Помощ за Tele2, тарифи, въпроси

слънчев вятър

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

Първите доказателства за съществуването на постоянен плазмен поток от Слънцето са получени от Л. Бирман (Германия) през 50-те години на миналия век. върху анализа на силите, действащи върху плазмените опашки на кометите. През 1957 г. Дж. Паркър (САЩ), анализирайки условията на равновесие на коронната материя, 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.

Средни характеристики 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 на амер. AMS "Маринър-2" през 1962 г

Таблица 1. Средни характеристики на слънчевия вятър в орбитата на Земята

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 S.v 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 явл. . Бавно тече S.v. свързани, очевидно, с области на короната, където има средство. тангенциален магнитен компонент. полета.

В допълнение към основните компоненти на S.v. - протони и електрони - частици, силно йонизирани йони на кислород, силиций, сяра и желязо също са открити в състава му (фиг. 1). При анализа 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
3Той
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 междупланетното магнитно поле. поле (MMP). Въпреки че интензитетът на IMF е малък и енергийната му плътност е прибл. 1% от кинетичния S.V. енергия, тя играе важна роля в термодинамиката на S.V. и в динамиката на взаимодействията С.в. с телата на Слънчевата система и потоците на С.в. помежду си. Комбинация за разширяване на S.v с въртенето на Слънцето води до факта, че магн. силовите лиони, замразени в S.V., имат форма, близка до спиралите на Архимед (фиг. 2). Радиални и азимутални компоненти на магн. полетата в близост до равнината на еклиптиката се променят с разстоянието:
,
Където Р- хелиоцентричен. разстояние, - ъглова скорост на въртене на Слънцето, u R- радиална компонента на скоростта на S.V., индекс "0" съответства на началното ниво. На разстояние от земната орбита ъгълът между посоките на магнитната. 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 ориентация на магнитното поле. полета, формира потоци в различно ориентирани МВФ – т.нар. междупланетно магнитно поле.

В С.в. наблюдават се различни видове вълни: Langmuir, whistlers, ionosonic, magnetosonic и др. (виж). Някои от вълните се генерират на Слънцето, други се възбуждат в междупланетната среда. Генерирането на вълни изглажда отклоненията на функцията на разпределение на частиците от Максуелова и води до факта, че S.V. се държи като континуум. Вълните от типа на Алфвен играят важна роля в ускоряването на малки компоненти на r.v. и при формирането на функцията на разпределение на протоните. В С.в. също се наблюдават контактни и ротационни прекъсвания, които са характерни за магнетизираната плазма.

Flow S.V. явл. свръхзвукови по отношение на скоростта на тези видове вълни, за да осигурят ефективен пренос на енергия в S.v. (Алфвен, звукови и магнитозвукови вълни), Алфвен и звукови числа на Мах S.v. в орбитата на Земята. Когато obtrekanie S.v. препятствия, които могат ефективно да отклонят S.v. (магнитни полета на Меркурий, Земята, Юпитер, Старн или проводящите йоносфери на Венера и, очевидно, Марс), се образува дъгова ударна вълна. С.в. се забавя и нагрява в предната част на ударната вълна, което й позволява да тече около препятствие. По същото време в С.в. се образува кухина - магнитосферата (собствена или индуцирана), формата и големината на рояка се определя от баланса на налягането на магнита. полето на планетата и налягането на протичащия плазмен поток (виж ). Слоят от нагрята плазма между ударната вълна и обтекаемото препятствие се нарича. преходна зона. Температурите на йоните във фронта на ударната вълна могат да се повишат 10-20 пъти, на електроните - 1,5-2 пъти. Ударна вълна явл. , термализацията на потока от които се осигурява от колективни плазмени процеси. Дебелината на фронта на ударната вълна е ~100 km и се определя от скоростта на нарастване (магнитозвук и/или по-нисък хибрид) по време на взаимодействието на настъпващия поток и част от йонния поток, отразен от фронта. В случай на взаимодействие S.v. с непроводящо тяло (Луната) ударна вълна не възниква: плазменият поток се абсорбира от повърхността, а зад тялото се образува S.v., постепенно запълнен 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 на S.V. през плазмата. Пристигането на ударната вълна към Земята води до компресия на магнитосферата, след което обикновено започва развитието на магнитното поле. бури.

