Помощ за Tele2, тарифи, въпроси

слънчев вятър

- непрекъснат поток от плазма от слънчев произход, разпространяващ се приблизително радиално от Слънцето и изпълващ Слънчевата система до хелиоцентрика. разстояния ~100 AU С.в. се образува по време на газодинамиката. разширяване в междупланетното пространство. При високи температури, които съществуват в слънчевата корона (K), налягането на горните слоеве не може да балансира газовото налягане на коронната материя и короната се разширява.

Първите доказателства за съществуването на постоянен поток от плазма от Слънцето са получени от Л. Биерман (Германия) през 50-те години на миналия век. върху анализа на силите, действащи върху плазмените опашки на комети. През 1957 г. Ю. Паркър (САЩ), анализирайки условията на равновесие на короната, показа, че короната не може да бъде в хидростатични условия. равновесието, както се предполагаше по-рано, трябва да се разшири и това разширение, при съществуващите гранични условия, трябва да доведе до ускоряване на короналната материя до свръхзвукови скорости.

Средни характеристики на S.v. са дадени в табл. 1. За първи път на втория съветски космически кораб е регистриран плазмен поток от слънчев произход. ракета "Луна-2" през 1959 г. Наличието на постоянно изтичане на плазма от Слънцето е доказано в резултат на многомесечни измервания в Америка. AMS Mariner 2 през 1962 г

Таблица 1. Средни характеристики на слънчевия вятър в околоземна орбита

Скорост	400 км/с
Протонна плътност	6 см -3
Протонна температура	ДА СЕ
Електронна температура	ДА СЕ
Сила на магнитното поле	д
Плътност на протонния поток	cm -2 s -1
Плътност на потока на кинетична енергия	0,3 ergsm -2 s -1

Потоци Н.в. могат да бъдат разделени на два класа: бавни - със скорост km/s и бързи - със скорост 600-700 km/s. Бързите потоци идват от тези области на короната, където магнитното поле е близко до радиалното. Някои от тези области са . Бавни потоци N.W. очевидно са свързани с областите на короната, където има значение. тангенциален компонент маг. полета.

В допълнение към основните компоненти на S.v. - в състава му са открити частици, силно йонизирани йони на кислород, сяра и желязо (фиг. 1). При анализиране на газове, уловени във фолио, изложено на Луната, бяха открити атоми Ne и Ar. Средна хим. състав на С.в. е дадено в табл. 2.

Таблица 2. Относителен химичен състав на слънчевия вятър

елемент	Относително съдържание
з	0,96
3 Той
4 Той	0,04
О
не
Si
Ар
Fe

Йонизация състояние на материята S.v. съответства на нивото в короната, където времето на рекомбинация става малко в сравнение с времето на разширяване, т.е. на разстояние. Йонизационни измервания йонни температури S.v. правят възможно определянето на електронната температура на слънчевата корона.

С.в. пренася короналното магнитно поле със себе си в междупланетната среда. поле. Силовите линии на това поле, замръзнали в плазмата, образуват междупланетно магнитно поле. поле (MMP). Въпреки че интензитетът на IMF е нисък и енергийната му плътност е прибл. 1% от кинетичния енергия на слънчевата енергия, тя играе голяма роля в термодинамиката на слънчевата енергия. и в динамиката на взаимодействията между С.в. с телата на Слънчевата система и потоците на Севера. помежду си. Комбинация от разширение S.v. с въртенето на Слънцето води до факта, че маг. мощни лиониуми, замразени в S.V. Радиална и азимутална компонента на маг. полетата в близост до равнината на еклиптиката се променят с разстоянието:
,
Където Р- хелиоцентричен разстояние, - ъглова скорост на въртене на Слънцето, u R- компонента на радиалната скорост S.v., индекс “0” съответства на началното ниво. На разстоянието на земната орбита ъгълът между магнитните направления. полета и посока към Слънцето, на голяма хелиоцентр. Разстоянията на IMF са почти перпендикулярни на посоката към Слънцето.

S.v., възникващи над региони на Слънцето с различна магнитна ориентация. полета, образува потоци в различно ориентирани вечно замръзнали почви – т.нар. междупланетно магнитно поле.

В Н.в. Наблюдават се различни видове вълни: Langmuir, свистящи, йонно-звукови, магнитозвукови и др. (виж). Някои вълни се генерират на Слънцето, други се възбуждат в междупланетната среда. Генерирането на вълни изглажда отклоненията на функцията на разпределение на частиците от максвеловата и води до факта, че S.V. се държи като непрекъсната среда. Вълните от тип Alfvén играят голяма роля в ускоряването на малки компоненти на S.V. и при формирането на функцията на разпределение на протоните. В Н.в. Наблюдават се и контактни и ротационни прекъсвания, характерни за магнетизираната плазма.

