Abi Tele2-st, tariifid, küsimused

Päikese atmosfäär koosneb 90% ulatuses vesinikust. Selle pinnast kaugeimat osa nimetatakse Päikese krooniks, see on selgesti nähtav täieliku päikesevarjutuse ajal. Krooni temperatuur ulatub 1,5-2 miljoni K-ni ja krooni gaas on täielikult ioniseeritud. Sellise plasmatemperatuuri juures on prootonite soojuskiirus umbes 100 km/s ja elektronide oma mitu tuhat kilomeetrit sekundis. Päikese külgetõmbe ületamiseks piisab algkiirusest 618 km/s, Päikese teine ​​kosmosekiirus. Seetõttu lekib päikesekroonist pidevalt kosmosesse plasmat. Seda prootonite ja elektronide voogu nimetatakse päikesetuuleks.

Olles üle saanud Päikese külgetõmbejõust, lendavad päikesetuule osakesed mööda sirgeid trajektoore. Iga osakese kiirus koos eemaldamisega peaaegu ei muutu, kuid see võib olla erinev. See kiirus sõltub peamiselt päikese pinna seisundist, Päikese "ilmast". Keskmiselt on see v ≈ 470 km/s. Päikesetuul läbib kauguse Maast 3-4 päevaga. Osakeste tihedus selles väheneb pöördvõrdeliselt Päikese kauguse ruuduga. Maa orbiidi raadiusega võrdsel kaugusel, 1 cm 3 kohta, on keskmiselt 4 prootonit ja 4 elektroni.

Päikesetuul vähendab meie tähe – Päikese – massi 10 9 kg sekundis. Kuigi see arv tundub Maa mastaabis suur, on see tegelikkuses väike: Päikese massi vähenemist on võimalik märgata vaid kordi tuhandeid kordi kauem kui praegune Päikese vanus, mis on ligikaudu 5 miljardit aastat.

Päikesetuule koosmõju magnetväljaga on huvitav ja ebatavaline. On teada, et laetud osakesed liiguvad tavaliselt magnetväljas H mööda ringjoont või mööda spiraalseid jooni. See kehtib aga ainult siis, kui magnetväli on piisavalt tugev. Täpsemalt on laetud osakeste ringjoonel liikumiseks vajalik, et magnetvälja energiatihedus H 2 /8π oleks suurem kui liikuva plasma kineetilise energia tihedus ρv 2 /2. Päikesetuules on olukord vastupidine: magnetväli on nõrk. Seetõttu liiguvad laetud osakesed sirgjooneliselt, samas kui magnetväli ei ole konstantne, liigub see koos osakeste vooluga, justkui viiakse see vool päikesesüsteemi perifeeriasse. Magnetvälja suund kogu planeetidevahelises ruumis jääb samaks, mis see oli Päikese pinnal päikesetuule plasma vabanemise hetkel.

Magnetväli muudab ümber Päikese ekvaatori reeglina suunda 4 korda. Päike pöörleb: ekvaatori punktid teevad pöörde T \u003d 27 päevaga. Seetõttu on planeetidevaheline magnetväli suunatud spiraalidena (vt joonis) ja kogu selle mustri pilt pöörleb pärast päikesepinna pöörlemist. Päikese pöördenurk muutub φ = 2π/T. Kaugus Päikesest suureneb päikesetuule kiirusega: r = vt. Siit tuleneb spiraalide võrrand joonisel fig. on kujul: φ = 2πr/vT. Maa orbiidist eemal (r = 1,5 10 11 m) on magnetvälja kaldenurk raadiusvektori suhtes, nagu saab kergesti kontrollida, 50°. Keskmiselt mõõdavad seda nurka kosmoseaparaadid, kuid mitte päris Maa lähedal. Planeetide läheduses on magnetväli aga erinevalt paigutatud (vt Magnetosfäär).

V.B. Baranov, Lomonossovi Moskva Riiklik Ülikool M.V. Lomonossov

Artiklis käsitletakse päikesekrooni (päikesetuule) ülehelikiiruselise paisumise probleemi. Analüüsitakse nelja peamist probleemi: 1) Päikese kroonist plasma väljavoolu põhjused; 2) kas selline väljavool on homogeenne; 3) päikesetuule parameetrite muutus koos kaugusega Päikesest ja 4) kuidas päikesetuul voolab tähtedevahelisse keskkonda.

