Mis on kosmiline tuul. Päikeseline tuul. Staatilise päikesekorona idee kokkuvarisemine

päikseline tuul

- Päikesest pärineva plasma pidev voog, mis levib Päikesest radiaalselt ja täidab Päikesesüsteemi iseendaga heliotsentriliseks. vahemaad ~ 100 AU S.v. moodustatud gaasi dünaamika ajal. laienemine planeetidevahelisse ruumi. Päikesekoroonas (K) esinevate kõrgete temperatuuride korral ei suuda pealiskihtide rõhk tasakaalustada koroonaine gaasirõhku ja koroon laieneb.

Esimesed tõendid Päikesest püsiva plasmavoolu olemasolust saadi L. Birmanil (Saksamaa) 1950ndatel. komeetide plasmasabadele mõjuvate jõudude analüüs. 1957. aastal näitas Yu Parker (USA) koroonaine tasakaalutingimusi analüüsides, et koroona ei saa olla hüdrostaatilistes tingimustes. tasakaal, nagu varem arvati, kuid peaks laienema ja see laienemine olemasolevates piiritingimustes peaks viima koronaalse aine kiirenemisele ülehelikiirusele.

Keskmised omadused on toodud tabelis. 1. Päikese päritolu plasmavoog registreeriti esmakordselt teisel Nõukogude kosmilisel lennukil. Luna-2 rakett aastal 1959. Pideva plasma väljavoolu olemasolu Päikesest tõestati paljude kuude Ameerika mõõtmiste tulemusel. AMC "Mariner-2" 1962. aastal

Tabel 1. Päikesetuule keskmised omadused Maa orbiidil

Kiirus	400 km / s
Prootonite tihedus	6 cm -3
Prootonite temperatuur	TO
Elektroni temperatuur	TO
Magnetvälja tugevus	E
Prootonvoo tihedus	cm -2 s -1
Kineetiline energiavoo tihedus	0,3 ergsm -2 s -1

Streams S.V. võib jagada kahte klassi: aeglane - kiirusega km / s ja kiire - kiirusega 600–700 km / s. Kiired voolud pärinevad koroona piirkondadest, kus magnetväli on radiaalse lähedal. Mõned neist valdkondadest on . Aeglased voolud ühendatud ilmselt koronaaladega, kus see tähendab. tangentsiaalkomponent magn. väljad.

Lisaks S.v. - prootonid ja elektronid, see sisaldab ka β osakesi, hapniku, räni, väävli ja raua tugevalt ioniseeritud ioone (joonis 1). Kuul paljastunud kiledesse kinni jäänud gaaside analüüsimisel leiti Ne ja Ar aatomid. Keskmine kem. kompositsioon S.v. antud tabelis. 2

Tabel 2. Päikesetuule suhteline keemiline koostis

Element	Suhteline sisu
H	0,96
3 Ta
4 Ta	0,04
O
Ne
Si
Ar
Fe

Ionisatsioon. asja olek vastab tasemele koroonas, kus rekombinatsiooni aeg muutub väikeseks võrreldes paisumisajaga, s.o. kauguses. Ionisatsiooni mõõtmised ioonide temperatuur S.v. võimaldavad määrata päikesekorooni elektroonilise temperatuuri.

S.v. kannab koos temaga planeetidevahelisse keskmisse koronaalsesse magn. põld. Plasmasse külmunud selle välja jõujooned moodustavad planeetidevahelise magneti. väli (MMP). Kuigi IMFi pinge on madal ja selle energiatihedus on umbes. 1% kineetilisest S.V. energia, see mängib suurt rolli S.V. ja interaktsioonide dünaamikas S.v. Päikesesüsteemi kehade ja voogudega omavahel. Pikenduste kombinatsioon Päikese pöörlemisega viib asjaolu, et magn. Loodes külmunud võimsuslüoonid on Archimedese spiraalidele lähedase kujuga (joonis 2). Radiaali ja asimuutide komponendid. väljad ekliptika tasapinna lähedal muutuvad vastavalt kaugusele:
,
Kus R - heliotsentriline. vahemaa - päikese pöörlemiskiirus nurk, u R - kiiruse radiaalne komponent S.V., indeks "0" vastab algtasemele. Maa orbiidi kaugusel on magn-i suundade vaheline nurk. väli ja suund Päikese poole, suurel heliotsentrilisel pinnal. IMF-i kaugused on Päikese suhtes peaaegu risti.

