Колко време отнема слънчевият вятър да достигне земята? слънчев вятър

През 1957 г. професорът от Чикагския университет Е. Паркър теоретично прогнозира явлението, наречено „слънчев вятър“. Отне две години тази прогноза да бъде потвърдена експериментално с помощта на инструменти, инсталирани на съветските космически кораби Луна-2 и Луна-3 от групата на K.I.Gringauz. Какво е това явление?

слънчев вятъре поток от напълно йонизиран водороден газ, обикновено наричан напълно йонизирана водородна плазма поради приблизително същата плътност на електрони и протони (условие на квазинеутралност), който се ускорява от Слънцето. В района на орбитата на Земята (на една астрономическа единица или 1 AU от Слънцето) нейната скорост достига средна стойност от V E » 400–500 km/sec при температура на протоните T E » 100 000 K и малко по-висока температура на електроните ( индекс “E” тук и по-нататък се отнася за орбитата на Земята). При такива температури скоростта е значително по-висока от скоростта на звука с 1 AU, т.е. Потокът на слънчевия вятър в района на земната орбита е свръхзвуков (или хиперзвуков). Измерената концентрация на протони (или електрони) е доста малка и възлиза на n E » 10–20 частици на кубичен сантиметър. В допълнение към протоните и електроните, в междупланетното пространство са открити алфа частици (от порядъка на няколко процента от концентрацията на протони), малко количество по-тежки частици, както и междупланетно магнитно поле. средна стойностчиято индукция се оказа от порядъка на няколко гама в орбитата на Земята (1g = 10 –5 гауса).

Крахът на идеята за статична слънчева корона.

Доста дълго време се смяташе, че всички звездни атмосфери са в състояние на хидростатично равновесие, т.е. в състояние, в което силата гравитационно привличанена дадена звезда се балансира от силата, свързана с градиента на налягането (промяната в налягането в атмосферата на звездата на разстояние rот центъра на звездата. Математически това равновесие се изразява като обикновено диференциално уравнение,

Където Ж– гравитационна константа, М* – маса на звездата, стри r – налягане и плътност на масата на известно разстояние rот звездата. Изразяване на плътността на масата от уравнението на състоянието за идеален газ

Р= r RT

чрез налягане и температура и интегриране на полученото уравнение, получаваме така наречената барометрична формула ( Р– газова константа), което в частния случай на постоянна температура Tизглежда като

Където стр 0 – представлява налягането в основата на атмосферата на звездата (при r = r 0). Тъй като преди работата на Паркър се смяташе, че слънчевата атмосфера, подобно на атмосферите на други звезди, е в състояние на хидростатично равновесие, нейното състояние се определя по подобни формули. Вземайки предвид необичайното и все още не напълно разбрано явление на рязко повишаване на температурата от приблизително 10 000 К на повърхността на Слънцето до 1 000 000 К в слънчевата корона, С. Чапман разработи теорията за статичната слънчева корона, която се предполагаше за плавен преход в локалната междузвездна среда, заобикаляща Слънчевата система. От това следва, че според идеите на С. Чапман Земята, извършвайки своите обороти около Слънцето, е потопена в статична слънчева корона. Тази гледна точка се споделя от астрофизиците от дълго време.

Паркър нанесе удар на тези вече установени идеи. Той обърна внимание на факта, че налягането в безкрайност (при r® Ґ), което се получава от барометричната формула, е почти 10 пъти по-голямо по величина от налягането, прието по това време за местната междузвездна среда. За да премахне това несъответствие, Е. Паркър предположи, че слънчевата корона не може да бъде в хидростатично равновесие, а трябва непрекъснато да се разширява в междупланетната среда, заобикаляща Слънцето, т.е. радиална скорост Vслънчевата корона не е нула. Освен това, вместо уравнението на хидростатичното равновесие, той предложи да се използва хидродинамично уравнение на движение на формата, където М E е масата на Слънцето.

За дадено разпределение на температурата T, като функция на разстоянието от Слънцето, решавайки това уравнение с помощта на барометричната формула за налягане и уравнението за запазване на масата във формата

може да се интерпретира като слънчевия вятър и именно с помощта на това решение с прехода от дозвуков поток (при r r *) до свръхзвукови (at r > r*) налягането може да се регулира Рс налягане в местната междузвездна среда и следователно това решение, наречено слънчев вятър, се извършва в природата.

Първите директни измервания на параметрите на междупланетната плазма, извършени на първия космически кораб, навлязъл в междупланетното пространство, потвърдиха правилността на идеята на Паркър за наличието на свръхзвуков слънчев вятър и се оказа, че вече в района на земната орбита скоростта на слънчевия вятър далеч надвишава скоростта на звука. Оттогава няма съмнение, че идеята на Чапман за хидростатичното равновесие на слънчевата атмосфера е погрешна и слънчевата корона непрекъснато се разширява със свръхзвукова скорост в междупланетното пространство. Малко по-късно астрономическите наблюдения показаха, че много други звезди имат „звездни ветрове“, подобни на слънчевия.

Въпреки факта, че слънчевият вятър беше прогнозиран теоретично въз основа на сферично симетричен хидродинамичен модел, самото явление се оказа много по-сложно.

