჩქარის პროფილები იზოთერმული კორონის მოდელისთვის კორონალური ტემპერატურის სხვადასხვა მნიშვნელობებზე.

ს.ვ. უზრუნველყოფს ძირითად კორონას თერმული ენერგიის გადინება, ქრომოსფეროში სითბოს გადაცემის გამო, ელ.-მაგ. კორონები და ელექტრონული თბოგამტარობა pp. in. არასაკმარისი კორონას თერმული ბალანსის დასამყარებლად. ელექტრონული თბოგამტარობა უზრუნველყოფს S. in-ის ტემპერატურის ნელ კლებას. მანძილით. მზის სიკაშკაშე.

ს.ვ. ატარებს კორონალურ მაგნიტურ ველს პლანეტათაშორის გარემოში. ველი. ამ ველის ძალის ხაზები, რომლებიც გაყინულია პლაზმაში, ქმნიან პლანეტათაშორის მაგნიტურ ველს. ველი (MMP).მიუხედავად იმისა, რომ IMF-ის ინტენსივობა მცირეა და მისი ენერგეტიკული სიმკვრივე არის კინეტიკური სიმკვრივის დაახლოებით 1%. ენერგია S.v., ის მნიშვნელოვან როლს ასრულებს S-ის თერმოდინამიკაში. in. ხოლო ს-ის ურთიერთქმედების დინამიკაში. მზის სისტემის სხეულებთან, აგრეთვე ს-ის ნაკადებთან. მათ შორის. ს-ის გაფართოების კომბინაცია. მზის ბრუნვით მივყავართ იმ ფაქტს, რომ მაგნი. S. საუკუნეში გაყინულ ძალის ხაზებს აქვთ ფორმა, B R და მაგნიტურის აზიმუტის კომპონენტები. ველები განსხვავებულად იცვლება ეკლიპტიკის სიბრტყესთან დაშორებით:

სადაც - ანგ. მზის ბრუნვის სიჩქარე და -სიჩქარის რადიალური კომპონენტი გ., ინდექსი 0 შეესაბამება საწყის დონეს. დედამიწის ორბიტის მანძილზე, კუთხე მაგნიტის მიმართულებას შორის. მინდვრები და რდაახლოებით 45 °. დიდი L მაგნი.

ბრინჯი. 5. პლანეტათაშორისი მაგნიტური ველის ველის ხაზის ფორმა - მზის ბრუნვის კუთხური სიჩქარე და - პლაზმის სიჩქარის რადიალური კომპონენტი, R - ჰელიოცენტრული მანძილი.

S. v., წარმოქმნილი მზის რაიონებზე დეკომპ. მაგნიტური ორიენტაცია. ველები, სიჩქარე, ტემპ-პა, ნაწილაკების კონცენტრაცია და სხვ.) ასევე შდრ. რეგულარულად იცვლება თითოეული სექტორის კვეთა, რაც დაკავშირებულია სექტორში სწრაფი S. ნაკადის არსებობასთან. სექტორების საზღვრები, როგორც წესი, განლაგებულია ს. ყველაზე ხშირად, 2 ან 4 სექტორი შეინიშნება, რომლებიც მზესთან ერთად ბრუნავს. ეს სტრუქტურა, რომელიც ყალიბდება ს. ფართომასშტაბიანი მაგნიტური გვირგვინის ველი, შეიძლება შეინიშნოს რამდენიმე. მზის რევოლუციები. საერთაშორისო სავალუტო ფონდის დარგობრივი სტრუქტურა არის პლანეტათაშორის გარემოში მიმდინარე ფურცლის (TS) არსებობის შედეგი, რომელიც ბრუნავს მზესთან ერთად. TS ქმნის მაგნიტურ ტალღას. ველებს - რადიალურ IMF-ს აქვს სხვადასხვა ნიშნები მანქანის სხვადასხვა მხარეს. ეს TS, რომელიც იწინასწარმეტყველა H. Alfven-მა, გადის მზის გვირგვინის იმ ნაწილებში, რომლებიც დაკავშირებულია მზის აქტიურ რეგიონებთან და გამოყოფს ამ რეგიონებს დეკომპოზიტისაგან. მზის მაგნიტის რადიალური კომპონენტის ნიშნები. ველები. TC მდებარეობს დაახლოებით მზის ეკვატორის სიბრტყეში და აქვს დაკეცილი სტრუქტურა. მზის ბრუნვა იწვევს CS ნაკეცების სპირალურად გადახვევას (სურ. 6). ეკლიპტიკის სიბრტყის მახლობლად ყოფნისას დამკვირვებელი აღმოჩნდება CS-ის ზემოთ ან ქვემოთ, რის გამოც ის ხვდება სექტორებში IMF რადიალური კომპონენტის სხვადასხვა ნიშნით.

