Šta je kosmički vjetar. Sunčan vjetar. Slom koncepta statičke solarne korone

sunčan vjetar

- kontinuirani protok plazme sunčevog porijekla, koji se približno radijalno širi od Sunca i puni Solarni sistem do heliocentričnog udaljenosti ~ 100 AU S.v. nastaje kada je dinamicna. širenje u međuplanetarni prostor. Pri visokim temperaturama, raž postoji u sunčevoj koroni (K), pritisak prekrivajućih slojeva ne može uravnotežiti pritisak gasa u koronskoj materiji, a korona se širi.

Prve dokaze o postojanju stalnog protoka plazme sa Sunca dobio je L. Birman (Zapadna Njemačka) 1950-ih. o analizi sila koje djeluju na plazemske repove kometa. 1957. Y. Parker (SAD), analizirajući uvjete ravnoteže koronske materije, pokazao je da korona ne može biti u hidrostatičkim uvjetima. ravnoteža, kao što se prethodno pretpostavljalo, ali bi se trebala proširiti, a ovo širenje pod postojećim graničnim uvjetima trebalo bi dovesti do ubrzanja koronalne materije do nadzvučne brzine.

Prosječne karakteristike S. dati su u tabeli. 1. Po prvi put je zabilježen protok plazme solarnog porijekla na drugoj sovjetskoj letjelici. raketa "Luna-2" 1959. godine. Postojanje stalnog odliva plazme sa Sunca dokazano je kao rezultat višemesečnih merenja na Ameru. AMS "Mariner-2" 1962. godine

Tabela 1. Prosječne karakteristike sunčevog vjetra u Zemljinoj orbiti

Brzina	400 km / s
Gustina protona	6 cm -3
Temperatura protona	TO
Elektronska temperatura	TO
Jačina magnetnog polja	E
Gustina protonskog fluksa	cm -2 s -1
Gustina protoka kinetičke energije	0,3 ergcm -2 s -1

S.v. tokovi mogu se podijeliti u dvije klase: sporo - brzinom od km / s i brzo - brzinom od 600-700 km / s. Brzi tokovi izviru iz područja korone u kojima je magnetno polje blizu radijalnog. Neka od ovih područja yavl. ... Spori potoci S.v. povezana, očigledno, s područjima krune, gdje postoji sredstvo. tangencijalna komponenta magn. polja.

Pored glavnih komponenti S.V. - protoni i elektroni, u svom sastavu takođe nalaze -čestice, visoko jonizovani joni kiseonika, silicijuma, sumpora, gvožđa (slika 1). Analizirajući plinove zarobljene u folijama izloženim na Mjesecu, pronađeni su atomi Ne i Ar. Prosječna hem. sastav S.V. dato je u tabeli. 2

Tabela 2. Relativni hemijski sastav solarnog vjetra

Element	Relativni sadržaj
H	0,96
3 He
4 He	0,04
O
Ne
Si
Ar
Fe

Jonizacija. stanje materije C. odgovara nivou u koroni gdje vrijeme rekombinacije postaje kratko u odnosu na vrijeme ekspanzije, tj. na daljinu. Mjerenja jonizacije temperatura jona S.v. omogućuju vam određivanje elektroničke temperature solarne korone.

S.v. sa sobom u međuplanetarni medij nosi krunični magn. polje. Linije sile ovog polja zamrznute u plazmi čine međuplanetarni magn. polje (MMP). Iako je intenzitet MMF-a nizak, a gustina energije približno. 1% kinetike. energije SV, igra važnu ulogu u termodinamici SV. i u dinamici interakcija S.V. sa tijelima Sunčevog sistema i potocima S. između sebe. C.V. kombinacija ekspanzije rotacijom sunca dovodi do činjenice da magn. energetski lionije smrznute na sjeverozapadu imaju oblik u blizini spirala Arhimeda (slika 2). Radijalna i azimutna komponenta magn. polja u blizini ekliptičke ravni mijenjaju se s udaljenošću:
,
Gde R - heliocentričan. udaljenost, - ugaona brzina rotacije Sunca, u R - radijalna komponenta brzine SV, indeks "0" odgovara početnom nivou. Na udaljenosti Zemljine orbite, kut između pravaca magn. polja i pravac prema Suncu, u velikom heliocentričnom položaju. Udaljenost MMF-a je gotovo okomita na pravac prema Suncu.

SV koji nastaje nad oblastima Sunca sa različitim orijentacijama magneta. polja, formira tokove u različito orijentisanom MMF-u - tzv. interplanetarno magnetno polje.

U S.V. uočavaju se razne vrste valova: Langmuir, zviždači, jonsko-akustični, magnetozvučni i drugi (vidi). Neki od valova nastaju na Suncu, neki se pobuđuju u međuplanetarnom mediju. Generiranje valova izravnava odstupanja funkcije raspodjele čestica od maksuelovske i dovodi do činjenice da S.V. ponaša se kao kontinuirani medij. Talasi tipa Alfvén igraju važnu ulogu u ubrzanju malih komponenata SW. i u formiranju funkcije distribucije protona. U S.V. postoje i kontaktni i rotacijski diskontinuiteti karakteristični za magnetiziranu plazmu.

Stream S.v. yavl. nadzvučni u odnosu na brzinu tih vrsta valova, to-raj osigurava efikasan prenos energije u S.V. (Alfvén, zvučni i magnetozvučni talasi), Alfvén i zvučni Mahovi brojevi S.v. u Zemljinoj orbiti. Kada je S.v. prepreke sposobne za efikasno skretanje S.V. (magnetska polja Merkura, Zemlje, Jupitera, Stourna ili provodne jonosfere Venere i, očigledno, Marsa), formira se pramčani udarni val. S.v. usporava i zagrijava se na prednjem dijelu udarca, što mu omogućava da struji oko prepreke. Štaviše, u S. formira se šupljina - magnetosfera (unutarnja ili indukovana), oblik i veličina reza određuju se ravnotežom pritiska magn. polja planete i pritisak protoka plazme (vidi). Poziva se sloj zagrijane plazme između udarnog vala i usmjerene prepreke. prelazno područje. Temperatura jona na prednjem dijelu udarnog vala može se povećati za 10-20 puta, a elektrona za 1,5-2 puta. Udarni val , termalizacija protoka osigurana je kolektivnim plazma procesima. Debljina fronta udara je ~ 100 km i određena je brzinom porasta (magnetozvučni i / ili niži hibrid) tokom interakcije upadnog toka i dijela protoka iona koji se odbija od fronte. U slučaju interakcije S.V. kod neprovodljivog tijela (Mjeseca) ne nastaje udarni talas: površinu apsorbira protok plazme, a površina se postepeno ispunjava plazmom iza tijela. šupljina.