Какъв е реалният модел на движение на слънчевия вятър?Дълго време слънчевият вятър се смяташе за сферично симетричен, т.е. независимо от слънчевата ширина и дължина. Тъй като космически корабДо 1990 г., когато беше изстрелян космическият кораб Ulysses, повечето от полетите бяха в равнината на еклиптиката и измерванията на такива космически кораби дадоха разпределение на параметрите на слънчевия вятър само в тази равнина. Изчисленията, базирани на наблюдения на отклонението на кометните опашки, показват приблизителна независимост на параметрите на слънчевия вятър от слънчевата ширина, но това заключение, базирано на кометни наблюдения, не е достатъчно надеждно поради трудностите при тълкуването на тези наблюдения. Въпреки че надлъжната зависимост на параметрите на слънчевия вятър беше измерена от инструменти, инсталирани на космически кораби, въпреки това тя беше или незначителна и свързана с междупланетни магнитно полеот слънчев произход или с краткотрайни нестационарни процеси на Слънцето (главно слънчеви изригвания).

Измерванията на параметрите на плазмата и магнитното поле в равнината на еклиптиката показаха, че в междупланетното пространство могат да съществуват така наречените секторни структури с различни параметри на слънчевия вятър и различни посоки на магнитното поле. Такива структури се въртят със Слънцето и ясно показват, че са следствие от подобна структура в слънчевата атмосфера, чиито параметри зависят от слънчевата дължина. Качествената четирисекторна структура е показана на фиг. 1.

В същото време наземните телескопи откриват общото магнитно поле на повърхността на Слънцето. Средната му стойност 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, слънчевите магнитни полета по някакъв начин взаимодействат със слънчевия вятър поради появата на пондеромоторна сила й ґ б. Тази сила е малка в радиална посока, т.е. практически няма ефект върху разпределението на радиалната компонента на слънчевия вятър, но проекцията й върху посока, перпендикулярна на радиалната посока, води до появата на тангенциална компонента на скоростта в слънчевия вятър. Въпреки че този компонент е с почти два порядъка по-малък от радиалния, той играе значителна роля в отстраняването на ъгловия импулс от Слънцето. Астрофизиците предполагат, че последното обстоятелство може да играе значителна 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 късен спектрален клас, хипотезата, че те предават въртящ моментпланети, формиращи се около тях. Разгледаният механизъм за загуба на ъглов импулс на Слънцето чрез изтичане на плазма от него при наличие на магнитно поле отваря възможността за преразглеждане на тази хипотеза.

Измерванията на средното магнитно поле не само в района на земната орбита, но и на големи хелиоцентрични разстояния (например на космическите кораби Voyager 1 и 2 и Pioneer 10 и 11) показаха, че в равнината на еклиптиката, почти съвпадаща с равнина на слънчевия екватор, неговата величина и посока са добре описани от формулите

получено от Паркър. В тези формули, които описват така наречената спирала на Паркер на Архимед, количествата б r, б j – съответно радиална и азимутална компонента на вектора на магнитната индукция, W – ъглова скорост на въртене на Слънцето, V– радиална компонента на слънчевия вятър, индекс „0“ се отнася до точката на слънчевата корона, в която е известна величината на магнитното поле.

Изстрелването от Европейската космическа агенция през октомври 1990 г. на космическия кораб Ulysses, чиято траектория е изчислена по такъв начин, че в момента да се върти около Слънцето в равнина, перпендикулярна на равнинатаеклиптиката, напълно промени идеята, че слънчевият вятър е сферично симетричен. На фиг. Фигура 2 показва разпределенията на радиалната скорост и плътността на протоните на слънчевия вятър, измерени на космическия кораб Ulysses, като функция на слънчевата ширина.

Тази фигура показва силна географска зависимост на параметрите на слънчевия вятър. Оказа се, че скоростта на слънчевия вятър се увеличава, а плътността на протоните намалява с хелиографската ширина. И ако в равнината на еклиптиката радиалната скорост е средно ~ 450 км/сек, а плътността на протоните е ~15 см–3, то например при 75° слънчева ширина тези стойности са ~700 км/сек и ~5 cm–3, съответно. Зависимостта на параметрите на слънчевия вятър от географската ширина е по-слабо изразена през периодите на минимум слънчева активност.

Нестационарни процеси в слънчевия вятър.

Моделът, предложен от Паркър, предполага сферичната симетрия на слънчевия вятър и независимостта на неговите параметри от времето (стационарност на разглежданото явление). Но процесите, протичащи на Слънцето, най-общо казано, не са стационарни и следователно слънчевият вятър не е стационарен. Характерните времена на промени в параметрите имат много различни мащаби. По-специално, има промени в параметрите на слънчевия вятър, свързани с 11-годишния цикъл на слънчева активност. На фиг. Фигура 3 показва средното (за 300 дни) динамично налягане на слънчевия вятър, измерено с помощта на космическите кораби IMP-8 и Voyager-2 (r V 2) в зоната на орбитата на Земята (на 1 AU) по време на един 11-годишен слънчев цикъл на слънчева активност (горната част на фигурата). В долната част на фиг. 3 показва промяната на числото слънчеви петназа периода от 1978 до 1991 г. (максималния брой съответства на максималната слънчева активност). Вижда се, че параметрите на слънчевия вятър се променят значително за характерно време от около 11 години. В същото време измерванията на космическия кораб Ulysses показаха, че такива промени се случват не само в равнината на еклиптиката, но и на други хелиографски ширини (на полюсите динамичното налягане на слънчевия вятър е малко по-високо, отколкото на екватора).