SV, mis tekib Päikese erineva suunaga piirkondade kohal. väljad, vormivood erinevalt orienteeritud IMF-ides - nn planeetidevaheline magnetväli.

Aastal S. St. täheldatakse erinevat tüüpi laineid: Langmuir, viled, ioonheli, magnetoheli ja teised (vt). Osa lainetest tekitatakse Päikesel, osa ergastub planeetidevahelises keskkonnas. Laine genereerimine tasandab osakeste jaotusfunktsiooni kõrvalekaldeid Maxwellianist ja viib selleni, et S. käitub nagu pidev meedium. Alfveni tüüpi lained mängivad suurt rolli väikeste komponentide kiirendamisel ja prootonjaotuse funktsiooni moodustamisel. Püha St. Samuti täheldatakse kokkupuute- ja pöörlemishäireid, mis on iseloomulikud magnetiseeritud plasmale.

Stream S.V. umbes seda tüüpi lainete kiiruse suhtes üleheli, mis tagab tõhusa energiaülekande SV-le (Alfven, heli- ja magnetosoonilised lained), Alfven ja heli Machi numbrid S.v. Maa orbiidil. Dooming S.v. takistused, mis suudavad S.v. (Merkuuri, Maa, Jupiteri, Sturni või Veenuse ja ilmselt Marsi juhtivate ionosfääride magnetväljad) moodustub pea väljuv lööklaine. S.v. see pidurdab ja soojeneb lööklaine esiosas, mis võimaldab sellel takistuse ümber voolata. Pealegi, St. moodustub õõnsus - magnetosfäär (sisemine või indutseeritud), sülemi kuju ja suuruse määrab suuruse rõhutasakaal. planeedi väli ja voolujoonelise plasmavoolu rõhk (vt). Kuumutatakse plasmakihti lööklaine ja voolujoonelise takistuse vahel. üleminekuala. Ioonide temperatuur lööklaine ees võib tõusta 10–20 korda, elektronide - 1,5–2 korda. Löögilaine , tagatakse voolu termiseerimine kollektiivsete plasmaprotsesside abil. Löögilaine esiosa paksus on ~ 100 km ja selle määrab pöördekiirus (magnetosonic ja / või madalam hübriid) langeva voo ja eestpoolt peegelduva ioonivoo osa interaktsiooni ajal. Koostoime korral S.v. elektrit mittejuhitava kehaga (Kuu) ei teki lööklainet: plasmavoolu neelab pind ja koguneb järk-järgult keha taha süvend.

Sellega seotud ebapüsivad protsessid asetsevad koroona plasma väljavoolu statsionaarses protsessis. Tugevate päikesekiirguse ajal väljutatakse aine koroona alumistest piirkondadest planeetidevahelisse keskkonda. Samal ajal moodustub ka lööklaine (joonis 3), serv aeglustub järk-järgult, liikudes läbi plasma S.v. Lööklaine saabumine Maale põhjustab magnetosfääri kokkusurumise, mille järel areneb magn. tormid.

Päikesekorona laienemist kirjeldava võrrandi võib saada võrrandisüsteemist massi ja nurkkiiruse säilitamiseks. Selle võrrandi lahendused, mis kirjeldavad kiiruse muutuse erinevat olemust koos vahemaaga, on toodud joonisel fig. 4. Otsused 1 ja 2 vastavad madalatele kiirustele võra põhjas. Valiku nende kahe lahenduse vahel määravad tingimused lõpmatuseni. Lahendus 1 vastab koroona madalale paisumiskiirusele ("päikesetuul", vastavalt J. Chamberlaini, USA) ja annab lõpmatu rõhu suured väärtused, s.o. vastab samadele raskustele kui staatiline mudel. kroonid. Lahendus 2 vastab laienemiskiiruse üleminekule heli kiiruse väärtuse kaudu ( v K) mingil rummikriitilisel. kaugus R K ja sellele järgnev laiendamine ülehelikiirusel. See lahendus annab lõpmatuseni hävitavalt madala rõhu, mis võimaldab seda sobitada tähtedevahelise keskkonna madala rõhuga. Parker nimetas seda tüüpi voolu päikesetuuleks. Kriitiline punkt asub Päikese pinna kohal, kui koroona temperatuur on alla teatud kriitilise. väärtused kus m - prootoni mass, - adiabaatiline indeks. Joon. 5 näitab heliotsentrilise laienemise kiiruse muutust. kaugus sõltuvalt temperatuurist isotermiline. isotroopne koroon. Järgmised mudelid võtta arvesse koronaaltemperatuuri muutusi vahemaa, kahevedeliku keskmise iseloomu (elektron- ja prootongaasid), soojusjuhtivuse, viskoossuse, mittesfäärilise paisumisega. Lähenemine sisule pideva meediumi kasutamist õigustatakse IMF-i olemasolu ja S.V. plasma interaktsiooni kollektiivse olemusega erinevat tüüpi ebastabiilsuse tõttu. S.v. pakub peamist korooni soojusenergia väljavool, as soojusülekanne kromosfääri, elektromagneti. tugevalt ioniseeritud koroonmaterjali emissioon ja elektrooniline soojusjuhtivus termini tuvastamiseks ebapiisav. krooni tasakaal. Elektrooniline soojusjuhtivus tagab temperatuuri aeglase languse S.v. kaugusega. S.v. ei mängi päikese energiast tervikuna mingit märgatavat rolli, sest selle poolt kantav energiavoog on ~ 10 -8