Sissejuhatus

Peaaegu 40 aastat on möödunud ajast, mil Ameerika füüsik E. Parker ennustas teoreetiliselt nähtust, mida nimetatakse "päikesetuuleks" ja mida paar aastat hiljem katseliselt kinnitas Nõukogude teadlase K. Gringauzi rühm Lunale paigaldatud instrumentide abil. - 2" ja "Luna-3". Päikesetuul on täielikult ioniseeritud vesinikplasma voog, st ligikaudu sama tihedusega elektronidest ja prootonitest koosnev gaas (kvaasineutraalsuse seisund), mis liigub Päikesest eemale suure ülehelikiirusega. Maa orbiidil (üks astronoomiline ühik (AU) Päikesest) on selle voolu kiirus VE ligikaudu 400-500 km/s, prootonite (või elektronide) kontsentratsioon ne = 10-20 osakest kuupsentimeetri kohta ja nende temperatuur Te on ligikaudu 100 000 K (elektronide temperatuur on mõnevõrra kõrgem).

Lisaks elektronidele ja prootonitele tuvastati planeetidevahelises ruumis alfaosakesi (suurusjärgus paar protsenti), vähesel määral raskemaid osakesi ja magnetvälja, mille induktsiooni keskmine väärtus osutus Maa orbiit on mitme gamma suurusjärgus (1

Natuke päikesetuule teoreetilise ennustamisega seotud ajalugu

Teoreetilise astrofüüsika mitte nii pika ajaloo jooksul arvati, et kõik tähtede atmosfäärid on hüdrostaatilises tasakaalus, st seisundis, kus tähe gravitatsiooniline külgetõmbejõud on tasakaalustatud rõhugradiendiga seotud jõuga. selle atmosfääris (rõhu muutusega tähtede keskpunktist kaugusühiku r kohta). Matemaatiliselt väljendatakse seda tasakaalu tavalise diferentsiaalvõrrandina

kus G on gravitatsioonikonstant, M* on tähe mass, p on atmosfääri gaasirõhk,

kus R on gaasikonstant, on lihtne saada nn baromeetriline valem, mis konkreetsel konstantse temperatuuri T puhul on kujul

Valemis (3) on p0 rõhk täheatmosfääri aluses (r = r0). Sellest valemist on näha, et r puhul

Kuna arvati, et päikeseatmosfäär, nagu ka teiste tähtede atmosfäär, on hüdrostaatilises tasakaalus, määrati selle olek valemitega (1), (2), (3) sarnaste valemitega. Võttes arvesse ebatavalist ja veel täielikult arusaamatut nähtust, milleks on temperatuuri järsk tõus umbes 10 000 kraadilt Päikese pinnal 1 000 000 kraadini päikesekoroonis, töötas Chapman (vt nt) välja staatilise päikesekrooni teooria. , mis oleks pidanud sujuvalt üle minema Päikesesüsteemi ümbritsevasse tähtedevahelisse keskkonda.

Kuid Parker märkas oma teedrajavas töös, et staatilise päikesekrooni valemiga (3) saadud rõhk lõpmatuse juures on peaaegu suurusjärgu võrra suurem kui rõhu väärtus, mida hinnati tähtedevahelise gaasi jaoks. tähelepanekud. Selle lahknevuse kõrvaldamiseks tegi Parker ettepaneku, et päikese kroon ei ole staatilises tasakaalus, vaid laieneb pidevalt Päikest ümbritsevasse planeetidevahelisse keskkonda. Samal ajal tegi ta ettepaneku kasutada tasakaaluvõrrandi (1) asemel hüdrodünaamilist liikumisvõrrandit.

kus Päikesega seotud koordinaatsüsteemis on väärtus V plasma radiaalkiirus. Under

