Saules vējš ir nepārtraukta daļiņu straume. Saules vēja attēlveidošana reāllaikā (tiešsaistē)

Saule ir pastāvīgas daļiņu straumes avots. Neitrīni, elektroni, protoni, alfa daļiņas un smagāki atomu kodoli visi kopā veido Saules korpuskulāro starojumu. Ievērojama šī starojuma daļa ir vairāk vai mazāk nepārtraukta plazmas aizplūšana, tā saucamais saules vējš, kas ir turpinājums saules atmosfēras ārējiem slāņiem - saules koronai. Tā ātrums pie Zemes parasti ir 400–500 km / s. Caur koronālajiem caurumiem no Saules tiek izvadīta uzlādētu daļiņu plūsma - reģioni Saules atmosfērā ar magnētisko lauku, kas atvērts starpplanētu telpā.

Pirmie saules vēja mērījumi tika veikti 1959. gadā ar kosmosa kuģi Luna-9. 1962. gadā "Mariner-2", virzoties uz Venēru, veica novērojumus par saules vēju un ieguva šādus rezultātus: saules vēja ātrums svārstījās diapazonā no 350 m / s līdz 800 m / s, vidējā saules vēja koncentrācija bija 5,4 joni uz 1 cm3. , jonu temperatūra 160 000 K. Vidējā magnētiskā lauka stiprība 6 * 10–5.

Starptautiskā kosmosa stacija SOHO ir daudz uzzinājusi par saules vēju. Izrādījās, ka tas nes tādus elementus kā niķelis, dzelzs, silīcijs, sērs, kalcijs, hroms.

Saule rotē ar 27 dienu periodu. Saules vēja daļiņu trajektorijām, kas pārvietojas pa magnētiskā lauka indukcijas līnijām, ir spirālveida struktūra Saules rotācijas dēļ. Saules rotācijas rezultātā saules vēja plūsmas ģeometriskā forma būs arhimēdas spirāle, kas atgādina ūdens straumes formu no dārza šļūtenes, kas rotē ap savu asi.

Saules vētru dienās strauji palielinās saules vējš. Tas izsauc auroras un magnētiskās vētras uz Zemes, un astronautiem šajā laikā nevajadzētu iziet kosmosā.

Saules vēja ietekmē komētas astes vienmēr tiek virzītas prom no Saules. Kosmosa kuģis Voyager ir atklājis saules vēju pat ārpus Plutona orbītas. Faktiski mēs dzīvojam milzu heliosfērā, ko veido Saules vējš, lai arī mūs no tā aizsargā Zemes magnētiskais lauks.

Saule ir spēcīgs radio izstarošanas avots. Starpplanētu telpā iekļūst centimetru radioviļņi, ko izstaro hromosfēra, un garāki viļņi, ko izstaro korona.

Ja redzamos staros saule izstaro salīdzinoši stabili (izmaiņas notiek ar procentiem), tad radio diapazonā starojums var mainīties simtiem un pat tūkstošiem reižu. Radio izstarojumam no Saules ir divas sastāvdaļas - nemainīga un mainīga. Konstantais komponents raksturo klusās Saules radīto radio emisiju. Saules korona izstaro radioviļņus kā absolūti melnu ķermeni ar temperatūru T \u003d 106 K. Saules radiācijas emisijas mainīgā sastāvdaļa izpaužas pārrāvumu, trokšņu vētru veidā. Trokšņa vētras ilgst no vairākām stundām līdz vairākām dienām. 10 minūtes pēc spēcīga saules uzliesmojuma Saules radītā radio emisija palielinās tūkstošiem un pat miljoniem reižu, salīdzinot ar klusās Saules radio emisiju, un ilgst no vairākām minūtēm līdz vairākām stundām. Šim radio izstarojumam nav termiska rakstura.

saulains vējš

- nepārtraukta saules izcelsmes plazmas plūsma, kas izplatās aptuveni radiāli no Saules un piepilda Saules sistēmu līdz helocentriskai. attālumi ~ 100 AU S.v. veidojas, kad ir gasdinamiska. paplašināšanās starpplanētu telpā. Augstās temperatūrās, kas pastāv saules koronā (K), pārklājošo slāņu spiediens nespēj līdzsvarot koronas vielas gāzes spiedienu, un korona izplešas.

Pirmos pierādījumus par pastāvīgu plazmas plūsmu no Saules ieguva L. Birmans (Rietumvācija) piecdesmitajos gados. par spēku, kas iedarbojas uz komētu plazmas astēm, analīzi. 1957. gadā Y. Parker (ASV), analizējot koronas vielas līdzsvara apstākļus, parādīja, ka korona nevar būt hidrostatiskos apstākļos. līdzsvara stāvoklim, kā tika pieņemts iepriekš, bet tam vajadzētu paplašināties, un šai paplašināšanai esošajos robežnosacījumos vajadzētu novest pie koronālās vielas paātrināšanās līdz virsskaņas ātrumam.