Уравнението, описващо разширението 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. Решения 1 и 2 съответстват на ниски скорости в основата на короната. Изборът между тези две решения се определя от условията в безкрайността. Разтвор 1 съответства на ниски скорости на коронално разширение ("слънчев бриз", според J. Chamberlain, САЩ) и дава високи стойности на налягането в безкрайност, т.е. среща същите трудности като статичния модел. корони. Решение 2 съответства на преминаването на скоростта на разширение през стойността на скоростта на звука ( срещу К) на някои критични разстояние Р Ки последващо разширяване при свръхзвукови скорости. Това решение дава изчезващо малка стойност на налягането в безкрайността, което прави възможно съпоставянето 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- протонна маса, - адиабатен показател. На фиг. 5 показва промяната в скоростта на разширение с хелиоцентрика. разстояние в зависимост от температурата изотерм. изотропна корона. Следващите модели на S.v. вземат предвид промените в короналната температура с разстояние, двуфлуиден характер на средата (електронни и протонни газове), топлопроводимост, вискозитет, несферичен характер на разширението. Подход към веществото S.v. като непрекъсната среда е оправдано от наличието на IMF и колективния характер на взаимодействието на S.V. плазма, поради различни видове нестабилности. С.в. осигурява основното изтичането на топлинна енергия на короната, като пренос на топлина към хромосферата, електромагн. излъчване на силно йонизирана коронна материя и електронна топлопроводимост S.V. недостатъчна за установяване на топлинна. баланс на короната. Електронната топлопроводимост осигурява бавно понижаване на температурата на S.V. с разстояние. С.в. не играе никаква съществена роля в енергията на Слънцето като цяло, т.к отнесеният от него енергиен поток е ~ 10 -8

Атмосферата на Слънцето е 90% водород. Най-отдалечената част от повърхността се нарича корона на Слънцето, тя се вижда ясно по време на пълни слънчеви затъмнения. Температурата на короната достига 1,5-2 милиона K, а газът на короната е напълно йонизиран. При такава температура на плазмата топлинната скорост на протоните е около 100 km/s, а на електроните е няколко хиляди километра в секунда. За да се преодолее слънчевото привличане, е достатъчна начална скорост от 618 km/s, втората космическа скорост на Слънцето. Следователно има постоянно изтичане на плазма от слънчевата корона в космоса. Този поток от протони и електрони се нарича слънчев вятър.

Преодолявайки привличането на Слънцето, частиците на слънчевия вятър летят по прави траектории. Скоростта на всяка частица с отстраняването почти не се променя, но може да бъде различна. Тази скорост зависи главно от състоянието на слънчевата повърхност, от "времето" на Слънцето. Средно тя е v ≈ 470 km/s. Слънчевият вятър изминава разстоянието до Земята за 3-4 дни. Плътността на частиците в него намалява обратно пропорционално на квадрата на разстоянието до Слънцето. На разстояние, равно на радиуса на земната орбита, в 1 cm3 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 мащабите на Земята, в действителност то е малко: намаляването на слънчевата маса може да се забележи само в пъти хиляди пъти по-дълго от настоящата 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 по кръг или по спирални линии. Това обаче е вярно само когато магнитното поле е достатъчно силно. По-точно, за движението на 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 обратна: магнитното поле е слабо. Следователно заредените частици се движат по права линия, докато 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 е била на повърхността на Слънцето по време на освобождаването на плазмата на слънчевия вятър.

Магнитното поле, като правило, променя посоката си 4 пъти, когато обикаля екватора на Слънцето. Слънцето се върти: точките на екватора правят революция за T \u003d 27 дни. Следователно междупланетното магнитно поле е насочено в спирали (виж фиг.) и цялата картина на този модел 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 съвсем близо до Земята. В близост до планетите обаче магнитното поле е подредено по различен начин (виж Магнитосфера).

