Abi Tele2-st, tariifid, küsimused

Päikeseplasma pidev radiaalne voog. kroonid planeetidevahelises tootmises. Päikese sisikonnast tulev energiavoog soojendab krooni plasma kuni 1,5-2 miljoni K. Post. kütmist ei tasakaalusta kiirgusest tingitud energiakadu, kuna koroona on väike. Liigne energia tähendab. kraadi kandma ära h-tsy S. sajandil. (=1027-1029 erg/s). Seetõttu ei ole kroon hüdrostaatilises seisundis. tasakaal, see laieneb pidevalt. Koosseisu järgi S. sajandil. ei erine koroona plasmast (S. sajand sisaldab peamiselt arr. prootoneid, elektrone, üksikuid heeliumi tuumasid, hapnikuioone, räni, väävlit ja rauda). Krooni põhjas (10 000 km päikesefotosfäärist) on h-tsy radiaalne järjekord sadu m / s, mitme kaugusel. päikeseenergia raadiuses saavutab see helikiiruse plasmas (100–150 km/s), Maa orbiidi lähedal, prootonite kiirus on 300–750 km/s ja nende ruumis. - mitmest h-ts kuni mitu kümneid fraktsioone 1 cm3-s. Planeetidevahelise ruumi abil. jaamades leiti, et kuni Saturni orbiidini voo tihedus h-c S. sajandil. väheneb vastavalt seadusele (r0/r)2, kus r on kaugus Päikesest, r0 on algtase. S. v. kannab endaga kaasas päikeste jõujoonte silmuseid. magn. põllud, to-rukis moodustavad planeetidevahelise magn. . H-c S. sajandi radiaalse liikumise kombinatsioon. Päikese pöörlemisega annab neile joontele spiraali kuju. Magneti suuremahuline struktuur. Päikese läheduses olev väli on sektorite kujul, milles väli on suunatud Päikesest eemale või selle poole. SV poolt hõivatud õõnsuse suurus pole täpselt teada (selle raadius ei ole ilmselt väiksem kui 100 AU). Selle õõnsuse dünaamika piiridel. S. v. peab olema tasakaalustatud tähtedevahelise gaasi rõhuga, galaktiline. magn. väljad ja galaktika ruumi kiired. Maa läheduses toimus c-c voolu kokkupõrge S. v. geomagnetilisega väli tekitab statsionaarse lööklaine Maa magnetosfääri ees (Päikese küljelt, joon.).

S. v. justkui voolaks see ümber magnetosfääri, piirates selle ulatust pr-ve-s. S. sajandi intensiivsuse muutused, mis on seotud päikesepõletustega, yavl. peamine geomagnetiliste häirete põhjus. väljad ja magnetosfäärid (magnettormid).

Üle Päikese kaotab S. sisse. \u003d 2X10-14 osa selle massist Msun. On loomulik eeldada, et S. V.-ga sarnane vee väljavool eksisteerib ka teistes tähtedes (""). See peaks olema eriti intensiivne massiivsete tähtede (massiga = mitukümmend Msolni) ja kõrge pinnatemperatuuriga (= 30-50 tuhat K) ning laiendatud atmosfääriga tähtede (punased hiiglased), sest esimesel juhul , kõrgelt arenenud tähekrooni osadel on piisavalt kõrge energia, et ületada tähe külgetõmbejõud, ja teises on neil madal parabool. kiirus (põgenemiskiirus; (vt RUUMIKIIRUSED)). Tähendab. massikadu tähetuulega (= 10-6 Msol/a ja rohkem) võib tähtede evolutsiooni oluliselt mõjutada. Tähetuul omakorda tekitab tähtedevahelises keskkonnas kuuma gaasi "mulle" - röntgenikiirguse allikaid. kiirgust.

Füüsiline entsüklopeediline sõnaraamat. - M.: Nõukogude entsüklopeedia. . 1983 .

PÄIKESETUUL – Päikese päritoluga plasma pidev voog, Päike) planeetidevahelisse ruumi. Kõrgetel temperatuuridel, mis eksisteerivad päikesekoroonis (1,5 * 10 9 K), ei suuda ületavate kihtide rõhk tasakaalustada koroonaaine gaasirõhku ja kroon paisub.

Esimesed tõendid posti olemasolust. Päikesest pärit plasmavoog, mille on saanud L. Birman (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. 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. koronaavad. Aeglased ojad. sisse. seostatakse ilmselt krooni piirkondadega, milles on vahend Tab. üks. - Päikesetuule keskmised omadused Maa orbiidil

Tab. 2.- Päikesetuule suhteline keemiline koostis

Lisaks peamisele S. sajandi komponendid - prootonid ja elektronid, - selle koostises leiti ka osakesi Ionisatsiooni mõõtmised. ioonide temperatuur S. saj. võimaldavad määrata päikesekrooni elektronide temperatuuri.

S. sajandil. täheldatakse erinevusi. lainete tüübid: Langmuir, viled, ioonheli, plasmalained). Osa Alfvéni tüüpi laineid genereeritakse Päikesel ja osa ergastatakse planeetidevahelises keskkonnas. Lainete genereerimine silub osakeste jaotuse funktsiooni kõrvalekalded Maxwelli ja koosmõjus magnetilise mõjuga. valdkonnas plasma viib asjaolu, et S. sajandil. käitub nagu kontiinum. Alfvéni tüüpi lained mängivad suurt rolli C väikeste komponentide kiirendamisel.

Riis. 1. Massiivne päikesetuul. 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. (Alvenov, heli). Alvenovskoje ja heli Machi number C. sisse. 7. Kui voolab 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. lained, 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, planeetide magnetosfäär). Interaktsiooni korral S. sajandil. mittejuhtiva kehaga (nt Kuu) lööklaine ei teki. Plasma voolu neeldub pind ja keha taha moodustub õõnsus, mis täitub järk-järgult plasma C-ga. sisse.