Antud temperatuurijaotuse Т jaoks on võrrandite (2) ja (4) süsteemil joonistel fig. 1. Sellel joonisel a tähistab heli kiirust ja r* on kaugus lähtepunktist, mille juures gaasi kiirus on võrdne heli kiirusega (V = a). Ilmselgelt ainult kõverad 1 ja 2 joonistel fig. 1 omavad füüsikalist tähendust Päikesest gaasi väljavoolu probleemi jaoks, kuna kõveratel 3 ja 4 on igas punktis ebaukordsed kiirused ning kõverad 5 ja 6 vastavad väga suurtele kiirustele päikese atmosfääris, mida teleskoopides ei täheldata. . Parker analüüsis tingimusi, mille korral looduses realiseerub kõverale 1 vastav lahendus. Ta näitas, et sellisest lahendusest saadava rõhu ja tähtedevahelise keskkonna rõhu vastavusse viimiseks on kõige realistlikum juhtum gaasi üleminek a. allahelikiirusega voog (r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*) ja nimetas seda voolu päikesetuuleks. Selle väite vaidlustas töös aga Chamberlain, kes pidas kõige realistlikumaks lahenduseks kõverat 2, mis kirjeldab kõikjal allahelikiirusega "päikesetuult". Samal ajal ei tundunud esimesed katsed kosmoselaevadega (vt näiteks), mis avastasid Päikeselt ülehelikiirusega gaasivoogusid, kirjanduse põhjal otsustades, Chamberlaini jaoks piisavalt usaldusväärsed.

Avakosmoses tehtud katsete ajalugu tõestas hiilgavalt Parkeri ideede õigsust päikesetuule kohta. Üksikasjalikku materjali päikesetuule teooria kohta leiab näiteks monograafiast.

Ideid plasma ühtlase väljavoolu kohta päikesekroonist

Gaasi dünaamika ühemõõtmelistest võrranditest võib saada üldtuntud tulemuse: kehajõudude puudumisel võib punktallikast tulev sfääriliselt sümmeetriline gaasivool olla kõikjal kas allahelikiirusega või ülehelikiirusega. Gravitatsioonijõu olemasolu (paremal pool) võrrandis (4) toob kaasa lahenduste ilmumise nagu kõver 1 joonisel fig. 1, st üleminekuga läbi helikiiruse. Toome analoogia klassikalise vooluga Lavali düüsis, mis on kõigi ülehelikiirusega reaktiivmootorite aluseks. Skemaatiliselt on see voog näidatud joonisel fig. 2.

Paaki 1, mida nimetatakse vastuvõtjaks, varustatakse väga madalal kiirusel väga kõrge temperatuurini kuumutatud gaasiga (gaasi siseenergia on palju suurem kui selle suunatud liikumise kineetiline energia). Kanali geomeetrilise kokkusurumise abil kiirendatakse gaasi piirkonnas 2 (allahelikiirusega vool), kuni selle kiirus jõuab helikiiruseni. Selle edasiseks kiirendamiseks on vaja kanalit laiendada (ülehelikiiruse 3. piirkond). Kogu voolupiirkonnas kiirendatakse gaasi adiabaatilise (ilma soojusvarustuseta) jahutamise tõttu (kaootilise liikumise siseenergia muundub suunatud liikumise energiaks).

Vaadeldavas päikesetuule tekkimise probleemis mängib vastuvõtja rolli päikesekroon ja Lavali düüsi seinte rolli päikese külgetõmbejõud. Parkeri teooria kohaselt peaks üleminek läbi helikiiruse toimuma kuskil mitme päikeseraadiuse kaugusel. Teoorias saadud lahenduste analüüs näitas aga, et päikesekrooni temperatuurist ei piisa selle gaasi kiirendamiseks ülehelikiiruseni, nagu seda tehakse Lavali düüsiteoorias. Mingi täiendav energiaallikas peab olema. Selliseks allikaks peetakse praegu päikesetuules alati esinevate laineliste liikumiste hajumist (mida mõnikord nimetatakse ka plasma turbulentsiks), mis kattuvad keskmise vooluga ja vool ise ei ole enam adiabaatiline. Selliste protsesside kvantitatiivne analüüs nõuab veel täiendavaid uuringuid.

