Күн желі дегеніміз не және ол қалай пайда болады? Күн желі дегеніміз не? Күн желінің астрономиясы.
1940 жылдардың аяғында американдық астроном С.Форбуш түсініксіз құбылысты ашты. Ғарыштық сәулелердің қарқындылығын өлшеу кезінде Форбуш оның күн белсенділігінің артуымен айтарлықтай төмендейтінін және магниттік дауылдар кезінде айтарлықтай күрт төмендейтінін байқады.
Бұл біртүрлі болып көрінді. Керісінше, керісінше күтуге болады. Өйткені, Күннің өзі ғарыштық сәулелердің жеткізушісі. Сондықтан, біздің күндізгі жарықтың белсенділігі неғұрлым жоғары болса, ол қоршаған кеңістікке соғұрлым көп бөлшектерді лақтыруы керек сияқты.
Күн белсенділігінің артуы жердің магнит өрісіне ғарыштық сәулелердің бөлшектерін бұрып жіберетіндей әсер етеді - оларды қабылдамайды деп болжауға болады. Жерге апаратын жол, әйтеуір, бітеліп қалды.
Түсіндіру қисынды болып көрінді. Бірақ, өкінішке орай, бұл көп ұзамай анық болған кезде, бұл жеткіліксіз болды. Физиктер жүргізген есептеулер физикалық жағдайлардың тек Жерге тікелей жақын жердегі өзгеруі шындықта байқалатындай үлкен әсер ете алмайтынын даусыз көрсетті. Әлбетте, ғарыштық сәулелердің күн жүйесіне енуіне кедергі болатын басқа да күштер болуы керек, сонымен қатар күн белсенділігінің артуына байланысты күшейетіндер де болуы керек.
Сол кезде жұмбақ әсердің кінәлілері Күннің бетінен шығып, Күн жүйесінің кеңістігіне еніп жатқан зарядталған бөлшектердің ағындары деген болжам пайда болды. Мұндай «күн желі» планетааралық ортаны тазартады, одан ғарыштық сәулелердің бөлшектерін «сыпырып алады».
Кометаларда байқалған құбылыстар да мұндай гипотезаны қолдады. Өздеріңіз білетіндей, комета құйрықтары әрқашан Күннен алыстайды. Бастапқыда бұл жағдай күн сәулелерінің жеңіл қысымымен байланысты болды. Алайда, ағымдағы ғасырдың ортасында тек жарық қысымының кометаларда болатын барлық құбылыстарды тудыруы мүмкін емес екендігі анықталды. Есептеулер кометалық құйрықтардың пайда болуы және байқалатын ауытқуы үшін тек фотондарға ғана емес, сонымен қатар заттардың бөлшектеріне де әсер ету қажет екенін көрсетті. Айтпақшы, мұндай бөлшектер кометалардың құйрықтарында пайда болатын иондық жарқылды қоздыра алады.
Шындығында, Күннің зарядталған бөлшектердің ағындарын - корпускулаларды лақтыратыны бұған дейін де белгілі болды. Дегенмен, мұндай ағындар эпизодтық деп есептелді. Астрономдар олардың пайда болуын алаулар мен дақтардың пайда болуымен байланыстырды. Бірақ кометаның құйрықтары әрқашан күн белсенділігінің жоғарылауы кезінде ғана емес, Күннен алыс бағытталады. Бұл күн жүйесінің кеңістігін толтыратын корпускулярлық сәулелену де үнемі болуы керек дегенді білдіреді. Ол күн белсенділігінің артуымен күшейеді, бірақ ол әрқашан бар.
Осылайша, Күнге жақын кеңістік күн желімен үздіксіз соғады. Бұл жел неден тұрады және қандай жағдайда пайда болады?
Күн атмосферасының ең сыртқы қабаты – «тәжмен» танысайық. Біздің күндізгі жарық атмосферасының бұл бөлігі әдеттен тыс сирек кездеседі. Тіпті Күнге жақын жерде оның тығыздығы жер атмосферасының тығыздығының жүз миллионнан бір бөлігін ғана құрайды. Бұл күн айналасының әрбір текше сантиметрінде бірнеше жүз миллион тәж бөлшектері бар дегенді білдіреді. Бірақ бөлшектердің жылдамдығымен анықталатын тәждің «кинетикалық температурасы» өте жоғары. Ол миллион градусқа жетеді. Демек, тәж газы толығымен иондалған және протондар, иондар қоспасы болып табылады әртүрлі элементтержәне бос электрондар.
Жақында күн желінің құрамында гелий иондарының бар екендігі туралы хабарлама пайда болды. Бұл жағдай зарядты шығару механизміне әсер етеді
күн бетіндегі бөлшектер. Егер күн желі тек электрондар мен протондардан тұрса, онда ол таза жылу процестерінің нәтижесінде пайда болды және қайнаған судың бетінде пайда болатын бу сияқты нәрсе деп болжауға болады. Дегенмен, гелий атомдарының ядролары протондардан төрт есе ауыр, сондықтан булану арқылы лақтырылуы екіталай. Сірә, күн желінің пайда болуы магниттік күштердің әрекетімен байланысты. Күннен ұшатын плазмалық бұлттар магнит өрістерін өздерімен бірге алып кетеді. Дәл осы өрістер әртүрлі массалары мен зарядтары бар бөлшектерді «бекітетін» «цемент» ретінде қызмет етеді.
Астрономдар жүргізген бақылаулар мен есептеулер Күннен алыстаған сайын тәждің тығыздығы біртіндеп төмендейтінін көрсетті. Бірақ Жер орбитасының аймағында ол әлі де нөлден айтарлықтай ерекшеленетіні белгілі болды. Күн жүйесінің бұл аймағында кеңістіктің әрбір текше сантиметрінде жүзден мыңға дейін тәж бөлшектері бар. Басқаша айтқанда, біздің планетамыз күн атмосферасының ішінде орналасқан және егер қаласаңыз, біз өзімізді тек Жер тұрғындары ғана емес, сонымен қатар Күн атмосферасының тұрғындары деп атауға құқылымыз.
