Qué es el viento cósmico. Viento soleado. El colapso del concepto de corona solar estática

viento soleado

- un flujo continuo de plasma de origen solar, que se propaga aproximadamente radialmente desde el Sol y se llena Sistema solar a heliocéntrico distancias ~ 100 AU S.v. formado cuando gasdinámico. expansión en el espacio interplanetario. A altas temperaturas, el centeno existe en la corona solar (K), la presión de las capas superpuestas no puede equilibrar la presión del gas de la materia de la corona y la corona se expande.

La primera evidencia de la existencia de un flujo constante de plasma desde el Sol fue obtenida por L. Birman (Alemania Occidental) en la década de 1950. sobre el análisis de las fuerzas que actúan sobre las colas de plasma de los cometas. En 1957, Y. Parker (EE. UU.), Analizando las condiciones de equilibrio de la materia corona, mostró que la corona no puede estar en condiciones hidrostáticas. equilibrio, como se suponía anteriormente, pero debería expandirse, y esta expansión bajo las condiciones de contorno existentes debería conducir a la aceleración de la materia coronal a velocidades supersónicas.

Características medias de S. se dan en la tabla. 1. Por primera vez, se registró un flujo de plasma de origen solar en la segunda nave espacial soviética. cohete "Luna-2" en 1959. La existencia de una salida constante de plasma del Sol se demostró en el resultado de muchos meses de mediciones en Amer. AMS "Mariner-2" en 1962

Cuadro 1. Características medias del viento solar en la órbita terrestre

Velocidad	400 km / s
Densidad de protones	6 cm -3
Temperatura del protón	A
Temperatura de electrones	A
Intensidad del campo magnético	mi
Densidad de flujo de protones	cm -2 s -1
Densidad de flujo de energía cinética	0,3 ergcm -2 s -1

Flujos de S.v. se puede dividir en dos clases: lento - con una velocidad de km / sy rápido - con una velocidad de 600-700 km / s. Las corrientes rápidas emanan de áreas de la corona donde el campo magnético es cercano al radial. Algunas de estas áreas yavl. ... Corrientes lentas S.v. asociado, aparentemente, con áreas de la corona, donde hay un medio. componente tangencial de magn. campos.

Además de los componentes principales de S.V. - protones y electrones, en su composición también se encuentran -partículas, iones altamente ionizados de oxígeno, silicio, azufre, hierro (Fig. 1). Al analizar los gases atrapados en láminas expuestas en la Luna, se encontraron átomos de Ne y Ar. Química media composición de S.V. se da en la tabla. 2.

Cuadro 2. Composición química relativa del viento solar

Elemento	Relativo contenido
H	0,96
3 él
4 él	0,04
O
Nordeste
Si
Arkansas
Fe

Ionización. estado de la materia C. corresponde al nivel en la corona donde el tiempo de recombinación se vuelve corto en comparación con el tiempo de expansión, es decir en la distancia. Medidas de ionización temperatura de los iones S.v. le permite determinar la temperatura electrónica de la corona solar.

S.v. lleva consigo al medio interplanetario el magn coronal. campo. Las líneas de fuerza de este campo congeladas en el plasma forman una magnitud interplanetaria. campo (MMP). Aunque la intensidad del IMF es baja y su densidad de energía es de aprox. 1% de cinética. energía de SV, juega un papel importante en la termodinámica de SV. y en la dinámica de interacciones de S.V. con cuerpos del sistema solar y arroyos del S. entre ellos mismos. Combinación de expansión C.V. con la rotación del sol lleva al hecho de que magn. Las lyonias de poder congeladas en el noroeste tienen una forma cercana a las espirales de Arquímedes (Fig. 2). El componente radial y azimutal de magn. los campos cercanos al plano de la eclíptica cambian con la distancia:
,
Dónde R - heliocéntrico. distancia, - la velocidad angular de rotación del Sol, u R - la componente radial de la velocidad SV, índice "0" corresponde al nivel inicial. A la distancia de la órbita de la Tierra, el ángulo entre las direcciones de magn. campos y dirección al Sol, en general heliocéntricos. Las distancias del FMI son casi perpendiculares a la dirección del Sol.

SV, que surge sobre regiones del Sol con diferentes orientaciones de los imanes. campos, formas fluyen en el FMI orientado de manera diferente - el llamado. campo magnético interplanetario.

En S.V. Se observan varios tipos de ondas: Langmuir, silbidoras, ion-acústicas, magnetosónicas y otras (ver). Algunas de las ondas se generan en el Sol, otras se excitan en el medio interplanetario. La generación de ondas suaviza las desviaciones de la función de distribución de partículas de la función de Maxwell y conduce al hecho de que el S.V. se comporta como un medio continuo. Las ondas del tipo Alfvén juegan un papel importante en la aceleración de pequeños componentes SW. y en la formación de la función de distribución de protones. En S.V. También se observan discontinuidades de contacto y de rotación, que son características de un plasma magnetizado.

Transmisión de S.v. yavl. supersónico en relación con la velocidad de esos tipos de ondas, a-centeno aseguran una transferencia eficiente de energía al S.V. (Alfvén, ondas sonoras y magnetosónicas), Alfvén y números de Mach sonoros S.v. en órbita terrestre. Cuando S.v. obstáculos capaces de desviar eficazmente S.V. (campos magnéticos de Mercurio, Tierra, Júpiter, Stourne o las ionosferas conductoras de Venus y, aparentemente, Marte), se forma una onda de choque de arco. S.v. desacelera y se calienta en el frente de choque, lo que le permite fluir alrededor del obstáculo. Además, en S. se forma una cavidad: una magnetosfera (intrínseca o inducida), la forma y el tamaño del corte están determinados por el equilibrio de la presión de magn. campos del planeta y la presión del flujo de plasma que fluye (ver). Se llama una capa de plasma calentado entre la onda de choque y el obstáculo aerodinámico. zona de transición. La temperatura de los iones en el frente de la onda de choque puede aumentar en un factor de 10-20, y de los electrones, en un factor de 1.5-2. Onda de choque , la termalización del flujo es proporcionada por procesos colectivos de plasma. El grosor del frente de choque es ~ 100 km y está determinado por la tasa de aumento (magnetosónico y / o híbrido inferior) durante la interacción del flujo incidente y una parte del flujo de iones reflejado desde el frente. En el caso de interacción S.v. con un cuerpo no conductor (la Luna), no surge una onda de choque: el flujo de plasma es absorbido por la superficie y se forma una superficie gradualmente llena de plasma detrás del cuerpo. cavidad.

