¿Qué es el viento cósmico? Viento soleado El colapso de la idea de una corona solar estática.

viento soleado

- una corriente continua de plasma de origen solar, que se extiende aproximadamente radialmente desde el Sol y llena el sistema solar con heliocéntrico. distancias ~ 100 AU S.v. formado durante la dinámica del gas. expansión al espacio interplanetario. A altas temperaturas, que existen en la corona solar (K), la presión de las capas superpuestas no puede equilibrar la presión de gas del material de la corona, y la corona se expande.

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

Características medias se dan en la tabla. 1. La corriente de plasma de origen solar se registró por primera vez en el segundo plano cósmico soviético. el cohete Luna-2 en 1959. La existencia de un flujo constante de plasma desde el Sol se demostró en el resultado de muchos meses de mediciones realizadas por amer. AMC "Mariner-2" en 1962

Tabla 1. Características promedio del viento solar en órbita de la Tierra

Velocidad	400 km / s
Densidad de protones	6 cm -3
Temperatura de protones	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 ergsm -2 s -1

Streams S.V. se puede dividir en dos clases: lento - a una velocidad de km / sy rápido - a una velocidad de 600-700 km / s. Las corrientes rápidas provienen de áreas de la corona donde el campo magnético está cerca del radial. Algunas de estas áreas son . Corrientes lentas conectado, aparentemente, con áreas de la corona, donde significa. componente tangencial de magn. campos.

Además de los componentes principales de S.v. - protones y electrones, también contiene partículas β, iones altamente ionizados de oxígeno, silicio, azufre, hierro (Fig. 1). En el análisis de gases atrapados en las láminas expuestas en la Luna, se encontraron átomos de Ne y Ar. El químico promedio. composición S.v. dado en la tabla. 2)

Tabla 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 corresponde al nivel en la corona donde el tiempo de recombinación se vuelve pequeño en comparación con el tiempo de expansión, es decir a distancia. Mediciones de ionización temperatura iónica S.v. le permite determinar la temperatura electrónica de la corona solar.

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

SV, que surge sobre regiones del Sol con diferentes orientaciones de magn. campos, flujos de formas en FMI con orientación diferente: los llamados campo magnético interplanetario

En St. Se observan varios tipos de ondas: Langmuir, silbidos, sonido iónico, magneto-sonido y otros (ver). Parte de las ondas se genera en el Sol, parte se excita en el medio interplanetario. La generación de ondas suaviza las desviaciones de la función de distribución de partículas de Maxwellian y conduce al hecho de que S. se comporta como un medio continuo. Las ondas tipo Alfven juegan un papel importante en la aceleración de componentes pequeños. y en la formación de una función de distribución de protones. En S. St. También se observan discontinuidades de contacto y rotacionales, que son características del plasma magnetizado.

Stream S.V. aprox. supersónico con respecto a la velocidad de esos tipos de ondas, que aseguran una transferencia eficiente de energía al SV (Alfven, sonido y ondas magnetosónicas), Alfven y sonido Mach números S.v. en órbita de la tierra. Cuando se condena a S.v. obstáculos que pueden desviar efectivamente S.v. (campos magnéticos de Mercurio, Tierra, Júpiter, Sturn o las ionosferas conductoras de Venus y, al parecer, Marte), se forma una onda de choque que sale de la cabeza. S.v. frena y se calienta al frente de la onda de choque, lo que le permite fluir alrededor de un obstáculo. Por otra parte, en St. se forma una cavidad: la magnetosfera (intrínseca o inducida), la forma y el tamaño del enjambre están determinados por el equilibrio de presión de la magn. campo del planeta y la presión del flujo de plasma aerodinámico (ver). Se llama la capa de plasma calentado entre la onda de choque y el obstáculo aerodinámico. área de transición. Las temperaturas de los iones en el frente de una onda de choque pueden aumentar de 10 a 20 veces, los electrones, de 1,5 a 2 veces. Onda de choque , la termalización del flujo está garantizada por procesos colectivos de plasma. El grosor del frente de la onda de choque es de ~ 100 km y está determinado por la velocidad de rotación (magnetosónico y / o híbrido inferior) durante la interacción del flujo incidente y parte del flujo de iones reflejado desde el frente. En el caso de interacción S.v. no se produce una onda de choque con un cuerpo no conductor (Luna): el flujo de plasma es absorbido por la superficie y se acumula gradualmente detrás del cuerpo cavidad.