Поток N.w. явл. свръхзвукова по отношение на скоростта на тези видове вълни, които осигуряват ефективен трансфер на енергия в S.V. (Алфвен, звукови и магнитозвукови вълни), Алфвен и звукови числа на Мах S.v. в околоземна орбита. При подрязване на S.v. препятствия, които могат ефективно да отклонят S.v. (магнитни полета на Меркурий, Земя, Юпитер, Старн или проводящите йоносфери на Венера и, очевидно, Марс), се образува дъгова ударна вълна. С.в. забавя и се нагрява в предната част на ударната вълна, което й позволява да обиколи препятствието. По същото време в Н.в. се образува кухина - магнитосферата (собствена или индуцирана), формата и размерът на структурата се определят от баланса на магнитното налягане. полетата на планетата и налягането на протичащия плазмен поток (виж). Слоят от нагрята плазма между ударната вълна и обтекаемото препятствие се нарича. преходен регион. Температурите на йоните във фронта на ударната вълна могат да се повишат 10-20 пъти, на електроните - 1,5-2 пъти. Феномен на ударна вълна. , термализацията на потока се осигурява от колективни плазмени процеси. Дебелината на фронта на ударната вълна е ~100 km и се определя от скоростта на растеж (магнитозвук и/или по-нисък хибрид) по време на взаимодействието на настъпващия поток и част от йонния поток, отразен от фронта. При взаимодействие между С.в. с непроводящо тяло (Луната) ударна вълна не възниква: плазменият поток се абсорбира от повърхността, а зад тялото се образува SW, който постепенно се запълва с плазма. кухина.

Стационарният процес на изтичане на коронна плазма се наслагва от нестационарни процеси, свързани с. По време на силни слънчеви изригвания материята се изхвърля от долните области на короната в междупланетната среда. В този случай също се образува ударна вълна (фиг. 3), която постепенно се забавя при движението си през плазмата на SW. Пристигането на ударна вълна към Земята води до компресия на магнитосферата, след което обикновено започва развитието на магнетизма. бури

Уравнението, описващо разширяването на слънчевата корона, може да се получи от системата от уравнения за запазване на масата и ъгловия момент. Решенията на това уравнение, които описват различния характер на промяната на скоростта с разстоянието, са показани на фиг. 4. Разтвори 1 и 2 съответстват на ниски скорости в основата на короната. Изборът между тези две решения се определя от условията в безкрайността. Решение 1 съответства на ниски скорости на разширение на короната („слънчев бриз“, според J. Chamberlain, САЩ) и дава големи стойности на налягането в безкрайност, т.е. среща същите трудности като статичния модел. корони Решение 2 съответства на прехода на скоростта на разширение през скоростта на звука ( срещу К) на определен ром критичен. разстояние Р Ки последващо разширяване със свръхзвукова скорост. Това решение дава изчезващо малка стойност на налягането в безкрайността, което прави възможно съгласуването му с ниското налягане на междузвездната среда. Паркър нарича този тип течение слънчев вятър. Критичен точката е над повърхността на Слънцето, ако температурата на короната е по-ниска от определена критична стойност. стойности, къде м- маса на протона, - адиабатен индекс. На фиг. Фигура 5 показва промяната в скоростта на разширение от хелиоцентрична. разстояние в зависимост от изотермичната температура. изотропна корона. Следващите модели на S.v. вземат предвид промените в короналната температура с разстоянието, двутечността на средата (електронни и протонни газове), топлопроводимост, вискозитет и несферичния характер на разширението. Подход към субстанцията S.v. как към непрекъсната среда е оправдано от наличието на IMF и колективния характер на взаимодействието на SW плазмата, причинено от различни видове нестабилности. С.в. осигурява основното изтичане на топлинна енергия от короната, т.к пренос на топлина към хромосферата, електромагн. радиация от силно йонизирана коронна материя и електронна топлопроводимост на слънчевата енергия. недостатъчна за установяване на топлинна баланс на короната. Електронната топлопроводимост осигурява бавно понижаване на температурата на околната среда. с разстояние. С.в. не играе забележима роля в енергията на Слънцето като цяло, т.к отнесеният от него енергиен поток е ~ 10 -8

Атмосферата на Слънцето е 90% водород. Частта, която е най-отдалечена от повърхността, се нарича слънчева корона и е ясно видима по време на пълно слънчево затъмнение. Температурата на короната достига 1,5-2 милиона K, а коронният газ е напълно йонизиран. При тази температура на плазмата топлинната скорост на протоните е около 100 km/s, а на електроните е няколко хиляди километра в секунда. За преодоляване на слънчевата гравитация е достатъчна начална скорост от 618 km/s, втората космическа скорост на Слънцето. Следователно плазмата постоянно изтича от слънчевата корона в космоса. Този поток от протони и електрони се нарича слънчев вятър.

Преодолявайки гравитацията на Слънцето, частиците на слънчевия вятър летят по прави траектории. Скоростта на всяка частица почти не се променя с разстоянието, но може да бъде различна. Тази скорост зависи главно от състоянието на слънчевата повърхност, от „времето“ на Слънцето. Средно тя е равна на v ≈ 470 km/s. Слънчевият вятър изминава разстоянието до Земята за 3-4 дни. В този случай плътността на частиците в него намалява обратно пропорционално на квадрата на разстоянието до Слънцето. На разстояние, равно на радиуса на земната орбита, 1 см3 има средно 4 протона и 4 електрона.