El proceso estacionario de salida de plasma corona se superpone a los procesos no estacionarios asociados con. Con fuertes erupciones solares, la materia es expulsada de las regiones inferiores de la corona al medio interplanetario. En este caso, también se forma una onda de choque (Fig. 3), los bordes disminuyen gradualmente al moverse a través del plasma del S. de. La llegada de la onda de choque a la Tierra conduce a la compresión de la magnetosfera, tras lo cual suele comenzar el desarrollo del magnesio. tormentas.

La ur-ción que describe la expansión de la corona solar se puede obtener del sistema de ecuaciones para la conservación de la masa y el momento angular. Las soluciones de esta ecuación, que describen la diferente naturaleza del cambio de velocidad con la distancia, se muestran en la Fig. 4. Las soluciones 1 y 2 corresponden a velocidades bajas en la base de la corona. La elección entre estas dos soluciones está determinada por las condiciones en el infinito. La solución 1 corresponde a bajas tasas de expansión de la corona ("brisa solar", según J. Chamberlain, EE. UU.) Y da grandes valores de presión en el infinito, es decir, encuentra las mismas dificultades que el modelo estático. coronas. La solución 2 corresponde a la transición de la tasa de expansión a través del valor de la velocidad del sonido ( v K) en una determinada crítica. distancia R K y posterior expansión a velocidad supersónica. Esta solución da un valor de presión extremadamente pequeño en el infinito, lo que hace posible igualarlo con la baja presión del medio interestelar. Parker llamó a este tipo de corriente viento solar. Crítico el punto está por encima de la superficie del Sol si la temperatura de la corona es menor que un cierto valor crítico. valores donde metro - masa del protón, - exponente adiabático. En la Fig. 5 muestra el cambio en la tasa de expansión de heliocéntrica. distancia en función de la temperatura de la isoterma. corona isotrópica. Los modelos posteriores de S.V. tener en cuenta las variaciones de la temperatura coronal con la distancia, la naturaleza de dos fluidos del medio (gases de electrones y protones), conductividad térmica, viscosidad y expansión no esférica. Aproximación a la sustancia S.v. cómo a un medio continuo se justifica por la presencia de IMF y el carácter colectivo de la interacción del plasma de alta presión, provocada por diversos tipos de inestabilidades. S.v. proporciona básico la salida de energía térmica de la corona, porque transferencia de calor a la cromosfera, electroimán. Radiación de materia corona fuertemente ionizada y conductividad térmica electrónica de S. insuficiente para establecer térmica. equilibrio de la corona. La conductividad térmica electrónica proporciona una lenta disminución de la temperatura de S.H. con la distancia. S.v. no juega ningún papel significativo en la energía del Sol en su conjunto, ya que el flujo de energía arrastrado por él es ~ 10-8

Flujo radial constante de plasma solar. corona en la producción interplanetaria. El flujo de energía procedente del interior del Sol calienta el plasma corona a 1,5-2 millones de K. Constantes. el calentamiento no se compensa con la pérdida de energía debida a la radiación, ya que la corona es pequeña. El exceso de energía significa. los grados son llevados por los ch-ts de siglo de S. (\u003d 1027-1029 erg / s). La corona, por tanto, no es hidrostática. equilibrio, se expande continuamente. Según la composición del S. siglo. no difiere del plasma de la corona (S. century contiene hl. arr. protones, el-ny, unos pocos núcleos de helio, iones de oxígeno, silicio, azufre, hierro). En la base de la corona (a 10 mil km de la fotosfera del Sol) los ch-ts tienen un radial del orden de cientos de m / s, a una distancia de varios. Dom radios alcanza la velocidad del sonido en plasma (100-150 km / s), cerca de la órbita de la Tierra la velocidad de los protones es de 300-750 km / s, y sus espacios. - de varios. ch-c a varios. decenas de ch-c en 1 cm3. Con la ayuda del espacio interplanetario. estaciones establecieron que hasta la órbita de Saturno, la densidad de flujo ch-c S. in. disminuye según la ley (r0 / r) 2, donde r es la distancia al Sol, r0 es el nivel inicial. C. pulg. lleva consigo los bucles de las líneas de fuerza del sol. magn. campos, a-centeno forman el magn interplanetario. ... Combinación de movimiento radial h-c S. de siglo. con la rotación del Sol da a estas líneas la forma de espirales. Estructura a gran escala de magn. el campo en las proximidades del Sol tiene la forma de sectores, en los que el campo se dirige desde el Sol o hacia él. El tamaño de la cavidad ocupada por el cabezal de aspiración no se conoce con exactitud (su radio, aparentemente, no es inferior a 100 AU). En los límites de esta cavidad, dinámica. C. pulg. debe ser equilibrado por la presión del gas interestelar, galáctico. magn. campos y galácticos. cosm. rayos En las cercanías de la Tierra, la colisión del arroyo con un geomagn. El campo genera una onda de choque estacionaria frente a la magnetosfera de la Tierra (del Sol, Fig.).

