Mis on päikesetuul. Päikeseline tuul. Faktid ja teooria. Kiire päikesetuul

PÄIKESE TUU - päikesest pärineva plasma pidev voog, mis levib Päikesest radiaalselt ja täidab Päikesesüsteemi heliotsentriliseks. vahemaad R ~ 100 a. e. C. sajandil moodustatud gaasi dünaamika ajal. Päikesepõimiku laienemine (vt Päike) planeetidevahelisse ruumi. Päikesekoronas esinevate kõrgete temperatuuride (1,5 * 10 9 K) korral ei suuda pealiskihtide rõhk tasakaalustada koroonaine gaasirõhku ja koroon laieneb.

Esimesed tõendid ametikoha olemasolu kohta. plasmavoolu Päikeselt sai L. Biermann 1950ndatel. komeetide plasmasabadele mõjuvate jõudude analüüs. 1957. aastal näitas Y. Parker koroonaine tasakaalutingimusi analüüsides, et koroon ei saa olla hüdrostaatiline. tasakaal, nagu varem arvati, kuid peaks laienema ja see laienemine olemasolevates piiritingimustes peaks viima koronaalaine kiirenemisele ülehelikiirusele (vt allpool). Esmakordselt registreeriti Nõukogude kosmose päikesepäritoluga plasmavoog. aparaat "Luna-2" aastal 1959. Posti olemasolu. plasma väljavool Päikesest tõestati paljude kuude Ameerika mõõtmiste tulemusel. kosmiline aparaat "Mariner-2" 1962. aastal.

K S. omadused on toodud tabelis. 1. Streams S. sajand võib jagada kahte klassi: aeglane - kiirusega 300 km / s ja kiire - kiirusega 600–700 km / s. Kiired voolud tulevad päikesekorona piirkondadest, kus magn. väli on radiaalsuunaline. Mõned neist valdkondadest on koronaalsed augud. Aeglased voolud S. sajand ilmselt seotud koroona piirkondadega, milles on seega magnentsi puutujakomponent. väljad.

Vahekaart. 1.- Päikesetuule keskmised omadused Maa orbiidil

Kiirus
Prootonite kontsentratsioon
Prootonite temperatuur
Elektroni temperatuur
Magnetvälja tugevus
Pütoonide voolu tihedus ...	2,4 * 10 8 cm -2 * c -1
Kineetiline energiavoo tihedus	0,3 erg * cm -2 * s -1

Vahekaart. 2.- Päikesetuule suhteline keemiline koostis

	Suhteline sisu

	Suhteline sisu

Lisaks DOS-ile. C. sajandi koostisosad - prootonid ja elektronid, samuti osakesed-osakesed, suure ionisatsiooniga koostised. hapniku, räni, väävli ja raua ioonid (joonis 1). Kuul paljastunud kiledesse kinni jäänud gaaside analüüsimisel leiti Ne ja Ar aatomid. K suhteline kem. kompositsioon S. sajand antud tabelis. 2. Ioniseerimine. asja olek C. sajand vastab tasemele koroonas, kus rekombinatsiooni aeg on lühike võrreldes paisumisajaga Ionisatsiooni mõõtmised Ioonide temperatuur võimaldavad määrata päikesekorooni elektroonilise temperatuuri.

S. sajandil lagunema. tüüpi lained: Langmuiri lained, viled, ioonhelilained, magnetohelilained, Alfveni lained jne (vt. Plasma lainedMõned Alfveni tüüpi lained tekivad Päikesel, mõned on põnevil planeedidevahelises keskkonnas. Laine genereerimine tasandab osakeste jaotusfunktsiooni kõrvalekaldeid Maxwelli funktsioonist ja koos magn mõjuga. väli plasmas viib asjaolu, et C. sajandil. käitub nagu pidev meedium. Alfveeni tüüpi lainetel on suur roll S. sajandi väikeste komponentide kiirendamisel. ja prootonjaotuse funktsiooni moodustamisel. S. sajandil Samuti täheldatakse magnetiseeritud plasmale iseloomulikke kontakt- ja pöörlemishäireid.

Joon. 1. Päikesetuule massispekter. Horisontaalteljel on osakese massi ja selle laengu suhe, vertikaalteljel osakeste arv, mis on seadme energiaaknas registreeritud 10 s. + -Märgiga numbrid tähistavad iooni laengut.