Stacionarni proces odljeva koronske plazme nadređen je nestacionarnim procesima povezanim sa. Sa jakim sunčevim bljeskovima, materija se izbacuje iz donjih područja korone u međuplanetarni medij. U ovom slučaju se također formira udarni val (slika 3), koji se postepeno usporava krećući se kroz plazmu SW. Dolazak udarnog vala na Zemlju dovodi do kompresije magnetosfere, nakon čega razvoj magneta obično započinje. oluje.

Urbacija koja opisuje širenje solarne korone može se dobiti iz sistema jednačina za očuvanje mase i ugaone količine gibanja. Rješenja ove jednadžbe, koja opisuju različitu prirodu promjene brzine s udaljenošću, prikazana su na sl. 4. Otopine 1 i 2 odgovaraju malim brzinama u osnovi krune. Izbor između ova dva rješenja određen je uvjetima u beskonačnosti. Rješenje 1 odgovara niskim brzinama širenja korone ("solarni povjetarac", prema J. Chamberlainu, SAD) i daje visoke vrijednosti pritiska u beskonačnosti, tj. nailazi na iste poteškoće kao i statički model. krunice. Rješenje 2 odgovara prijelazu brzine širenja kroz vrijednost brzine zvuka ( v K) na neke kritične. razdaljina R K i naknadno širenje nadzvučnom brzinom. Ovo rješenje daje iščezavajuće malu vrijednost pritiska u beskonačnosti, što omogućava usklađivanje s malim pritiskom međuzvjezdane sredine. Parker je ovu vrstu struje nazvao solarnim vjetrom. Kritično tačka je iznad površine Sunca ako je temperatura korone manja od određene kritične vrijednosti. vrijednosti gdje m - protonska masa, - adijabatski eksponent. Na sl. 5 prikazuje promjenu brzine širenja od heliocentrične. udaljenost ovisno o temperaturi izotermna izotropna korona. Naknadni modeli S.V. uzeti u obzir varijacije temperature krunice s udaljenošću, dvofilnu prirodu medija (elektroni i protonski plinovi), toplotnu provodljivost, viskoznost i nesferično širenje. Pristup supstanci S.v. kako kontinuirani medij opravdava prisustvo MMF-a i kolektivna priroda interakcije plazme visokog pritiska, uzrokovane raznim vrstama nestabilnosti. S.v. pruža osnovne odliv toplotne energije iz krunice, jer prenos toplote u hromosferu, elektromagnet. zračenje jako jonizovane koronske materije i elektronska toplotna provodljivost S. nedovoljno za uspostavljanje toplotne. ravnoteža krune. Elektronska toplotna provodljivost omogućava polako smanjenje temperature S.H. sa daljinom. S.v. ne igra značajniju ulogu u energiji Sunca u cjelini, budući da energetski tok koji se njime odnosi je ~ 10 -8

Stalni radijalni protok solarne plazme. korona u interplanetarnoj proizvodnji. Protok energije koja dolazi iz unutrašnjosti Sunca zagrijava koronsku plazmu na 1,5-2 miliona K. Konstanta. grijanje nije uravnoteženo gubitkom energije zbog zračenja, jer je korona mala. Višak energije znači. stepeni su odneseni S.-ovim ch-tsom. (\u003d 1027-1029 erg / s). Kruna, prema tome, nije hidrostatska. ravnoteže, on se kontinuirano širi. Prema sastavu S. veka. ne razlikuje se od koronske plazme (S. stoljeće sadrži hl. protone, el-ny, neke jezgre helija, jone kiseonika, silicij, sumpor, željezo). U osnovi korone (10 hiljada km od fotosfere Sunca) ch-ts imaju radijal reda stotina m / s, na udaljenosti od nekoliko. sunce poluprečnika dostiže brzinu zvuka u plazmi (100 -150 km / s), u blizini Zemljine orbite brzina protona je 300-750 km / s, a njihovi prostori. - od nekoliko. ch-c na nekoliko. desetine ch-c u 1 cm3. Uz pomoć međuplanetarnog prostora. stanice su utvrdile da je do orbite Saturna gustina protoka ch-c S. in. opada prema zakonu (r0 / r) 2, gdje je r udaljenost od Sunca, r0 je početni nivo. C. in. sa sobom nosi petlje linija sila sunca. magn. polja, to-raž čine interplanetarnu magn. ... Kombinacija radijalnog kretanja h-c S. stoljeća. rotacijom Sunca daje ovim linijama oblik spirala. Struktura magn. polje u blizini Sunca ima oblik sektora, u kojima je polje usmereno od Sunca ili prema njemu. Veličina šupljine koju zauzima usisna glava nije precizno poznata (njen radijus, očigledno, nije manji od 100 AU). Na granicama ove šupljine dinamičan. C. in. mora biti uravnotežen pritiskom međuzvjezdanih plinova, galaktičkih. magn. polja i galaktika. cosm. zrake. U blizini Zemlje sudar potoka ch-c S. vijeka. sa geomagn. polje generiše stacionarni udarni talas ispred Zemljine magnetosfere (od Sunca, slika).

C. in. čini se da teče oko magnetosfere, ograničavajući njezinu dužinu u aveniji. Promjene u intenzitetu sunčeve energije povezane sa solarnim bakljama, yavl. glavni uzrok poremećaja geomagn. polja i magnetosfere (magnetne oluje).

