Kas ir saules vējš un kā tas rodas? Kas ir saules vējš? Saules vēja astronomija.
40. gadu beigās amerikāņu astronoms S. Forbušs atklāja nesaprotamu parādību. Mērot kosmisko staru intensitāti, Forbušs pamanīja, ka tā ievērojami samazinās, palielinoties Saules aktivitātei un magnētisko vētru laikā krītas diezgan strauji.
Tas likās diezgan dīvaini. Drīzāk varēja gaidīt pretējo. Galu galā pati Saule ir kosmisko staru piegādātāja. Tāpēc varētu šķist, ka jo augstāka ir mūsu dienasgaismas aktivitāte, jo vairāk daļiņu tai vajadzētu izmest apkārtējā telpā.
Atlika pieņemt, ka Saules aktivitātes pieaugums ietekmē zemes magnētisko lauku tā, ka tas sāk novirzīt kosmisko staru daļiņas – tās noraidīt. Ceļš uz Zemi it kā ir bloķēts.
Izskaidrojums šķita loģisks. Bet, diemžēl, kā drīz kļuva skaidrs, tas bija acīmredzami nepietiekams. Fiziķu veiktie aprēķini neapgāžami parādīja, ka fizisko apstākļu maiņa tikai tiešā Zemes tuvumā nevar izraisīt tik lielu efektu, kāds tiek novērots realitātē. Acīmredzot ir jābūt kādiem citiem spēkiem, kas novērš kosmisko staru iekļūšanu Saules sistēmā, turklāt tādiem, kas palielinās, palielinoties Saules aktivitātei.
Tieši tad radās pieņēmums, ka noslēpumainā efekta vaininieki ir lādētu daļiņu plūsmas, kas izplūst no Saules virsmas un iekļūst Saules sistēmas telpā. Šāda veida "saules vējš" attīra starpplanētu vidi, "izslaukot" no tās kosmisko staru daļiņas.
Par labu šādai hipotēzei runāja arī komētās novērotās parādības. Kā zināms, komētu astes vienmēr ir vērstas prom no Saules. Sākotnēji šis apstāklis bija saistīts ar saules staru gaismas spiedienu. Tomēr šī gadsimta vidū tika konstatēts, ka gaismas spiediens viens pats nevar izraisīt visas parādības, kas notiek komētās. Aprēķini ir parādījuši, ka komētu astes veidošanai un novērotajai novirzei ir nepieciešams ietekmēt ne tikai fotonus, bet arī vielas daļiņas. Starp citu, šādas daļiņas varētu izraisīt jonu mirdzumu, kas rodas komētu astēs.
Fakts, ka Saule izmet lādētu daļiņu - asinsķermenīšu - plūsmas, bija zināms jau pirms tam. Tomēr tika pieņemts, ka šādas plūsmas ir epizodiskas. Astronomi to rašanos saistīja ar uzliesmojumu un plankumu parādīšanos. Bet komētu astes vienmēr ir vērstas prom no Saules, un ne tikai paaugstinātas saules aktivitātes periodos. Tas nozīmē, ka arī korpuskulārajam starojumam, kas aizpilda Saules sistēmas telpu, ir pastāvīgi jāpastāv. Tas pastiprinās, palielinoties Saules aktivitātei, bet tas vienmēr pastāv.
Tādējādi gandrīz Saules telpu nepārtraukti pūš saules vējš. No kā sastāv šis vējš un kādos apstākļos tas rodas?
Iepazīsimies ar Saules atmosfēras visattālāko slāni – “kroni”. Šī mūsu dienasgaismas atmosfēras daļa ir neparasti reta. Pat Saules tiešā tuvumā tās blīvums ir tikai aptuveni simtmiljonā daļa no Zemes atmosfēras blīvuma. Tas nozīmē, ka katrs Saules telpas kubikcentimetrs satur tikai dažus simtus miljonu korona daļiņu. Bet tā saucamā koronas "kinētiskā temperatūra", ko nosaka daļiņu ātrums, ir ļoti augsta. Tas sasniedz miljonu grādu. Tāpēc koronālā gāze ir pilnībā jonizēta un ir protonu, jonu maisījums dažādi elementi un brīvie elektroni.
Nesen parādījās ziņojums, ka saules vēja sastāvā tika konstatēta hēlija jonu klātbūtne. Šis apstāklis uzbur mehānismu, ar kura palīdzību tiek izmesti uzlādēts
daļiņas no saules virsmas. Ja saules vējš sastāvētu tikai no elektroniem un protoniem, tad tomēr varētu pieņemt, ka tas veidojas tīri termisku procesu rezultātā un ir kaut kas līdzīgs tvaikam, kas veidojas virs verdoša ūdens virsmas. Tomēr hēlija atomu kodoli ir četras reizes smagāki par protoniem, un tāpēc maz ticams, ka tie iztvaikotu. Visticamāk, saules vēja veidošanās ir saistīta ar magnētisko spēku darbību. Lidojot prom no Saules, plazmas mākoņi it kā aiznes sev līdzi magnētiskos laukus. Tieši šie lauki kalpo kā tāds "cements", kas "sastiprina" kopā daļiņas ar dažādu masu un lādiņiem.
Astronomu veiktie novērojumi un aprēķini liecina, ka, attālinoties no Saules, vainaga blīvums pakāpeniski samazinās. Bet izrādās, ka Zemes orbītas reģionā tas joprojām manāmi atšķiras no nulles. Šajā Saules sistēmas reģionā uz katru telpas kubikcentimetru ir no simts līdz tūkstotim koronālo daļiņu. Citiem vārdiem sakot, mūsu planēta atrodas Saules atmosfēras iekšpusē un, ja vēlaties, mums ir tiesības saukt sevi ne tikai par Zemes, bet arī par Saules atmosfēras iemītniekiem.