Vool S. sajandil on seda tüüpi lainete kiiruste suhtes üleheli, mis tagavad eff. energiaülekanne C. sajandil (Alfven, heli- ja magnetosoonilised lained). Alfven ja heli Machi arv C .in. Maa orbiidil 7. Kui voolab ümber S. sajandi. takistused, mis on võimelised seda efektiivselt ümber suunama (elavhõbeda, Maa, Jupiteri, Saturni või Veenuse ja ilmselt Marsi juhtivate ionosfääride magnetväljad), moodustub lahkuv pea lööklaine. S. sajand see pidurdab ja soojeneb lööklaine esiosas, mis võimaldab sellel takistuse ümber voolata. Veelgi enam, C. sajandil. moodustub õõnsus - magnetosfäär (sisemine või indutseeritud), lõikeosa kuju ja mõõtmed määratakse suuruse rõhutasakaalu järgi. planeedi väljad ja voolava plasmavoolu rõhk (vt Maa magnetosfäär, planeetide magnetosfäär). S. sajandi koostoimimise korral mittejuhitava kehaga (nt Kuu) lööklainet ei teki. Pinnavoog neelab plasmavoolu ja keha taha moodustub süvend, mis järk-järgult täidetakse S.-i plasmaga.

Ebastabiilsed protsessid, mis on seotud põlevad päikese käes. Tugevate puhangute korral väljutatakse aine põhjast. koroona piirkonnad planeetidevahelisse keskkonda. Samal ajal moodustub ka lööklaine (joonis 2), serv aeglustub järk-järgult, levides S. sajandi plasmas. Lööklaine saabumine Maale põhjustab magnetosfääri kokkusurumise, mille järel areneb magn. tormid (vt Magnetilised variatsioonid).

Joon. 2. Planeetidevahelise lööklaine levik ja päikesekiirgusest väljutamine. Nooled tähistavad päikesetuule plasma liikumissuunda, allkirjata jooned on magnetvälja jõujooned.

Joon. 3. Korooni laienemisvõrrandi lahenduste tüübid. Kiirus ja vahemaa normaliseeritakse kriitilise kiiruseni v k ja kriitilisele kaugusele R k. Lahendus 2 vastab päikesetuulele.

Päikesekorona laienemist kirjeldab võrrandisüsteem massi, nurkkiiruse ja energia võrrandite säilitamiseks. Lagunemisele vastavad otsused. joonisel fig. 3. Otsused 1 ja 2 vastavad madalatele kiirustele võra põhjas. Valiku nende kahe lahenduse vahel määravad tingimused lõpmatuseni. Lahendus 1 vastab koroona madalatele paisumiskiirustele ja annab lõpmatuselt suured rõhuväärtused, st see seisab silmitsi samade raskustega kui staatiline mudel. kroonid. Lahendus 2 vastab laienemiskiiruse üleminekule helikiiruse väärtuste ( v kuni) mingil rummikriitilisel. vahemaa R ja sellele järgnev laienemine ülehelikiirusel. See lahendus annab lõpmatuseni hävitavalt madala rõhu, mis võimaldab seda sobitada tähtedevahelise keskkonna madala rõhuga. Seda tüüpi voog, Yu. Parker nimetas S. sajandit. Kriitiline punkt asub Päikese pinna kohal, kui koroona temperatuur on alla teatud kriitilise. väärtused , kus m on prootoni mass, on adiabaatiline eksponent, on Päikese mass. Joon. 4 näitab heliotsentrilise laienemise kiiruse muutust. kaugus sõltuvalt temperatuurist isotermiline. isotroopne koroon. Järgnevad mudelid C. sajand võtta arvesse koronaaltemperatuuri muutusi vastavalt kaugusele, keskkonna kahevedelikku olemust (elektron- ja prootongaasid), soojusjuhtivust, viskoossust, mittesfääri. laienemise olemus.

Joon. 4. Päikese tuule kiiruse profiilid isotermilise koroona mudeli jaoks erinevatel koronaaltemperatuuridel.

