Помощь по Теле2, тарифы, вопросы

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

Атмосфера Солнца на 90% состоит из водорода. Самая удаленная от поверхности ее часть называется короной Солнца, она отчетливо видна при полных солнечных затмениях. Температура короны достигает 1,5-2 млн. К, и газ короны полностью ионизирован. При такой температуре плазмы тепловая скорость протонов порядка 100 км/с, а электронов - несколько тысяч километров в секунду. Для преодоления солнечного притяжения достаточна начальная скорость 618 км/с, вторая космическая скорость Солнца. Поэтому постоянно происходит утечка плазмы из солнечной короны в космос. Этот поток протонов и электронов и называется солнечным ветром.

Преодолев притяжение Солнца, частицы солнечного ветра летят по прямым траекториям. Скорость каждой частицы с удалением почти не меняется, но бывает она разной. Эта скорость зависит главным образом от состояния солнечной поверхности, от «погоды» на Солнце. В среднем она равна v ≈ 470 км/с. Расстояние до Земли солнечный ветер проходит за 3-4 суток. При этом плотность частиц в нем убывает обратно пропорционально квадрату расстояния до Солнца. На расстоянии, равном радиусу земной орбиты, в 1 см 3 в среднем находится 4 протона и 4 электрона.

Солнечный ветер уменьшает массу нашей звезды - Солнца - на 10 9 кг в секунду. Хотя это число по земным масштабам и кажется большим, реально оно мало: убыль солнечной массы может быть замечена только за времена, в тысячи раз превышающие современный возраст Солнца, который равен приблизительно 5 млрд. лет.

Интересно и непривычно взаимодействие солнечного ветра с магнитным полем. Известно, что заряженные частицы обычно движутся в магнитном поле Н по окружности или по винтовым линиям. Это верно, однако, только когда магнитное поле достаточно сильное. Точнее говоря, для движения заряженных частиц по окружности нужно, чтобы плотность энергии магнитного поля H 2 /8π была больше, чем плотность кинетической энергии движущейся плазмы ρv 2 /2. В солнечном ветре ситуация обратная: магнитное поле слабое. Поэтому заряженные частицы движутся по прямым, а магнитное поле при этом не постоянно, оно перемещается вместе с потоком частиц, как бы уносится этим потоком на периферию Солнечной системы. Направление магнитного поля во всем межпланетном пространстве остается таким, каким оно было на поверхности Солнца в момент выхода плазмы солнечного ветра.

Магнитное поле при обходе вдоль экватора Солнца, как правило, меняет свое направление 4 раза. Солнце вращается: точки на экваторе совершают оборот за Т = 27 суток. Поэтому межпланетное магнитное поле направлено по спиралям (см. рис.), а вся картина этого рисунка вращается вслед за вращением солнечной поверхности. Угол поворота Солнца меняется, как φ = 2π/Т. Расстояние от Солнца увеличивается со скоростью солнечного ветра: г = vt. Отсюда уравнение спиралей на рис. имеет вид: φ = 2πr/vT. На расстоянии земной орбиты (r = 1,5 10 11 м) угол наклона магнитного поля к радиусу-вектору составляет, как легко проверить, 50°. В среднем такой угол и измеряется космическими кораблями, но не совсем близко от Земли. Вблизи же планет магнитное поле устроено иначе (см. Магнитосфера).

В.Б.Баранов, Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова

В статье рассматривается проблема сверхзвукового расширения солнечной короны (солнечный ветер). Анализируются четыре главные проблемы: 1) причины истечения плазмы из солнечной короны; 2) однородно ли такое истечение; 3) изменение параметров солнечного ветра с удалением от Солнца и 4) как солнечный ветер истекает в межзвездную среду.

Введение

Прошло почти 40 лет с тех пор, как американский физик Е. Паркер теоретически предсказал явление, которое получило название "солнечный ветер" и которое через пару лет было подтверждено экспериментально группой советского ученого К. Грингауза при помощи приборов, установленных на космических аппаратах "Луна-2" и "Луна-3". Солнечный ветер представляет собой поток полностью ионизованной водородной плазмы, то есть газа, состоящего из электронов и протонов примерно одинаковой плотности (условие квазинейтральности), который с большой сверхзвуковой скоростью движется от Солнца. На орбите Земли (на одной астрономической единице (а.е.) от Солнца) скорость VE этого потока равна примерно 400-500 км/с, концентрация протонов (или электронов) ne = 10-20 частиц в кубическом сантиметре, а их температура Te равна примерно 100 000 К (температура электронов несколько выше).