Егер тәж Күннің жанында азды-көпті тұрақты болса, онда қашықтық ұлғайған сайын ол кеңістікке кеңейеді. Ал Күннен неғұрлым алыс болса, бұл кеңею жылдамдығы соғұрлым жоғары болады. Америкалық астроном Э.Паркердің есептеулері бойынша, қазірдің өзінде 10 миллион км қашықтықта корональды бөлшектер дыбыс жылдамдығынан асатын жылдамдықпен қозғалады. Ал Күннен алыстаған сайын және күн тарту күші әлсіреген сайын бұл жылдамдықтар бірнеше есе артады.
Осылайша, қорытынды күн тәжінің біздің планеталық жүйенің кеңістігінде соғатын күн желі екенін көрсетеді.
Бұл теориялық тұжырымдар ғарыш зымырандары мен жердің жасанды серіктеріне жүргізілген өлшеулер арқылы толық расталды. Күн желінің әрқашан бар болатыны және Жерге жақын жерде шамамен 400 км/сек жылдамдықпен «соғатыны» анықталды. Күн белсенділігінің артуымен бұл жылдамдық артады.
Күн желі қанша қашықтыққа соғады? Бұл сұрақ үлкен қызығушылық тудырады, дегенмен сәйкес эксперименттік мәліметтерді алу үшін ғарыш аппараттарымен күн жүйесінің сыртқы бөлігін зондтауды жүргізу қажет. Бұл орындалмайынша, теориялық ойлармен қанағаттану керек.
Алайда нақты жауап алу мүмкін емес. Бастапқы болжамдарға байланысты есептеулер әртүрлі нәтижелерге әкеледі. Бір жағдайда күн желінің Сатурн орбитасында әлсірейді, екіншісінде ол соңғы планета Плутонның орбитасынан өте үлкен қашықтықта әлі де бар екені белгілі болды. Бірақ бұл тек теориялық тұрғыдан күн желінің таралуының шекті шегі. Тек бақылаулар нақты шекараны көрсете алады.
Ең сенімдісі, біз жоғарыда атап өткеніміздей, ғарыш зондтарының деректері болар еді. Бірақ, негізінен, кейбір жанама бақылаулар да мүмкін. Атап айтқанда, күн белсенділігінің әрбір дәйекті төмендеуінен кейін жоғары энергиялы ғарыштық сәулелердің, яғни Күн жүйесіне сырттан түсетін сәулелердің қарқындылығының сәйкес өсуі шамамен алты айға кешігумен болатыны атап өтілді. Шамасы, күн желінің қуатының келесі өзгеруі оның таралу шегіне жетуі үшін дәл осы кезең қажет. Күн желінің орташа таралу жылдамдығы тәулігіне шамамен 2,5 астрономиялық бірлік (1 астрономиялық бірлік = 150 млн км – Жердің Күннен орташа қашықтығы) болғандықтан, бұл шамамен 40-45 астрономиялық бірлік қашықтықты береді. Басқаша айтқанда, күн желі Плутонның орбитасының айналасында бір жерде кебеді.
Күн атмосферасының жоғарғы қабатынан лақтырылатын бөлшектердің тұрақты ағыны бар. Біз айналамыздағы күн желінің дәлелдерін көреміз. Күшті геомагниттік дауыл Жердегі спутниктер мен электр жүйелеріне зақым келтіруі және әдемі полярлық сәулелерді тудыруы мүмкін. Оның ең жақсы дәлелі - күннің жанынан өтіп бара жатқан кометалардың ұзын құйрықтары.
Комета шаң бөлшектерін жел бұрып, Күннен алып кетеді, сондықтан комета құйрықтары әрқашан біздің күннен алысқа бағытталған.
Күн желі: шығу тегі, сипаттамасы
Ол Күн атмосферасының тәж деп аталатын жоғарғы қабаттарынан келеді. Бұл аймақта температура 1 миллион Кельвиннен асады, ал бөлшектердің энергия заряды 1 кВ-тан жоғары. Күн желінің екі түрі бар: баяу және жылдам. Бұл айырмашылықты кометалардан көруге болады. Егер сіз құйрықты жұлдыздың суретіне мұқият қарасаңыз, олардың көбінесе екі құйрығы бар екенін көресіз. Біреуі түзу, екіншісі көбірек қисық.
Жылдам күн желі
Ол 750 км/с жылдамдықпен жүреді және астрономдар оны корональды тесіктерден, магнит өрісі сызықтары Күннің бетін тесіп өтетін аймақтардан шыққан деп санайды.
баяу күн желі
Ол шамамен 400 км / с жылдамдыққа ие және біздің жұлдыздың экваторлық белдеуінен келеді. Радиация Жерге жылдамдығына байланысты бірнеше сағаттан 2-3 тәулікке дейін жетеді.
Баяу күн желі жылдамға қарағанда кеңірек және тығызырақ, ол үлкен, жарқын комета құйрығын жасайды.
Жердің магнит өрісі болмаса, ол біздің планетамыздағы тіршілікті жойып жіберер еді. Дегенмен, планетаның айналасындағы магнит өрісі бізді радиациядан қорғайды. Магнит өрісінің пішіні мен өлшемі желдің күші мен жылдамдығымен анықталады.
Ол Цельсий бойынша 1,1 миллион градусқа дейін жетеді. Сондықтан мұндай температура болған кезде бөлшектер өте жылдам қозғалады. Күннің тартылыс күші оларды ұстай алмайды және олар жұлдызды тастап кетеді.
Күннің белсенділігі 11 жылдық цикл ішінде өзгереді. Сонымен қатар, саны күн дақтары, радиация деңгейі мен ғарышқа шығарылатын материалдың массасы өзгереді. Және бұл өзгерістер күн желінің қасиеттеріне - оның магнит өрісіне, жылдамдығына, температурасына және тығыздығына әсер етеді. Сондықтан күн желінің әртүрлі сипаттамалары болуы мүмкін. Олар оның қайнар көзі Күнде болғанына байланысты. Және олар бұл аймақтың қаншалықты жылдам айналуына байланысты.