S. sajand pakub peamist korooni soojusenergia väljavool, sest soojusülekanne kromosfääri, el. koronakiirgus ja elektrooniline soojusjuhtivus C. sajand ebapiisav võra soojusbilansi kindlakstegemiseks. Elektrooniline soojusjuhtivus tagab C. sajandi temperatuuri aeglase languse. kaugusega. S. sajand ei mängi Päikese kui terviku energias märgatavat rolli, kuna tema poolt kantav energiavoog on ~ 10 -7 heledus Päikesest.

S. sajand kannab koos temaga planeetidevahelisse keskmisse koronaalsesse magn. põld. Plasmasse külmunud selle välja jõujooned moodustavad planeetidevahelise magneti. väli (MMP). Kuigi IMF-i intensiivsus on väike ja selle energiatihedus on umbes. 1% kineetilisest tihedusest. C. sajandi energia, mängib see suurt rolli S. sajandi termodünaamikas. ja interaktsioonide dünaamikas S. sajand. päikesesüsteemi kehadega, aga ka S. voogudega. omavahel. S. sajandi laienemise kombinatsioon Päikese pöörlemisega viib asjaolu, et magn. Põhjas sajandil külmunud jõujooned on Archimedese spiraalile lähedase kujuga (joonis 5). Radiaalne B rja asimuutkomponendid magn. väljad varieeruvad sõltuvalt kaugusest ekliptika tasapinna lähedal:

kus on nurk. Päikese pöörlemiskiirus ja - kiiruse radiaalne komponent S. sajand., indeks 0 vastab algtasemele. Maa orbiidi kaugusel on magn-i suuna vaheline nurk. väljad ja R umbes 45 °. Suure L magniga. väli on R-ga peaaegu risti.

Joon. 5. Planeedidevahelise magnetvälja jõujoone kuju. on päikese nurkkiirus ja plasmakiiruse radiaalne komponent, R on heliotsentriline kaugus.

C. sajand, mis tekib Päikese piirkondade vahel lagunemisel. Orienteerumine Magn. väljad, vormivood erinevalt orienteeritud IMF-iga. C. sajandi täheldatud suuremahulise struktuuri eraldamine paarisarv sektorites, kus dets. IMF-i radiaalse komponendi suund, mida nimetatakse. planeetidevaheline sektoristruktuur. Omadused S. sajand (kiirus, kiirus, osakeste kontsentratsioon jne), vt ka varieeruvad regulaarselt iga sektori ristlõikes, mida seostatakse S. kiire vooluga sektoris. Sektorite piirid asuvad tavaliselt S. sajandi aeglases voolus. Kõige sagedamini täheldatakse 2 või 4 sektorit, mis pöörlevad koos päikesega. See struktuur, mis moodustub S. sajandi venitamisel. suuremahuline magn. võraväljad, võib neid täheldada mitmel korral. päikese pöörded. IMFi valdkondlik struktuur on praeguse lehe (TS) olemasolu planeetidevahelises keskkonnas, mis pöörleb koos Päikesega, tagajärg. TS loob hüppe magn. väljad - IMFi radiaalsetel osadel on sõiduki eri külgedel erinevad märgid. See TS, mida ennustas X. Alfven (N. Alfven), läbib Päikesekorona need osad, mis on seotud Päikese aktiivsete piirkondadega, ja jagavad need piirkonnad lagunedes. päikese magnumi radiaalse komponendi märgid. väljad. Sõiduk asub umbes Päikese ekvaatori tasapinnal ja sellel on volditud struktuur. Päikese pöörlemine viib sõiduki voldide keerdumiseni spiraalis (joonis 6). Ekliptilise tasapinna lähedal asub vaatleja TS-st kõrgemal või madalamal, mistõttu ta langeb sektoritesse, millel on erinevad märgid IMF-i radiaalsest komponendist.

Päikese lähedal Põhjas Kiire ja aeglase voolu kiiruste erinevuse tõttu on olemas piki- ja laiuskiiruse gradiendid. Päikesest eemale liikudes ja põhja sajandil ojade vahel piiri pingutades tekivad radiaalse kiiruse gradiendid, mis põhjustavad kokkupõrketa lööklained (joonis 7). Esiteks moodustub lööklaine, mis levib sektorite piiridest ettepoole (otsene lööklaine), ja seejärel moodustub tagumine lööklaine, mis levib Päikese poole.

Joon. 6. Heliosfääri voolulehe kuju. Selle ristumiskoht ekliptikaga (kallutatud Päikese ekvaatori suhtes ~ 7 ° nurga all) annab planeetidevahelise magnetvälja vaadeldava sektoristruktuuri.