Päikese püsiv radiaalne plasmavoog. korona planeetidevahelises tootmises. Päikese soolestikust tulev energiavool soojendab koroona plasma 1,5–2 miljoni K-ni. kuumutamist ei tasakaalusta kiirgusest tingitud energiakadu, kuna koroon on väike. Liigne energia tähendab. C. kraadi kannavad kraadid ära. (\u003d 1027-1029 erg / s). Corona, s.o ei ole hüdrostaatilises olekus. tasakaal, see laieneb pidevalt. Kompositsiooni järgi C. sajand ei erine koroona plasmast (C. sajand sisaldab hl. arr. prootoneid, esiseid, mõnda heeliumi tuuma, hapnikku, räni, väävlit, raua ioone). Koroona põhjas (10 tuhat km kaugusel päikesefotosfäärist) on osakesi radiaalsuunas suurusjärgus sadu m / s, mitme kaugusel. päike raadiusega, jõuab see heli kiiruseni plasmas (100–150 km / s), Maa orbiidil on prootonite kiirus 300–750 km / s ja nende ruumid. - mitmest. h mitmele. kümneid tunde 1 cm3-s. Planeedidevahelise ruumi abil. Jaamades tehti kindlaks, et kuni Saturni orbiidini oli CC C. voo tihedus. väheneb vastavalt seadusele (r0 / r) 2, kus r on kaugus Päikesest, r0 on algtase. S. sajand kannab endaga päikese jõujoonte silmuseid. magn. väljad, kuni-ry moodustavad planeetidevahelise magn. . Radiaalse liikumise kombinatsioon h-c S. sajandil. Päikese pöörlemisega annab need jooned spiraalide kuju. Suuremõõtmeline magn. Päikese läheduses olev väli on sektorite kujul, milles väli suunatakse Päikesest eemale või selle poole. C. sajandi hõivatud õõnsuse suurus pole täpselt teada (selle raadius on ilmselt vähemalt 100 AU). Selle õõnsuse piiridel on dünaamiline. S. sajand peaks olema tasakaalus tähtedevahelise gaasirõhuga, galaktiline. magn. väljad ja galaktika. kosmos. kiired. Maakera piirkonnas on C. C. sajandi vooluhulga kokkupõrge geomagnetiga. väli genereerib statsionaarse lööklaine Maa magnetosfääri ees (Päikese küljest, joonis).

S. sajand justkui voolab ümber magnetosfääri, piirates selle pikkust ave. Muutused S. sajandi intensiivsuses, mis on seotud Päikese puhangutega, peamine põhjustada häireid geomagnetiline. väljad ja magnetosfäärid (magnormid).

Päikese taga kaotab S. sajandist \u003d 2X10-14 osa massist Msol. On loomulik arvestada, et saare väljavool, sarnaselt S. sajandiga, eksisteerib ka teiste tähtede hulgas (""). Eriti intensiivne peaks see olema massiivsete tähtede (mass \u003d mitu des. Desooli) ja kõrge pinnatemperatuuri (\u003d 30-50 tuhat K) ning laiendatud atmosfääriga tähtede (punased hiiglased) puhul, kuna Esimesel juhul on tugevalt arenenud tähtkoroona osakesetel tähe külgetõmbe ületamiseks piisavalt palju energiat, teisel juhul on parabooli vähe. kiirus (evakuatsioonikiirus; (vt KOSMOSKIIRE)) See tähendab. tähetuulega massikaod (\u003d 10–6 Msol aastas ja rohkem) võivad tähtede arengut märkimisväärselt mõjutada. Tähetuul tekitab tähtedevahelises keskkonnas omakorda kuuma gaasi mullid - röntgenkiirte allikad. kiirgus.