Слънчевият вятър намалява масата на нашата звезда – Слънцето – с 10 9 kg в секунда. Въпреки че това число изглежда голямо в земен мащаб, в действителност то е малко: загубата на слънчева маса може да се забележи само във времена, които са хиляди пъти по-големи от съвременната възраст на Слънцето, която е приблизително 5 милиарда години.

Интересно и необичайно е взаимодействието на слънчевия вятър с магнитното поле. Известно е, че заредените частици обикновено се движат в магнитно поле H в кръг или по спирални линии. Това обаче е вярно само когато магнитното поле е достатъчно силно. По-точно, за да се движат заредените частици в кръг, е необходимо плътността на енергията на магнитното поле H 2 /8π да бъде по-голяма от плътността на кинетичната енергия на движещата се плазма ρv 2 /2. При слънчевия вятър ситуацията е обратната: магнитното поле е слабо. Следователно заредените частици се движат по права линия и магнитното поле не е постоянно, то се движи заедно с потока от частици, сякаш отнесен от този поток към периферията на Слънчевата система. Посоката на магнитното поле в цялото междупланетно пространство остава същата, каквато беше на повърхността на Слънцето в момента, в който се появи плазмата на слънчевия вятър.

При движение по екватора на Слънцето магнитното поле обикновено променя посоката си 4 пъти. Слънцето се върти: точките на екватора извършват оборот за T = 27 дни. Следователно междупланетното магнитно поле е насочено в спирали (виж фигурата) и целият модел на тази фигура се върти след въртенето на слънчевата повърхност. Ъгълът на въртене на Слънцето се променя като φ = 2π/T. Разстоянието от Слънцето се увеличава със скоростта на слънчевия вятър: r = vt. Следователно уравнението на спиралите на фиг. има формата: φ = 2πr/vT. На разстояние от земната орбита (r = 1,5 10 11 m) ъгълът на наклона на магнитното поле към радиус вектора е, както може лесно да се провери, 50 °. Средно този ъгъл се измерва от космически кораби, но не много близо до Земята. В близост до планетите магнитното поле е структурирано по различен начин (виж Магнитосфера).

В. Б. Баранов, Московски държавен университет. М.В. Ломоносов

Статията разглежда проблема със свръхзвуковото разширение на слънчевата корона (слънчев вятър). Анализират се четири основни проблема: 1) причините за изтичането на плазма от слънчевата корона; 2) хомогенен ли е такъв поток; 3) промени в параметрите на слънчевия вятър с разстоянието от Слънцето и 4) как слънчевият вятър се влива в междузвездната среда.

Въведение

Изминаха почти 40 години, откакто американският физик Е. Паркър теоретично прогнозира явлението, наречено „слънчев вятър“ и което няколко години по-късно беше потвърдено експериментално от групата на съветския учен К. Грингаус с помощта на инструменти, инсталирани на Космически кораб "Луна 2" и "Луна-3". Слънчевият вятър е поток от напълно йонизирана водородна плазма, тоест газ, състоящ се от електрони и протони с приблизително еднаква плътност (условие на квазинеутралност), който се движи от Слънцето с висока свръхзвукова скорост. В орбитата на Земята (една астрономическа единица (AU) от Слънцето) скоростта VE на този поток е приблизително 400-500 km/s, концентрацията на протони (или електрони) ne = 10-20 частици на кубичен сантиметър и техните температура Te е равна на приблизително 100 000 K (температурата на електроните е малко по-висока).

В допълнение към електроните и протоните, алфа частици (от порядъка на няколко процента), малко количество по-тежки частици, както и магнитно поле, чиято средна стойност на индукция се оказа от порядъка на няколко гама в земното поле. орбита, са открити в междупланетното пространство (1

= 10-5 G).

Малко история, свързана с теоретичното прогнозиране на слънчевия вятър

По време на не толкова дългата история на теоретичната астрофизика се смяташе, че всички звездни атмосфери са в хидростатично равновесие, тоест в състояние, при което гравитационното привличане на звездата се балансира от силата, свързана с градиента на налягането в нейната атмосфера (с промяната в налягането на единица разстояние r от централните звезди). Математически това равновесие се изразява като обикновено диференциално уравнение

(1)

където G е гравитационната константа, M* е масата на звездата, p е атмосферното газово налягане,

- неговата масова плътност. Ако е дадено разпределението на температурата T в атмосферата, тогава от уравнението на равновесието (1) и уравнението на състоянието за идеален газ

(2)

където R е газовата константа, лесно се получава така наречената барометрична формула, която в частния случай на постоянна температура T ще има формата

(3)

Във формула (3) стойността p0 представлява налягането в основата на атмосферата на звездата (при r = r0). От тази формула става ясно, че за r

, тоест на много големи разстояния от звездата налягането p клони към крайна граница, която зависи от стойността на налягането p0.

Тъй като се смяташе, че слънчевата атмосфера, подобно на атмосферите на други звезди, е в състояние на хидростатично равновесие, нейното състояние се определя по формули, подобни на формули (1), (2), (3). Като се има предвид необичайното и все още не напълно разбрано явление на рязко повишаване на температурата от приблизително 10 000 градуса на повърхността на Слънцето до 1 000 000 градуса в слънчевата корона, Чапман (вижте например) разработи теорията за статичната слънчева корона, който трябваше плавно да премине в междузвездната среда, заобикаляща слънчевата система.