Joon. 7. Planeedidevahelise magnetvälja sektori struktuur. Lühikesed nooled tähistavad päikesetuule plasmavoolu suunda, nooltega jooned tähistavad magnetvälja jooni, kriipspunkt näitab sektori piire (joonise tasapinna ristumine praeguse lehega).

Kuna lööklaine kiirus on väiksem kui teise sajandi kiirus, kannab plasma tagumist lööklainet Päikesest eemale. Löögilained moodustuvad sektorite piiride lähedal ~ 1 a kaugusel. e. ja on mitme vahemaa tagant jälgitavad. ja. e) Need lööklained, samuti planeetidevahelised päikesepistetest ja planeedi lähedastest lööklainetest tulenevad lööklained kiirendavad osakesi ja on seetõttu energeetiliste osakeste allikad.

S. sajand ulatub ~ 100 a kauguseni. e., kus tähtedevahelise keskme rõhk tasakaalustab dünaamikat. surve S. sajand Õõnsus pühkis S. sajandit moodustab tähtedevahelises keskkonnas heliosfääri (vt Planeedidevaheline keskkond) .Laiendades S. sajandit koos magn. väli hoiab ära galaktikate tungimise päikesesüsteemi. kosmiline madala energia kiirgus ja viib kosmiliste variatsioonideni. kõrgete energiade kiired. S. sajandiga sarnast nähtust leidub ka teatavates teistes tähtedes (vt Tähetuul).

Lit .: Parker E. N., Dünaamilised protsessid planeedidevahelises keskkonnas, trans. inglise keelest., M., 1965; B r a n d t D., Päikesetuul, per. inglise keelest., M., 1973; Hundhausen A., Krooni ja päikesetuule pikendamine, trans. inglise keelest., M., 1976. O. L. Weisberg.

See võib ulatuda väärtuseni kuni 1,1 miljonit kraadi Celsiuse järgi. Seetõttu liiguvad osakesed sellise temperatuuri korral väga kiiresti. Päikese raskusjõud ei suuda neid hoida - ja nad lahkuvad tähest.

Päikese aktiivsus muutub 11-aastase tsükli jooksul. Sel juhul muutub päikesepunktide arv, kiirgustase ja kosmosesse visatud materjali mass. Ja need muutused mõjutavad päikesetuule omadusi - selle magnetvälja, kiirust, temperatuuri ja tihedust. Seetõttu võivad päikesetuule omadused olla erinevad. Need sõltuvad sellest, kus täpselt selle allikas Päikesel asus. Ja need sõltuvad ka sellest, kui kiiresti see piirkond pöörles.

Päikesetuule kiirus on suurem kui koronaalaukude materjali kiirus. Ja jõuab 800 kilomeetrini sekundis. Need augud ilmuvad päikese poolustel ja madalatel laiuskraadidel. Suurimad suurused on neil neil perioodidel, kui päike on minimaalselt aktiivne. Päikesetuule poolt kantava aine temperatuur võib ulatuda 800 000 C-ni.

Päevatuul liigub ekvaatori ümber paiknevas koronaalstriimivööndis aeglasemalt - umbes 300 km. sekundis. On kindlaks tehtud, et aeglases päikesetuules liikuva aine temperatuur ulatub 1,6 miljoni C-ni.

Päike ja selle atmosfäär koosnevad plasmast ning positiivselt ja negatiivselt laetud osakeste segust. Neil on äärmiselt kõrge temperatuur. Seetõttu lahkub mateeria pidevalt Päikesest, mida päikesetuul kannab ära.

Mõju maakerale

Kui päikesetuul väljub päikesest, kannab see laetud osakesi ja magnetvälju. Igas suunas kiirgavad päikesetuule osakesed mõjutavad meie planeeti pidevalt. See protsess põhjustab huvitavaid efekte.

Kui päikesetuule poolt kantav materjal jõuab planeedi pinnale, kahjustab see tõsiselt kõiki elusolevaid vorme. Seetõttu toimib Maa magnetväli kilbina, suunates ümber päikeseosakeste trajektoorid planeedi ümber. Laetud osakesed "kuivendavad" kaugemale. Päikesetuule mõju muudab Maa magnetvälja nii, et see deformeerub ja venib meie planeedi ööküljele.

