Vântul solar este un flux continuu de particule. Imagine în timp real a vântului solar (online)

Soarele este o sursă a unui flux constant de particule. Neutrini, electroni, protoni, particule alfa, precum și cele mai grele nuclee atomice toate împreună constituie radiația corpusculară a Soarelui. O parte semnificativă a acestei radiații este o ieșire mai mult sau mai puțin continuă de plasmă, așa-numitul vânt solar, care este o continuare a straturilor exterioare. atmosfera solara- coroana solara. În apropierea Pământului, viteza acestuia este de obicei de 400–500 km/s. Un flux de particule încărcate este ejectat din Soare prin găuri coronare - regiuni din atmosfera Soarelui cu un câmp magnetic deschis în spațiul interplanetar.

Primele măsurători ale vântului solar au fost făcute în 1959 pe sonda Luna-9. În 1962, Mariner 2, îndreptându-se spre Venus, a făcut observații ale vântului solar și a obținut următoarele rezultate: viteza vântului solar a variat de la 350 m/s la 800 m/s, concentrația medie a vântului solar a fost de 5,4 ioni per fiecare. 1 cm3, temperatura ionilor 160.000 K. Intensitate medie câmp magnetic 6*10–5 oersted.

Echipa internațională de cercetare a descoperit o mulțime de lucruri noi despre vântul solar. stația spațială SOHO. S-a dovedit că transportă elemente precum nichel, fier, siliciu, sulf, calciu și crom.

Soarele se rotește cu o perioadă de 27 de zile. Traiectoriile particulelor de vânt solar care se deplasează de-a lungul liniilor de inducție a câmpului magnetic au o structură în spirală datorită rotației Soarelui. Ca urmare a rotației Soarelui formă geometrică Fluxul vântului solar va fi o spirală arhimediană, care amintește de forma unui curent de apă dintr-un furtun de grădină care se rotește în jurul unei axe.

În zilele de furtuni solare, vântul solar crește brusc. Provoacă aurore și furtuni magnetice pe Pământ, iar astronauții nu ar trebui să intre în spațiul cosmic în acest moment.

Sub influența vântului solar, cozile cometelor sunt întotdeauna îndreptate departe de Soare. Nave spațiale Voyager a detectat vântul solar chiar și dincolo de orbita lui Pluto. De fapt, trăim într-o heliosferă gigantică formată de vântul solar, deși suntem protejați de acesta de câmpul magnetic al Pământului.

Soarele este o sursă puternică de emisii radio. Undele radio la scară centimetrică emise de cromosferă și undele mai lungi emise de coroană pătrund în spațiul interplanetar.

Dacă Soarele emite radiații relativ stabile în razele vizibile (modificările apar cu fracțiuni de procent), atunci în domeniul radio radiația se poate schimba de sute și chiar de mii de ori. Emisia radio de la Soare are două componente - constantă și variabilă. Componenta constantă caracterizează emisia radio a Soarelui liniştit. Corona solară emite unde radio ca un corp complet negru cu o temperatură T = 106 K. Componenta variabilă a emisiei radio de la Soare se manifestă sub formă de explozii și furtuni de zgomot. Furtunile de zgomot durează de la câteva ore până la câteva zile. La 10 minute după o erupție solară puternică, emisia radio de la Soare crește de mii și chiar milioane de ori în comparație cu emisia radio de la Soarele liniștit și durează de la câteva minute la câteva ore. Această emisie radio este de natură non-termică.

vântul solar

- un flux continuu de plasmă de origine solară, care se răspândește aproximativ radial de la Soare și umple Sistemul Solar spre heliocentric. distanțe ~100 UA S.v. se formează în timpul gaz-dinamic. expansiunea în spațiul interplanetar. La temperaturi ridicate, care există în corona solară (K), presiunea straturilor de deasupra nu poate echilibra presiunea gazoasă a materiei coroanei, iar corona se extinde.

Prima dovadă a existenței unui flux constant de plasmă din Soare a fost obținută de L. Biermann (Germania) în anii 1950. privind analiza forțelor care acționează asupra cozilor de plasmă ale cometelor. În 1957, Yu Parker (SUA), analizând condițiile de echilibru ale materiei corona, a arătat că corona nu poate fi în condiții hidrostatice. echilibrul, așa cum sa presupus anterior, ar trebui să se extindă, iar această expansiune, în condițiile la limită existente, ar trebui să conducă la accelerarea materiei coronale la viteze supersonice.