Füüsiline entsüklopeediline sõnaraamat. - M .: Nõukogude entsüklopeedia. . 1983 .

SOLAR WIND - Päikesest pärineva plasma pidev voog planeetidevahelisse ruumi. Päikesekoronas esinevate kõrgete temperatuuride (1,5 * 10 9 K) korral ei suuda pealiskihtide rõhk tasakaalustada koroonainete gaasirõhku ja koroona laieneb.

Esimesed tõendid ametikoha olemasolu kohta. plasmavool saadud päikeselt Birman (L. Biermann) 1950ndatel. komeetide plasmasabadele mõjuvate jõudude analüüs. 1957. aastal näitas Y. Parker (E. Parker) korooni aine tasakaalutingimusi analüüsides, et koroon ei saa olla hüdrostaatiline. 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. Kiirvood väljuvad päikesekorona piirkondadest, kus magn. väli on radiaalsuunaline. koronaalsed augud. Aeglased voolud sisse ilmselt seotud võra piirkondadega, mis tähendab 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. V. koostisosad - prootonid ja elektronid, selle koostises - leidub ka osakesi, Ionisatsiooni mõõtmised. Ioonide temperatuur võimaldavad määrata päikesekorooni elektroonilise temperatuuri.

S. sajandil lagunema. tüüpi lained: Langmuir, viled, ioonheli, plasmalained). Osa Alfveni tüüpi lainetest genereeritakse Päikesel, osa - ergastub planeetidevahelises keskkonnas. Laine genereerimine tasandab osakeste jaotusfunktsiooni kõrvalekaldeid Maxwelli funktsioonist ja koos magn mõjuga. põllult naplasmini viib asjaolu, et C. sajand. käitub nagu pidev meedium. Alfveni tüüpi lained mängivad olulist rolli C väikeste komponentide kiirendamisel.

Joon. 1. Massiivne päikesetuul. Horisontaaltelg on osakese massi ja selle laengu suhe, vertikaaltelg on osakeste arv, mis on seadme energiaaknas registreeritud 10 s. + -Märgiga numbrid tähistavad iooni laengut.

Vool S. sajandil on ülelaine selle tüüpi lainete kiiruse suhtes, mis tagavad eff. energiaülekanne C. sajandil (Alfven, heli). Alfven ja heli Machi number S sisse 7. Kui voolab ümber S. sajandi. takistused, mis suudavad seda tõhusalt kõrvale suunata (Merkuuri, Maa, Jupiteri, Saturni või Veenuse ja ilmselt Marsi juhtivate ionosfääride magnetväljad), moodustub lahkuv pea lööklaine. lained, mis võimaldavad sellel takistuse ümber voolata. Veelgi enam, C. sajandil. moodustub õõnsus - magnetosfäär (sisemine või indutseeritud), sülemi kuju ja mõõtmed määratakse suuruse rõhutasakaalu järgi. planeedi väljad ja voolava plasmavoolu rõhk (vt Magnetosfäär, Maa, planeetide magnetosfäär). S. sajandi koostoimimise korral mittejuhitava kehaga (nt Kuu) lööklainet ei teki. Plasmavoog neelab plasmavoolu ja keha tagant moodustub õõnsus, mis järk-järgult täidetakse plasma C-ga. sisse

Ebastabiilsed protsessid, mis on seotud vilgub päikese käes. Tugevate puhangute korral eraldub aine põhjast. koroona piirkonnad planeetidevahelisse keskkonda. Magnetilised variatsioonid).

Joon. 2. Planeedidevahelise lööklaine levik ja päikesekiirgusest väljutamine. Nooled näitavad päikesetuule plasma liikumissuunda,

Joon. 3. Korooni laienemisvõrrandi lahenduste tüübid. Kiirus ja vahemaad normaliseeritakse kriitilise kiirusega v k ja kriitilise kaugusega R k. Lahendus 2 vastab päikesetuulele.