Mõnikord väljutab päike suurtes kogustes plasmat, mida nimetatakse koronaalseks massieksjektsiooniks (CME), või päikesetorme. Kõige sagedamini toimub see päikesesirgi aktiivsel perioodil, mida nimetatakse päikese maksimumiks. CME-del on tugevam mõju kui tavalistel päikesetuultel.

Mõned päikesesüsteemi kehad, nagu Maa, on varjatud magnetväljaga. Kuid paljudel neist pole sellist kaitset. Meie Maa satelliit - ei kaitse oma pinda. Seetõttu puutub ta päikesetuulega maksimaalselt kokku. Elavhõbedal, Päikesele lähimal planeedil, on magnetväli. See kaitseb planeeti tavalise tavalise tuule eest, kuid ei suuda vastu pidada võimsamatele puhangutele, näiteks CME.

Kui kiire ja madala kiirusega päikesetuulevood interakteeruvad üksteisega, loovad nad tihedad alad, mida nimetatakse pöörleva interaktsiooni (CIR) piirkondadeks. Just need alad põhjustavad kokkupõrkes Maa atmosfääriga geomagnetilisi torme.

Päikesetuul ja selle poolt laetud osakesed võivad mõjutada Maa satelliite ja globaalseid positsioneerimissüsteeme (GPS). Võimsad pursked võivad kahjustada satelliite või põhjustada koordinaatide tõrkeid kümnete meetriste GPS-signaalide kasutamisel.

Päikesetuul jõuab kõigisse planeetidesse sisse. NASA New Horizoni missioon avastas ta reisides vahemikus ja.

Päikesetuule uurimine

Päikesetuule olemasolu on teadlased teadnud alates 1950. aastatest. Kuid hoolimata selle tõsisest mõjust Maale ja astronautidele, ei tea teadlased endiselt paljusid selle omadusi. Mitmed viimastel aastakümnetel läbitud kosmoseülesanded on püüdnud seda mõistatust selgitada.

NASA Ulysses'i missioon, mis käivitati kosmosesse 6. oktoobril 1990, uuris Päikest erinevatel laiuskraadidel. Ta on päikesetuule erinevaid omadusi mõõtnud enam kui kümme aastat.

Täpsema kompositsiooni uurija () missioonil oli orbiit seotud ühe Maa ja Päikese vahel asuva eripunktiga. Seda tuntakse Lagrange'i punktina. Selles piirkonnas on Päikese ja Maa gravitatsioonijõud sama väärtus. Ja see võimaldab satelliidil stabiilset orbiiti. 1997. aastal käivitatud ACE eksperiment uurib päikesetuult ja võimaldab konstantse osakeste voo mõõtmisi reaalajas.

NASA kosmoseaparaadid STEREO-A ja STEREO-B uurivad Päikese servi erinevatest suundadest, et näha, kuidas päikesetuul sünnib. NASA teatel esitas STEREO "ainulaadse ja revolutsioonilise ülevaate Maa-Päikesesüsteemist".

Uued missioonid

NASA plaanib käivitada uue missiooni päikese uurimiseks. See annab teadlastele lootust õppida veelgi rohkem tundma Päikese olemust ja päikesetuult. NASA Parker Solar kavatseb turule tulla ( edukalt käivitatud 08/12/2018 - Navigator) töötab 2018. aasta suvel viisil, mis sõna otseses mõttes “puudutab Päikest”. Pärast mitmeaastast lendu meie tähe lähedal asuval orbiidil sukeldub sond esimest korda ajaloos Päikese korooni. Seda tehakse fantastiliste piltide ja mõõtmiste kombinatsiooni saamiseks. Katse edendab meie mõistmist päikesepõimiku olemusest ja parandab mõistmist päikesetuule päritolu ja arengu kohta.

Kui leiate vea, valige mõni tekst ja vajutage Ctrl + Enter.

Päikese atmosfäär on 90% vesinik. Pinnast kõige kaugemal asuvat osa nimetatakse päikese koronaks; see on selgelt nähtav kogu päikesevarjutuse korral. Koroona temperatuur ulatub 1,5–2 miljoni K-ni ja koroonagaas on täielikult ioniseeritud. Sellisel plasmatemperatuuril on prootonite soojuskiirus suurusjärgus 100 km / s ja elektronide puhul mitu tuhat kilomeetrit sekundis. Päikese atraktsiooni ületamiseks piisab algkiirusest 618 km / s, mis on Päikese teine \u200b\u200bkosmiline kiirus. Seetõttu lekib plasma päikesekoroonast pidevalt kosmosesse. Seda prootonite ja elektronide voogu nimetatakse päikesetuuleks.