Huvitaval kombel tuvastavad maapealsed teleskoobid magnetvälju Päikese pinnal. Nende magnetilise induktsiooni B keskmine väärtus on hinnanguliselt 1 G, kuigi üksikutes fotosfäärilistes moodustistes, näiteks päikeselaikudes, võib magnetväli olla suurusjärgus suurem. Kuna plasma on hea elektrijuht, on loomulik, et päikese magnetväljad interakteeruvad selle Päikesest lähtuvate voogudega. Sel juhul annab puhtalt gaasidünaamiline teooria vaadeldava nähtuse mittetäieliku kirjelduse. Magnetvälja mõju päikesetuule voolule saab käsitleda ainult teaduse, mida nimetatakse magnetohüdrodünaamikaks, raames. Millised on selliste kaalutluste tulemused? Selles suunas tehtud teedrajava töö (vt ka ) kohaselt põhjustab magnetväli päikesetuule plasmas elektrivoolude j ilmumiseni, mis omakorda viib ponderomotoorjõu j x B ilmnemiseni, mis on suunatud radiaalsuunaga risti olevas suunas. Selle tulemusena on päikesetuulel tangentsiaalne kiiruskomponent. See komponent on peaaegu kaks suurusjärku väiksem kui radiaalne, kuid sellel on oluline roll Päikeselt nurkimpulsi eemaldamisel. Eeldatakse, et viimane asjaolu võib mängida olulist rolli mitte ainult Päikese, vaid ka teiste tähtede arengus, mille puhul on avastatud "tähetuul". Eelkõige hilist spektraaltüüpi tähtede nurkkiiruse järsu vähenemise selgitamiseks tuginetakse sageli hüpoteesi pöörlemismomendi ülekandumise kohta nende ümber moodustunud planeetidele. Vaadeldav Päikese nurkimpulsi kadumise mehhanism sellest plasma väljavoolust avab võimaluse seda hüpoteesi üle vaadata.

PÄIKESENE TUUL- Päikese päritoluga pidev plasmavoog, mis levib ligikaudu radiaalselt Päikesest ja täidab päikesesüsteemi heliotsentriliseks. vahemaad R ~ 100 a.u. e.s.v. moodustunud gaasidünaamika käigus päikesekrooni laienemine (vt. Päike) planeetidevahelisesse ruumi. Kõrgetel temperatuuridel, mis eksisteerivad päikesekoroonis (1,5 * 10 9 K), ei suuda ülemiste kihtide rõhk tasakaalustada koroonaaine gaasirõhku ja kroon paisub.

Esimesed tõendid posti olemasolust. plasmavoolud Päikeselt hankis L. Biermann 1950. aastatel. komeetide plasmasabadele mõjuvate jõudude analüüsi kohta. 1957. aastal näitas J. Parker (E. Parker), analüüsides võra aine tasakaalutingimusi, et kroon ei saa olla hüdrostaatilistes tingimustes. tasakaal, nagu varem eeldati, kuid peaks laienema ja see paisumine peaks olemasolevate piirtingimuste juures viima koronaalse aine kiirenemiseni ülehelikiiruseni (vt allpool). Esimest korda registreeriti Nõukogude kosmoseaparaadil päikese päritolu plasmavoog. aparaat "Luna-2" aastal 1959. Posti olemasolu. Plasma väljavool Päikesest tõestati Ameril mitu kuud kestnud mõõtmiste tulemusena. ruumi aparaat "Mariner-2" 1962. aastal.

kolmap S. omadused on toodud tabelis. 1. S. sissevoolud. võib jagada kahte klassi: aeglane - kiirusega 300 km / s ja kiire - kiirusega 600-700 km / s. Kiired vood pärinevad päikesekrooni piirkondadest, kus on magnetiline struktuur. väli on radiaalsele lähedal. Mõned neist piirkondadest on koronaavad. Aeglased ojad S. sisse. seostatakse ilmselt võra piirkondadega, milles on seega magnetvälja tangentsiaalne komponent. väljad.

Tab. üks.- Päikesetuule keskmised omadused Maa orbiidil

Tab. 2.- Päikesetuule suhteline keemiline koostis

Lisaks peamisele S. sajandi komponendid - prootonid ja elektronid, selle koostises leidub ka osakesi, kõrge ionisatsiooniga. hapniku, räni, väävli, raua ioonid (joonis 1). Kuuga kokku puutunud fooliumidesse püütud gaaside analüüsimisel leiti Ne ja Ar aatomeid. kolmap suhteline keemia. S. koosseis on toodud tabelis. 2. Ionisatsioon aine olek C. sisse. vastab sellele tasemele koroonas, kus rekombinatsiooniaeg on paisumisajaga võrreldes lühike Ionisatsiooni mõõtmised. ioonide temperatuur S. saj. võimaldavad määrata päikesekrooni elektronide temperatuuri.

S. sajandil. täheldatakse erinevusi. Lainete tüübid: Langmuir, whistlers, ioon-akustiline, magnetosooniline, Alfven jne (vt. Lained plasmas Osa Alfvéni tüüpi laineid genereeritakse Päikesel ja osa ergastatakse planeetidevahelises keskkonnas. Lainete genereerimine silub osakeste jaotusfunktsiooni kõrvalekalded Maxwelli ja koos magnetilise mõjuga. välja plasma viib selleni, et S. v. käitub nagu kontiinum. Alfvéni tüüpi lained mängivad olulist rolli päikeselaine väikeste komponentide kiirendamisel. ja prootonite jaotusfunktsiooni moodustamisel. S. sajandil. Samuti täheldatakse magnetiseeritud plasmale iseloomulikke kontakti ja pöörlemise katkestusi.