Päikesekorona laienemist kirjeldab massi säilitamise süsteem uri, v k) mõnel kriitilisel. vahemaa R ja sellele järgnev paisumine ülehelikiirusel. See lahendus annab lõpmatuseni hävitavalt madala rõhu, mis võimaldab seda sobitada tähtedevahelise keskkonna madala rõhuga. Seda tüüpi voog, Yu. Parker nimetas S. sajandit. , kus m on prootoni mass, on adiabaatiline eksponent, on Päikese mass. Joon. 4 näitab heliotsentrilise laienemise kiiruse muutust. soojusjuhtivus, viskoossus,

Joon. 4. Isotermilise koroonamudeli päikese tuule kiiruse profiilid erinevatel koronaaltemperatuuridel.

S. sajand pakub peamist korooni soojusenergia väljavool, kuna kromosfääri edastav soojus e-magn. koroona ja elektrooniline soojusjuhtivus sisse ebapiisav võra soojusbilansi kindlakstegemiseks. Elektrooniline soojusjuhtivus tagab S. sajandi temperatuuri aeglase languse. kaugusega. päikese heledus.

S. sajand kannab koos temaga planeetidevahelisse keskmisse koronaalsesse magn. põld. Plasmasse külmunud selle välja jõujooned moodustavad planeetidevahelise magneti. Kuigi IMF intensiivsus on väike ja selle energiatihedus on umbes 1% kineetilisest tihedusest. C. energia, sellel on oluline roll termodünaamikas. sisse ja interaktsioonide dünaamikas S. sajand. päikesesüsteemi kehadega, aga ka S. voogudega. omavahel. S. sajandi laienemise kombinatsioon Päikese pöörlemisega viib asjaolu, et magn. Põhjasadades külmunud jõujooned on kujul B R ja asimuutkomponentidena magn. Väljad muutuvad sõltuvalt ekliptika tasapinna kaugusest:

kus on nurk. Päikese pöörlemiskiirus ja - radiaalse kiiruse komponent sajandil., indeks 0 vastab algtasemele. Maa orbiidi kaugusel on magn-i suuna vaheline nurk. väljad ja R umbes 45 °. Suure L magniga.

Joon. 5. Planeedidevahelise magnetvälja jõujoone kuju: kas Päikese pöördenurga pöördenurk ja plasma kiiruse radiaalne komponent, R on heliotsentriline vahemaa.

C. sajand, mis tekib Päikese piirkondade vahel lagunemisel. Orienteerumine Magn. väljad, kiirus, p-pa, osakeste kontsentratsioon jne), vt ka varieeruvad regulaarselt iga sektori ristlõikes, mida seostatakse kiire vooluga S. sajandi sisesektori olemasoluga. Sektorite piirid asuvad tavaliselt aeglaselt liikuvas S. ojas. 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 sektoristruktuur on praeguse lehe (TS) olemasolu planeetidevahelises keskkonnas, mis pöörleb koos Päikesega, tagajärg. TS loob hüppe magn. väljad - radiaalsel IMF-il on sõiduki eri külgedel erinevad märgid. See X. Alfveni ennustatud TC (N. Alfven) läbib Päikesekorona neid osi, mis on seotud Päikese aktiivsete piirkondadega, ja jagavad neid piirkondi detsemberiga. päikese magnumi radiaalse komponendi märgid. väljad. TC asub umbes Päikese ekvaatori tasapinnal ja sellel on volditud struktuur. Päikese pöörlemine viib sõiduki voldide keerdumiseni spiraalis (joonis 6). Ekliptika tasapinna lähedal on vaatleja kõrgem, siis madalam kui TS, mille tõttu ta langeb sektoritesse, millel on erinevad märgid IMFi radiaalsest komponendist.

Päikese lähedal Põhjas Esinevad piki- ja laiuskiiruse gradiendid ning põrkevabad 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 suunda, nooled tähistavad magnetvälja jõujooni ning punkti- ja punktiirjoon tähistavad sektori piire (joonise tasapinna ristumiskoht praeguse lehega).

Kuna lööklaine kiirus on väiksem kui teise sajandi kiirus, viib see vastupidise lööklaine 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 Planeedidevaheline keskkond). C laiendamine sisse koos magn. väli hoiab ära tungimise galaktikate päikesesüsteemi. kosmiline madala energia kiirgus ja viib kosmilisse kõrgete energiade kiired. S. sajandiga sarnast nähtust leidub ka teistes tähtedes (vt Tähetuul).