Күн желінің жылдамдығы тәж саңылаулары затының қозғалыс жылдамдығынан жоғары. Және секундына 800 шақырымға жетеді. Бұл тесіктер Күннің полюстерінде және оның төменгі ендіктерінде пайда болады. Олар Күндегі белсенділік аз болған кезеңде ең үлкен өлшемдерге ие болады. Күн желімен тасымалданатын заттардың температурасы 800 000 С дейін жетуі мүмкін.
Экватордың айналасында орналасқан тәждік ағынды белдеуде күн желі баяу қозғалады - шамамен 300 км. секундына. Баяу күн желінде қозғалатын заттардың температурасы 1,6 млн С-қа дейін жететіні анықталды.
Күн мен оның атмосферасы плазмадан және оң және теріс зарядталған бөлшектердің қоспасынан тұрады. Олар өте жоғары температураға ие. Сондықтан материя үнемі Күннен шығып, күн желімен алып кетеді.
Жердің әсері
Күн желі Күннен шыққан кезде зарядталған бөлшектер мен магнит өрістерін тасымалдайды. Барлық бағыттарда сәулеленетін күн желінің бөлшектері біздің планетамызға үнемі әсер етеді. Бұл процесс қызықты әсерлер береді.
Егер күн желімен тасымалданатын материал планетаның бетіне жетсе, ол өмір сүретін кез келген түрге айтарлықтай зиян келтіреді. Сондықтан Жердің магнит өрісі күн бөлшектерінің планетаның айналасындағы жолдарын қайта бағыттайтын қалқан қызметін атқарады. Зарядталған бөлшектер оның сыртында «ағып жатқандай». Күн желінің әсері Жердің магнит өрісін өзгертеді, ол біздің планетамыздың түн жағында деформацияланып, созылады.
Кейде Күн тәждік массалық лақтырулар (CMEs) немесе күн дауылдары деп аталатын үлкен көлемдегі плазманы шығарады. Бұл күн максимумы деп аталатын күн циклінің белсенді кезеңінде жиі орын алады. CME стандартты күн желіне қарағанда күштірек әсер етеді.
Күн жүйесінің кейбір денелері, мысалы, Жер, магнит өрісімен қорғалған. Бірақ олардың көпшілігінде мұндай қорғаныс жоқ. Біздің Жердің спутнигінде оның беті үшін ешқандай қорғаныс жоқ. Сондықтан ол күн желінің максималды әсерін сезінеді. Күнге ең жақын планета Меркурийдің магнит өрісі бар. Ол планетаны әдеттегі желден қорғайды, бірақ ол CME сияқты күшті алауларға төтеп бере алмайды.
Жоғары және төмен жылдамдықтағы күн желінің ағындары бір-бірімен әрекеттескенде, олар айналмалы әрекеттесу аймақтары (CIRs) деп аталатын тығыз аймақтарды жасайды. Дәл осы аймақтар жер атмосферасымен соқтығысқан кезде геомагниттік дауылдарды тудырады.
Күн желі және оның зарядталған бөлшектері Жердің спутниктеріне және ғаламдық позициялау жүйелеріне (GPS) әсер етуі мүмкін. Қуатты жарылыстар жерсеріктерді зақымдауы немесе ондаған метрлік GPS сигналдарын пайдаланған кезде позиция қателерін тудыруы мүмкін.
Күн желі барлық планеталарға жетеді. NASA New Horizons миссиясы оны және арасында саяхаттау кезінде тапты.
Күн желін зерттеу
Ғалымдар күн желінің бар екенін 1950 жылдардан бері біледі. Бірақ оның Жерге және астронавттарға үлкен әсер еткеніне қарамастан, ғалымдар оның көптеген сипаттамаларын әлі де білмейді. Соңғы онжылдықтардағы бірнеше ғарыштық миссиялар бұл құпияны түсіндіруге тырысты.
1990 жылы 6 қазанда ғарышқа ұшырылған NASA Ulysses миссиясы Күнді әртүрлі ендіктерде зерттеді. Ол он жылдан астам күн желінің әртүрлі қасиеттерін өлшеп келеді.
Advanced Composition Explorer () миссиясы Жер мен Күннің арасында орналасқан арнайы нүктелердің бірімен байланысты орбитаға ие болды. Ол Лагранж нүктесі ретінде белгілі. Бұл аймақта Күн мен Жерден келетін тартылыс күштері бірдей мәнге ие. Және бұл спутниктің тұрақты орбитаға ие болуына мүмкіндік береді. 1997 жылы іске қосылған ACE эксперименті күн желін зерттейді және бөлшектердің тұрақты ағынының нақты уақыт режимінде өлшеуін қамтамасыз етеді.
НАСА-ның STEREO-A және STEREO-B ғарыш аппараттары күн желінің қалай пайда болатынын көру үшін Күннің шеттерін әртүрлі бұрыштардан зерттеп жатыр. NASA мәліметтері бойынша, STEREO «Жер-Күн жүйесіне бірегей және революциялық көзқарасты» қамтамасыз етті.
Жаңа миссиялар
NASA Күнді зерттеуге арналған жаңа миссияны іске қосуды жоспарлап отыр. Бұл ғалымдарға Күннің табиғаты мен күн желі туралы көбірек білуге үміт береді. NASA-ның Parker Solar Probe ұшыру жоспарланған ( 12.08.2018 жылы сәтті іске қосылды – Навигатор) 2018 жылдың жазында сөзбе-сөз «Күнге қол тигізетіндей» жұмыс істейді. Біздің жұлдызға жақын орбитада бірнеше жыл ұшқаннан кейін зонд тарихта алғаш рет Күн тәжіне түседі. Бұл фантастикалық кескіндер мен өлшемдердің үйлесімін алу үшін жасалады. Эксперимент күн тәжінің табиғаты туралы түсінігімізді жақсартады және күн желінің шығу тегі мен эволюциясы туралы түсінігімізді жақсартады.