Riis. 1. Päikesetuule massispekter. Horisontaalteljel - osakese massi ja selle laengu suhe, vertikaalsel - seadme energiaaknas 10 sekundi jooksul registreeritud osakeste arv. "+" märgiga numbrid näitavad iooni laengut.

S. oja sisse. on seda tüüpi lainete kiirusega võrreldes ülehelikiirusega, to-rukis annavad eff. energia ülekanne S. sajandil. (Alfven, heli- ja magnetosoonilised lained). Alvenovskoje ja heli Machi number C.in. Maa orbiidil 7. Vooludes ümber S. sisse. takistused, mis suudavad seda tõhusalt kõrvale juhtida (Elavhõbeda, Maa, Jupiteri, Saturni magnetväljad või Veenuse ja ilmselt ka Marsi juhtivad ionosfäärid), moodustub väljuv vööri lööklaine. S. v. aeglustatakse ja soojendatakse lööklaine esiosas, mis võimaldab sellel takistuse ümber voolata. Samal ajal S. sajandil. moodustub õõnsus - magnetosfäär (oma või indutseeritud), sülemi kuju ja suuruse määrab magnetrõhu tasakaal. planeedi väli ja voolava plasmavoolu rõhk (vt joonis fig. Maa magnetosfäär, planetaarsed magnetosfäärid). Interaktsiooni korral S. sajandil. mittejuhtiva kehaga (näiteks Kuuga) lööklaine ei teki. Plasma voolu neeldub pind ja keha taha moodustub õõnsus, mis täitub järk-järgult S. plasmaga.

Koroona plasma väljavoolu statsionaarsele protsessile kattuvad mittestatsionaarsed protsessid, mis on seotud päikesekiirte. Tugevate põletuste korral paiskub aine põhjast välja. krooni piirkonnad planeetidevahelisesse keskkonda. Samal ajal moodustub ka lööklaine (joon. 2), mis järk-järgult aeglustub, levides S. plasmas. Lööklaine saabumine Maale põhjustab magnetosfääri kokkusurumise, misjärel algab tavaliselt magnetvälja areng. tormid (vt. magnetilised variatsioonid).

Riis. 2. Planeetidevahelise lööklaine levik ja päikesepõletusest väljapaiskumine. Nooled näitavad päikesetuule plasma liikumissuunda, ilma märgistuseta jooned on magnetvälja jooned.

Riis. 3. Koroona paisumisvõrrandi lahendite tüübid. Kiirus ja vahemaa normaliseeritakse kriitiliseks kiiruseks vc ja kriitiliseks vahemaaks Rc. Lahendus 2 vastab päikesetuulele.

Päikese krooni paisumist kirjeldatakse massi-, impulsi- ja energiajäävuse võrrandisüsteemiga. Otsused, mis vastavad decomp. kiiruse muutumise olemus vahemaaga on näidatud joonisel fig. 3. Lahendused 1 ja 2 vastavad madalatele kiirustele koroona põhjas. Valiku nende kahe lahenduse vahel määravad lõpmatuse tingimused. Lahendus 1 vastab madalatele koronaalsete paisumiskiirustele ja annab lõpmatuseni suure rõhu, st sellel on samad raskused kui staatilisel mudelil. kroonid. Lahendus 2 vastab paisumiskiiruse läbimisele läbi helikiiruse väärtuste ( v kuni) mõnel kriitilisel kaugus R kuni ja sellele järgnev paisumine ülehelikiirusel. See lahendus annab lõpmatuses rõhu kaduvalt väikese väärtuse, mis võimaldab seda sobitada tähtedevahelise keskkonna madala rõhuga. Yu Parker nimetas selle tüübi kulgu S. sajandiks. Kriitiline punkt asub Päikese pinnast kõrgemal, kui krooni temperatuur on alla teatud kriitilise väärtuse. väärtused , kus m on prootoni mass, on adiabaatiline indeks, on Päikese mass. Joonisel fig. 4 on kujutatud heliotsentrilise paisumiskiiruse muutust. kaugus sõltuvalt temperatuurist isotermiline. isotroopne korona. S. in. hilisemad mudelid. võtma arvesse koronaaltemperatuuri muutusi kaugusega, keskkonna kahevoolulist olemust (elektron- ja prootongaasid), soojusjuhtivust, viskoossust, mittesfäärilist. laienemise olemus.