Koroona plasma väljavoolu statsionaarsele protsessile kattuvad mittestatsionaarsed protsessid, mis on seotud rakette päikesel. Tugevate puhangute korral paiskub aine põhjast välja. krooni piirkonnad planeetidevahelisesse keskkonda. magnetilised variatsioonid).

Riis. 2. Planeetidevahelise lööklaine levik ja päikesepõletusest väljapaiskumine. Nooled näitavad päikesetuule plasma liikumissuunda,

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

Päikese krooni laienemist kirjeldatakse massisäilivuse ur-sioonide süsteemiga, v k) 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. , kus m on prootoni mass, on adiabaatiline indeks, on Päikese mass. Joonisel fig. 4 on kujutatud heliotsentrilise paisumiskiiruse muutust. soojusjuhtivus, viskoossus,

Riis. 4. Päikesetuule kiirusprofiilid isotermilise koroonamudeli jaoks erinevatel koronaaltemperatuuri väärtustel.

S. v. annab peamise krooni soojusenergia väljavool, kuna soojusülekanne kromosfääri, el.-mag. koroonid ja elektrooniline soojusjuhtivuspp. sisse. ebapiisav krooni termilise tasakaalu loomiseks. Elektrooniline soojusjuhtivus tagab S. in temperatuuri aeglase languse. distantsiga. päikese heledus.

S. v. kannab koronaalmagnetvälja endaga planeetidevahelisse keskkonda. valdkonnas. Selle välja plasmasse külmunud jõujooned moodustavad planeetidevahelise magnetvälja. Kuigi IMF-i intensiivsus on väike ja selle energiatihedus on ligikaudu 1% kineetika tihedusest. energia S. v., see mängib olulist rolli S termodünaamikas. sisse. ja S. interaktsioonide dünaamikas. Päikesesüsteemi kehadega, samuti S. sissevooludega. omavahel. S. laienemise kombinatsioon. Päikese pöörlemisega viib selleni, et magn. S. sajandil külmutatud jõujoontel on kuju, B R ja magnetilise asimuutkomponendid. väljad muutuvad erinevalt kaugusega ekliptika tasandi lähedal:

kus - ang. päikese pöörlemiskiirus ja - kiiruse radiaalne komponent c., indeks 0 vastab algtasemele. Maa orbiidist kaugemal nurk magnetilise suuna vahel. väljad ja R umbes 45°. Suurel L magn.

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

S. v., mis tekib üle Päikese piirkondade lagunemisega. magnetiline orientatsioon. väljad, kiirus, temp-pa, osakeste kontsentratsioon jne) vt ka. korrapärane muutus iga sektori ristlõikes, mis on seotud kiire S. voo olemasoluga sektoris. Sektorite 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 magnetiline 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 - radiaalsel IMF-il on sõiduki 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. TC 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. on kokkupõrketa lööklainete piki- ja laiuskraadide kiirusgradiendid (joon. 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 ristumiskoht ekliptika tasandiga (kallutatud Päikese ekvaatori poole ~ 7° nurga all) annab planeetidevahelise magnetvälja vaadeldava sektoraalse struktuuri.

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

Kuna lööklaine kiirus on väiksem kui SV kiirus, kannab see 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. planeetidevaheline keskkond). LaienevS. sisse. koos sellesse külmunud magnetiga. väli takistab tungimist Päikesesüsteemi galaktikasse. ruumi madala energiaga kiired ja viib kosmiliste variatsioonideni. suure energiaga kiired. S. V-ga analoogne nähtus, mida leidub mõnes teises tähes (vt. Tähetuul).

Lit.: Parker E. N., Dünaamika planeetidevahelises keskkonnas, O. L. Vaisberg.

Füüsiline entsüklopeedia. 5 köites. - M.: Nõukogude entsüklopeedia. Peatoimetaja A. M. Prohhorov. 1988 .

Vaadake, mis on "SOLAR WIND" teistes sõnaraamatutes:

PÄIKESETUUL, Päikesesüsteemi kuni 100 astronoomilise ühiku kaugusele Päikesest täitev päikesekoroona plasma vool, kus tähtedevahelise keskkonna rõhk tasakaalustab voolu dünaamilist rõhku. Põhikoostis on prootonid, elektronid, tuumad ... Kaasaegne entsüklopeedia

PÄIKESETUUL, laetud osakeste (peamiselt prootonite ja elektronide) pidev voog, mida Päikese CORONA kõrge temperatuur kiirendab kiiruseni, mis on piisavalt suur, et osakesed suudaksid ületada Päikese gravitatsiooni. Päikesetuul kaldub kõrvale... Teaduslik ja tehniline entsüklopeediline sõnastik

Lugu

Tõenäoliselt ennustas päikesetuule olemasolu linnas esimesena Norra teadlane Christian Birkeland (norralane Kristian Birkeland).“Füüsikalisest vaatenurgast on kõige tõenäolisem, et päikesekiired ei ole positiivsed ega negatiivsed. , aga mõlemad koos." Teisisõnu, päikesetuul koosneb negatiivsetest elektronidest ja positiivsetest ioonidest.