Ja korona ir vairāk vai mazāk stabila Saules tuvumā, tad, attālumam palielinoties, tai ir tendence izplesties kosmosā. Un jo tālāk no Saules, jo lielāks ir šīs izplešanās ātrums. Pēc amerikāņu astronoma E. Pārkera aprēķiniem, jau 10 miljonu km attālumā koronālās daļiņas pārvietojas ar ātrumu, kas pārsniedz skaņas ātrumu. Un, attālinoties no Saules un samazinoties saules pievilkšanas spēkam, šie ātrumi palielinās vairākas reizes.
Tādējādi secinājums liek domāt, ka Saules korona ir saules vējš, kas pūš ap mūsu planētu sistēmas telpu.
Šos teorētiskos secinājumus pilnībā apstiprināja mērījumi uz kosmosa raķetēm un mākslīgajiem zemes pavadoņiem. Izrādījās, ka Saules vējš pastāv vienmēr un Zemes tuvumā "pūš" ar ātrumu aptuveni 400 km/sek. Pieaugot saules aktivitātei, šis ātrums palielinās.
Cik tālu pūš saules vējš? Šis jautājums ir ļoti interesants, taču, lai iegūtu atbilstošus eksperimentālos datus, ir jāveic Saules sistēmas ārējās daļas zondēšana ar kosmosa kuģiem. Kamēr tas nav izdarīts, jāapmierinās ar teorētiskiem apsvērumiem.
Tomēr konkrētu atbildi nevar iegūt. Atkarībā no sākotnējiem pieņēmumiem aprēķini rada dažādus rezultātus. Vienā gadījumā izrādās, ka Saules vējš norimst jau Saturna orbītā, otrā, ka tas joprojām pastāv ļoti lielā attālumā aiz pēdējās planētas Plutona orbītas. Taču tās ir tikai teorētiski Saules vēja iespējamās izplatīšanās galējās robežas. Precīzu robežu var norādīt tikai novērojumi.
Visticamākie būtu, kā mēs jau atzīmējām, dati no kosmosa zondēm. Bet principā ir iespējami arī daži netieši novērojumi. Jo īpaši tika atzīmēts, ka pēc katras secīgas Saules aktivitātes samazināšanās atbilstošais augstas enerģijas kosmisko staru intensitātes pieaugums, t.i., stari, kas Saules sistēmā iekļūst no ārpuses, notiek ar aptuveni sešu mēnešu nokavēšanos. Acīmredzot tieši šis periods ir nepieciešams, lai nākamās saules vēja jaudas izmaiņas sasniegtu tā izplatīšanās robežu. Tā kā saules vēja vidējais izplatīšanās ātrums ir aptuveni 2,5 astronomiskās vienības (1 astronomiskā vienība = 150 miljoni km - vidējais Zemes attālums no Saules) dienā, tas dod attālumu aptuveni 40-45 astronomiskās vienības. Citiem vārdiem sakot, saules vējš izžūst kaut kur ap Plutona orbītu.
Pastāv pastāvīga daļiņu plūsma, kas izplūst no Saules atmosfēras augšējiem slāņiem. Mēs redzam pierādījumus par saules vēju ap mums. Spēcīgas ģeomagnētiskās vētras var sabojāt satelītus un elektriskās sistēmas uz Zemes, kā arī radīt skaistas polārblāzmas. Iespējams, ka vislabākais pierādījums tam ir komētu garās astes, kad tās iet garām saulei.
Komētas putekļu daļiņas novirza vējš un aiznes no Saules, tāpēc komētas astes vienmēr ir vērstas prom no mūsu saules.
Saules vējš: izcelsme, īpašības
Tas nāk no Saules atmosfēras augšējiem slāņiem, ko sauc par koronu. Šajā reģionā temperatūra pārsniedz 1 miljonu Kelvinu, un daļiņu enerģijas lādiņš ir lielāks par 1 keV. Patiesībā ir divu veidu saules vējš: lēns un ātrs. Šo atšķirību var redzēt komētās. Ja paskatās uzmanīgi uz komētas attēlu, jūs redzēsit, ka tām bieži ir divas astes. Viens ir taisns, bet otrs ir vairāk izliekts.
Ātrs saules vējš
Tas pārvietojas ar ātrumu 750 km/s, un astronomi uzskata, ka tas nāk no koronālajiem caurumiem, reģioniem, kur magnētiskā lauka līnijas caurdur Saules virsmu.
lēns saules vējš
Tā ātrums ir aptuveni 400 km/s, un tas nāk no mūsu zvaigznes ekvatoriālās jostas. Radiācija sasniedz Zemi, atkarībā no ātruma, no vairākām stundām līdz 2-3 dienām.
Lēnais saules vējš ir platāks un blīvāks par straujo, kas rada lielu, spilgtu komētas asti.
Ja ne Zemes magnētiskais lauks, tas iznīcinātu dzīvību uz mūsu planētas. Tomēr magnētiskais lauks ap planētu mūs pasargā no starojuma. Magnētiskā lauka formu un lielumu nosaka vēja stiprums un ātrums.
Tas var sasniegt vērtības līdz 1,1 miljonam grādu pēc Celsija. Tāpēc ar šādu temperatūru daļiņas pārvietojas ļoti ātri. Saules gravitācija tos nevar noturēt, un viņi atstāj zvaigzni.
Saules aktivitāte mainās 11 gadu cikla laikā. Tajā pašā laikā daudzums saules plankumi, mainās radiācijas līmenis un kosmosā izmestā materiāla masa. Un šīs izmaiņas ietekmē saules vēja īpašības - tā magnētisko lauku, ātrumu, temperatūru un blīvumu. Tāpēc saules vējam var būt dažādas īpašības. Tie ir atkarīgi no tā, kur tieši tā avots atradās uz Saules. Un tie ir atkarīgi arī no tā, cik ātri šis apgabals griezās.