S vidējie raksturlielumi ir doti tabulā. 1. Pirmoreiz saules izcelsmes plazmas plūsma tika reģistrēta otrajā padomju kosmosa kuģī. raķete "Luna-2" 1959. gadā. Pastāvīga plazmas aizplūšana no Saules tika pierādīta daudzus mēnešus ilgu Amer mērījumu rezultātā. AMS "Mariner-2" 1962. gadā

1. tabula. Saules vēja vidējie raksturlielumi Zemes orbītā

Ātrums	400 km / s
Protonu blīvums	6 cm -3
Protonu temperatūra	LĪDZ
Elektronu temperatūra	LĪDZ
Magnētiskā lauka stiprums	E
Protonu plūsmas blīvums	cm -2 s -1
Plūsmas blīvums kinētiskā enerģija	0,3 ergcm -2 s -1

S.v plūst var iedalīt divās klasēs: lēns - ar ātrumu km / s un ātrs - ar ātrumu 600–700 km / s. Ātras straumes izplūst no koronas vietām, kur magnētiskais lauks ir tuvu radiālajam. Daži no šiem apgabaliem yavl. . Lēnas straumes S.v. acīmredzami saistīta ar vainaga laukumiem, kur ir līdzekļi. tangenciālā sastāvdaļa magn. lauki.

Papildus galvenajām S.V. - protoni un elektroni tā sastāvā satur arī daļiņas, augsti jonizētus skābekļa, silīcija, sēra, dzelzs jonus (1. att.). Analizējot uz Mēness pakļautajās folijās ieslodzītās gāzes, tika atrasti Ne un Ar atomi. Vidējais ķim. sastāvs S.V. ir dots tabulā. 2.

2. tabula. Saules vēja relatīvais ķīmiskais sastāvs

Elements	Radinieks saturs
H	0,96
3 Viņš
4 Viņš	0,04
O
Ne
Si
Ar
Fe

Jonizācija. C stāvokļa stāvoklis atbilst līmenim koronā, kur rekombinācijas laiks kļūst īss, salīdzinot ar izplešanās laiku, t.i. no attāluma. Jonizācijas mērījumi jonu temperatūra S.v. ļauj noteikt saules koronas elektronisko temperatūru.

S.v. nes ar to starpplanētu vidē koronālo magn. lauka. Saldēts plazmā spēka līnijas šī lauka veido starpplanētu magn. lauks (MMP). Kaut arī SVF intensitāte ir zema un tā enerģijas blīvums ir apm. 1% kinētisko. SV enerģija, tai ir svarīga loma SV termodinamikā. un S.V. mijiedarbības dinamikā. ar Saules sistēmas ķermeņiem un S straumēm savā starpā. C. V. paplašināšanas kombinācija ar saules rotāciju noved pie tā, ka magn. Spēcīgajām lyonijām, kas sasalušas ziemeļrietumos, ir forma, kas ir tuvu Arhimēdas spirālēm (2. att.). Radiālais un azimutālais komponents magn. lauki pie ekliptikas plaknes mainās ar attālumu:
,
Kur R - heliocentrisks. attālums, - Saules griešanās leņķiskais ātrums, u R - SV ātruma radiālā sastāvdaļa, indekss "0" atbilst sākotnējam līmenim. Zemes orbītas attālumā leņķis starp magn virzieniem. lauki un virziens uz Sauli, lielā heliocentriskā virzienā. SVF attālumi ir gandrīz perpendikulāri virzienam uz Sauli.

SV, kas rodas virs Saules reģioniem ar atšķirīgām magnitūras orientācijām. lauki, formas plūst atšķirīgi orientētā SVF - tā sauktajā. starpplanētu magnētiskais lauks.

In S.V. tiek novēroti dažādi viļņu veidi: Langmuir, svilpēji, jonu-akustiskie, magnetosonic un citi (sk.). Daži no viļņiem tiek ģenerēti uz Saules, daži ir satraukti starpplanētu vidē. Viļņu ģenerēšana izlīdzina daļiņu sadalījuma funkcijas novirzes no Maksvela vienas un noved pie tā, ka S.V. Uzvedies kā nepārtraukta vide. Alfvén tipa viļņiem ir liela nozīme mazu SW komponentu paātrināšanā. un veidojot protonu sadalījuma funkciju. In S.V. novēroti arī kontakta un rotācijas pārtraukumi, kas raksturīgi magnetizētai plazmai.