1930. aastatel tegid teadlased kindlaks, et päikesekrooni temperatuur peab ulatuma miljoni kraadini, kuna kroon jääb Päikesest suurel kaugusel piisavalt eredaks, mis on päikesevarjutuste ajal selgelt nähtav. Hilisemad spektroskoopilised vaatlused kinnitasid seda järeldust. 1950. aastate keskel tegi Briti matemaatik ja astronoom Sidney Chapman kindlaks gaaside omadused sellistel temperatuuridel. Selgus, et gaas muutub suurepäraseks soojusjuhiks ja peaks selle Maa orbiidist kaugemale kosmosesse hajutama. Samal ajal oli saksa teadlane Ludwig Biermann (saksa. Ludwig Franz Benedikt Biermann ) hakkas huvi tundma, et komeedi sabad osutavad alati Päikesest eemale. Biermann oletas, et Päike kiirgab pidevat osakeste voogu, mis survestavad komeeti ümbritsevat gaasi, moodustades pika saba.

1955. aastal näitasid Nõukogude astrofüüsikud S. K. Vsekhsvjatski, G. M. Nikolsky, E. A. Ponomarjov ja V. I. Tšerednitšenko, et pikendatud kroon kaotab kiirguse kaudu energiat ja võib olla hüdrodünaamilises tasakaalus ainult võimsate sisemiste energiaallikate erijaotusega. Kõigil muudel juhtudel peab toimuma aine ja energia voog. See protsess on füüsiliseks aluseks olulisele nähtusele - "dünaamilisele kroonile". Ainevoo suurust hinnati järgmistel kaalutlustel: kui kroon oleks hüdrostaatilises tasakaalus, oleksid homogeense atmosfääri kõrgused vesiniku ja raua jaoks seotud 56/1, st rauaioone ei tohiks vaadelda. kauge koroona. Aga ei ole. Raud helendab kogu krooni ulatuses, FeXIV-d on täheldatud kõrgemates kihtides kui FeX, kuigi kineetiline temperatuur on seal madalam. Jõuks, mis hoiab ioonid "suspendeeritud" olekus, võib olla impulss, mis edastatakse kokkupõrgete ajal tõusva prootonivoo kaudu raua ioonidele. Nende jõudude tasakaalu seisundi järgi on prootonite voogu lihtne leida. Selgus, et see on sama, mis järgnes hüdrodünaamilisest teooriast, mida kinnitasid hiljem otseste mõõtmistega. 1955. aasta jaoks oli see märkimisväärne saavutus, kuid keegi ei uskunud siis "dünaamilisse krooni".

Kolm aastat hiljem Eugene Parker Eugene N. Parker) jõudis järeldusele, et Chapmani mudelis Päikesest lähtuv kuum voog ja Biermanni hüpoteesi kohaselt komeedi sabad ära puhuv osakeste voog on sama nähtuse kaks ilmingut, mida ta nimetas. "päikesetuul". Parker näitas, et kuigi Päikesekorooni tõmbab Päike tugevalt ligi, juhib see soojust nii hästi, et jääb kuumaks ka suurte vahemaade tagant. Kuna selle külgetõmme nõrgeneb Päikesest kaugenedes, algab ülemisest kroonist aine ülehelikiirusega väljavool planeetidevahelisse ruumi. Pealegi juhtis Parker esimesena tähelepanu sellele, et raskusjõu nõrgenemise mõjul on hüdrodünaamilisele voolule sama mõju kui Lavali otsikul: see tekitab voolu ülemineku allhelikiirusest ülehelikiirusele.

Parkeri teooriat on kõvasti kritiseeritud. 1958. aastal ajalehele Astrophysical Journal saadetud artikli lükkasid kaks retsensenti tagasi ja ainult tänu toimetajale Subramanjan Chandrasekharile jõudis see ajakirja lehekülgedele.

Tuule kiirenemist suurtele kiirustele aga ei mõistetud veel ja seda ei osatud ka Parkeri teooriast seletada. Esimesed päikesetuule numbrilised mudelid koroonas, kasutades magnetohüdrodünaamika võrrandeid, lõid Pneumann ja Knopp (ingl. Pneuman ja Knopp) sisse

1990. aastate lõpus kasutas Coronal Ultraviolet Spectrometer (ingl. Ultraviolettkoronaalne spektromeeter (UVCS) ) SOHO satelliidi pardal vaadeldi päikesepooluste kiire päikesetuule esinemise piirkondi. Selgus, et puhtalt termodünaamilise paisumise põhjal on tuule kiirendus oodatust palju suurem. Parkeri mudel ennustas, et tuule kiirus muutub fotosfäärist 4 päikeseraadiuse juures ülehelikiiruseks ning vaatlused on näidanud, et see üleminek toimub palju madalamal, umbes 1 päikeseraadiuse juures, mis kinnitab, et päikesetuule kiirendamiseks on olemas lisamehhanism.

Omadused

Päikesetuule tõttu kaotab Päike igas sekundis umbes miljon tonni ainet. Päikesetuul koosneb peamiselt elektronidest, prootonitest ja heeliumi tuumadest (alfaosakesed); teiste elementide tuumad ja ioniseerimata osakesed (elektriliselt neutraalsed) sisalduvad väga väikeses koguses.

Kuigi päikesetuul tuleb Päikese väliskihist, ei kajasta see selles kihis olevate elementide tegelikku koostist, kuna diferentseerumisprotsesside tulemusena osade elementide arvukus suureneb ja osa väheneb (FIP-efekt).