Riis. 4. Päikesetuule kiiruse profiilid isotermilise koroonamudeli jaoks erinevatel koronaaltemperatuuri väärtustel.

S. v. annab peamise krooni soojusenergia väljavool, kuna soojusülekanne kromosfääri, el-magn. koroonakiirgus ja elektrooniline soojusjuhtivus S. v. ebapiisav krooni termilise tasakaalu loomiseks. Elektrooniline soojusjuhtivus tagab S. sajandi temperatuuri aeglase languse. distantsiga. S. v. ei mängi Päikese kui terviku energias olulist rolli, kuna tema poolt ärakantav energiavoog on ~ 10 -7 heledus Päike.

S. v. kannab koronaalmagnetvälja endaga planeetidevahelisse keskkonda. valdkonnas. Selle välja plasmasse külmunud jõujooned moodustavad planeetidevahelise magnetvälja. väli (MMP). Kuigi IMF-i intensiivsus on väike ja selle energiatihedus on u. 1% kineetika tihedusest. S. sajandi energia, mängib see olulist rolli S. sajandi termodünaamikas. ja S. interaktsioonide dünaamikas. Päikesesüsteemi kehadega, samuti S. sissevooludega. omavahel. S. laienemise kombinatsioon. Päikese pöörlemisega viib selleni, et magn. S. sajandisse tardunud jõujooned on Archimedese spiraali lähedase kujuga (joon. 5). Radiaalne B R ja magneti asimuutkomponendid. väljad muutuvad ekliptika tasapinna lähedal asuva kaugusega erinevalt:

kus - ang. päikese pöörlemiskiirus ja- kiiruse radiaalkomponent S. v., indeks 0 vastab algtasemele. Maa orbiidist kaugemal nurk magnetilise suuna vahel. väljad ja R umbes 45°. Suurel L magn. väli on peaaegu risti R-ga.

Riis. 5. Planeetidevahelise magnetvälja jõujoone kuju. on Päikese nurkkiirus ja plasma kiiruse radiaalkomponent, R on heliotsentriline kaugus.

S. v., mis tekib üle Päikese piirkondade lagunemisega. magnetiline orientatsioon. väljad, moodustab vooge erinevalt orienteeritud IMF-iga. Täheldatud suuremahulise struktuuri eraldamine S. v. paarisarvusse sektoritesse koos dets. SVFi radiaalse komponendi suund nn. planeetidevahelise sektori struktuur. S. tunnused in. (kiirus, temp-pa, osakeste kontsentratsioon jne) ka vrd. muutuvad regulaarselt iga sektori ristlõikes, mis on seotud kiire S. voo olemasoluga sektoris. Sektori piirid asuvad tavaliselt S. aeglases voolus at. Kõige sagedamini vaadeldakse 2 või 4 sektorit, mis pöörlevad koos Päikesega. See struktuur, mis moodustub S. sajandist välja tõmmates. suuremahuline magnet. võra väli, võib vaadelda mitmel. päikese pöörded. IMF-i sektoraalne struktuur tuleneb planeetidevahelises keskkonnas oleva voolulehe (TS) olemasolust, mis pöörleb koos Päikesega. TS tekitab magnetilise tõusu. väljad - IMF-i radiaalsetel komponentidel on TS erinevatel külgedel erinevad märgid. See H. Alfveni ennustatud TS läbib päikesekrooni neid osi, mis on seotud Päikese aktiivsete piirkondadega, ja eraldab need piirkonnad lagunemisest. päikesemagneti radiaalse komponendi märgid. väljad. TS asub ligikaudu päikeseekvaatori tasapinnal ja on volditud struktuuriga. Päikese pöörlemine viib CS-voltide keerdumiseni spiraaliks (joonis 6). Olles ekliptika tasapinna lähedal, osutub vaatleja kas CS-i kohal või all, mille tõttu ta satub IMF-i radiaalkomponendi erinevate tunnustega sektoritesse.