Los procesos inestables asociados con se superponen en el proceso estacionario de la salida de plasma de la corona. Durante fuertes erupciones solares, la materia es expulsada de las regiones inferiores de la corona hacia el medio interplanetario. Al mismo tiempo, también se forma una onda de choque (Fig. 3), el borde se ralentiza gradualmente cuando se mueve a través del plasma S.v. La llegada de una onda de choque a la Tierra conduce a una compresión de la magnetosfera, después de lo cual el desarrollo de magn. tormentas

Se puede obtener una ecuación que describe la expansión de la corona solar a partir del sistema de ecuaciones para la conservación de la masa y el momento angular. Las soluciones de esta ecuación que describen la naturaleza diferente del cambio en la velocidad con la distancia se muestran en la Fig. 4. Las decisiones 1 y 2 corresponden a bajas velocidades 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 proporciona 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 algún ron crítico. distancia R K y posterior expansión a velocidad supersónica. Esta solución proporciona una presión extremadamente baja en el infinito, lo que permite que coincida con una baja presión del medio interestelar. Parker llamó a la corriente de este tipo el viento solar. Crítico el punto está por encima de la superficie del Sol, si la temperatura de la corona es inferior a un cierto crítico. valores donde metro - masa de protones, - índice adiabático. En la Fig. 5 muestra el cambio en la tasa de expansión con heliocéntrico. distancia dependiendo de la temperatura isotérmica. corona isotrópica Modelos posteriores Tener en cuenta las variaciones en la temperatura coronal con la distancia, un carácter medio de dos fluidos (gases de electrones y protones), conductividad térmica, viscosidad, expansión no esférica. Acercamiento a la sustancia cómo un medio continuo se justifica por la presencia de FMI y la naturaleza colectiva de la interacción de plasma S.V., debido a varios tipos de inestabilidades. S.v. proporciona el principal salida de energía térmica de la corona, como transferencia de calor a la cromosfera, electroimán. emisión de material corona fuertemente ionizado y conductividad térmica electrónica insuficiente para establecer el plazo. equilibrio de la corona La conductividad térmica electrónica proporciona una disminución lenta de la temperatura S.v. con distancia S.v. no juega ningún papel notable en la energía del sol en su conjunto, porque el flujo de energía arrastrado por ella es ~ 10 -8

Flujo de plasma radial constante del sol. corona en la producción interplanetaria. El flujo de energía proveniente de las entrañas del Sol calienta el plasma de la corona a 1.5–2 millones de K. El calentamiento no está equilibrado por la pérdida de energía debido a la radiación, porque la corona es pequeña. Exceso de energía significa. Grados llevar S. siglo. (\u003d 1027-1029 erg / s). Corona, es decir, no está en hidrostática. equilibrio, se expande constantemente. Por composición C. siglo no difiere del plasma de la corona (C. century contiene hl. arr. protones, els, algunos núcleos de helio, oxígeno, silicio, azufre, iones de hierro). En la base de la corona (a 10 mil km de la fotosfera solar), las partículas son del orden radial de cientos de m / s, a una distancia de varios. Dom de radios, alcanza la velocidad del sonido en un plasma (100-150 km / s), en la órbita de la Tierra la velocidad de los protones es de 300-750 km / s, y sus espacios. - De varios. h a varios. decenas de horas en 1 cm3. Con la ayuda del espacio interplanetario. estaciones se estableció que hasta la órbita de Saturno, la densidad de flujo de CC C. en. disminuye de acuerdo con la ley (r0 / r) 2, donde r es la distancia del Sol, r0 es el nivel inicial. S. siglo lleva consigo los lazos de las líneas de fuerza del sol. magn. campos, para formar una interplanetaria magn. . La combinación de movimiento radial h-c S. siglo. Con la rotación del Sol da a estas líneas la forma de espirales. Gran escala magn. El campo en las proximidades del Sol tiene la forma de sectores en los que el campo se dirige lejos o hacia el Sol. El tamaño de la cavidad ocupada por el siglo C. no se conoce exactamente (su radio, al parecer, no es inferior a 100 UA). En los bordes de esta cavidad es dinámica. S. siglo debe estar equilibrado por la presión de gas interestelar, galáctica. magn. campos y galácticos. cosm. rayos En los alrededores de la Tierra, la colisión del flujo de c. con geomagn. El campo genera una onda de choque estacionaria frente a la magnetosfera de la Tierra (desde el lado del Sol, Fig.).