Қатені тапсаңыз, мәтін бөлігін бөлектеп, басыңыз Ctrl+Enter.
В.Б.Баранов, Ломоносов атындағы Мәскеу мемлекеттік университеті М.В. Ломоносов
Мақалада күн тәжінің дыбыстан жоғары кеңеюі (күн желі) мәселесі қарастырылады. Төрт негізгі мәселе талданады: 1) күн тәжінен плазманың шығу себептері; 2) мұндай ағып кету біртекті ме; 3) Күннен қашықтыққа байланысты күн желінің параметрлерінің өзгеруі және 4) күн желінің жұлдызаралық ортаға шығуы.
Кіріспе
Америка физигі Э.Паркер «Күн желі» деп аталатын құбылысты теориялық түрде болжағанына 40 жылдай уақыт өтті және оны бір-екі жылдан кейін кеңес ғалымы К.Грингауз тобы Лунаға орнатылған аспаптар арқылы тәжірибе жүзінде растады. - 2» және «Луна-3». Күн желі – толық иондалған сутегі плазмасының ағыны, яғни шамамен бірдей тығыздықтағы электрондар мен протондардан тұратын газ (квазибейтараптық жағдайы), ол Күннен жоғары дыбыстан жоғары жылдамдықпен алыстайды. Жер орбитасында (Күннен бір астрономиялық бірлік (AU)) бұл ағынның VE жылдамдығы шамамен 400-500 км/с, протондардың (немесе электрондардың) концентрациясы ne = 10-20 бөлшектер куб сантиметрге және олардың температурасы Te шамамен 100 000 К (электрон температурасы біршама жоғары).
Планетааралық кеңістікте электрондар мен протондардан басқа, альфа-бөлшектері (бірнеше пайыздық тәртіппен), ауырырақ бөлшектердің аз мөлшері және магнит өрісі анықталды, олардың орташа индукциясы Жер орбитасында болды. бірнеше гаммалардың реті (1
= 10-5 Гс).Күн желінің теориялық болжамына қатысты біраз тарих
Теориялық астрофизиканың соншалықты ұзақ емес тарихында жұлдыздардың барлық атмосферасы гидростатикалық тепе-теңдікте, яғни жұлдыздың тартылыс күші қысым градиентімен байланысты күшпен теңестірілген күйде болады деп есептелді. оның атмосферасында (орталық жұлдыздардан r бірлік қашықтыққа қысымның өзгеруімен). Математикалық тұрғыдан бұл тепе-теңдік кәдімгі дифференциалдық теңдеу ретінде өрнектеледі
| (1) |
Мұндағы G – гравитациялық тұрақты, M* – жұлдыздың массасы, p – атмосфералық газ қысымы,
оның массалық тығыздығы. Атмосферадағы температураның таралуы Т берілген болса, онда (1) тепе-теңдік теңдеуінен және идеал газдың күй теңдеуінен| (2) |
мұндағы R - газ тұрақтысы, барометрлік формула деп аталатын формула оңай алынады, ол тұрақты температураның нақты жағдайында T пішініне ие болады.
| (3) |
(3) формулада p0 – жұлдыз атмосферасының табанындағы қысым (r = r0 кезінде). Бұл формуладан r үшін екенін көруге болады
, яғни жұлдыздан өте үлкен қашықтықта р қысымы р0 қысымының мәніне байланысты шекті шекке ұмтылады.Күн атмосферасы басқа жұлдыздардың атмосферасы сияқты гидростатикалық тепе-теңдік күйінде болады деп есептелгендіктен, оның күйі (1), (2), (3) формулаларына ұқсас формулалар арқылы анықталды. Температураның Күн бетіндегі шамамен 10 000 градустан күн тәжіндегі 1 000 000 градусқа дейін күрт көтерілуінің ерекше және әлі толық түсінілмеген құбылысын ескере отырып, Чапман (мысалы, қараңыз) статикалық күн тәжінің теориясын жасады. , ол бірқалыпты жұлдызаралық ортаға өтуі керек еді , қоршаған күн жүйесі.
Дегенмен, өзінің алғашқы жұмысында Паркер статикалық күн тәжіне арналған (3) сияқты формуладан алынған шексіздіктегі қысымның жұлдызаралық газ үшін есептелген қысым мәнінен үлкен дәрежеде дерлік болатынын байқады. бақылаулар. Бұл сәйкессіздікті жою үшін Паркер күн тәжінің статикалық тепе-теңдік күйінде емес, Күнді қоршап тұрған планетааралық ортаға үздіксіз кеңеюін ұсынды. Бұл ретте (1) тепе-теңдік теңдеуінің орнына ол түрдегі қозғалыстың гидродинамикалық теңдеуін қолдануды ұсынды.
| (4) |
мұндағы Күнмен байланысты координаттар жүйесінде V мәні плазманың радиалды жылдамдығы болып табылады. астында
күннің массасын білдіреді.Берілген температураның Т таралуы үшін (2) және (4) теңдеулер жүйесінде суретте көрсетілген типтегі шешімдер бар. 1. Бұл суретте а дыбыс жылдамдығын білдіреді, ал r* газ жылдамдығы дыбыс жылдамдығына тең болатын бастапқы нүктеден қашықтығы (V = a). Әлбетте, тек 1 және 2-суреттегі қисықтар. 1 Күннен газдың шығу мәселесі үшін физикалық мағынаға ие, өйткені 3 және 4 қисықтардың әрбір нүктесінде бірегей емес жылдамдықтары бар, ал 5 және 6 қисықтары күн атмосферасындағы өте жоғары жылдамдықтарға сәйкес келеді, бұл телескоптарда байқалмайды. . Паркер 1-қисыққа сәйкес шешімнің табиғатта жүзеге асу жағдайларын талдады.Ол мұндай ерітіндіден алынатын қысымды жұлдыз аралық ортадағы қысыммен сәйкестендіру үшін ең шынайы жағдай газдың бір ортадан ауысуы екенін көрсетті. дыбыс асты ағыны (р< r*) к сверхзвуковому (при r >r*), бұл ағысты күн желі деп атады. Дегенмен, бұл мәлімдеме Чемберленнің жұмысында даулы болды, ол барлық жерде дыбыстан тыс «күн самалын» сипаттайтын 2 қисыққа сәйкес келетін ең шынайы шешімді қарастырды. Сонымен қатар, Күннен дыбыстан жоғары газ ағындарын ашқан ғарыш аппараттарында (мысалы, қараңыз) алғашқы эксперименттер, әдебиеттерге қарағанда, Чемберленге жеткілікті сенімді емес болып көрінді.