Päikese lähedal N. sajandil. kiirete ja aeglaste voogude kiiruste erinevuse tõttu on piki- ja laiuskraadised kiirusgradiendid. Päikesest eemaldudes ja voolude vahelise piiri järsemaks muutmisel N. sajandil. tekivad radiaalsed kiiruse gradiendid, mis viivad moodustumiseni kokkupõrketa lööklained(joonis 7). Esiteks moodustub lööklaine, mis levib sektorite piirilt edasi (otsene lööklaine) ja seejärel vastupidine lööklaine, mis levib Päikese poole.

Riis. 6. Heliosfäärilise voolu lehe kuju. Selle lõikumine ekliptika tasandiga (kallutatud Päikese ekvaatori poole ~ 7° nurga all) annab planeetidevahelise magnetvälja vaadeldava sektoristruktuuri..

Riis. 7. Planeetidevahelise magnetvälja sektori struktuur. Lühikesed nooled näitavad päikesetuule plasmavoolu suunda, nooltega jooned näitavad magnetvälja jooni, kriipsjoon näitab sektori piire (joonise tasapinna ristumiskoht jooksva lehega).

Kuna lööklaine kiirus on väiksem kui SW kiirus, kannab plasma pöördlööklaine Päikesest eemale. Lööklained sektori piiride lähedal tekivad ~1 AU kaugusel. e. ja seda saab jälgida mitme kauguseni. a. e. Need lööklained, nagu päikesekiirtest tulenevad planeetidevahelised lööklained ja planeedi ümber levivad lööklained, kiirendavad osakesi ja on seega energeetiliste osakeste allikaks.

S. v. ulatub ~100 AU kaugusele. See tähendab, et tähtedevahelise keskkonna rõhk tasakaalustab dünaamikat. S. surve S. poolt üles pühitud õõnsus. moodustab tähtedevahelises keskkonnas heliosfääri (vt. planeetidevaheline keskkond).Laiendades S. sisse. koos sellesse külmunud magnetiga. väli takistab galaktika tungimist päikesesüsteemi. ruumi madala energiaga kiired ja toob kaasa kosmilise muutuse. suure energiaga kiired. S. V-ga analoogne nähtus on avastatud ka teatud teiste tähtede puhul (vt. Tähetuul).

Lit.: Parker E. N., Dünaamilised protsessid planeetidevahelises keskkonnas, trans. inglise keelest, M., 1965; B a n d t J., Solnetšnõi veter, per. inglise keelest, M., 1973; Hundhausen, A., Koronaalne paisumine ja päikesetuul, tlk. inglise keelest, M., 1976. O. L. Weisberg.

See võib ulatuda väärtusteni kuni 1,1 miljonit kraadi Celsiuse järgi. Seetõttu liiguvad osakesed sellisel temperatuuril väga kiiresti. Päikese gravitatsioon ei suuda neid kinni hoida ja nad lahkuvad tähest.

Päikese aktiivsus muutub 11-aastase tsükli jooksul. Samal ajal muutub päikeselaikude arv, kiirgustase ja kosmosesse paisatava materjali mass. Ja need muutused mõjutavad päikesetuule omadusi - selle magnetvälja, kiirust, temperatuuri ja tihedust. Seetõttu võivad päikesetuulel olla erinevad omadused. Need sõltuvad sellest, kus täpselt selle allikas Päikesel asus. Ja need sõltuvad ka sellest, kui kiiresti see ala pöörles.

Päikesetuule kiirus on suurem kui krooniaukude aine liikumiskiirus. Ja ulatub 800 kilomeetrini sekundis. Need augud tekivad Päikese poolustel ja selle madalatel laiuskraadidel. Suurimad mõõtmed omandavad nad neil perioodidel, mil aktiivsus Päikesel on minimaalne. Päikesetuule poolt kantava aine temperatuur võib ulatuda 800 000 C-ni.

Ekvaatori ümber paiknevas koronaalses vooluvööndis liigub päikesetuul aeglasemalt - umbes 300 km. sekundis. On kindlaks tehtud, et aeglase päikesetuulega liikuva aine temperatuur ulatub 1,6 miljoni C-ni.

Päike ja selle atmosfäär koosnevad plasmast ning positiivse ja negatiivse laenguga osakeste segust. Neil on äärmiselt kõrge temperatuur. Seetõttu lahkub aine pidevalt Päikeselt päikesetuule poolt kaasa kantuna.

Maa mõju

Kui päikesetuul Päikeselt lahkub, kannab see laetud osakesi ja magnetvälju. Kõikides suundades kiirgades mõjutavad päikesetuule osakesed pidevalt meie planeeti. See protsess annab huvitavaid efekte.