Saules vēja ātrums ir lielāks par koronālo caurumu vielas kustības ātrumu. Un sasniedz 800 kilometrus sekundē. Šie caurumi parādās Saules polios un tās zemajos platuma grādos. Lielākos izmērus tie iegūst tajos periodos, kad aktivitāte uz Saules ir minimāla. Saules vēja nestās vielas temperatūra var sasniegt 800 000 C.
Koronālajā straumju joslā, kas atrodas ap ekvatoru, Saules vējš pārvietojas lēnāk - apmēram 300 km. sekundē. Konstatēts, ka lēnā saules vējā kustīgās vielas temperatūra sasniedz 1,6 miljonus C.
Saule un tās atmosfēra sastāv no plazmas un pozitīvi un negatīvi lādētu daļiņu maisījuma. Viņiem ir ārkārtīgi augsta temperatūra. Tāpēc matērija nepārtraukti atstāj Sauli, saules vēja aiznesta.
Zemes ietekme
Kad saules vējš atstāj Sauli, tas nes lādētas daļiņas un magnētiskos laukus. Saules vēja daļiņas, kas izstaro visos virzienos, pastāvīgi ietekmē mūsu planētu. Šis process rada interesantus efektus.
Ja saules vēja nestais materiāls sasniegs planētas virsmu, tas radīs nopietnu kaitējumu jebkurai dzīvības formai, kas pastāv uz tās. Tāpēc Zemes magnētiskais lauks kalpo kā vairogs, novirzot saules daļiņu ceļus ap planētu. Šķiet, ka uzlādētas daļiņas "plūst" ārpus tās. Saules vēja ietekme izmaina Zemes magnētisko lauku tā, ka tā tiek deformēta un izstiepta mūsu planētas nakts pusē.
Dažreiz Saule izspiež lielu daudzumu plazmas, ko sauc par koronālās masas izmešanu (CME) vai saules vētrām. Visbiežāk tas notiek Saules cikla aktīvajā periodā, ko sauc par saules maksimumu. CME ir spēcīgāka ietekme nekā standarta saules vējam.
Daži Saules sistēmas ķermeņi, piemēram, Zeme, ir aizsargāti ar magnētisko lauku. Bet daudziem no viņiem šādas aizsardzības nav. Mūsu Zemes pavadoņa virsmai nav aizsardzības. Tāpēc tas piedzīvo maksimālo saules vēja efektu. Dzīvsudrabam, Saulei vistuvāk esošajai planētai, ir magnētiskais lauks. Tas aizsargā planētu no parastā standarta vēja, tomēr tas nespēj izturēt jaudīgākus uzliesmojumus, piemēram, CME.
Kad liela un zema ātruma saules vēja straumes mijiedarbojas viena ar otru, tās rada blīvus reģionus, kas pazīstami kā rotējošie mijiedarbības reģioni (CIR). Tieši šīs zonas izraisa ģeomagnētiskas vētras, kad tās saduras ar zemes atmosfēru.
Saules vējš un lādētās daļiņas, ko tas nes, var ietekmēt Zemes pavadoņus un globālās pozicionēšanas sistēmas (GPS). Spēcīgi uzliesmojumi var sabojāt satelītus vai izraisīt atrašanās vietas kļūdas, ja tiek izmantoti desmitiem metru gari GPS signāli.
Saules vējš sasniedz visas planētas . NASA New Horizons misija to atklāja, ceļojot starp un.
Saules vēja izpēte
Zinātnieki ir zinājuši par saules vēja esamību kopš pagājušā gadsimta piecdesmitajiem gadiem. Bet, neskatoties uz tās milzīgo ietekmi uz Zemi un astronautiem, zinātnieki joprojām nezina daudzas tās īpašības. Pēdējo desmitgažu laikā vairākas kosmosa misijas ir mēģinājušas izskaidrot šo noslēpumu.
NASA Ulisa misija, kas tika palaista kosmosā 1990. gada 6. oktobrī, pētīja Sauli dažādos platuma grādos. Tas ir mērījis dažādas saules vēja īpašības vairāk nekā desmit gadus.
Advanced Composition Explorer () misijai bija orbīta, kas bija saistīta ar vienu no īpašajiem punktiem, kas atrodas starp Zemi un Sauli. Tas ir pazīstams kā Lagranža punkts. Šajā reģionā Saules un Zemes gravitācijas spēkiem ir vienāda vērtība. Un tas ļauj satelītam nodrošināt stabilu orbītu. 1997. gadā uzsāktais ACE eksperiments pēta saules vēju un nodrošina pastāvīgas daļiņu plūsmas mērījumus reāllaikā.
NASA kosmosa kuģi STEREO-A un STEREO-B pēta Saules malas no dažādiem leņķiem, lai redzētu, kā rodas saules vējš. Saskaņā ar NASA teikto, STEREO ir nodrošinājis "unikālu un revolucionāru skatu uz Zemes-Saules sistēmu".
Jaunas misijas
NASA plāno uzsākt jaunu Saules izpētes misiju. Tas dod zinātniekiem cerību uzzināt vēl vairāk par Saules dabu un saules vēju. NASA Parker Saules zonde, kuru plānots palaist ( veiksmīgi palaists 12.08.2018 – Navigator) 2018. gada vasarā darbosies tā, lai burtiski “pieskartos Saulei”. Pēc vairāku gadu lidojuma orbītā tuvu mūsu zvaigznei, zonde pirmo reizi vēsturē iegremdēsies Saules vainagā. Tas tiks darīts, lai iegūtu fantastisku attēlu un mērījumu kombināciju. Eksperiments uzlabos mūsu izpratni par Saules vainaga būtību un uzlabos mūsu izpratni par saules vēja izcelsmi un attīstību.