| Күріш. 1. Гравитациялық күш болған кезде Күннің бетінен шығатын газ ағынының V жылдамдығы үшін газ динамикасының бір өлшемді теңдеулерінің мүмкін шешімдері. 1-қисық күн желінің шешіміне сәйкес келеді. Мұндағы а – дыбыс жылдамдығы, r – Күннен қашықтығы, r* – газ жылдамдығы дыбыс жылдамдығына тең болатын қашықтық, Күннің радиусы. |
Ғарыш кеңістігіндегі тәжірибелер тарихы Паркердің күн желі туралы идеяларының дұрыстығын тамаша дәлелдеді. Күн желінің теориясы туралы егжей-тегжейлі материалды, мысалы, монографиядан табуға болады.
Күн тәжінен плазманың біркелкі шығуы туралы идеялар
Газ динамикасының бір өлшемді теңдеулерінен алуға болады белгілі нәтиже: дене күштері болмаған жағдайда, нүктелік көзден сфералық симметриялы газ ағыны барлық жерде дыбыстан төмен немесе дыбыстан жоғары болуы мүмкін. (4) теңдеудегі тартылыс күшінің (оң жақ) болуы 1-суреттегі қисық сияқты шешімдердің пайда болуына әкеледі. 1, яғни дыбыс жылдамдығы арқылы өтуімен. Барлық дыбыстан жоғары реактивті қозғалтқыштардың негізі болып табылатын Laval саптамасындағы классикалық ағынмен ұқсастықты салайық. Схемалық түрде бұл ағын суретте көрсетілген. 2.
| Күріш. 2-сурет. Лавал саптамасындағы ағынның схемасы: 1 - қабылдағыш деп аталатын резервуар, оған төмен жылдамдықпен өте ыстық ауа жіберіледі, 2 - арнаның геометриялық қысылу аймағы. дыбыстан тыс газ ағынын жеделдету, 3 - дыбыстан жоғары ағынды жеделдету үшін арнаның геометриялық кеңею аймағы. |
Қабылдағыш деп аталатын 1 резервуар өте төмен жылдамдықпен өте жоғары температураға дейін қыздырылған газбен қамтамасыз етіледі (газдың ішкі энергиясы оның бағытталған қозғалыстың кинетикалық энергиясынан әлдеқайда көп). Арнаны геометриялық сығымдау арқылы газ 2-аймақта (субсоникалық ағын) оның жылдамдығы дыбыс жылдамдығына жеткенше жеделдетіледі. Оны одан әрі жеделдету үшін арнаны кеңейту қажет (дыбыстан жоғары ағынның 3 аймағы). Бүкіл ағын аймағында газ оның адиабаттық (жылумен қамтамасыз етілмей) салқындауы есебінен жеделдетіледі (хаотикалық қозғалыстың ішкі энергиясы бағытталған қозғалыс энергиясына айналады).
Күн желінің пайда болуының қарастырылып отырған мәселесінде қабылдағыштың рөлін күн тәжі, ал Лавал саптамасының қабырғаларының рөлін күн тартылуының тартылыс күші атқарады. Паркер теориясына сәйкес, дыбыс жылдамдығы арқылы өту бірнеше күн радиусы қашықтықта бір жерде болуы керек. Дегенмен, теорияда алынған ерітінділерді талдау күн тәжінің температурасы оның газының Лаваль саптама теориясындағыдай дыбыстан жоғары жылдамдыққа жетуі үшін жеткіліксіз екенін көрсетті. Қосымша энергия көзі болуы керек. Мұндай көз қазіргі уақытта күн желінде әрқашан болатын толқын қозғалыстарының диссипациясы болып саналады (кейде оларды плазмалық турбуленттілік деп те атайды), орташа ағынмен қабаттасқан және ағынның өзі енді адиабаталық емес. Мұндай процестерді сандық талдау әлі де қосымша зерттеулерді қажет етеді.
Бір қызығы, жердегі телескоптар Күннің бетіндегі магнит өрістерін анықтайды. Олардың магниттік индукциясының B орташа мәні 1 Г-ге бағаланады, дегенмен жеке фотосфералық түзілімдерде, мысалы, күн дақтарында магнит өрісі одан да көп болуы мүмкін. Плазма электр тогын жақсы өткізетіндіктен, оның Күннен келетін ағындарымен күн магнит өрістерінің әрекеттесуі табиғи нәрсе. Бұл жағдайда таза газ-динамикалық теория қарастырылатын құбылыстың толық емес сипаттамасын береді. Магнит өрісінің күн желінің ағынына әсерін тек магнитогидродинамика деп аталатын ғылым шеңберінде ғана қарастыруға болады. Мұндай пікірлердің нәтижесі қандай? Осы бағыттағы пионерлік жұмыстарға сәйкес (сондай-ақ қараңыз), магнит өрісі күн желінің плазмасында j электр тогының пайда болуына әкеледі, бұл, өз кезегінде, бағытталған j x B подеромозды күштің пайда болуына әкеледі. радиалды бағытқа перпендикуляр бағытта. Нәтижесінде күн желінің тангенциалды жылдамдық құраушысы болады. Бұл компонент радиалдыдан екі рет дерлік кішірек, бірақ ол Күннен бұрыштық импульсті жоюда маңызды рөл атқарады. Соңғы жағдай Күннің ғана емес, сонымен бірге «жұлдыздық жел» ашылған басқа жұлдыздардың да эволюциясында маңызды рөл атқаруы мүмкін деп болжануда. Атап айтқанда, кеш спектрлік типтегі жұлдыздардың бұрыштық жылдамдығының күрт төмендеуін түсіндіру үшін олардың айналасында пайда болған планеталарға айналу импульсінің ауысуы туралы гипотеза жиі қолданылады. Күннің бұрыштық импульсінің одан плазманың шығуы арқылы жоғалуының қарастырылған механизмі бұл гипотезаны қайта қарау мүмкіндігін ашады.
Күн плазмасының тұрақты радиалды ағыны. планетааралық өндірістегі тәждер. Күннің ішектерінен келетін энергия ағыны тәждің плазмасын 1,5-2 миллион К. Постқа дейін қыздырады. жылыту радиацияның әсерінен энергияның жоғалуымен теңдестірілмейді, өйткені тәж кішкентай. Артық энергия дегеніміз. дәрежесін алып кету h-tsy S. ғасыр. (=1027-1029 эрг/с). Сондықтан тәж гидростатикалық емес. тепе-теңдік, ол үнемі кеңеюде. Құрамы бойынша С.ғ. тәждің плазмасынан айырмашылығы жоқ (С. ғасырда негізінен арр. протондар, электрондар, бірнеше гелий ядролары, оттегі иондары, кремний, күкірт, темір бар). Тәж түбінде (күн фотосферасынан 10 000 км) h-tsy бірнеше қашықтықта, жүздеген м/с радиалды ретке ие. күн радиустары, ол плазмадағы дыбыс жылдамдығына (100 -150 км/с) жетеді, Жер орбитасына жақын жерде, протондардың жылдамдығы 300-750 км/с және олардың кеңістігі. - бірнеше адамнан h-ts бірнешеге дейін 1 см3-де ондаған бөлшек. Планетааралық кеңістіктің көмегімен. станциялар Сатурн орбитасына дейін ағынының тығыздығы h-c S. ғасырда екені анықталды. (r0/r)2 заңы бойынша төмендейді, мұндағы r – Күннен қашықтығы, r0 – бастапқы деңгей. С. в. өзімен бірге күндердің күш сызықтарының ілмектерін алып жүреді. магн. өрістер, то-қара планетааралық магн түзеді. . радиалды комбинациясы ch-c қозғалыстарыС. в. Күннің айналуымен бұл сызықтар спираль пішінін береді. Магниттің ауқымды құрылымы. Күн маңындағы өріс секторлар түрінде болады, онда өріс Күннен алыс немесе оған қарай бағытталған. СВ алып жатқан қуыстың мөлшері нақты белгісіз (оның радиусы, шамасы, 100 AU кем емес). Бұл қуыстың шекарасында динамикалық. С. в. жұлдызаралық газдың, галактиканың қысымымен теңестірілуі керек. магн. өрістер мен галактика ғарыш сәулелер. Жерге жақын жерде c-c ағынының соқтығысуы S. v. геомагниттік өріс Жердің магнитосферасының алдында стационарлық соққы толқынын тудырады (Күн жағынан, сурет).
С. в. магнитосфераны айналып өтетіндей, оның пр-ведегі көлемін шектейді. Қарқындылығының өзгерістері S. ғасырда күн алауларымен байланысты, yavl. негізгі геомагниттік бұзылулардың себебі. өрістер мен магнитосфералар (магниттік дауылдар).
Over the Sun жоғалтады S. in. \u003d оның массасының 2X10-14 бөлігі Msun. С.В.-ға ұқсас судың шығуы басқа жұлдыздарда да бар деп болжауға болатын табиғи нәрсе («»). Ол әсіресе массивтік жұлдыздар үшін (массасы = бірнеше ондаған Мсолн) және бетінің температурасы жоғары (= 30-50 мың К) және атмосферасы ұзартылған жұлдыздар үшін (қызыл алыптар) әсіресе қарқынды болуы керек, өйткені бірінші жағдайда , жоғары дамыған жұлдыз тәжінің бөліктері жұлдыздың тартылуын жеңу үшін жеткілікті жоғары энергияға ие, ал екіншісінде оларда төмен параболалық болады. жылдамдық (қашу жылдамдығы; (ҒАРЫШ ЖЫЛДАМДЫҚТАРЫН қараңыз)). білдіреді. Жұлдыздық желмен (= 10-6 Мсол/жыл және одан да көп) массалық жоғалтулар жұлдыздардың эволюциясына айтарлықтай әсер етуі мүмкін. Өз кезегінде жұлдызды жел жұлдызаралық ортада – рентген сәулелерінің көздерінде ыстық газдың «көпіршіктерін» жасайды. радиация.
Физикалық энциклопедиялық сөздік. - М.: Совет энциклопедиясы. . 1983 .
КҮН СЕЛІ – Күннен шыққан плазманың, Күн) планетааралық кеңістікке үздіксіз ағуы. Күн тәжінде (1,5 * 10 9 К) болатын жоғары температурада үстіңгі қабаттардың қысымы тәж затының газ қысымын теңестіре алмайды және тәж кеңейеді.