Кроме электронов и протонов в межпланетном пространстве были обнаружены альфа-частицы (порядка нескольких процентов), небольшое количество более тяжелых частиц, а также магнитное поле, средняя величина индукции которого оказалась на орбите Земли порядка нескольких гамм (1

= 10- 5 Гс).

Немного истории, связанной с теоретическим предсказанием солнечного ветра

В течение не столь уж длительной истории теоретической астрофизики считалось, что все атмосферы звезд находятся в гидростатическом равновесии, то есть в состоянии, когда сила гравитационного притяжения звезды уравновешивается силой, связанной с градиентом давления в ее атмосфере (с изменением давления на единицу расстояния r от центра звезды). Математически это равновесие выражается в виде обыкновенного дифференциального уравнения

(1)

где G - гравитационная постоянная, M* - масса звезды, р - давление атмосферного газа,

- его массовая плотность. Если распределение температуры T в атмосфере задано, то из уравнения равновесия (1) и уравнения состояния для идеального газа

(2)

где R - газовая постоянная, легко получается так называемая барометрическая формула, которая в частном случае постоянной температуры Т будет иметь вид

(3)

В формуле (3) величина p0 представляет собой давление у основания атмосферы звезды (при r = r0). Из этой формулы видно, что при r

, то есть на очень больших расстояниях от звезды давление p стремится к конечному пределу, который зависит от значения давления p0.

Поскольку считалось, что солнечная атмосфера, так же как и атмосферы других звезд, находится в состоянии гидростатического равновесия, то ее состояние определялось формулами, аналогичными формулам (1), (2), (3) . Учитывая необычное и до конца еще непонятое явление резкого возрастания температуры примерно от 10 000 градусов на поверхности Солнца до 1 000 000 градусов в солнечной короне, Чепмен (см., например, ) развил теорию статической солнечной короны, которая должна была плавно переходить в межзвездную среду, окружающую Солнечную систему.

Однако в своей пионерской работе Паркер обратил внимание на то, что давление на бесконечности, получаемое из формулы типа (3) для статической солнечной короны, оказывается почти на порядок величины больше значения давления, которое оценивалось для межзвездного газа на основе наблюдений. Чтобы устранить это расхождение, Паркер предположил, что солнечная корона не находится в состоянии статического равновесия, а непрерывно расширяется в окружающую Солнце межпланетную среду. При этом вместо уравнения равновесия (1) он предложил использовать гидродинамическое уравнение движения вида

(4)

где в системе координат, связанной с Солнцем, величина V представляет собой радиальную скорость движения плазмы. Под

подразумевается масса Солнца.

При заданном распределении температуры Т система уравнений (2) и (4) имеет решения типа представленных на рис. 1. На этом рисунке через a обозначена скорость звука, а r* - расстояние от начала координат, на котором скорость газа равна скорости звука (V = a). Очевидно, что только кривые 1 и 2 на рис. 1 имеют физический смысл для проблемы истечения газа из Солнца, поскольку кривые 3 и 4 имеют неединственные значения скорости в каждой точке, а кривые 5 и 6 соответствуют очень большим скоростям в солнечной атмосфере, что не наблюдается в телескопы. Паркер проанализировал условия, при которых в природе осуществляется решение, соответствующее кривой 1. Он показал, что для согласования давления, получаемого из такого решения, с давлением в межзвездной среде наиболее реален случай перехода газа от дозвукового течения (при r < r*) к сверхзвуковому (при r > r*), и назвал такое течение солнечным ветром. Однако это утверждение оспаривалось в работе Чемберленом, который полагал наиболее реальным решение, соответствующее кривой 2, описывающей всюду дозвуковой "солнечный бриз". При этом первые эксперименты на космических аппаратах (см., например, ), обнаружившие сверхзвуковые потоки газа от Солнца, не казались, судя по литературе, Чемберлену достаточно достоверными.

