Что из себя представляет Солнечный ветер? Солнечный ветер Энергия уносимая солнечным ветром в межпланетное пространство.

Существует постоянный поток частиц, выбрасываемых из верхних слоев атмосферы Солнца. Мы видим свидетельство солнечного ветра вокруг нас. Мощные геомагнитные бури могут повреждать спутники и электрические системы на Земле, и вызывать красивые полярные сияния. Возможно, лучшее его доказательство, это длинные хвосты комет, когда они проходят вблизи Солнца.

Частицы пыли кометы отклоняются ветром и уносятся от Солнца, вот почему хвосты комет всегда направлены от нашего светила.

Солнечный ветер: происхождение, характеристики

Он исходит из верхних слоев атмосферы Солнца, называемой короной. В этом регионе температура более 1 миллиона Кельвинов, и частицы имеют заряд энергии более чем 1 кэВ. Есть фактически два вида солнечного ветра: медленный и быстрый. Это различие можно увидеть в кометах. Если вы посмотрите на изображение кометы внимательно, то увидите, что они часто имеют два хвоста. Один из них прямой, а другой более изогнутый.

Скорость Солнечного ветра онлайн вблизи Земли, данные за последние 3 дня

Быстрый Солнечный ветер

Он движется со скоростью 750 км/с, и астрономы полагают, что он происходят из корональных дыр — регионов, где силовые линии магнитного поля пробиваются к поверхности Солнца.

Медленный солнечный ветер

Он имеет скорость порядка 400 км/с, и приходит из экваториального пояса нашей звезды. Излучение доходит до Земли, в зависимости от скорости, от нескольких часов, до 2-3 дней.

Солнечный ветер представляет собой поток заряженных частиц (плазмы), излучаемых Солнцем. Скорость, плотность и температура потока постоянно меняются. Самые резкие колебания этих трех параметров происходят в моменты выхода солнечного ветера из коронального отверстия или при выбросе корональной массы. Поток, происходящий из коронального отверстия, можно рассматривать как устойчивый высокоскоростной поток солнечного ветра, где выброс корональной массы больше напоминает огромное быстро движущееся облако солнечной плазмы. Когда эти солнечные ветровые структуры достигают поверхности нашей планеты, они сталкиваются с магнитным полем Земли, где частицы солнечного ветра могут проникать в нашу атмосферу вокруг магнитного северного и южного полюсов.

Изображение: впечатляет солнечный ветер сталкивающийся с магнитосферой Земли. Это изображение не масштабируется.

Скорость солнечного ветра

Скорость солнечного ветра является важным фактором. Частицы с более высокой скоростью сильнее проникают в магнитосферу Земли и имеют более высокую вероятность вызвать нарушения геомагнитных условий при сжатии магнитосферы. Скорость солнечного ветра на Земле обычно составляет около 300 км/с, но увеличивается, когда прибывает высокоскоростной поток корональной дыры (CH HSS) или выброс корональной массы (CME). Во время воздействия выброса корональной массы скорость солнечного ветра может внезапно возрасти до 500 или даже более 1000 км/с. Для нижних и средних широт требуется приличная скорость и желательны значения выше 700 км/сек. Однако, это не золотое правило, так как сильный геомагнитный шторм может возникать и на более низких скоростях если значения межпланетного магнитного поля благоприятны для улучшения геомагнитных условий. На графиках вы можете видеть, когда наступил импульс выброса корональной массы: скорость солнечного ветра резко возрастает на несколько сотен км/сек. Затем проходит период прохождения ударной волны через Землю, 15-45 минут (в зависимости от скорости солнечного ветра при ударе) и магнитометры начнут реагировать.

Изображение: Прохождение выброса корональной массы в 2013 году, разница в скорости очевидна.

Плотность солнечного ветра

Этот параметр учитывает, количество частиц на единицу объема солнечного ветра. Чем больше частиц в солнечном ветре, тем выше вероятность возникновения северного сияния, поскольку больше частиц сталкивается с магнитосферой Земли. Единицы измерения используемые на графиках - количество частиц на кубический сантиметр или p/см³. Значения более 20 p/cm³ являются признаком начала сильной геомагнитной бури, но не являются гарантией того, что мы обязательно должны наблюдать какое либо полярное сияние, так как скорость солнечного ветра и параметры межпланетного магнитного поля также должны быть благоприятными.

Измерение параметров солнечного ветра

Данные солнечного ветра в реальном времени и межпланетном магнитном поле, которые мы можем найти на этом веб-сайте, поступают со спутниковой космической климатической обсерватории DSCOVR расположенной на орбите вблизи точки Земли Лагранжа Солнца 1. В этой точке между Солнцем и Землей, гравитационное воздействие на спутники со стороны Солнца и Земли равно по величине. Это означает, что они могут оставаться на стабильной орбите находясь в этой точке. Она идеально подходит для солнечных проектов, таких как DSCOVR, поскольку это дает возможность измерять параметры солнечного ветра и межпланетного магнитного поля до того, как он достигнет Земли. Это дает нам время от 15 до 60 минут (в зависимости от скорости солнечного ветра) относительно того, какие структуры солнечного ветра находятся на пути к Земле.

Изображение: местоположение спутника в точке L1 Солнца-Земли.

В точке Солнца-Земли L1 имеется еще один спутник, который измеряет данные солнечного ветра и межпланетного магнитного поля: Advanced Composition Explorer (ACE). Этот спутник раньше был основным источником данных, вплоть до июля 2016 года, когда проект климатической обсерватории (DSCOVR) был выведен на орбиту. Спутник Advanced Composition Explorer (ACE) по-прежнему работает, собирая данные в качестве резерва DSCOVR.

Солнечный ветер

- непрерывный поток плазмы солнечного происхождения, распространяющийся приблизительно радиально от Солнца и заполняющий собой Солнечную систему до гелиоцентрич. расстояний ~100 а.е. С.в. образуется при газодинамич. расширении в межпланетное пространство. При высоких темп-рах, к-рые существуют в солнечной короне ( К), давление вышележащих слоев не может уравновесить газовое давление вещества короны, и корона расширяется.

Первые свидетельства существования постоянного потока плазмы от Солнца получены Л. Бирманом (ФРГ) в 1950-х гг. по анализу сил, действующих на плазменные хвосты комет. В 1957 г. Ю. Паркер (США), анализируя условия равновесия вещества короны, показал, что корона не может находится в условиях гидростатич. равновесия, как это раньше предполагалось, а должна расширятся, и это расширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгону коронального вещества до сверхзвуковых скоростей.

Средние характеристики С.в. приведены в табл. 1. Впервые поток плазмы солнечного происхождения был зарегистрирован на второй советской космич. ракете "Луна-2" в 1959 г. Существование постоянного истечения плазмы из Солнца было доказано в реузльтате многомесячных измерений на амер. АМС "Маринер-2" в 1962 г.

Таблица 1. Средние характеристики солнечного ветра на орбите Земли

Скорость	400 км/с
Плотность протонов	6 см -3
Температура протонов	К
Температура электронов	К
Напряженность магнитного поля	Э
Плотность потока протонов	см -2 с -1
Плотность потока кинетической энергии	0,3 эргсм -2 с -1

Потоки С.в. можно разделить на два класса: медленные - со скоростью км/с и быстрые - со скоростью 600-700 км/с. Быстрые потоки исходят из тех областей короны, где магнитное поле близко к радиальному. Часть этих областей явл. . Медленные потоки С.в. связаны, по-видимому, с областями короны, где имеется значит. тангенсальный компонент магн. поля.

Помимо основных составляющих С.в. - протонов и электронов, в его составе также обнаружена -частицы, высокоионизованные ионы кислорода, кремния, серы, железа (рис. 1). При анализе газов, захваченных в экспонированных на Луне фольгах, найдены атомы Ne и Ar. Средний хим. состав С.в. приведен в табл. 2.

Таблица 2. Относительный химический состав солнечного ветра

Элемент	Относительное содержание
H	0,96
3 He
4 He	0,04
O
Ne
Si
Ar
Fe

Ионизац. состояние вещества С.в. соответствует тому уровню в короне, где время рекомбинации становится малым по сравнению со временем расширения, т.е. на расстоянии . Измерения ионизац. темп-ры ионов С.в. позволяют определять электронную темп-ру солнечной короны.

С.в. уносит с собой в межпланетную среду корональное магн. поле. Вмороженные в плазму силовые линии этого поля образуют межпланетное магн. поле (ММП). Хотя напряженность ММП невелика и плотность его энергии составляет ок. 1% от кинетич. энергии С.в., оно играет большую роль в термодинамике С.в. и в динамике взаимодействий С.в. с телами Солнечной системы и потоков С.в. между собой. Комбинация расширения С.в. с вращением Солнца приводит к тому, что магн. силовые лионии, вмороженные в С.в., имеют форму, близкую к спиралям Архимеда (рис. 2). Радиальный и азимутальный компонент магн. поля вблизи плоскости эклиптики изменяются с расстоянием:
,
где R - гелиоцентрич. расстояние, - угловая скорость вращения Солнца, u R - радиальный компонент скорости С.в., индекс "0" соответствует исходному уровню. На расстоянии орбиты Земли угол между направлениями магн. поля и направлением на Солнце , на больших гелиоцентрич. расстояниях ММП почти перпендикулярно направлению на Солнце.

С.в., возникающий над областями Солнца с различной ориентацией магн. поля, образует потоки в различно ориентированными ММП - т.н. межпланетного магнитного поля.

В С.в. наблюдаются различные типы волн: ленгмюровские, вистлеры, ионнозвуковые, магнитозвуковые, и др. (см. ). Часть волн генерируется на Солнце, часть возбуждается в межпланетной среде. Генерация волн сглаживает отклонения функции распределения частиц от максвелловской и приводит к тому, что С.в. ведет себя как сплошная среда. Волны альвеновского типа играют большую роль в ускорении малых составляющих С.в. и в формировании функции распределения протонов. В С.в. наблюдаются также контактные и вращательные разрывы, харатерные для замагниченной плазмы.

Поток С.в. явл. сверхзвуковым по отношению к скорости тех типов волн, к-рые обеспечивают эффективную передачу энергии в С.в. (альвеновские, звуковые и магнитозвуковые волны), альвеновские и звуковые числа Маха С.в. на орбите Земли . При обтрекании С.в. препятствий, способных эффективно отклонять С.в. (магн. поля Меркурия, Земли, Юпитера, Стаурна или проводящие ионосферы Венеры и, по-видимому, Марса), образуется головная отошедшая ударная волна. С.в. тормозится и разогревается на фронте ударной волны, что позволяет ему обтекать препятствие. При этом в С.в. формируется полость - магнитосфера (собственная или индуцированная), форма и размер к-рой определяется балансом давлентия магн. поля планеты и давления обтекающего потока плазмы (см. ). Слой разогретой плазмы между ударной волной и обтекаемым препятствием наз. переходной областью. Темп-ры ионов на фронте ударной волны могут увеличиваться в 10-20 раз, электронов - в 1,5-2 раза. Ударная волна явл. , термализация потока к-ой обеспечивается коллективными плазменными процессами. Толщина фронта ударной волны ~100 км и определяется скоростью нарастания (магнитозвуковой и/или нижнегибридной) при взаимодействии набегающего потока и части потока ионов, отраженного от фронта. В случае взаимодействия С.в. с непроводящим телом (Луна) ударная волна не возникает: поток плазмы поглощается поверхностью, а за телом образуется постепенно заполняемая плазмой С.в. полость.

На стационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарные процессы, связанные со . При сильных солнечных вспышках происходит выброс вещества из нижних областей короны в межпланетную среду. При этом также образуется ударная волна (рис. 3), к-рая постепенно замедляется при движении через плазму С.в. Приход ударной волны к Земле проводит к сжатию магнитосферы, после к-рого обычно начинается развитие магн. бури.

Ур-ние, описывающее расширение солнечной короны, можно получить из системы ур-ний сохранения массы и момента количества движения. Решения этого ур-ния, описывающие различный характер изменения скорости с расстоянием, показаны на рис. 4. Решения 1 и 2 соответствуют малым скоростям в основании короны. Выбор между этими двумя решениями определяется условиями на бесконечности. Решение 1 соответствует малым скоростям расширения короны ("солнечный бриз", по Дж. Чемберлену, США) и дает большие значения давления на бесконечности, т.е. встречается с теми же трудностями, что и модель статич. короны. Решение 2 соответствует переходу скорости расширения через значение скорости звука (v K ) на нек-ром критич. расстоянии R K и последующему расширению со сверхзвуковой скоростью. Это решение дает исчезающе малое значение давления на бесконечности, что позволяет согласовать его с малым давлением межзвездной среды. Течение этого типа Паркер назвал солнечным ветром. Критич. точка находится над поверхностью Солнца, если темп-ра короны меньше нек-рого критич. значения , где m - масса протона, - показатель адиабаты. На рис. 5 показано изменение скорости расширения с гелиоцентрич. расстоянием в зависимости от темп-ры изотермич. изотропной короны. Последующие модели С.в. учитывают вариации корональной темп-ры с расстоянием, двухжидкостный хапрактер среды (электронный и протонный газы), теплопроводность, вязкость, несферический характер расширения. Подход к веществу С.в. как к сплошной среде оправдывается наличием ММП и коллективным характером взаимодействия плазмы С.в., обусловленным различного типа неустойчивостями. С.в. обеспечивает осн. отток тепловой энергии короны, т.к. теплопередача в хромосферу, электромагнит. излучение сильно ионизованного вещества короны и электронная теплопроводность С.в. недостаточны для установления термич. баланса короны. Электронная теплопроводность обеспечивает медленное убывание темп-ры С.в. с расстоянием. С.в. не играет сколько-нибудь заметной роли в энергетике Солнца в целом, т.к. поток энергии, уносимый им составляет ~ 10 -8

История

Вероятно, что первым предсказал существование солнечного ветра норвежский исследователь Кристиан Биркеланд (норв. Kristian Birkeland ) в г. «С физической точки зрения наиболее вероятно, что солнечные лучи не являются ни положительными ни отрицательными, но и теми и другими вместе». Другими словами, солнечный ветер состоит из отрицательных электронов и положительных ионов .

В 1930-х годах ученые определили, что температура солнечной короны должна достигать миллиона градусов, поскольку корона остается достаточно яркой при большом удалении от Солнца, что хорошо видно во время солнечных затмений. Позднее спектроскопические наблюдения подтвердили этот вывод. В середине 50-х британский математик и астроном Сидни Чепмен определил свойства газов при таких температурах. Оказалось, что газ становится великолепным проводником тепла и должен рассеивать его в пространство за пределы орбиты Земли. В то же время немецкий ученый Людвиг Бирманн (нем. Ludwig Franz Benedikt Biermann ) заинтересовался тем фактом, что хвосты комет всегда направлены прочь от Солнца. Бирманн постулировал, что Солнце испускает постоянный поток частиц, которые создают давление на газ, окружающий комету, образуя длинный хвост.

В 1955 году советские астрофизики С. К. Всехсвятский, Г. М. Никольский, Е. А. Пономарев и В. И. Чередниченко показали , что протяженная корона теряет энергию на излучение и может находиться в состоянии гидродинамического равновесия только при специальном распределении мощных внутренних источников энергии. Во всех других случаях должен существовать поток вещества и энергии. Этот процесс служит физическим основанием для важного явления - «динамической короны». Величина потока вещества была оценена из следующих соображений: если бы корона находилась в гидростатическом равновесии, то высоты однородной атмосферы для водорода и железа относились бы как 56/1, то есть ионов железа в дальней короне наблюдаться не должно. Но это не так. Железо светится во всей короне, причем FeXIV наблюдается в более высоких слоях, чем FeX, хотя кинетическая температура там ниже. Силой, поддерживающей ионы во «взвешенном» состоянии, может быть импульс, передаваемый при столкновениях восходящим потоком протонов ионам железа. Из условия баланса этих сил легко найти поток протонов. Он оказался таким же, какой следовал из гидродинамической теории, подтвержденной впоследствии прямыми измерениями. Для 1955 г. это было значительным достижением, но в «динамическую корону» никто тогда не поверил.