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

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

Въведение

Изминаха почти 40 години, откакто американският физик Е. Паркър теоретично предсказа явление, наречено "слънчев вятър", което няколко години по-късно беше експериментално потвърдено от групата на съветския учен К. Грингауз с помощта на инструменти, инсталирани на Луната - 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 отдалечава 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 тяхната температура Te е приблизително 100 000 K (температурата на електроните е малко по-висока).

В допълнение към електроните и протоните в междупланетното пространство бяха открити алфа частици (от порядъка на няколко процента), малко количество по-тежки частици и магнитно поле, чиято средна индукция се оказа на земната орбита на реда на няколко гами (1

= 10-5 Gs).

Малко история, свързана с теоретичното предсказание на слънчевия вятър

По време на не толкова дългата история на теоретичната астрофизика се смяташе, че всички атмосфери на звездите са в хидростатично равновесие, тоест в състояние, когато силата на гравитационното привличане на звездата се балансира от силата, свързана с градиента на налягането в атмосферата (с промяна на 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,

е 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) p0 е налягането в основата на звездната атмосфера (при r = r0). От тази формула се вижда, 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, както и атмосферите на други звезди, е в състояние на хидростатично равновесие, нейното състояние се определя по формули, подобни на формули (1), (2), (3). Вземайки предвид необичайния и все още не напълно разбран феномен на рязко повишаване на температурата от около 10 000 градуса на повърхността на Слънцето до 1 000 000 градуса в слънчевата корона, Чапман (вижте например) разработи теорията за статичната слънчева корона , които е трябвало плавно да преминат в междузвездната среда, заобикаляща Слънчевата система.

Въпреки това, в своята пионерска работа, Паркър забеляза, че налягането в безкрайността, получено от формула като (3) за статичната слънчева корона, се оказва почти с порядък по-голямо от стойността на налягането, изчислена за междузвездния газ от наблюдения. За да елиминира това несъответствие, Паркър предположи, че слънчевата корона не е в състояние на статично равновесие, а непрекъснато се разширява в междупланетната среда около Слънцето. В същото време, вместо уравнението на равновесието (1), той предложи да се използва хидродинамично уравнение на движението на формата

(4)

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

се отнася до масата на слънцето.

При дадено разпределение на температурата Т системата от уравнения (2) и (4) има решения от вида, показан 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 скорости във всяка точка, а криви 5 и 6 съответстват на много високи скорости в слънчевата атмосфера, което не се наблюдава в телескопи . Паркър анализира условията, при които в природата се прилага решение, съответстващо на крива 1. 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 дозвуков поток (при r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*) и нарече това течение слънчев вятър. Това твърдение обаче беше оспорено в работата на Чембърлейн, който счита за най-реалистично решение, съответстващо 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, на Чембърлейн достатъчно надеждни.

Ориз. 1. Възможни решения на едномерни уравнения на газовата динамика за скоростта V на газовия поток от повърхността на Слънцето при наличие на гравитационна сила. 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, е радиусът на Слънцето.

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

Идеи за равномерното изтичане на плазма от слънчевата корона

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

Ориз. Фиг. 2. Схема на потока в дюзата на Лавал: 1 - резервоар, наречен приемник, в който се подава много горещ въздух с ниска скорост, 2 - площта на геометричната компресия на канала, за да се ускоряване на дозвуковия газов поток, 3 - зоната на геометричното разширение на канала, за да се ускори свръхзвуковият поток.

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

В разглеждания проблем за формирането на слънчевия вятър ролята на приемник играе слънчевата корона, а ролята на стените на дюзата на Лавал - 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, винаги присъстващи в слънчевия вятър (понякога те се наричат ​​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 нейните потоци от Слънцето. В този случай чисто газодинамичната 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. Какви са резултатите от подобни разсъждения? 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 посока, перпендикулярна на радиалната посока. В резултат на това слънчевият вятър има 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 съществена 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 тип, често се използва хипотезата за предаване на въртящ импулс към планетите, образувани около тях. Разгледаният механизъм на 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.u. e.s.v. образувани 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 K), 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 кометите. През 1957 г. J. Parker (E. Parker), анализирайки условията на равновесие за веществото на короната, показа, че короната не може да бъде под 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 на съветския космически кораб е регистриран плазмен поток от слънчев произход. апарат "Луна-2" през 1959 г. Наличието на пост. Изтичането на плазма от Слънцето беше доказано в резултат на многомесечни измервания на Амер. пространство апарат "Маринър-2" през 1962 г.