Päikesetuule intensiivsus sõltub muutustest päikese aktiivsuses ja selle allikates. Pikaajalised vaatlused Maa orbiidil (umbes 150 000 000 km kaugusel Päikesest) on näidanud, et päikesetuul on struktureeritud ja jaguneb tavaliselt vaikseks ja häiritud (juhuslikuks ja korduvaks). Sõltuvalt kiirusest jagatakse rahulikud päikesetuulevood kahte klassi: aeglane(umbes 300-500 km/s Maa orbiidi lähedal) ja kiire(500-800 km/s Maa orbiidi lähedal). Mõnikord nimetatakse heliosfäärilise voolu lehe piirkonda, mis eraldab planeetidevahelise magnetvälja erineva polaarsusega piirkondi, statsionaarseks tuuleks ja see on oma omadustelt lähedane aeglasele tuulele.

aeglane päikesetuul

Aeglane päikesetuul tekib päikesekrooni “rahulikus” osas (koronaalsete voogude piirkond) selle gaasidünaamilise paisumise käigus: koroonatemperatuuril umbes 2 10 6 K ei saa kroon olla hüdrostaatilises tasakaalus ja see laienemine peaks olemasolevate piirtingimuste juures viima aine kiirenemiseni ülehelikiiruseni. Päikesekrooni kuumenemine selliste temperatuurideni toimub päikese fotosfääri soojusülekande konvektiivsuse tõttu: plasma konvektiivse turbulentsi tekkega kaasneb intensiivsete magnetosooniliste lainete teke; omakorda Päikese atmosfääri tiheduse vähenemise suunas levides muunduvad helilained lööklaineteks; lööklained neelduvad tõhusalt koroona materjalis ja soojendavad seda temperatuurini (1-3) 10 6 K.

kiire päikesetuul

Korduva kiire päikesetuule vooge kiirgab Päike mitu kuud ja nende tagasipöördumisperiood on 27 päeva (Päikese pöörlemisperiood), kui seda Maalt vaadelda. Neid vooge seostatakse koronaaalsete aukudega – suhteliselt madala temperatuuriga (ligikaudu 0,8 10 6 K), vähendatud plasmatihedusega (ainult veerand krooni vaikse piirkonna tihedusest) ja magnetvälja suhtes radiaalse magnetväljaga. päike.

Häiritud voolud

Häiritud voolude hulka kuuluvad koronaalmassi väljutamise (CME) planeetidevahelised ilmingud, samuti kokkusurumispiirkonnad kiirete CME-de ees (ingliskeelses kirjanduses nimetatakse Sheathiks) ja koronaalsetest aukudest tulevate kiirete voogude ees (nimetatakse Corotating interaktsioonipiirkonnaks – CIR in). inglise kirjandus). Umbes pooltel Sheathi ja CIR-i vaatlusjuhtudest võib ees olla planeetidevaheline šokk. Just häiritud päikesetuuletüüpide korral võib planeetidevaheline magnetväli ekliptika tasapinnast kõrvale kalduda ja sisaldada lõunapoolset väljakomponenti, mis toob kaasa palju kosmoseilma mõjusid (geomagnetiline aktiivsus, sealhulgas magnettormid). Varem arvati, et häiritud juhuslik väljavool on põhjustatud päikesepursketest, kuid nüüd arvatakse, et päikesetuule juhuslik väljavool on tingitud CME-dest. Samal ajal tuleb märkida, et nii päikesepursked kui ka CME-d on Päikesel seotud samade energiaallikatega ja nende vahel on statistiline seos.

Erinevate suuremahuliste päikesetuuletüüpide vaatlusaja järgi moodustavad kiired ja aeglased voolud umbes 53%, heliosfääri vooluleht 6%, CIR - 10%, CME - 22%, mantel - 9% ja suhe erinevat tüüpi vaatlusaeg on päikesetsüklis väga erinev.aktiivsus. .

Päikesetuule tekitatud nähtused

Päikesetuul tekitab Päikesesüsteemi planeetidel, millel on magnetväli, selliseid nähtusi nagu magnetosfäär, aurorad ja planeetide kiirgusvööd.

Kultuuris

"Päikesetuul" on tunnustatud ulmekirjaniku Arthur C. Clarke'i 1963. aasta novell.

Märkmed

1. Kristian Birkeland, "Kas Maa atmosfääri tungivad päikese korpuskulaarsed kiired on negatiivsed või positiivsed?" sisse Videnskapsselskapets Skrifter, I Mat - Naturv. Klasse nr.1, Christiania, 1916. a.
2. Filosoofiline ajakiri, 6. seeria, kd. 38, nr. 228, detsember 1919, 674 (päikesetuule kohta)
3. Ludwig Biermann (1951). "Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung". Zeitschrift karusnaha Astrophysik 29 : 274.
4. Vsekhsvyatsky S.K., Nikolsky G.M., Ponomarev E.A., Cherednichenko V.I. (1955). "Päikese korpuskulaarse kiirguse küsimusest". Astronoomiline ajakiri 32 : 165.
5. Christopher T. Russell . Los Angelese California ülikooli geofüüsika ja planetaarfüüsika instituut. Arhiveeritud originaalist 22. augustil 2011. Vaadatud 7. veebruaril 2007.
6. Roach, John. Päikesetuule avastamise eest tunnustatud astrofüüsik, National Geographic News(27. august 2003). Vaadatud 13. juunil 2006.
7. Eugene Parker (1958). "Planeetidevaheliste gaasi- ja magnetväljade dünaamika". Astrofüüsika ajakiri 128 : 664.
8. Luna 1. NASA riiklik kosmoseteaduse andmekeskus. Arhiveeritud originaalist 22. augustil 2011. Vaadatud 4. augustil 2007.
9. (Vene) Kosmoseajastu 40. aastapäev Moskva Riikliku Ülikooli Tuumafüüsika Teadusliku Uurimise Instituudis sisaldab graafikut, mis näitab osakeste tuvastamist Luna-1 abil erinevatel kõrgustel.
10. M. Neugebauer ja C. W. Snyder (1962). Päikeseplasma eksperiment. Teadus 138 : 1095–1097.
11. G. W. Pneuman ja R. A. Kopp (1971). "Gaasi-magnetvälja interaktsioonid päikesekoroonis". päikese füüsika 18 : 258.
12. Ermolaev Yu. I., Nikolaeva N. S., Lodkina I. G., Ermolaev M. Yu. Suuremahuliste päikesetuuletüüpide suhteline esinemissagedus ja geoefektiivsus // kosmoseuuringud. - 2010. - T. 48. - nr 1. - S. 3–32.
13. Kosmilised kiired saavutasid kosmoseajastu kõrgpunkti. NASA (28. september 2009). Arhiveeritud originaalist 22. augustil 2011. Vaadatud 30. septembril 2009.(Inglise)