C. pulg. a medida que fluye alrededor de la magnetosfera, limitando su longitud en la avenida. Cambios en la intensidad de la energía solar asociados con las erupciones solares, yavl. principal la causa de la perturbación geomagn. campos y magnetosferas (tormentas magnéticas).

Para el Sol, pierde desde el norte. \u003d 2X10-14 parte de su masa Msun. Es natural suponer que la salida de is-va, similar al siglo S., también existe para otras estrellas (""). Debe ser especialmente intenso en estrellas masivas (con una masa \u003d varios lugares decimales de Msuns) y con una temperatura superficial alta (\u003d 30-50 mil K) y en estrellas con atmósfera extendida (gigantes rojas), ya que en En el primer caso, las partículas de una corona estelar fuertemente desarrollada tienen una energía suficientemente alta para vencer la atracción de la estrella, y en el segundo, la parabólica es baja. velocidad (velocidad de escape; (ver VELOCIDAD ESPACIAL)). Medio. La pérdida de masa con viento estelar (\u003d 10-6 Msol / año y más) puede afectar significativamente la evolución de las estrellas. A su vez, el viento estelar crea "burbujas" de gas caliente en el medio interestelar: fuentes de rayos X. radiación.

Físico diccionario enciclopédico... - M.: Enciclopedia soviética. . 1983 .

VIENTO SOLAR - flujo continuo de plasma de origen solar, el Sol) hacia el espacio interplanetario. A altas temperaturas pax, que existen en la corona solar (1,5 * 10 9 K), la presión de las capas superpuestas no puede equilibrar la presión del gas de la materia de la corona y la corona se expande.

La primera prueba de la existencia de correos. El flujo de plasma del Sol fue obtenido por L. Biermann (L. Biermann) en la década de 1950. sobre el análisis de las fuerzas que actúan sobre las colas de plasma de los cometas. En 1957, Y. Parker (E. Parker), analizando las condiciones de equilibrio de la sustancia corona, mostró que la corona no puede estar en condiciones hidrostáticas. Mie Características de S. se dan en la tabla. 1. Flujos S. en. se puede dividir en dos clases: lento, con una velocidad de 300 km / sy rápido, con una velocidad de 600-700 km / s. Corrientes rápidas que emanan de áreas de la corona solar, donde la estructura de magn. el campo está cerca de radial. agujeros coronales. Flujos lentospp. en. asociado, aparentemente, con áreas de la corona, en las que hay un medio Lengüeta. 1. - Características medias del viento solar en la órbita terrestre.

Velocidad
Concentración de protones
Temperatura del protón
Temperatura de electrones
Intensidad del campo magnético
La densidad de flujo de las pitones ...	2,4 * 10 8 cm -2 * s -1
Densidad de flujo de energía cinética	0,3 ergio * cm -2 * s -1

Lengüeta. 2.- La composición química relativa del viento solar.

	Contenido relativo

	Contenido relativo

Además del principal. componentes de S. v.- protones y electrones, en su composición también se encuentran -partículas, medidas de ionización. temperatura de los iones de S. del siglo. le permite determinar la temperatura electrónica de la corona solar.

En pecado. hay descomp. tipos de ondas: Langmuir, silbidos, ion-sonido, ondas de plasma). Algunas de las ondas tipo Alfvén se generan en el Sol, otras se excitan en el medio interplanetario. La generación de ondas suaviza las desviaciones de las f-ciones de la distribución de partículas de Maxwellian y en conjunto con el efecto de magn. campos de naplasma lleva al hecho de que S. siglo. se comporta como un medio continuo. Las ondas del tipo Alfven juegan un papel importante en la aceleración de componentes C pequeños.

Figura: 1. Viento solar masivo. El eje horizontal es la relación entre la masa de la partícula y su carga y el eje vertical es el número de partículas registradas en la ventana de energía del dispositivo durante 10 s. Los números con un signo "+" indican la carga de iones.

S. arroyo. es supersónico en relación con las velocidades de esos tipos de olas, a-centeno proporcionar eff. transmisión de energía al S. siglo. (Alfvén, sonido y). Alfvén y el sonido Número de Mach C. en. 7. Al fluir alrededor del S. obstáculos capaces de desviarlo eficazmente (los campos magnéticos de Mercurio, la Tierra, Júpiter, Saturno o las ionosferas conductoras de Venus y, aparentemente, Marte), se forma una onda de choque de arco desprendido. ondas que le permiten fluir alrededor del obstáculo. Además, en S. siglo. Se forma una cavidad: una magnetosfera (intrínseca o inducida), la forma y el tamaño del corte están determinados por el equilibrio de presión de los imanes. campos del planeta y la presión del flujo de plasma que fluye (ver. Magnetosfera de la Tierra, Magnetósferas de planetas). En el caso de la interacción de S. en. con un cuerpo no conductor (por ejemplo, la Luna), no surge una onda de choque. El flujo de plasma es absorbido por la superficie y se forma una cavidad detrás del cuerpo, que se llena gradualmente con plasma. en.

El proceso estacionario de salida de plasma corona está superpuesto por procesos no estacionarios asociados con llamaradas en el sol. Con llamaradas fuertes, la materia se expulsa del fondo. regiones de la corona en el medio interplanetario. Variaciones magnéticas).

Figura: 2. Propagación de ondas de choque interplanetarias y expulsión de una llamarada solar. Las flechas muestran la dirección de movimiento del plasma del viento solar,

Figura: 3. Tipos de soluciones de la ecuación de expansión corona. La velocidad y la distancia se normalizan a la velocidad crítica v k y la distancia crítica R k.La solución 2 corresponde al viento solar.