ср Характеристики на С са дадени в табл. 1. Потоци на S. в. може да се раздели на два класа: бавни - със скорост 300 km/s и бързи - със скорост 600-700 km/s. Бързите потоци идват от регионите на слънчевата корона, където е структурата на магнитното поле. полето е близко до радиалното. Някои от тези области са коронални дупки. Бавни потоци S. в. свързани, очевидно, с области на короната, в които следователно има тангенциален компонент на магнитното поле. полета.

Раздел. 1.- Средни характеристики на слънчевия вятър в орбитата на Земята

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

Раздел. 2.- Относителен химичен състав на слънчевия вятър

	Относително съдържание

	Относително съдържание

В допълнение към основното компонентите на S. век - протони и електрони, в състава му се срещат и частици с висока йонизация. йони на кислород, силиций, сяра, желязо (фиг. 1). При анализа на газове, уловени във фолио, изложено на Луната, бяха открити атоми Ne и Ar. ср относителна хим. Съставът на С е дадено в табл. 2. Йонизация състояние на материята C. в. съответства на това ниво в короната, където времето за рекомбинация е кратко в сравнение с времето за разширяване Йонизационни измервания. температура на йони S. век. правят възможно определянето на електронната температура на слънчевата корона.

През S. век. се наблюдават разлики. видове вълни: Langmuir, whistlers, йонно-акустични, 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 Максуелова и, във връзка с влиянието на магнитното. поле върху плазмата води до факта, че S. v. се държи като континуум. Вълните от типа на Алфвен играят важна роля в ускоряването на малки компоненти на слънчевата вълна. и при формирането на функцията на разпределение на протоните. През S. век. също се наблюдават контактни и ротационни прекъсвания, които са характерни за магнетизираната плазма.

Ориз. 1. Масовият спектър на слънчевия вятър. На хоризонталната ос - отношението на масата на частицата към нейния заряд, на вертикалната - броят на частиците, регистрирани в енергийния прозорец на устройството за 10 s. Числата със знак "+" показват заряда на йона.

Потокът на С. е свръхзвукова по отношение на скоростите на тези видове вълни, които осигуряват еф. трансфер на енергия в S. век. (Алфвен, звукови и магнитозвукови вълни). Алвеновское и звук Число на Мах С.V. в земната орбита 7. При обтичане около С. в. препятствия, способни ефективно да го отклонят (магнитните полета на Меркурий, Земята, Юпитер, Сатурн или проводящите йоносфери на Венера и, очевидно, Марс), се образува изходяща дъгова ударна вълна. С. в. се забавя и нагрява в предната част на ударната вълна, което й позволява да тече около препятствие. По същото време през S. век. образува се кухина - магнитосферата (собствена или индуцирана), формата и размерът на рояка се определят от баланса на магнитното налягане. полето на планетата и налягането на протичащия плазмен поток (виж фиг. Земна магнитосфера, планетарни магнитосфери). В случай на взаимодействие S. век. 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 на S.

Стационарният процес на изтичане на коронна плазма се наслагва от нестационарни процеси, свързани с слънчеви изригвания. При силни изригвания материята се изхвърля от дъното. области на короната в междупланетната среда. В същото време се образува и ударна вълна (фиг. 2), която постепенно се забавя, разпространявайки се в плазмата на S. Пристигането на ударна вълна към Земята предизвиква компресия на магнитосферата, след което обикновено започва развитието на магнитно поле. бури (вж. 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 етикет са линиите на магнитното поле.

Ориз. 3. Видове решения на уравнението за разширение на короната. Скоростта и разстоянието се нормализират към критичната скорост vc и критичното разстояние Rc Решение 2 съответства на слънчевия вятър.