Caracteristicile medii ale S.v. sunt date în tabel. 1. Pentru prima dată, pe a doua navă spațială sovietică a fost înregistrat un flux de plasmă de origine solară. racheta „Luna-2” în 1959. Existența unui flux constant de plasmă din Soare a fost dovedită ca urmare a multor luni de măsurători în America. AMS Mariner 2 în 1962

Tabelul 1. Caracteristicile medii ale vântului solar pe orbita Pământului

Viteză	400 km/s
Densitatea Protonilor	6 cm -3
Temperatura protonilor	LA
Temperatura electronilor	LA
Intensitatea câmpului magnetic	E
Densitatea fluxului de protoni	cm -2 s -1
Densitatea fluxului energie cinetică	0,3 ergsm -2 s -1

Streams N.v. poate fi împărțit în două clase: lent - cu o viteză de km/s și rapid - cu o viteză de 600-700 km/s. Fluxurile rapide provin din acele regiuni ale coroanei în care câmpul magnetic este aproape de radial. Unele dintre aceste zone sunt . Curenți lenți N.V. sunt aparent asociate cu zonele coroanei unde există sens. componenta tangentiala mag. câmpuri.

Pe lângă principalele componente ale S.v. - protoni și electroni - în compoziția sa s-au găsit și particule, ioni puternic ionizați de oxigen, siliciu, sulf și fier (Fig. 1). La analizarea gazelor prinse în folii expuse pe Lună, au fost găsiți atomi de Ne și Ar. Mediu chimic. componenţa S.v. este dat în tabel. 2.

Tabelul 2. Relativ compozitia chimica vântul solar

Element	Relativ conţinut
H	0,96
3 El
4 El	0,04
O
Ne
Si
Ar
Fe

Ionizare starea materiei S.v. corespunde nivelului din corona unde timpul de recombinare devine mic în comparație cu timpul de expansiune, adică la distanta. Măsurători de ionizare temperaturile ionilor S.v. fac posibilă determinarea temperaturii electronilor coroanei solare.

S.v. transportă câmpul magnetic coronal cu el în mediul interplanetar. domeniu. Înghețat în plasmă liniile electrice Acest câmp formează un câmp magnetic interplanetar. câmp (MMP). Deși intensitatea IMF este scăzută și densitatea sa de energie este de cca. 1% din cinetică energie S.V., joacă mare rolîn termodinamică S.v. iar în dinamica interacţiunilor dintre S.v. cu corpurile Sistemului Solar şi cu pâraiele din Nord. între ei. Combinație de expansiune S.v. odată cu rotaţia Soarelui duce la faptul că mag. lionii de putere înghețați în S.V au o formă apropiată de spiralele lui Arhimede (fig. 2). Componenta radială și azimutală a mag. câmpurile din apropierea planului ecliptic se schimbă cu distanța:
,
Unde R- heliocentric distanta, - viteza unghiulara rotația soarelui, tu R- componenta de viteză radială S.v., indicele „0” corespunde nivelului inițial. La distanța orbitei Pământului, unghiul dintre direcțiile magnetice. câmpuri și direcția către Soare, pe mare heliocentric. Distanțele IMF sunt aproape perpendiculare pe direcția către Soare.

S.v., care se ridică peste regiuni ale Soarelui cu orientări magnetice diferite. câmpuri, formează fluxuri în permafrost orientat diferit - așa-numitul. câmp magnetic interplanetar.

În N.v. observat diverse tipuri unde: Langmuir, whislers, ion-sonic, magnetosonic etc. (vezi). Unele valuri sunt generate pe Soare, altele sunt excitate în mediul interplanetar. Generarea undelor netezește abaterile funcției de distribuție a particulelor față de cea Maxwelliană și duce la faptul că S.V. se comportă ca continuum. Undele de tip Alfvén joacă un rol important în accelerarea componentelor mici ale S.V. şi în formarea funcţiei de distribuţie a protonilor. În N.v. Se observă și discontinuități de contact și rotație, caracteristice plasmei magnetizate.