Въпреки това, в своята пионерска работа, Паркър обърна внимание на факта, че налягането в безкрайността, получено от формула като (3) за статична слънчева корона, се оказва почти с порядък по-висок от стойността на налягането, която беше изчислена за междузвезден газ въз основа на наблюдения. За да разреши това несъответствие, Паркър предложи слънчевата корона да не е в състояние на статично равновесие, а непрекъснато се разширява в междупланетната среда около Слънцето. Освен това, вместо уравнението на равновесието (1), той предложи да се използва хидродинамичното уравнение на движението на формата

(4)

където в координатната система, свързана със Слънцето, стойността V представлява радиалната скорост на плазмата. Под

се отнася до масата на Слънцето.

За дадено температурно разпределение T системата от уравнения (2) и (4) има решения от вида, представен на фиг. 1. На тази фигура a означава скоростта на звука, а r* е разстоянието от началото, при което скоростта на газа е равна на скоростта на звука (V = a). Очевидно само криви 1 и 2 на фиг. 1 имат физическо значение за проблема с изтичането на газ от Слънцето, тъй като криви 3 и 4 имат неуникални стойности на скоростта във всяка точка, а криви 5 и 6 съответстват на много високи скорости в слънчевата атмосфера, което не е наблюдавани в телескопи. Паркър анализира условията, при които решението, съответстващо на крива 1, се реализира в природата. Той показа, че за да се съпостави налягането, получено от такова решение, с налягането в междузвездната среда, най-реалистичният случай е преходът на газ от a. дозвуков поток (при r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*) и нарече такъв поток слънчев вятър. Това твърдение обаче беше оспорено в работата на Чембърлейн, който вярваше, че най-реалистичното решение съответства на крива 2, която описва дозвуковия „слънчев бриз“ навсякъде. В същото време първите експерименти с космически кораби (вижте например), които откриха свръхзвукови газови потоци от Слънцето, не изглеждаха, съдейки по литературата, достатъчно надеждни за Чембърлейн.

Ориз. 1. Възможни решения на едномерни уравнения на газовата динамика за скоростта V на газовия поток от повърхността на Слънцето при наличие на гравитация. Крива 1 съответства на решението за слънчевия вятър. Тук a е скоростта на звука, r е разстоянието от Слънцето, r* е разстоянието, при което скоростта на газа е равна на скоростта на звука, и е радиусът на Слънцето.

Историята на експериментите в открития космос брилянтно доказа правилността на идеите на Паркър за слънчевия вятър. Подробни материали за теорията на слънчевия вятър могат да бъдат намерени например в монографията.

Концепции за равномерно изтичане на плазма от слънчевата корона

От едномерните уравнения на газовата динамика може да се получи добре известен резултат: при липса на масови сили, сферично симетричен поток от газ от точков източник може да бъде дозвуков или свръхзвуков навсякъде. Наличието на гравитационна сила в уравнение (4) (дясната страна) води до появата на решения като крива 1 на фиг. 1, тоест с преход през скоростта на звука. Нека направим аналогия с класическия поток в дюзата на Лавал, която е в основата на всички свръхзвукови реактивни двигатели. Този поток е показан схематично на фиг. 2.

Ориз. 2. Диаграма на потока в дюза на Лавал: 1 - резервоар, наречен приемник, в който се подава много горещ въздух с ниска скорост, 2 - зона на геометрично компресиране на канала, за да се ускори дозвуковият газов поток, 3 - зона на геометрично разширение на канала с цел ускоряване на свръхзвуковия поток.

Загрятият до много висока температура газ се подава към резервоар 1, наречен приемник, с много ниска скорост (вътрешната енергия на газа е много по-голяма от неговата кинетична енергия на насочено движение). Чрез геометрично компресиране на канала газът се ускорява в област 2 (дозвуков поток), докато скоростта му достигне скоростта на звука. За по-нататъшното му ускоряване е необходимо да се разшири канала (област 3 на свръхзвуковия поток). В цялата област на потока се получава ускорение на газа поради неговото адиабатно (без подаване на топлина) охлаждане (вътрешната енергия на хаотичното движение се трансформира в енергията на насоченото движение).

В разглеждания проблем за образуването на слънчев вятър ролята на приемник играе слънчевата корона, а ролята на стените на дюзата на Лавал е гравитационната сила на слънчевото привличане. Според теорията на Паркър преходът през скоростта на звука трябва да се случи някъде на разстояние от няколко слънчеви радиуса. Анализът на получените в теорията решения обаче показа, че температурата на слънчевата корона не е достатъчна, за да може нейният газ да се ускори до свръхзвукови скорости, какъвто е случаят в теорията за дюзите на Лавал. Трябва да има някакъв допълнителен източник на енергия. Такъв източник понастоящем се счита за разсейване на вълнови движения, които винаги присъстват в слънчевия вятър (понякога наричани плазмена турбулентност), насложени върху средния поток, а самият поток вече не е адиабатен. Количественият анализ на такива процеси все още изисква допълнителни изследвания.