Päikese atraktsioonist üle saades lendavad päikesetuule osakesed mööda otseseid teid. Iga osakese kiirus kaugusega peaaegu ei muutu, kuid see võib olla erinev. See kiirus sõltub peamiselt päikese pinna seisundist, päikese "ilmast". Keskmiselt on see v ≈ 470 km / s. Kaugus maapinnast Päikesetuulest maani möödub 3-4 päevaga. Sel juhul väheneb selles olev osakeste tihedus pöördvõrdeliselt Päikese kauguse ruuduga. Maa orbiidi raadiusega võrdsel kaugusel on 1 cm 3-s keskmiselt 4 prootonit ja 4 elektronit.

Päikesetuul vähendab meie tähe - Päikese - massi 10 9 kg sekundis. Ehkki see arv näib Maa mastaabis suur, on see tõesti väike: päikesemassi langust saab näha vaid kohati tuhandeid kordi praeguse Päikese vanusega, mis on umbes 5 miljardit aastat.

Päikesetuule huvitav ja ebatavaline koostoime magnetväljaga. On teada, et laetud osakesed liiguvad tavaliselt magnetväljas H ringi ümber või piki spiraalseid jooni. See kehtib aga ainult siis, kui magnetväli on piisavalt tugev. Täpsemalt, laetud osakeste ringis liikumiseks on vaja, et magnetvälja energiatihedus H 2 / 8π oleks suurem kui liikuva plasma kineetilise energia tihedus ρv 2/2. Päikesetuule korral on olukord vastupidine: magnetväli on nõrk. Seetõttu liiguvad laetud osakesed sirgjooneliselt ja magnetväli ei ole samal ajal konstantne, see liigub koos osakeste vooga, justkui kanduks selle voolu abil Päikesesüsteemi perifeeriasse. Magnetvälja suund kogu planeetidevahelises ruumis jääb samaks, mis see oli Päikese pinnal päikesetuule plasma väljumise ajal.

Päikese ekvaatori ümber minnes muudab magnetväli reeglina oma suunda 4 korda. Päike pöörleb: ekvaatori punktid muudavad T \u003d 27 päeva. Seetõttu on planeetidevaheline magnetväli suunatud spiraalidesse (vt. Joon.) Ja selle pildi kogu pilt pöördub pärast päikesepinna pöörlemist. Päikese pöördenurk muutub kui φ \u003d 2π / T. Kaugus Päikesest suureneb päikesetuule kiirusega: r \u003d vt. Siit tuleneb spiraalide võrrand joonisel fig. on kujul: φ \u003d 2πr / vT. Maa orbiidi kaugusel (r \u003d 1,5 10 11 m) on magnetvälja kaldenurk raadiuse vektori suhtes, nagu on lihtne kontrollida, 50 °. Keskmiselt mõõdetakse sellist nurka kosmoselaevade abil, kuid mitte Maa lähedal. Planeetide lähedal on magnetväli paigutatud erinevalt (vt Magnetosfäär).

Joonis 1. Gelisfera

Joonis 2. Päikese põletamine.

Päikesetuul on Päikesest pärinev pidev plasmavool, mis levib Päikesest radiaalselt ja täidab Päikesesüsteemi ise heliotsentriliste vahemaadega umbes 100 AU. Maa moodustub Päikesepõimiku gaasidünaamilisel laienemisel planeetidevahelisse ruumi.

Päikesetuule keskmised omadused Maa orbiidil: kiirus 400 km / s, prootoni tihedus 6 ühel, prootoni temperatuur 50 000 K, elektronide temperatuur 150 000 K, magnetvälja tugevus 5 · Onsted. Päikesetuule voolud võib jagada kahte klassi: aeglane - kiirusega umbes 300 km / s ja kiire - kiirusega 600–700 km / s. Päikesetuul, mis tekib Päikese piirkondades, mille magnetvälja vormid on erineva orientatsiooniga, voolab erinevalt orienteeritud planeetidevaheliste magnetväljadega - planeetidevahelise magnetvälja nn sektoristruktuuriga.