La expansión de la corona solar está descrita por el sistema de ecuaciones para la conservación de la masa, v k) en un cierto crítico. distancia R y posterior expansión a velocidad supersónica. Esta solución da una presión infinitamente pequeña en el infinito, lo que permite que coincida con la baja presión del medio interestelar. El curso de este tipo fue nombrado por J. Parker por S. en. , donde m es la masa del protón, es el exponente adiabático y es la masa del Sol. En la Fig. 4 muestra el cambio en la tasa de expansión de heliocéntrica. conductividad térmica, viscosidad,

Figura: 4. Perfiles de la velocidad del viento solar para el modelo de corona isotérmica a diferentes valores de la temperatura coronal.

C. pulg. proporciona básico salida de energía térmica de la corona, desde la transferencia de calor a la cromosfera, electromagn. Corona y conductividad térmica electrónicapp. en. insuficiente para establecer balance de calor coronas. La conductividad térmica electrónica proporciona una disminución lenta de la temperatura de S. in. con la distancia. la luminosidad del sol.

C. pulg. lleva consigo al medio interplanetario el magn coronal. campo. Las líneas de fuerza de este campo congeladas en el plasma forman una magnitud interplanetaria. campo (IMF) Aunque la intensidad del IMF es pequeña y su densidad de energía es aproximadamente el 1% de la densidad cinética. energía de S. in., juega un papel importante en termodinámicapp. en. y en la dinámica de las interacciones de S. con los cuerpos del sistema solar, así como S. entre ellos mismos. Combinación de la expansión de S. con la rotación del sol lleva al hecho de que magn. las líneas de fuerza congeladas en el siglo S. tienen la forma, B R y componentes azimutales de magn. los campos cambian de manera diferente con la distancia cerca del plano de la eclíptica:

donde esta ang. la velocidad de rotación del sol, y componente de velocidad radial pulg., el índice 0 corresponde al nivel inicial. A la distancia de la órbita de la Tierra, el ángulo entre la dirección de magn. campos y R unos 45 °. En general A magn.

Figura: 5. La forma de la línea de fuerza del campo magnético interplanetario. Es la velocidad angular de rotación del Sol, y es el componente radial de la velocidad del plasma, R es la distancia heliocéntrica.

S. siglo, surgiendo sobre las regiones del Sol con descomposición. orientación magn. campos, velocidad, temp-pa, concentración de partículas, etc.) también en cf. cambio natural en la sección transversal de cada sector, lo que se asocia con la existencia de un flujo rápido de S. en. Los límites de los sectores suelen estar ubicados dentro del flujo lento de S. a. La mayoría de las veces hay 2 o 4 sectores que giran con el sol. Esta estructura, que se forma durante el tirón de S. de siglo. magn. a gran escala campos de la corona, se pueden observar durante varios. revoluciones del sol. La estructura del sector del FMI es consecuencia de la existencia de una hoja de corriente (TC) en el medio interplanetario, que gira con el Sol. TC crea un salto en magn. Los campos radiales IMF tienen diferentes señales en diferentes lados del vehículo. Este TS, predicho por H. Alfven (N. Alfven), pasa por aquellas partes de la corona solar, que están asociadas con regiones activas en el Sol, y separa las regiones indicadas con descomposición. signos de la componente radial del solar magn. campos. TS se encuentra aproximadamente en el plano del ecuador solar y tiene una estructura plegada. La rotación del Sol conduce a la torsión de los pliegues TS en espiral (Fig. 6). Al estar cerca del plano de la eclíptica, el observador resulta ser más alto o más bajo que el TS, por lo que cae en sectores con diferentes signos de la componente radial del FMI.

Cerca del Sol en el siglo del norte. hay gradientes de velocidad longitudinales y latitudinales de ondas de choque sin colisión (Fig. 7). Primero, se forma una onda de choque, que se propaga hacia adelante desde el límite de los sectores (onda de choque directa), y luego se forma una onda de choque hacia atrás que se propaga al Sol.

Figura: 6. La forma de la hoja de corriente heliosférica. Su intersección con el plano de la eclíptica (inclinado hacia el ecuador del Sol en un ángulo de ~ 7 °) da la estructura sectorial observada del campo magnético interplanetario.

Figura: 7. La estructura del sector del campo magnético interplanetario. Las flechas cortas muestran la dirección del viento solar, líneas con flechas - líneas de campo magnético, línea de puntos y trazos - límites del sector (intersección del plano de la figura con la hoja actual).

Dado que la velocidad de la onda de choque es menor que la velocidad del viento solar, lleva la onda de choque hacia atrás lejos del Sol. Las ondas de choque cerca de los límites de los sectores se forman a distancias de ~ 1 AU. e. y son rastreables a distancias de varios. y. e) Estas ondas de choque, así como las ondas de choque interplanetarias de las erupciones solares y las ondas de choque casi planetarias, aceleran las partículas y son, por lo tanto, una fuente de partículas energéticas.

C. pulg. se extiende a distancias de ~ 100 AU. e., donde la presión del medio interestelar equilibra la dinámica. La presión de S. en. La cavidad barrida por S. siglo. Entorno interplanetario). Ampliando C. en. junto con el magnesio congelado en él. El campo evita la penetración galáctica en el sistema solar. cosm. rayos de bajas energías y conduce a variaciones cósmicas. rayos de altas energías. Un fenómeno análogo al S. de siglo se encontró en algunas otras estrellas (ver. Viento estelar).

Iluminado .: Parker E. N., Dinámico en el medio interplanetario, O. L. Vaisberg.

Enciclopedia física. En 5 volúmenes. - M.: Enciclopedia soviética. Editor jefe A.M. Prokhorov. 1988 .