Разширяването на слънчевата корона се описва чрез система от уравнения за запазване на масата, импулса и енергията. Решения, които отговарят на декомп. естеството на промяната на скоростта с разстоянието, са показани на фиг. 3. Решения 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 налягания в безкрайност, т.е. среща същите трудности като статичния модел. корони. Решение 2 съответства на преминаването 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 съпоставянето му с ниското налягане на междузвездната среда. Ю. Паркър нарича хода на този тип S. век. 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 адиабатичният индекс, е масата на Слънцето. На фиг. 4 показва промяната в скоростта на разширение с хелиоцентрика. разстояние в зависимост от температурата изотерм. изотропна корона. Следващите модели на S. in. вземат предвид промените в короналната температура с разстоянието, двуфлуидната природа 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 короналната температура.

С. в. осигурява основното изтичането на топлинна енергия от короната, тъй като преносът на топлина към хромосферата, ел-магн. коронно излъчване и електронна топлопроводимост S. v. недостатъчно за установяване на топлинния баланс на короната. Електронната топлопроводимост осигурява бавно понижаване на температурата на S. век. с разстояние. С. в. не играе съществена 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 междупланетното магнитно поле. поле (MMP). Въпреки че интензитетът на IMF е малък и енергийната му плътност е прибл. 1% от плътността на кинетичния. енергия на S. век, той играе важна роля в термодинамиката на S. век. и в динамиката на взаимодействията на С. с телата на слънчевата система, както и потоците на S. in. помежду си. Комбинация от разширяването на С. с въртенето на Слънцето води до факта, че магн. силовите линии, замразени в S. век, имат форма, близка до спиралата на Архимед (фиг. 5). Радиална Б Ри азимутални компоненти на магнитното. полетата се променят по различен начин с разстояние близо до равнината на еклиптиката:

където - анг. скорост на въртене на слънцето И- радиалната компонента на скоростта S. v., индекс 0 съответства на първоначалното ниво. На разстояние от земната орбита ъгълът между посоката на магнитната. полета и Роколо 45°. При големи L магн. полето е почти перпендикулярно на R.

Ориз. 5. Формата на силовата линия на междупланетното магнитно поле. е ъгловата скорост на Слънцето и е радиалната компонента на скоростта на плазмата, R е хелиоцентричното разстояние.

S. v., възникващи над областите на Слънцето с разкл. магнитна ориентация. полета, образува потоци с различно ориентирани МВФ. Отделяне на наблюдаваната мащабна структура на S. v. в четен брой сектори с dec. посоката на радиалния компонент на МВФ т.нар. структура на междупланетен сектор. Характеристики на S. in. (скорост, temp-pa, концентрация на частици и т.н.) също в срв. променя се редовно в напречното сечение на всеки сектор, което е свързано с наличието на бърз S. поток в сектора. Секторните граници обикновено се намират в рамките на бавния поток на S. at. Най-често се наблюдават 2 или 4 сектора, въртящи се със Слънцето. Тази структура, която се формира при изтеглянето на С. от века. голям мащабен магнит. поле на короната, може да се наблюдава 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 МВФ имат различни знаци от различните страни на ТС. Тази TS, предсказана от H. Alfven, преминава през тези части на слънчевата корона, които са свързани с активни региони на Слънцето, и отделя тези региони от разлагане. признаци на радиалния компонент на слънчевия магнит. полета. ТС е разположен приблизително в равнината на слънчевия екватор и има нагъната структура. Въртенето на Слънцето води до усукване на гънките на CS в спирала (фиг. 6). Намирайки се близо до равнината на еклиптиката, наблюдателят се оказва или над, или под CS, поради което попада в сектори с различни знаци на радиалната компонента на IMF.

Близо до Слънцето през н. век. има надлъжни и географски градиенти на скоростта поради разликата в скоростите на бързи и бавни потоци. Докато се отдалечавате от Слънцето и стегнете границата между потоците през н. век. възникват градиенти на радиална скорост, които водят до образуването ударни вълни без сблъсък(фиг. 7). Първо се образува ударна вълна, разпространяваща се напред от границата на секторите (директна 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 екватора на Слънцето под ъгъл ~7°) дава наблюдаваната секторна структура на междупланетното магнитно поле.