Planeedidevaheline sektoristruktuur on päikesetuule vaadeldava suuremahulise struktuuri jagunemine paarisarvuliseks sektoriteks, millel on planeedidevahelise magnetvälja radiaalse komponendi erinevad suunad.

Päikesetuule omadused (kiirus, temperatuur, osakeste kontsentratsioon jne) muutuvad samuti keskmiselt regulaarselt iga sektori ristlõikes, mis on seotud kiire päikesetuule voolu olemasoluga sektoris. Sektorite piirid asuvad tavaliselt päikesetuule aeglase voolu sees. Enamasti vaadeldakse kahte või nelja sektorit, mis pöörlevad koos päikesega. Seda struktuuri, mis moodustub siis, kui päikesetuul laiendab koroona suuremahulist magnetvälja, saab jälgida mitme päikese pöörde ajal. Sektoristruktuur on voolulehe olemasolu planeetidevahelises keskkonnas, mis pöörleb koos päikesega. Praegune kiht loob hüppe magnetväljas: kihi kohal on planeetidevahelise magnetvälja radiaalsel komponendil üks märk, selle all teine. Praegune kiht asub umbes Päikese ekvaatori tasapinnal ja sellel on volditud struktuur. Päikese pöörlemine viib praeguse lehe voldide keerdumiseni spiraalis (nn "baleriini efekt"). Ekliptika tasapinna lähedal asub vaatleja praegusest lehest kõrgemal või madalamal, nii et ta langeb sektoritesse, millel on erinevad plaanidevahelised magnetvälja radiaalse komponendi märgid.

Kui Päikese tuul voolab ümber takistuste, mis suudavad Päikese tuult tõhusalt ümber suunata (elavhõbeda, Maa, Jupiteri, Saturni või Veenuse ja ilmselt Marsi juhtivate ioonfääride magnetväljad), moodustub pea lahkuv lööklaine. Päikesetuul aeglustub ja soojeneb lööklaine esiosas, mis võimaldab sellel voolata ümber takistuse. Sel juhul moodustub päikesetuules õõnsus - magnetosfäär, mille kuju ja suuruse määravad planeedi magnetvälja rõhu ja selle ümber voolava plasma voo rõhu tasakaal. Löögi esiosa paksus on umbes 100 km. Päikesetuule ja mittejuhitava kehaga (Kuu) interaktsiooni korral lööklainet ei teki: plasmavoolu neelab pind ja keha taga täidab õõnsust järk-järgult Päikesetuule plasma.

Päikesekiirgusega seotud ebastabiilsed protsessid asetsevad koronaplasma väljavoolu statsionaarses protsessis. Tugevate päikesekiirguse ajal väljutatakse aine koroona alumistest piirkondadest planeetidevahelisse keskkonda. Lisaks moodustub lööklaine, mis päikesetuule plasma kaudu liikudes järk-järgult aeglustub.

Lööklaine saabumine Maale viib magnetosfääri kokkusurumiseni, mille järel algab tavaliselt magnetilise tormi teke.

Päikesetuul ulatub umbes 100 AU kauguseni, kus tähtedevahelise keskkonna rõhk tasakaalustab päikesetuule dünaamilist rõhku. Päikesetuule poolt tähtedevahelises keskkonnas pühitud õõnsus moodustab heliosfääri. Päikesetuul koos sellesse külmunud magnetväljaga hoiab ära madala energiatarbega galaktiliste kosmiliste kiirte tungimise päikesesüsteemi ja põhjustab muutusi kõrge energiaga kosmiliste kiirtega.

Päikesetuulega sarnane nähtus on ka teatud tüüpi teistes tähtedes (tähetuul).

Päikeseenergia vool, mille keskmes on termotuumareaktsioon, on erinevalt enamikust teistest tähtedest õnneks äärmiselt stabiilne. Suurema osa sellest eraldab lõpuks Päikese õhuke pinnakiht - fotosfäär - elektromagnetiliste lainete kujul, mis on nähtav ja infrapunakiirgus. Päikesekonstant (päikeseenergia voolu suurus Maa orbiidil) on 1370 W /. Võib ette kujutada, et Maa pinna iga ruutmeetri kohta on ühe elektrilise veekeetja võimsus. Päikese koroon asub fotosfääri kohal - tsoon, mis on Maalt nähtav ainult päikesevarjutuste ajal ja on täidetud haruldase ja kuuma plasmaga, mille temperatuur on miljon kraadi.