Lit .: Parker E. N., dünaamiline planeetidevahelises keskkonnas, O. L. Weissberg.

Füüsiline entsüklopeedia. 5 köites. - M .: Nõukogude entsüklopeedia. Peatoimetaja A. M. Prokhorov. 1988 .

Vaadake, mis "SUN WIND" on teistes sõnaraamatutes:

SUNNY WIND - päikesekorona plasmavoog, mis täidab päikesesüsteemi kuni 100 astronoomilise ühiku kauguselt päikesest, kus tähtedevahelise rõhu all tasakaalustab voolu dünaamiline rõhk. Prootonite, elektronide, tuumade põhikoostis ... Kaasaegne entsüklopeedia

SOLAR WIND - laetud osakeste (peamiselt prootonite ja elektronide) ühtlane vool, mida kiirendab päikese CORONA kõrge temperatuur kiirendusega piisavalt suureks, et osakesed ületaksid Päikese raskuse. Päikesetuul kaldub ... Teaduslik ja tehniline entsüklopeediline sõnastik

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 võib näha vaid kohati tuhandeid kordi rohkem kui Päikese tänapäev, 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 väljuv 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 statsionaarse aegumise protsessis. Tugevate päikesekiirguse ajal väljutatakse aine koroona alumistest piirkondadest planeetidevahelisse keskkonda. Sel juhul moodustub ka 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.

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

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

Plasma tihedus ja magnetvälja suurus pilves on kümneid kordi suuremad 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%.

VB Baranov, Moskva Riiklik Ülikool M.V. Lomonosov

Artiklis käsitletakse päikesekorooni (päikesetuule) ülehelikiiruse laienemise probleemi. Analüüsitakse nelja peamist probleemi: 1) plasma väljavoolu põhjused Päikesepõimikust; 2) kas selline aegumine on ühtlane; 3) päikesetuule parameetrite muutus koos kaugusega Päikesest ja 4) kuidas päikesetuul suubub tähtedevahelisse keskkonda.

Sissejuhatus

Ligi 40 aastat on möödunud sellest, kui ameerika füüsik E. Parker ennustas teoreetiliselt nähtust, mida nimetatakse "päikesetuuliks" ja mida kinnitas paari aasta jooksul eksperimentaalselt üks Nõukogude teadlase K. Gringauz grupp, kasutades Luna- 2 "ja" Luna-3 ". Päikesetuul on täielikult ioniseeritud vesiniku plasmavoog, see tähendab umbes sama tihedusega (kvaasi-neutraalsuse tingimustes) elektronidest ja prootonitest koosnev gaas, mis liigub Päikesest suure ülehelikiirusega. Maa orbiidil (üks astronoomiline ühik (a.e.) Päikesest) on selle voo kiirus VE umbes 400-500 km / s, prootonite (või elektronide) kontsentratsioon ne \u003d 10-20 osakest kuupsentimeetris ja nende temperatuur Te See on umbes 100 000 K (elektronide temperatuur on pisut kõrgem).

Lisaks elektronidele ja prootonitele leiti, et planeetidevaheline ruum sisaldab alfaosakesi (suurusjärgus mitu protsenti), väikest arvu raskemaid osakesi ja ka magnetvälja, mille induktsiooni keskmine väärtus oli Maa orbiidil mitme gamma suurusjärgus (1).

\u003d 10-5 G).

Natuke ajalugu, mis on seotud päikesetuule teoreetilise ennustamisega

Teoreetilise astrofüüsika mitte nii pika ajaloo vältel usuti, et kõik tähtede atmosfäärid on hüdrostaatilises tasakaalus, see tähendab, et seisundis, kus tähe gravitatsioonilise tõmbejõu tasakaalus on jõud, mis on seotud rõhu gradiendiga tema atmosfääris (rõhu muutusega kauguse ühiku kohta r keskpunktist) tähed). Matemaatiliselt väljendatakse seda tasakaalu tavalise diferentsiaalvõrrandina

(1)

kus G on gravitatsioonikonstant, M * tähe mass, p on atmosfääri gaasi rõhk,

- selle massitihedus. Kui saadakse temperatuuri jaotus T atmosfääris, siis ideaalgaasi tasakaaluvõrrandist (1) ja olekuvõrrandist

(2)

kus R on gaasikonstant, on kergesti saavutatav nn baromeetriline valem, mis konkreetsel juhul konstantsel temperatuuril T on järgmine

(3)

Valemis (3) on p0 rõhk tähe atmosfääri põhjas (r \u003d r0). See valem näitab, et r jaoks

, st väga suurtest kaugustest tähest kipub rõhk p olema piiratud piirini, mis sõltub rõhu p0 väärtusest.