Интересното е, че наземните телескопи откриват магнитни полета на повърхността на Слънцето. Средната стойност на тяхната магнитна индукция B се оценява на 1 G, въпреки че в отделни фотосферни образувания, например в слънчеви петна, магнитното поле може да бъде с порядъци по-голямо. Тъй като плазмата е добър проводник на електричество, естествено е слънчевите магнитни полета да взаимодействат с нейния поток от Слънцето. В този случай една чисто газодинамична теория дава непълно описание на разглежданото явление. Влиянието на магнитното поле върху потока на слънчевия вятър може да се разглежда само в рамките на науката, наречена магнитохидродинамика. До какви резултати водят подобни съображения? Според пионерска работа в тази насока (виж също), магнитното поле води до появата на електрически токове j в плазмата на слънчевия вятър, което от своя страна води до появата на пондеромоторна сила j x B, която е насочена в перпендикулярно на радиалната посока. В резултат на това слънчевият вятър придобива тангенциална компонента на скоростта. Този компонент е с почти два порядъка по-малък от радиалния, но играе значителна роля в отнемането на ъглов момент от Слънцето. Предполага се, че последното обстоятелство може да играе важна роля в еволюцията не само на Слънцето, но и на други звезди, в които е открит „звезден вятър“. По-специално, за да се обясни рязкото намаляване на ъгловата скорост на звездите от късния спектрален клас, често се използва хипотезата за предаване на ротационен импулс към планетите, образувани около тях. Разгледаният механизъм за загуба на ъглов момент на Слънцето чрез изтичане на плазма от него отваря възможността за преразглеждане на тази хипотеза.

СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР- непрекъснат поток от плазма от слънчев произход, разпространяващ се приблизително радиално от Слънцето и изпълващ Слънчевата система до хелиоцентрика. разстояния R ~ 100 a. e. S. v. се образува по време на газодинамиката. разширяване на слънчевата корона (вж слънце)в междупланетното пространство. При високи температури, които съществуват в слънчевата корона (1,5 * 10 9 К), налягането на горните слоеве не може да балансира газовото налягане на коронната материя и короната се разширява.

Първото свидетелство за съществуването на пост. плазмените потоци от Слънцето са получени от L. Biermann през 50-те години. върху анализа на силите, действащи върху плазмените опашки на комети. През 1957 г. Ю. Паркър (E. Parker), анализирайки условията на равновесие на короната, показа, че короната не може да бъде в хидростатични условия. равновесие, както се предполагаше по-рано, но трябва да се разшири и това разширение, при съществуващите гранични условия, трябва да доведе до ускоряване на короналната материя до свръхзвукови скорости (виж по-долу). За първи път в съветския космически кораб е регистриран плазмен поток от слънчев произход. космически кораб "Луна-2" през 1959 г. Съществуване пост. изтичането на плазма от Слънцето беше доказано в резултат на многомесечни измервания в Америка. пространство апаратът Mariner 2 през 1962 г.

ср. характеристики на S. v. са дадени в табл. 1. С. тече. могат да бъдат разделени на два класа: бавни - със скорост 300 км/с и бързи - със скорост 600-700 км/с. Бързите потоци идват от регионите на слънчевата корона, където е структурата на магнитното поле. полетата са близки до радиалните. Някои от тези области са коронални дупки. Бавни течения на Северния век. очевидно са свързани с областите на короната, в които следователно има тангенциален магнитен компонент. полета.

Таблица 1.- Средни характеристики на слънчевия вятър в околоземна орбита

Скорост
Протонна концентрация
Протонна температура
Електронна температура
Сила на магнитното поле
Плътност на потока на Python....	2,4*10 8 cm -2 *c -1
Плътност на потока на кинетична енергия	0,3 erg*cm -2 *s -1

Таблица 2.- Относителен химичен състав на слънчевия вятър

	Относително съдържание

	Относително съдържание

В допълнение към основното компоненти на слънчевата енергия са протони и електрони; в нейния състав се срещат и силно йонизирани частици. йони на кислород, силиций, сяра, желязо (фиг. 1). При анализиране на газове, уловени във фолио, изложено на Луната, бяха открити атоми Ne и Ar. ср. относителна хим. състав на С. век. е дадено в табл. 2. Йонизация. състояние на материята S. v. съответства на нивото в короната, където времето на рекомбинация е кратко в сравнение с времето на разширяване Йонизационни измервания температура на йони S. v. правят възможно определянето на електронната температура на слънчевата корона.

През Н. век. се наблюдават разлики. видове вълни: Langmuir, whistlers, йонно-звукови, магнитозвукови, Alfven и др. (вж. Вълни в плазматаНякои от вълните от типа на Алфвен се генерират на Слънцето, а някои се възбуждат в междупланетната среда. Генерирането на вълни изглажда отклоненията на функцията на разпределение на частиците от максвеловата и в комбинация с влиянието на магнетизма. полета върху плазмата води до факта, че S. v. се държи като непрекъсната среда. Вълните от тип Alfvén играят голяма роля в ускоряването на малки компоненти на слънчевата вълна. и при формирането на функцията на разпределение на протоните. През Н. век. също се наблюдават контактни и ротационни прекъсвания, характерни за магнетизираната плазма.

