Çfarë është era diellore dhe si lind ajo? Çfarë është era diellore? Astronomia e erës diellore.
Në fund të viteve 1940, astronomi amerikan S. Forbush zbuloi një fenomen të pakuptueshëm. Kur mat intensitetin e rrezeve kozmike, Forbush vuri re se ai zvogëlohet ndjeshëm me rritjen e aktivitetit diellor dhe bie mjaft ndjeshëm gjatë stuhive magnetike.
Dukej mjaft e çuditshme. Përkundrazi, mund të pritej e kundërta. Në fund të fundit, vetë Dielli është një furnizues i rrezeve kozmike. Prandaj, duket se sa më i lartë të jetë aktiviteti i dritës sonë të ditës, aq më shumë grimca duhet të hedhë në hapësirën përreth.
Mbetet të supozohet se rritja e aktivitetit diellor ndikon në fushën magnetike të tokës në atë mënyrë që ajo fillon të devijojë grimcat e rrezeve kozmike - t'i refuzojë ato. Rruga për në Tokë është, si të thuash, e bllokuar.
Shpjegimi dukej logjik. Por, mjerisht, siç u bë e qartë shpejt, ishte qartësisht e pamjaftueshme. Llogaritjet e bëra nga fizikanët treguan në mënyrë të pakundërshtueshme se një ndryshim në kushtet fizike vetëm në afërsi të menjëhershme të Tokës nuk mund të shkaktojë një efekt të përmasave të tilla siç vërehet në realitet. Natyrisht, duhet të ketë disa forca të tjera që pengojnë depërtimin e rrezeve kozmike në sistemin diellor, dhe, për më tepër, ato që rriten me rritjen e aktivitetit diellor.
Pikërisht atëherë lindi supozimi se fajtorët e efektit misterioz janë rrjedhat e grimcave të ngarkuara që ikin nga sipërfaqja e Diellit dhe depërtojnë në hapësirën e sistemit diellor. Kjo lloj "erë diellore" pastron mediumin ndërplanetar, duke "fshirë" grimcat e rrezeve kozmike prej tij.
Në favor të një hipoteze të tillë folën edhe fenomenet e vërejtura në kometa. Siç e dini, bishtat e kometave janë gjithmonë larg nga Dielli. Fillimisht, kjo rrethanë lidhej me presionin e lehtë të rrezeve të diellit. Megjithatë, në mesin e shekullit aktual, u konstatua se vetëm presioni i lehtë nuk mund të shkaktojë të gjitha fenomenet që ndodhin në kometat. Llogaritjet kanë treguar se për formimin dhe devijimin e vëzhguar të bishtave të kometës, është e nevojshme të ndikohen jo vetëm fotonet, por edhe grimcat e materies. Nga rruga, grimca të tilla mund të nxisin shkëlqimin e joneve që ndodh në bishtat e kometave.
Në fakt, fakti që Dielli hedh rryma grimcash të ngarkuara - trupa, ishte i njohur edhe më parë. Megjithatë, supozohej se flukse të tilla janë episodike. Astronomët e lidhën shfaqjen e tyre me shfaqjen e ndezjeve dhe njollave. Por bishtat e kometave drejtohen gjithmonë larg Diellit, dhe jo vetëm gjatë periudhave të rritjes së aktivitetit diellor. Kjo do të thotë se rrezatimi korpuskular që mbush hapësirën e sistemit diellor duhet gjithashtu të ekzistojë vazhdimisht. Ajo intensifikohet me rritjen e aktivitetit diellor, por ekziston gjithmonë.
Kështu, hapësira afër diellit fryhet vazhdimisht nga era diellore. Nga se përbëhet kjo erë dhe në çfarë kushtesh lind?
Le të njihemi me shtresën më të jashtme të atmosferës diellore - "kurorën". Kjo pjesë e atmosferës së dritës sonë të ditës është jashtëzakonisht e rrallë. Edhe në afërsi të drejtpërdrejtë të Diellit, dendësia e tij është vetëm rreth njëqind e milionta e densitetit të atmosferës së tokës. Kjo do të thotë se çdo centimetër kub i hapësirës rrethore diellore përmban vetëm disa qindra milionë grimca korona. Por e ashtuquajtura "temperatura kinetike" e koronës, e përcaktuar nga shpejtësia e grimcave, është shumë e lartë. Ajo arrin një milion gradë. Prandaj, gazi koronal është plotësisht i jonizuar dhe është një përzierje e protoneve, joneve elemente të ndryshme dhe elektronet e lira.
Kohët e fundit, u shfaq një raport se prania e joneve të heliumit u zbulua në përbërjen e erës diellore. Kjo rrethanë derdh një magji në mekanizmin me të cilin shkarkimi i ngarkuar
grimcat nga sipërfaqja e diellit. Nëse era diellore përbëhej vetëm nga elektrone dhe protone, atëherë mund të supozohet se ajo është formuar për shkak të proceseve thjesht termike dhe është diçka si avulli që formohet mbi sipërfaqen e ujit të vluar. Megjithatë, bërthamat e atomeve të heliumit janë katër herë më të rënda se protonet dhe për këtë arsye nuk ka gjasa të nxirren nga avullimi. Me shumë mundësi, formimi i erës diellore shoqërohet me veprimin e forcave magnetike. Duke fluturuar larg Diellit, retë plazmatike, si të thuash, mbartin me vete fushat magnetike. Janë këto fusha që shërbejnë si ajo lloj “çimentoje” që “ngjesh” së bashku grimcat me masa dhe ngarkesa të ndryshme.
Vëzhgimet dhe llogaritjet e kryera nga astronomët kanë treguar se ndërsa largohemi nga Dielli, dendësia e koronës gradualisht zvogëlohet. Por rezulton se në rajonin e orbitës së Tokës është ende dukshëm i ndryshëm nga zero. Në këtë rajon të sistemit diellor, ka nga njëqind deri në një mijë grimca koronale për çdo centimetër kub të hapësirës. Me fjalë të tjera, planeti ynë ndodhet brenda atmosferës diellore dhe, nëse dëshironi, ne kemi të drejtë ta quajmë veten jo vetëm banorët e Tokës, por edhe banorët e atmosferës së Diellit.