Ja atrodat kļūdu, lūdzu, iezīmējiet teksta daļu un noklikšķiniet Ctrl+Enter.
V.B. Baranovs, Lomonosova Maskavas Valsts universitāte M.V. Lomonosovs
Rakstā apskatīta Saules vainaga (saules vēja) virsskaņas izplešanās problēma. Tiek analizētas četras galvenās problēmas: 1) plazmas aizplūšanas iemesli no Saules vainaga; 2) vai šāda aizplūšana ir viendabīga; 3) Saules vēja parametru izmaiņas atkarībā no attāluma no Saules un 4) kā saules vējš izplūst starpzvaigžņu vidē.
Ievads
Ir pagājuši gandrīz 40 gadi, kopš amerikāņu fiziķis E. Pārkers teorētiski paredzēja parādību, ko sauc par "saules vēju" un ko pēc pāris gadiem eksperimentāli apstiprināja padomju zinātnieka K. Gringauza grupa, izmantojot uz Lunas uzstādītos instrumentus. - 2" un "Luna-3". Saules vējš ir pilnībā jonizētas ūdeņraža plazmas straume, tas ir, gāze, kas sastāv no aptuveni vienāda blīvuma elektroniem un protoniem (kvazineitritātes nosacījums), kas virzās prom no Saules ar lielu virsskaņas ātrumu. Zemes orbītā (viena astronomiskā vienība (AU) no Saules) šīs plūsmas ātrums VE ir aptuveni 400-500 km/s, protonu (vai elektronu) koncentrācija ne = 10-20 daļiņas uz kubikcentimetru, un to temperatūra Te ir aptuveni 100 000 K (elektronu temperatūra ir nedaudz augstāka).
Papildus elektroniem un protoniem starpplanētu telpā tika atklātas alfa daļiņas (apmēram daži procenti), neliels daudzums smagāku daļiņu un magnētiskais lauks, kura vidējā indukcijas vērtība izrādījās uz Zemes orbīta ir vairāku gammu kārta (1
= 10-5 Gs).Mazliet vēstures saistībā ar Saules vēja teorētisko prognozēšanu
Teorētiskās astrofizikas ne tik ilgajā vēsturē tika uzskatīts, ka visas zvaigžņu atmosfēras atrodas hidrostatiskā līdzsvarā, tas ir, stāvoklī, kad zvaigznes gravitācijas pievilkšanās spēks ir līdzsvarots ar spēku, kas saistīts ar spiediena gradientu. savā atmosfērā (ar spiediena izmaiņām uz attāluma r vienību no centrālajām zvaigznēm). Matemātiski šis līdzsvars tiek izteikts kā parasts diferenciālvienādojums
| (1) |
kur G ir gravitācijas konstante, M* ir zvaigznes masa, p ir atmosfēras gāzes spiediens,
ir tā masas blīvums. Ja ir dots temperatūras sadalījums T atmosfērā, tad no līdzsvara vienādojuma (1) un stāvokļa vienādojuma ideālai gāzei| (2) |
kur R ir gāzes konstante, viegli iegūstama tā sauktā barometriskā formula, kurai konkrētajā konstantas temperatūras gadījumā T būs forma
| (3) |
Formulā (3) p0 ir spiediens zvaigžņu atmosfēras pamatnē (pie r = r0). No šīs formulas var redzēt, ka r
, tas ir, ļoti lielos attālumos no zvaigznes spiedienam p ir tendence uz ierobežotu robežu, kas ir atkarīga no spiediena p0 vērtības.Tā kā tika uzskatīts, ka Saules atmosfēra, tāpat kā citu zvaigžņu atmosfēra, atrodas hidrostatiskā līdzsvara stāvoklī, tās stāvoklis tika noteikts ar formulām, kas līdzīgas formulām (1), (2), (3) . Ņemot vērā neparasto un vēl līdz galam neizprotamo fenomenu, kad temperatūra strauji paaugstinās no aptuveni 10 000 grādiem uz Saules virsmas līdz 1 000 000 grādiem Saules koronā, Čepmens (skat., piemēram) izstrādāja statiskās saules vainaga teoriju. , kam vajadzēja vienmērīgi pāriet uz apkārtējo starpzvaigžņu vidi Saules sistēma.
Tomēr savā novatoriskajā darbā Pārkers pamanīja, ka spiediens bezgalībā, kas iegūts no tādas formulas kā (3) statiskajai saules koronai, izrādās gandrīz par vienu pakāpi lielāks nekā spiediena vērtība, kas tika aprēķināta starpzvaigžņu gāzei no novērojumiem. Lai novērstu šo neatbilstību, Pārkers ierosināja, ka Saules korona neatrodas statiskā līdzsvarā, bet nepārtraukti izplešas starpplanētu vidē, kas ieskauj Sauli. Tajā pašā laikā līdzsvara vienādojuma (1) vietā viņš ierosināja izmantot formas hidrodinamisko kustības vienādojumu.