Fluxul N.w. yavl. supersonică în raport cu viteza acelor tipuri de unde care asigură un transfer eficient de energie în S.V. (Alfvén, unde sonore și magnetozonice), Alfvén și numere Mach sonore S.v. pe orbita Pământului. La tunderea S.V. obstacole care pot devia efectiv S.v. (câmpurile magnetice ale lui Mercur, Pământului, Jupiter, Staurn sau ionosferelor conductoare ale lui Venus și, aparent, Marte), se formează o undă de șoc arc. S.v. încetinește și se încălzește în fața undei de șoc, ceea ce îi permite să curgă în jurul obstacolului. Totodată, în N.v. se formează o cavitate - magnetosfera (fie proprie, fie indusă), forma și dimensiunea structurii sunt determinate de echilibrul presiunii magnetice. câmpurile planetei și presiunea fluxului de plasmă care curge (vezi). Se numește stratul de plasmă încălzită dintre unda de șoc și obstacolul fluidizat. regiune de tranziție. Temperaturile ionilor din fața undei de șoc pot crește de 10-20 de ori, electronii - de 1,5-2 ori. Fenomenul undelor de șoc. , termalizarea fluxului este asigurată prin procese colective cu plasmă. Grosimea frontului undei de șoc este de ~100 km și este determinată de rata de creștere (magnetozonic și/sau hibrid inferior) în timpul interacțiunii fluxului care se apropie și a unei părți din fluxul de ioni reflectat din față. În cazul interacțiunii dintre S.v. cu un corp neconductor (Luna), nu apare o undă de șoc: fluxul de plasmă este absorbit de suprafață, iar în spatele corpului se formează un SW care se umple treptat cu plasmă. cavitate.

Procesul staționar de curgere a plasmei corona este suprapus de procese nestaționare asociate cu. În timpul erupțiilor solare puternice, materia este ejectată din regiunile inferioare ale coroanei în mediul interplanetar. În acest caz, se formează și o undă de șoc (Fig. 3), care încetinește treptat pe măsură ce se deplasează prin plasma SW. Sosirea unei unde de șoc pe Pământ duce la comprimarea magnetosferei, după care începe de obicei dezvoltarea magnetismului. furtunile

Ecuația care descrie expansiunea coroanei solare poate fi obținută din sistemul de ecuații de conservare pentru masă și moment unghiular. Soluțiile acestei ecuații, care descriu natura diferită a schimbării vitezei în funcție de distanță, sunt prezentate în Fig. 4. Soluțiile 1 și 2 corespund unor viteze mici la baza coroanei. Alegerea dintre aceste două soluții este determinată de condițiile la infinit. Soluția 1 corespunde ratelor scăzute de expansiune coronară („briza solară”, conform lui J. Chamberlain, SUA) și oferă valori mari presiunea la infinit, i.e. întâmpină aceleaşi dificultăţi ca modelul static. coroane Soluția 2 corespunde tranziției ratei de expansiune prin viteza sunetului ( v K) pe un anumit rom critic. distanţă R Kși extinderea ulterioară la viteză supersonică. Această soluție oferă o valoare a presiunii extrem de mică la infinit, ceea ce face posibilă reconcilierea acesteia cu presiunea scăzută a mediului interstelar. Parker a numit acest tip de curent vântul solar. Critic punctul este deasupra suprafeței Soarelui dacă temperatura coroanei este mai mică decât o anumită valoare critică. valori, unde m- masa protonilor, - indicele adiabatic. În fig. Figura 5 arată modificarea ratei de expansiune de la heliocentric. distanta in functie de temperatura izoterma. coroană izotropă. Modelele ulterioare ale S.v. luați în considerare variațiile temperaturii coronale cu distanța, natura bi-lichid a mediului (gaze de electroni și protoni), conductivitate termică, vâscozitate și natura nesferică a expansiunii. Abordarea substanței S.v. modul în care se ajunge la un mediu continuu este justificat de prezența FMI și de natura colectivă a interacțiunii plasmei SW, cauzată de diferite tipuri de instabilități. S.v. oferă elementul de bază ieșire de energie termică din coroană, deoarece transfer de căldură către cromosferă, electromagnet. radiația din materia corona puternic ionizată și conductibilitatea termică electronică a energiei solare. insuficient pentru a stabili termic echilibrul coroanei. Conductivitatea termică electronică asigură o scădere lentă a temperaturii ambiante. cu distanta. S.v. nu joacă niciun rol vizibil în energia Soarelui în ansamblu, deoarece fluxul de energie purtat de acesta este ~ 10 -8