Nëse korona është pak a shumë e qëndrueshme pranë Diellit, atëherë me rritjen e distancës, ajo tenton të zgjerohet në hapësirë. Dhe sa më larg nga Dielli, aq më i lartë është shkalla e këtij zgjerimi. Sipas llogaritjeve të astronomit amerikan E. Parker, tashmë në një distancë prej 10 milion km, grimcat koronale lëvizin me shpejtësi që tejkalojnë shpejtësinë e zërit. Dhe sa më larg nga Dielli dhe dobësimi i forcës së tërheqjes diellore, këto shpejtësi rriten disa herë më shumë.
Kështu, përfundimi sugjeron vetë se korona diellore është era diellore që fryn rreth hapësirës së sistemit tonë planetar.
Këto përfundime teorike janë konfirmuar plotësisht nga matjet në raketat hapësinore dhe satelitët artificialë të tokës. Doli se era diellore ekziston gjithmonë dhe “fryn” pranë Tokës me një shpejtësi prej rreth 400 km/sek. Me rritjen e aktivitetit diellor, kjo shpejtësi rritet.
Sa larg fryn era diellore? Kjo pyetje është me interes të konsiderueshëm, megjithatë, për të marrë të dhënat përkatëse eksperimentale, është e nevojshme të kryhet tingulli me anije kozmike të pjesës së jashtme të sistemit diellor. Derisa të bëhet kjo, duhet të kënaqemi me konsiderata teorike.
Megjithatë, nuk mund të merret një përgjigje e qartë. Në varësi të supozimeve fillestare, llogaritjet çojnë në rezultate të ndryshme. Në një rast, rezulton se era diellore ulet tashmë në orbitën e Saturnit, në tjetrën, se ajo ende ekziston në një distancë shumë të madhe përtej orbitës së planetit të fundit, Plutonit. Por këto janë vetëm teorikisht kufijtë ekstremë të përhapjes së mundshme të erës diellore. Vetëm vëzhgimet mund të tregojnë kufirin e saktë.
Më të besueshmet do të ishin, siç e kemi vërejtur tashmë, të dhënat nga sondat hapësinore. Por në parim, disa vëzhgime indirekte janë gjithashtu të mundshme. Në veçanti, u vu re se pas çdo rënie të njëpasnjëshme të aktivitetit diellor, rritja përkatëse e intensitetit të rrezeve kozmike me energji të lartë, d.m.th., rrezet që hyjnë në sistemin diellor nga jashtë, ndodh me një vonesë prej rreth gjashtë muajsh. Me sa duket, kjo është pikërisht periudha që është e nevojshme që ndryshimi i radhës i fuqisë së erës diellore të arrijë kufirin e përhapjes së saj. Meqenëse shpejtësia mesatare e përhapjes së erës diellore është rreth 2.5 njësi astronomike (1 njësi astronomike = 150 milion km - distanca mesatare e Tokës nga Dielli) në ditë, kjo jep një distancë prej rreth 40-45 njësi astronomike. Me fjalë të tjera, era diellore thahet diku rreth orbitës së Plutonit.
Ekziston një rrjedhë e vazhdueshme e grimcave që dalin nga atmosfera e sipërme e diellit. Ne shohim dëshmi të erës diellore rreth nesh. Stuhitë e fuqishme gjeomagnetike mund të dëmtojnë satelitët dhe sistemet elektrike në Tokë dhe të shkaktojnë aurora të bukura. Ndoshta dëshmia më e mirë për këtë janë bishtat e gjatë të kometave teksa kalojnë pranë diellit.
Grimcat e pluhurit të kometës devijohen nga era dhe largohen nga Dielli, kjo është arsyeja pse bishtat e kometës janë gjithmonë larg nga dielli ynë.
Era diellore: origjina, karakteristikat
Ai vjen nga shtresat e sipërme të atmosferës së Diellit, të quajtura korona. Në këtë rajon, temperatura është mbi 1 milion Kelvin, dhe grimcat kanë një ngarkesë energjie prej më shumë se 1 keV. Në fakt ekzistojnë dy lloje të erës diellore: e ngadaltë dhe e shpejtë. Ky ndryshim mund të shihet në kometat. Nëse shikoni nga afër një foto të një komete, do të shihni se ato shpesh kanë dy bishta. Njëra është e drejtë dhe tjetra është më e lakuar.
Era e shpejtë diellore
Ai udhëton me 750 km/s dhe astronomët besojnë se e ka origjinën nga vrimat koronale, rajone ku linjat e fushës magnetike shpojnë sipërfaqen e Diellit.
era e ngadaltë diellore
Ka një shpejtësi prej rreth 400 km/s dhe vjen nga brezi ekuatorial i yllit tonë. Rrezatimi arrin në Tokë, në varësi të shpejtësisë, nga disa orë në 2-3 ditë.
Era e ngadaltë diellore është më e gjerë dhe më e dendur se ajo e shpejtë, e cila krijon një bisht të madh kometë të ndritshëm.
Nëse jo për fushën magnetike të Tokës, ajo do të shkatërronte jetën në planetin tonë. Megjithatë, fusha magnetike rreth planetit na mbron nga rrezatimi. Forma dhe madhësia e fushës magnetike përcaktohet nga forca dhe shpejtësia e erës.
Mund të arrijë vlerat deri në 1.1 milion gradë Celsius. Prandaj, duke pasur një temperaturë të tillë, grimcat lëvizin shumë shpejt. Graviteti i Diellit nuk mund t'i mbajë ata dhe ata largohen nga ylli.