Za Sunce gubi sa sjevera. \u003d 2X10-14 dio svoje mase Msun. Prirodno je pretpostaviti da odljev is-va, slično S. vijeku, postoji i za druge zvijezde (""). Treba biti posebno intenzivan u masivnim zvijezdama (s masom \u003d nekoliko decimala od Msuns-a) i sa visokom površinskom temperaturom (\u003d 30-50 hiljada K) i u zvijezdama sa produženom atmosferom (crveni divovi), jer U prvom slučaju, čestice jako razvijene zvjezdane korone imaju dovoljno visoku energiju da prevladaju privlačnost zvijezde, a u drugom je parabolična niska. brzina (brzina bijega; (vidi PROSTORNA BRZINA)). Znači. gubitak mase sa zvjezdanim vjetrom (\u003d 10-6 Msol / godina i više) može značajno utjecati na evoluciju zvijezda. Zauzvrat, zvjezdani vjetar stvara "mjehuriće" vrućeg plina u međuzvjezdanom medijumu - izvorima X-zraka. zračenje.

Fizički enciklopedijski rječnik... - M.: Sovjetska enciklopedija. . 1983 .

SUNČAN VJETAR - kontinuirani protok plazme sunčevog porijekla, Sunce) u međuplanetarni prostor. Pri visokim temperaturama pax, koje postoje u solarnoj koroni (1,5 * 10 9 K), pritisak gornjih slojeva ne može uravnotežiti pritisak gasa u koronskoj materiji i korona se širi.

Prvi dokaz o postojanju pošte. fluks plazme sa Sunca dobio je L. Biermann (L. Biermann) 1950-ih. analiza sila koje djeluju na plazemske repove kometa. 1957. Y. Parker (E. Parker), analizirajući uvjete ravnoteže koronske supstance, pokazao je da korona ne može biti u hidrostatičkim uvjetima. Sre Karakteristike S. dati su u tabeli. 1. Potoci S. u. mogu se podijeliti u dvije klase: sporo - brzinom od 300 km / s i brzo - brzinom od 600-700 km / s. Brzi potoci koji proizlaze iz područja solarne korone, gdje je struktura magn. polje je blizu radijalnog. krunične rupe. Sporo protok psp. u. povezana, očigledno, s područjima krune, u kojima postoji sredstvo Tab. jedan. - Prosječne karakteristike sunčevog vjetra u Zemljinoj orbiti

Brzina
Koncentracija protona
Temperatura protona
Elektronska temperatura
Jačina magnetnog polja
Gustina fluksa pitona ....	2,4 * 10 8 cm -2 * s -1
Gustina protoka kinetičke energije	0,3 erg * cm -2 * s -1

Tab. 2.- Relativni hemijski sastav sunčevog vjetra

	Relativni sadržaj

	Relativni sadržaj

Pored glavne. komponente S. v. - protoni i elektroni, u njegovom sastavu se takođe nalaze -čestice, Mjerenja jonizacije. temperatura S.-ovih jona veka. omogućuju vam određivanje elektroničke temperature solarne korone.

U S. in. postoje dekomp. vrste valova: Langmuir, zviždaljke, jonski zvuk, plazemski valovi). Neki od valova tipa Alfvén generiraju se na Suncu, neki se pobuđuju u međuplanetarnom medijumu. Generiranje valova izglađuje odstupanja f-tiona raspodjele čestica od maxwellovskog i, zajedno s efektom magn. polja naplazme dovodi do činjenice da je S. vek. ponaša se kao kontinuirani medij. Valovi tipa Alfven igraju važnu ulogu u ubrzanju malih C komponenata.

Slika: 1. Masivni solarni vjetar. Horizontalna os je odnos mase čestice prema naboju, a vertikalna osa je broj čestica registriranih u energetskom prozoru uređaja tokom 10 s. Brojevi sa znakom "+" označavaju naboj jona.

C. potok. je nadzvučno u odnosu na brzine tih vrsta valova, to-raj daje eff. prenos energije u S. vek. (Alfvén, zvuk i). Alfvén i zvuk Mahov broj C. u. 7. Kada teče oko S. prepreke sposobne da ga efikasno odbiju (magnetna polja Merkura, Zemlje, Jupitera, Saturna ili dirigentne jonosfere Venere i, očigledno, Marsa), formira se odvojeni pramčani udarni val. valovi koji mu omogućavaju da struji oko prepreke. Štaviše, u S. veku. formira se šupljina - magnetosfera (unutarnja ili indukovana), oblik i veličina reza određuju se balansom pritiska magneta. polja planete i pritisak protoka plazme (vidi. Magnetosfera Zemlje, Magnetosfere planeta). U slučaju S.-ove interakcije u. kod neprovodnog tijela (npr. Mjeseca) udarni talas ne nastaje. Protok plazme apsorbira površina, a iza tijela nastaje šupljina koja se postepeno ispunjava plazmom. u.

Stacionarni proces odljeva koronske plazme prekriven je nestacionarnim procesima povezanim sa bljeska na suncu. Jakim bakljama materija se izbacuje s dna. regije korone u međuplanetarni medij. Magnetske varijacije).

Slika: 2. Širenje međuplanetarnih udarnih valova i izbacivanje iz solarne baklje. Strelice pokazuju smjer kretanja plazme solarnog vjetra,

Slika: 3. Vrste rješenja jednadžbe za proširenje krunice. Brzina i udaljenost su normalizirani na kritičnu brzinu v k, a kritična udaljenost R k. Rješenje 2 odgovara solarnom vjetru.

Širenje solarne korone opisuje sistem jednačina za očuvanje mase, v k) pri određenom kritičnom. udaljenost R do i naknadno širenje nadzvučnom brzinom. Ovo rješenje daje nestajuće mali pritisak u beskonačnosti, što mu omogućava da se podudara sa niskim pritiskom međuzvjezdane sredine. Stazu ovog tipa je J. Parker imenovao S. godine. , gdje je m protonska masa, adijabatski eksponent i masa Sunca. Na sl. 4 prikazuje promjenu brzine širenja od heliocentrične. toplotna provodljivost, viskoznost,

Slika: 4. Profili brzine solarnog vjetra za izotermni model korone pri različitim vrijednostima koronalne temperature.