Kuna usuti, et päikese atmosfäär, nagu ka teiste tähtede atmosfäär, on hüdrostaatilises tasakaalus, määrati selle olek valemitega (1), (2), (3) sarnaste valemitega. Arvestades ebatavalist ja veel arusaamatut nähtust, kus temperatuuri järsk tõus on umbes 10 000 kraadi Päikese pinnal kuni 1 000 000 kraadi Päikesekoronas, töötas Chapman (vt näiteks) välja staatilise päikesekorooni teooria, mis peaks sujuvalt üle minema tähtedevahelisele keskmisele ümbritsevad Päikesesüsteemi.

Parker juhtis aga oma teedrajavas töös tähelepanu tõsiasjale, et staatilise päikesekorona jaoks tüübi (3) valemist saadud lõpmatuse rõhk osutub peaaegu suurusjärgu võrra suuremaks kui rõhu väärtus, mida tähedevahelise gaasi puhul hinnangute põhjal hinnati. Selle lahknevuse kõrvaldamiseks soovitas Parker, et päikesekoroon ei ole staatilise tasakaalu seisundis, vaid laieneb pidevalt Päikest ümbritsevasse planeedidevahelisse keskkonda. Pealegi tegi ta tasakaalu (1) asemel ettepaneku kasutada vormi hüdrodünaamilist võrrandit

(4)

kus Päikesega seotud koordinaatsüsteemis tähistab väärtus V plasma radiaalkiirust. All

mõeldakse päikese massi.

Teatud temperatuurijaotuse T korral on võrrandisüsteemidel (2) ja (4) joonisel fig. 1. Sellel joonisel tähistab a heli kiirust ja r * on vahemaa lähtekohast, kus gaasi kiirus võrdub heli kiirusega (V \u003d a). Ilmselt on joonisel fig. 1 ainult kõverad 1 ja 2 1 on füüsiline tähendus Päikesest tuleneva gaasi väljavoolu jaoks, kuna kõverate 3 ja 4 kiirusväärtused on unikaalsed igas punktis ning kõverad 5 ja 6 vastavad päikese atmosfääri väga suurtele kiirustele, mida teleskoopide puhul ei täheldata. Parker analüüsis tingimusi, mille korral looduses realiseerub kõverale vastav lahendus. Ta näitas, et sellisest lahendusest saadud rõhu vastavusse viimiseks tähtedevahelises keskkonnas on gaasi üleminek alahelikiirusel toimuvale voolule kõige reaalsem (r juures< r*) к сверхзвуковому (при r > r *) ja seda voolu kutsus päikesetuul. Selle väite vaidlustas aga Chamberlain oma töös, kes pidas kõige realistlikumat lahendust kooskõlas kõveraga 2, mis kirjeldab kõikjal alatoonilist “päikesetuult”. Pealegi ei tundunud Chamberlain esimesed katsed kosmoseaparaatidega (vt näiteks) Päikesest ülehelikiiruses leiduvate gaasivoogude avastanud, et Chamberlain oleks piisavalt usaldusväärne.

Joon. 1. Gaasi dünaamika ühemõõtmeliste võrrandite võimalikud lahendused päikese pinnavoolu kiiruse V jaoks gravitatsioonijõu olemasolul. Kõver 1 vastab päikesetuule lahendusele. Siin a on heli kiirus, r on kaugus Päikesest, r * on vahemaa, kus gaasi kiirus võrdub heli kiirusega, on Päikese raadius.

Kosmoses tehtud katsete ajalugu tõestas hiilgavalt Parkeri päikesetuule kohta käivate ideede õigsust. Päikesetuule teooria kohta saab üksikasjalikku materjali näiteks monograafias.