Kirjandus

• Parker E.N. Dünaamilised protsessid planeetidevahelises keskkonnas / Per. inglise keelest. M.: Mir, 1965
• Pudovkin M.I. Päikesetuul // Sorose õppeajakiri, 1996, nr 12, lk. 87-94.
• Hundhausen A. Koronaalne paisumine ja päikesetuul / Per. inglise keelest. M.: Mir, 1976
• Physical Encyclopedia, v.4 – M.: Great Russian Encyclopedia lk 586, lk 587 ja lk 588
• Kosmose füüsika. Väike entsüklopeedia, Moskva: Nõukogude entsüklopeedia, 1986
• Heliosfäär (toimetanud I.S. Veselovsky, Yu.I. Ermolaev) monograafias Plasma Heliogeophysics / Toim. L. M. Zeleny, I. S. Veselovski. 2 köites M.: Fizmatlit, 2008. Kd 1. 672 lk; T. 2. 560 lk.

Vaata ka

Lingid

Päike
Struktuur	Tuum · Kiirgava ülekande tsoon · konvektiivne tsoon
Atmosfäär	Fotosfäär · Kromosfäär · päikese kroon
Laiendatud struktuur	Heliosfäär (heliosfääri voolu leht · lööklaine piir) · heliosfääri mantel · heliopaus · vibu lööklaine
mis on seotud päikesega nähtusi	Päikesevarjutus · Päikese aktiivsus (päikeselaigud ·

1957. aastal ennustas Chicago ülikooli professor E. Parker teoreetiliselt nähtust, mida kutsuti "päikesetuuleks". Kulus kaks aastat, enne kui see ennustus sai katseliselt kinnitust K. I. Gringhausi rühma poolt Nõukogude kosmoselaevadele "Luna-2" ja "Luna-3" paigaldatud instrumentide abil. Mis see nähtus on?

Päikesetuul on täielikult ioniseeritud vesinikgaasi voog, mida tavaliselt nimetatakse täielikult ioniseeritud vesinikplasmaks tänu ligikaudu samale elektronide ja prootonite tihedusele (kvaasineutraalsuse tingimus), mis liigub Päikesest kiirendusega. Maa orbiidi piirkonnas (ühes astronoomilises ühikus või 1 AU kaugusel Päikesest) saavutab selle kiirus keskmise väärtuse V E » 400–500 km/sek prootonitemperatuuril T E » 100 000 K ja veidi kõrgemal elektrontemperatuuril ( alaindeks "E" viitab siin ja edaspidi Maa orbiidile). Sellistel temperatuuridel ületab kiirus 1 AU võrra oluliselt heli kiirust, s.t. päikesetuule vool Maa orbiidi piirkonnas on ülehelikiirusega (või hüperhelikiirusega). Prootonite (või elektronide) mõõdetud kontsentratsioon on üsna madal ja moodustab n E » 10–20 osakest kuupsentimeetri kohta. Lisaks prootonitele ja elektronidele tuvastati planeetidevahelises ruumis alfaosakesi (suurusjärgus mitu protsenti prootoni kontsentratsioonist), väike kogus raskemaid osakesi ja planeetidevaheline magnetväli, mille keskmine induktsioon osutus Maa orbiit on mitu gamma suurust (1g = 10–5 gaussi).

Staatilise päikesekrooni kontseptsiooni kokkuvarisemine.

Päris pikka aega arvati, et kõik tähtede atmosfäärid on hüdrostaatilise tasakaalu seisundis, s.t. olekus, kus antud tähe gravitatsiooniline külgetõmbejõud on tasakaalustatud rõhugradiendiga seotud jõuga (rõhu muutus tähe atmosfääris kaugemal r tähe keskelt. Matemaatiliselt väljendatakse seda tasakaalu tavalise diferentsiaalvõrrandina,

kus G on gravitatsioonikonstant, M* on tähe mass, lk ja r on rõhk ja massitihedus teatud kaugusel r tähelt. Ideaalse gaasi massitiheduse väljendamine olekuvõrrandist

R= r RT

läbi rõhu ja temperatuuri ning integreerides saadud võrrandi, saame nn baromeetrilise valemi ( R on gaasikonstant), mis konkreetsel juhul konstantse temperatuuri korral T on vorm

kus lk 0 on rõhk tähe atmosfääri põhjas (at r = r 0). Kuna enne Parkeri tööd arvati, et päikeseatmosfäär, nagu ka teiste tähtede atmosfäär, on hüdrostaatilise tasakaalu seisundis, määrati selle olek sarnaste valemitega. Võttes arvesse ebatavalist ja veel täielikult arusaamatut nähtust, milleks on temperatuuri järsk tõus umbes 10 000 K-lt Päikese pinnal 1 000 000 K-ni päikesekoroonis, töötas S. Chapman välja staatilise päikesekrooni teooria, mis peaks sujuvalt toimima. siseneda Päikesesüsteemi ümbritsevasse kohalikku tähtedevahelisse keskkonda. Sellest järeldub, et S. Chapmani ideede kohaselt on ümber Päikese tiirlev Maa sukeldatud staatilisesse päikesekrooni. Seda seisukohta jagasid astrofüüsikud pikka aega.