C. in. pruža osnovne odliv toplotne energije korone, budući da prenos toplote u hromosferu, elektromagn. korona i elektronska toplotna provodljivostpp. u. nedovoljno za uspostavljanje toplotni bilans krunice. Elektronska toplotna provodljivost omogućava polako smanjenje temperature S. in. sa daljinom. sjaj sunca.

C. in. sa sobom u međuplanetarni medij nosi krunični magn. polje. Linije sile ovog polja zamrznute u plazmi čine međuplanetarni magn. polje (IMF). Iako je intenzitet MMF-a nizak, a gustina njegove energije oko 1% kinetičke gustine. energije S. in., igra važnu ulogu u termodinamikipp. u. i u dinamici S.-ovih interakcija. sa tijelima Sunčevog sistema, kao i S. između sebe. Kombinacija ekspanzije S. rotacijom sunca dovodi do činjenice da magn. linije sile zamrznute u S. stoljeću imaju oblik, B R i azimutne komponente magn. polja se različito mijenjaju s udaljenošću u blizini ekliptike:

gdje je ang. brzina rotacije sunca, i - komponenta radijalne brzine in., indeks 0 odgovara početnom nivou. Na udaljenosti Zemljine orbite, kut između smjera magn. polja i R oko 45 °. Na slobodi A magn.

Slika: 5. Oblik linije sile interplanetarnog magnetskog polja. Je li kutna brzina rotacije Sunca i radijalna komponenta brzine plazme, R je heliocentrična udaljenost.

S. vijeka, nastajući nad dijelovima Sunca s raspadom. orijentacija magn. polja, brzina, temp-pa, koncentracija čestica itd.) takođe u cf. prirodne promjene u presjeku svakog sektora, što je povezano s postojanjem brzog protoka S. u. Granice sektora obično se nalaze unutar sporog toka od S. do. Najčešće postoje 2 ili 4 sektora koja se okreću sa Suncem. Ova struktura, koja je nastala tokom S.-ovog povlačenja stoljeća. velikih magn. polja korone, mogu se posmatrati nekoliko. revolucije sunca. Struktura sektora MMF-a posljedica je postojanja trenutnog stanja (TC) u međuplanetarnom medijumu koji se okreće sa Suncem. TC stvara skok u magn. polja -radijalni MMF imaju različite znakove na različitim stranama vozila. Ovaj TS, koji je predvidio H. Alfven (N. Alfven), prolazi kroz one dijelove Sunčeve korone, koji su povezani sa aktivnim regijama na Suncu, i razdvaja navedena područja s raspadom. znaci radijalne komponente solarne magn. polja. TS se nalazi približno u ravni solarnog ekvatora i ima presavijenu strukturu. Rotacija Sunca dovodi do uvijanja TC nabora u spiralu (slika 6). Budući da se nalazi u blizini ravni ekliptike, ispada da je promatrač ili veći ili niži od TS, zbog čega se nalazi u sektorima s različitim znakovima radijalne komponente MMF-a.

Blizu Sunca u sjevernom stoljeću. postoje uzdužni i širinski gradijenti brzine udarnih valova bez sudara (slika 7). Prvo se formira udarni val koji se širi prema naprijed od granice sektora (izravni udarni val), a zatim se formira povratni udarni val koji se širi prema Suncu.

Slika: 6. Oblik sloja heliosferske struje. Njegov presjek s ekliptičkom ravninom (nagnutom prema ekvatoru Sunca pod uglom ~ 7 °) daje uočenu sektorsku strukturu interplanetarnog magnetnog polja.

Slika: 7. Struktura sektora međuplanetarnog magnetnog polja. Kratke strelice pokazuju smjer sunčevog vjetra, linije strelicama prikazuju linije magnetskog polja, crta-crta prikazuje granice sektora (presjek ravni slike sa trenutnim listom).

Budući da je brzina udarnog vala manja od brzine sunčevog vjetra, on vraća udarni talas unazad od Sunca. Udarni talasi u blizini granica sektora nastaju na udaljenostima ~ 1 AU. e. i mogu se pratiti na udaljenosti od nekoliko. a. e. Ovi udarni valovi, kao i međuplanetarni udarni talasi solarnih baklji i bliski planetarni udarni talasi, ubrzavaju čestice i, prema tome, izvor su energetskih čestica.

C. in. proteže se na udaljenosti od ~ 100 AU. e., gdje pritisak međuzvjezdane sredine uravnotežuje dinamiku. S. pritisak u. Šupljina je pometena do S. stoljeća. Međuplanetarno okruženje). Proširivanje C. u. zajedno sa magnezijumom smrznutim u njemu. polje sprečava galaktički prodor u Sunčev sistem. cosm. zrake male energije i dovodi do varijacija kosmičkog. zrake visokih energija. Fenomen analogan S. stoljeću pronađen je i kod nekih drugih zvijezda (vidi. Zvjezdani vjetar).

Lit.: Parker E. N., Dinamika u međuplanetarnom medijumu, O. L. Weisberg.

Fizička enciklopedija. U 5 tomova. - M.: Sovjetska enciklopedija. Glavni urednik A.M.Prohorov. 1988 .