| (4) |
kur koordinātu sistēmā, kas saistīta ar Sauli, vērtība V ir plazmas radiālais ātrums. Zem
attiecas uz saules masu.Noteiktam temperatūras sadalījumam Т vienādojumu sistēmai (2) un (4) ir atrisinājumi, kas parādīti 1. 1. Šajā attēlā a apzīmē skaņas ātrumu, un r* ir attālums no sākuma, kurā gāzes ātrums ir vienāds ar skaņas ātrumu (V = a). Acīmredzot tikai 1. un 2. līknes 1. un 2. attēlā. 1 ir fiziska nozīme saistībā ar gāzu aizplūšanu no Saules, jo līknēm 3 un 4 katrā punktā ir neunikāli ātrumi, bet līknes 5 un 6 atbilst ļoti lieliem ātrumiem Saules atmosfērā, kas nav novērojams teleskopos. . Pārkers analizēja apstākļus, kādos dabā tiek realizēts risinājums, kas atbilst līknei 1. Viņš parādīja, ka, lai no šāda risinājuma iegūto spiedienu saskaņotu ar spiedienu starpzvaigžņu vidē, reālākais gadījums ir gāzes pāreja no zemskaņas plūsma (pie r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*), un sauca šo strāvu par saules vēju. Tomēr šo apgalvojumu darbā apstrīdēja Čemberlens, kurš uzskatīja par reālāko risinājumu, kas atbilst 2. līknei, kas visur apraksta zemskaņas "saules brīzes". Tajā pašā laikā pirmie eksperimenti ar kosmosa kuģiem (skat., piemēram), kas atklāja virsskaņas gāzes plūsmas no Saules, spriežot pēc literatūras, Čemberlenam nešķita pietiekami ticami.
| Rīsi. 1. Gāzu dinamikas viendimensionālo vienādojumu iespējamie risinājumi gāzes plūsmas ātrumam V no Saules virsmas gravitācijas spēka klātbūtnē. Līkne 1 atbilst saules vēja risinājumam. Šeit a ir skaņas ātrums, r ir attālums no Saules, r* ir attālums, kurā gāzes ātrums ir vienāds ar skaņas ātrumu, ir Saules rādiuss. |
Eksperimentu vēsture kosmosā lieliski pierādīja Pārkera priekšstatu par saules vēju pareizību. Detalizēts materiāls par Saules vēja teoriju atrodams, piemēram, monogrāfijā.
Idejas par vienmērīgu plazmas aizplūšanu no Saules vainaga
No gāzu dinamikas viendimensionālajiem vienādojumiem var iegūt labi zināmo rezultātu: ja nav ķermeņa spēku, sfēriski simetriska gāzes plūsma no punktveida avota visur var būt vai nu zemskaņas, vai virsskaņas. Gravitācijas spēka klātbūtne (labajā pusē) vienādojumā (4) noved pie tādu risinājumu parādīšanās kā līkne 1 attēlā. 1, tas ir, ar pāreju caur skaņas ātrumu. Izdarīsim analoģiju ar klasisko plūsmu Laval sprauslā, kas ir visu virsskaņas reaktīvo dzinēju pamatā. Shematiski šī plūsma ir parādīta attēlā. 2.
| Rīsi. 2. att. Plūsmas shēma Laval sprauslā: 1 - tvertne, ko sauc par uztvērēju, kurā tiek ievadīts ļoti karsts gaiss ar mazu ātrumu, 2 - kanāla ģeometriskās saspiešanas laukums, lai paātrinātu. zemskaņas gāzes plūsma, 3 - kanāla ģeometriskās izplešanās laukums, lai paātrinātu virsskaņas plūsmu. |
Tvertne 1, ko sauc par uztvērēju, tiek piegādāta ar gāzi, kas uzkarsēta līdz ļoti augstai temperatūrai ar ļoti mazu ātrumu (gāzes iekšējā enerģija ir daudz lielāka par tās virzītas kustības kinētisko enerģiju). Ar kanāla ģeometrisku saspiešanu gāze tiek paātrināta 2. reģionā (zemskaņas plūsma), līdz tās ātrums sasniedz skaņas ātrumu. Tā tālākai paātrināšanai ir nepieciešams paplašināt kanālu (virsskaņas plūsmas 3. apgabals). Visā plūsmas reģionā gāze tiek paātrināta, pateicoties tās adiabātiskajai (bez siltuma padeves) dzesēšanai (haotiskās kustības iekšējā enerģija tiek pārvērsta virzītas kustības enerģijā).
Aplūkotajā Saules vēja veidošanās problēmā uztvērēja lomu spēlē saules vainags, bet Laval sprauslas sienu lomu spēlē saules pievilkšanas gravitācijas spēks. Saskaņā ar Pārkera teoriju, pārejai caur skaņas ātrumu jānotiek kaut kur vairāku saules rādiusu attālumā. Tomēr teorijā iegūto risinājumu analīze parādīja, ka Saules vainaga temperatūra nav pietiekama, lai tās gāze paātrinātos līdz virsskaņas ātrumam, kā tas ir Laval sprauslu teorijā. Jābūt kādam papildu enerģijas avotam. Pašlaik tiek uzskatīts, ka šāds avots ir viļņu kustību izkliedēšana, kas vienmēr ir Saules vējā (dažkārt tās sauc par plazmas turbulenci), kas ir uzlikta vidējai plūsmai, un pati plūsma vairs nav adiabātiska. Šādu procesu kvantitatīvā analīze joprojām prasa turpmāku izpēti.
Interesanti, ka uz zemes izvietotie teleskopi nosaka magnētiskos laukus uz Saules virsmas. To magnētiskās indukcijas B vidējā vērtība tiek lēsta 1 G, lai gan atsevišķos fotosfēras veidojumos, piemēram, saules plankumos, magnētiskais lauks var būt par lielumu kārtām lielāks. Tā kā plazma ir labs elektrības vadītājs, ir dabiski, ka saules magnētiskie lauki mijiedarbojas ar tās plūsmām no Saules. Šajā gadījumā tīri gāzes dinamiskā teorija sniedz nepilnīgu aplūkojamās parādības aprakstu. Magnētiskā lauka ietekmi uz saules vēja plūsmu var aplūkot tikai zinātnes, ko sauc par magnetohidrodinamiku, ietvaros. Kādi ir šādu apsvērumu rezultāti? Saskaņā ar novatorisko darbu šajā virzienā (sk. arī ), magnētiskais lauks izraisa elektrisko strāvu j parādīšanos saules vēja plazmā, kas savukārt noved pie ponderomotīves spēka j x B parādīšanās, kas ir vērsta. virzienā, kas ir perpendikulārs radiālajam virzienam. Tā rezultātā saules vējam ir tangenciālā ātruma komponents. Šī sastāvdaļa ir gandrīz divas kārtas mazāka par radiālo, taču tai ir nozīmīga loma leņķiskā impulsa noņemšanā no Saules. Tiek pieņemts, ka pēdējam apstāklim var būt nozīmīga loma ne tikai Saules, bet arī citu zvaigžņu evolūcijā, kurās atklāts "zvaigžņu vējš". Jo īpaši, lai izskaidrotu vēlīnā spektrālā tipa zvaigžņu leņķiskā ātruma straujo samazināšanos, bieži tiek piesaukta hipotēze par rotācijas impulsa pārnešanu uz ap tām izveidotajām planētām. Aplūkotais Saules leņķiskā impulsa zuduma mehānisms, aizplūstot no tās plazmai, paver iespēju pārskatīt šo hipotēzi.