Промените в параметрите на слънчевия вятър могат да възникнат и в много по-малки времеви мащаби. Например слънчеви изригвания и различни скорости на изтичане на плазма от различни областиСлънчевата корона води до образуването на междупланетни ударни вълни в междупланетното пространство, които се характеризират с рязък скок на скоростта, плътността, налягането и температурата. Механизмът на тяхното образуване е показан качествено на фиг. 4. Когато бърз поток от всеки газ (например слънчева плазма) настигне по-бавен, в точката на техния контакт се появява произволна празнина в параметрите на газа, в която законите за запазване на масата, импулса и енергията не са удовлетворени. Такова прекъсване не може да съществува в природата и се разпада по-специално на две ударни вълни (при тях законите за запазване на масата, импулса и енергията водят до така наречените съотношения на Хюгонио) и тангенциално прекъсване (същите закони за запазване водят до факта, че върху него налягането и нормалната компонента на скоростта трябва да са непрекъснати). На фиг. 4 този процес е показан в опростена форма на сферично симетрично изригване. Тук трябва да се отбележи, че такива структури, състоящи се от предна ударна вълна, тангенциално прекъсване и втора ударна вълна (обратен удар), се движат от Слънцето по такъв начин, че предният удар се движи със скорост, по-голяма от скоростта на слънчевия вятър, обратният удар се движи от Слънцето със скорост, малко по-ниска от скоростта на слънчевия вятър, а скоростта на тангенциалния прекъсване е равна на скоростта на слънчевия вятър. Такива структури редовно се записват от инструменти, инсталирани на космически кораби.

Относно промените в параметрите на слънчевия вятър с разстоянието от слънцето.

Промяната в скоростта на слънчевия вятър с разстоянието от Слънцето се определя от две сили: силата на слънчевата гравитация и силата, свързана с промените в налягането (градиент на налягането). Тъй като силата на гравитацията намалява като квадрат на разстоянието от Слънцето, нейното влияние е незначително при големи хелиоцентрични разстояния. Изчисленията показват, че вече в орбитата на Земята неговото влияние, както и влиянието на градиента на налягането, могат да бъдат пренебрегнати. Следователно скоростта на слънчевия вятър може да се счита за почти постоянна. Освен това тя значително надвишава скоростта на звука (хиперзвуков поток). Тогава от горното хидродинамично уравнение за слънчевата корона следва, че плътността r намалява като 1/ r 2. Американските космически кораби Voyager 1 и 2, Pioneer 10 и 11, изстреляни в средата на 70-те години на миналия век и сега разположени на разстояние от Слънцето от няколко десетки астрономически единици, потвърдиха тези идеи за параметрите на слънчевия вятър. Те също потвърдиха теоретично прогнозираната спирала на Паркър Архимед за междупланетното магнитно поле. Температурата обаче не следва закона за адиабатното охлаждане, тъй като слънчевата корона се разширява. На много големи разстояния от Слънцето слънчевият вятър дори има тенденция да се затопля. Такова нагряване може да се дължи на две причини: разсейване на енергия, свързано с плазмената турбулентност и влиянието на неутралните водородни атоми, проникващи в слънчевия вятър от междузвездната среда, заобикаляща слънчевата система. Втората причина също води до известно спиране на слънчевия вятър на големи хелиоцентрични разстояния, засечени на гореспоменатия космически кораб.

Заключение.

По този начин слънчевият вятър е физическо явление, което е не само от чисто академичен интерес, свързан с изучаването на процесите в плазмата, намираща се в естествените условия на космическото пространство, но и фактор, който трябва да се вземе предвид при изучаването на процесите, протичащи в близост до Земята, тъй като тези процеси , в една или друга степен влияят на живота ни. По-специално, високоскоростните потоци на слънчевия вятър, протичащи около магнитосферата на Земята, влияят на нейната структура, а нестационарните процеси на Слънцето (например изригвания) могат да доведат до магнитни бури, които нарушават радиокомуникациите и засягат благосъстоянието на метеорологичните условия. чувствителни хора. Тъй като слънчевият вятър произхожда от слънчевата корона, неговите свойства в района на земната орбита са добър индикатор за изучаване на важни практически дейностичовек на слънчево-земни връзки. Това обаче е друга област научно изследване, които няма да засягаме в тази статия.

Владимир Баранов

Представете си, че сте чули думите на говорител на прогнозата за времето: „Утре вятърът рязко ще се усили. В тази връзка са възможни прекъсвания в работата на радиото, мобилните комуникации и интернет. Космическата мисия на САЩ беше отложена. В Северна Русия се очакват интензивни бури полярни сияния…».


Ще се изненадате: какви глупости, какво общо има вятърът? Но факт е, че сте пропуснали началото на прогнозата: „Вчера вечерта имаше изригване на Слънцето. Към Земята се движи мощен поток от слънчев вятър...”

Обикновеният вятър е движението на частици въздух (молекули на кислород, азот и други газове). Поток от частици също се втурва от Слънцето. Нарича се слънчев вятър. Ако не се задълбочите в стотици тромави формули, изчисления и разгорещени научни дебати, тогава като цяло картината изглежда така.

Вътре в нашето светило те отиват термоядрени реакции, нагрявайки тази огромна топка от газове. Температурата на външния слой, слънчевата корона, достига милион градуса. Това кара атомите да се движат толкова бързо, че когато се сблъскат, те се разбиват на парчета. Известно е, че нагрятият газ има тенденция да се разширява и да заема по-голям обем. Тук се случва нещо подобно. Частици от водород, хелий, силиций, сяра, желязо и други вещества се разпръскват във всички посоки.