Ориз. 1. Масов спектър на слънчевия вятър. По хоризонталната ос е съотношението на масата на частицата към нейния заряд, по вертикалната ос е броят на частиците, регистрирани в енергийния прозорец на устройството за 10 s. Числата със знак "+" показват заряда на йона.

Поток N. в. е свръхзвукова по отношение на скоростите на тези видове вълни, които осигуряват еф. пренос на енергия до С. век. (Алфвен, звукови и магнитозвукови вълни). Алвен и звук Число на Мах С.V. в земната орбита 7. При обтичане на североизток. препятствия, способни ефективно да го отклонят (магнитни полета на Меркурий, Земята, Юпитер, Сатурн или проводящите йоносфери на Венера и, очевидно, Марс), се образува отклоняваща се ударна вълна. С.в. забавя и се нагрява в предната част на ударната вълна, което й позволява да обиколи препятствието. По същото време през Северния век. се образува кухина - магнитосферата (собствена или индуцирана), формата и размерите на формата се определят от баланса на магнитното налягане. полетата на планетата и налягането на протичащия плазмен поток (вж. Магнитосферата на Земята, Магнитосферите на планетите). В случай на взаимодействие със S. v. с непроводимо тяло (например Луната) ударна вълна не възниква. Плазменият поток се абсорбира от повърхността и зад тялото се образува кухина, която постепенно се запълва с плазма от плазмата.

Стационарният процес на изтичане на коронна плазма се наслагва от нестационарни процеси, свързани с слънчеви изригвания. При силни изригвания веществата се отделят отдолу. области на короната в междупланетната среда. В този случай също се образува ударна вълна (фиг. 2), която постепенно се забавя, разпространявайки се в плазмата на Слънчевата система. Пристигането на ударна вълна към Земята предизвиква компресия на магнитосферата, след което обикновено започва развитието на магнетизма. бури (виж Магнитни вариации).

Ориз. 2. Разпространение на междупланетна ударна вълна и изхвърляне от слънчево изригване. Стрелките показват посоката на движение на плазмата на слънчевия вятър, линиите без надпис са линиите на магнитното поле.

Ориз. 3. Видове решения на уравнението за разширение на короната. Скоростта и разстоянието се нормализират към критичната скорост vk, а критичното разстояние Rk съответства на слънчевия вятър.

Разширяването на слънчевата корона се описва със система от уравнения за запазване на масата, ъглов момент и енергийни уравнения. Решения, които отговарят на различни естеството на промяната на скоростта с разстоянието е показано на фиг. 3. Разтвори 1 и 2 съответстват на ниски скорости в основата на короната. Изборът между тези две решения се определя от условията в безкрайността. Решение 1 съответства на ниски скорости на разширение на короната и дава големи стойности на налягане в безкрайност, т.е. среща същите трудности като статичния модел. корони Решение 2 съответства на прехода на скоростта на разширение през стойностите на скоростта на звука ( v към) на някои критични. разстояние R до и последващо разширение със свръхзвукова скорост. Това решение дава изчезващо малка стойност на налягането в безкрайността, което прави възможно съгласуването му с ниското налягане на междузвездната среда. Този тип поток е наречен S. от Ю. Паркър. Критичен точката е над повърхността на Слънцето, ако температурата на короната е по-ниска от определена критична стойност. стойности , където m е масата на протона, е адиабатният показател и е масата на Слънцето. На фиг. Фигура 4 показва промяната в скоростта на разширение от хелиоцентрична. разстояние в зависимост от изотермичната температура. изотропна корона. Следващите модели на S. v. вземат предвид промените в короналната температура с разстояние, двутечност на средата (електронни и протонни газове), топлопроводимост, вискозитет, несферичност. естеството на разширението.

Ориз. 4. Профили на скоростта на слънчевия вятър за модела на изотермичната корона при различни стойности на коронарната температура.

С.в. осигурява основното изтичане на топлинна енергия от короната, тъй като преносът на топлина към хромосферата, ел-магн. Коронна радиация и електронна топлопроводимост са недостатъчни за установяване на топлинния баланс на короната. Електронната топлопроводимост осигурява бавно понижаване на температурата на околната среда. с разстояние. С.в. не играе забележима роля в енергията на Слънцето като цяло, тъй като енергийният поток, отнесен от него, е ~10 -7 осветеностслънце

С.в. пренася короналното магнитно поле със себе си в междупланетната среда. поле. Силовите линии на това поле, замръзнали в плазмата, образуват междупланетно магнитно поле. поле (MMP). Въпреки че интензитетът на IMF е нисък и енергийната му плътност е прибл. 1% от кинетичната плътност енергия на слънчевата енергия, тя играе голяма роля в термодинамиката на слънчевата енергия. и в динамиката на взаимодействията на S. v. с телата на слънчевата система, както и с потоците на север. помежду си. Комбинация от разширяване на S. век. с въртенето на Слънцето води до факта, че маг. силовите линии, замръзнали в северния век, имат форма, близка до спиралата на Архимед (фиг. 5). Радиална Б Ри азимутални магнитни компоненти. полетата се променят по различен начин с разстояние близо до равнината на еклиптиката:

къде е анг. скорост на въртене на слънцето, И- радиална компонента на скоростта на централния въздух, индекс 0 съответства на началното ниво. На разстоянието от земната орбита ъгълът между посоката на магнитната. полета и Роколо 45°. При големи L магнитни. полето е почти перпендикулярно на R.