Aktiviteti i Diellit ndryshon gjatë ciklit 11-vjeçar. Në të njëjtën kohë, sasia njollat e diellit, nivelet e rrezatimit dhe masa e materialit të hedhur në hapësirë po ndryshojnë. Dhe këto ndryshime ndikojnë në vetitë e erës diellore - fushën e saj magnetike, shpejtësinë, temperaturën dhe densitetin. Prandaj, era diellore mund të ketë karakteristika të ndryshme. Ato varen nga saktësisht se ku ishte burimi i tij në Diell. Dhe ato gjithashtu varen nga shpejtësia e rrotullimit të kësaj zone.
Shpejtësia e erës diellore është më e madhe se shpejtësia e lëvizjes së substancës së vrimave koronale. Dhe arrin 800 kilometra në sekondë. Këto vrima shfaqen në polet e Diellit dhe në gjerësinë e tij të ulët. Ato marrin dimensionet më të mëdha gjatë atyre periudhave kur aktiviteti në Diell është minimal. Temperaturat e materies që bartet nga era diellore mund të arrijnë 800,000 C.
Në brezin e kanalit koronal të vendosur rreth ekuatorit, era diellore lëviz më ngadalë - rreth 300 km. për sekond. Është vërtetuar se temperatura e materies që lëviz në erën e ngadaltë diellore arrin 1.6 milion C.
Dielli dhe atmosfera e tij përbëhen nga plazma dhe një përzierje e grimcave të ngarkuara pozitivisht dhe negativisht. Kanë temperatura jashtëzakonisht të larta. Prandaj, materia po largohet vazhdimisht nga Dielli, e rrëmbyer nga era diellore.
Ndikimi në tokë
Kur era diellore largohet nga Dielli, ajo mbart grimca të ngarkuara dhe fusha magnetike. Rrezatuar në të gjitha drejtimet, grimcat e erës diellore ndikojnë vazhdimisht në planetin tonë. Ky proces prodhon efekte interesante.
Nëse materiali i transportuar nga era diellore arrin në sipërfaqen e planetit, ai do të shkaktojë dëme serioze në çdo formë jete që ekziston. Prandaj, fusha magnetike e Tokës shërben si një mburojë, duke ridrejtuar shtigjet e grimcave diellore rreth planetit. Grimcat e ngarkuara duket se "rrjedhin" jashtë saj. Ndikimi i erës diellore ndryshon fushën magnetike të Tokës në atë mënyrë që ajo të deformohet dhe të shtrihet në anën e natës të planetit tonë.
Ndonjëherë Dielli nxjerr vëllime të mëdha plazme, të njohura si nxjerrje në masë koronale (CMEs), ose stuhi diellore. Kjo ndodh më shpesh gjatë periudhës aktive të ciklit diellor, i njohur si maksimumi diellor. CME-të kanë një efekt më të fortë se era standarde diellore.
Disa trupa të sistemit diellor, si Toka, janë të mbrojtura nga një fushë magnetike. Por shumë prej tyre nuk kanë një mbrojtje të tillë. Sateliti i Tokës sonë nuk ka mbrojtje për sipërfaqen e tij. Prandaj, ajo përjeton efektin maksimal të erës diellore. Mërkuri, planeti më afër Diellit, ka një fushë magnetike. Ai mbron planetin nga era e zakonshme standarde, megjithatë nuk është në gjendje t'i rezistojë ndezjeve më të fuqishme si CME.
Kur rrymat e erës diellore me shpejtësi të lartë dhe të ulët ndërveprojnë me njëra-tjetrën, ato krijojnë rajone të dendura të njohura si rajone të ndërveprimit rrotullues (CIR). Janë këto zona që shkaktojnë stuhi gjeomagnetike kur përplasen me atmosferën e tokës.
Era diellore dhe grimcat e ngarkuara që ajo mbart mund të ndikojnë në satelitët e Tokës dhe Sistemet e Pozicionimit Global (GPS). Shpërthimet e fuqishme mund të dëmtojnë satelitët ose të shkaktojnë gabime pozicioni kur përdorni sinjale GPS prej dhjetëra metrash.
Era diellore arrin të gjithë planetët në. Misioni i NASA-s New Horizons e zbuloi atë ndërsa udhëtonte mes dhe.
Studimi i erës diellore
Shkencëtarët kanë ditur për ekzistencën e erës diellore që nga vitet 1950. Por pavarësisht ndikimit të tij masiv në Tokë dhe astronautët, shkencëtarët ende nuk i dinë shumë nga karakteristikat e tij. Disa misione hapësinore në dekadat e fundit janë përpjekur të shpjegojnë këtë mister.
I nisur në hapësirë më 6 tetor 1990, misioni i NASA Ulysses studioi Diellin në gjerësi të ndryshme. Ajo ka matur vetitë e ndryshme të erës diellore për më shumë se një dekadë.
Misioni Advanced Composition Explorer () kishte një orbitë të lidhur me një nga pikat speciale të vendosura midis Tokës dhe Diellit. Njihet si pika e Lagranzhit. Në këtë rajon, forcat gravitacionale nga Dielli dhe Toka kanë të njëjtën vlerë. Dhe kjo i lejon satelitit të ketë një orbitë të qëndrueshme. I nisur në 1997, eksperimenti ACE studion erën diellore dhe siguron matje në kohë reale të një fluksi të vazhdueshëm grimcash.
Anijet kozmike STEREO-A dhe STEREO-B të NASA-s po studiojnë skajet e Diellit nga këndvështrime të ndryshme për të parë se si lind era diellore. Sipas NASA-s, STEREO ka ofruar “një vështrim unik dhe revolucionar në sistemin Tokë-Diell”.
Misione të reja
NASA planifikon të nisë një mision të ri për të studiuar Diellin. Ai u jep shkencëtarëve shpresë për të mësuar edhe më shumë rreth natyrës së Diellit dhe erës diellore. Sonda Diellore Parker e NASA-s, e planifikuar për nisje ( lançuar me sukses më 12.08.2018 – Navigator) në verën e vitit 2018, do të funksionojë në atë mënyrë që fjalë për fjalë të "prek Diellin". Pas disa vitesh fluturimi në orbitë afër yllit tonë, sonda do të zhytet në koronën e Diellit për herë të parë në histori. Kjo do të bëhet për të marrë një kombinim të imazheve dhe matjeve fantastike. Eksperimenti do të avancojë të kuptuarit tonë për natyrën e koronës diellore dhe do të përmirësojë të kuptuarit tonë për origjinën dhe evolucionin e erës diellore.