Те набират все по-голяма скорост и достигат границите близо до Земята за около шест дни. Дори ако слънцето беше спокойно, скоростта на слънчевия вятър тук достига 450 километра в секунда. Е, когато слънчево изригване избълва огромен огнен балон от частици, тяхната скорост може да достигне 1200 километра в секунда! И „бризът“ не може да се нарече освежаващ - около 200 хиляди градуса.

Може ли човек да усети слънчевия вятър?

Наистина, след като непрекъснато се втурва поток от горещи частици, защо не усещаме как ни „духа“? Да кажем, че частиците са толкова малки, че кожата не усеща допира им. Но те не се забелязват и от земните инструменти. Защо?

Защото Земята е защитена от слънчевите вихри чрез своето магнитно поле. Потокът от частици сякаш тече около него и се втурва. Само в дните, когато слънчевите емисии са особено мощни, нашият магнитен щит изпитва трудности. Слънчев ураган го пробива и избухва в горните слоеве на атмосферата. Извънземните частици причиняват . Магнитното поле е рязко деформирано, синоптиците говорят за „ магнитни бури».


Заради тях космическите сателити излизат извън контрол. Самолетите изчезват от радарите. Радиовълните се смущават и комуникациите се прекъсват. В такива дни сателитните чинии се изключват, полетите се отменят и „комуникацията“ с космически кораби се прекъсва. В електрически мрежи, железопътни релси, тръбопроводи, a електричество. В резултат на това светофарите се включват сами, газопроводите ръждясват, а изключените електрически уреди изгарят. Освен това хиляди хора изпитват дискомфорт и се разболяват.

Космическите ефекти на слънчевия вятър могат да бъдат открити не само по време на слънчеви изригвания: въпреки че е по-слаб, той духа постоянно.

Отдавна е отбелязано, че опашката на кометата расте, когато тя се приближава до Слънцето. Той кара замръзналите газове, които образуват ядрото на кометата, да се изпарят. И слънчевият вятър отнася тези газове под формата на струя, винаги насочена в посока, обратна на Слънцето. Ето как земният вятър обръща дима от комина и му придава една или друга форма.

През годините на повишена активност излагането на Земята на галактически космически лъчи рязко спада. Слънчевият вятър набира такава сила, че просто ги помита към покрайнините на планетарната система.

Има планети, които имат много слабо магнитно поле или дори никакво (например на Марс). Нищо не пречи на слънчевия вятър да се развихри тук. Учените смятат, че именно той в продължение на стотици милиони години почти е „издухвал“ атмосферата му от Марс. Поради това оранжевата планета загуби пот и вода и, вероятно, живи организми.

Къде затихва слънчевият вятър?

Все още никой не знае точния отговор. Частиците летят до покрайнините на Земята, набирайки скорост. След това постепенно спада, но вятърът сякаш достига до най-отдалечените ъгли слънчева система. Някъде там той отслабва и се забавя от разредената междузвездна материя.

Засега астрономите не могат да кажат точно на колко разстояние се случва това. За да отговорите, трябва да хванете частици, летящи все по-далеч от Слънцето, докато спрат да се срещат. Между другото, границата, където това се случва, може да се счита за границата на Слънчевата система.


Космическите кораби, които периодично се изстрелват от нашата планета, са оборудвани с уловители на слънчевия вятър. През 2016 г. потоците на слънчевия вятър бяха заснети на видео. Кой знае дали той няма да стане толкова познат „персонаж“ в прогнозите за времето, колкото нашият стар приятел – земният вятър?

Постоянен радиален поток от слънчева плазма. корони в междупланетно производство. Потокът от енергия, идващ от дълбините на Слънцето, нагрява плазмата на короната до 1,5-2 милиона K. DC. отоплението не се балансира от загуба на енергия поради радиация, тъй като короната е малка. Излишната енергия означава. степени се отнасят от С. век. (=1027-1029 erg/s). Следователно короната не е в хидростатично положение. равновесие, то непрекъснато се разширява. Според състава на С. век. не се различава от коронната плазма (слънчевата плазма съдържа главно протони, електрони, някои хелиеви ядра, йони на кислород, силиций, сяра и желязо). В основата на короната (10 хиляди км от фотосферата на Слънцето) частиците имат радиален радиал от порядъка на стотици m/s, на разстояние няколко. слънчева радиуси тя достига скоростта на звука в плазмата (100 -150 km/s), близо до земната орбита скоростта на протоните е 300-750 km/s, а техните пространства. - от няколко ч-ц до няколко десетки часовев 1 cm3. С помощта на междупланетното пространство. станции се установи, че до орбитата на Сатурн плътността поток h-cС.в. намалява по закона (r0/r)2, където r е разстоянието от Слънцето, r0 е началното ниво. С.в. носи със себе си примките на слънчевите електропроводи. маг. полета, които формират междупланетното магнитно поле. . Комбинация от радиални движения ч-цС.в. с въртенето на Слънцето придава на тези линии формата на спирали. Мащабна структура на маг. Полетата в близост до Слънцето имат формата на сектори, в които полето е насочено от Слънцето или към него. Размерът на кухината, заета от S. v., не е точно известен (радиусът му очевидно е не по-малък от 100 AU). В границите на тази кухина има динамика С.в. трябва да се балансира от налягането на междузвездния газ, галактически. маг. полета и галактика пространство лъчи. В близост до Земята сблъсъкът на потока h-c S. v. с геомагнитни поле генерира стационарен ударна вълнапред земната магнитосфера (от страната на Слънцето, фиг.).