Ориз. 5. Форма на линията на междупланетното магнитно поле. - ъглова скорост на въртене на Слънцето и - радиална компонента на скоростта на плазмата, R - хелиоцентрично разстояние.

С. в., възникващи над райони на Слънцето с разл. магнитна ориентация полета, образува потоци с различно ориентирана вечна замръзналост. Отделяне на наблюдаваната мащабна структура на Слънчевата система. за четен брой сектори с различни се нарича посоката на радиалната компонента на МВФ. структура на междупланетен сектор. Характеристики на S. v. (скорост, temp-pa, концентрация на частици и т.н.) също в ср. се променят естествено в напречното сечение на всеки сектор, което е свързано със съществуването на бърз поток от слънчева вода вътре в сектора. Границите на секторите обикновено се намират в рамките на бавния поток на север. Най-често се наблюдават 2 или 4 сектора, въртящи се със Слънцето. Тази структура, образувана при издърпване на S. мащабен маг. коронни полета, могат да се наблюдават за няколко. обороти на Слънцето. Секторната структура на МВФ е следствие от наличието на токов слой (ТС) в междупланетната среда, който се върти заедно със Слънцето. TS създава магнитен прилив. полета - радиалните компоненти на IMF имат различни знаци от различните страни на превозното средство. Тази TS, предсказана от H. Alfven, преминава през тези части на слънчевата корона, които са свързани с активни региони на Слънцето, и разделя тези региони от различните региони. признаци на радиалния компонент на слънчевия магнит. полета. TS се намира приблизително в равнината на слънчевия екватор и има нагъната структура. Въртенето на Слънцето води до усукване на гънките на ТК в спирала (фиг. 6). Намирайки се близо до равнината на еклиптиката, наблюдателят се оказва над или под TC, поради което попада в сектори с различни знаци на радиалната компонента на IMF.

Близо до Слънцето на север. Съществуват надлъжни и широчинни градиенти на скоростта, причинени от разликата в скоростите на бързи и бавни потоци. Докато се отдалечавате от Слънцето и границата между потоците на север става по-стръмна. възникват градиенти на радиална скорост, които водят до образуването ударни вълни без сблъсък(фиг. 7). Първо се образува ударна вълна, която се разпространява напред от границата на секторите (права ударна вълна), а след това се образува обратна ударна вълна, разпространяваща се към Слънцето.

Ориз. 6. Форма на хелиосферния токов слой. Пресичането му с равнината на еклиптиката (наклонена към слънчевия екватор под ъгъл ~ 7°) дава наблюдаваната секторна структура на междупланетното магнитно поле.

Ориз. 7. Структура на сектора на междупланетното магнитно поле. Къси стрелки показват посоката на плазмения поток на слънчевия вятър, линии със стрелки - линии на магнитното поле, пунктирани линии - граници на сектора (пресечна точка на равнината на чертане с текущия слой).

Тъй като скоростта на ударната вълна е по-малка от скоростта на слънчевата енергия, плазмата увлича обратната ударна вълна в посока далеч от Слънцето. Ударните вълни в близост до границите на сектора се образуват на разстояния от ~1 AU. д. и може да се проследи до разстояния от няколко. А. д. Тези ударни вълни, както и междупланетните ударни вълни от слънчеви изригвания и околопланетни ударни вълни, ускоряват частиците и следователно са източник на енергийни частици.

С.в. се простира на разстояния от ~100 AU. д., където налягането на междузвездната среда балансира динамиката. кръвно налягане Кухината, пометена от S. v. в междузвездната среда образува хелиосферата (вж. Междупланетна среда). Разширяване на S. v. заедно със замръзналия в него магнит. поле предотвратява проникването на галактически частици в Слънчевата система. пространство лъчи с ниска енергия и води до вариации в косм. високоенергийни лъчи. Феномен, подобен на S.V., е открит и в някои други звезди (вж Звезден вятър).

Лит.:Паркър Е. Н., Динамични процеси в междупланетната среда, прев. от англ., М., 1965; Бранд Дж., Слънчев вятър, прев. от англ., М., 1973; Хундхаузен А., Разширяването на короната и слънчевия вятър, прев. от английски, М., 1976. О. Л. Вайсберг.

Може да достигне стойности до 1,1 милиона градуса по Целзий. Следователно, имайки такава температура, частиците се движат много бързо. Гравитацията на Слънцето не може да ги задържи - и те напускат звездата.