Pogledajte što je "SUNČANI VJETAR" u drugim rječnicima:

SOLARNI VJETAR, protok solarne korone u plazmi koji od Sunca ispunjava Sunčev sistem do 100 astronomskih jedinica, pri čemu pritisak međuzvjezdane sredine uravnotežuje dinamički pritisak protoka. Glavni sastav su protoni, elektroni, jezgra ... Moderna enciklopedija

SUNČAN VJETAR, stalni tok nabijenih čestica (uglavnom protona i elektrona), ubrzan visokom temperaturom solarne KRUNE do brzina dovoljno visokih da čestice prevladaju gravitaciju Sunca. Solarni vjetar skreće ... Naučno-tehnički enciklopedijski rječnik

Atmosfera Sunca je 90% vodonika. Njegova najudaljenija od površine naziva se Sunčeva kruna i jasno je vidljiva tokom potpunih pomračenja Sunca. Temperatura korone doseže 1,5-2 miliona K, a plin korona je u potpunosti jonizovan. Pri takvoj temperaturi plazme, toplotna brzina protona je oko 100 km / s, a elektrona - nekoliko hiljada kilometara u sekundi. Da bi se prevladala solarna privlačnost, dovoljna je početna brzina od 618 km / s, druga kosmička brzina Sunca. Stoga plazma neprestano curi iz solarne korone u svemir. Ovaj protok protona i elektrona naziva se solarni vjetar.

Prevladavši privlačnost Sunca, čestice sunčevog vjetra lete pravim putanjama. Brzina svake čestice teško se mijenja uklanjanjem, ali može biti različita. Ova brzina uglavnom ovisi o stanju Sunčeve površine, o "vremenu" na Suncu. U prosjeku je jednako v ≈ 470 km / s. Sunčev vjetar prolazi udaljenost do Zemlje za 3-4 dana. U tom slučaju, gustina čestica u njemu smanjuje se obrnuto proporcionalno kvadratu udaljenosti do Sunca. Na udaljenosti jednakoj radijusu zemljine orbite, u 1 cm 3 u prosjeku se nalaze 4 protona i 4 elektrona.

Sunčev vjetar smanjuje masu naše zvijezde - Sunca - za 10 9 kg u sekundi. Iako se ovaj broj čini velik na Zemljinoj skali, zaista je mali: pad solarne mase može se primijetiti samo hiljadama puta dulje od trenutne starosti Sunca, koja iznosi približno 5 milijardi godina.

Interakcija sunčevog vjetra s magnetskim poljem je zanimljiva i neobična. Poznato je da se nabijene čestice obično kreću u magnetnom polju H duž kruga ili duž zavojnih linija. To je istina, međutim, samo kada je magnetsko polje dovoljno jako. Tačnije, za kretanje nabijenih čestica u krugu, gustina energije magnetskog polja H 2 / 8π mora biti veća od gustine kinetičke energije pokretne plazme ρv 2/2. U sunčevom vjetru situacija je suprotna: magnetsko polje je slabo. Stoga se nabijene čestice kreću pravocrtno, a magnetsko polje nije konstantno, ono se kreće zajedno s protokom čestica, kao da ga taj tok odvodi na periferiju Sunčevog sistema. Smjer magnetnog polja u cijelom međuplanetarnom prostoru ostaje isti kao što je bio na površini Sunca u vrijeme izlaska plazme sunčevog vjetra.

Magnetsko polje, u pravilu, 4 puta mijenja smjer kada hoda ekvatorom Sunca. Sunce se okreće: tačke na ekvatoru završavaju revoluciju za T \u003d 27 dana. Stoga je međuplanetarno magnetno polje usmjereno duž spirala (vidi sliku), a cijela slika ove figure rotira se nakon rotacije Sunčeve površine. Ugao rotacije Sunca mijenja se kao φ \u003d 2π / T. Udaljenost od Sunca raste sa brzinom sunčevog vjetra: r \u003d vt. Otuda jednačina spirala na sl. ima oblik: φ \u003d 2πr / vT. Na udaljenosti zemljine orbite (r \u003d 1,5 10 11 m), ugao nagiba magnetskog polja prema vektoru radijusa je, kako je lako provjeriti, 50 °. U prosjeku se mjeri ovaj ugao svemirski brodoviali ne sasvim blizu Zemlje. U blizini planeta magnetsko polje je drugačije raspoređeno (vidi Magnetosfera).

Slika 1. Helisfera

Slika 2. Sunčeva baklja.

Sunčev vjetar je kontinuirani protok plazme sunčevog porijekla, koji se širi približno radijalno od Sunca i puni Sunčev sistem do heliocentričnih udaljenosti reda od 100 AU. SV nastaje tokom gasno-dinamičkog širenja solarne korone u međuplanetarni prostor.

Prosječne karakteristike sunčevog vjetra u Zemljinoj orbiti: brzina 400 km / s, protonska gustina - 6 po 1, temperatura protona 50 000 K, temperatura elektrona 150 000 K, jačina magnetnog polja 5 · eersted. Solarni tokovi vjetra mogu se podijeliti u dvije klase: spori - brzinom od oko 300 km / s i brzi - brzinom od 600-700 km / s. Solarni vjetar koji nastaje u oblastima Sunca sa različitim usmjerenjima oblika magnetskog polja teče sa različito orijentisanim interplanetarnim magnetnim poljem - takozvanom sektorskom strukturom interplanetarnog magnetnog polja.

Struktura interplanetarnog sektora podjela je promatrane velike strukture Sunčevog vjetra na paran broj sektora s različitim smjerovima radijalne komponente interplanetarnog magnetskog polja.

Karakteristike solarnog vjetra (brzina, temperatura, koncentracija čestica itd.) Također se u prosjeku redovito mijenjaju u presjeku svakog sektora, što je povezano s postojanjem brzog protoka solarnog vjetra unutar sektora. Granice sektora obično se nalaze unutar sporog toka Sunčevog vjetra, a najčešće se uočavaju dva ili četiri sektora koji se okreću sa Suncem. Ova struktura, nastala kada solarni vjetar izvlači magnetsko polje krune velikih razmjera, može se primijetiti tokom nekoliko solarnih revolucija. Sektorska struktura posljedica je postojanja trenutnog sloja u međuplanetarnom medijumu koji se okreće sa Suncem. Trenutni sloj stvara skok u magnetskom polju: iznad sloja radijalna komponenta interplanetarnog magnetnog polja ima jedan znak, a ispod njega drugi. Struja se nalazi približno u ravni solarnog ekvatora i ima presavijenu strukturu. Rotacija Sunca dovodi do uvijanja nabora trenutne ploče u spirali (takozvani "efekt balerine"). Nalazeći se u blizini ravni ekliptike, posmatrač se nalazi iznad ili ispod trenutnog sloja, zbog čega se nalazi u sektorima s različitim znakovima radijalne komponente interplanetarnog magnetnog polja.