Vea qué es "SUNNY WIND" en otros diccionarios:

VIENTO SOLAR, el flujo de plasma de la corona solar que llena el Sistema Solar hasta 100 unidades astronómicas del Sol, donde la presión del medio interestelar equilibra la presión dinámica del flujo. La composición principal son protones, electrones, núcleos ... Enciclopedia moderna

VIENTO SOLAR, un flujo constante de partículas cargadas (principalmente protones y electrones), acelerado por la alta temperatura de la CORONA solar a velocidades lo suficientemente altas como para que las partículas superen la gravedad del Sol. El viento solar se desvía ... Diccionario enciclopédico científico y técnico

La atmósfera del Sol es 90% de hidrógeno. Su parte más distante de la superficie se llama corona solar y es claramente visible durante los eclipses solares totales. La temperatura de la corona alcanza 1,5-2 millones de K y el gas de la corona está completamente ionizado. A tal temperatura del plasma, la velocidad térmica de los protones es de unos 100 km / s, y la de los electrones, de varios miles de kilómetros por segundo. Para superar la atracción solar, es suficiente una velocidad inicial de 618 km / s, la segunda velocidad cósmica del Sol. Por lo tanto, el plasma se escapa constantemente de la corona solar al espacio. Este flujo de protones y electrones se llama viento solar.

Una vez superada la atracción del Sol, las partículas del viento solar vuelan en trayectorias rectas. La velocidad de cada partícula apenas cambia con la remoción, pero puede ser diferente. Esta velocidad depende principalmente del estado de la superficie solar, del "clima" del Sol. En promedio, es igual av ≈ 470 km / s. El viento solar recorre la distancia a la Tierra en 3-4 días. En este caso, la densidad de partículas en él disminuye en proporción inversa al cuadrado de la distancia al Sol. A una distancia igual al radio de la órbita terrestre, en 1 cm 3 hay en promedio 4 protones y 4 electrones.

El viento solar reduce la masa de nuestra estrella, el Sol, en 109 kg por segundo. Aunque este número parece grande en la escala de la Tierra, en realidad es pequeño: la disminución de la masa solar se puede ver solo miles de veces más que la edad actual del Sol, que es aproximadamente 5 mil millones de años.

La interacción del viento solar con un campo magnético es interesante e inusual. Se sabe que las partículas cargadas generalmente se mueven en un campo magnético H a lo largo de un círculo o en líneas helicoidales. Sin embargo, esto es cierto solo cuando el campo magnético es lo suficientemente fuerte. Más precisamente, para el movimiento de partículas cargadas en un círculo, la densidad de energía del campo magnético H 2 / 8π debe ser mayor que la densidad de energía cinética del plasma en movimiento ρv 2/2. En el viento solar, la situación es la contraria: el campo magnético es débil. Por lo tanto, las partículas cargadas se mueven en línea recta, y el campo magnético no es constante, se mueve con el flujo de partículas, como si este flujo lo llevara a la periferia del sistema solar. La dirección del campo magnético en todo el espacio interplanetario sigue siendo la misma que estaba en la superficie del Sol en el momento de la salida del plasma del viento solar.

El campo magnético, por regla general, cambia su dirección 4 veces al caminar a lo largo del ecuador del Sol. El sol gira: los puntos en el ecuador completan una revolución en T \u003d 27 días. Por lo tanto, el campo magnético interplanetario se dirige a lo largo de espirales (ver Fig.), Y la imagen completa de esta figura gira siguiendo la rotación de la superficie solar. El ángulo de rotación del Sol cambia cuando φ \u003d 2π / T. La distancia del Sol aumenta con la velocidad del viento solar: r \u003d vt. De ahí la ecuación de las espirales en la Fig. tiene la forma: φ \u003d 2πr / vT. A una distancia de la órbita terrestre (r \u003d 1,5 10 11 m), el ángulo de inclinación del campo magnético con respecto al vector del radio es, como es fácil de comprobar, de 50 °. En promedio, este ángulo se mide naves espacialespero no muy cerca de la Tierra. En la vecindad de los planetas, el campo magnético está organizado de manera diferente (ver Magnetosfera).

Figura 1. Helisfera

Figura 2. Llamarada solar.

El viento solar es un flujo continuo de plasma de origen solar, que se propaga aproximadamente radialmente desde el Sol y llena el sistema solar hasta distancias heliocéntricas del orden de 100 AU. SV se forma durante la expansión de gas dinámico de la corona solar en el espacio interplanetario.

Características medias del viento solar en la órbita de la Tierra: velocidad 400 km / s, densidad de protones - 6 por 1, temperatura de protones 50.000 K, temperatura de electrones 150.000 K, intensidad del campo magnético 5 · oersted. Las corrientes de viento solar se pueden dividir en dos clases: lentas, con una velocidad de aproximadamente 300 km / sy rápidas, con una velocidad de 600-700 km / s. El viento solar que surge sobre áreas del Sol con diferentes orientaciones del campo magnético, forma flujos con un campo magnético interplanetario de orientación diferente, la llamada estructura sectorial del campo magnético interplanetario.

La estructura del sector interplanetario es la división de la estructura observada a gran escala del viento solar en un número par de sectores con diferentes direcciones de la componente radial del campo magnético interplanetario.

Las características del viento solar (velocidad, temperatura, concentración de partículas, etc.) también, en promedio, cambian regularmente en la sección transversal de cada sector, lo que se asocia a la existencia de un flujo de viento solar rápido dentro del sector. Los límites de los sectores generalmente se encuentran dentro del flujo lento del Viento Solar. La mayoría de las veces, hay dos o cuatro sectores que giran con el Sol. Esta estructura, formada cuando el viento solar tira del campo magnético a gran escala de la corona, se puede observar durante varias revoluciones solares. La estructura sectorial es consecuencia de la existencia de una hoja de corriente en el medio interplanetario, que gira con el Sol. La hoja actual crea un salto en el campo magnético: sobre la capa, el componente radial del campo magnético interplanetario tiene un signo, debajo de él, otro. La hoja actual está ubicada aproximadamente en el plano del ecuador solar y tiene una estructura plegada. La rotación del Sol provoca la torsión de los pliegues de la hoja actual en espiral (el llamado "efecto bailarina"). Al estar cerca del plano de la eclíptica, el observador resulta ser más alto o más bajo que la hoja actual, por lo que se encuentra en sectores con diferentes signos de la componente radial del campo magnético interplanetario.