Посттың бар екендігінің алғашқы дәлелі. Күннен алынған плазма ағыны Л. Бирман (Л. Биерман) 1950 ж. кометалардың плазмалық құйрықтарына әсер ететін күштерді талдау бойынша. 1957 жылы Дж.Паркер (Э.Паркер) тәж затының тепе-теңдік шарттарын талдай отырып, тәждің гидростатикалық жағдайда болуы мүмкін еместігін көрсетті. Сәр С.-ның ерекшеліктері кестеде берілген. 1. S. ағындары. екі класқа бөлуге болады: баяу – 300 км/с жылдамдықпен және жылдам – 600-700 км/с жылдамдықпен. Жылдам ағындар магниттік құрылымы бар күн тәжінің аймақтарынан келеді. өріс радиалдыға жақын. тәждік тесіктер. Баяу ағындар. жылы. байланысты, шамасы, тәждің аумақтарымен, онда құрал бар қойындысы. бір. - Жер орбитасындағы күн желінің орташа сипаттамалары
Жылдамдық | |
Протон концентрациясы | |
Протон температурасы | |
Электрон температурасы | |
Магнит өрісінің күші | |
Python ағынының тығыздығы.... | 2,4*10 8 см -2 *c -1 |
Кинетикалық энергия ағынының тығыздығы | 0,3 эрг*см -2 *с -1 |
қойындысы. 2.- Күн желінің салыстырмалы химиялық құрамы
Салыстырмалы мазмұн |
|
Салыстырмалы мазмұн |
|
Негізгіге қосымша С ғасырының құрамдас бөліктері - протондар мен электрондар, - бөлшектер де оның құрамында табылды.Иондану өлшемдері. иондардың температурасы С ғасыр. Күн тәжінің электрон температурасын анықтауға мүмкіндік береді.
С. ғасырда. айырмашылықтар байқалады. толқын түрлері: Ленгмюр, ысқырық, ионды-дыбыс, плазмалық толқындар). Альфвен типті толқындардың бір бөлігі Күнде пайда болады, ал кейбіреулері планетааралық ортада қозғалады. Толқындардың генерациясы бөлшектердің таралу функциясының Максвеллден ауытқуын және магниттік әсермен бірге тегістейді. плазмадағы өріс С.ғ. континуум сияқты әрекет етеді. Альфвен типті толқындар С шағын құрамдастарының үдеуінде үлкен рөл атқарады. 
Күріш. 1. Жаппай күн желі. Көлденең осьте – бөлшек массасының зарядына қатынасы, вертикальда – 10 с ішінде құрылғының энергетикалық терезесінде тіркелген бөлшектер саны. «+» таңбасы бар сандар ионның зарядын көрсетеді.
С. ағыны. толқындардың осы түрлерінің жылдамдығына қатысты дыбыстан жоғары болып табылады, to-rye эффективті қамтамасыз етеді. С ғасырдағы энергияның тасымалдануы. (Альвенов, дыбыс). Альвеновское және дыбыс Мах саны C.жылы. 7. S. айналасында ағып жатқанда. оны тиімді бұруға қабілетті кедергілер (Меркурийдің, Жердің, Юпитердің, Сатурнның магнит өрістері немесе Венераның және, шамасы, Марстың өткізгіш ионосфералары), шығатын садақ соққы толқыны қалыптасады. толқындар, бұл оның кедергіні айналып өтуіне мүмкіндік береді. Сонымен бірге С.ғ. қуыс пайда болады - магнитосфера (меншікті немесе индукциялық), үйірдің пішіні мен өлшемі магниттік қысымның тепе-теңдігімен анықталады. планетаның өрісі және ағып жатқан плазма ағынының қысымы (суретті қараңыз). Жердің магнитосферасы, планеталардың магнитосферасы).Өзара әрекеттесу жағдайында С.ғ. ток өткізбейтін денемен (мысалы, Ай) соққы толқыны болмайды. Плазма ағыны бетімен жұтылып, дененің артында бірте-бірте С плазмасына толатын қуыс пайда болады. жылы.
Корона плазмасының шығуының стационарлық процесі байланысты стационарлық емес процестермен қабаттасады күндегі алаулар.Күшті ошақтармен зат төменнен шығарылады. тәждің аймақтары планетааралық ортаға. магниттік өзгерістер). 
Күріш. 2. Ғаламшараралық соққы толқынының таралуы және күн алауынан шығарылу. Көрсеткілер күн желінің плазмасының қозғалыс бағытын көрсетеді,
Күріш. 3. Коронаның кеңею теңдеуінің шешімдерінің түрлері. Жылдамдық пен қашықтық vc критикалық жылдамдыққа және Rc сыни қашықтыққа нормаланған.2-шешім күн желіне сәйкес келеді.
Күн тәжінің кеңеюі массаның сақталу ур-циялары жүйесімен сипатталады, v k) кейбір критикалық. қашықтық R дейін және дыбыстан жоғары жылдамдықпен кейінгі кеңею. Бұл шешім шексіздіктегі қысымның өте аз мәнін береді, бұл оны жұлдызаралық ортаның төмен қысымымен сәйкестендіруге мүмкіндік береді. Бұл типті Ю.Паркер С.ғасыр деп атады. 
, мұндағы m – протонның массасы, адиабаталық көрсеткіш, Күннің массасы. Суретте. 4 гелиоцентрлік кеңею жылдамдығының өзгеруін көрсетеді. жылу өткізгіштік, тұтқырлық, 
Күріш. 4. Корональды температураның әртүрлі мәндеріндегі изотермиялық тәж үлгісі үшін күн желінің жылдамдығының профильдері.
С. в. негізгі қамтамасыз етеді тәждің жылу энергиясының шығуы, хромосфераға жылу берілуден бері, эл.-маг. тәждер және электронды жылу өткізгіштікpp. жылы. тәждің жылулық тепе-теңдігін орнату үшін жеткіліксіз. Электрондық жылу өткізгіштік S. жылы температурасының баяу төмендеуін қамтамасыз етеді. қашықтықпен. күннің жарқырауы.