Kada solarni vjetar teče oko prepreka koje mogu učinkovito odbiti sunčev vjetar (magnetska polja Merkura, Zemlje, Jupitera, Saturna ili provodne jonosfere Venere i, očigledno, Marsa), nastaje pramčani udarni val. Solarni vjetar usporava se i zagrijava na prednjem dijelu udarnog vala, što mu omogućava protok oko prepreke. U ovom slučaju u sunčevom vjetru nastaje šupljina - magnetosfera čiji oblik i veličinu određuje ravnoteža između pritiska magnetnog polja planete i pritiska tekuće struje plazme. Fronta šoka je debela oko 100 km. U slučaju interakcije Sunčevog vjetra s neprovodnim tijelom (Mjesecom), udarni talas ne nastaje: površinu apsorbira protok plazme, a iza tijela nastaje šupljina koja se postepeno puni plazmom solarnog vjetra.

Stacionarni proces odljeva koronske plazme prekriven je nestacionarnim procesima povezanim sa solarnim bakljama. Sa jakim solarnim bljeskovima, materija se izbacuje iz donjih područja korone u međuplanetarni medij. U ovom slučaju se također formira udarni val, koji se postepeno usporava krećući se kroz plazmu sunčevog vjetra.

Dolazak udarnog vala na Zemlju dovodi do kompresije magnetosfere, nakon čega razvoj magnetne oluje obično započinje.

Solarni vjetar proteže se na udaljenost od oko 100 AU, gdje pritisak međuzvjezdane sredine uravnotežuje dinamički pritisak solarnog vjetra. Šupljina koju zahvati sunčev vjetar u međuzvjezdanom mediju čini heliosferu. Sunčev vjetar, zajedno s magnetskim poljem zamrznutim u njemu, sprečava galaktički prodor u Sunčev sistem. kosmički zraci niske energije i dovodi do varijacija u kozmičkim zracima visoke energije.

Fenomen sličan sunčevom vjetru pronađen je i kod nekih vrsta drugih zvijezda (zvjezdani vjetar).

Protok energije sa Sunca, potaknut termonuklearnom reakcijom u njegovom središtu, na sreću je izuzetno stabilan, za razliku od većine drugih zvijezda. Većina se na kraju emituje iz Sunčevog tankog površinskog sloja - fotosfere - u obliku vidljivih i infracrvenih elektromagnetnih talasa. Solarna konstanta (veličina protoka sunčeve energije u Zemljinoj orbiti) iznosi 1370 W /. Možete zamisliti da na svaki kvadratni metar Zemljine površine dolazi snaga jednog električnog kotlića. Iznad fotosfere nalazi se Sunčeva kruna - zona vidljiva sa Zemlje samo za vrijeme pomračenja Sunca i ispunjena razrijeđenom i vrućom plazmom temperature od miliona stepeni.

Ovo je najnestabilnija Sunčeva školjka, u kojoj potječu glavne manifestacije Sunčeve aktivnosti, koje utječu na Zemlju. Čupavi pogled na Sunčevu koronu pokazuje strukturu njenog magnetnog polja - svjetleće nakupine plazme protežu se duž linija sile. Vruća plazma koja teče iz korone formira solarni vjetar - tok jona (koji se sastoje od 96% jezgara vodonika - protona i 4% jezgra helija - alfa čestica) i elektrona, ubrzavajući u međuplanetarni prostor brzinom od 400-800 km / s ...

Solarni vjetar se proteže i odnosi solarno magnetsko polje.

To se događa zato što je energija usmjerenog kretanja plazme u vanjskoj koroni veća od energije magnetskog polja, a princip smrzavanja unosi polje iza plazme. Kombinacija takvog radijalnog odljeva sa rotacijom Sunca (a magnetsko polje je "pričvršćeno" na njegovu površinu) dovodi do stvaranja spiralne strukture međuplanetarnog magnetnog polja - takozvane Parkerove spirale.

Solarni vjetar i magnetsko polje ispunjavaju čitav Sunčev sistem, pa su tako Zemlja i sve ostale planete zapravo u sunčevoj koroni, doživljavajući ne samo elektromagnetsko zračenje, već i sunčev vjetar i sunčevo magnetsko polje.

Tokom perioda minimalne aktivnosti, konfiguracija solarnog magnetnog polja je blizu dipola i slična je obliku Zemljinog magnetnog polja. Kako aktivnost dostiže svoj maksimum, struktura magnetnog polja postaje složenija iz razloga koji nisu potpuno jasni. Jedna od najljepših hipoteza kaže da kada se Sunce okreće, čini se da magnetsko polje vjetra na njemu, postepeno tonući ispod fotosfere. Vremenom, tokom samo solarnog ciklusa, magnetski tok akumuliran ispod površine postaje toliko velik da snopovi linija sile počinju biti potiskivani prema van.

Mjesta na kojima izlaze linije polja formiraju mrlje na fotosferi i magnetske petlje u koroni, koje su vidljive kao područja pojačanog sjaja plazme na rendgenskim slikama Sunca. Veličina polja unutar sunčevih pjega dostiže 0,01 Teslu, sto puta veću od polja mirnog Sunca.

Intuitivno se energija magnetskog polja može povezati s dužinom i brojem linija sile: što je energija veća, to ih je više. Kada se približi solarnom maksimumu, ogromna energija akumulirana u polju počinje da se povremeno eksplozivno oslobađa, trošeći na ubrzanje i zagrevanje čestica solarne korone.

Oštri intenzivni naleti kratkotalasnog elektromagnetnog zračenja Sunca koji prate ovaj proces nazivaju se solarne baklje. Na površini Zemlje zabilježeni su bljeskovi u vidljivom opsegu kao mali porast svjetline pojedinih dijelova Sunčeve površine.