Pastāvīga saules plazmas radiālā plūsma. kronas starpplanētu ražošanā. Enerģijas plūsma, kas nāk no Saules zarnām, sasilda koronas plazmu līdz 1,5-2 miljoniem K. Post. apkure netiek līdzsvarota ar enerģijas zudumu starojuma dēļ, jo korona ir maza. Pārmērīga enerģija nozīmē. grāds aiznest prom h-tsy S. gs. (=1027-1029 erg/s). Tāpēc vainags nav hidrostatiskā stāvoklī. līdzsvars, tas nepārtraukti paplašinās. Pēc sastāva S. gs. neatšķiras no vainaga plazmas (S. gs. satur galvenokārt arr. protonus, elektronus, dažus hēlija kodolus, skābekļa jonus, silīciju, sēru un dzelzi). Koronas pamatnē (10 000 km no saules fotosfēras) h-tsy radiālā secība ir simtiem m / s, vairāku attālumā. saules rādiusos, tas sasniedz skaņas ātrumu plazmā (100-150 km/s), netālu no Zemes orbītas, protonu ātrums ir 300-750 km/s, un to telpā. - no vairākiem h-ts līdz vairākiem desmitiem frakciju 1 cm3. Ar starpplanētu telpas palīdzību. stacijās tika konstatēts, ka līdz Saturna orbītai plūsmas blīvums h-c S. gs. samazinās saskaņā ar likumu (r0/r)2, kur r ir attālums no Saules, r0 ir sākuma līmenis. S. v. nes sev līdzi saulīšu spēka līniju cilpas. magn. lauki, rudzu forma starpplanētu magn. . radiālā kombinācija ch-c kustības S. v. ar Saules rotāciju piešķir šīm līnijām spirāles formu. Magnēta liela mēroga struktūra. Laukam Saules tuvumā ir sektoru forma, kuros lauks ir vērsts prom no Saules vai pret to. Dobuma izmērs, ko aizņem SV, nav precīzi zināms (tā rādiuss, acīmredzot, nav mazāks par 100 AU). Pie šīs dobuma dinamikas robežām. S. v. jālīdzsvaro ar starpzvaigžņu gāzes spiedienu, galaktikas. magn. lauki un galaktika telpa stariem. Zemes tuvumā c-c plūsmas sadursme S. v. ar ģeomagnētisko lauks ģenerē stacionāru triecienvilni Zemes magnetosfēras priekšā (no Saules puses, att.).
S. v. it kā tas plūst ap magnetosfēru, ierobežojot tā apjomu pr-ve. S. gadsimta intensitātes izmaiņas, kas saistītas ar saules uzliesmojumiem, javl. galvenais ģeomagnētisko traucējumu cēlonis. lauki un magnetosfēras (magnētiskās vētras).
Over the Sun zaudē ar S. in. \u003d 2X10-14 daļa no tās masas Msun. Ir dabiski pieņemt, ka S. V. līdzīga ūdens aizplūšana pastāv arī citās zvaigznēs (""). Tam jābūt īpaši intensīvam masīvām zvaigznēm (ar masu = vairāki desmiti Msolnu) un ar augstu virsmas temperatūru (= 30-50 tūkst. K) un zvaigznēm ar paplašinātu atmosfēru (sarkanie milži), jo pirmajā gadījumā , augsti attīstītas zvaigžņu vainaga daļām ir pietiekami augsta enerģija, lai pārvarētu zvaigznes pievilcību, un, otrkārt, tām ir zema parabola. ātrums (bēgšanas ātrums; (skat. KOSMOSA ĀTRUMS)). Līdzekļi. masas zudumi ar zvaigžņu vēju (= 10-6 Msol/gadā un vairāk) var būtiski ietekmēt zvaigžņu evolūciju. Savukārt zvaigžņu vējš starpzvaigžņu vidē rada karstas gāzes "burbuļus" - rentgenstaru avotus. starojums.
Fiziskā enciklopēdiskā vārdnīca. - M.: Padomju enciklopēdija. . 1983 .
SAULES VĒJS – nepārtraukta Saules izcelsmes plazmas plūsma, Saule) starpplanētu telpā. Augstās temperatūrās, kas pastāv Saules koronā (1,5 * 10 9 K), virsējo slāņu spiediens nevar līdzsvarot koronas vielas gāzes spiedienu, un vainags izplešas.