S. siglo como si fluyera alrededor de la magnetosfera, limitando su longitud en la ave. Cambios en la intensidad del siglo S. asociados con brotes en el Sol, principal causar perturbaciones geomagn. campos y magnetosferas (magn. tormentas).

Detrás del sol pierde desde el siglo S. \u003d 2X10-14 parte de su masa Msol. Es natural considerar que el flujo de salida de la isla, similar al siglo S., existe entre otras estrellas (""). Debe ser especialmente intenso para estrellas masivas (con masa \u003d varios des. Des. Msols) y con una temperatura superficial alta (\u003d 30-50 mil K) y para estrellas con una atmósfera extendida (gigantes rojas), porque En el primer caso, las partículas de una corona estelar fuertemente desarrollada tienen una energía lo suficientemente alta como para superar la atracción de la estrella, y en el segundo, la parábola es baja. velocidad (velocidad de escape; (ver VELOCIDADES ESPACIALES)). Eso significa. Las pérdidas de masa con el viento estelar (\u003d 10-6 Msol / año y más) pueden 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.

Diccionario enciclopédico físico. - M .: Enciclopedia soviética. . 1983 .

VIENTO SOLAR - una corriente continua de plasma de origen solar, el Sol) en el espacio interplanetario. A altas temperaturas, que existen en la corona solar (1.5 * 10 9 K), la presión de las capas suprayacentes no puede equilibrar la presión de gas de las sustancias de la corona, y la corona se expande.

La primera evidencia de la existencia de la publicación. flujo de plasma del sol recibido Birman (L. Biermann) en la década de 1950. 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 de la corona, mostró que la corona no puede ser hidrostática. Mie Características de S. se dan en la tabla. 1. Corrientes S. siglo se puede dividir en dos clases: lento - a una velocidad de 300 km / sy rápido - a una velocidad de 600-700 km / s. Los flujos rápidos emanan de las regiones de la corona solar, donde se encuentra la estructura de la magn. El campo está cerca de radial. Agujeros coronales. Flujos lentos en. aparentemente conectado con áreas de la corona, en lo que significa Lengüeta. 1) - Características medias del viento solar en órbita de la Tierra.

Velocidad
Concentración de protones
Temperatura de protones
Temperatura de electrones
Intensidad del campo magnético
La densidad del flujo de pitones ...	2.4 * 10 8 cm -2 * c -1
Densidad de flujo de energía cinética	0.3 erg * cm -2 * s -1

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

	Contenido relativo

	Contenido relativo

Además de DOS. C. constituyentes de V. - protones y electrones, en su composición - también se encuentran partículas, mediciones de ionización. C. temperatura de iones permitir determinar la temperatura electrónica de la corona solar.

En S. siglo descomponer tipos de ondas: Langmuir, silbidos, sonido iónico, ondas de plasma). Parte de las ondas tipo Alfven se generan en el Sol, parte se excita en el medio interplanetario. La generación de ondas suaviza las desviaciones de la función de distribución de partículas de la función Maxwelliana y en conjunción con la influencia de magn. campo a naplasma lleva al hecho de que C. siglo. se comporta como un medio continuo. Las ondas de tipo Alfven juegan un papel importante en la aceleración de pequeños componentes de C.

Higo. 1. Viento solar masivo. El eje horizontal es la relación de la masa de la partícula a su carga, el eje vertical es el número de partículas registradas en la ventana de energía del dispositivo durante 10 s. Los números con el signo "+" indican la carga del ion.

Flujo S. siglo es supersónico con respecto a las velocidades de esos tipos de olas, que aseguran el efecto. transferencia de energía en el siglo C. (Alfven, sonido). Alfven y sonido Mach número S. en. 7. Cuando fluye alrededor del siglo S. Obstáculos que pueden desviarlo efectivamente (los campos magnéticos de Mercurio, la Tierra, Júpiter, Saturno o las ionosferas conductoras de Venus y, aparentemente, Marte), se forma una onda de choque en la cabeza. olas que le permiten fluir alrededor de un obstáculo. Por otra parte, en el siglo C. se forma una cavidad: la magnetosfera (intrínseca o inducida), la forma y las dimensiones del enjambre están determinadas por el equilibrio de presión de la magn. los campos del planeta y la presión del flujo de plasma que fluye (ver Magnetosfera, Tierra, Magnetosfera de planetas). En caso de interacción del siglo S. con un cuerpo no conductor (p. ej., Moon) no se produce una onda de choque. La corriente de plasma es absorbida por la superficie, y detrás del cuerpo se forma una cavidad, que se llena gradualmente con plasma C. en.