Međutim, čak su i prva mjerenja izvršena na brodovima letjelica pokazala da je najuočljiviji efekt baklji značajan (i do stotine puta) porast toka sunčevog zračenja X-zracima i energetski nabijenih čestica - solarnih kosmičkih zraka.

Tokom nekih bljeskova, značajne količine plazme i magnetnog polja takođe se izbacuju u solarni vetar - takozvani magnetni oblaci, koji počinju brzo da se šire u međuplanetarni prostor, zadržavajući oblik magnetne petlje čiji krajevi počivaju na Suncu.

Gustina plazme i veličina magnetskog polja unutar oblaka su desetine puta veće od vrijednosti ovih parametara u solarnom vjetru tipičnih za mirna vremena.

Uprkos činjenici da se tokom velike baklje može osloboditi do 1025 džula energije, ukupan porast energetskog toka na solarnom maksimumu je mali i iznosi samo 0,1-0,2%.

VB Baranov, Moskovski državni univerzitet M.V. Lomonosov

Članak se bavi problemom nadzvučnog širenja solarne korone (solarnog vjetra). Analiziraju se četiri glavna problema: 1) razlozi za odliv plazme iz solarne korone; 2) da li je takav odliv jednolik; 3) promjena parametara sunčevog vjetra s udaljenošću od Sunca i 4) kako solarni vjetar istječe u međuzvjezdani medij.

Uvod

Prošlo je gotovo 40 godina otkako je američki fizičar E. Parker teoretski predvidio fenomen koji se nazivao "sunčevim vjetrom" i koji je, par godina kasnije, eksperimentalno potvrdila grupa sovjetskog naučnika K. Gringauza koristeći instrumente instalirane na Mjesecu. 2 "i" Luna-3 ". Sunčev vjetar je tok potpuno jonizirane vodonične plazme, odnosno plina koji se sastoji od elektrona i protona približno iste gustine (uslov kvazitutralnosti), koji se velikom supersoničnom brzinom udaljava od Sunca. U Zemljinoj orbiti (na jednoj astronomskoj jedinici (AU) od Sunca) brzina VE ovog protoka je približno 400-500 km / s, koncentracija protona (ili elektrona) je ne \u003d 10-20 čestica po kubnom centimetru, a temperatura im je Te je približno 100.000 K (temperatura elektrona je nešto viša).

Pored elektrona i protona, u međuplanetarnom prostoru pronađene su i alfa čestice (reda od nekoliko posto), mala količina težih čestica, kao i magnetsko polje, čija se prosječna indukcija pokazala u Zemljinoj orbiti reda nekoliko gama (1

\u003d 10-5 Gs).

Malo istorije vezano za teorijsko predviđanje sunčevog vjetra

Tokom ne tako duge istorije teorijske astrofizike vjerovalo se da su sve zvjezdane atmosfere u hidrostatskoj ravnoteži, odnosno u stanju kada je sila gravitacijskog privlačenja zvijezde uravnotežena silom koja je povezana s gradijentom pritiska u njenoj atmosferi (s promjenom tlaka na jedinici udaljenosti r od centra zvijezde). Matematički se ova ravnoteža izražava u obliku obične diferencijalne jednadžbe

(1)

gdje je G gravitaciona konstanta, M * masa zvijezde, p pritisak atmosferskog plina,

je njegova gustina mase. Ako je data raspodjela temperature T u atmosferi, onda iz jednačine ravnoteže (1) i jednačine stanja za idealan plin

(2)

gdje je R plinska konstanta, lako se dobiva takozvana barometrijska formula, koja će u konkretnom slučaju konstantne temperature T imati oblik

(3)

U formuli (3), vrijednost p0 je pritisak u osnovi zvjezdaste atmosfere (pri r \u003d r0). Iz ove formule se vidi da je za r

, odnosno na vrlo velikim udaljenostima od zvijezde, pritisak p teži konačnoj granici, koja ovisi o vrijednosti pritiska p0.

Budući da se vjerovalo da je sunčeva atmosfera, poput atmosfera drugih zvijezda, u stanju hidrostatske ravnoteže, njezino stanje određeno je formulama sličnim formulama (1), (2), (3). Uzimajući u obzir neobičan i još uvijek nedovoljno razumljiv fenomen naglog porasta temperature sa oko 10 000 stepeni na površini Sunca do 1 000 000 stepeni u solarnoj koroni, Chapman (vidi, na primjer) razvio je teoriju statičke solarne korone, koja je trebala glatko preći u međuzvjezdani medij koji okružuju Sunčev sistem.

Međutim, u svom pionirskom radu Parker je skrenuo pažnju na činjenicu da se ispostavlja da je pritisak u beskonačnosti dobiven iz formule poput (3) za statičku solarnu koronu gotovo za red veličine veći od vrijednosti pritiska koja je procijenjena za međuzvjezdani plin na osnovu opažanja. Da bi eliminirao ovu neskladnost, Parker je sugerirao da solarna korona nije u stanju statičke ravnoteže, već se kontinuirano širi u međuplanetarni medij koji okružuje Sunce. U ovom slučaju, umjesto jednadžbe ravnoteže (1), predložio je upotrebu hidrodinamičke jednadžbe gibanja oblika

(4)

gdje je u solarnom koordinatnom sistemu V radijalna brzina plazme. Under

misli se na masu Sunca.