С.в. тече около магнитосферата, така да се каже, ограничавайки нейното разпространение в пространството. Промени в слънчевата интензивност, свързани със слънчеви изригвания, явления. основен причина за геомагнитни смущения. полета и магнитосфера (магнитни бури).

Зад Слънцето губи от север. =2X10-14 част от неговата маса Msol. Естествено е да се предположи, че изтичане на материя, подобно на S.E., съществува и при други звезди (""). Тя трябва да бъде особено интензивна в масивни звезди (с маса = няколко десетки Msolns) и с високи температури на повърхността (= 30-50 хиляди К) и в звезди с разширена атмосфера (червени гиганти), тъй като в първия случай, частиците на силно развитата звездна корона имат достатъчно висока енергия, за да преодолеят гравитацията на звездата, а във втория параболичната енергия е ниска. скорост (бързина на бягство; (вижте СКОРОСТИТЕ НА КОСМИЧЕСТВОТО)). Средства. Загубите на маса със звезден вятър (= 10-6 Msol/година и повече) могат значително да повлияят на еволюцията на звездите. На свой ред звездният вятър създава „мехурчета“ от горещ газ в междузвездната среда - източници на рентгенови лъчи. радиация.

Физически енциклопедичен речник. - М.: Съветска енциклопедия. . 1983 .

СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР - непрекъснат поток от плазма от слънчев произход, Слънцето) 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 веществото на короната и короната се разширява.

Първото свидетелство за съществуването на пост. плазмените потоци от Слънцето са получени от L. Л. Бирман през 50-те години. върху анализа на силите, действащи върху плазмените опашки на комети. През 1957 г. Ю. Паркър (E. Parker), анализирайки условията на равновесие на материята на короната, показа, че короната не може да бъде в хидростатични условия. ср. характеристики на S. v. са дадени в табл. 1. С. тече. могат да бъдат разделени на два класа: бавни - със скорост 300 км/с и бързи - със скорост 600-700 км/с. Бързите потоци идват от областите на слънчевата корона, където е структурата на магнитното поле. полетата са близки до радиалните. коронални дупки. Бавни потоцистр. V. очевидно са свързани с областите на короната, в които има, следователно, Таблица 1. - Средни характеристики на слънчевия вятър в околоземна орбита

Таблица 2.- Относително химичен съставСлънчев вятър

В допълнение към основното компоненти на слънчевата вода - протони и електрони, открити са и частици в състава й. Измервания на йонизация. температура на йони S. v. правят възможно определянето на електронната температура на слънчевата корона.

През Н. век. се наблюдават разлики. видове вълни: Ленгмюр, свистящи, йонно-акустични, вълни в плазма). Някои от вълните от тип Alfven се генерират на Слънцето, а някои се възбуждат в междупланетната среда. Генерирането на вълни изглажда отклоненията на функцията на разпределение на частиците от максвеловата и в комбинация с влиянието на магнетизма. полета към плазмата води до факта, че S. v. Дръж се като континуум. Вълните от тип Alfvén играят голяма роля в ускоряването на малки компоненти на S.

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

Поток N. в. е свръхзвукова по отношение на скоростите на тези видове вълни, които осигуряват еф. пренос на енергия до С. век. (Алвен, звук). Алвен и звук Число на Мах С. V. 7. Когато тече около северната страна. препятствия, способни ефективно да го отклонят (магнитни полета на Меркурий, Земята, Юпитер, Сатурн или проводящите йоносфери на Венера и, очевидно, Марс), се образува отклоняваща се ударна вълна. вълни, което му позволява да тече около препятствие. По същото време през Сев.в. образува се кухина - магнитосферата (собствена или индуцирана), формата и размерите на формата се определят от баланса на магнитното налягане. полетата на планетата и налягането на протичащия плазмен поток (вж. Магнитосферата на Земята, Магнитосферите на планетите).В случай на взаимодействие със S. v. с непроводимо тяло (например Луната), ударна вълна не възниква. Плазменият поток се абсорбира от повърхността и зад тялото се образува кухина, постепенно запълнена с плазма С. V.

Стационарният процес на изтичане на коронна плазма се наслагва от нестационарни процеси, свързани с пламъци на Слънцето.При силни факели се отделят вещества от дъното. области на короната в междупланетната среда. Магнитни вариации).

Ориз. 2. Разпространение на междупланетна ударна вълна и изхвърляне от слънчево изригване. Стрелките показват посоката на движение на плазмата на слънчевия вятър,

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

Разширяването на слънчевата корона се описва чрез система от уравнения за запазване на масата, v k) в някаква критична точка. разстояние R до и последващо разширение със свръхзвукова скорост. Това решение дава изчезващо малка стойност на налягането в безкрайността, което прави възможно съгласуването му с ниското налягане на междузвездната среда. Този тип поток е наречен S. от Ю. Паркър. , където m е масата на протона, е адиабатният показател и е масата на Слънцето. На фиг. Фигура 4 показва промяната в скоростта на разширение от хелиоцентрична. топлопроводимост, вискозитет,

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

С.в. осигурява основното изтичане на топлинна енергия от короната, тъй като пренос на топлина към хромосферата, ел.-магн. корони и електронна топлопроводимостстр. V. са недостатъчни за установяване на топлинния баланс на короната. Електронната топлопроводимост осигурява бавно понижаване на температурата на околната среда. с разстояние. светимост на Слънцето.