Löögi neile juba väljakujunenud arusaamadele andis Parker. Ta juhtis tähelepanu asjaolule, et rõhk lõpmatuse juures (at r® Ґ), mis saadakse baromeetrilisest valemist, on peaaegu 10 korda suurem rõhust, mis sel ajal kohaliku tähtedevahelise keskkonna jaoks aktsepteeriti. Selle lahknevuse kõrvaldamiseks tegi E. Parker ettepaneku, et päikesekroon ei saa olla hüdrostaatilises tasakaalus, vaid peab pidevalt laienema Päikest ümbritsevasse planeetidevahelisse keskkonda, s.o. radiaalne kiirus V päikese kroon ei ole null. Samas pakkus ta välja hüdrostaatilise tasakaalu võrrandi asemel kasutada vormi hüdrodünaamilist liikumisvõrrandit, kus M E on Päikese mass.

Teatud temperatuurijaotuse jaoks T, Päikesest kauguse funktsioonina, lahendades selle võrrandi rõhu baromeetrilise valemi ja massisäilivusvõrrandi abil kujul

võib tõlgendada päikesetuulena ja just selle lahenduse abil üleminekuga alahelikiiruselt voolult (at r r *) ülehelikiiruseks (at r > r*) rõhku saab reguleerida R rõhuga kohalikus tähtedevahelises keskkonnas ja järelikult on see lahendus, mida nimetatakse päikesetuuleks, looduses.

Esimesed planeetidevahelise plasma parameetrite otsesed mõõtmised, mis viidi läbi esimesel planeetidevahelisse ruumi läinud kosmoselaeval, kinnitasid Parkeri ettekujutuse õigsust ülehelikiirusega päikesetuule olemasolu kohta ja selgus, et isegi Maa orbiidil ületab päikesetuule kiirus kõvasti heli kiirust. Sellest ajast peale pole kahtlust, et Chapmani ettekujutus päikeseatmosfääri hüdrostaatilisest tasakaalust on ekslik ja päikesekroon laieneb pidevalt ülehelikiirusel planeetidevahelisesse ruumi. Mõnevõrra hiljem näitasid astronoomilised vaatlused, et ka paljudel teistel tähtedel on päikesetuulega sarnased "tähetuuled".

Vaatamata sellele, et päikesetuult ennustati teoreetiliselt sfääriliselt sümmeetrilise hüdrodünaamilise mudeli alusel, osutus nähtus ise palju keerulisemaks.

Milline on tegelik pilt päikesetuule liikumisest? Pikka aega peeti päikesetuult sfääriliselt sümmeetriliseks, s.t. sõltumatu päikese laius- ja pikkuskraadist. Kuna kosmoselaevad enne 1990. aastat, mil kosmoselaev Ulysses lendasid, lendasid peamiselt ekliptika tasapinnal, andsid sellistel kosmoselaevadel tehtud mõõtmised päikesetuule parameetrite jaotused ainult sellel tasandil. Komeedi sabade kõrvalekallete vaatlustel põhinevad arvutused näitasid, et päikesetuule parameetrid olid päikese laiuskraadist ligikaudu sõltumatud, kuid see komeedivaatluste põhjal tehtud järeldus ei olnud nende vaatluste tõlgendamise raskuste tõttu piisavalt usaldusväärne. Kuigi päikesetuule parameetrite pikisuunalist sõltuvust mõõdeti kosmoselaevadele paigaldatud instrumentidega, oli see siiski kas ebaoluline ja oli seotud Päikese päritolu planeetidevahelise magnetväljaga või lühiajaliste mittestatsionaarsete protsessidega Päikesel (peamiselt päikesepursked). ).

Plasma ja magnetvälja parameetrite mõõtmised ekliptika tasapinnal näitasid, et planeetidevahelises ruumis võivad eksisteerida erinevate päikesetuule parameetritega ja erineva magnetvälja suunaga nn sektorstruktuurid. Sellised struktuurid pöörlevad koos Päikesega ja näitavad selgelt, et need on sarnase struktuuri tulemus päikese atmosfääris, mille parameetrid sõltuvad seega päikese pikkusest. Kvalitatiivselt on neljasektoriline struktuur näidatud joonisel fig. üks.

Samal ajal tuvastavad maapealsed teleskoobid Päikese pinnal üldist magnetvälja. Selle keskmine väärtus on hinnanguliselt 1 G, kuigi üksikutes fotosfäärilistes moodustistes, näiteks päikeselaikudes, võib magnetväli olla suurusjärku suurem. Kuna plasma on hea elektrijuht, interakteeruvad päikese magnetväljad mingil moel päikesetuulega ponderomotoorjõu ilmnemise tõttu. j ґ B. See jõud on radiaalsuunas väike, st. see praktiliselt ei mõjuta päikesetuule radiaalse komponendi jaotust, kuid selle projektsioon radiaaliga risti olevale suunale toob kaasa tangentsiaalse kiiruse komponendi ilmnemise päikesetuules. Kuigi see komponent on radiaalsest peaaegu kaks suurusjärku väiksem, mängib see Päikeselt nurkimpulsi eemaldamisel olulist rolli. Astrofüüsikud viitavad sellele, et viimane asjaolu võib mängida olulist rolli mitte ainult Päikese, vaid ka teiste tähtede arengus, mille puhul on avastatud tähetuul. Eelkõige selleks, et selgitada hilist tüüpi tähtede nurkkiiruse järsku langust, tuginetakse sageli hüpoteesile, et nad kannavad pöörlemismomendi üle nende ümber moodustunud planeetidele. Päikese nurkimpulsi kadumise mehhanism magnetvälja juuresolekul sellest plasma väljavoolust avab võimaluse seda hüpoteesi üle vaadata.