Kui päikesetuulega kaasaskantav materjal jõuab planeedi pinnale, põhjustab see tõsist kahju mis tahes pinnal eksisteerivale eluvormile. Seetõttu toimib Maa magnetväli kaitsekilbina, mis suunab päikeseosakeste teed ümber planeedi. Laetud osakesed näivad "voolavat" sellest väljapoole. Päikesetuule mõju muudab Maa magnetvälja nii, et see deformeerub ja venib meie planeedi ööküljel.

Mõnikord paiskab Päike välja suurtes kogustes plasmat, mida nimetatakse koronaalmassi väljutamiseks (CME) või päikesetormiks. See toimub kõige sagedamini päikesetsükli aktiivsel perioodil, mida nimetatakse päikesemaksimumiks. CME-del on tugevam mõju kui tavalisel päikesetuulel.

Mõned päikesesüsteemi kehad, nagu Maa, on varjestatud magnetväljaga. Kuid paljudel neist pole sellist kaitset. Meie Maa satelliidil pole oma pinnale mingit kaitset. Seetõttu kogeb see päikesetuule maksimaalset mõju. Päikesele lähimal planeedil Merkuuril on magnetväli. See kaitseb planeeti tavalise standardtuule eest, kuid see ei suuda taluda võimsamaid rakette nagu CME.

Kui suure ja väikese kiirusega päikesetuule voolud üksteisega suhtlevad, loovad need tihedad piirkonnad, mida nimetatakse pöörlevateks interaktsioonipiirkondadeks (CIR). Just need alad põhjustavad maa atmosfääriga kokkupõrkel geomagnetilisi torme.

Päikesetuul ja sellega kaasas olevad laetud osakesed võivad mõjutada Maa satelliite ja globaalseid positsioneerimissüsteeme (GPS). Võimsad sarivõtted võivad kümnete meetrite GPS-signaalide kasutamisel kahjustada satelliite või põhjustada asukohavigu.

Päikesetuul jõuab kõikidele planeetidele aastal. NASA New Horizonsi missioon avastas selle ja vahel reisides.

Päikesetuule uurimine

Teadlased on päikesetuule olemasolust teadnud alates 1950. aastatest. Kuid hoolimata selle tohutust mõjust Maale ja astronautidele ei tea teadlased endiselt paljusid selle omadusi. Viimastel aastakümnetel on mitmed kosmosemissioonid püüdnud seda mõistatust selgitada.

6. oktoobril 1990 kosmosesse saadetud NASA missioon Ulysses uuris Päikest erinevatel laiuskraadidel. See on päikesetuule erinevaid omadusi mõõtnud juba üle kümne aasta.

Advanced Composition Explorer () missioonil oli orbiit, mis oli seotud ühe Maa ja Päikese vahel asuva eripunktiga. Seda tuntakse Lagrange'i punktina. Selles piirkonnas on Päikesest ja Maast lähtuvatel gravitatsioonijõududel sama väärtus. Ja see võimaldab satelliidil olla stabiilsel orbiidil. 1997. aastal alanud ACE eksperiment uurib päikesetuult ja annab reaalajas mõõtmisi pideva osakeste voo kohta.

NASA kosmoseaparaadid STEREO-A ja STEREO-B uurivad Päikese servi erinevate nurkade alt, et näha, kuidas päikesetuul sünnib. NASA sõnul on STEREO andnud "Maa-Päikese süsteemile ainulaadse ja revolutsioonilise pilgu".

Uued missioonid

NASA plaanib käivitada uue Päikese uurimise missiooni. See annab teadlastele lootust Päikese olemuse ja päikesetuule kohta veelgi rohkem teada saada. NASA Parker Solar Probe, mis on kavandatud starti ( edukalt käivitatud 12.08.2018 – Navigator) 2018. aasta suvel toimib nii, et sõna otseses mõttes “puudutada Päikest”. Pärast mitmeaastast lendamist meie tähe lähedal orbiidil sukeldub sond esimest korda ajaloos Päikese kroonile. Seda tehakse fantastiliste piltide ja mõõtmiste kombinatsiooni saamiseks. Eksperiment edendab meie arusaamist päikesekrooni olemusest ja parandab meie arusaamist päikesetuule päritolust ja arengust.

Kui leiate vea, tõstke esile mõni tekstiosa ja klõpsake Ctrl+Enter.