С.в. пренася короналното магнитно поле със себе си в междупланетната среда. поле. Силовите линии на това поле, замръзнали в плазмата, образуват междупланетно магнитно поле. (IMF) Въпреки че интензитетът на IMF е нисък и енергийната му плътност е около 1% от кинетичната плътност. енергия на слънчевата енергия, тя играе важна роля в термодинамиката. V. и в динамиката на взаимодействията на S. v. с телата на слънчевата система, както и с потоците на север. помежду си. Комбинация от разширяване на S. век. с въртенето на Слънцето води до факта, че маг. силовите линии, замръзнали на север от века, имат формата B R и азимутални магнитни компоненти. полетата се променят по различен начин с разстояние близо до равнината на еклиптиката:

къде е анг. скорост на въртене на слънцето, И -радиален компонент на скоросттаC. c., индекс 0 съответства на първоначалното ниво. На разстоянието от земната орбита ъгълът между магнитната посока. полета и Роколо 45°. При големи L магнитни.

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

С. в., възникващи над райони на Слънцето с разл. магнитна ориентация полета, скорост, temp-pa, концентрация на частици и др.) също в срв. се променят естествено в напречното сечение на всеки сектор, което е свързано със съществуването на бърз поток от слънчева вода в сектора. Границите на секторите обикновено се намират в бавния поток на Северния век. Най-често се наблюдават 2 или 4 сектора, въртящи се със Слънцето. Тази структура, образувана при издърпване на S. голям мащабмагн. коронни полета, могат да се наблюдават за няколко. обороти на Слънцето. Секторната структура на МВФ е следствие от наличието на токов слой (ТС) в междупланетната среда, който се върти заедно със Слънцето. TS създава магнитен прилив. полета - радиални МВФ имат различни знациот противоположните страни на автомобила. Този TC, предсказан от H. Alfven, преминава през тези части на слънчевата корона, които са свързани с активни региони на Слънцето, и разделя тези региони от различните. 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 ТК в спирала (фиг. 6). Намирайки се близо до равнината на еклиптиката, наблюдателят се оказва над или под TS, поради което попада в сектори с различни знаци на радиалния компонент на IMF.

Близо до Слънцето на север. има надлъжни и ширинни градиенти на скоростта на безсблъсъчните ударни вълни (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 слънчевия екватор 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 слънчевия вятър, линиите със стрелки показват линиите на магнитното поле, пунктираните линии показват границите на сектора (пресечната точка на чертожната равнина с текущия слой).

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

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

Лит.:Паркър Е. Н., Динамика в междупланетната среда, О. Л. Вайсберг.

Физическа енциклопедия. В 5 тома. - М.: Съветска енциклопедия. Главен редактор А. М. Прохоров. 1988 .

Вижте какво е "SOLAR WIND" в други речници:

СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР, поток от плазма от слънчевата корона, който изпълва Слънчевата система до разстояние от 100 астрономически единици от Слънцето, където налягането на междузвездната среда балансира динамичното налягане на потока. Основният състав е протони, електрони, ядра... Съвременна енциклопедия

СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР, постоянен поток от ускорени заредени частици (главно протони и електрони) висока температураслънчевата CORONA до скорости, достатъчно високи, за да могат частиците да преодолеят гравитацията на Слънцето. Слънчевият вятър отклонява... Научно-технически енциклопедичен речник

СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР- непрекъснат поток от плазма от слънчев произход, разпространяващ се приблизително радиално от Слънцето и изпълващ Слънчевата система до хелиоцентрика. разстояния R ~ 100 a. e. S. v. се образува по време на газодинамиката. разширяване на слънчевата корона (вж слънце)в междупланетното пространство. При високи температури, които съществуват в слънчевата корона (1,5 * 10 9 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 комети. През 1957 г. Ю. Паркър (E. Parker), анализирайки условията на равновесие на материята на короната, показа, че короната не може да бъде в хидростатични условия. равновесие, както се предполагаше по-рано, но трябва да се разшири и това разширение, при съществуващите гранични условия, трябва да доведе до ускоряване на короналната материя до свръхзвукови скорости (виж по-долу). За първи път в съветския космически кораб е регистриран плазмен поток от слънчев произход. космически кораб "Луна-2" през 1959 г. Съществуване пост. изтичането на плазма от Слънцето беше доказано в резултат на многомесечни измервания в Америка. пространство апаратът Mariner 2 през 1962 г.

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

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

Таблица 2.- Относителен химичен състав на слънчевия вятър

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

Слънчевият вятър и магнитосферата на Земята.

Слънчев вятър ( Слънчев вятър) - поток от мега-йонизирани частици (главно хелиево-водородна плазма), изтичащи от слънчевата корона със скорост 300-1200 km/s в околното космическо пространство. Той е един от основните компоненти на междупланетната среда.

Няколко природен феноменсвързани със слънчевия вятър, включително явления на космическото време като магнитни бури и полярни сияния.