Cuando el viento solar fluye alrededor de obstáculos capaces de desviar eficazmente el viento solar (campos magnéticos de Mercurio, Tierra, Júpiter, Saturno o ionosferas conductoras de Venus y, aparentemente, Marte), se forma una onda de choque de arco. El viento solar se desacelera y se calienta en el frente de la onda de choque, lo que le permite fluir alrededor del obstáculo. En este caso, se forma una cavidad en el viento solar, una magnetosfera, cuya forma y tamaño están determinados por el equilibrio entre la presión del campo magnético del planeta y la presión del flujo de plasma que fluye. El frente de choque tiene unos 100 km de espesor. En el caso de la interacción del viento solar con un cuerpo no conductor (la Luna), no surge una onda de choque: el flujo de plasma es absorbido por la superficie y una cavidad se llena gradualmente con el plasma del viento solar detrás del cuerpo.

El proceso estacionario de salida del plasma en corona se superpone a los procesos no estacionarios asociados con las erupciones solares. Con fuertes erupciones solares, la materia es expulsada de las regiones inferiores de la corona al medio interplanetario. En este caso, también se forma una onda de choque, que se ralentiza gradualmente a medida que se mueve a través del plasma del viento solar.

La llegada de la onda de choque a la Tierra conduce a la compresión de la magnetosfera, después de lo cual generalmente comienza el desarrollo de una tormenta magnética.

El viento solar se extiende a una distancia de aproximadamente 100 UA, donde la presión del medio interestelar equilibra la presión dinámica del viento solar. La cavidad barrida por el viento solar en el medio interestelar forma la heliosfera. El viento solar, junto con el campo magnético congelado en él, evita la penetración galáctica en el sistema solar. rayos cósmicos bajas energías y conduce a variaciones en los rayos cósmicos de alta energía.

También se ha encontrado un fenómeno similar al viento solar en algunos tipos de otras estrellas (viento estelar).

El flujo de energía del Sol, alimentado por una reacción termonuclear en su centro, es afortunadamente extremadamente estable, a diferencia de la mayoría de las otras estrellas. Gran parte de ella se emite finalmente desde la delgada capa superficial del Sol, la fotosfera, en forma de ondas electromagnéticas visibles e infrarrojas. La constante solar (la magnitud del flujo de energía solar en la órbita de la Tierra) es 1370 W /. Puedes imaginar que por cada metro cuadrado de la superficie de la Tierra hay la potencia de un hervidor eléctrico. Sobre la fotosfera está la corona del Sol, una zona visible desde la Tierra solo durante los eclipses solares y llena de plasma caliente y enrarecido con una temperatura de millones de grados.

Este es el caparazón más inestable del Sol, en el que se originan las principales manifestaciones de la actividad solar, que afectan a la Tierra. La vista desgreñada de la corona del Sol demuestra la estructura de su campo magnético: grupos luminosos de plasma se alargan a lo largo de las líneas de fuerza. El plasma caliente que fluye de la corona forma el viento solar, una corriente de iones (que consta de un 96% de núcleos de hidrógeno, protones y un 4% de núcleos de helio, partículas alfa) y electrones, que acelera hacia el espacio interplanetario a una velocidad de 400-800 km / s. ...

El viento solar estira y arrastra el campo magnético solar.

Esto sucede porque la energía del movimiento dirigido del plasma en la corona exterior es mayor que la energía del campo magnético, y el principio de congelación arrastra el campo detrás del plasma. La combinación de tal flujo de salida radial con la rotación del Sol (y el campo magnético está "unido" a su superficie) conduce a la formación de una estructura en espiral del campo magnético interplanetario, la llamada espiral de Parker.

El viento solar y el campo magnético llenan todo el sistema solar y, por lo tanto, la Tierra y todos los demás planetas están realmente en la corona del sol, experimentando no solo la radiación electromagnética, sino también el viento solar y el campo magnético solar.

Durante el período de actividad mínima, la configuración del campo magnético solar es cercana al dipolo y es similar a la forma del campo magnético de la Tierra. A medida que la actividad alcanza su máximo, la estructura del campo magnético se vuelve más compleja por razones que no están del todo claras. Una de las hipótesis más hermosas dice que cuando el Sol gira, el campo magnético parece enrollarlo, hundiéndose gradualmente bajo la fotosfera. Con el tiempo, durante solo un ciclo solar, el flujo magnético acumulado debajo de la superficie se vuelve tan grande que los haces de líneas de fuerza comienzan a ser empujados hacia afuera.

Los lugares donde emergen las líneas de campo forman puntos en la fotosfera y bucles magnéticos en la corona, que son visibles como regiones de mayor brillo de plasma en las imágenes de rayos X del Sol. La magnitud del campo dentro de las manchas solares alcanza los 0.01 Tesla, cien veces mayor que el campo del Sol silencioso.

Intuitivamente, la energía del campo magnético puede asociarse con la longitud y el número de líneas de fuerza: cuantas más, mayor es la energía. Al acercarse al máximo solar, la enorme energía acumulada en el campo comienza a liberarse periódicamente de manera explosiva, gastando en la aceleración y calentamiento de las partículas de la corona solar.