Straume S.v. yavl. virsskaņa attiecībā pret šāda veida viļņu ātrumu, rudzi nodrošina efektīvu enerģijas pārnesi uz S.V. (Alfvén, skaņas un magnetosonic viļņi), Alfvén un skaņu Mach numuri S.v. riņķo ap Zemi. Kad S.v. šķēršļi, kas spēj efektīvi novirzīt S.V. (Dzīvsudraba, Zemes, Jupitera, Stourne magnētiskie lauki vai Venēras un acīmredzot Marsa vadošās jonosfēras) veidojas galvas atdalīts trieciena vilnis. S.v. palēninās un uzsilst trieciena priekšā, kas ļauj tam plūst ap šķērsli. Turklāt S. veidojas dobums - magnetosfēra (raksturīga vai inducēta), griezuma formu un lielumu nosaka magnija spiediena līdzsvars. planētas lauki un plūstošās plazmas plūsmas spiediens (sk.). Tiek izsaukts apsildāmās plazmas slānis starp trieciena vilni un racionalizēto šķērsli. pārejas zona. Jonu temperatūra triecienviļņa priekšpusē var palielināties 10-20 reizes, bet elektronu - 1,5-2 reizes. Šoka vilnis , plūsmas siltināšanu nodrošina kolektīvi plazmas procesi. Trieciena frontes biezums ir ~ 100 km, un to nosaka pēc pieauguma ātruma (magnetosonic un / vai zemāks hibrīds) mijiedarbības laikā krītošajai plūsmai un daļai jonu plūsmas, kas atspoguļota no priekšpuses. Mijiedarbības gadījumā S.V. ar nevadošu ķermeni (Mēness) triecienvilnis nerodas: plazmas plūsmu absorbē virsma, un aiz ķermeņa pakāpeniski piepildās virsma. dobums.

Stacionārais korona plazmas izplūdes process tiek pārklāts ar nestacionāriem procesiem, kas saistīti ar. Ar spēcīgiem saules uzliesmojumiem matērijas tiek izvadītas no korona apakšējiem reģioniem starpplanētu vidē. Šajā gadījumā veidojas arī triecienvilnis (3. att.), Kas pakāpeniski palēninās, virzoties caur S.. Šoku viļņa ienākšana Zemei noved pie magnetosfēras saspiešanas, pēc kuras parasti sākas magnētu attīstība. vētras.

Vienādojumu, kas apraksta saules koronas paplašināšanos, var iegūt no vienādojumu sistēmas masas un leņķa momenta saglabāšanai. Šī vienādojuma risinājumi, aprakstot ātruma izmaiņu atšķirīgo raksturu ar attālumu, ir parādīti 1. attēlā. 4. 1. un 2. risinājums atbilst maziem ātrumiem vainaga pamatnē. Izvēli starp šiem diviem risinājumiem nosaka apstākļi bezgalībā. 1. risinājums atbilst zemiem korona izplešanās ātrumiem ("saules vējš", pēc J. Chamberlain, ASV) un dod lielas spiediena vērtības bezgalībā, t.i. sastopas ar tādām pašām grūtībām kā statiskais modelis. kroņi. 2. risinājums atbilst paplašināšanās ātruma pārejai caur skaņas ātruma vērtību ( v K) par dažiem kritiskiem. attālums R K un sekojošā izplešanās virsskaņas ātrumā. Šis risinājums dod izzūdoši mazu spiediena vērtību bezgalībā, kas ļauj to saskaņot ar starpzvaigžņu vides zemo spiedienu. Pārkers šāda veida strāvu sauca par saules vēju. Kritisks punkts ir virs Saules virsmas, ja korona temperatūra ir zemāka par noteiktu kritisko vērtību. vērtības kur m - protonu masa, - adiabātiskais indekss. Att. 5 parāda izplešanās ātruma izmaiņas, salīdzinot ar heliocentrisko. attālums atkarībā no izotermiskās temperatūras. izotropā korona. Turpmākie S.V. ņem vērā koronālās temperatūras izmaiņas ar attālumu, barotnes divu šķidrumu raksturu (elektronu un protonu gāzes), siltumvadītspēju, viskozitāti un nesfērisku izplešanos. Pieeja vielai S.v. to, kā uz nepārtrauktu barotni attaisno SVF klātbūtne un augsta spiediena plazmas mijiedarbības kolektīvais raksturs, ko izraisa dažāda veida nestabilitāte. S.v. nodrošina pamata siltumenerģijas aizplūšana no vainaga, jo siltuma pārnese uz hromosfēru, elektromagnēts. stipri jonizētas koronās vielas starojums un S elektroniskā siltumvadītspēja. nepietiekams, lai izveidotu termisko. vainaga līdzsvars. Elektroniskā siltumvadītspēja nodrošina lēnu S.H. temperatūras pazemināšanos. ar attālumu. S.v. kopš tā laika nav nozīmīgas ietekmes uz Saules enerģiju kopumā enerģijas plūsma, ko tā aiznes, ir ~ 10 -8