Keskmise magnetvälja mõõtmised mitte ainult Maa orbiidi piirkonnas, vaid ka suurtel heliotsentrilistel kaugustel (näiteks kosmoselaevadel Voyager 1 ja 2 ning Pioneer 10 ja 11) näitasid, et ekliptika tasandis, mis peaaegu ühtib Päikese ekvaatori tasapind, selle suurus ja suund on valemitega hästi kirjeldatud

sai Parker. Nendes valemites, mis kirjeldavad Archimedese nn Parkeri spiraali, on suurused B r , B j on vastavalt magnetinduktsiooni vektori radiaal- ja asimuutkomponent, W on Päikese pöörlemise nurkkiirus, V on päikesetuule radiaalne komponent, indeks "0" viitab päikesekrooni punktile, mille juures on teada magnetvälja suurus.

Euroopa Kosmoseagentuuri poolt 1990. aasta oktoobris käivitatud kosmoselaev Ulysses, mille trajektoor arvutati nii, et see tiirleb praegu ümber Päikese ekliptika tasandiga risti asetseval tasapinnal, muutis täielikult arusaama, et päikesetuul on sfääriliselt sümmeetriline. Joonisel fig. Joonisel 2 on kujutatud kosmoseaparaadil Ulysses mõõdetud päikesetuule prootonite radiaalkiiruse ja tiheduse jaotused päikese laiuskraadi funktsioonina.

See joonis näitab päikesetuule parameetrite tugevat laiuskraadi sõltuvust. Selgus, et päikesetuule kiirus suureneb ja prootonite tihedus väheneb heliograafilise laiuskraadiga. Ja kui ekliptikatasandil on radiaalkiirus keskmiselt ~ 450 km/sek ja prootonite tihedus ~15 cm-3, siis näiteks 75° päikeselaiuskraadil on need väärtused ~700 km/sek ja vastavalt ~5 cm–3. Päikesetuule parameetrite sõltuvus laiuskraadist on minimaalse päikeseaktiivsuse perioodidel vähem väljendunud.

Mittestatsionaarsed protsessid päikesetuules.

Parkeri pakutud mudel eeldab päikesetuule sfäärilist sümmeetriat ja selle parameetrite sõltumatust ajast (vaatatava nähtuse statsionaarsus). Päikesel toimuvad protsessid ei ole aga üldiselt paigal ning järelikult pole statsionaarne ka päikesetuul. Parameetrite varieerumise iseloomulikud ajad on väga erineva skaalaga. Eelkõige on muutusi päikesetuule parameetrites, mis on seotud päikese aktiivsuse 11-aastase tsükliga. Joonisel fig. Joonisel 3 on näidatud päikesetuule keskmine (üle 300 päeva) dünaamiline rõhk (r V 2) Maa orbiidi piirkonnas (1 AÜ võrra) ühe 11-aastase päikese aktiivsuse tsükli jooksul (joonise ülemine osa). Joonise fig. Joonis 3 näitab päikeselaikude arvu muutust aastatel 1978–1991 (maksimaalne arv vastab päikese maksimaalsele aktiivsusele). On näha, et päikesetuule parameetrid muutuvad oluliselt iseloomuliku aja jooksul, mis on umbes 11 aastat. Samal ajal näitasid kosmoselaeva Ulysses mõõtmised, et sellised muutused ei toimu mitte ainult ekliptika tasapinnal, vaid ka muudel heliograafilistel laiuskraadidel (poolustel on päikesetuule dünaamiline rõhk veidi kõrgem kui ekvaatoril) .

Muutused päikesetuule parameetrites võivad toimuda ka palju väiksematel ajaskaalal. Nii põhjustavad näiteks Päikesel esinevad rakud ja plasma väljavoolu erinevad kiirused päikesekrooni erinevatest piirkondadest planeetidevahelises ruumis planeetidevaheliste lööklainete tekkeni, mida iseloomustab kiiruse, tiheduse, rõhu ja temperatuuri järsk hüpe. . Kvalitatiivselt on nende moodustumise mehhanism näidatud joonisel fig. 4. Kui mistahes gaasi (näiteks päikeseplasma) kiire vool jõuab järele aeglasemale, tekib nende kokkupuutekohas gaasiparameetrite meelevaldne katkestus, millele kehtivad massi, impulsi ja energia jäävuse seadused. ei ole rahul. Sellist katkestust looduses eksisteerida ei saa ja see laguneb eelkõige kaheks lööklaineks (nendel olevad massi, impulsi ja energia jäävuse seadused viivad nn Hugoniot’ suheteni) ja tangentsiaalseks katkestuseks (sama jäävusseadused toovad kaasa rõhuni ja normaalkiiruse komponent peab olema pidev). Joonisel fig. 4 on see protsess näidatud sfääriliselt sümmeetrilise välklambi lihtsustatud kujul. Siinkohal tuleb märkida, et sellised konstruktsioonid, mis koosnevad edasisuunalisest lööklainest (ettelöögist), tangentsiaalsest katkendlikkusest ja teisest lööklainest (tagurpidi löök), liiguvad Päikesest eemale nii, et ettepoole suunatud löök liigub suurema kiirusega. kui päikesetuule kiirus, liigub tagurpidi löök Päikeselt päikesetuule kiirusest veidi väiksema kiirusega ja tangentsiaalne katkestuskiirus on võrdne päikesetuule kiirusega. Selliseid struktuure registreerivad regulaarselt kosmoseaparaatidele paigaldatud seadmed.

Päikesetuule parameetrite muutumise kohta koos kaugusega päikesest.