See on Päikese kõige ebastabiilsem kest, milles tekivad Päikese aktiivsuse peamised ilmingud, mis mõjutavad Maad. Päikese koroona varjuline välimus näitab selle magnetvälja struktuuri - helendavad plasmahüübed on piki jõu jooni. Koroonast välja voolav kuum plasma moodustab päikesetuule - ioonvoo (koosneb 96% vesiniku tuumade prootonitest ja 4% heeliumi tuuma alfa osakestest) ja elektronidest, kiirenedes planeetidevahelisse ruumi kiirusega 400–800 km / s. .

Päikesetuul ulatub ja kannab ära päikese magnetvälja.

Selle põhjuseks on asjaolu, et plasma suunatud liikumise energia välimises koroonas on suurem kui magnetvälja energia ja külmumise põhimõte kannab välja plasma taga. Sellise radiaalse väljavoolu kombinatsioon Päikese pöörlemisega (ja magnetväli on selle pinnale kinnitatud) viib planeetidevahelise magnetvälja spiraalstruktuuri - nn Parkeri spiraali - moodustumiseni.

Päikesetuul ja magnetväli täidavad kogu Päikesesüsteemi ja seega asuvad Maa ja kõik muud planeedid tegelikult Päikese koroonas, neid mõjutavad mitte ainult elektromagnetiline kiirgus, vaid ka päikesetuule ja päikese magnetväli.

Minimaalse aktiivsuse perioodil on päikese magnetvälja konfiguratsioon lähedane dipoolile ja sarnane Maa magnetvälja kujuga. Maksimaalsele aktiivsusele lähenedes on magnetvälja struktuur keerukatel põhjustel, mis pole täielikult arusaadavad. Üks ilusamaid hüpoteese on see, et kui päike pöörleb, mähkub selle ümber magnetväli, sukeldudes järk-järgult fotosfääri alla. Aja jooksul muutub päikesetsükli ajal pinna alla kogunenud magnetvoog nii suureks, et jõujoonte kimbud hakkavad välja lükkama.

Kohad, kus jõujooned tekivad, moodustavad koroonas fotosfääri ja magnetilise aasa laigud, mis on nähtavad plasma suurenenud luminestsentsi piirkondadena Päikese röntgenipiltidel. Päikesepiste sees oleva põllu suurus ulatub 0,01 Teslasse, mis on sada korda suurem kui rahuliku Päikese põld.

Intuitiivselt võib magnetvälja energia seostada jõujoonte pikkuse ja arvuga: need on seda suuremad, mida suurem on energia. Päikese maksimumile lähenedes hakkab väljale kogunenud tohutu energia perioodiliselt plahvatuslikult eralduma, kulutades päikesekorona osakeste kiirendamiseks ja kuumutamiseks.

Selle protsessiga kaasnevaid Päikese lühilaine elektromagnetilise kiirguse järske intensiivseid purke nimetatakse päikesekiirgusteks. Maa pinnal registreeritakse rakette nähtavuse ulatus kui päikesepinna üksikute lõikude heleduse väike suurenemine.

Esimesed kosmoselaeva pardal tehtud mõõtmised näitasid aga, et rakettide kõige märgatavam mõju on päikese röntgenkiirguse ja energeetiliselt laetud osakeste - päikese kosmiliste kiirte - voolavuse oluline (kuni sadu kordi) suurenemine.

Mõne puhangu ajal väljub päikesetuules ka märkimisväärne kogus plasmat ja magnetvälja - nn magnetpilved, mis hakkavad kiiresti laienema planeetidevahelisse ruumi, säilitades magnetilise silmuse kuju, mille otsad toetuvad Päikesele.

Plasma tihedus ja magnetvälja suurus pilve sees on kümneid kordi kõrgemad kui nende parameetrite väärtused, mis on tüüpilised vaikse aja jaoks päikesetuules.

Hoolimata asjaolust, et suure välklambi ajal võib vabaneda kuni 1025 džauli energiat, on kogu energiavoo suurenemine päikese maksimumini väike ja ulatub vaid 0,1–0,2%.