Ориз. 7. Структура на сектора на междупланетното магнитно поле. Късите стрелки показват посоката на плазмения поток на слънчевия вятър, линиите със стрелки показват линиите на магнитното поле, пунктираната линия показва границите на сектора (пресечната точка на равнината на фигурата с текущия лист).

Тъй като скоростта на ударната вълна е по-малка от скоростта на SW, плазмата отнася 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, подобно на междупланетните ударни вълни от слънчеви изригвания и околопланетните ударни вълни, ускоряват частиците и следователно са източник на енергийни частици.

С. в. се простира на разстояния от ~100 AU. Тоест там, където налягането на междузвездната среда балансира динамиката. Налягането на С Кухината, пометена от С. в. в междузвездната среда образува хелиосферата (вж. междупланетна среда).Разширяване на С. в. заедно със замръзналия в него магнит. поле предотвратява проникването на галактиката в Слънчевата система. пространство лъчи с ниска енергия и води до вариации в косм. лъчи с висока енергия. Феномен, аналогичен 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; B a n d t J., Solnechny veter, per. от английски, М., 1973; Hundhausen, A., Коронално разширение и слънчев 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. Слънчевата гравитация не може да ги задържи и те напускат звездата.

Активността на Слънцето се променя по време на 11-годишния 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 на Слънцето е бил неговият източник. И те също зависят от това колко бързо се върти тази област.

Скоростта на слънчевия вятър е по-висока от скоростта на движение на веществото на короналните дупки. И достига 800 километра в секунда. Тези дупки се появяват на полюсите на Слънцето и в ниските му географски ширини. Те придобиват най-големи размери през онези периоди, когато активността на Слънцето е минимална. Температурите на материята, носена 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 се състоят от плазма и смес от положително и отрицателно заредени частици. Те имат изключително високи температури. Следователно материята непрекъснато напуска Слънцето, отнасяна от слънчевия вятър.

Земен удар

Когато слънчевият вятър напусне Слънцето, той носи заредени частици и магнитни полета. Излъчвани във всички посоки, частиците на слънчевия вятър 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. Следователно магнитното поле на Земята служи като щит, пренасочващ пътищата на слънчевите частици около планетата. Заредените частици сякаш "текат" извън него. Въздействието 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 изхвърляния на коронална маса (CME) или слънчеви бури. Това се случва най-често през активния период на слънчевия цикъл, известен като слънчев максимум. CME имат по-силен ефект от стандартния слънчев вятър.

Някои тела от 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. Поради това той изпитва максимален ефект от слънчевия вятър. Меркурий, планетата, която е най-близо до Слънцето, има магнитно поле. Той предпазва планетата от обичайния стандартен вятър, но не е в състояние да издържи на по-мощни изригвания като CME.

Когато потоците на слънчевия вятър с висока и ниска скорост взаимодействат помежду си, те създават плътни региони, известни като въртящи се региони на взаимодействие (CIRs). 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 от 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 слънчевия вятър от 50-те години на миналия век. Но въпреки огромното 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. Той измерва различни свойства на слънчевия вятър повече от десетилетие.

Мисията Advanced Composition Explorer () имаше орбита, свързана с една от специалните точки, разположени между Земята и Слънцето. Известна е като точка на Лагранж. В тази област гравитационните сили от Слънцето и Земята имат еднаква стойност. 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 постоянен поток от частици.

Космическите кораби STEREO-A и STEREO-B на НАСА изучават краищата на Слънцето от различни ъгли, за да видят как се ражда слънчевият вятър. Според НАСА STEREO е предоставил "уникален и революционен поглед върху 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 Parker на НАСА, планирана за изстрелване ( успешно стартиран на 12.08.2018 г. – 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 короната на Слънцето за първи път в историята. Това ще бъде направено, за да се получи комбинация от фантастични изображения и измервания. Експериментът ще разшири разбирането ни за природата на слънчевата корона и ще подобри разбирането ни за произхода и еволюцията на слънчевия вятър.

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