Procesos inestables asociados con parpadea al sol. Con brotes fuertes, la emisión de materia desde el fondo. áreas de la corona en el medio interplanetario. Variaciones magnéticas).

Higo. 2. La propagación de la onda de choque interplanetaria y la expulsión de la llamarada solar. Las flechas muestran la dirección del movimiento del plasma del viento solar,

Higo. 3. Tipos de soluciones de la ecuación de expansión de la corona. La velocidad y las distancias se normalizan a la velocidad crítica vk y la distancia crítica Rk. La solución 2 corresponde al viento solar.

La expansión de la corona solar se describe mediante el sistema de conservación de masa uri, v k) en algunos aspectos críticos. distancia R y posterior expansión con velocidad supersónica. Esta solución proporciona una presión extremadamente baja en el infinito, lo que permite que coincida con una baja presión del medio interestelar. El flujo de este tipo, Yu. Parker llamado S. siglo. , donde m es la masa del protón, es el exponente adiabático, es la masa del sol. En la Fig. 4 muestra el cambio en la tasa de expansión con heliocéntrico. conductividad térmica, viscosidad,

Higo. 4. Perfiles de velocidad del viento solar para el modelo de corona isotérmica a varias temperaturas coronales.

S. siglo proporciona el principal salida de energía térmica de la corona, porque el calor transfiere la cromosfera, e-magn. corona y conductividad térmica electrónica en. insuficiente para establecer el equilibrio térmico de la corona. La conductividad térmica electrónica proporciona una disminución lenta de la temperatura del siglo S. con distancia luminosidad del sol.

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

donde esta el angulo Velocidad de rotación del sol y - componente de velocidad radial siglo., el índice 0 corresponde al nivel inicial. A una distancia de la órbita de la Tierra, el ángulo entre la dirección de la magnitud. campos y R alrededor de 45 °. Con gran L magn.

Higo. 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.

C. siglo surgiendo sobre las regiones del Sol con descomposición. Orientación Magn. campos, velocidad, p-pa, concentración de partículas, etc.) también en cf. varían regularmente en la sección transversal de cada sector, lo que está asociado con la existencia de un intrasector de flujo rápido del siglo S. Los límites de los sectores generalmente se encuentran dentro de la corriente S. lenta. Muy a menudo, se observan 2 o 4 sectores, que giran junto con el Sol. Esta estructura, que se forma al estirar el siglo S. a gran escala magn. campos de la corona, se pueden observar por varios. revoluciones del sol. La estructura sectorial del FMI es una consecuencia de la existencia de la hoja actual (TS) en el medio interplanetario, que gira con el Sol. TS crea un salto magn. Los campos del FMI radial tienen diferentes signos en diferentes lados del vehículo. Este TC predicho por X. Alfven (N. Alfven) pasa a través de aquellas partes de la corona solar que están asociadas con regiones activas en el Sol y comparten estas regiones con dec. signos de la componente radial de la magn solar. campos. TC 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 del vehículo en espiral (Fig. 6). Al estar cerca del plano eclíptico, el observador es más alto, luego más bajo que el TS, por lo que cae en sectores con diferentes signos del componente radial del FMI.

Cerca del sol en el siglo norte Hay gradientes de velocidad longitudinal y latitudinal, y 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 (una onda de choque directa), y luego se forma una onda de choque hacia atrás, que se propaga hacia el Sol.

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

Higo. 7. La estructura del sector del campo magnético interplanetario. Las flechas cortas indican la dirección del viento solar, las flechas indican las líneas de fuerza del campo magnético y la línea de punto y punto indica los límites del sector (la 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 siglo II, se lleva la onda de choque inversa en dirección al Sol. Las ondas de choque cerca de los límites de los sectores se forman a distancias de ~ 1 a. e. y son trazables a distancias en varios. y. e) Estas ondas de choque, así como las ondas de choque interplanetarias de las erupciones del Sol y las ondas de choque cercanas al planeta, aceleran las partículas y, por lo tanto, son una fuente de partículas energéticas.

S. siglo se extiende a distancias de ~ 100 a. e., donde la presión del medio interestelar equilibra la dinámica. presión S. siglo La cavidad barrió S. siglo Medio interplanetario). Expansión c. en. junto con la magn. campo evita la penetración en el sistema solar de galaxias. cósmico rayos de bajas energias y conduce a cosmos rayos de altas energías. Un fenómeno similar al siglo S. se encuentra en ciertas otras estrellas (ver Viento estelar).