Los estallidos intensos y agudos de radiación electromagnética de onda corta del Sol que acompañan a este proceso se denominan llamaradas solares. En la superficie de la Tierra, las llamaradas se registran en el rango visible como pequeños aumentos en el brillo de secciones individuales de la superficie solar.

Sin embargo, incluso las primeras mediciones realizadas a bordo de una nave espacial mostraron que el efecto más notable de las llamaradas es un aumento significativo (hasta cientos de veces) en el flujo de radiación de rayos X solar y partículas cargadas de energía: los rayos cósmicos solares.

Durante algunas erupciones, también se expulsan cantidades significativas de plasma y campo magnético al viento solar, las llamadas nubes magnéticas, que comienzan a expandirse rápidamente hacia el espacio interplanetario, conservando la forma de un bucle magnético con los extremos apoyados en el Sol.

La densidad del plasma y el campo magnético dentro de la nube son decenas de veces más altos que los valores de estos parámetros en el viento solar típico de tiempos tranquilos.

A pesar de que durante una gran llamarada se pueden liberar hasta 1025 julios de energía, el aumento total en el flujo de energía en el máximo solar es pequeño y asciende a sólo 0,1-0,2%.

VB Baranov, Universidad Estatal de Moscú M.V. Lomonosov

El artículo trata el problema de la expansión supersónica de la corona solar (viento solar). Se analizan cuatro problemas principales: 1) las razones de la salida de plasma de la corona solar; 2) si tal salida es uniforme; 3) el cambio en los parámetros del viento solar con la distancia del Sol y 4) cómo fluye el viento solar hacia el medio interestelar.

Introducción

Han pasado casi 40 años desde que el físico estadounidense E. Parker predijo teóricamente un fenómeno que se denominó "viento solar" y que, un par de años más tarde, fue confirmado experimentalmente por un grupo de científicos soviéticos K. Gringauz utilizando instrumentos instalados en la Luna. 2 "y" Luna-3 ". El viento solar es un flujo de plasma de hidrógeno completamente ionizado, es decir, un gas formado por electrones y protones de aproximadamente la misma densidad (condición de cuasi-neutralidad), que se aleja del Sol a una alta velocidad supersónica. En la órbita de la Tierra (a una unidad astronómica (AU) del Sol), la velocidad VE de este flujo es de aproximadamente 400-500 km / s, la concentración de protones (o electrones) es ne \u003d 10-20 partículas por centímetro cúbico y su temperatura es Te es de aproximadamente 100.000 K (la temperatura del electrón es ligeramente superior).

Además de los electrones y protones, en el espacio interplanetario se encontraron partículas alfa (del orden de varios porcentajes), una pequeña cantidad de partículas más pesadas, así como un campo magnético, cuya inducción promedio resultó estar en la órbita de la Tierra del orden de varios gammas (1

\u003d 10-5 Gs).

Un poco de historia relacionada con la predicción teórica del viento solar

Durante la no tan larga historia de la astrofísica teórica, se creía que todas las atmósferas estelares se encuentran en equilibrio hidrostático, es decir, en un estado en el que la fuerza de atracción gravitacional de una estrella está equilibrada por la fuerza asociada al gradiente de presión en su atmósfera (con un cambio de presión por unidad de distancia r desde el centro). estrellas). Matemáticamente, este equilibrio se expresa en forma de una ecuación diferencial ordinaria

(1)

donde G es la constante gravitacional, M * es la masa de la estrella, p es la presión del gas atmosférico,

es su densidad de masa. Si se da la distribución de temperatura T en la atmósfera, entonces de la ecuación de equilibrio (1) y la ecuación de estado para un gas ideal

(2)

donde R es la constante del gas, se obtiene fácilmente la denominada fórmula barométrica, que en el caso particular de temperatura constante T tendrá la forma

(3)

En la fórmula (3), el valor p0 es la presión en la base de la atmósfera de la estrella (en r \u003d r0). De esta fórmula se ve que para r

, es decir, a distancias muy grandes de la estrella, la presión p tiende a un límite finito, que depende del valor de la presión p0.

Dado que se creía que la atmósfera solar, como las atmósferas de otras estrellas, se encuentra en un estado de equilibrio hidrostático, su estado se determinó mediante fórmulas similares a las fórmulas (1), (2), (3). Teniendo en cuenta el fenómeno inusual y aún no entendido del todo de un fuerte aumento en la temperatura de aproximadamente 10,000 grados en la superficie del Sol a 1,000,000 de grados en la corona solar, Chapman (ver, por ejemplo) desarrolló la teoría de una corona solar estática, que se suponía que haría una transición suave al medio interestelar. que rodea el sistema solar.

Sin embargo, en su trabajo pionero, Parker llamó la atención sobre el hecho de que la presión en el infinito obtenida de una fórmula como (3) para una corona solar estática resulta ser casi un orden de magnitud más alta que el valor de presión que se estimó para el gas interestelar basado en observaciones. Para eliminar esta discrepancia, Parker sugirió que la corona solar no se encuentra en un estado de equilibrio estático, sino que se expande continuamente hacia el medio interplanetario que rodea al Sol. Además, en lugar de la ecuación de equilibrio (1), propuso utilizar la ecuación hidrodinámica de movimiento de la forma

(4)

donde, en el sistema de coordenadas solares, V es la velocidad radial del plasma. Debajo

se refiere a la masa del Sol.