Рис. 1. Возможные решения одномерных уравнений газовой динамики для скорости V течения газа от поверхности Солнца в присутствии силы гравитации. Кривая 1 соответствует решению для солнечного ветра. Здесь a - скорость звука, r - расстояние от Солнца, r* - расстояние, на котором скорость газа равна скорости звука, - радиус Солнца.

История экспериментов в космическом пространстве блестяще доказала правильность представлений Паркера о солнечном ветре. Подробный материал о теории солнечного ветра можно найти, например, в монографии .

Представления об однородном истечении плазмы из солнечной короны

Из одномерных уравнений газовой динамики можно получить известный результат: при отсутствии массовых сил сферически-симметричное течение газа от точечного источника может быть всюду либо дозвуковым, либо сверхзвуковым. Присутствие в уравнении (4) гравитационной силы (правая часть) приводит к тому, что появляются решения типа кривой 1 на рис. 1, то есть с переходом через скорость звука. Проведем аналогию с классическим течением в сопле Лаваля, которое представляет собой основу всех сверхзвуковых реактивных двигателей. Схематически это течение показано на рис. 2.

Рис. 2. Схема течения в сопле Лаваля: 1 - бак, называемый ресивером, в который с малой скоростью подается очень горячий воздух, 2 - область геометрического поджатия канала с целью ускорения дозвукового потока газа, 3 - область геометрического расширения канала с целью ускорения сверхзвукового потока.

В бак 1, называемый ресивером, с очень маленькой скоростью подается газ, нагретый до очень высокой температуры (внутренняя энергия газа много больше его кинетической энергии направленного движения). Путем геометрического поджатия канала газ ускоряется в области 2 (дозвуковое течение) до тех пор, пока его скорость не достигнет скорости звука. Для дальнейшего его ускорения необходимо канал расширять (область 3 сверхзвукового течения). Во всей области течения ускорение газа происходит за счет его адиабатического (без подвода тепла) охлаждения (внутренняя энергия хаотического движения переходит в энергию направленного движения).

В рассматриваемой проблеме образования солнечного ветра роль ресивера играет солнечная корона, а роль стенок сопла Лаваля - гравитационная сила солнечного притяжения. Согласно теории Паркера, переход через скорость звука должен происходить где-то на расстоянии в несколько солнечных радиусов. Однако анализ получаемых в теории решений показал, что температуры солнечной короны недостаточно, чтобы ее газ мог ускориться до сверхзвуковых скоростей, как это имеет место в теории сопла Лаваля. Должен существовать какой-то дополнительный источник энергии. Таким источником в настоящее время считается диссипация всегда присутствующих в солнечном ветре волновых движений (иногда их называют плазменной турбулентностью), накладывающихся на среднее течение, а само течение уже не является адиабатическим. Количественный анализ таких процессов еще требует своего исследования.

Интересно, что наземные телескопы обнаруживают на поверхности Солнца магнитные поля. Средняя величина их магнитной индукции В оценивается в 1 Гс, хотя в отдельных фотосферных образованиях, например в пятнах, магнитное поле может быть на порядки величины больше. Поскольку плазма является хорошим проводником электричества, то естественно, что солнечные магнитные поля взаимодействуют с ее потоками от Солнца. В этом случае чисто газодинамическая теория дает неполное описание рассматриваемого явления. Влияние магнитного поля на течение солнечного ветра можно рассмотреть только в рамках науки, которая называется магнитной гидродинамикой. К каким результатам приводят такие рассмотрения? Согласно пионерской в этом направлении работе (см. также ), магнитное поле приводит к появлению электрических токов j в плазме солнечного ветра, что, в свою очередь, приводит к появлению пондеромоторной силы j x B, которая направлена в перпендикулярном к радиальному направлении. В результате у солнечного ветра появляется тангенциальная компонента скорости. Эта компонента почти на два порядка меньше радиальной, однако она играет существенную роль в выносе из Солнца момента количества движения. Предполагают, что последнее обстоятельство может играть существенную роль в эволюции не только Солнца, но и других звезд, у которых обнаружен "звездный ветер". В частности, для объяснения резкого уменьшения угловой скорости звезд позднего спектрального класса часто привлекается гипотеза о передаче вращательного момента образующимся вокруг них планетам. Рассмотренный механизм потери углового момента Солнца путем истечения из него плазмы открывает возможность пересмотра этой гипотезы.