Nëse gjeni një gabim, ju lutemi theksoni një pjesë të tekstit dhe klikoni Ctrl+Enter.
V.B. Baranov, Universiteti Shtetëror i Moskës Lomonosov M.V. Lomonosov
Artikulli trajton problemin e zgjerimit supersonik të koronës diellore (era diellore). Analizohen katër probleme kryesore: 1) arsyet e daljes së plazmës nga korona diellore; 2) nëse një dalje e tillë është homogjene; 3) ndryshimi i parametrave të erës diellore me distancën nga Dielli dhe 4) mënyra se si era diellore derdhet në mjedisin ndëryjor.
Prezantimi
Kanë kaluar pothuajse 40 vjet që kur fizikani amerikan E. Parker parashikoi teorikisht një fenomen të quajtur "era diellore" dhe i cili, disa vjet më vonë, u konfirmua eksperimentalisht nga grupi i shkencëtarit sovjetik K. Gringauz duke përdorur instrumente të montuara në Luna. - 2" dhe "Luna-3". Era diellore është një rrymë e plazmës së hidrogjenit plotësisht të jonizuar, domethënë një gaz i përbërë nga elektrone dhe protone me përafërsisht të njëjtën densitet (kusht pothuajse neutraliteti), i cili largohet nga Dielli me një shpejtësi të lartë supersonike. Në orbitën e Tokës (një njësi astronomike (AU) nga Dielli), shpejtësia VE e kësaj rryme është afërsisht 400-500 km/s, përqendrimi i protoneve (ose elektroneve) ne = 10-20 grimca për centimetër kub, dhe temperatura e tyre Te është afërsisht 100,000 K (temperatura e elektroneve është disi më e lartë).
Përveç elektroneve dhe protoneve, në hapësirën ndërplanetare u zbuluan grimca alfa (të rendit disa përqind), një sasi e vogël grimcash më të rënda dhe një fushë magnetike, vlera mesatare e induksionit të së cilës rezultoi të ishte në Orbita e Tokës e rendit të disa gamave (1
= 10-5 Gs).Pak histori lidhur me parashikimin teorik të erës diellore
Gjatë historisë jo shumë të gjatë të astrofizikës teorike, besohej se të gjitha atmosferat e yjeve janë në ekuilibër hidrostatik, domethënë në një gjendje kur forca e tërheqjes gravitacionale të një ylli balancohet nga forca e lidhur me gradientin e presionit. në atmosferën e tij (me një ndryshim të presionit për njësi distancë r nga yjet qendrore). Matematikisht, ky ekuilibër shprehet si një ekuacion diferencial i zakonshëm
| (1) |
ku G është konstanta gravitacionale, M* është masa e yllit, p është presioni i gazit atmosferik,
është dendësia e masës së saj. Nëse është dhënë shpërndarja e temperaturës T në atmosferë, atëherë nga ekuacioni i ekuilibrit (1) dhe ekuacioni i gjendjes për një gaz ideal| (2) |
ku R është konstanta e gazit, fitohet lehtësisht e ashtuquajtura formula barometrike, e cila në rastin e veçantë të temperaturës konstante T do të ketë formën
| (3) |
Në formulën (3), p0 është presioni në bazën e atmosferës yjore (në r = r0). Nga kjo formulë shihet se për r
, pra në distanca shumë të mëdha nga ylli, presioni p priret në një kufi të fundëm, i cili varet nga vlera e presionit p0.Meqenëse besohej se atmosfera diellore, si dhe atmosfera e yjeve të tjerë, është në një gjendje ekuilibri hidrostatik, gjendja e saj u përcaktua nga formula të ngjashme me formulat (1), (2), (3) . Duke marrë parasysh fenomenin e pazakontë dhe ende të pa kuptuar plotësisht të një rritjeje të mprehtë të temperaturës nga rreth 10,000 gradë në sipërfaqen e Diellit në 1,000,000 gradë në koronën diellore, Chapman (shih, për shembull) zhvilloi teorinë e një korone diellore statike. , e cila duhet të kishte kaluar pa probleme në mediumin ndëryjor, përreth sistem diellor.
Megjithatë, në punën e tij pioniere, Parker vuri re se presioni në pafundësi, i marrë nga një formulë si (3) për koronën diellore statike, rezulton të jetë pothuajse një rend i madhësisë më i madh se vlera e presionit që u vlerësua për gazin ndëryjor nga vëzhgimet. Për të eliminuar këtë mospërputhje, Parker sugjeroi që korona diellore nuk është në ekuilibër statik, por po zgjerohet vazhdimisht në mjedisin ndërplanetar që rrethon Diellin. Në të njëjtën kohë, në vend të ekuacionit të ekuilibrit (1), ai propozoi përdorimin e një ekuacioni hidrodinamik të lëvizjes së formës
| (4) |
ku në sistemin koordinativ të lidhur me Diellin, vlera V është shpejtësia radiale e plazmës. Nën
i referohet masës së diellit.Për një shpërndarje të caktuar të temperaturës Т, sistemi i ekuacioneve (2) dhe (4) ka zgjidhje të tipit të paraqitur në Fig. 1. Në këtë figurë, a tregon shpejtësinë e zërit, dhe r* është distanca nga origjina në të cilën shpejtësia e gazit është e barabartë me shpejtësinë e zërit (V = a). Natyrisht, vetëm kthesat 1 dhe 2 në Fig. 1 kanë një kuptim fizik për problemin e daljes së gazit nga Dielli, pasi kthesat 3 dhe 4 kanë shpejtësi jo unike në secilën pikë, dhe kthesat 5 dhe 6 korrespondojnë me shpejtësi shumë të larta në atmosferën diellore, gjë që nuk vërehet në teleskopë. . Parker analizoi kushtet në të cilat një zgjidhje që korrespondon me lakoren 1 zbatohet në natyrë. Ai tregoi se për të përputhur presionin e marrë nga një zgjidhje e tillë me presionin në mjedisin ndëryjor, rasti më real është kalimi i gazit nga një rrjedha nënsonike (në r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*), dhe këtë rrymë e quajti era diellore. Sidoqoftë, ky pohim u kundërshtua në veprën e Chamberlain, i cili konsideroi zgjidhjen më realiste që korrespondon me kurbën 2, e cila përshkruan kudo "fllad diellor" nënsonik. Në të njëjtën kohë, eksperimentet e para në anijen kozmike (shih, për shembull,), të cilat zbuluan rrjedhat e gazit supersonik nga Dielli, nuk iu dukën, duke gjykuar nga literatura, për Chamberlain mjaftueshëm të besueshëm.
| Oriz. 1. Zgjidhje të mundshme të ekuacioneve njëdimensionale të dinamikës së gazit për shpejtësinë V të rrjedhjes së gazit nga sipërfaqja e Diellit në prani të forcës gravitacionale. Kurba 1 korrespondon me zgjidhjen për erën diellore. Këtu a është shpejtësia e zërit, r është distanca nga Dielli, r* është distanca në të cilën shpejtësia e gazit është e barabartë me shpejtësinë e zërit, është rrezja e Diellit. |
Historia e eksperimenteve në hapësirën e jashtme vërtetoi shkëlqyeshëm korrektësinë e ideve të Parker-it për erën diellore. Materiali i detajuar mbi teorinë e erës diellore mund të gjendet, për shembull, në monografi.
Ide për daljen uniforme të plazmës nga korona diellore
Nga ekuacionet njëdimensionale të dinamikës së gazit, mund të merret rezultati i njohur: në mungesë të forcave të trupit, një rrjedhë gazi sferikisht simetrike nga një burim pikësor mund të jetë ose nënsonik ose supersonik kudo. Prania e forcës gravitacionale (ana e djathtë) në ekuacionin (4) çon në shfaqjen e zgjidhjeve si kurba 1 në Fig. 1, domethënë me kalimin përmes shpejtësisë së zërit. Le të nxjerrim një analogji me rrjedhën klasike në grykën Laval, e cila është baza e të gjithë motorëve reaktivë supersonikë. Skematikisht, kjo rrjedhë është paraqitur në Fig. 2.
| Oriz. Fig. 2. Skema e rrjedhjes në grykën Laval: 1 - një rezervuar, i quajtur marrës, në të cilin furnizohet ajri shumë i nxehtë me një shpejtësi të ulët, 2 - zona e ngjeshjes gjeometrike të kanalit në mënyrë që të përshpejtohet rrjedha e gazit nënsonik, 3 - zona e zgjerimit gjeometrik të kanalit për të përshpejtuar rrjedhën supersonike. |
Rezervuari 1, i quajtur marrës, furnizohet me gaz të ndezur në një temperaturë shumë të lartë me një shpejtësi shumë të ulët (energjia e brendshme e gazit është shumë më e madhe se energjia e tij kinetike e lëvizjes së drejtuar). Me anë të një ngjeshjeje gjeometrike të kanalit, gazi përshpejtohet në rajonin 2 (rrjedhja nënsonike) derisa shpejtësia e tij të arrijë shpejtësinë e zërit. Për përshpejtimin e tij të mëtejshëm, është e nevojshme të zgjerohet kanali (rajoni 3 i rrjedhës supersonike). Në të gjithë rajonin e rrjedhës, gazi përshpejtohet për shkak të ftohjes së tij adiabatike (pa furnizim me nxehtësi) (energjia e brendshme e lëvizjes kaotike shndërrohet në energjinë e lëvizjes së drejtuar).
Në problemin e konsideruar të formimit të erës diellore, roli i marrësit luhet nga korona diellore, dhe roli i mureve të hundës Laval luhet nga forca gravitacionale e tërheqjes diellore. Sipas teorisë së Parker-it, kalimi përmes shpejtësisë së zërit duhet të ndodhë diku në një distancë prej disa rrezesh diellore. Megjithatë, një analizë e zgjidhjeve të marra në teori tregoi se temperatura e koronës diellore nuk është e mjaftueshme që gazi i saj të përshpejtohet në shpejtësi supersonike, siç është rasti në teorinë e hundës së Lavalit. Duhet të ketë një burim shtesë energjie. Një burim i tillë konsiderohet aktualisht si shpërndarja e lëvizjeve valore, të cilat janë gjithmonë të pranishme në erën diellore (nganjëherë quhen turbulenca plazmatike), të mbivendosura mbi rrjedhën mesatare dhe vetë rrjedha nuk është më adiabatike. Analiza sasiore e proceseve të tilla kërkon ende kërkime të mëtejshme.
Është interesante se teleskopët me bazë tokësore zbulojnë fusha magnetike në sipërfaqen e Diellit. Vlera mesatare e induksionit të tyre magnetik B vlerësohet në 1 G, megjithëse në formacione individuale fotosferike, për shembull, në pika, fusha magnetike mund të jetë urdhra me madhësi më të madhe. Meqenëse plazma është një përcjellës i mirë i elektricitetit, është e natyrshme që fushat magnetike diellore të ndërveprojnë me rrjedhat e saj nga Dielli. Në këtë rast, një teori thjesht gaz-dinamike jep një përshkrim jo të plotë të fenomenit në shqyrtim. Ndikimi i fushës magnetike në rrjedhën e erës diellore mund të konsiderohet vetëm në kuadrin e një shkence të quajtur magnetohidrodinamikë. Cilat janë rezultatet e konsideratave të tilla? Sipas punës pioniere në këtë drejtim (shih gjithashtu), fusha magnetike çon në shfaqjen e rrymave elektrike j në plazmën e erës diellore, e cila, nga ana tjetër, çon në shfaqjen e një force ponderomotive j x B, e cila drejtohet në drejtim pingul me drejtimin radial. Si rezultat, era diellore ka një komponent të shpejtësisë tangjenciale. Ky komponent është pothuajse dy rend magnitudë më i vogël se ai radial, por luan një rol të rëndësishëm në largimin e momentit këndor nga Dielli. Supozohet se kjo rrethanë e fundit mund të luajë një rol të rëndësishëm në evolucionin jo vetëm të Diellit, por edhe të yjeve të tjerë në të cilët është zbuluar një "erë yjore". Në veçanti, për të shpjeguar uljen e mprehtë të shpejtësisë këndore të yjeve të tipit të vonë spektral, shpesh thirret hipoteza e transferimit të momentit rrotullues në planetët e formuar rreth tyre. Mekanizmi i konsideruar i humbjes së momentit këndor të Diellit nga rrjedhja e plazmës prej tij hap mundësinë e rishikimit të kësaj hipoteze.