Iluminado .: Parker E.N., Dinámica en el medio interplanetario, O. L. Weissberg.

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

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La atmósfera del sol es 90% de hidrógeno. La parte más alejada de la superficie se llama corona del sol; es claramente visible en los eclipses solares totales. La temperatura de la corona alcanza 1.5-2 millones de K, y el gas corona está completamente ionizado. A tal temperatura de plasma, la velocidad térmica de los protones es del orden de 100 km / s, y la de los electrones es de varios miles de kilómetros por segundo. Para superar la atracción solar, una velocidad inicial de 618 km / s, la segunda velocidad cósmica del Sol, es suficiente. 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 por caminos directos. La velocidad de cada partícula casi no cambia con la distancia, pero puede ser diferente. Esta velocidad depende principalmente del estado de la superficie solar, del "clima" del sol. En promedio, es v ≈ 470 km / s. La distancia a la Tierra del viento solar pasa en 3-4 días. En este caso, la densidad de partículas disminuye inversamente con el cuadrado de la distancia al Sol. A una distancia igual al radio de la órbita de la Tierra, en 1 cm 3 hay en promedio 4 protones y 4 electrones.

El viento solar reduce la masa de nuestra estrella, el Sol, en 10 9 kg por segundo. Aunque este número parece grande en la escala de la Tierra, es realmente pequeño: una disminución en la masa solar solo se puede ver miles de veces mayor que la edad actual del Sol, que es aproximadamente 5 mil millones de años.

Una interacción interesante e inusual del viento solar con un campo magnético. Se sabe que las partículas cargadas generalmente se mueven en un campo magnético H alrededor de un círculo o a lo largo de 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, es necesario que la densidad de energía del campo magnético H 2 / 8π sea mayor que la densidad de energía cinética de un plasma en movimiento ρv 2/2. En el viento solar, la situación se invierte: el campo magnético es débil. Por lo tanto, las partículas cargadas se mueven en línea recta, mientras que el campo magnético no es constante, se mueve junto con la corriente de partículas, como si esta corriente lo llevara a la periferia del sistema solar. La dirección del campo magnético en todo el espacio interplanetario sigue siendo la misma que en la superficie del Sol en el momento de la salida del plasma del viento solar.

Al dar la vuelta al ecuador del Sol, el campo magnético, como regla, cambia su dirección 4 veces. El sol gira: los puntos en el ecuador hacen una revolución en T \u003d 27 días. Por lo tanto, el campo magnético interplanetario se dirige en espirales (ver. Fig.), Y toda la imagen de esta figura gira después de la rotación de la superficie solar. El ángulo de rotación del Sol cambia como 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 de la Tierra (r \u003d 1.5 10 11 m), el ángulo de inclinación del campo magnético al vector del radio es, como se puede verificar fácilmente, 50 °. En promedio, dicho ángulo es medido por una nave espacial, pero no del todo cerca de la Tierra. Cerca de los planetas, el campo magnético está organizado de manera diferente (ver Magnetosfera).

Figura 1. Gelisfera

Figura 2. Llamarada solar.

El viento solar es una corriente continua de plasma de origen solar, que se propaga aproximadamente radialmente desde el Sol y llena el sistema solar consigo mismo a distancias heliocéntricas de aproximadamente 100 UA La Tierra se forma durante la expansión dinámica de gas de la corona solar en el espacio interplanetario.

Características promedio del viento solar en la órbita de la Tierra: velocidad 400 km / s, densidad de protones 6 en 1, temperatura de protones 50 000 K, temperatura de electrones 150 000 K, intensidad de campo magnético 5 · Oersted. Los flujos de viento solar se pueden dividir en dos clases: lento - a una velocidad de aproximadamente 300 km / sy rápido - a una velocidad de 600-700 km / s. El viento solar que surge sobre regiones del Sol con diferentes orientaciones del campo magnético forma flujos con campos magnéticos interplanetarios orientados de manera diferente, la denominada estructura sectorial del campo magnético interplanetario.

La estructura del sector interplanetario es la separación de la estructura a gran escala observada 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 está asociado con la existencia de un flujo rápido de viento solar dentro del sector. Los límites de los sectores generalmente se encuentran dentro del flujo lento del viento solar y, con mayor frecuencia, se observan dos o cuatro sectores que giran con el sol. Esta estructura, formada cuando el viento solar extiende el campo magnético a gran escala de la corona, puede observarse durante varias revoluciones del sol. La estructura del sector es una consecuencia de la existencia de la hoja actual en el medio interplanetario, que gira con el sol. La capa actual crea un salto en el campo magnético: encima de la capa, el componente radial del campo magnético interplanetario tiene un signo, debajo del otro. La capa actual 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 de la hoja actual en espiral (el llamado "efecto de bailarina"). Al estar cerca del plano de la eclíptica, el observador es más alto o más bajo que la hoja actual, de modo que cae en sectores con diferentes signos del componente radial del campo magnético interplanetario.

Cuando el viento solar fluye alrededor de obstáculos que pueden desviar efectivamente el viento solar (campos magnéticos de Mercurio, Tierra, Júpiter, Saturno o las ionosferas conductoras de Venus y, aparentemente, Marte), se forma una onda de choque que se aleja de la cabeza. El viento solar se ralentiza y se calienta al frente de la onda de choque, lo que le permite circular alrededor de un obstáculo. En este caso, se forma una cavidad en el viento solar: la magnetosfera, cuya forma y tamaño están determinados por el equilibrio de la presión del campo magnético del planeta y la presión del flujo de plasma a su alrededor. El grosor del frente de choque es de unos 100 km. En el caso de la interacción del viento solar con un cuerpo no conductor (Luna), no se produce una onda de choque: el flujo de plasma es absorbido por la superficie, y detrás del cuerpo se llena gradualmente una cavidad por el plasma del viento solar.

Los procesos inestables asociados con las erupciones solares se superponen al proceso estacionario de salida de plasma corona. Durante fuertes erupciones solares, la materia es expulsada de las regiones inferiores de la corona hacia el medio interplanetario. Además, se forma una onda de choque, que se ralentiza gradualmente cuando se mueve a través del plasma del viento solar.

La llegada de una onda de choque a la Tierra conduce a una 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, impide la penetración de los rayos cósmicos galácticos de baja energía en el sistema solar y provoca variaciones en los rayos cósmicos de alta energía.

Un fenómeno similar al viento solar también se encuentra en algunos tipos de otras estrellas (viento estelar).

El flujo de energía solar, alimentado por una reacción termonuclear en su centro, es afortunadamente extremadamente estable, a diferencia de la mayoría de las otras estrellas. La mayor parte es emitida por la delgada capa superficial del Sol, la fotosfera, en forma de ondas electromagnéticas en el rango visible e infrarrojo. La constante solar (la magnitud del flujo de energía solar en la órbita de la Tierra) es 1370 W /. Uno puede imaginar que por cada metro cuadrado de la superficie de la Tierra existe la potencia de un hervidor eléctrico. La corona del Sol se encuentra sobre la fotosfera, una zona visible desde la Tierra solo durante los eclipses solares y llena de plasma enrarecido y caliente con una temperatura de millones de grados.

Esta es la capa más inestable del Sol, en la que surgen las principales manifestaciones de la actividad solar, que afectan a la Tierra. La apariencia peluda de la corona del sol muestra la estructura de su campo magnético: los coágulos de plasma luminosos se alargan a lo largo de las líneas de fuerza. El plasma caliente que fluye de la corona forma un viento solar: un flujo de iones (que consiste en 96% de núcleos de hidrógeno - protones y 4% de núcleos de helio - partículas alfa) y electrones, acelerando hacia el espacio interplanetario a una velocidad de 400-800 km / s .

El viento solar se estira y se lleva un campo magnético solar.

Esto se debe a que la energía del movimiento dirigido del plasma en la corona externa es mayor que la energía del campo magnético, y el principio de congelación lleva el campo detrás del plasma. La combinación de un flujo radial de este tipo con la rotación del Sol (y el campo magnético está "unido" a su superficie) conduce a la formación de una estructura 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 ubicados en la corona del Sol, siendo afectados no solo por la radiación electromagnética, sino también por el viento solar y el campo magnético solar.

Durante un período de actividad mínima, la configuración del campo magnético solar está cerca del dipolo y es similar a la forma del campo magnético de la Tierra. Al acercarse a un máximo de actividad, la estructura del campo magnético es complicada por razones que no se comprenden completamente. Una de las hipótesis más hermosas dice que cuando el sol gira, un campo magnético lo envuelve y se hunde gradualmente debajo de la fotosfera. Con el tiempo, durante el tiempo del ciclo solar, el flujo magnético acumulado debajo de la superficie se vuelve tan grande que los haces de líneas de campo comienzan a ser expulsados.

Los puntos de salida de las líneas de campo forman puntos en la fotosfera y bucles magnéticos en la corona, visibles como regiones de mayor luminiscencia plasmática en las imágenes de rayos X del Sol. El tamaño del campo dentro de las manchas solares alcanza 0.01 Tesla, cien veces más grande que el campo del sol en calma.

Intuitivamente, la energía de un campo magnético puede asociarse con la longitud y el número de líneas de fuerza: son mayores, mayor es la energía. Al acercarse al máximo solar, la enorme energía acumulada en el campo comienza a liberarse periódicamente de forma explosiva, gastando en acelerar y calentar las partículas de la corona solar.

Las intensas ráfagas de radiación electromagnética de onda corta del Sol que acompaña este proceso se llaman erupciones solares. En la superficie de la Tierra, las llamaradas se registran en el rango visible como pequeños aumentos en el brillo de las secciones individuales de la superficie solar.

Sin embargo, las primeras mediciones realizadas a bordo de la 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 solares y partículas cargadas de energía: rayos cósmicos solares.

Durante algunas erupciones, una cantidad significativa de plasma y campo magnético también se expulsa hacia el viento solar, las llamadas nubes magnéticas, que comienzan a expandirse rápidamente en el espacio interplanetario, conservando la forma de un circuito magnético con extremos que descansan sobre el Sol.

La densidad del plasma y la magnitud del campo magnético dentro de la nube son decenas de veces más altas que los valores de estos parámetros típicos para el tiempo de calma en el viento solar.

A pesar del hecho de que se pueden liberar hasta 1025 julios de energía durante un destello grande, el aumento total en el flujo de energía al máximo solar es pequeño y asciende a solo 0.1-0.2%.

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

El artículo considera el problema de la expansión supersónica de la corona solar (viento solar). Se analizan cuatro problemas principales: 1) las causas de la salida de plasma de la corona solar; 2) si dicha caducidad es uniforme; 3) un 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 llamado "viento solar" y que fue confirmado experimentalmente en un par de años por un grupo de científicos soviéticos K. Gringauz utilizando instrumentos instalados en Luna. 2 "y" Luna-3 ". El viento solar es una corriente de plasma de hidrógeno totalmente ionizado, es decir, un gas que consiste en electrones y protones de aproximadamente la misma densidad (condición de cuasi-neutralidad), que se mueve con gran velocidad supersónica desde el sol. En la órbita de la Tierra (una unidad astronómica (es decir,) del Sol), la velocidad VE de esta corriente es de aproximadamente 400-500 km / s, la concentración de protones (o electrones) es ne \u003d 10-20 partículas en un centímetro cúbico y su temperatura Te Es aproximadamente 100,000 K (la temperatura del electrón es ligeramente más alta).

Además de electrones y protones, se encontraron partículas alfa (del orden de un pequeño porcentaje), un pequeño número de partículas más pesadas y también un campo magnético en el espacio interplanetario, cuya magnitud promedio de inducción estaba en la órbita de la Tierra en el orden de varios gammas (1

\u003d 10-5 G).

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

Durante la historia no tan larga de la astrofísica teórica, se creía que todas las atmósferas de las estrellas están en equilibrio hidrostático, es decir, en un estado donde la fuerza de atracción gravitacional de la estrella se equilibra con la fuerza asociada con el gradiente de presión en su atmósfera (con un cambio de presión por unidad de distancia r del centro) estrellas). Matemáticamente, este equilibrio se expresa como 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,

- 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 llamada fórmula barométrica, que en el caso particular de la temperatura constante T tendrá la forma

(3)

En la fórmula (3), p0 es la presión en la base de la atmósfera de la estrella (en r \u003d r0). Esta fórmula muestra 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.

Como se creía que la atmósfera solar, como la atmósfera de otras estrellas, se encuentra en un estado de equilibrio hidrostático, su estado se determinó mediante fórmulas similares a las fórmulas (1), (2), (3). Dado el fenómeno inusual pero incomprensible de un fuerte aumento de la temperatura de aproximadamente 10,000 grados en la superficie del Sol a 1,000,000 grados en la corona solar, Chapman (véase, por ejemplo) desarrolló la teoría de una corona solar estática, que debería transferirse sin problemas al medio interestelar rodeando 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 de tipo (3) para una corona solar estática, resulta ser casi un orden de magnitud mayor que el valor de presión estimado para el gas interestelar basado en observaciones. Para eliminar esta discrepancia, Parker sugirió que la corona solar no está en un estado de equilibrio estático, sino que se expande continuamente en 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 asociado con el Sol, el valor V representa la velocidad radial del plasma. Debajo

masa del sol se entiende.