Päikesetuule kiiruse muutumise koos kaugusega Päikesest määravad kaks jõudu: päikese gravitatsioonijõud ja rõhumuutusega seotud jõud (rõhugradient). Kuna gravitatsioonijõud väheneb Päikesest kauguse ruudu võrra, siis suurtel heliotsentrilistel kaugustel on selle mõju tähtsusetu. Arvutused näitavad, et juba Maa orbiidil võib selle mõju, aga ka rõhugradiendi mõju tähelepanuta jätta. Seetõttu võib päikesetuule kiirust pidada peaaegu konstantseks. Samal ajal ületab see oluliselt heli kiirust (voog on hüperhelikiirus). Siis järeldub ülaltoodud päikesekrooni hüdrodünaamilise võrrandi põhjal, et tihedus r väheneb kui 1/ r 2. Ameerika kosmoseaparaadid Voyager 1 ja 2, Pioneer 10 ja 11, mis startisid 1970. aastate keskel ja asuvad nüüd Päikesest mitmekümne astronoomilise ühiku kaugusel, kinnitasid neid ideid päikesetuule parameetrite kohta. Nad kinnitasid ka Archimedese teoreetiliselt ennustatud Parkeri spiraali planeetidevahelise magnetvälja jaoks. Temperatuur ei järgi aga päikesekrooni laienedes adiabaatilise jahutuse seadust. Väga suurel kaugusel Päikesest kipub päikesetuul isegi kuumaks minema. Selline kuumenemine võib olla tingitud kahest põhjusest: plasma turbulentsiga seotud energia hajumine ja neutraalsete vesinikuaatomite mõju, mis tungivad päikesetuule Päikesesüsteemi ümbritsevast tähtedevahelisest keskkonnast. Teine põhjus toob kaasa ka päikesetuule mõningase aeglustumise suurtel heliotsentrilistel kaugustel, mis avastati ülalmainitud kosmoseaparaadil.

Järeldus.

Seega on päikesetuul füüsikaline nähtus, mis ei paku ainult puhtakadeemilist huvi, mis on seotud plasmas toimuvate protsesside uurimisega looduslikes kosmosetingimustes, vaid ka tegur, mida tuleb arvestada Maa läheduses toimuvate protsesside uurimisel. , kuna need protsessid mõjutavad ühel või teisel moel meie elu. Eelkõige mõjutavad Maa magnetosfääri ümber voolavad kiired päikesetuulevood selle struktuuri ning Päikesel toimuvad mittestatsionaarsed protsessid (näiteks rakud) võivad põhjustada magnettorme, mis häirivad raadiosidet ja mõjutavad inimeste heaolu. ilmastikutundlikud inimesed. Kuna päikesetuul pärineb päikesekroonist, on selle omadused Maa orbiidi piirkonnas hea indikaator praktilise inimtegevuse jaoks oluliste päikese-maa suhete uurimiseks. See on aga veel üks teadusliku uurimistöö valdkond, mida me selles artiklis ei puuduta.

Vladimir Baranov

Seda saab kasutada mitte ainult kosmosepurjekate propellerina, vaid ka energiaallikana. Päikesetuule kuulsaima rakenduse selles võimsuses pakkus esmakordselt välja Freeman Dyson, kes pakkus välja, et kõrgelt arenenud tsivilisatsioon võib luua tähe ümber kera, mis koguks endasse kogu selle kiirgava energia. Sellest lähtuvalt pakuti välja ka teine ​​meetod maaväliste tsivilisatsioonide otsimiseks.

Vahepeal pakkus Washingtoni ülikooli (Washingtoni osariigi ülikool) teadlaste meeskond eesotsas Brooks Harropiga (Brooks Harrop) välja praktilisema kontseptsiooni päikesetuuleenergia kasutamiseks – Dyson-Harropi satelliidid. Need on üsna lihtsad elektrijaamad, mis koguvad päikesetuule elektrone. Päikese poole suunatud pikk metallvarras on pingestatud, et tekitada magnetväli, mis tõmbab elektrone ligi. Teises otsas on elektronlõksu vastuvõtja, mis koosneb purjest ja vastuvõtjast.

Harropi arvutuste kohaselt suudab Maa orbiidil olev 300-meetrise varda, 1 cm jämeduse ja 10-meetrise lõksuga satelliit "koguda" kuni 1,7 MW. Sellest piisab umbes 1000 eramaja energiavarustuseks. Sama satelliit, kuid ühekilomeetrise varda ja 8400-kilomeetrise purjega, suudab "koguda" juba 1 miljard gigavatti energiat (10 27 W). Jääb vaid see energia Maale üle kanda, et hüljata kõik selle muud vormid.

Harropi meeskond teeb ettepaneku energia ülekandmiseks laserkiire abil. Kui aga satelliidi enda disain on üsna lihtne ja praegusel tehnikatasemel üsna teostatav, siis laseri "kaabli" loomine on siiski tehniliselt võimatu. Fakt on see, et päikesetuule tõhusaks kogumiseks peab Dyson-Harropi satelliit asuma väljaspool ekliptika tasapinda, mis tähendab, et see asub Maast miljonite kilomeetrite kaugusel. Sellisel kaugusel tekitab laserkiir tuhandete kilomeetrite läbimõõduga laigu. Piisava teravustamissüsteemi jaoks on vaja objektiivi läbimõõduga 10–100 meetrit. Lisaks ei saa välistada paljusid võimalikest süsteemitõrgetest tulenevaid ohte. Teisest küljest on energiat vaja ka kosmoses endas ja selle peamiseks allikaks võivad saada väikesed Dyson-Harropi satelliidid, mis asendavad päikesepaneele ja tuumareaktoreid.