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР - непрерывный поток плазмы солнечного происхождения, распространяющийся приблизительно радиально от Солнца и заполняющий Солнечную систему до гелиоцентрич. расстояний R ~ 100 а. е. С. в. образуется при газодинамич. расширении солнечной короны (см. Солнце )в межпланетное пространство. При высоких темп-pax, к-рые существуют в солнечной короне (1,5*10 9 К), давление вышележащих слоев не может уравновесить газовое давление вещества короны, и корона расширяется.

Первые свидетельства существования пост. потока плазмы от Солнца получены Л. Бирманом (L. Biermann) в 1950-х гг. по анализу сил, действующих на плазменные хвосты комет. В 1957 Ю. Паркер (Е. Parker), анализируя условия равновесия вещества короны, показал, что корона не может находиться в условиях гидростатич. равновесия, как это раньше предполагалось, а должна расширяться, и это расширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгону коронального вещества до сверхзвуковых скоростей (см. ниже). Впервые поток плазмы солнечного происхождения был зарегистрирован на советском космич. аппарате «Луна-2» в 1959. Существование пост. истечения плазмы из Солнца было доказано в результате многомесячных измерений на амер. космич. аппарате «Маринер-2» в 1962.

Ср. характеристики С. в. приведены в табл. 1. Потоки С. в. можно разделить на два класса: медленные - со скоростью 300 км/с и быстрые - со скоростью 600-700 км/с. Быстрые потоки исходят из областей солнечной короны, где структура магн. поля близка к радиальной. Часть этих областей являются корональными дырами . Медленные потоки С. в. связаны, по-видимому, с областями короны, в к-рых имеется значит, тангенциальный компонент магн. поля.

Табл. 1.- Средние характеристики солнечного ветра на орбите Земли

Скорость
Концентрация протонов
Температура протонов
Температура электронов
Напряжённость магнитного поля
Плотность потока питонов....	2,4*10 8 см -2 *c -1
Плотность потока кинетической энергии	0,3 эрг*см -2 *с -1

Табл. 2.-Относительный химический состав солнечного ветра

	Относительное содержание

	Относительное содержание

Помимо осн. составляющих С. в.- протонов и электронов, в его составе также обнаружены-частицы, высокоионизов. ионы кислорода, кремния, серы, железа (рис. 1). При анализе газов, захваченных в экспонированных на Луне фольгах, найдены атомы Ne и Аг. Ср. относительный хим. состав С. в. приведён в табл. 2. Ионизац. состояние вещества С. в. соответствует тому уровню в короне, где время рекомбинации мало по сравнению со временем расширения Измерения ионизац. темп-ры ионов С. в. позволяют определять электронную темп-ру солнечной короны.

В С. в. наблюдаются разл. типы волн: ленгмюровские, вистлеры, ионно-звуковые, магнитозвуковые, альвеновские и др. (см. Волны в плазме ).Часть волн альвеновского типа генерируется на Солнце, часть - возбуждается в межпланетной среде. Генерация волн сглаживает отклонения ф-ции распределения частиц от максвелловской и в совокупности с воздействием магн. поля на плазму приводит к тому, что С. в. ведёт себя как сплошная среда. Волны альвеновского типа играют большую роль в ускорении малых составляющих С. в. и в формировании ф-ции распределения протонов. В С. в. наблюдаются также контактные и вращательные разрывы, характерные для замагниченной плазмы.

Рис. 1. Массовый спектр солнечного ветра. По горизонтальной оси - отношение массы частицы к её заряду, по вертикальной - число частиц, зарегистрированных в энергетическом окне прибора за 10 с. Цифры со значком «+» обозначают заряд иона .

Поток С. в. является сверхзвуковым по отношению к скоростям тех типов волн, к-рые обеспечивают эфф. передачу энергии в С. в. (альвеновские, звуковые и магнитозвуковые волны). Альвеновское и звуковое Маха число С .в. на орбите Земли 7. При обтекании С. в. препятствий, способных эффективно отклонять его (магн. поля Меркурия, Земли, Юпитера, Сатурна или проводящие ионосферы Венеры и, по-видимому, Марса), образуется отошедшая головная 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 размеры к-рой определяются балансом давления магн. поля планеты и давления обтекающего потока плазмы (см. Магнитосфера Земли, Магнитосферы планет) . В случае взаимодействия С. в. с непроводящим телом (напр., Луна) ударная волна не возникает. Поток плазмы поглощается поверхностью, а за телом образуется полость, постепенно заполняемая плазмой С. в.

На стационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарные процессы, связанные со вспышками на Солнце . При сильных вспышках происходит выброс вещества из ниж. областей короны в межпланетную среду. При этом также образуется ударная волна (рис. 2), к-рая постепенно замедляется, распространяясь в плазме С. в. Приход ударной волны к Земле вызывает сжатие магнитосферы, после к-рого обычно начинается развитие магн. бури (см. Магнитные вариации) .

Рис. 2. Распространение межпланетной ударней волны и выброса от солнечной вспышки. Стрелками показано направление движения плазмы солнечного ветра, линии без подписи - силовые линии магнитного поля .

Рис. 3. Типы решений уравнения расширения короны. Скорость и расстояние нормированы на критическую скорость v к и критическое расстояние R к. Решение 2 соответствует солнечному ветру .

Расширение солнечной короны описывается системой ур-ний сохранения массы, момента кол-ва движения и уравнения энергии. Решения, отвечающие разл. характеру изменения скорости с расстоянием, показаны на рис. 3. 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 и даёт большие значения давления на бесконечности, т. е. встречается с теми же трудностями, что и модель статич. короны. Решение 2 соответствует переходу скорости расширения через значения скорости звука (v к )на нек-ром критич. расстоянии R к и последующему расширению со сверхзвуковой скоростью. Это решение даёт исчезающе малое значение давления на бесконечности, что позволяет согласовать его с малым давлением межзвёздной среды. Течение этого типа Ю. Паркер назвал С. в. Критич. точка находится над поверхностью Солнца, если темп-ра короны меньше нек-рого критич. значения , где m - масса протона, - показатель адиабаты, - масса Солнца. На рис. 4 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 характер среды (электронный и протонный газы), теплопроводность, вязкость, несферич. характер расширения.

Рис. 4. Профили скорости солнечного ветра для модели изотер» мической короны при различных значениях корональной температуры .

С. в. обеспечивает осн. отток тепловой энергии короны, т. к. теплопередача в хромосферу, эл--магн. излучение короны и электронная теплопроводность С. в. недостаточны для установления теплового 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 -7 светимости Солнца.

С. в. уносит с собой в межпланетную среду корональное магн. поле. Вмороженные в плазму силовые линии этого поля образуют межпланетное магн. поле (ММП). Хотя напряжённость ММП невелика и плотность его энергии составляет ок. 1% от плотности кинетич. энергии С. в., оно играет большую роль в термодинамике С. в. и в динамике взаимодействий С. в. с телами Солнечной системы, а также потоков С. в. между собой. Комбинация расширения С. в. с вращением Солнца приводит к тому, что магн. силовые линии, вмороженные в С. в., имеют форму, близкую к спирали Архимеда (рис. 5). Радиальная B R и азимутальная компоненты магн. поля по-разному изменяются с расстоянием вблизи плоскости эклиптики:

где - угл. скорость вращения Солнца, и - радиальная компонента скорости С. в., индекс 0 соответствует исходному уровню. На расстоянии орбиты Земли угол между направлением магн. поля и R порядка 45°. При больших Л магн. поле почти перпендикулярно R.

Рис. 5. Форма силовой линии межпланетного магнитного поля. - угловая скорость вращения Солнца, и - радиальная компонента скорости плазмы, R - гелиоцентрическое расстояние .