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 cual la velocidad del gas es igual a la velocidad del sonido (V \u003d a). Obviamente, solo las curvas 1 y 2 en la Fig. 1 tiene un significado físico para el problema de la salida de gas del Sol, ya que las curvas 3 y 4 tienen valores no únicos de velocidad en cada punto, y las curvas 5 y 6 corresponden a velocidades muy altas en la atmósfera solar, lo que no se observa con 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 de una transición de gas de un flujo subsónico es más realista (en r< r*) к сверхзвуковому (при r > r *), y llamó a este flujo el viento solar. Sin embargo, esta declaración fue disputada en el trabajo de Chamberlain, quien consideró que la solución más realista era consistente con la curva 2, que describe la "brisa solar" subsónica en todas partes. Además, los primeros experimentos en naves espaciales (ver, por ejemplo,) que descubrieron flujos de gas supersónicos del Sol no parecían, a juzgar por la literatura, lo suficientemente confiable como Chamberlain.

Higo. 1. Posibles soluciones de las ecuaciones unidimensionales de la dinámica del gas para la velocidad V del flujo de gas desde la superficie del Sol 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 cual 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 demostró brillantemente 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.

Ideas de un flujo de plasma uniforme desde la corona solar

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

Higo. 2. Patrón de flujo en la boquilla Laval: 1 - un tanque, llamado receptor, al 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.

Se suministra un gas calentado a una temperatura muy alta al tanque 1, llamado receptor, a una velocidad muy baja (la energía interna del gas es mucho mayor que su energía cinética de movimiento direccional). Al comprimir geométricamente el canal, el gas acelera en la región 2 (flujo subsónico) hasta que su velocidad alcanza la velocidad del sonido. Para acelerarlo aún más, es necesario expandir el canal (región 3 del flujo supersónico). En toda la región de flujo, el gas se acelera debido a su enfriamiento adiabático (sin aporte de calor) (la energía interna del movimiento caótico se transforma en la energía del movimiento direccional).

En el problema de la formación de viento solar en consideración, el papel del receptor es desempeñado por la corona solar, y el papel de las paredes de la boquilla de Laval por la fuerza gravitacional de la 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, un análisis de las soluciones obtenidas en la teoría mostró que la temperatura de la corona solar no es suficiente para que su gas acelere a velocidades supersónicas, como es el caso de la teoría de la boquilla de Laval. Debe haber alguna fuente adicional de energía. En la actualidad, se considera que dicha fuente es la disipación de los movimientos de las olas siempre presentes en el viento solar (a veces llamada turbulencia de plasma) superpuesta al flujo promedio, y el flujo en sí ya no es adiabático. Un análisis cuantitativo de tales procesos todavía requiere su estudio.

Curiosamente, los telescopios terrestres detectan campos magnéticos en la superficie del Sol. El valor promedio de su inducción magnética B se estima en 1 G, aunque en formaciones fotosféricas individuales, por ejemplo, puntos, el campo magnético puede ser de magnitud mayor. Dado que el plasma es un buen conductor de electricidad, es natural que los campos magnéticos solares interactúen con sus corrientes del Sol. En este caso, una teoría puramente dinámica de gases da una descripción incompleta del fenómeno en consideración. La influencia de un campo magnético en el viento solar solo puede considerarse dentro del marco de una ciencia llamada hidrodinámica magnética. ¿Cuáles son los resultados de tales consideraciones? Según el trabajo pionero en esta dirección (véase 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 la fuerza ponderomotriz j x B, que se dirige en la dirección perpendicular a la dirección radial. Como resultado, el componente de velocidad tangencial aparece en el viento solar. Este componente es casi dos órdenes de magnitud menos radial, pero desempeña un papel importante en la eliminación del momento de impulso del Sol. Se cree que esta última circunstancia puede desempeñar un papel importante en la evolución no solo del Sol, sino también de otras estrellas en las que se detecta un "viento estelar". En particular, para explicar la fuerte disminución de la velocidad angular de las estrellas de la clase espectral tardía, a menudo se usa la hipótesis de la transferencia del momento de rotación a los planetas que se forman a su alrededor. El mecanismo considerado para la pérdida del momento angular del Sol a través de la salida de plasma de él abre la posibilidad de revisar esta hipótesis.