Слънчевата активност варира в рамките на 11-годишен цикъл. В същото време броят на слънчевите петна, нивата на радиация и масата на материала, изхвърлен в космоса, се променят. И тези промени засягат свойствата на слънчевия вятър - неговото магнитно поле, скорост, температура и плътност. Следователно слънчевият вятър може да има различни характеристики. Те зависят от това къде точно се е намирал източникът му на Слънцето. И те също зависят от това колко бързо се върти тази област.

Скоростта на слънчевия вятър е по-висока от скоростта на движение на материала на короналните дупки. И достига 800 километра в секунда. Тези дупки се появяват на полюсите на Слънцето и в ниските му географски ширини. Те стават най-големи по размер в периоди, когато активността на Слънцето е минимална. Температурите на материала, носен от слънчевия вятър, могат да достигнат 800 000 C.

В короналния стримерен пояс, разположен около екватора, слънчевият вятър се движи по-бавно - около 300 км. за секунда. Установено е, че температурата на материята, движеща се в бавния слънчев вятър, достига 1,6 милиона С.

Слънцето и неговата атмосфера са съставени от плазма и смес от положително и отрицателно заредени частици. Те имат изключително високи температури. Следователно материята постоянно напуска Слънцето, отнасяна от слънчевия вятър.

Въздействие върху Земята

Когато слънчевият вятър напусне Слънцето, той носи заредени частици и магнитни полета. Частиците от слънчевия вятър, излъчвани във всички посоки, постоянно влияят на нашата планета. Този процес води до интересни ефекти.

Ако материалът, носен от слънчевия вятър, достигне повърхността на планетата, това ще причини сериозни щети на всяка форма на живот, която съществува на планетата. Следователно магнитното поле на Земята служи като щит, пренасочващ траекториите на слънчевите частици около планетата. Заредените частици изглежда „текат“ извън него. Влиянието на слънчевия вятър променя магнитното поле на Земята по такъв начин, че то се деформира и разтяга към нощната страна на нашата планета.

Понякога Слънцето изхвърля големи обеми плазма, известни като изхвърляне на коронална маса (CME) или слънчеви бури. Това най-често се случва по време на активния период на слънчевия цикъл, известен като слънчев максимум. CME имат по-силен ефект от стандартния слънчев вятър.

Някои тела в Слънчевата система, като Земята, са екранирани от магнитно поле. Но много от тях нямат такава защита. Спътникът на нашата Земя няма защита за повърхността си. Следователно, той изпитва максимално излагане на слънчев вятър. Меркурий, най-близката планета до Слънцето, има магнитно поле. Той защитава планетата от нормалните стандартни ветрове, но не е в състояние да издържи на по-мощни изригвания като CME.

Когато потоците от слънчев вятър с висока и ниска скорост взаимодействат един с друг, те създават плътни региони, известни като въртящи се взаимодействащи региони (CIR). Именно тези зони причиняват геомагнитни бури, когато се сблъскат със земната атмосфера.

Слънчевият вятър и заредените частици, които носи, могат да повлияят на спътниците на Земята и глобалните системи за позициониране (GPS). Мощните изблици могат да повредят сателитите или да причинят грешки в позицията при използване на GPS сигнали на десетки метри.

Слънчевият вятър достига до всички планети в. Мисията на НАСА New Horizons го откри, докато пътуваше между и.

Изучаване на слънчевия вятър

Учените знаят за съществуването на слънчев вятър от 50-те години на миналия век. Но въпреки сериозното му въздействие върху Земята и астронавтите, учените все още не знаят много от неговите характеристики. Няколко космически мисии през последните десетилетия се опитаха да обяснят тази мистерия.

Изстреляна в космоса на 6 октомври 1990 г., мисията Ulysses на НАСА изследва Слънцето на различни географски ширини. Тя измерва различни свойства на слънчевия вятър повече от десет години.

Мисията Advanced Composition Explorer имаше орбита, свързана с една от специалните точки, разположени между Земята и Слънцето. Известна е като точка на Лагранж. В този регион гравитационните сили от Слънцето и Земята са с еднакво значение. И това позволява на сателита да има стабилна орбита. Стартирал през 1997 г., експериментът ACE изучава слънчевия вятър и осигурява измервания в реално време на постоянния поток от частици.

Космическият кораб STEREO-A и STEREO-B на НАСА изучава краищата на Слънцето от различни ъгли, за да види как се генерира слънчевият вятър. Според НАСА STEREO предоставя "уникален и революционен изглед на системата Земя-Слънце".

Нови мисии

НАСА планира да започне нова мисия за изследване на Слънцето. Това дава надежда на учените да научат още повече за природата на Слънцето и слънчевия вятър. Слънчевата сонда на НАСА Паркър, планирана за изстрелване ( успешно стартиран 08/12/2018 – Навигатор) през лятото на 2018 г., ще работи по такъв начин, че буквално да „докосва Слънцето“. След няколко години полет в орбита близо до нашата звезда, сондата ще се потопи в слънчевата корона за първи път в историята. Това ще бъде направено, за да се получи комбинация от фантастични изображения и измервания. Експериментът ще разшири нашето разбиране за природата на слънчевата корона и ще подобри разбирането за произхода и еволюцията на слънчевия вятър.

Ако намерите грешка, моля, маркирайте част от текста и щракнете Ctrl+Enter.