Pirmā liecība par pasta esamību. plazmas plūsma no Saules, ko ieguva L. Birmanis (L. Biermann) 1950. gados. par to spēku analīzi, kas iedarbojas uz komētu plazmas astēm. 1957. gadā Dž.Pārkers (E.Pārkers), analizējot vainaga vielas līdzsvara apstākļus, parādīja, ka vainags nevar atrasties hidrostatiskos apstākļos. Tr S. īpašības ir norādīti tabulā. 1. S. plūsmas. var iedalīt divās klasēs: lēnie - ar ātrumu 300 km / s un ātri - ar ātrumu 600-700 km / s. Ātras plūsmas nāk no Saules vainaga reģioniem, kur atrodas magnētiskā struktūra. lauks ir tuvu radiālajam. koronālie caurumi. Lēnas straumes. iekšā. saistīta, acīmredzot, ar vainaga zonām, kurās ir līdzeklis Tab. viens. - Saules vēja vidējās īpašības Zemes orbītā
Ātrums | |
Protonu koncentrācija | |
Protonu temperatūra | |
Elektronu temperatūra | |
Magnētiskā lauka stiprums | |
Python plūsmas blīvums... | 2,4*10 8 cm -2 *c -1 |
Kinētiskās enerģijas plūsmas blīvums | 0,3 erg*cm -2 *s -1 |
Tab. 2.- Saules vēja relatīvais ķīmiskais sastāvs
Relatīvs saturs |
|
Relatīvs saturs |
|
Papildus galvenajam S. gadsimta sastāvdaļas - protoni un elektroni, tā sastāvā atrodamas arī -daļiņas, Jonizācijas mērījumi. jonu temperatūra S. gs. ļauj noteikt Saules vainaga elektronu temperatūru.
S. gadsimtā. tiek novērotas atšķirības. viļņu veidi: Langmuir, whistlers, jonu skaņa, plazmas viļņi). Daži no Alfvén tipa viļņiem tiek ģenerēti uz Saules, un daži ir satraukti starpplanētu vidē. Viļņu ģenerēšana izlīdzina daļiņu sadalījuma funkcijas novirzes no Maksvela un saistībā ar magnētisko ietekmi. lauks uz plazmas noved pie tā, ka S. gs. uzvedas kā kontinuums. Alfvén tipa viļņiem ir liela nozīme C mazo komponentu paātrinājumā. 
Rīsi. 1. Masīvs saules vējš. Uz horizontālās ass - daļiņas masas attiecība pret tās lādiņu, uz vertikālās - daļiņu skaits, kas reģistrēts ierīces enerģijas logā 10 s. Cipari ar "+" zīmi norāda jona lādiņu.
S. straume iekšā. ir virsskaņas attiecībā pret šo viļņu veidu ātrumu, to-rudzi nodrošina eff. enerģijas pārnese S. gadsimtā. (Alvenovs, skaņa). Alvenovskoje un skaņa Maha skaitlis C. iekšā. 7. Kad plūst ap S. iekšā. šķēršļi, kas spēj to efektīvi novirzīt (Merkursa, Zemes, Jupitera, Saturna magnētiskie lauki vai vadošās Venēras jonosfēras un, šķiet, Marss), veidojas izejošais priekšgala triecienvilnis. viļņi, kas ļauj tai plūst ap šķērsli. Tajā pašā laikā S. gs. veidojas dobums - magnetosfēra (savējā vai inducētā), bara formu un lielumu nosaka magnētiskā spiediena līdzsvars. planētas lauks un plūstošās plazmas plūsmas spiediens (sk. Zemes magnetosfēra, planētu magnetosfēra). Mijiedarbības gadījumā S. gs. ar nevadošu ķermeni (piem., Mēnesi), triecienvilnis nenotiek. Plazmas plūsmu absorbē virsma, un aiz ķermeņa veidojas dobums, kas pakāpeniski tiek piepildīts ar plazmu C. iekšā.
Korona plazmas aizplūšanas stacionāro procesu pārklāj nestacionāri procesi, kas saistīti ar uzliesmojumi saulē. Ar spēcīgiem uzliesmojumiem viela tiek izmesta no apakšas. vainaga reģionus starpplanētu vidē. magnētiskās variācijas). 
Rīsi. 2. Starpplanētu triecienviļņa un saules uzliesmojuma izmešanas izplatīšanās. Bultiņas parāda saules vēja plazmas kustības virzienu,
Rīsi. 3. Korona izplešanās vienādojuma atrisinājumu veidi. Ātrumu un attālumu normalizē līdz kritiskajam ātrumam vc un kritiskajam attālumam Rc. 2. risinājums atbilst saules vējam.
Saules vainaga izplešanos raksturo masas saglabāšanas ur-ciju sistēma, v k) uz dažiem kritiskiem. attālums R līdz un sekojoša izplešanās virsskaņas ātrumā. Šis risinājums dod izzūdoši mazu spiediena vērtību bezgalībā, kas ļauj to saskaņot ar starpzvaigžņu vides zemo spiedienu. Yu Parker sauca šī tipa gaitu S. gadsimtā. 
, kur m ir protona masa, ir adiabātiskais indekss, ir Saules masa. Uz att. 4 parāda izplešanās ātruma izmaiņas ar heliocentrisku. siltumvadītspēja, viskozitāte, 
Rīsi. 4. Saules vēja ātruma profili izotermiskajam korona modelim pie dažādām koronālās temperatūras vērtībām.
S. v. nodrošina galveno koronas siltumenerģijas aizplūšana, jo siltuma pārnese uz hromosfēru, el.-mag. koronas un elektroniskā siltumvadītspēja pp. iekšā. nepietiekams, lai noteiktu vainaga termisko līdzsvaru. Elektroniskā siltumvadītspēja nodrošina lēnu S. in temperatūras pazemināšanos. ar attālumu. saules spožums.
S. v. nes koronālo magnētisko lauku sev līdzi starpplanētu vidē. lauks. Šī lauka spēka līnijas, kas iesaldētas plazmā, veido starpplanētu magnētisko lauku. lauks (MMP).Lai gan SVF intensitāte ir maza un tā enerģijas blīvums ir aptuveni 1% no kinētikas blīvuma. enerģija S. v., tai ir svarīga loma S termodinamikā. iekšā. un S. mijiedarbības dinamikā. ar Saules sistēmas ķermeņiem, kā arī S. plūsmām iekšā. savā starpā. S. paplašināšanās kombinācija. ar Saules rotāciju noved pie tā, ka magn. S. gadsimtā iesaldētajām spēka līnijām ir magnētiskā forma, B R un azimuta komponenti. lauki mainās atšķirīgi atkarībā no attāluma ekliptikas plaknes tuvumā: 
kur - ang. saules griešanās ātrums un -ātruma radiālā komponente c., indekss 0 atbilst sākotnējam līmenim. Attālumā no Zemes orbītas leņķis starp magnētiskā virziena virzienu. lauki un R apmēram 45°. Lielā L magn. 
Rīsi. 5. Starpplanētu magnētiskā lauka lauka līnijas forma - Saules griešanās leņķiskais ātrums un - plazmas ātruma radiālā komponente, R - heliocentriskais attālums.
S. v., kas rodas virs Saules apgabaliem ar dekomp. magnētiskā orientācija. lauki, ātrums, temp-pa, daļiņu koncentrācija utt.) arī sk. regulāri mainās katra sektora šķērsgriezums, kas ir saistīts ar straujas S. plūsmas esamību sektora ietvaros. Sektoru robežas parasti atrodas iekšlēnajā S. plūsmā plkst. Visbiežāk tiek novēroti 2 vai 4 sektori, kas rotē kopā ar Sauli. Šī struktūra, kas veidojas S. izraujoties no gadsimta. liela mēroga magnētisks vainaga lauks, var novērot vairākiem. saules apgriezieni. SVF sektorālā struktūra ir sekas tam, ka starpplanētu vidē pastāv strāvas loksne (TS), kas rotē kopā ar Sauli. TS rada magnētisko pārspriegumu. laukiem - radiālā SVF dažādās transportlīdzekļa pusēs ir dažādas zīmes. Šī TS, ko prognozēja H. Alfvens, iet caur tām Saules vainaga daļām, kas ir saistītas ar aktīviem Saules reģioniem, un atdala šos reģionus no sadalīšanās. saules magnēta radiālās sastāvdaļas pazīmes. lauki. TC atrodas aptuveni Saules ekvatora plaknē un tam ir salocīta struktūra. Saules rotācija noved pie CS kroku savērpšanās spirālē (6. att.). Atrodoties tuvu ekliptikas plaknei, novērotājs izrādās vai nu virs vai zem CS, kā dēļ viņš iekrīt sektoros ar dažādām SVF radiālās komponentes pazīmēm.
Pie Saules N. gs. pastāv bezsadursmes triecienviļņu garen- un platuma ātruma gradienti (7. att.). Vispirms veidojas triecienvilnis, kas izplatās uz priekšu no sektoru robežas (tiešais triecienvilnis), un pēc tam veidojas reversais triecienvilnis, kas izplatās Saules virzienā. 
Rīsi. 6. Heliosfēras strāvas loksnes forma. Tās krustpunkts ar ekliptikas plakni (noliekts pret Saules ekvatoru ~ 7° leņķī) dod novēroto starpplanētu magnētiskā lauka sektorālo struktūru.
Rīsi. 7. Starpplanētu magnētiskā lauka sektora uzbūve. Īsās bultiņas parāda saules vēja virzienu, bultiņu līnijas parāda magnētiskā lauka līnijas, ar svītru punktētā līnija parāda sektora robežas (attēlas plaknes krustojumu ar pašreizējo lapu).
Tā kā triecienviļņa ātrums ir mazāks par SV ātrumu, tas novirza apgriezto triecienvilni virzienā, kas ir prom no Saules. Trieciena viļņi pie sektora robežām veidojas ~1 AU attālumos. e. un to var izsekot vairāku attālumu attālumā. a. e. Šie triecienviļņi, piemēram, starpplanētu triecienviļņi no saules uzliesmojumiem un apļveida triecienviļņi, paātrina daļiņas un tādējādi ir enerģētisko daļiņu avots.
S. v. sniedzas līdz ~100 AU attālumiem. Tas ir, kur starpzvaigžņu vides spiediens līdzsvaro dinamiku. S. spiedienu Dobumā, ko slaucīja S. iekšā. starpplanētu vide). PaplašinotS. iekšā. kopā ar tajā iesaldēto magnētu. lauks novērš iekļūšanu Saules sistēmas galaktikā. telpa zemas enerģijas stari un noved pie kosmiskām variācijām. augstas enerģijas stari. Parādība, kas līdzīga S. V., kas atrodama dažās citās zvaigznēs (sk. Zvaigžņu vējš).
Lit.: Pārkers E. N., Dinamika starpplanētu vidē, O. L. Vaisbergs.
Fiziskā enciklopēdija. 5 sējumos. - M.: Padomju enciklopēdija. Galvenais redaktors A. M. Prohorovs. 1988 .
Skatiet, kas ir "SOLAR WIND" citās vārdnīcās:
SOLAR WIND, Saules koronas plazmas plūsma, kas piepilda Saules sistēmu līdz 100 astronomisko vienību attālumam no Saules, kur starpzvaigžņu vides spiediens līdzsvaro plūsmas dinamisko spiedienu. Galvenais sastāvs ir protoni, elektroni, kodoli ... Mūsdienu enciklopēdija
SAULES VĒJS — vienmērīga uzlādētu daļiņu (galvenokārt protonu un elektronu) plūsma, ko Saules CORONA augstā temperatūra paātrina līdz pietiekami lielam ātrumam, lai daļiņas varētu pārvarēt Saules gravitāciju. Saules vējš novirzās... Zinātniskā un tehniskā enciklopēdiskā vārdnīca