С. в., возникающий над областями Солнца с разл. ориентацией магн. поля, образует потоки с различно ориентированным ММП. Разделение наблюдаемой крупномасштабной структуры С. в. на чётное число секторов с разл. направлением радиального компонента ММП наз. межпланетной секторной структурой. Характеристики С. в. (скорость, темп-pa, концентрация частиц и др.) также в ср. закономерно изменяются в сечении каждого сектора, что связано с существованием внутри сектора быстрого потока С. в. Границы секторов обычно располагаются внутри медленного потока С. в. Чаще всего наблюдаются 2 или 4 сектора, вращающихся вместе с Солнцем. Эта структура, образующаяся при вытягивании С. в. крупномасштабного магн. поля короны, может наблюдаться в течение неск. оборотов Солнца. Секторная структура ММП - следствие существования токового слоя (ТС) в межпланетной среде, к-рый вращается вместе с Солнцем. ТС создаёт скачок магн. поля - радиальные компоненты ММП имеют разные знаки по разные стороны ТС. Этот ТС, предсказанный X. Альвеном (Н. Alfven), проходит через те участки солнечной короны, к-рые связаны с активными областями на Солнце, и разделяет указанные области с разл. знаками радиальной компоненты солнечного магн. поля. ТС располагается приблизительно в плоскости солнечного экватора и имеет складчатую структуру. Вращение Солнца приводит к закручиванию складок ТС в спирали (рис. 6). Находясь вблизи плоскости эклиптики, наблюдатель оказывается то выше, то ниже ТС, благодаря чему попадает в секторы с разными знаками радиальной компоненты ММП.

Вблизи Солнца в С. в. существуют долготные и широтные градиенты скорости, обусловленные разностью скоростей быстрых и медленных потоков. По мере удаления от Солнца и укручения границы между потоками в С. в. возникают радиальные градиенты скорости, к-рые приводят к образованию бесстолкновителъных ударных волн (рис. 7). Сначала образуется ударная волна, распространяющаяся вперёд от границы секторов (прямая ударная волна), а затем образуется обратная ударная волна, распространяющаяся к Солнцу.

Рис. 6. Форма гелио-сферного токового слоя. Пересечение его с плоскостью эклиптики (наклонённой к экватору Солнца под углом ~ 7°) даёт наблюдаемую секторную структуру межпланетного магнитного поля .

Рис. 7. Структура сектора межпланетного магнитного поля. Короткие стрелки показывают направление течения плазмы солнечного ветра, линии со стрелками - силовые линии магнитного поля, штрихпунктир - границы сектора (пересечение плоскости рисунка с токовым слоем) .

Т. к. скорость ударной волны меньше скорости С. в., плазма увлекает обратную ударную волну в направлении от Солнца. Ударные волны вблизи границ секторов образуются на расстояниях ~1 а. е. и прослеживаются до расстояний в неск. а. е. Эти ударные волны, так же как и межпланетные ударные волны от вспышек на Солнце и околопланетные ударные волны, ускоряют частицы и являются, т. о., источником энергичных частиц.

С. в. простирается до расстояний ~100 а. е., где давление межзвёздной среды уравновешивает динамич. давление С. в. Полость, заметаемая С. в. в межзвёздной среде, образует гелиосферу (см. Межпланетная среда ).Расширяющийся С. в. вместе с вмороженным в него магн. полем препятствует проникновению в Солнечную систему галактич. космич. лучей малых энергий и приводит к вариациям космич. лучей больших энергий. Явление, аналогичное С. в., обнаружено и у нек-рых др. звёзд (см. Звёздный ветер ).

Лит.: Паркер Е. Н., Динамические процессы в межпланетной среде, пер. с англ., М., 1965; Б р а н д т Д ж., Солнечный ветер, пер. с англ., М., 1973; Хундхаузен А., Расширение короны и солнечный ветер, пер. с англ., М., 1976. О. Л. Вайсберг .

Может достигать значений до 1,1 миллиона градусов по Цельсию. Поэтому, имея такую температуру, частицы двигаются очень быстро. Гравитация Солнца не может удержать их — и они покидают звезду.

Активность Солнца меняется в течение 11-летнего цикла. При этом количество солнечных пятен, уровни радиации и масса выброшенного в космос материала меняются. И эти изменения влияют на свойства солнечного ветра — его магнитное поле, скорость, температуру и плотность. Поэтому солнечный ветер может иметь разные характеристики. Они зависят от того, где конкретно находился его источник на Солнце. И еще они зависят от того, насколько быстро вращалась эта область.

Скорость солнечного ветра выше скорости движения вещества корональных отверстий. И достигает 800 километров в секунду. Эти отверстия возникают на полюсах Солнца и в его низких широтах. Они приобретают наибольшие размеры в те периоды, когда активность на Солнце минимальна. Температуры вещества, переносимого солнечным ветром, могут достигать 800 000 C.

В поясе коронального стримера, расположенного вокруг экватора, солнечный ветер движется медленнее — около 300 км. в секунду. Установлено, что температура вещества, перемещающегося в медленном солнечном ветре достигает 1,6 млн. C.