Тремя годами позже Юджин Паркер (англ. Eugene N. Parker ) сделал вывод, что горячее течение от Солнца в чепменовской модели и поток частиц, сдувающий кометные хвосты в гипотезе Бирманна - это два проявления одного и того же явления, которое он назвал «солнечным ветром» . Паркер показал, что даже несмотря на то, что солнечная корона сильно притягивается Солнцем, она столь хорошо проводит тепло, что остается горячей на большом расстоянии. Так как с расстоянием от Солнца его притяжение ослабевает, из верхней короны начинается сверхзвуковое истечение вещества в межпланетное пространство. Более того, Паркер был первым, кто указал, что эффект ослабления гравитации имеет то же влияние на гидродинамическое течение, что и сопло Лаваля : оно производит переход течения из дозвуковой в сверхзвуковую фазу.

Теория Паркера была подвергнута жесткой критике. Статья, посланная в 1958 году Astrophysical Journal была забракована двумя рецензентами и только благодаря редактору, Субраманьяну Чандрасекару попала на страницы журнала.

Однако, ускорение ветра до высоких скоростей еще не было понято и не могло быть объяснено из теории Паркера. Первые численные модели солнечного ветра в короне с использованием уравнений магнитной гидродинамики были созданы Пневманом и Кноппом (англ. Pneuman and Knopp ) в г.

В конце 1990-х с помощью Ультрафиолетового коронального спектрометра (англ. Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS) ) на борту спутника SOHO были проведены наблюдения областей возникновения быстрого солнечного ветра на солнечных полюсах. Оказалось, что ускорение ветра много больше, чем предполагалось, исходя из чисто термодинамического расширения. Модель Паркера предсказывала, что скорость ветра становится сверхзвуковой на высоте 4 радиусов Солнца от фотосферы, а наблюдения показали, что этот переход происходит существенно ниже, примерно на высоте 1 радиуса Солнца, подтверждая, что существует дополнительный механизм ускорения солнечного ветра.

Характеристики

Из-за солнечного ветра Солнце теряет ежесекундно около одного миллиона тонн вещества. Солнечный ветер состоит в основном из электронов , протонов и ядер гелия (альфа-частиц); ядра других элементов и неионизированных частиц (электрически нейтральных) содержатся в очень незначительном количестве.

Хотя солнечный ветер исходит из внешнего слоя Солнца, он не отражает реального состава элементов в этом слое, так как в результате процессов дифференциации содержание некоторых элементов увеличивается, а некоторых - уменьшается (FIP-эффект).

Интенсивность солнечного ветра зависит от изменений солнечной активности и его источников. Многолетние наблюдения на орбите Земли (около 150 000 000 км от Солнца) показали, что солнечный ветер структурирован и обычно делится на спокойный и возмущенный (спорадический и рекуррентный). В зависимости от скорости, спокойные потоки солнечного ветра делятся на два класса: медленные (примерно 300-500 км/с около орбиты Земли) и быстрые (500-800 км/с около орбиты Земли). Иногда к стационарному ветру относят область гелиосферного токового слоя , который разделяет области различной полярности межпланетного магнитного поля, и по своим характеристикам близок к медленному ветру.

Медленный солнечный ветер

Медленный солнечный ветер порождается «спокойной» частью солнечной короны (областью корональных стримеров) при её газодинамическом расширении: при температуре короны около 2·10 6 К корона не может находиться в условиях гидростатического равновесия, и это расширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгону коронального вещества до сверхзвуковых скоростей. Нагрев солнечной короны до таких температур происходит вследствие конвективной природы теплопереноса в фотосфере солнца: развитие конвективной турбулентности в плазме сопровождается генерацией интенсивных магнитозвуковых волн; в свою очередь при распространении в направлении уменьшения плотности солнечной атмосферы звуковые волны трансформируются в ударные; ударные волны эффективно поглощаются веществом короны и разогревают её до температуры (1-3)·10 6 К.

Быстрый солнечный ветер

Потоки рекуррентного быстрого солнечного ветра испускаются Солнцем в течение нескольких месяцев и имеют период повторяемости при наблюдениях с Земли в 27 суток (период вращения Солнца). Эти потоки ассоциированы с корональными дырами - областями короны с относительно низкой температурой (примерно 0,8·10 6 К), пониженной плотностью плазмы (всего четверть плотности спокойных областей короны) и радиальным по отношению к Солнцу магнитным полем .

Возмущенные потоки

К возмущенным потокам относят межпланетное проявление корональных выбросов массы (СМЕ), а также области сжатия перед быстрыми СМЕ (называемыми в англоязычной литературе Sheath) и перед быстрыми потоками из корональных дыр (называемыми в англоязычной литературе Corotating interaction region - CIR). Около половины случаев наблюдений Sheath и CIR могут иметь впереди себя межпланетную ударную волну. Именно в возмущенных типах солнечного ветра межпланетное магнитное поле может отклоняться от плоскости эклиптики и содержать южную компоненту поля, которая приводит ко многим эффектам космической погоды (геомагнитной активности , включая магнитные бури). Ранее предполагалось, что возмущенные спорадические потоки вызываются солнечными вспышками , однако в настоящее время считается, что спорадические потоки в солнечном ветре обусловлены корональными выбросами. Вместе с тем следует отметить, что и солнечные вспышки , и корональные выбросы связаны с одними и теми же источниками энергии на Солнце и между ними существует статистическая зависимость.

По времени наблюдения различных крупномасштабных типов солнечного ветра быстрые и медленные потоки составляют около 53%, гелиосферный токовый слой 6%, CIR – 10%, CME – 22%, Sheath – 9%, и соотношение между временем наблюдения различных типов сильно изменяется в цикле солнечной активности. .

Феномены, порождаемые солнечным ветром

Солнечный ветер порождает на планетах Солнечной системы , обладающих магнитным полем , такие явления, как магнитосфера , полярные сияния и радиационные пояса планет.

В культуре

«Солнечный ветер» - рассказ известного писателя-фантаста Артура Кларка , написанный в 1963 году .

Примечания

1. Kristian Birkeland, «Are the Solar Corpuscular Rays that penetrate the Earth’s Atmosphere Negative or Positive Rays?» in Videnskapsselskapets Skrifter , I Mat - Naturv. Klasse No.1, Christiania, 1916.
2. Philosophical Magazine , Series 6, Vol. 38, No. 228, December, 1919, 674 (on the Solar Wind)
3. Ludwig Biermann (1951). «Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung». Zeitschrift für Astrophysik 29 : 274.
4. Всехсвятский С.К., Никольский Г.М., Пономарев Е.А., Чередниченко В.И. (1955). «К вопросу о корпускулярном излучении Солнца». Астрономический журнал 32 : 165.
5. Christopher T. Russell . Institute of Geophysics and Planetary Physics University of California, Los Angeles . Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 7 февраля 2007.
6. Roach, John . Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind , National Geographic News (August 27, 2003). Проверено 13 июня 2006.
7. Eugene Parker (1958). «Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields ». The Astrophysical Journal 128 : 664.
8. Luna 1 . NASA National Space Science Data Center. Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 4 августа 2007.
9. (рус.) 40th Anniversary of the Space Era in the Nuclear Physics Scientific Research Institute of the Moscow State University , contains the graph showing particle detection by Луна-1 at various altitudes.
10. M. Neugebauer and C. W. Snyder (1962). «Solar Plasma Experiment». Science 138 : 1095–1097.
11. G. W. Pneuman and R. A. Kopp (1971). «Gas-magnetic field interactions in the solar corona». Solar Physics 18 : 258.
12. Ермолаев Ю. И., Николаева Н. С., Лодкина И. Г., Ермолаев М. Ю. Относительная частота появления и геоэффективность крупномасштабных типов солнечного ветра // Космические исследования . - 2010. - Т. 48. - № 1. - С. 3–32.
13. Cosmic Rays Hit Space Age High . НАСА (28 сентября 2009). Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 30 сентября 2009. (англ.)

Литература

• Паркер Е. Н. Динамические процессы в межпланетной среде / Пер. с англ. М.: Мир, 1965
• Пудовкин М. И. Солнечный ветер// Соросовский образовательный журнал, 1996, No 12, с. 87-94.
• Хундхаузен А. Расширение короны и солнечный ветер / Пер. с англ. М.: Мир, 1976
• Физическая энциклопедия, т.4 - М.:Большая Российская Энциклопедия стр.586 , стр.587 и стр.588
• Физика космоса. Маленькая энциклопедия, М.: Советская Энциклопедия, 1986
• Гелиосфера (Под ред. И.С. Веселовского, Ю.И. Ермолаева) в монографии Плазменная гелиогеофизика / Под ред. Л. М. Зеленого, И. С. Веселовского. В 2-х т. М.: Физ-матлит, 2008. Т. 1. 672 с.; Т. 2. 560 с.

См. также

Ссылки

Солнце
Структура	Ядро · Зона лучистого переноса · Конвективная зона
Атмосфера	Фотосфера · Хромосфера · Солнечная корона
Расширенная структура	Гелиосфера (Гелиосферный токовый слой · Граница ударной волны) · Гелиосферная мантия · Гелиопауза · Головная ударная волна
Относящиеся к Солнцу феномены	Солнечное затмение · Солнечная активность (Солнечные пятна · Солнечные вспышки · Корональные выбросы массы) · Солнечная радиация (Вариации солнечного излучения) · Корональные дыры · Корональные петли · Факелы · Гранулы · Флоккулы · Протуберанцы и волокна · Спикулы · Супергрануляция · Солнечный ветер · Волна Мортона
Связанные темы	Солнечная система · Солнечное динамо · Звёздная эволюция

Со скоростью 300–1200 км/с в окружающее космическое пространство.

Характеристики

Из-за солнечного ветра Солнце теряет ежесекундно около одного миллиона тонн вещества. Солнечный ветер состоит в основном из электронов, протонов и ядер гелия (); ядра других элементов и неионизированных частиц (электрически нейтральных) содержатся в очень незначительном количестве.

Хотя солнечный ветер исходит из внешнего слоя Солнца, он не отражает реального состава элементов в этом слое, так как в результате процессов дифференциации содержание некоторых элементов увеличивается, а некоторых - уменьшается (FIP-эффект).

Интенсивность солнечного ветра зависит от изменений активности и его источников. В зависимости от скорости потоки солнечного ветра делятся на два класса: медленные (примерно 300-400 км/с около орбиты ) и быстрые (600–700 км/с около орбиты Земли).

Существуют и спорадические высокоскоростные (до 1200 км/с) кратковременные потоки.

Медленный солнечный ветер

Медленный солнечный ветер порождается «спокойной» частью при её газодинамическом расширении: при температуре короны около 2 × 10 6 К корона не может находится в условиях гидростатического равновесия, и это расширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгону коронального вещества до сверхзвуковых скоростей. Нагрев солнечной короны до таких температур происходит вследствие природы теплопереноса в : развитие конвективной турбулентности в плазме сопровождается генерацией интенсивных магнитозвуковых волн; в свою очередь при распространении в направлении уменьшения плотности солнечной атмосферы звуковые волны трансформируются в ударные; эффективно поглощаются веществом короны и разогревают её до температуры 1 - 3 × 10 6 К.

Быстрый солнечный ветер

Потоки рекуррентного быстрого солнечного ветра испускаются в течение нескольких месяцев, и имеют период повторяемости при наблюдениях с Земли в 27 суток (период вращения Солнца). Эти потоки ассоциированы с - областями короны с относительно низкой температурой (примерно 0,8 × 10 6 К), пониженной плотностью (всего четверть плотности спокойных областей короны) и радиальным по отношению к Солнцу .

Высокоскоростные потоки

Спорадические потоки при движении в пространстве, заполненном медленного солнечного ветра уплотняют плазму перед своим фронтом, образуя движущуюся вместе с ним . Ранее предполагалось, что такие потоки вызываются солнечными вспышками, однако в настоящее время (2005 г.) считается, что спорадические высокоскоростные потоки в солнечном ветре обусловлены корональными выбросами. Вместе с тем следует отметить, что и солнечные вспышки, и корональные выбросы связаны с одними и теми же активными областями на Солнце и между ними существует зависимость.