Понятията „слънчев вятър“ (поток от йонизирани частици, който пътува от Слънцето до Земята за 2-3 дни) и „слънчева светлина“ (поток от фотони, който пътува от Слънцето до Земята средно за 8 минути 17 секунди) не трябва да се бърка. По-специално, това е ефектът от натиска слънчева светлина(не вятър) се използва в така наречените проекти за слънчеви платна. Формата на двигателя за използване на импулса на йони на слънчевия вятър като източник на тяга е електрическо платно.

История

Предположението за съществуването на постоянен поток от частици, летящи от Слънцето, е направено за първи път от британския астроном Ричард Карингтън. През 1859 г. Карингтън и Ричард Ходжсън наблюдават независимо един от друг това, което по-късно се нарича слънчево изригване. На следващия ден това се случи геомагнитна буря, а Карингтън предложи връзка между тези явления. По-късно Джордж Фицджералд предполага, че материята периодично се ускорява от Слънцето и достига Земята за няколко дни.

През 1916 г. норвежкият изследовател Кристиан Биркеланд пише: „От физическа гледна точка е най-вероятно слънчевите лъчи да не са нито положителни, нито отрицателни, а и двете.“ С други думи, слънчевият вятър се състои от отрицателни електрони и положителни йони.

Три години по-късно, през 1919 г., Фридерик Линдеман също предлага, че частиците с двата заряда, протони и електрони, идват от Слънцето.

През 30-те години на миналия век учените определят, че температурата на слънчевата корона трябва да достигне милион градуса, тъй като короната остава достатъчно ярка на голямо разстояние от Слънцето, което се вижда ясно по време на слънчеви затъмнения. По-късните спектроскопски наблюдения потвърдиха това заключение. В средата на 50-те години британският математик и астроном Сидни Чапман определя свойствата на газовете при такива температури. Оказа се, че газът става отличен проводник на топлина и трябва да я разсейва в космоса извън орбитата на Земята. По същото време немският учен Лудвиг Бирман се заинтересува от факта, че опашките на кометите винаги сочат встрани от Слънцето. Биерман постулира, че Слънцето излъчва постоянен поток от частици, които оказват натиск върху газа около кометата, образувайки дълга опашка.

През 1955 г. съветските астрофизици С. К. Всехсвятски, Г. М. Николски, Е. А. Пономарев и В. И. Чередниченко показаха, че разширената корона губи енергия чрез радиация и може да бъде в състояние на хидродинамично равновесие само при специално разпределение на мощни вътрешни енергийни източници. Във всички останали случаи трябва да има поток от материя и енергия. Този процес служи като физическа основа за важен феномен- „динамична корона“. Големината на потока на материята беше оценена от следните съображения: ако короната беше в хидростатично равновесие, тогава височините на хомогенната атмосфера за водород и желязо биха били в съотношение 56/1, тоест железните йони не трябва да бъдат наблюдавани в далечната корона. Но това не е вярно. Желязото свети в цялата корона, като FeXIV се наблюдава в по-високи слоеве от FeX, въпреки че кинетичната температура е по-ниска там. Силата, която поддържа йоните в "окачено" състояние, може да бъде импулсът, предаван по време на сблъсъци от възходящия поток от протони към железните йони. От условието за баланса на тези сили е лесно да се намери протонният поток. Оказа се същото, както следва от хидродинамичната теория, което впоследствие беше потвърдено от преки измервания. За 1955 г. това е значително постижение, но тогава никой не вярва в „динамичната корона“.

Три години по-късно Юджийн Паркър заключава, че горещият поток от Слънцето в модела на Чапман и потокът от частици, издухващ кометните опашки в хипотезата на Биерман, са две проявления на едно и също явление, което той нарича "Слънчев вятър". Паркър показа, че въпреки че слънчевата корона е силно привлечена от Слънцето, тя провежда топлина толкова добре, че остава гореща на голямо разстояние. Тъй като привличането му отслабва с отдалечаване от Слънцето, от горната корона започва свръхзвуково изтичане на материя в междупланетното пространство. Нещо повече, Паркър беше първият, който посочи, че ефектът от отслабването на гравитацията има същия ефект върху хидродинамичния поток като дюзата на Лавал: тя произвежда преход на потока от дозвукова към свръхзвукова фаза.

Теорията на Паркър е силно критикувана. Статията, изпратена до Astrophysical Journal през 1958 г., беше отхвърлена от двама рецензенти и само благодарение на редактора, Субраманиан Чандрасекар, стигна до страниците на списанието.

Въпреки това, през януари 1959 г., първите директни измервания на характеристиките на слънчевия вятър (Константин Грингауз, ИКИ РАН) са извършени от съветската Луна-1, използвайки сцинтилационен брояч и газов йонизационен детектор, инсталиран на него. Три години по-късно същите измервания са извършени от американката Марсия Нойгебауер по данни от станцията Маринър 2.

И все пак ускорението на вятъра до високи скорости все още не беше разбрано и не можеше да бъде обяснено от теорията на Паркър. Първите числени модели на слънчевия вятър в короната, използващи уравнения на магнитната хидродинамика, са създадени от Pneumann и Knopp през 1971 г.