Fluksi radial konstant i plazmës diellore. kurorat në prodhimin ndërplanetar. Rrjedha e energjisë që vjen nga zorrët e Diellit ngroh plazmën e koronës deri në 1.5-2 milion K. Post. ngrohja nuk balancohet nga humbja e energjisë për shkak të rrezatimit, pasi korona është e vogël. Energji e tepërt do të thotë. shkallë mbaj larg h-tsy S. shek. (=1027-1029 erg/s). Prandaj, kurora nuk është hidrostatike. ekuilibri, ai po zgjerohet vazhdimisht. Sipas përbërjes së shek. nuk ndryshon nga plazma e koronës (shekulli S. përmban kryesisht arr. protone, elektrone, pak bërthama heliumi, jone oksigjeni, silic, squfur dhe hekur). Në bazën e koronës (10,000 km nga fotosfera diellore) h-tsy kanë një renditje radiale prej qindra m / s, në një distancë prej disa. diellore rrezet, ajo arrin shpejtësinë e zërit në plazmë (100 -150 km / s), afër orbitës së Tokës, shpejtësia e protoneve është 300-750 km / s, dhe hapësira e tyre. - nga disa h-ts deri në disa dhjetëra thyesa në 1 cm3. Me ndihmën e hapësirës ndërplanetare. stacionet u konstatua se deri në orbitën e Saturnit, dendësia e fluksit të shek.h-c S.. zvogëlohet sipas ligjit (r0/r)2, ku r është distanca nga Dielli, r0 është niveli fillestar. S. v. mbart me vete sythe të vijave të forcës së diejve. magn. fusha, to-thekër formojnë magn ndërplanetare. . kombinimi i radialit lëvizjet ch-c S. v. me rrotullimin e Diellit u jep këtyre vijave formën e spiraleve. Struktura në shkallë të gjerë e magnetit. Fusha në afërsi të Diellit ka formën e sektorëve, në të cilët fusha është e drejtuar larg Diellit ose drejt tij. Madhësia e zgavrës së zënë nga SV nuk dihet saktësisht (rrezja e saj, me sa duket, nuk është më pak se 100 AU). Në kufijtë e kësaj kaviteti dinamik. S. v. duhet të balancohet nga presioni i gazit ndëryjor, galaktik. magn. fusha dhe galaktikë hapësirë rrezet. Në afërsi të Tokës, përplasja e rrjedhës së c-c S. v. me gjeomagnetike fusha gjeneron një valë goditëse të palëvizshme përpara magnetosferës së Tokës (nga ana e Diellit, Fig.).
S. v. sikur rrjedh rreth magnetosferës, duke kufizuar shtrirjen e saj në pr-ve. Ndryshimet në intensitetin e shekullit S. të lidhura me flakët diellore, yavl. kryesore shkaku i çrregullimeve gjeomagnetike. fushat dhe magnetosferat (stuhitë magnetike).
Mbi Diellin humbet me S. në. \u003d 2X10-14 pjesë e masës së saj Msun. Është e natyrshme të supozohet se një rrjedhje uji, e ngjashme me S. V., ekziston edhe në yje të tjerë (""). Ajo duhet të jetë veçanërisht intensive për yjet masive (me një masë = disa dhjetëra Msoln) dhe me një temperaturë të lartë të sipërfaqes (= 30-50 mijë K) dhe për yjet me një atmosferë të zgjeruar (gjigantët e kuq), sepse në rastin e parë , pjesët e një korone yjore shumë të zhvilluar kanë një energji mjaft të lartë për të kapërcyer tërheqjen e yllit, dhe në të dytën, ato kanë një parabolikë të ulët. shpejtësia (shpejtësia e ikjes; (shih SHPEJTËSITË E HAPËSIRËS)). Do të thotë. Humbjet në masë me erën yjore (= 10-6 Msol/vit dhe më shumë) mund të ndikojnë ndjeshëm në evolucionin e yjeve. Nga ana tjetër, era yjore krijon "flluska" të gazit të nxehtë në mjedisin ndëryjor - burime të rrezeve X. rrezatimi.
Fjalor Enciklopedik Fizik. - M.: Enciklopedia Sovjetike. . 1983 .
ERA DIELLORE - një rrjedhje e vazhdueshme e plazmës me origjinë diellore, Dielli) në hapësirën ndërplanetare. Në temperatura të larta, të cilat ekzistojnë në koronën diellore (1.5 * 10 9 K), presioni i shtresave mbivendosëse nuk mund të balancojë presionin e gazit të substancës së koronës dhe korona zgjerohet.