Flux radial constant de plasmă solară. coroane în producția interplanetară. Fluxul de energie care vine din adâncurile Soarelui încălzește plasma corona la 1,5-2 milioane K. DC. încălzirea nu este echilibrată de pierderile de energie din cauza radiațiilor, deoarece corona este mică. Excesul de energie înseamnă. grade sunt purtate de secolul S.. (=1027-1029 erg/s). Prin urmare, coroana nu este în poziție hidrostatică. echilibru, se extinde continuu. După alcătuirea secolului S.. nu diferă de plasma corona (plasma conține în principal protoni, electroni, unele nuclee de heliu, oxigen, siliciu, sulf și ioni de fier). La baza coroanei (la 10 mii km de fotosfera Soarelui), particulele au o radială radială de ordinul a sute de m/s, la o distanță de mai mulți. solar razele atinge viteza sunetului în plasmă (100 -150 km/s), în apropierea orbitei Pământului viteza protonilor este de 300-750 km/s, iar spațiile acestora. - din mai multe h-ts la mai multe zeci de oreîn 1 cm3. Cu ajutorul spațiului interplanetar. staţii s-a stabilit că până pe orbita lui Saturn densitatea curgere h-c S.v. scade conform legii (r0/r)2, unde r este distanta de la Soare, r0 este nivelul initial. S.v. poartă cu el buclele liniilor de energie solară. mag. câmpuri, care formează câmpul magnetic interplanetar. . Combinație de radial miscari h-ts S.v. odată cu rotația Soarelui dă acestor linii forma de spirale. Structură la scară largă mag. Câmpurile din vecinătatea Soarelui au forma unor sectoare, în care câmpul este îndreptat de la Soare sau spre acesta. Dimensiunea cavității ocupate de S. v. nu este cunoscută cu precizie (raza sa este aparent nu mai mică de 100 UA). La limitele acestei cavități există o dinamică S.v. trebuie echilibrat de presiunea gazului interstelar, galactic. mag. câmpuri și galactice spaţiu razele. În vecinătatea Pământului, ciocnirea fluxului de h-c S. v. cu geomagnetic câmpul generează o undă de șoc staționară în fața magnetosferei terestre (din partea Soarelui, Fig.).

S.v. curge în jurul magnetosferei, parcă, limitându-i extinderea în spațiu. Modificări ale intensității solare asociate cu erupții solare, fenomene. de bază cauza perturbarilor geomagnetice. câmpuri și magnetosferă (furtuni magnetice).

În spatele Soarelui pierde dinspre nord. =2X10-14 parte din masa sa Msol. Este firesc să presupunem că fluxul de materie, similar cu S.E., există și în alte stele (""). Ar trebui să fie deosebit de intensă în stelele masive (cu masă = câteva zecimi de Msolns) și cu temperaturi ridicate de suprafață (= 30-50 mii K) și în stelele cu atmosferă extinsă (giganții roșii), deoarece în primul caz, particulele unei coroane stelare foarte dezvoltate au o energie suficient de mare pentru a depăși gravitația stelei, iar în a doua, energia parabolică este scăzută. viteza (viteza de evadare; (vezi VITEZE SPATIALE)). Mijloace. Pierderile de masă cu vânt stelar (= 10-6 Msol/an și mai mult) pot afecta semnificativ evoluția stelelor. La rândul său, vântul stelar creează „bule” de gaz fierbinte în mediul interstelar - surse de raze X. radiatii.

Fizic dicţionar enciclopedic. - M.: Enciclopedia Sovietică. . 1983 .

VANTUL SOLAR - un flux continuu de plasmă de origine solară, Soarele) în spațiul interplanetar. La temperaturi ridicate, care există în coroana solară (1,5 * 10 9 K), presiunea straturilor de deasupra nu poate echilibra presiunea gazoasă a substanței coronei, iar corona se extinde.

Prima dovadă a existenței postului. fluxurile de plasmă de la Soare au fost obținute de L. L. Biermann în anii '50. privind analiza forțelor care acționează asupra cozilor de plasmă ale cometelor. În 1957, Yu Parker (E. Parker), analizând condițiile de echilibru ale materiei corona, a arătat că corona nu poate fi în condiții hidrostatice. mier. caracteristicile lui S. v. sunt date în tabel. 1. S. curge. poate fi împărțit în două clase: lent - cu o viteză de 300 km/s și rapid - cu o viteză de 600-700 km/s. Fluxurile rapide provin din regiunile coroanei solare, unde structura câmpului magnetic. câmpurile sunt apropiate de radiale. orificii coronare. Fluxuri lente pp. V. sunt aparent asociate cu zonele coroanei, în care există, prin urmare, Masă 1. - Caracteristicile medii ale vântului solar pe orbita Pământului

Viteză
Concentrația de protoni
Temperatura protonilor
Temperatura electronilor
Intensitatea câmpului magnetic
Densitatea fluxului Python....	2,4*10 8 cm -2 *c -1
Densitatea fluxului de energie cinetică	0,3 erg*cm -2 *s -1

Masă 2.- Compoziția chimică relativă a vântului solar

	Conținut relativ

	Conținut relativ

Pe lângă principal componente ale apei solare - protoni și electroni au fost, de asemenea, găsite în compoziția sa. temperatura ionilor S. v. fac posibilă determinarea temperaturii electronilor coroanei solare.

În secolul N. se observa diferente. tipuri de unde: Langmuir, whislers, ion-acustice, unde în plasmă). Unele dintre undele de tip Alfven sunt generate pe Soare, iar unele sunt excitate în mediul interplanetar. Generarea undelor netezește abaterile funcției de distribuție a particulelor față de cea Maxwelliană și, în combinație cu influența magnetismului. câmpuri la plasmă duce la faptul că S. v. se comportă ca un mediu continuu. Undele de tip Alfvén joacă un rol important în accelerarea componentelor mici ale lui S.

Orez. 1. Vânt solar masiv. De-a lungul axei orizontale este raportul dintre masa unei particule și sarcina ei, de-a lungul axei verticale este numărul de particule înregistrate în fereastra de energie a dispozitivului în 10 s. Numerele cu semnul „+” indică sarcina ionului.

Fluxul N. in. este supersonică în raport cu vitezele acelor tipuri de unde care asigură eff. transfer de energie către secolul S.. (Alfven, sunet). Alfven și sunet Numărul Mach C. V. 7. Când curge în jurul laturii de nord. obstacole capabile să o devieze eficient (câmpurile magnetice ale lui Mercur, Pământului, Jupiter, Saturn sau ionosferele conducătoare ale lui Venus și, aparent, Marte), se formează o undă de șoc din arc care pleacă. valuri, ceea ce îi permite să curgă în jurul unui obstacol. Totodată, în secolul de nord. se formează o cavitate - magnetosfera (fie proprie, fie indusă), forma și dimensiunile structurii sunt determinate de echilibrul presiunii magnetice. câmpurile planetei și presiunea fluxului de plasmă care curge (vezi. Magnetosfera Pământului, Magnetosferele planetelor).În cazul interacțiunii cu S. v. cu un corp neconductor (de exemplu, Luna), nu apare o undă de șoc. Fluxul de plasmă este absorbit de suprafață, iar în spatele corpului se formează o cavitate, umplută treptat cu plasmă C. V.

Procesul staționar de curgere a plasmei corona este suprapus de procese nestaționare asociate cu erupții asupra Soarelui.În timpul erupțiilor puternice, substanțele sunt eliberate din partea de jos. regiunile corona în mediul interplanetar. Variații magnetice).

Orez. 2. Propagarea unei unde de șoc interplanetar și ejecție dintr-o erupție solară. Săgețile indică direcția de mișcare a plasmei vântului solar,

Orez. 3. Tipuri de soluții ale ecuației expansiunii coronei. Viteza și distanța sunt normalizate la viteza critică vk, iar distanța critică Rk corespunde vântului solar.

Expansiunea coroanei solare este descrisă de un sistem de ecuații de conservare a masei, v k) la un punct critic. distanța R până la și expansiunea ulterioară la viteză supersonică. Această soluție oferă o valoare a presiunii extrem de mică la infinit, ceea ce face posibilă reconcilierea acesteia cu presiunea scăzută a mediului interstelar. Acest tip de flux a fost numit S. de către Parker. , unde m este masa protonilor, este exponentul adiabatic și este masa Soarelui. În fig. Figura 4 arată modificarea ratei de expansiune de la heliocentric. conductivitate termică, vâscozitate,

Orez. 4. Profile de viteză a vântului solar pentru modelul izotermic corona la diferite valori ale temperaturii coronale.

S.v. oferă elementul de bază ieșire de energie termică din coroană, deoarece transferul de căldură către cromosferă, el.-magn. coroane și conductivitate termică electronicăpp. V. insuficient de stabilit echilibru termic coroane Conductivitatea termică electronică asigură o scădere lentă a temperaturii ambiante. cu distanta. luminozitatea Soarelui.

S.v. transportă câmpul magnetic coronal cu el în mediul interplanetar. domeniu. Liniile de forță ale acestui câmp înghețate în plasmă formează un câmp magnetic interplanetar. câmp (IMF). Deși intensitatea IMF este scăzută și densitatea sa de energie este de aproximativ 1% din densitatea cinetică. energie solară, joacă un rol important în termodinamică. V. iar în dinamica interacțiunilor lui S. v. cu trupuri sistem solar, precum şi fluxurile lui S.. între ei. Combinație de expansiune a secolului S.. odată cu rotaţia Soarelui duce la faptul că mag. liniile de forță înghețate în nordul secolului au forma B R și componente magnetice azimutale. câmpurile se schimbă diferit cu distanța în apropierea planului ecliptic:

unde este ang. viteza de rotatie a Soarelui, Și - componenta radială a vitezei C. c., indicele 0 corespunde nivelului inițial. La distanța orbitei Pământului, unghiul dintre direcția magneticului. câmpuri și R aproximativ 45°. La mare L magnetic.

Orez. 5. Forma liniei câmpului magnetic interplanetar - viteza unghiulară de rotație a Soarelui și - componenta radială a vitezei plasmei, R - distanța heliocentrică.

S. v., răsărit peste regiuni ale Soarelui cu diferite. orientare magnetică câmpuri, viteză, temp-pa, concentrație de particule etc.) și în cf. modificarea naturală a secțiunii transversale a fiecărui sector, ceea ce este asociat cu existența unui flux rapid de apă solară în cadrul sectorului. Granițele sectoarelor sunt de obicei situate în fluxul lent al secolului de Nord. Cel mai adesea se observă 2 sau 4 sectoare care se rotesc cu Soarele. Această structură, formată atunci când S. este scos. la scară maremagn. câmpuri corona, pot fi observate pentru mai multe. revoluțiile Soarelui. Structura sectorială a FMI este o consecință a existenței unui strat de curent (CS) în mediul interplanetar, care se rotește împreună cu Soarele. TS creează o supratensiune magnetică. câmpuri - radiale FMI au semne diferite pe părțile opuse ale vehiculului. Acest TS, prezis de H. Alfven, trece prin acele părți ale coroanei solare care sunt asociate cu regiunile active ale Soarelui și separă aceste regiuni de diferite regiuni. semne ale componentei radiale a magnetului solar. câmpuri. TS este situat aproximativ în planul ecuatorului solar și are o structură pliată. Rotirea Soarelui duce la răsucirea pliurilor TC într-o spirală (Fig. 6). Fiind în apropierea planului ecliptic, observatorul se găsește fie deasupra, fie sub TS, datorită căruia se încadrează în sectoare cu semne diferite ale componentei radiale FMI.

Aproape de Soare în nord. există gradienți longitudinali și latitudinali ai vitezei undelor de șoc fără coliziune (Fig. 7). Mai întâi, se formează o undă de șoc, care se propagă înainte de la limita sectoarelor (undă de șoc directă), apoi se formează o undă de șoc inversă, care se propagă spre Soare.

Orez. 6. Forma stratului de curent heliosferic. Intersecția sa cu planul ecliptic (înclinat față de ecuatorul solar la un unghi de ~ 7°) oferă structura sectorului observat a câmpului magnetic interplanetar.

Orez. 7. Structura sectorului câmpului magnetic interplanetar. Săgețile scurte indică direcția vântului solar, liniile săgetate indică liniile câmpului magnetic, liniile punctate indică limitele sectorului (intersecția planului de desen cu stratul curent).

Deoarece viteza undei de șoc este mai mică decât viteza energiei solare, aceasta poartă unda de șoc inversă în direcția îndepărtată de Soare. Undele de șoc în apropierea limitelor sectorului se formează la distanțe de ~1 UA. e. și pot fi urmărite la distanțe de mai multe. O. e. Aceste unde de șoc, precum și undele de șoc interplanetare de la erupțiile solare și undele de șoc circumplanetare, accelerează particulele și sunt, prin urmare, o sursă de particule energetice.

S.v. se extinde la distanțe de ~100 UA. e., unde presiunea mediului interstelar echilibrează dinamica. presiunea S. v. Cavitatea măturată de S. v. Mediul interplanetar). ExtindereS. V. împreună cu magnetul înghețat în el. câmpul împiedică pătrunderea particulelor galactice în sistemul solar. spaţiu raze de energii joase si duce la variatii cosmice. raze de înaltă energie. Un fenomen similar cu S.V. a fost descoperit în alte stele (vezi. Vânt stelar).

Lit.: Parker E. N., Dinamica în mediul interplanetar, O. L. Weisberg.

Enciclopedie fizică. În 5 volume. - M.: Enciclopedia Sovietică. Redactor-șef A. M. Prohorov. 1988 .

Vedeți ce este „VANTUL SOLAR” în alte dicționare:

SOLAR WIND, un flux de plasmă din coroana solară care umple Sistemul Solar până la o distanță de 100 de unități astronomice de Soare, unde presiunea mediului interstelar echilibrează presiunea dinamică a curentului. Compoziția principală este protoni, electroni, nuclee... Enciclopedie modernă

VÂNTUL SOLAR, un flux constant de particule încărcate (în principal protoni și electroni) a accelerat temperatură ridicată CORONA solară la viteze suficient de mari pentru ca particulele să depășească gravitația Soarelui. vântul solar respinge... Dicționar enciclopedic științific și tehnic

Deoarece erupțiile și alte procese asociate cu eliberarea de energie au loc în mod constant pe suprafața Soarelui, astronomii au ajuns la concluzia că steaua noastră este înconjurată de un nor de particule încărcate de energie înaltă care zboară în toate direcțiile. Acesta este vântul solar.

Vântul solar „suflă” în mod constant straturile superioare ale atmosferei terestre cu o viteză de aproximativ 400 km/sec. Este format din atomi de hidrogen complet ionizati; Fiecare centimetru cub de vânt solar conține în medie aproximativ 5 protoni și același număr de electroni. În mod natural, particulele încărcate ale vântului solar, care se apropie de Pământ, interacționează cu câmpul său magnetic. Spațiul din jurul Pământului, în care se manifestă câmpul magnetic, este numit de astronomi și geofizicieni magnetosferă. Axa magnetosferei este înclinată cu 11,5° față de axa de rotație a Pământului. Magnetosfera prinde particule încărcate electric care vin din adâncurile spațiului. Odată prinși, ei se mișcă în spirale de-a lungul liniilor magnetice, formând așa-numitele centuri de radiații în jurul globului - externe și interne. Centura internă de radiații este situată la altitudini care nu depășesc 12 mii km; cel exterior se extinde la aproximativ 57 mii km.

Pe măsură ce vântul solar se apropie de Pământ, el pune presiune asupra magnetosferei, comprimându-și regiunea îndreptată spre Soare și întinzând regiunea opusă într-o coadă gigantică mai mare decât orbita Lunii.

Când Soarele este calm, adică există puține pete și erupții pe el, vântul solar, ciocnind cu partea de vânt a magnetosferei, îl comprimă la o dimensiune de aproximativ opt raze Pământului (raza Pământului este de 6371 km). În astfel de perioade, magnetosfera și grosimea atmosferei ne protejează de efectele directe ale vântului solar. Numai în zonele cu latitudini mari (adică în apropierea nordului și Polul Sud, dincolo de Cercul Arctic), particulele vântului solar sunt capabile să pătrundă în straturile superioare ale atmosferei Pământului. În același timp, ele provoacă ionizarea acestuia, care se manifestă sub formă de aurore - strălucirea straturilor atmosferice superioare, foarte rarefiate, care apar de obicei la o altitudine de 80 până la 1000 km. Nu fără motiv aurorele sunt considerate unul dintre cele mai frumoase și mai colorate fenomene de lumină din natură.

Dar o imagine complet diferită apare în perioadele de activitate solară maximă, când vântul solar crește brusc. Energia particulelor produse în timpul erupțiilor solare este atât de mare (depășește adesea 15.000 GeV) încât vântul solar atinge puterea „uraganului” și viteze de peste 1500 km/sec. Pe măsură ce se apropie de Pământ, deseori străpunge magnetosfera, depășește centurile de radiații și se prăbușește literalmente pe planeta noastră, emițând radiații și gaze ionizate fierbinți care bombardează Pământul și sunt detectate chiar și la ecuator! Dar particulele de vânt solar bombardează în mod deosebit regiunile polare ale Pământului, intensificând aurorele și distorsionând câmpul magnetic atât de mult încât acele busolei „înnebunesc literalmente”. Are loc o așa-numită furtună magnetică.

Cu toate acestea, din punct de vedere practic astăzi, mult mai important este faptul că erupțiile solare modifică proprietățile regiunii superioare a atmosferei în care, în condiții normale, există o concentrație mare de sarcini electrice sub formă de ioni ( această regiune se numește ionosferă). O furtună magnetică dă naștere unei furtuni ionosferice - densitatea particulelor ionizate din ionosferă se modifică aleatoriu, ceea ce duce la întreruperea funcționării echipamentelor radio și, în general, a tuturor dispozitivelor legate cumva de utilizarea ionosferei.

Atmosfera Soarelui este 90% hidrogen. Partea sa cea mai îndepărtată de suprafață se numește coroană solară, este clar vizibilă la maxim eclipse de soare. Temperatura coroanei ajunge la 1,5-2 milioane K, iar gazul corona este complet ionizat. La această temperatură a plasmei, viteza termică a protonilor este de aproximativ 100 km/s, iar cea a electronilor este de câteva mii de kilometri pe secundă. Pentru a depăși gravitația solară, este suficientă o viteză inițială de 618 km/s, a doua viteză cosmică a Soarelui. Prin urmare, plasma se scurge constant din corona solară în spațiu. Acest flux de protoni și electroni se numește vântul solar.

După ce au depășit gravitația Soarelui, particulele de vânt solar zboară pe traiectorii drepte. Viteza fiecărei particule aproape nu se schimbă cu distanța, dar poate fi diferită. Această viteză depinde în principal de starea suprafeței solare, de „vremea” de pe Soare. În medie, este egal cu v ≈ 470 km/s. Vântul solar parcurge distanța până la Pământ în 3-4 zile. În acest caz, densitatea particulelor din el scade invers proporțional cu pătratul distanței până la Soare. La o distanta egala cu raza orbitei pamantului, 1 cm 3 in medie sunt 4 protoni si 4 electroni.

Vântul solar reduce masa stelei noastre - Soarele - cu 10 9 kg pe secundă. Deși acest număr pare mare la scară terestră, în realitate este mic: pierderea de masă solară poate fi observată doar în perioade de mii de ori mai mari decât epoca modernă a Soarelui, care este de aproximativ 5 miliarde de ani.

Interacțiunea vântului solar cu câmpul magnetic este interesantă și neobișnuită. Se știe că particulele încărcate se mișcă de obicei într-un câmp magnetic H într-un cerc sau de-a lungul liniilor elicoidale. Acest lucru este adevărat, însă, numai atunci când câmpul magnetic este suficient de puternic. Mai precis, pentru ca particulele încărcate să se miște într-un cerc, este necesar ca densitatea de energie a câmpului magnetic H 2 /8π să fie mai mare decât densitatea de energie cinetică a plasmei în mișcare ρv 2 /2. În vântul solar situația este inversă: câmpul magnetic este slab. Prin urmare, particulele încărcate se mișcă în linii drepte, iar câmpul magnetic nu este constant, el se mișcă odată cu fluxul de particule, parcă purtate de acest flux la periferia sistemului solar. Direcția câmpului magnetic în spațiul interplanetar rămâne aceeași cu cea pe care a fost pe suprafața Soarelui în momentul în care a apărut plasma vântului solar.

Când călătorește de-a lungul ecuatorului Soarelui, câmpul magnetic își schimbă de obicei direcția de 4 ori. Soarele se rotește: punctele de pe ecuator completează o revoluție în T = 27 de zile. Prin urmare, câmpul magnetic interplanetar este direcționat în spirale (vezi figura), iar întregul model al acestei figuri se rotește în urma rotației suprafeței solare. Unghiul de rotație al Soarelui se schimbă ca φ = 2π/T. Distanța față de Soare crește odată cu viteza vântului solar: r = vt. De aici ecuația spiralelor din Fig. are forma: φ = 2πr/vT. La o distanţă de orbită terestră (r = 1,5 10 11 m), unghiul de înclinare a câmpului magnetic faţă de vectorul rază este, după cum se poate verifica uşor, de 50°. În medie, acest unghi este măsurat nave spațiale, dar nu foarte aproape de Pământ. În apropierea planetelor, câmpul magnetic este structurat diferit (vezi Magnetosferă).