Pastāvīga saules plazmas radiālā plūsma. korona starpplanētu ražošanā. Enerģijas plūsma, kas nāk no Saules iekšpuses, sasilda korona plazmu līdz 1,5–2 miljoniem K. Konstanti. sildīšana netiek līdzsvarota ar enerģijas zudumiem starojuma dēļ, jo korona ir maza. Enerģijas pārpalikums nozīmē. grādus aiznes S. gadsimta ch-ts. (\u003d 1027-1029 erg / s). Tāpēc vainags nav hidrostatisks. līdzsvars, tas nepārtraukti paplašinās. Saskaņā ar S. gadsimta kompozīciju. neatšķiras no korona plazmas (S. gadsimtā ir hl. arr protoni, el-ny, daži hēlija kodoli, skābekļa joni, silīcijs, sērs, dzelzs). Koronas pamatnē (10 tūkstoši km no Saules fotosfēras) ch-ts ir radiālā secībā simtiem m / s, vairāku attālumā. saule rādiusā tas sasniedz skaņas ātrumu plazmā (100–150 km / s), netālu no Zemes orbītas protonu ātrums ir 300–750 km / s, un to atstarpes. - no vairākiem. ch-c vairākiem. desmitiem ch-c 1 cm3. Ar starpplanētu telpas palīdzību. stacijās, tika noskaidrots, ka līdz Saturna orbītā blīvums plūsma ch-c C. iekšā samazinās saskaņā ar likumu (r0 / r) 2, kur r ir attālums no Saules, r0 ir sākotnējais līmenis. C. iekšā nes sev līdzi saules spēka līniju cilpas. magn lauki, rudzi veido starpplanētu magn. . Kombinālais radiālais kustība ch-ch C. iekšā ar Saules rotāciju tas šīm līnijām piešķir spirāles formu. Liela mēroga magn. laukam Saules tuvumā ir sektoru forma, kurā lauks ir vērsts no Saules vai pret to. Dobuma lielums, ko aizņem iesūkšanas galva, nav precīzi zināms (tā rādiuss, acīmredzot, nav mazāks par 100 AU). Pie šī dobuma robežām dinamiska. C. iekšā jāsabalansē ar starpzvaigžņu gāzes spiedienu galaktikā. magn lauki un galaktika. kosm. stari. Zemes tuvumā straumes sadursme ar geomagn. lauks rada nekustīgu trieciena vilni Zemes magnetosfēras priekšā (no Saules, att.).

C. iekšā šķiet, ka plūst ap magnetosfēru, ierobežojot tā garumu avēnijā. Saules enerģijas intensitātes izmaiņas, kas saistītas ar saules uzliesmojumiem, yavl. galvenais sašutuma iemesls geomagn. lauki un magnetosfēras (magnētiskās vētras).

Saulei tā zaudē no ziemeļiem. \u003d 2X10-14 masas daļa Msol. Ir dabiski uzskatīt, ka vielas aizplūšana, līdzīga S. gadsimtam, pastāv arī citām zvaigznēm (""). Tam jābūt īpaši intensīvam masīvās zvaigznēs (ar masu \u003d vairākas Msuns decimāldaļas) un ar augstu virsmas temperatūru (\u003d 30-50 tūkstoši K) un zvaigznēs ar paplašinātu atmosfēru (sarkanie milži), jo Pirmajā gadījumā spēcīgi attīstītas zvaigžņu koronas daļiņām ir pietiekami liela enerģija, lai pārvarētu zvaigznes pievilcību, bet otrajā - paraboliskais līmenis ir zems. ātrums (bēgšanas ātrums; (sk. SPACE VELOCITY)). Tas nozīmē. masas zudums ar zvaigžņu vēju (\u003d 10-6 Msol / gadā un vairāk) var ievērojami ietekmēt zvaigžņu attīstību. Savukārt zvaigžņu vējš starpzvaigžņu vidē rada karstas gāzes "burbuļus" - rentgenstaru avotus. starojums.

Fiziskā enciklopēdiskā vārdnīca. - M .: Padomju enciklopēdija. . 1983 .

SOLAR WIND - nepārtraukta saules izcelsmes plazmas, Saules) plūsma starpplanētu telpā. Augstās temperatūrās pax, kas pastāv saules koronā (1,5 * 10 9 K), pārklājošo slāņu spiediens nespēj līdzsvarot koronas vielas gāzes spiedienu, un korona izplešas.

Pirmie pierādījumi par amata esamību. plazmas plūsmu no Saules ieguva L. Biermann (L. Biermann) piecdesmitajos gados. par spēku, kas iedarbojas uz komētu plazmas astēm, analīzi. 1957. gadā Y. Parker (E. Parker), analizējot koronas vielas līdzsvara apstākļus, parādīja, ka korona nevar atrasties hidrostatiskos apstākļos. Trešdien S. raksturojums. ir doti tabulā. 1. Streams S. in. var iedalīt divās klasēs: lēns - ar ātrumu 300 km / s un ātrs - ar ātrumu 600–700 km / s. Ātras straumes, kas izplūst no Saules koronas apgabaliem, kur magn. lauks ir tuvu radiālajam. koronālie caurumi. Lēna plūsma. iekšā acīmredzami ir saistīti ar vainaga laukumiem, kuros ir līdzekļi, Tab. 1. - Saules vēja vidējie raksturlielumi Zemes orbītā

Ātrums
Protonu koncentrācija
Protonu temperatūra
Elektronu temperatūra
Magnētiskā lauka stiprums
Pitonu plūsmas blīvums ...	2,4 * 10 8cm -2 * s -1
Kinētiskais enerģijas plūsmas blīvums	0,3 erg * cm -2 * s -1

Tab. 2.- Saules vēja relatīvais ķīmiskais sastāvs

	Relatīvais saturs

	Relatīvais saturs

Papildus galvenajam. S. v. komponenti - protoni un elektroni, tā sastāvā ir arī atrodamas daļiņas, Jonizācijas mērījumi. gadsimta S. jonu temperatūra. ļauj noteikt saules koronas elektronisko temperatūru.

Iekšā S. iekšā ir dekomp. viļņu veidi: Langmuir, svilpēji, jonu skaņa, plazmas viļņi). Daži no Alfvén tipa viļņiem tiek ģenerēti uz Saules, daži ir satraukti starpplanētu vidē. Viļņu ģenerēšana izlīdzina daļiņu sadalījuma f irciju novirzes no Maksvelana un saistībā ar magn. lauki naplasma noved pie tā, ka S. gadsimtā. uzvedas kā nepārtraukts medijs. Alfvena tipa viļņiem ir liela nozīme C mazo sastāvdaļu paātrināšanā.

Att. 1. Masīvs saules vējš. Horizontālā ass ir daļiņu masas attiecība pret tās lādiņu, vertikālā ass ir daļiņu skaits, kas 10 sekundes reģistrēts ierīces enerģijas logā. Cipari ar “+” zīmi norāda jonu lādiņu.

S. straume. ir virsskaņa attiecībā pret šāda veida viļņu ātrumu, rudzi nodrošina eff. enerģijas pārnešana uz S. gadsimtu. (Alfvén, skaņa un). Alfvēns un skaņa Mača skaitlis C. iekšā 7. Plūstot ap S. šķēršļiem, kas to spēj efektīvi novirzīt (Merkura, Zemes, Jupitera, Saturna magnētiskie lauki vai Venēras un acīmredzot Marsa vadošās jonosfēras), veidojas atdalīts priekšgala trieciena vilnis. viļņi, kas tai ļauj plūst ap šķērsli. Turklāt S. gadsimtā. veidojas dobums - magnetosfēra (raksturīga vai inducēta), griezuma formu un lielumu nosaka magnēta spiediena bilance. planētas lauki un plūstošās plazmas plūsmas spiediens (sk. Zemes magnētosfēra, planētu magnētosfēras). S. mijiedarbības gadījumā. ar nevadošu ķermeni (piemēram, Mēness) trieciena vilnis nerodas. Plazmas plūsmu absorbē virsma, un aiz ķermeņa veidojas dobums, kuru pakāpeniski piepilda ar plazmu. iekšā

Stacionārais korona plazmas izplūdes process tiek pārklāts ar nestacionāriem procesiem, kas saistīti ar uzliesmo saule. Ar spēcīgiem uzliesmojumiem matērijas tiek izmestas no apakšas. korona reģioni starpplanētu vidē. Magnētiskās variācijas).

Att. 2. Starpplanētu triecienviļņu izplatīšanās un izmešana no saules uzliesmojuma. Bultiņas parāda saules vēja plazmas kustības virzienu,

Att. 3. Koronas izplešanās vienādojuma risinājumu veidi. Ātrumu un attālumu normalizē līdz kritiskajam ātrumam v k un kritiskajam attālumam R k. 2. risinājums atbilst saules vējam.

Saules korona izplešanos apraksta vienādojumu sistēma masas saglabāšanai, v k) noteiktā kritiskā stāvoklī. attālums R līdz un pēc tam izplešanās virsskaņas ātrumā. Šis risinājums dod izzūdoši mazu spiediena vērtību bezgalībā, kas ļauj to saskaņot ar zemu starpzvaigžņu vides spiedienu. Šāda veida gaitu S. Pārkers nosauca J. Pārkers. , kur m ir protonu masa, ir adiabātiskais eksponents un ir Saules masa. Att. 4 parāda izplešanās ātruma izmaiņas, salīdzinot ar heliocentrisko. siltumvadītspēja, viskozitāte,

Att. 4. Saules vēja ātruma profili izotermiskajam korona modelim ar dažādām koronālās temperatūras vērtībām.

C. iekšā nodrošina pamata korona siltumenerģijas aizplūšana, jo siltums pāriet hromosfērā, el.-magn. korona un elektroniskā siltuma vadītspēja. iekšā nepietiekams, lai izveidotu siltuma bilance kroņi. Elektroniskā siltumvadītspēja nodrošina lēnu S. temperatūras pazemināšanos. ar attālumu. saules spožums.

C. iekšā nes ar to starpplanētu vidē koronālo magn. lauka. Šī lauka spēka līnijas, kas iesaldētas plazmā, veido starpplanētu magn. Lai gan SVF intensitāte ir zema un tā enerģijas blīvums ir aptuveni 1% no kinētiskā blīvuma. S. enerģija. Tā spēlē svarīgu lomu termodinamikā. iekšā un S. mijiedarbības dinamikā. ar ķermeņiem Saules sistēma, kā arī S. plūsmas. savā starpā. S. izplešanās apvienojums. ar saules rotāciju noved pie tā, ka magn. S. gadsimtā iesaldētajām spēka līnijām ir forma, B R un azimutālie komponenti magn. lauki mainās atkarībā no attāluma netālu no ekliptikas plaknes:

kur ir ang saules griešanās ātrums, un - radiālā ātruma komponents c., indekss 0 atbilst sākotnējam līmenim. Zemes orbītas attālumā leņķis starp magn virzienu. lauki un R apmēram 45 °. Lielumā A magn.

Att. 5. Starpplanētu magnētiskā lauka līnijas forma ir Saules griešanās leņķiskais ātrums un ir plazmas ātruma radiālā sastāvdaļa, R ir heliocentriskais attālums.

S. gadsimts, kas rodas pār Saules reģioniem ar sadalīšanos. orientācija magn. lauki, ātrums, temp-pa, daļiņu koncentrācija utt.) arī sk. dabiski mainās katras nozares šķērsgriezums, kas ir saistīts ar strauju plūsmu nozarē. Nozaru robežas parasti atrodas lēnā ziemeļu plūsmā. Visbiežāk 2 vai 4 sektori rotē ar Sauli. Šī struktūra, kas veidojas S. gadsimta pievilkšanas laikā. liela mēroga magn. korona laukus, var novērot vairākiem. saules apgriezieni. SVF sektora struktūra ir pašreizējās loksnes (TC) esamība starpplanētu vidē, kas rotē ar Sauli. TC rada lēcienu magn. lauki - radiālajam SVF ir atšķirīgas zīmes dažādās transportlīdzekļa pusēs. Šis TS, kā prognozēja H. Alfvens (N. Alfvens), iet caur tām saules koronas daļām līdz rudziem, kas saistīti ar aktīviem Saules reģioniem, un atdalās norādītajos reģionos ar sadalīšanos. saules magnija radiālā komponenta pazīmes. lauki. TS atrodas aptuveni Saules ekvatora plaknē, un tai ir salocīta struktūra. Saules rotācija noved pie TC kroku savīšanas spirālē (6. att.). Atrodoties netālu no ekliptikas plaknes, novērotājs izrādās vai nu augstāks, vai zemāks par TS, kā dēļ viņš iekrīt sektoros ar dažādām radiālā SVF komponenta pazīmēm.

Netālu no Saules ziemeļu gadsimtā. ir sadursmju bez triecienviļņu garenvirziena un platuma ātruma gradienti (7. att.). Pirmkārt, veidojas triecienvilnis, kas izplatās uz priekšu no sektoru robežas (tiešais triecienvilnis), un pēc tam veidojas atpakaļgaitas triecienvilnis, kas izplatās uz Sauli.

Att. 6. Heliosfēras strāvas loksnes forma. Tā krustojums ar ekliptisko plakni (slīpi pret Saules ekvatoru ~ 7 ° leņķī) dod novēroto starpplanētu magnētiskā lauka sektorālo struktūru.

Att. 7. Starpplanētu magnētiskā lauka sektora struktūra. Īsās bultiņas parāda Saules vēja virzienu, līnijas ar bultām - magnētiskā lauka līnijas, ar punktētu līniju - sektoru robežas (figūras plaknes krustojums ar pašreizējo lapu).

Tā kā šoka viļņa ātrums ir mazāks par Saules loka ātrumu, tas nes atpakaļejošo triecienvilni no Saules. Trieciena viļņi blakus sektoru robežām veidojas ~ 1 AU attālumā. e., un ir izsekojami vairāku attālumu attālumā. un. e) Šie triecienviļņi, kā arī starpplanētu triecienviļņi, kas rodas no saules uzliesmojumiem un gandrīz planētu triecienviļņiem, paātrina daļiņas un tādējādi ir enerģētisko daļiņu avots.

S. gadsimts sniedzas līdz ~ 100 a attālumam. e., kur starpzvaigžņu vides spiediens līdzsvaro dinamiku. spiediens S. gadsimts Dobums nes S. gadsimtu Starpplanētu vidēja). Paplašinot c. iekšā kopā ar magn. lauks novērš iekļūšanu galaktiku Saules sistēmā. kosmiskais zemas enerģijas stari un noved pie kosmiskās augstas enerģijas stari. S. gadsimtam līdzīga parādība ir sastopama dažās citās zvaigznēs (sk Zvaigžņu vējš).

Lit .: Pārkers E. N., dinamika starpplanētu vidē, O. L. Veisbergs.

Fiziskā enciklopēdija. 5 sējumos. - M .: Padomju enciklopēdija. Galvenais redaktors A. M. Prokhorovs. 1988 .

Uzziniet, kas “SUN WIND” ir citās vārdnīcās:

SUNNY WIND - saules korona plazmas straume, kas piepilda Saules sistēmu līdz 100 astronomisku vienību attālumam no saules, kur starpzvaigžņu vides spiediens līdzsvaro straumes dinamisko spiedienu. Protonu, elektronu, kodolu pamatsastāvs ... Mūsdienu enciklopēdija

SOLAR WIND, paātrināta vienmērīga lādētu daļiņu (galvenokārt protonu un elektronu) plūsma paaugstināta temperatūra saules CROWN ar ātrumu, kas ir pietiekami liels, lai daļiņas pārvarētu Saules gravitāciju. Saules vējš novirzās ... Zinātniskā un tehniskā enciklopēdiskā vārdnīca

Tā kā signālraķetes un citi procesi, kas saistīti ar enerģijas izdalīšanos, pastāvīgi notiek uz Saules virsmas, astronomi ir secinājuši, ka mūsu gaismekli ieskauj lādētu augstas enerģijas daļiņu mākonis, kas izkliedējas visos virzienos. Tas ir saules vējš.

Saules vējš pastāvīgi "pūš" zemes atmosfēras augšējos slāņus ar ātrumu aptuveni 400 km / s. Tas sastāv no pilnībā jonizētiem ūdeņraža atomiem; katrs saules vēja kubikcentimetrs satur vidēji apmēram 5 protonus un tādu pašu elektronu skaitu. Dabiski, ka saules vēja uzlādētās daļiņas, tuvojoties Zemei, mijiedarbojas ar tās magnētisko lauku. Kosmosu, kas ieskauj Zemi un kurā izpaužas magnētiskais lauks, astronomi un ģeofizikāņi sauc par magnetosfēru. Magnetosfēras ass ir slīpa pret Zemes rotācijas asi par 11,5 °. Magnetosfēra uztver elektriski lādētas daļiņas, kas nāk no kosmiskajiem dziļumiem. Ja viņi pārvietojas pa spirālēm pa magnētiskām līnijām, visā pasaulē veido tā saucamās starojuma jostas - ārējās un iekšējās. Iekšējā starojuma josta atrodas augstumā, kas nepārsniedz 12 tūkstošus km; ārējais posms ir aptuveni 57 tūkstoši km.

Tuvojoties Zemei, Saules vējš nospiež uz magnetosfēras, saspiežot savu reģionu, kas vērsts pret Sauli, un pretējo reģionu izstiepjot milzu asti, pārsniedzot Mēness orbītu.

Kad saule ir mierīga, tas ir, uz tās ir maz plankumu un zibšņu, saules vējš, saskaroties ar magnetosfēras pretējo pusi, saspiež to apmēram astoņu Zemes rādiusā (Zemes rādiuss ir 6371 km). Šādos periodos magnetosfēra un atmosfēra mūs aizsargā no tieša saules vēja ietekmes. Tikai apgabalos ar augstu ģeogrāfisko platumu (tas ir, netālu no ziemeļu un dienvidu poliem, aiz polārā loka) saules vēja daļiņas spēj iekļūt zemes atmosfēras augšējos slāņos. Turklāt tie izraisa tā jonizāciju, kas izpaužas kā auroras - augšējo, ļoti reti sastopamo atmosfēras slāņu mirdzums, kas parasti notiek augstumā no 80 līdz 1000 km. Aurora bez pamata netiek uzskatīta par vienu no skaistākajām, krāsainākajām gaismas parādībām dabā.

Bet pilnīgi atšķirīgs attēls rodas maksimālās Saules aktivitātes periodos, kad strauji pastiprinās Saules vējš. Daļiņu enerģija, kas rodas no saules uzliesmojumiem, ir tik liela (bieži tā pārsniedz 15 000 GeV), ka Saules vējš sasniedz "viesuļvētras" spēku un ātrumu vairāk nekā 1500 km / s. Tuvojoties Zemei, tas bieži izlaužas caur magnetosfēru, pārvar radiācijas jostas un burtiski saduras uz mūsu planētas, izstarojot starojumu un karstas jonizētas gāzes, kas bombardē Zemi un ir atrodamas pat pie ekvatora! Bet īpaši bagātīgās saules vēja daļiņas bombardē Zemes polāros apgabalus, pastiprinot auroras un izkropļojot magnētisko lauku tādā veidā, ka kompasu bultiņas burtiski “iet ārā”. Ir tā saucamā magnētiskā vētra.

Tomēr no praktiskā viedokļa šodien daudz svarīgāk ir tas, ka saules uzliesmojumi maina atmosfēras augšējās daļas īpašības, kurās normālos apstākļos elektrisko lādiņu koncentrācija jonu veidā ir augsta (šo reģionu sauc par jonosfēru). Magnētiskā vētra rada jonosfēras vētru - jonizēto daļiņu blīvums jonosfērā mainās nejauši, kas noved pie radioiekārtu un kopumā visu ierīču darbības traucējumiem, kaut kādā veidā saistīts ar jonosfēras izmantošanu.

Saules atmosfērā ir 90% ūdeņraža. To daļu, kas atrodas vistālāk no virsmas, sauc par saules koronu, tā ir skaidri redzama pilnībā saules aptumsumi. Koronas temperatūra sasniedz 1,5-2 miljonus K, un koronas gāze ir pilnībā jonizēta. Pie šādas plazmas temperatūras protonu termiskais ātrums ir aptuveni 100 km / s, un elektronu - vairāki tūkstoši kilometru sekundē. Lai pārvarētu Saules pievilcību, pietiek ar sākotnējo ātrumu 618 km / s, kas ir otrais Saules kosmiskais ātrums. Tāpēc plazma no saules korona pastāvīgi noplūst kosmosā. Šo protonu un elektronu plūsmu sauc par saules vēju.

Pārvarot Saules pievilcību, Saules vēja daļiņas lido pa tiešiem ceļiem. Katras daļiņas ātrums gandrīz nemainās ar attālumu, bet tas var būt atšķirīgs. Šis ātrums galvenokārt ir atkarīgs no saules virsmas stāvokļa, no "laikapstākļiem" uz saules. Vidēji tas ir v ≈ 470 km / s. Attālums līdz Zemei no saules vēja iziet 3–4 dienās. Šajā gadījumā daļiņu blīvums tajā samazinās apgriezti ar attāluma līdz Saulei kvadrātu. Attālumā, kas vienāds ar zemes orbītas rādiusu, 1 cm 3 ir vidēji 4 protoni un 4 elektroni.

Saules vējš samazina mūsu zvaigznes - Saules - masu par 10 9 kg sekundē. Kaut arī Zemes mērogā šis skaitlis šķiet liels, tas ir patiešām mazs: Saules masas samazināšanās ir redzama tikai reizēm tūkstošiem reižu lielāka nekā mūsdienu Saules vecums, kas ir aptuveni 5 miljardi gadu.

Interesanta un neparasta saules vēja mijiedarbība ar magnētisko lauku. Ir zināms, ka lādētas daļiņas parasti pārvietojas magnētiskajā laukā H ap apli vai pa spirālveida līnijām. Tomēr tas ir taisnība tikai tad, ja magnētiskais lauks ir pietiekami spēcīgs. Precīzāk, lādētu daļiņu pārvietošanai pa apli ir nepieciešams, lai magnētiskā lauka enerģijas blīvums H 2 / 8π būtu lielāks par kustīgās plazmas kinētiskās enerģijas blīvumu ρv 2/2. Saules vējā situācija ir pretēja: magnētiskais lauks ir vājš. Tāpēc uzlādētās daļiņas pārvietojas pa taisnām līnijām, un magnētiskais lauks vienlaikus nav konstants, tas pārvietojas kopā ar daļiņu straumi, it kā šī straume to aiznes uz Saules sistēmas perifēriju. Magnētiskā lauka virziens visā starpplanētu telpā paliek tāds pats, kāds tas bija uz Saules virsmas laikā, kad izeja no Saules vēja plazmas.

Dodoties ap Saules ekvatoru, magnētiskais lauks, kā likums, maina savu virzienu 4 reizes. Saule rotē: punkti uz ekvatora rada apgriezienus T \u003d 27 dienās. Tāpēc starpplanētu magnētiskais lauks tiek virzīts spirālēs (skat. Att.), Un viss šī attēla attēls rotē pēc Saules virsmas rotācijas. Saules rotācijas leņķis mainās kā φ \u003d 2π / T. Attālums no Saules palielinās līdz ar Saules vēja ātrumu: r \u003d vt. Tādējādi spirāļu vienādojums att. ir šāda forma: φ \u003d 2πr / vT. Zemes orbītas attālumā (r \u003d 1,5 10 11 m) magnētiskā lauka slīpuma leņķis pret rādiusa vektoru ir, kā tas ir viegli pārbaudāms, 50 °. Vidēji šo leņķi mēra kosmosa kuģibet ne tuvu Zemei. Planētu tuvumā magnētiskais lauks ir izkārtots atšķirīgi (sk. Magnetosfēra).