Za zadati raspored temperature T sistem jednadžbi (2) i (4) ima rješenja tipa prikazanog na sl. 1. Na ovoj slici a označava brzinu zvuka, a r * je udaljenost od ishodišta na kojoj je brzina plina jednaka brzini zvuka (V \u003d a). Očito su samo krivulje 1 i 2 na sl. Imam fizičko značenje za problem istjecanja plina sa Sunca, jer krivulje 3 i 4 imaju nejedinstvene vrijednosti brzine u svakoj točki, a krivulje 5 i 6 odgovaraju vrlo velikim brzinama u solarnoj atmosferi, što se ne opaža u teleskopima. Parker je analizirao uvjete pod kojima se u prirodi ostvaruje rješenje koje odgovara krivulji 1. Pokazao je da je za podudaranje pritiska dobivenog iz takvog rješenja s tlakom u međuzvjezdanoj sredini najrealniji slučaj prijelaz plina iz podzvučnog toka (pri r< r*) к сверхзвуковому (при r > r *), a takav tok nazvali sunčevim vjetrom. Međutim, ovu je izjavu u svom radu osporio Chamberlain, koji je smatrao najrealističnijim rješenjem koje odgovara krivulji 2, koja svugdje opisuje podzvučni "solarni povjetarac". Istodobno, prvi eksperimenti na svemirskim letjelicama (vidi, na primjer,) koji su otkrili nadzvučne tokove plina sa Sunca, čini se, sudeći prema literaturi, dovoljno pouzdani za Chamberlaina.

Slika: 1. Moguća rješenja jednodimenzionalnih jednadžbi dinamike plina za brzinu V protoka plina sa solarne površine u prisustvu gravitacijske sile. Kriva 1 odgovara rješenju za solarni vjetar. Ovdje je a brzina zvuka, r udaljenost od Sunca, r * udaljenost na kojoj je brzina plina jednaka brzini zvuka, radijus Sunca.

Istorija eksperimenata u svemiru sjajno je dokazala ispravnost Parkerovih ideja o sunčevom vjetru. Detaljan materijal o teoriji solarnog vjetra može se naći, na primjer, u monografiji.

Koncepti o ravnomernom odlivu plazme iz solarne korone

Dobro poznati rezultat može se dobiti iz jednodimenzionalnih jednadžbi dinamike plina: u odsustvu masnih sila, sferno simetrični protok plina iz točkovnog izvora može biti posvuda podzvučni ili nadzvučni. Prisustvo gravitacijske sile u jednačini (4) (desna strana) dovodi do pojave rješenja tipa krivulje 1 na sl. 1, odnosno prelaskom kroz brzinu zvuka. Povucimo analogiju s klasičnim protokom u Lavalovoj mlaznici, koji je osnova svih nadzvučnih mlaznih motora. Ovaj protok je shematski prikazan na sl. 2

Slika: 2. Dijagram protoka u Lavalovoj mlaznici: 1 - spremnik koji se naziva prijemnik, u koji se dovodi vrlo vrući zrak pri maloj brzini, 2 - područje geometrijske kompresije kanala radi ubrzanja dozvučnog protoka plina, 3 - područje geometrijskog širenja kanala radi ubrzanja nadzvučnog protoka.

Plin zagrijan na vrlo visoku temperaturu dovodi se u spremnik 1, koji se naziva prijemnik, vrlo malom brzinom (unutarnja energija plina je mnogo veća od njegove kinetičke energije usmjerenog kretanja). Geometrijskom kompresijom kanala, gas se ubrzava u području 2 (podzvučni tok) dok njegova brzina ne dostigne brzinu zvuka. Za njegovo dalje ubrzanje potrebno je proširiti kanal (područje 3 nadzvučnog toka). Ubrzanje plina u cijelom području protoka nastaje uslijed njegovog adijabatskog (bez opskrbe toplinom) hlađenja (unutarnja energija kaotičnog kretanja pretvara se u energiju usmjerenog kretanja).

U razmatranom problemu nastanka sunčevog vjetra, ulogu prijemnika ima solarna korona, a uloga zidova Lavalove mlaznice je gravitaciona sila privlačenja Sunca. Prema Parker-ovoj teoriji, prijelaz kroz brzinu zvuka trebao bi se dogoditi negdje na udaljenosti od nekoliko solarnih radijusa. Međutim, analiza rješenja dobivenih u teoriji pokazala je da temperatura solarne korone nije dovoljna da se njen plin ubrza do nadzvučne brzine, kao što je slučaj u teoriji Lavalove mlaznice. Mora postojati neki dodatni izvor energije. Takav se izvor trenutno smatra rasipanjem talasnih kretanja koja su uvijek prisutna u sunčevom vjetru (ponekad se nazivaju i turbulencija plazme), prekrivenim srednjom strujom, a sam tok više nije adijabatski. Kvantitativna analiza takvih procesa još uvijek zahtijeva istraživanje.

Zanimljivo je da zemaljski teleskopi otkrivaju magnetska polja na sunčevoj površini. Prosječna vrijednost njihove magnetne indukcije B procjenjuje se na 1 G, iako u nekim fotosfernim formacijama, na primjer, u mrljama, magnetsko polje može biti za redove veličine veće. Budući da je plazma dobar provodnik električne energije, prirodno je da solarna magnetna polja komuniciraju sa njenim tokovima sa Sunca. U ovom slučaju, čisto gasno-dinamička teorija daje nepotpun opis fenomena koji se razmatra. Uticaj magnetnog polja na tok sunčevog vetra može se razmatrati samo u okviru nauke koja se naziva magnetohidrodinamika. Koji su rezultati takvih razmatranja? Prema pionirskom radu u ovom smjeru (vidi također), magnetsko polje dovodi do pojave električnih struja j u sunčevoj plazmi vjetra, što pak dovodi do pojave ponderomotorne sile j x B, koja je usmjerena u pravcu okomitom na radijalni smjer. Kao rezultat, solarni vjetar ima komponentu tangencijalne brzine. Ova komponenta je gotovo dva reda veličine manja od radijalne, ali igra značajnu ulogu u uklanjanju ugaone količine sa Sunca. Pretpostavlja se da potonja okolnost može igrati suštinsku ulogu u evoluciji ne samo Sunca, već i drugih zvijezda u kojima je otkriven "zvjezdani vjetar". Konkretno, za objašnjenje naglog smanjenja ugaone brzine zvijezda kasnog spektralnog tipa, često se koristi hipoteza o prijenosu rotacionog momenta na planete koje se formiraju oko njih. Razmatrani mehanizam gubitka ugaone količine Sunca izlaskom plazme iz njega otvara mogućnost revidiranja ove hipoteze.