С. в. тәждік магнит өрісін өзімен бірге планетааралық ортаға тасымалдайды. өріс. Плазмаға қатып қалған бұл өрістің күш сызықтары планетааралық магнит өрісін құрайды. өріс (MMP) ХВҚ интенсивтілігі аз болғанымен және оның энергия тығыздығы кинетикалық тығыздығының шамамен 1% құрайды. энергия S. v., ол S термодинамикасында маңызды рөл атқарады. жылы. және С.-ның өзара әрекеттесу динамикасында. күн жүйесінің денелерімен, сондай-ақ ағындарымен С. в. өзара. С.-ның кеңеюінің комбинациясы. Күннің айналуымен магнның болуына әкеледі. S. ғасырда қатып қалған күш сызықтары пішінге ие, B R және магниттік азимут құраушылары. өрістер эклиптика жазықтығына жақын қашықтыққа байланысты әртүрлі өзгереді: 
қайда - анг. күннің айналу жылдамдығы және -жылдамдықтың радиалды құрамдас бөлігі с., 0 индексі бастапқы деңгейге сәйкес келеді. Жер орбитасының қашықтығында магнит бағыты арасындағы бұрыш. өрістер және Ршамамен 45°. Үлкен L магн. 
Күріш. 5. Планетааралық магнит өрісінің өріс сызығының пішіні.- Күн айналуының бұрыштық жылдамдығы және - плазма жылдамдығының радиалды құрамдас бөлігі, R - гелиоцентрлік қашықтық.
S. v., ыдырауы бар Күн аймақтарының үстінде пайда болады. магниттік бағдар. өрістер, жылдамдық, темп-па, бөлшектердің концентрациясы және т.б.) сондай-ақ қараңыз. әрбір сектордың көлденең қимасының тұрақты өзгеруі, бұл сектор ішінде жылдам S. ағынының болуымен байланысты. Секторлардың шекаралары, әдетте, S. аттың ағын ішілік ағынында орналасады. Көбінесе Күнмен бірге айналатын 2 немесе 4 сектор байқалады. Бұл құрылым С.-ның ғасырдан шығуында қалыптасқан. ауқымды магниттік тәждің өрісін бірнеше рет байқауға болады. күн революциялары. ХВҚ-ның салалық құрылымы планетааралық ортада Күнмен бірге айналатын ток парағының (ТС) болуының салдары болып табылады. TS магниттік толқын жасайды. өрістер - радиалды ХВҚ көліктің әртүрлі жағында әртүрлі белгілерге ие. Х.Альфвен болжаған бұл ТС Күндегі белсенді аймақтармен байланысқан күн тәжінің сол бөліктерінен өтіп, бұл аймақтарды ыдыраудан бөледі. күн магнитінің радиалды компонентінің белгілері. өрістер. ТК шамамен күн экваторының жазықтығында орналасқан және қатпарлы құрылымға ие. Күннің айналуы CS қатпарларының спиральға айналуына әкеледі (6-сурет). Эклиптика жазықтығының жанында бола отырып, бақылаушы ХВҚ радиалды құрамдас бөлігінің әртүрлі белгілері бар секторларға түсіп кетуіне байланысты CS үстінде немесе төмен болып шығады.
Күннің жанында N. ғасырда. соқтығыспайтын соққы толқындарының бойлық және ендік жылдамдық градиенттері бар (7-сурет). Алдымен секторлар шекарасынан алға қарай таралатын соққы толқыны (тікелей соққы толқыны), содан кейін Күнге қарай таралатын кері соққы толқыны пайда болады. 
Күріш. 6. Гелиосфералық ток парағының пішіні. Оның эклиптика жазықтығымен қиылысуы (Күн экваторына ~ 7° бұрышпен еңкейген) планетааралық магнит өрісінің байқалатын салалық құрылымын береді.
Күріш. 7. Планетааралық магнит өрісінің секторының құрылымы. Қысқа көрсеткілер күн желінің бағытын, көрсеткі сызықтары магнит өрісінің сызықтарын, штрих-нүктелі сызық сектор шекараларын көрсетеді (сурет жазықтығының ағымдағы парақпен қиылысуы).
Соққы толқынының жылдамдығы SV жылдамдығынан аз болғандықтан, ол кері соққы толқынын Күннен алыс бағытта алып кетеді. Сектор шекараларына жақын соққы толқындары ~1 AU қашықтықта қалыптасады. е. және бірнеше қашықтыққа дейін байқауға болады. а. е) Бұл соққы толқындары, күннің жарқырауынан болатын планетааралық соққы толқындары және айналмалы соққы толқындары сияқты, бөлшектерді жылдамдатады және осылайша энергия бөлшектерінің көзі болып табылады.
С. в. ~100 AU қашықтыққа дейін созылады. Яғни, бұл жерде жұлдызаралық ортаның қысымы динамикалық тепе-теңдікті қамтамасыз етеді. С. қысымы қуысын сыпырып С. в. планетааралық орта). ExpandingS. жылы. оған қатып қалған магнитпен бірге. өріс күн жүйесінің галактикасына енуіне жол бермейді. ғарыш төмен энергияның сәулелері және ғарыштық вариацияларға әкеледі. жоғары энергия сәулелері. Кейбір басқа жұлдыздарда кездесетін S. V. ұқсас құбылыс (қараңыз. Жұлдыздық жел).
Лит.:Паркер Е.Н., планетааралық ортадағы динамика, О.Л.Вайсберг.
Физикалық энциклопедия. 5 томда. - М.: Совет энциклопедиясы. Прохоровтың бас редакторы А.М. 1988 .
Басқа сөздіктерде «SOLAR WIND» деген не екенін қараңыз:
КҮН ЖЕЛІ, Күн жүйесінен Күннен 100 астрономиялық бірлікке дейінгі қашықтыққа дейін толтыратын күн тәжінің плазма ағыны, мұнда жұлдызаралық ортаның қысымы ағынның динамикалық қысымын теңестіреді. Негізгі құрамы протондар, электрондар, ядролар ... Қазіргі энциклопедия
КҮН СЕЛІ, зарядталған бөлшектердің (негізінен протондар мен электрондардың) бірқалыпты ағыны Күн КОРОНАсының жоғары температурасымен бөлшектер Күннің тартылыс күшін жеңу үшін жеткілікті үлкен жылдамдыққа дейін үдетілген. Күн желінің бағытын өзгертеді... Ғылыми-техникалық энциклопедиялық сөздік