Dëshmia e parë e ekzistencës së postit. Fluksi i plazmës nga Dielli i marrë nga L. Birman (L. Biermann) në vitet 1950. mbi analizën e forcave që veprojnë në bishtin plazmatik të kometave. Në vitin 1957, J. Parker (E. Parker), duke analizuar kushtet e ekuilibrit të substancës së kurorës, tregoi se kurora nuk mund të jetë në kushte hidrostatike. e mërkurë Karakteristikat e S janë dhënë në tabelë. 1. Rrjedhat e S. në. mund të ndahet në dy klasa: i ngadaltë - me një shpejtësi prej 300 km / s dhe i shpejtë - me një shpejtësi prej 600-700 km / s. Rrjedhat e shpejta vijnë nga rajonet e koronës diellore, ku struktura e magnetikes. fusha është afër radiales. vrima koronale. Rrjedhat e ngadalta. në. lidhur, me sa duket, me zonat e kurorës, në të cilat ka një mjet Tab. një. - Karakteristikat mesatare të erës diellore në orbitën e Tokës
Shpejtësia | |
Përqendrimi i protonit | |
Temperatura e protonit | |
Temperatura e elektroneve | |
Forca e fushës magnetike | |
Dendësia e fluksit të Python.... | 2.4*10 8 cm -2 *c -1 |
Dendësia e fluksit të energjisë kinetike | 0,3 erg*cm -2 *s -1 |
Tab. 2.- Përbërja kimike relative e erës diellore
Përmbajtja relative |
|
Përmbajtja relative |
|
Përveç kryesore në përbërjen e tij janë gjetur edhe përbërësit e shek.S.-protone dhe elektrone, - grimca.Matje të jonizimit. temperatura e joneve S. shek. bëjnë të mundur përcaktimin e temperaturës së elektroneve të koronës diellore.
Në shekullin S. vërehen dallime. llojet e valëve: Langmuir, fishkëllima, tinguj jonikë, valë plazma). Disa nga valët e tipit Alfvén krijohen në Diell, dhe disa ngacmohen në mjedisin ndërplanetar. Gjenerimi i valëve zbut devijimet e funksionit të shpërndarjes së grimcave nga Maxwelliani dhe, në lidhje me ndikimin e magnetit. fushë në plazmë çon në faktin se S. shek. sillet si një vazhdimësi. Valët e tipit Alfvén luajnë një rol të madh në përshpejtimin e përbërësve të vegjël të C. 
Oriz. 1. Era masive diellore. Në boshtin horizontal - raporti i masës së grimcës me ngarkesën e saj, në vertikal - numri i grimcave të regjistruara në dritaren e energjisë të pajisjes për 10 s. Numrat me shenjën "+" tregojnë ngarkesën e jonit.
Rrjedha e S. në. është supersonike në lidhje me shpejtësitë e atyre llojeve të valëve, to-thekra japin eff. transferimi i energjisë në shek. (Alvenov, zë). Alvenovskoye dhe zëri Numri mach C. në. 7. Kur rrjedh rreth S. në. pengesa të afta për ta devijuar atë në mënyrë efektive (fushat magnetike të Mërkurit, Tokës, Jupiterit, Saturnit ose jonosferat përcjellëse të Venusit dhe, me sa duket, Marsit), formohet një valë goditëse e harkut në dalje. valë, e cila e lejon atë të rrjedhë rreth një pengese. Në të njëjtën kohë në shek. formohet një zgavër - magnetosfera (e vetja ose e induktuar), forma dhe madhësia e tufës përcaktohen nga ekuilibri i presionit magnetik. fusha e planetit dhe presioni i rrjedhës së rrjedhës së plazmës (shih Fig. Magnetosfera e Tokës, Magnetosfera e planetëve). Në rastin e ndërveprimit S. shek. me një trup jopërçues (p.sh., Hëna), një valë goditëse nuk ndodh. Rrjedha e plazmës absorbohet nga sipërfaqja dhe pas trupit formohet një zgavër, e cila gradualisht mbushet me plazmën C. në.
Procesi i palëvizshëm i daljes së plazmës së koronës mbivendoset nga procese jostacionare që lidhen me flakëron në diell. Me shpërthime të forta, materia nxirret nga fundi. rajonet e koronës në mjedisin ndërplanetar. variacionet magnetike). 
Oriz. 2. Përhapja e një vale goditëse ndërplanetare dhe e nxjerrjes nga një shpërthim diellor. Shigjetat tregojnë drejtimin e lëvizjes së plazmës së erës diellore,
Oriz. 3. Llojet e zgjidhjeve të ekuacionit të zgjerimit të koronës. Shpejtësia dhe distanca janë normalizuar në shpejtësinë kritike vc dhe distanca kritike Rc. Zgjidhja 2 korrespondon me erën diellore.
Zgjerimi i koronës diellore përshkruhet nga një sistem ur-tionesh të ruajtjes së masës, v k) në disa kritike. distanca R deri dhe zgjerimi pasues me shpejtësi supersonike. Kjo zgjidhje jep një vlerë jashtëzakonisht të vogël të presionit në pafundësi, gjë që bën të mundur përputhjen e saj me presionin e ulët të mediumit ndëryjor. Yu.Parker e quajti rrjedhën e këtij lloji të shek. 
, ku m është masa e protonit, është indeksi adiabatik, është masa e Diellit. Në fig. 4 tregon ndryshimin në shkallën e zgjerimit me heliocentrik. përçueshmëri termike, viskozitet, 
Oriz. 4. Profilet e shpejtësisë së erës diellore për modelin e koronës izotermale në vlera të ndryshme të temperaturës koronale.
S. v. ofron kryesore dalje e energjisë termike të koronës, që nga transferimi i nxehtësisë në kromosferë, el.-mag. koronat dhe përçueshmëria termike elektronikepp. në. e pamjaftueshme për të vendosur ekuilibrin termik të koronës. Përçueshmëria termike elektronike siguron një ulje të ngadaltë të temperaturës së S. in. me distancë. ndriçimi i diellit.
S. v. mbart me vete fushën magnetike koronale në mjedisin ndërplanetar. fushë. Linjat e forcës së kësaj fushe të ngrira në plazmë formojnë fushën magnetike ndërplanetare. fushë (MMP).Megjithëse intensiteti i FMN-së është i vogël dhe dendësia e energjisë e tij është përafërsisht 1% e densitetit të kinetikës. energjia S.v., luan një rol të rëndësishëm në termodinamikën e S. në. dhe në dinamikën e ndërveprimeve të S. me trupat e sistemit diellor, si dhe rrjedhat e S. në. mes tyre. Kombinimi i zgjerimit të S. me rrotullimin e Diellit çon në faktin se magn. vijat e forcës të ngrira në shekullin S. kanë formën, B R dhe komponentët azimut të magnetikës. fushat ndryshojnë ndryshe me distancën pranë rrafshit të ekliptikës: 
ku - ang. shpejtësia e rrotullimit të diellit dhe - komponenti radial i shpejtësisë c., indeksi 0 korrespondon me nivelin fillestar. Në një distancë të orbitës së Tokës, këndi midis drejtimit të magnetit. fusha dhe R rreth 45°. Në magn L të madh. 
Oriz. 5. Forma e vijës së fushës së fushës magnetike ndërplanetare - shpejtësia këndore e rrotullimit të Diellit, dhe - komponenti radial i shpejtësisë së plazmës, R - distanca heliocentrike.
S. v., që lind mbi rajonet e Diellit me dekomp. orientimi magnetik. fushat, shpejtësia, temp-pa, përqendrimi i grimcave etj.) gjithashtu krh. ndryshime të rregullta në seksionin e çdo sektori, gjë që shoqërohet me ekzistencën e një fluksi të shpejtë S. brenda sektorit. Kufijtë e sektorëve zakonisht ndodhen në rrjedhën intrangadalë të S. në. Më shpesh, vërehen 2 ose 4 sektorë, duke u rrotulluar me Diellin. Kjo strukturë e cila është formuar me tërheqjen e S. të shek. magnetike në shkallë të gjerë fusha e kurorës, mund të vërehet për disa. revolucionet e diellit. Struktura sektoriale e FMN-së është pasojë e ekzistencës së një fletë rryme (TS) në mediumin ndërplanetar, i cili rrotullohet së bashku me Diellin. TS krijon një valë magnetike. fushat - radiale FMN kanë shenja të ndryshme në anët e ndryshme të automjetit. Ky TS, i parashikuar nga H. Alfven, kalon nëpër ato pjesë të koronës diellore, të cilat janë të lidhura me rajone aktive në Diell dhe i ndan këto rajone nga dekompozimi. shenjat e komponentit radial të magnetit diellor. fusha. TC ndodhet afërsisht në rrafshin e ekuatorit diellor dhe ka një strukturë të palosur. Rrotullimi i Diellit çon në përdredhjen e palosjeve CS në një spirale (Fig. 6). Duke qenë pranë planit të ekliptikës, vëzhguesi rezulton të jetë ose sipër ose nën CS, për shkak të të cilit ai bie në sektorë me shenja të ndryshme të komponentit radial të FMN.
Pranë Diellit në shek. ekzistojnë gradientë të shpejtësisë gjatësore dhe latitudinale të valëve goditëse pa përplasje (Fig. 7). Së pari, formohet një valë goditëse që përhapet përpara nga kufiri i sektorëve (një valë goditëse e drejtpërdrejtë), dhe më pas formohet një valë goditëse e kundërt që përhapet drejt Diellit. 
Oriz. 6. Forma e fletës së rrymës heliosferike. Kryqëzimi i tij me rrafshin e ekliptikës (i anuar në ekuatorin e Diellit në një kënd prej ~ 7°) jep strukturën sektoriale të vëzhguar të fushës magnetike ndërplanetare.
Oriz. 7. Struktura e sektorit të fushës magnetike ndërplanetare. Shigjetat e shkurtra tregojnë drejtimin e erës diellore, vijat me shigjeta tregojnë linjat e fushës magnetike, vija me pika tregon kufijtë e sektorit (kryqëzimi i planit të figurës me fletën aktuale).
Meqenëse shpejtësia e valës së goditjes është më e vogël se shpejtësia e SV, ajo e largon valën e kundërt të goditjes në drejtimin larg nga Dielli. Valët goditëse pranë kufijve të sektorit formohen në distanca prej ~ 1 AU. e. dhe mund të gjurmohen në distanca prej disa. a. e. Këto valë goditëse, si valët goditëse ndërplanetare nga ndezjet diellore dhe valët goditëse rrethplanetare, përshpejtojnë grimcat dhe janë kështu një burim grimcash energjike.
S. v. shtrihet në distanca prej ~ 100 AU. Kjo është, ku presioni i mediumit ndëryjor balancon dinamikën. Presioni i S Zgavra e përfshirë nga S. in. mjedisi ndërplanetar). ZgjerimiS. në. së bashku me magnetin e ngrirë në të. fushë pengon depërtimin në sistemin galaktik diellor. hapësirë rrezet e energjive të ulëta dhe çon në variacione kozmike. rrezet me energji të lartë. Një fenomen i ngjashëm me S. V., i gjetur në disa yje të tjerë (shih. Era yjore).
Lit.: Parker E. N., Dinamika në mediumin ndërplanetar, O. L. Vaisberg.
Enciklopedi fizike. Në 5 vëllime. - M.: Enciklopedia Sovjetike. Kryeredaktori A. M. Prokhorov. 1988 .
Shihni se çfarë është "ERA DIELLORE" në fjalorë të tjerë:
ERA DIELLORE, rrjedha e plazmës së koronës diellore që mbush sistemin diellor deri në një distancë prej 100 njësive astronomike nga Dielli, ku presioni i mediumit ndëryjor balancon presionin dinamik të rrjedhës. Përbërja kryesore është protonet, elektronet, bërthamat ... Enciklopedia moderne
ERA DIELLORE, një rrjedhë e qëndrueshme e grimcave të ngarkuara (kryesisht protoneve dhe elektroneve) e përshpejtuar nga temperatura e lartë e KORONA-s diellore në shpejtësi mjaft të mëdha që grimcat të kapërcejnë gravitetin e Diellit. Era diellore devijohet... Fjalor enciklopedik shkencor dhe teknik