Ideed plasma korrosiooni ühtlasest väljavoolust

Gaasi dünaamika ühemõõtmeliste võrrandite abil on võimalik saada üldtuntud tulemus: massijõudude puudumisel võib gaasi sfääriliselt sümmeetriline vool punktallikast olla kõikjal alatooniline või ülehelikiirusel. Gravitatsioonijõu olemasolu võrrandis (4) (paremal pool) põhjustab lahenduste ilmnemise nagu kõver 1 joonisel fig. 1, see tähendab heli kiiruse muutumisega. Joonistagem analoogia klassikalise vooluga Lavali otsikus, mis on kõigi ülehelikiirusega reaktiivmootorite alus. Skemaatiliselt on seda voolu näidatud joonisel fig. 2

Joon. 2. Voolumõõt Lavali otsikus: 1 - mahuti, mida nimetatakse vastuvõtjaks ja millesse madala kiirusega juhitakse väga kuuma õhku, 2 - kanali geomeetrilise kokkusurumise piirkond alahelikiirusel toimuva gaasi voolu kiirendamiseks, 3 - kanali geomeetrilise laienemise piirkond üleheli voolu kiirendamiseks.

Gaasi, mis on kuumutatud väga kõrge temperatuurini, tarnitakse mahutisse 1, mida nimetatakse vastuvõtjaks, väga madala kiirusega (gaasi sisemine energia on palju suurem kui selle kineetiline suund liikumiseks). Kanali geomeetrilisel kokkusurumisel kiireneb gaas piirkonnas 2 (alatooniline vool), kuni selle kiirus saavutab heli kiiruse. Selle edasiseks kiirendamiseks on vaja kanalit laiendada (üleheli voolu piirkond 3). Gaas kiireneb kogu voolupiirkonnas tänu adiabaatilisele (ilma soojusisendita) jahutamisele (kaootilise liikumise sisemine energia muundub suuna liikumise energiaks).

Vaadeldava päikesetuule tekkeprobleemi korral mängib vastuvõtja rolli päikesekoroon ja Lavali otsiku seinte rolli päikesetõmbejõu gravitatsioonijõud. Parkeri teooria kohaselt peaks heli kiiruse muutumine toimuma kuskil mitme päikeseraadiuse kaugusel. Kuid teoorias saadud lahenduste analüüs näitas, et päikesekorooni temperatuur ei ole piisav, et selle gaas kiireneks ülehelikiirusel, nagu see on Lavali otsiku teoorias. Peab olema mõni täiendav energiaallikas. Praegu peetakse selliseks allikaks keskmise voolu peale asetatud päikesetuules alati esinevate laine liikumiste hajumist (mõnikord nimetatakse seda plasma turbulentsiks) ja vool ise pole enam adiabaatiline. Selliste protsesside kvantitatiivne analüüs nõuab endiselt selle uurimist.

Huvitav on see, et maapealsed teleskoobid tuvastavad Päikese pinnal magnetväljad. Nende magnetilise induktsiooni B keskmiseks väärtuseks hinnatakse 1 G, ehkki näiteks üksikute fotosfääriliste moodustiste korral, näiteks täppide korral, võib magnetväli olla suurusjärgu võrra suurem. Kuna plasma on hea elektrijuht, on loomulik, et päikese magnetväljad interakteeruvad selle Päikesest lähtuvate vooludega. Sel juhul annab puhtalt gaasidünaamiline teooria vaadeldava nähtuse mittetäieliku kirjelduse. Magnetvälja mõju päikesetuulele saab arvestada ainult teaduse raames, mida nimetatakse magnetiliseks hüdrodünaamikaks. Millised on selliste kaalutluste tulemused? Selles suunas tehtud teedrajava töö kohaselt (vt ka) viib magnetväli päikesetuuleplasmas elektrivoolude j ilmumiseni, mis omakorda viib ponderomotoorse jõu j x B ilmumiseni, mis on suunatud radiaalsuunaga risti olevas suunas. Selle tulemusel ilmub päiksetuules tangentsiaalse kiiruse komponent. See komponent on peaaegu kaks suurusjärku vähem radiaalne, kuid see mängib olulist rolli Päikese poolt impulssmomendi eemaldamisel. Arvatakse, et viimane asjaolu võib mängida olulist rolli mitte ainult Päikese, vaid ka teiste tähtede, kus tuvastatakse "tähetuul", evolutsioonis. Eelkõige hilise spektriklassi tähtede nurkkiiruse järsu languse selgitamiseks kasutatakse sageli hüpoteesi pöördemomendi ülekandumisest nende ümber moodustavatele planeetidele. Päikese nurkkiiruse kaotamise kaalutud mehhanism plasma väljavoolu kaudu sealt avaneb võimalus seda hüpoteesi muuta.