В края на 90-те години, използвайки ултравиолетовия коронален спектрометър ( Ултравиолетов коронален спектрометър (UVCS) ) на борда са извършени наблюдения на зони, където се появява бърз слънчев вятър на слънчевите полюси. Оказа се, че ускорението на вятъра е много по-голямо от очакваното въз основа на чисто термодинамично разширение. Моделът на Паркър прогнозира, че скоростта на вятъра става свръхзвукова на височина от 4 слънчеви радиуса от фотосферата и наблюденията показват, че този преход се случва значително по-ниско, при приблизително 1 слънчев радиус, потвърждавайки, че има допълнителен механизъм за ускоряване на слънчевия вятър.

Характеристики

Хелиосферният токов слой е резултат от влиянието на въртящото се магнитно поле на Слънцето върху плазмата в слънчевия вятър.

Поради слънчевия вятър Слънцето губи около един милион тона материя всяка секунда. Слънчевият вятър се състои основно от електрони, протони и хелиеви ядра (алфа частици); ядрата на други елементи и нейонизираните частици (електрически неутрални) се съдържат в много малки количества.

Въпреки че слънчевият вятър идва от външния слой на Слънцето, той не отразява действителния състав на елементите в този слой, тъй като в резултат на процесите на диференциация съдържанието на някои елементи се увеличава, а някои намалява (FIP ефект).

Интензивността на слънчевия вятър зависи от промените в слънчевата активност и нейните източници. Дългосрочните наблюдения в орбитата на Земята (на около 150 милиона км от Слънцето) показват, че слънчевият вятър е структуриран и обикновено се разделя на спокоен и смутен (спорадичен и повтарящ се). Спокойните потоци, в зависимост от скоростта, се разделят на два класа: бавен(приблизително 300-500 km/s около земната орбита) и бърз(500-800 km/s около земната орбита). Понякога стационарният вятър се отнася до областта на слоя на хелиосферния ток, който разделя области с различна полярност на междупланетното магнитно поле и по своите характеристики е близък до бавния вятър.

Бавен слънчев вятър

Бавният слънчев вятър се генерира от „тихата“ част на слънчевата корона (областта на короналните стримери) по време на газодинамичното й разширение: при температура на короната от около 2 10 6 K, короната не може да бъде в условия на хидростатично равновесие , и това разширение, при съществуващите гранични условия, трябва да доведе до ускоряване на коронарните вещества до свръхзвукови скорости. Нагряването на слънчевата корона до такива температури се дължи на конвективния характер на преноса на топлина в слънчевата фотосфера: развитието на конвективна турбулентност в плазмата е придружено от генериране на интензивни магнитозвукови вълни; от своя страна, когато се разпространяват в посока на намаляване на плътността на слънчевата атмосфера, звуковите вълни се трансформират в ударни вълни; ударните вълни се абсорбират ефективно от материята на короната и я нагряват до температура от (1-3) 10 6 К.

Бърз слънчев вятър

Потоците от повтарящ се бърз слънчев вятър се излъчват от Слънцето в продължение на няколко месеца и имат период на връщане, когато се наблюдават от Земята, от 27 дни (периода на въртене на Слънцето). Тези потоци са свързани с коронални дупки - области на короната с относително ниска температура (приблизително 0,8·10 6 К), намалена плътност на плазмата (само една четвърт от плътността на тихите области на короната) и магнитно поле, радиално към слънцето.

Нарушени потоци

Нарушените потоци включват междупланетни прояви на изхвърляне на коронална маса (CMEs), както и региони на компресия пред бързи CMEs (наречени Sheath в английската литература) и пред бързи потоци от коронални дупки (наречени Corotating interakcijен регион - CIR в английската литература) . Около половината от наблюденията на Sheath и CIR може да имат междупланетна ударна вълна пред тях. Именно при нарушени видове слънчев вятър междупланетното магнитно поле може да се отклони от равнината на еклиптиката и да съдържа компонент на южното поле, което води до много ефекти на космическото време (геомагнитна активност, включително магнитни бури). По-рано се смяташе, че нарушените спорадични потоци са причинени от слънчеви изригвания, но сега се смята, че спорадичните потоци в слънчевия вятър са причинени от коронални изхвърляния. В същото време трябва да се отбележи, че както слънчевите изригвания, така и короналните изхвърляния са свързани с едни и същи енергийни източници на Слънцето и има статистическа връзка между тях.

Според времето за наблюдение на различни широкомащабни видове слънчев вятър, бързите и бавните потоци представляват около 53%, хелиосферният токов слой 6%, CIR - 10%, CME - 22%, Sheath - 9%, а съотношението между времето за наблюдение на различните видове варира значително в активността на слънчевия цикъл.

Феномени, генерирани от слънчевия вятър

Поради високата проводимост на плазмата на слънчевия вятър, слънчевото магнитно поле се замразява в изходящите вятърни потоци и се наблюдава в междупланетната среда под формата на междупланетно магнитно поле.

Слънчевият вятър образува границата на хелиосферата, поради което предотвратява проникването в нея. Магнитното поле на слънчевия вятър значително отслабва идващите отвън галактически космически лъчи. Локално нарастване на междупланетното магнитно поле води до краткотрайни намаления на космическите лъчи, Форбуш намалява, а мащабните намаления на полето водят до дългосрочните им увеличения. Така през 2009 г., по време на период на продължителна минимална слънчева активност, интензивността на радиацията в близост до Земята се е увеличила с 19% спрямо всички наблюдавани преди това максимуми.

Слънчевият вятър поражда явления в Слънчевата система, които имат магнитно поле, като магнитосферата, полярните сияния и радиационните пояси на планетите.