Para una distribución de temperatura dada T, el sistema de ecuaciones (2) y (4) tiene soluciones del tipo que se muestra en la Fig. 1. En esta figura, a denota la velocidad del sonido y r * es la distancia desde el origen a la que la velocidad del gas es igual a la velocidad del sonido (V \u003d a). Obviamente, solo las curvas 1 y 2 de la Fig. 1 tengo significado físico para el problema de la salida de gas del Sol, ya que las curvas 3 y 4 tienen velocidades no únicas en cada punto, y las curvas 5 y 6 corresponden a velocidades muy altas en la atmósfera solar, lo que no se observa en los telescopios. Parker analizó las condiciones bajo las cuales se realiza en la naturaleza una solución correspondiente a la curva 1. Mostró que para hacer coincidir la presión obtenida de dicha solución con la presión en el medio interestelar, el caso más realista es la transición de gas de un flujo subsónico (en r< r*) к сверхзвуковому (при r > r *), y llamó a tal flujo el viento solar. Sin embargo, esta afirmación fue cuestionada en el trabajo de Chamberlain, quien consideró la solución más realista correspondiente a la curva 2, que describe en todas partes una "brisa solar" subsónica. Al mismo tiempo, los primeros experimentos en naves espaciales (ver, por ejemplo,), que detectaron flujos de gas supersónico del Sol, no le parecieron, a juzgar por la literatura, a Chamberlain suficientemente confiables.

Figura: 1. Posibles soluciones de ecuaciones unidimensionales de dinámica de gases para la velocidad V del flujo de gas desde la superficie solar en presencia de fuerza gravitacional. La curva 1 corresponde a la solución para el viento solar. Aquí a es la velocidad del sonido, r es la distancia del Sol, r * es la distancia a la que la velocidad del gas es igual a la velocidad del sonido, es el radio del Sol.

La historia de los experimentos en el espacio exterior ha demostrado de manera brillante la exactitud de las ideas de Parker sobre el viento solar. Se puede encontrar material detallado sobre la teoría del viento solar, por ejemplo, en una monografía.

Conceptos de una salida uniforme de plasma de la corona solar

El resultado bien conocido puede obtenerse de las ecuaciones unidimensionales de la dinámica de los gases: en ausencia de fuerzas de masa, un flujo de gas esféricamente simétrico de una fuente puntual puede ser subsónico o supersónico en todas partes. La presencia de fuerza gravitacional en la ecuación (4) (lado derecho) conduce a la aparición de soluciones del tipo de curva 1 en la Fig. 1, es decir, con una transición a través de la velocidad del sonido. Hagamos una analogía con el flujo de tobera Laval clásico, que es la base de todos los motores a reacción supersónicos. Este flujo se muestra esquemáticamente en la Fig. 2.

Figura: 2. Diagrama de flujo en la boquilla de Laval: 1 - un tanque llamado receptor, en el que se suministra aire muy caliente a baja velocidad, 2 - la región de compresión geométrica del canal para acelerar el flujo de gas subsónico, 3 - la región de expansión geométrica del canal para acelerar el flujo supersónico.

El gas calentado a una temperatura muy alta se alimenta al tanque 1, llamado receptor, a una velocidad muy baja (la energía interna del gas es mucho mayor que su energía cinética de movimiento dirigido). Por compresión geométrica del canal, el gas se acelera en la región 2 (flujo subsónico) hasta que su velocidad alcanza la velocidad del sonido. Para su mayor aceleración, es necesario expandir el canal (región 3 del flujo supersónico). La aceleración del gas en toda la región de flujo ocurre debido a su enfriamiento adiabático (sin suministro de calor) (la energía interna del movimiento caótico se convierte en la energía del movimiento dirigido).

En el problema considerado de la formación del viento solar, el papel del receptor lo desempeña la corona solar, y el papel de las paredes de la boquilla de Laval lo desempeña la fuerza gravitacional de atracción solar. Según la teoría de Parker, la transición a través de la velocidad del sonido debería ocurrir en algún lugar a una distancia de varios radios solares. Sin embargo, el análisis de las soluciones obtenidas en la teoría mostró que la temperatura de la corona solar es insuficiente para que su gas se acelere a velocidades supersónicas, como es el caso en la teoría de la tobera de Laval. Debe haber alguna fuente adicional de energía. Actualmente, se considera que dicha fuente es la disipación de los movimientos de las olas siempre presentes en el viento solar (a veces se les llama turbulencia de plasma), superpuestos a la corriente media, y el flujo en sí ya no es adiabático. Un análisis cuantitativo de tales procesos todavía requiere investigación.

Curiosamente, los telescopios terrestres detectan campos magnéticos en la superficie del sol. El valor medio de su inducción magnética B se estima en 1 G, aunque en algunas formaciones fotosféricas, por ejemplo, en manchas, el campo magnético puede ser órdenes de magnitud mayor. Dado que el plasma es un buen conductor de electricidad, es natural que los campos magnéticos solares interactúen con sus flujos desde el Sol. En este caso, la teoría puramente de dinámica de gases ofrece una descripción incompleta del fenómeno en cuestión. La influencia del campo magnético en el flujo del viento solar solo puede considerarse en el marco de una ciencia llamada magnetohidrodinámica. ¿Cuáles son los resultados de tales consideraciones? Según el trabajo pionero en esta dirección (ver también), el campo magnético conduce a la aparición de corrientes eléctricas j en el plasma del viento solar, lo que, a su vez, conduce a la aparición de una fuerza ponderomotriz j x B, que se dirige en la dirección perpendicular a la dirección radial. Como resultado, el viento solar tiene un componente de velocidad tangencial. Este componente es casi dos órdenes de magnitud más pequeño que el radial, pero juega un papel importante en la eliminación del momento angular del Sol. Se asume que esta última circunstancia puede jugar un papel fundamental en la evolución no solo del Sol, sino también de otras estrellas en las que se ha detectado el "viento estelar". En particular, para explicar la fuerte disminución de la velocidad angular de las estrellas de tipo espectral tardío, a menudo se utiliza la hipótesis de la transferencia del momento de rotación a los planetas formados a su alrededor. El mecanismo considerado de la pérdida del momento angular del Sol a través de la salida de plasma del mismo abre la posibilidad de revisar esta hipótesis.