მზესთან N. საუკუნეში. არსებობს შეჯახების გარეშე დარტყმის ტალღების გრძივი და გრძივი სიჩქარის გრადიენტები (ნახ. 7). ჯერ წარმოიქმნება დარტყმითი ტალღა, რომელიც ვრცელდება წინ სექტორების საზღვრიდან (პირდაპირი დარტყმითი ტალღა), შემდეგ კი წარმოიქმნება საპირისპირო დარტყმითი ტალღა, რომელიც ვრცელდება მზისკენ.

ბრინჯი. 6. ჰელიოსფერული დენის ფურცლის ფორმა. მისი გადაკვეთა ეკლიპტიკის სიბრტყესთან (მზის ეკვატორთან დახრილი ~ 7° კუთხით) იძლევა პლანეტათაშორისი მაგნიტური ველის დაკვირვებულ სექტორულ სტრუქტურას.

ბრინჯი. 7. პლანეტათაშორისი მაგნიტური ველის სექტორის სტრუქტურა. მოკლე ისრები გვიჩვენებს მზის ქარის მიმართულებას, ისრის ხაზები აჩვენებს მაგნიტური ველის ხაზებს, ტირე-წერტილოვანი ხაზი აჩვენებს სექტორის საზღვრებს (ფიგურის სიბრტყის გადაკვეთა მიმდინარე ფურცლთან).

ვინაიდან დარტყმითი ტალღის სიჩქარე SV-ის სიჩქარეზე ნაკლებია, ის ატარებს საპირისპირო დარტყმის ტალღას მზისგან დაშორებული მიმართულებით. დარტყმითი ტალღები სექტორის საზღვრებთან ფორმირდება ~1 AU დისტანციებზე. ე. და შეიძლება მიკვლეული იყოს რამდენიმე მანძილით. ა. ე) ეს დარტყმითი ტალღები, ისევე როგორც პლანეტათაშორისი დარტყმითი ტალღები მზის ანთებით და ცირპლანეტარული დარტყმითი ტალღებით, აჩქარებენ ნაწილაკებს და, შესაბამისად, ენერგიული ნაწილაკების წყაროა.

ს.ვ. ვრცელდება ~100 AU დისტანციებზე. ანუ, სადაც ვარსკვლავთშორისი გარემოს წნევა აბალანსებს დინამიკას. ს.-ს ზეწოლა ღრუში ამოღებული S. in. პლანეტათაშორისი გარემო). ExpandingS. in. მასში გაყინულ მაგნიტთან ერთად. ველი ხელს უშლის მზის სისტემის გალაქტიკაში შეღწევას. სივრცე დაბალი ენერგიების სხივები და იწვევს კოსმოსურ ვარიაციებს. მაღალი ენერგიის სხივები. S.V.-ს მსგავსი ფენომენი, რომელიც გვხვდება ზოგიერთ სხვა ვარსკვლავში (იხ. ვარსკვლავური ქარი).

ნათ.: Parker E. N., დინამიკა პლანეტათაშორის გარემოში, O. L. Vaisberg.

ფიზიკური ენციკლოპედია. 5 ტომად. - მ.: საბჭოთა ენციკლოპედია. მთავარი რედაქტორი A.M. პროხოროვი. 1988 .

ნახეთ, რა არის "SOLAR WIND" სხვა ლექსიკონებში:

SOLAR WIND, მზის გვირგვინის პლაზმის ნაკადი, რომელიც ავსებს მზის სისტემას მზიდან 100 ასტრონომიული ერთეულის მანძილზე, სადაც ვარსკვლავთშორისი საშუალო წნევა აბალანსებს ნაკადის დინამიურ წნევას. ძირითადი შემადგენლობა არის პროტონები, ელექტრონები, ბირთვები ... თანამედროვე ენციკლოპედია

მზის ქარი, დამუხტული ნაწილაკების (ძირითადად პროტონებისა და ელექტრონების) მუდმივი ნაკადი, რომელიც აჩქარებულია მზის კორონას მაღალი ტემპერატურით, საკმარისად დიდი სიჩქარით, რომ ნაწილაკებმა გადალახონ მზის გრავიტაცია. მზის ქარი გადახრის... სამეცნიერო და ტექნიკური ენციკლოპედიური ლექსიკონი