Солнце и его атмосфера состоят из плазмы и смеси положительно и отрицательно заряженных частиц. Они имеют чрезвычайно высокие температуры. Поэтому материя постоянно покидает Солнце, уносимая солнечным ветром.

Воздействие на Землю

Когда солнечный ветер покидает Солнце, он несет заряженные частицы и магнитные поля. Излучаемые во всех направлениях частицы солнечного ветра постоянно воздействует на нашу планету. Этот процесс вызывает интересные эффекты.

Если материал, переносимый солнечным ветром, достигнет поверхности планеты, он нанесет серьезный ущерб любой форме жизни, которая существует на . Поэтому магнитное поле Земли служит щитом, перенаправляя траектории солнечных частиц вокруг планеты. Заряженные частицы как бы «стекают» за ее пределами. Воздействие солнечного ветра изменяет магнитное поле Земли таким образом, что оно деформируется и растягивается на ночной стороне нашей планеты.

Иногда Солнце выбрасывает большие объемы плазмы, известные как выбросы корональной массы (CME), или солнечные бури. Чаще всего это происходит в период активного периода солнечного цикла, известного как солнечный максимум. CME имеют более сильный эффект, чем стандартный солнечный ветер.

Некоторые тела Солнечной системы, как и Земля, экранированы магнитным полем. Но многие из них такой защиты не имеют. Спутник нашей Земли — не имеет никакой защиты для своей поверхности. Поэтому испытывает максимальное воздействие солнечного ветра. У Меркурия, ближайшей к Солнцу планеты, есть магнитное поле. Оно защищает планету от обычного стандартного ветра, однако оно не способно противостоять более мощным вспышкам, таким как CME.

Когда высоко — и низкоскоростные потоки солнечного ветра взаимодействуют друг с другом, они создают плотные области, известные как области с вращающимся взаимодействием (CIR). Именно эти области вызывают геомагнитные бури при столкновении с земной атмосферой.

Солнечный ветер и заряженные частицы, которые он несет, могут влиять на спутники Земли и Глобальные системы позиционирования (GPS). Мощные всплески могут повредить спутники или вызвать ошибки определений координат при использовании сигналов GPS в десятки метров.

Солнечный ветер достигает всех планет в . Миссия NASA New Horizons обнаружила его, когда путешествовала между и .

Изучение солнечного ветра

Ученым известно о существовании солнечного ветра с 1950-х годов. Но несмотря на его серьезное воздействие на Землю и космонавтов, ученые все еще не знают многих его характеристик. Несколько космических миссий, совершенных в последние десятилетия, пытались объяснить эту тайну.

Запущенная в космос 6 октября 1990 года миссия NASA Ulysses изучала Солнце на разных его широтах. Она измеряла различные свойства солнечного ветра в течение более чем десяти лет.

Миссия Advanced Composition Explorer () имела орбиту, связанную с одной из особых точек, находящихся между Землей и Солнцем. Она известна как точка Лагранжа. В этой области гравитационные силы от Солнца и Земли имеют одинаковое значение. И это позволяет спутнику иметь стабильную орбиту. Начатый в 1997 году эксперимент ACE изучает солнечный ветер и обеспечивает измерения постоянного потока частиц в реальном масштабе времени.

Космические аппараты NASA STEREO-A и STEREO-B изучают края Солнца с разных сторон, чтобы увидеть, как рождается солнечный ветер. По данным NASA , STEREO представила «уникальный и революционный взгляд на систему Земля — Солнце».

Новые миссии

NASA планирует запуск новой миссии по изучению Солнца. Она дает ученым надежду узнать еще больше о природе Солнца и солнечного ветра. Солнечный зонд NASA Parker , планируемый к запуску (успешно запущен 12.08.2018 — Navigator ) летом 2018 года, будет работать таким образом, чтобы буквально «коснуться Солнца». Спустя несколько лет полета на орбите, близкой к нашей звезде, зонд впервые в истории погрузится в корону Солнца. Это будет сделано для того, чтобы получить комбинацию фантастических изображений и измерений. Эксперимент продвинет вперед наше понимание природы солнечной короны, и улучшит понимание происхождения и эволюции солнечного ветра.

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter .