Postitus päikesetuule teemal. Reaalajas päikesetuule pildistamine (veebis)

Päikeseplasma pidev radiaalne vool. koroona planeetidevahelises tootmises. Päikese sisemusest tulev energiavoog soojendab koroonaplasma temperatuurini 1,5-2 miljonit K. Konstant. kütmist ei tasakaalusta kiirgusest tingitud energiakadu, kuna koroona on väike. Liigne energia tähendab. kraadid kannavad kaasa S. sajandi ch-ts. (= 1027-1029 erg/s). Seetõttu ei ole kroon hüdrostaatiline. tasakaalu, see laieneb pidevalt. Koosseisu järgi S. sajandil. ei erine koroona plasmast (S. saj sisaldab hl. arr. prootoneid, el-ny, mõningaid heeliumi tuumasid, hapnikuioone, räni, väävlit, rauda). Krooni põhjas (10 tuhat km kaugusel Päikese fotosfäärist) on ch-t-de radiaal suurusjärgus sadu m/s, mitme kaugusel. päike raadiuses saavutab see helikiiruse plasmas (100–150 km/s), Maa orbiidi lähedal on prootonite kiirus 300–750 km/s ja nende ruumid. - mitmest. ch-c mitmele. kümneid ch-c 1 cm3-s. Planeetidevahelise ruumi abil. jaamad leidsid, et kuni Saturni orbiidini on voo tihedus ch-c S. in. väheneb vastavalt seadusele (r0 / r) 2, kus r on kaugus Päikesest, r0 on algtase. C. sisse. kannab endaga kaasa päikese jõujoonte silmuseid. magn. väljad, to-rukis moodustavad planeetidevahelise magn. ... Radiaalse liikumise kombinatsioon h-c S. sajandist. Päikese pöörlemisega annab see neile joontele spiraalikujulise kuju. Suuremõõtmeline struktuur magn. Päikese läheduses olev väli on sektorite kujul, milles väli on suunatud Päikeselt või selle poole. Pooljuhi poolt hõivatud õõnsuse suurus pole täpselt teada (selle raadius ei ole ilmselt väiksem kui 100 AU). Selle õõnsuse piiridel dünaamiline. C. sisse. peab olema tasakaalustatud tähtedevahelise gaasi rõhuga, galaktiline. magn. väljad ja galaktika. kosmos. kiired. Maa läheduses ch-c S. saj. voolu kokkupõrge. geomagniga. väli tekitab statsionaarse lööklaine Maa magnetosfääri ees (Päikese küljelt, joon.).

C. sisse. kui see voolab ümber magnetosfääri, piirates selle pikkust avenüül. Päikesepõletustega seotud päikeseenergia intensiivsuse muutused, yavl. peamine nördimuse põhjus geomagn. väljad ja magnetosfäärid (magnettormid).

Päikese jaoks kaotab ta põhja poolt. = 2X10-14 osa selle massist Msol. Loomulik on eeldada, et S. sajandiga sarnane is-va väljavool eksisteerib ka teiste tähtede puhul (""). See peaks olema eriti intensiivne massiivsetes tähtedes (massiga = Msunide mitu komakohta) ja kõrge pinnatemperatuuriga (= 30-50 tuhat K) ning laiendatud atmosfääriga tähtedes (punased hiiglased), kuna 1. Sellisel juhul on tugevalt arenenud tähekrooni osakestel piisavalt kõrge energia, et ületada tähe külgetõmbejõudu ja teisel juhul on parabool madal. kiirus (põgenemiskiirus; (vt RUUMIKIIRUS)). Tähendab. massikadu tähetuulega (= 10-6 Msolni aastas ja rohkem) võib tähtede arengut oluliselt mõjutada. Tähetuul omakorda tekitab tähtedevahelises keskkonnas kuuma gaasi "mulle" - röntgenikiirguse allikaid. kiirgust.

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

PÄIKESETUUL – Päikese päritolu plasma, Päike) pidev vool planeetidevahelisse ruumi. Kõrgetel temperatuuridel pax, mis eksisteerivad päikesekoroonis (1,5 * 10 9 K), ei suuda ülemiste kihtide rõhk tasakaalustada koroonaaine gaasirõhku ja kroon paisub.

Esimesed tõendid posti olemasolust. Päikesest pärit plasmavood saadi L. Birman (L. Biermann) 1950. aastatel. komeetide plasmasabadele mõjuvate jõudude analüüsi kohta. 1957. aastal näitas Y. Parker (E. Parker) koroona aine tasakaalutingimusi analüüsides, et kroon ei saa olla hüdrostaatilistes tingimustes. kolmap S. omadused. on toodud tabelis. 1. Vooged S. sisse. võib jagada kahte klassi: aeglane - kiirusega 300 km / s ja kiire - kiirusega 600-700 km / s. Kiired ojad, mis lähtuvad päikesekrooni piirkondadest, kus magn. väli on radiaalsele lähedal. koronaavad. Slow streamspp. v. ilmselt seotud krooni piirkondadega, kus on vahend, Tab. üks. - Päikesetuule keskmised omadused Maa orbiidil

Tab. 2.- Päikesetuule suhteline keemiline koostis

Lisaks peamisele. S. v. komponendid - prootonid ja elektronid, selle koostises leidub ka -osakesi, sajandi S. ioonide temperatuur. võimaldab teil määrata päikesekrooni elektroonilist temperatuuri.

In S. in. seal on dekomp. lainete tüübid: Langmuir, viled, ioonheli, plasmalained). Osa Alfvéni tüüpi laineid genereeritakse Päikesel, osa ergastatakse planeetidevahelises keskkonnas. Lainete genereerimine silub osakeste jaotuse f-ioonide hälbeid Maxwelli ja koosmõjus magn. väljad naplasma toob kaasa asjaolu, et S. sajandil. käitub nagu pidev meedium. Alfveni tüüpi lained mängivad olulist rolli väikeste C-komponentide kiirendamisel.

Riis. 1. Massiivne päikesetuul. Horisontaalne telg on osakese massi ja selle laengu suhe, vertikaalteljel seadme energiaaknas 10 s registreeritud osakeste arv. "+" märgiga numbrid näitavad iooni laengut.

C. oja. on seda tüüpi lainete kiirusega võrreldes ülehelikiirusega, to-rukis annavad eff. energia ülekandmine S. sajandisse. (Alfvén, heli ja). Alfven ja heli Machi number C. v. 7. S-i ümber voolates. takistused, mis suudavad seda tõhusalt kõrvale juhtida (Elavhõbeda, Maa, Jupiteri, Saturni magnetväljad või Veenuse ja ilmselt ka Marsi juhtivad ionosfäärid), moodustub eraldunud vööri lööklaine. lained, mis võimaldavad sellel takistuse ümber voolata. Veelgi enam, S. sajandil. moodustub õõnsus - magnetosfäär (sisemine või indutseeritud), lõike kuju ja suurus määratakse magneti rõhu tasakaalu järgi. planeedi väljad ja voolava plasmavoolu rõhk (vt. Maa magnetosfäär, planeetide magnetosfäär). S. sajandi interaktsiooni puhul. mittejuhtiva kehaga (nt Kuu) lööklaine ei teki. Plasma voolu neeldub pind ja keha taha moodustub õõnsus, mis täitub järk-järgult plasmaga. v.

Koroona plasma väljavoolu statsionaarsele protsessile kattuvad mittestatsionaarsed protsessid, mis on seotud rakette päikesel. Tugevate sähvatustega paiskub aine põhjast välja. krooni piirkonnad planeetidevahelisesse keskkonda. Magnetilised variatsioonid).

Riis. 2. Planeetidevaheliste lööklainete levik ja päikesepõletusest väljumine. Nooled näitavad päikesetuule plasma liikumissuunda,

Riis. 3. Koroona paisumisvõrrandi lahendite tüübid. Kiirus ja vahemaa normaliseeritakse kriitiliseks kiiruseks v k ja kriitiliseks vahemaaks R k. Lahendus 2 vastab päikesetuulele.

Päikese krooni paisumist kirjeldatakse massi jäävuse võrrandisüsteemiga v k) teatud kriitilisel väärtusel. kaugus R kuni ja sellele järgnev paisumine ülehelikiirusel. See lahendus annab lõpmatuses rõhu kaduvalt väikese väärtuse, mis võimaldab seda sobitada tähtedevahelise keskkonna madala rõhuga. Selle tüübi käigust nimetas J. Parker S. in. , kus m on prootoni mass, adiabaatiline eksponent ja Päikese mass. Joonisel fig. 4 on näidatud paisumiskiiruse muutus heliotsentrilisest. soojusjuhtivus, viskoossus,

Riis. 4. Päikesetuule kiiruse profiilid isotermilise koroonamudeli jaoks erinevatel koronaaltemperatuuri väärtustel.

C. sisse. pakub põhilist krooni soojusenergia väljavool, kuna soojusülekanne kromosfääri, el.-magn. koroona ja elektrooniline soojusjuhtivuspp. v. ebapiisav võra termilise tasakaalu loomiseks. Elektrooniline soojusjuhtivus tagab S. in temperatuuri aeglase languse. distantsiga. päikese heledus.

C. sisse. kannab endaga planeetidevahelisse keskkonda koronaalset magnit. valdkonnas. Selle välja plasmasse tardunud jõujooned moodustavad planeetidevahelise magni. Kuigi IMF-i intensiivsus on madal ja selle energiatihedus on umbes 1% kineetilisest tihedusest. energia S. in., see mängib olulist rolli termodünaamikaspp. v. ja S. interaktsioonide dünaamikas. Päikesesüsteemi kehadega, samuti S. in voogudega. omavahel. S. laienemise kombinatsioon. päikese pöörlemisega viib selleni, et magn. S. sajandil külmutatud jõujoontel on kuju, B R ja asimuutkomponendid magn. väljad muutuvad erinevalt kaugusega ekliptika tasandi lähedal:

kus on ang. päikese pöörlemiskiirus, ja - radiaalkiiruse komponent sajandil, indeks 0 vastab algtasemele. Maa orbiidi kaugusel on nurk magn. väljad ja R umbes 45 °. Suures A magn.

Riis. 5. Planeetidevahelise magnetvälja jõujoone kuju on Päikese pöörlemise nurkkiirus ja plasma kiiruse radiaalkomponent, R on heliotsentriline kaugus.

S. sajandil, mis tekib Päikese piirkondade kohal lagunemisega. orientatsioon magn. väljad, kiirus, temp-pa, osakeste kontsentratsioon jne) ka vt. loomulik muutus iga sektori ristlõikes, mis on seotud kiire S. sissevoolu olemasoluga sektoris. Sektorite piirid asuvad tavaliselt S.-i aeglase voolu sees. Kõige sagedamini pöörleb koos Päikesega 2 või 4 sektorit. See struktuur, mis moodustub S. sajandi tõmbamise ajal. suuremahuline magn. koroonaväljad, võib vaadelda mitut. päikese pöörded. IMF-i sektori struktuur tuleneb planeetidevahelises keskkonnas oleva voolulehe (TC) olemasolust, mis pöörleb koos Päikesega. TC loob hüppe magn. väljad -radiaalne IMF on sõiduki erinevatel külgedel erinevad märgid. See TS, mille ennustas H. Alfven (N. Alfven), läbib päikesekrooni neid osi, mis on seotud Päikese aktiivsete piirkondadega, ja eraldab näidatud piirkonnad lagunemisega. Päikese magn radiaalkomponendi märgid. väljad. TS asub ligikaudu päikeseekvaatori tasapinnal ja on volditud struktuuriga. Päikese pöörlemine viib TS-voltide keerdumiseni spiraalselt (joon. 6). Olles ekliptika tasandi lähedal, osutub vaatleja TS-st kas kõrgemaks või madalamaks, mille tõttu satub ta IMF-i radiaalkomponendi erinevate tunnustega sektoritesse.

Põhja sajandil Päikese lähedal. on kokkupõrketa lööklainete piki- ja laiuskraadide kiirusgradiendid (joon. 7). Esmalt tekib lööklaine, mis levib sektorite piirilt edasi (otsene lööklaine) ja seejärel Päikesele leviv tagurpidi lööklaine.

Riis. 6. Heliosfäärilise voolu lehe kuju. Selle ristumiskoht ekliptika tasandiga (kallutatud Päikese ekvaatori poole ~ 7 ° nurga all) annab planeetidevahelise magnetvälja vaadeldava sektoraalse struktuuri.

Riis. 7. Planeetidevahelise magnetvälja sektori struktuur. Lühikesed nooled näitavad päikesetuule suunda, nooltega jooned - magnetvälja jooned, kriips-punktjoon - sektori piirid (joonise tasapinna ristumiskoht jooksva lehega).

Kuna lööklaine kiirus on väiksem kui päikesetuule kiirus, kandub tagurpidi lööklaine Päikesest eemale. Lööklained sektorite piiride lähedal tekivad ~ 1 AU kaugusel. e. ja seda saab jälgida mitme kauguseni. a. e. Need lööklained, aga ka planeetidevahelised lööklained päikesepõletustest ja planeedilähedased lööklained kiirendavad osakesi ja on seega energeetiliste osakeste allikad.

C. sisse. ulatub ~ 100 AU kaugusele. e., kus tähtedevahelise keskkonna rõhk tasakaalustab dünaamikat. S. surve sisse. S. sajandil välja pühitud õõnsus. Planeetidevaheline keskkond). Laiendades S. v. koos sellesse külmunud magneesiumiga. väli takistab galaktika tungimist päikesesüsteemi. kosmos. madala energiaga kiired ja toob kaasa kosmilise muutuse. kõrge energiaga kiired. Sajandi S.-ga analoogset nähtust on leitud ka mõnel teisel tähel (vt. Tähetuul).

Valgus .: Parker E. N., Dynamic in the interplanetary medium, O. L. Vaisberg.

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

Vaadake, mis on "SUNNY WIND" teistes sõnaraamatutes:

PÄIKESETUUL, Päikesekorooni plasmavool, mis täidab Päikesesüsteemi kuni 100 astronoomilise ühiku kaugusele Päikesest, kus tähtedevahelise keskkonna rõhk tasakaalustab voolu dünaamilist rõhku. Põhikoostis on prootonid, elektronid, tuumad ... Kaasaegne entsüklopeedia

PÄIKESETUUL, pidev laetud osakeste (peamiselt prootonite ja elektronide) voog, mida kiirendab Päikese KROONI kõrge temperatuur kiiruseni, mis on piisavalt suur, et osakesed suudaksid ületada Päikese gravitatsiooni. Päikesetuul kaldub kõrvale... Teaduslik ja tehniline entsüklopeediline sõnastik

1957. aastal ennustas Chicago ülikooli professor E. Parker teoreetiliselt nähtust, mis sai nimeks "päikesetuule". Kulus kaks aastat, enne kui see ennustus sai katseliselt kinnitust KI Gringauzi grupi poolt Nõukogude kosmoselaevadele "Luna-2" ja "Luna-3" paigaldatud instrumentide abil. Mis see nähtus on?

Päikesetuul on täielikult ioniseeritud vesinikgaasi voog, mida tavaliselt nimetatakse täielikult ioniseeritud vesinikplasmaks elektronide ja prootonite ligikaudu võrdse tiheduse tõttu (kvaasineutraalsuse tingimus), mis kiirendab Päikesest eemale. Maa orbiidi piirkonnas (ühes astronoomilises ühikus või 1 AU kaugusel Päikesest) saavutab selle kiirus keskmise väärtuse VE "400-500 km / s prootonitemperatuuril TE" 100 000K ja veidi kõrgema elektroni temperatuuri. ("E" indeks viitab siin ja edaspidi Maa orbiidile). Sellistel temperatuuridel on kiirus heli kiirusest oluliselt suurem 1 AU võrra, s.o. päikesetuule voog Maa orbiidi piirkonnas on ülehelikiirusega (või hüperhelikiirusega). Prootonite (või elektronide) mõõdetud kontsentratsioon on üsna väike ja moodustab n E »10–20 osakest kuupsentimeetri kohta. Lisaks prootonitele ja elektronidele alfaosakesed (suurusjärgus mitu protsenti prootonite kontsentratsioonist), väike hulk raskemaid osakesi, aga ka planeetidevaheline magnetväli, mille keskmine induktsioon osutus Maa induktsioonis. orbiit mitme gamma suurusjärgus (1g = 10–5 gaussi).

Staatilise päikesekrooni kontseptsiooni kokkuvarisemine.

Päris pikka aega arvati, et kõik tähtede atmosfäärid on hüdrostaatilise tasakaalu seisundis, s.t. olekus, kus antud tähe gravitatsiooniline külgetõmbejõud on tasakaalustatud rõhugradiendiga (tähe atmosfääri rõhu muutumine vahemaa tagant) seotud jõuga r tähe keskelt. Matemaatiliselt väljendatakse seda tasakaalu tavalise diferentsiaalvõrrandina,

kus G- gravitatsioonikonstant, M* - tähe mass, lk ja r - rõhk ja massitihedus mingil kaugusel r tähelt. Ideaalse gaasi massitiheduse väljendamine olekuvõrrandist

R= r RT

läbi rõhu ja temperatuuri ning integreerides saadud võrrandi, saame nn baromeetrilise valemi ( R- gaasikonstant), mis konkreetsel juhul püsiva temperatuuri korral T on vorm

kus lk 0 - tähistab rõhku tähe atmosfääri põhjas (at r = r 0). Kuna enne Parkeri tööd arvati, et päikeseatmosfäär, nagu ka teiste tähtede atmosfäär, on hüdrostaatilise tasakaalu seisundis, määrati selle olek sarnaste valemitega. Võttes arvesse ebatavalist ja veel täielikult arusaamatut nähtust, milleks on temperatuuri järsk tõus umbes 10 000 K-lt Päikese pinnal 1 000 000 K-ni päikesekoroonis, töötas S. Chapman välja staatilise päikesekrooni teooria, mis eeldati. sujuvalt üle minna Päikesesüsteemi ümbritsevasse lokaalsesse tähtedevahelisse keskkonda. Sellest järeldub, et S. Chapmani ideede kohaselt on ümber Päikese tiirlev Maa sukeldatud staatilisesse päikesekrooni. Seda seisukohta on astrofüüsikud pikka aega jaganud.

Neid väljakujunenud arusaamu tabas Parker. Ta juhtis tähelepanu asjaolule, et rõhk lõpmatuse juures (at r® Ґ), mis saadakse baromeetrilisest valemist, on peaaegu 10 korda kõrgem rõhust, mis sel ajal kohaliku tähtedevahelise keskkonna jaoks aktsepteeriti. Selle lahknevuse kõrvaldamiseks tegi E. Parker ettepaneku, et päikesekroon ei saa olla hüdrostaatilises tasakaalus, vaid peab pidevalt laienema Päikest ümbritsevasse planeetidevahelisse keskkonda, s.o. radiaalne kiirus V päikese kroon ei ole null. Samas pakkus ta välja hüdrostaatilise tasakaalu võrrandi asemel kasutada vormi hüdrodünaamilist liikumisvõrrandit, kus M E on Päikese mass.

Teatud temperatuurijaotuses T, funktsioonina Päikesest kaugusest, selle võrrandi lahendus rõhu baromeetrilise valemi ja massi jäävuse võrrandi abil kujul

võib tõlgendada päikesetuulena ja just selle lahenduse abil üleminekuga alahelikiiruselt voolult (at r r *) ülehelikiiruseks (at r > r*) survet saab sobitada R rõhuga kohalikus tähtedevahelises keskkonnas ja seetõttu tehakse looduses see otsus, mida nimetatakse päikesetuuleks.

Esimesed planeetidevahelise plasma parameetrite otsesed mõõtmised, mis viidi läbi esimesel planeetidevahelisse ruumi sisenenud kosmoselaeval, kinnitasid Parkeri ettekujutuse õigsust ülehelikiirusega päikesetuule olemasolust ja selgus, et juba selles piirkonnas. Maa orbiidil on päikesetuule kiirus palju suurem kui heli kiirus. Sellest ajast peale pole kahtlust, et Chapmani ettekujutus päikeseatmosfääri hüdrostaatilisest tasakaalust on ekslik ja päikesekroon laieneb pidevalt ülehelikiirusel planeetidevahelisesse ruumi. Mõnevõrra hiljem näitasid astronoomilised vaatlused, et ka paljudel teistel tähtedel on päikesetuulega sarnased "tähetuuled".

Vaatamata sellele, et päikesetuult ennustati teoreetiliselt sfääriliselt sümmeetrilise hüdrodünaamilise mudeli alusel, osutus nähtus ise palju keerulisemaks.

Milline on tegelik pilt päikesetuule liikumisest? Pikka aega peeti päikesetuult sfääriliselt sümmeetriliseks, s.t. sõltumatu päikese laius- ja pikkuskraadist. Kuna kosmoselaev kuni 1990. aastani, mil kosmoselaev Ulysses lendas, lendas peamiselt ekliptika tasapinnal, andsid sellistel kosmoselaevadel tehtud mõõtmised päikesetuule parameetrite jaotuse ainult sellel tasapinnal. Komeedi sabade kõrvalekalde vaatlustel põhinevad arvutused näitasid päikesetuule parameetrite ligikaudset sõltumatust päikese laiuskraadist, kuid see komeedivaatluste põhjal tehtud järeldus ei olnud nende vaatluste tõlgendamise raskuste tõttu piisavalt usaldusväärne. Kuigi päikesetuule parameetrite pikisuunalist sõltuvust mõõdeti kosmoselaevadele paigaldatud instrumentidega, oli see siiski kas ebaoluline ja oli seotud Päikese päritoluga planeetidevahelise magnetväljaga või lühiajaliste mittestatsionaarsete protsessidega Päikesel (peamiselt päikesepõletustega). ).

Plasma ja magnetvälja parameetrite mõõtmised ekliptika tasapinnal näitasid, et planeetidevahelises ruumis võivad eksisteerida erinevate päikesetuule parameetrite ja magnetvälja eri suundadega nn sektorstruktuurid. Sellised struktuurid pöörlevad koos Päikesega ja näitavad selgelt, et need on päikeseatmosfääri sarnase struktuuri tagajärg, mille parameetrid sõltuvad seega päikese pikkusest. Neljasektoriline struktuur on kvalitatiivselt näidatud joonisel fig. üks.

Sel juhul tuvastavad maapealsed teleskoobid üldise magnetvälja Päikese pinnal. Selle keskmine väärtus on hinnanguliselt 1 G, kuigi mõnes fotosfäärilises moodustises, näiteks päikeselaikudes, võib magnetväli olla suurusjärgus suurem. Kuna plasma on hea elektrijuht, interakteeruvad päikese magnetväljad ühel või teisel viisil päikesetuulega tänu ponderomotoorjõu ilmnemisele. j ґ B... See jõud on radiaalsuunas väike, st. see praktiliselt ei mõjuta päikesetuule radiaalkomponendi jaotust, kuid selle projektsioon radiaalsuunaga risti olevale suunale toob kaasa kiiruse tangentsiaalse komponendi ilmnemise päikesetuules. Kuigi see komponent on peaaegu kaks suurusjärku väiksem kui radiaal, mängib see olulist rolli nurkimpulsi eemaldamisel Päikeselt. Astrofüüsikud viitavad sellele, et viimane asjaolu võib mängida olulist rolli mitte ainult Päikese, vaid ka teiste tähtede arengus, kus tähetuult on tuvastatud. Eelkõige kasutatakse hilist spektraaltüüpi tähtede nurkkiiruse järsu vähenemise selgitamiseks hüpoteesi nende poolt pöörlemismomendi ülekandmisest nende ümber tekkivatele planeetidele. Päikese nurkimpulsi kadumise mehhanism magnetvälja juuresolekul sellest plasma väljavoolu kaudu avab võimaluse seda hüpoteesi üle vaadata.

Keskmise magnetvälja mõõtmised mitte ainult Maa orbiidi piirkonnas, vaid ka suurtel heliotsentrilistel kaugustel (näiteks Voyager 1 ja 2 ning Pioneer 10 ja 11 kosmoselaevadel) on näidanud, et ekliptika tasandis, mis peaaegu ühtib. Päikese ekvaatori tasapinnaga on selle suurus ja suund valemitega hästi kirjeldatud

mille sai Parker. Nendes nn Parker Archimedese spiraali kirjeldavates valemites on kogused B r, B j on vastavalt magnetinduktsiooni vektori radiaal- ja asimuutkomponent, W on Päikese pöörlemise nurkkiirus, V- päikesetuule radiaalne komponent, indeks "0" viitab päikesekrooni punktile, mille juures on teada magnetvälja tugevus.

Euroopa Kosmoseagentuuri poolt 1990. aasta oktoobris käivitatud kosmoselaev Ulysses, mille trajektoor arvutati välja nii, et see tiirleb praegu ümber Päikese ekliptika tasandiga risti asetseval tasapinnal, muutis täielikult arusaama, et päikesetuul on sfääriliselt sümmeetriline. Joonisel fig. Joonisel 2 on kujutatud päikesetuule prootonite radiaalkiiruse ja tiheduse jaotused päikese laiuskraadi funktsioonina, mõõdetuna kosmoseaparaadil Ulysses.

See joonis näitab päikesetuule parameetrite tugevat laiuskraadi sõltuvust. Selgus, et heliograafilise laiuskraadiga päikesetuule kiirus suureneb ja prootonite tihedus väheneb. Ja kui ekliptika tasapinnal on radiaalkiirus keskmiselt ~ 450 km / s ja prootonite tihedus on ~ 15 cm -3, siis näiteks 75 ° Päikese laiuskraadil on need väärtused ~ 700 km / sek. sek ja ~ 5 cm –3 vastavalt. Päikesetuule parameetrite sõltuvus laiuskraadist on minimaalse päikeseaktiivsuse perioodidel vähem väljendunud.

Mittestatsionaarsed protsessid päikesetuules.

Parkeri pakutud mudel eeldab päikesetuule sfäärilist sümmeetriat ja selle parameetrite sõltumatust ajast (vaatatava nähtuse statsionaarsus). Päikesel toimuvad protsessid ei ole aga üldiselt paigalseisvad ja seetõttu pole ka päikesetuul paigal. Parameetrite iseloomulikud varieerumisajad on väga erineva skaalaga. Eelkõige on muutusi päikesetuule parameetrites, mis on seotud päikese aktiivsuse 11-aastase tsükliga. Joonisel fig. 3 näitab keskmist (üle 300 päeva) dünaamilise päikesetuule rõhku (r V 2) Maa orbiidi piirkonnas (1 AÜ võrra) ühe 11-aastase päikese aktiivsuse tsükli jooksul (joonisel ülemine osa). Joonise fig. 3 näitab päikeselaikude arvu muutust aastatel 1978–1991 (maksimaalne arv vastab päikese maksimaalsele aktiivsusele). On näha, et päikesetuule parameetrid muutuvad oluliselt iseloomuliku aja jooksul, mis on umbes 11 aastat. Samas näitasid kosmoseaparaadil Ulysses tehtud mõõtmised, et sellised muutused ei toimu mitte ainult ekliptika tasapinnal, vaid ka teistel heliograafilistel laiuskraadidel (poolustel on päikesetuule dünaamiline rõhk veidi suurem kui ekvaatoril).

Muutused päikesetuule parameetrites võivad toimuda palju väiksematel ajaskaalal. Näiteks päikesepõletused ja plasma väljavoolu erinevad kiirused päikesekrooni erinevatest piirkondadest põhjustavad planeetidevahelises ruumis planeetidevaheliste lööklainete teket, mida iseloomustab kiiruse, tiheduse, rõhu ja temperatuuri järsk hüpe. Nende moodustumise mehhanism on kvalitatiivselt näidatud joonisel fig. 4. Kui mis tahes gaasi (näiteks päikeseplasma) kiire vool jõuab järele aeglasemale, tekib nende kokkupuutepunktis gaasiparameetrite suvaline katkestus, millele tuginevad massi, impulsi ja energia jäävuse seadused. ei ole rahul. Sellist katkestust looduses eksisteerida ei saa ja see laguneb eelkõige kaheks lööklaineks (millel massi, impulsi ja energia jäävuse seadused viivad nn Hugonioti suheteni) ja tangentsiaalseks katkestuseks (sama jäävusseadused viivad asjaolule, et rõhk ja kiiruse normaalkomponent peavad olema pidevad). Joonisel fig. 4 on see protsess kujutatud sfääriliselt sümmeetrilise särituse lihtsustatud kujul. Siinkohal tuleb märkida, et sellised struktuurid, mis koosnevad edasilöögist, tangentsiaalsest katkendlikkusest ja teisest lööklainest (tagurpidi löök), liiguvad Päikesest nii, et löök liigub edasi kiirusega, mis on suurem kui löögi kiirus. päikesetuule korral liigub pöördlöök Päikeselt päikesetuule kiirusest veidi väiksema kiirusega ning tangentsiaalse katkestuse kiirus on võrdne päikesetuule kiirusega. Selliseid struktuure registreerivad regulaarselt kosmoseaparaatidele paigaldatud seadmed.

Päikesetuule parameetrite muutused koos kaugusega päikesest.

Päikesetuule kiiruse muutumise koos kaugusega Päikesest määravad kaks jõudu: päikese gravitatsioonijõud ja rõhumuutusega seotud jõud (rõhugradient). Kuna gravitatsioonijõud väheneb Päikesest kauguse ruudu võrra, on selle mõju suurtel heliotsentrilistel kaugustel tähtsusetu. Arvutused näitavad, et juba Maa orbiidil võib selle mõju, aga ka rõhugradiendi mõju tähelepanuta jätta. Järelikult võib päikesetuule kiirust pidada peaaegu konstantseks. Veelgi enam, see ületab oluliselt heli kiirust (hüsooniline voog). Seejärel järeldub ülaltoodud päikesekrooni hüdrodünaamilise võrrandi põhjal, et tihedus r väheneb kui 1 / r 2. Ameerika kosmoselaevad Voyager 1 ja 2, Pioneer 10 ja 11, mis startisid 1970. aastate keskel ja asuvad nüüd Päikesest mitmekümne astronoomilise ühiku kaugusel, kinnitasid neid ideid päikesetuule parameetrite kohta. Nad kinnitasid ka teoreetiliselt ennustatud Parker Archimedese spiraali planeetidevahelise magnetvälja jaoks. Temperatuur ei järgi aga päikesekrooni laienedes adiabaatilise jahutuse seadust. Väga suurel kaugusel Päikesest kipub päikesetuul isegi soojenema. See kuumenemine võib olla tingitud kahest põhjusest: plasma turbulentsiga seotud energia hajumine ja neutraalsete vesinikuaatomite mõju, mis tungivad päikesetuule Päikesesüsteemi ümbritsevast tähtedevahelisest keskkonnast. Teine põhjus toob kaasa ka päikesetuule mõningase aeglustumise suurtel heliotsentrilistel vahemaadel, mis on leitud ülalmainitud kosmoselaevadel.

Järeldus.

Seega on päikesetuul füüsikaline nähtus, mis ei paku üksnes puhtakadeemilist huvi, mis on seotud plasmas toimuvate protsesside uurimisega avakosmose looduslikes tingimustes, vaid ka tegur, mida tuleb arvesse võtta kosmoses toimuvate protsesside uurimisel. Maa läheduses, kuna need protsessid mõjutavad ühel või teisel määral meie elu. Eelkõige mõjutavad Maa magnetosfääri ümber voolavad päikesetuule kiired vood selle struktuuri ning Päikesel toimuvad mittestatsionaarsed protsessid (näiteks rakud) võivad põhjustada magnettorme, mis häirivad raadiosidet ja mõjutavad kaevu. on ilmastikutundlikud inimesed. Kuna päikesetuul pärineb päikesekroonist, on selle omadused Maa orbiidi piirkonnas heaks indikaatoriks inimese praktilise tegevuse jaoks oluliste päikese-maa suhete uurimiseks. Kuid see on juba teine ​​​​teadusliku uurimistöö valdkond, mida me selles artiklis ei puuduta.

Vladimir Baranov

Päikeseline tuul.

1950. aastate lõpus jõudis Ameerika astrofüüsik Eugene Parker järeldusele, et kuna Päikese kroonis olev gaas on kõrge temperatuuriga, mis püsib Päikesest kaugenedes, peab see pidevalt laienema, täites päikesesüsteemi. Nõukogude ja Ameerika kosmoselaevade abil saadud tulemused kinnitasid Parkeri teooria õigsust.
Planeetidevahelises ruumis tormab tõesti Päikeselt suunatud ainevoog, mida nimetatakse päikesetuuleks. See on laieneva päikesekrooni jätk; see koosneb peamiselt vesinikuaatomite (prootonite) ja heeliumi (alfaosakesed) tuumadest, samuti elektronidest. Päikesetuule osakesed lendavad kiirusega mitusada kilomeetrit sekundis, eemaldudes Päikesest mitmekümne astronoomilise ühiku võrra – sinna, kus Päikesesüsteemi planeetidevaheline keskkond muutub haruldaseks tähtedevaheliseks gaasiks. Ja koos tuulega kanduvad päikese magnetväljad planeetidevahelisse ruumi.

Koronaalne auk.
Päike on pideva osakeste voo allikas. Neutriinod, elektronid, prootonid, alfaosakesed ja ka raskemad aatomituumad moodustavad kõik koos Päikese korpuskulaarse kiirguse. Märkimisväärse osa sellest kiirgusest moodustab enam-vähem pidev plasma väljavool, nn päikesetuul, mis on päikeseatmosfääri välimiste kihtide – päikesekorooni – jätk. Maa lähedal on selle kiirus tavaliselt 400–500 km / s. Laetud osakeste voog paiskub Päikeselt välja läbi koronaalsete aukude – planeetidevahelisele ruumile avatud magnetväljaga piirkondade Päikese atmosfääris.

Päikese üldine magnetväli on magnetinduktsiooni joonte kujul sarnane Maa omaga. Kuid ekvaatori lähedal asuvad Maa välja jõujooned on suletud ega edasta maa poole suunatud laetud osakesi. Päikesevälja jõujooned, vastupidi, on ekvatoriaalpiirkonnas avatud ja ulatuvad planeetidevahelisse ruumi, paindudes nagu spiraalid. Seda seletatakse asjaoluga, et jõujooned jäävad ühendatuks Päikesega, mis pöörleb ümber oma telje. Päikesetuul koos selles "külmunud" magnetväljaga moodustab komeetidest gaasisabad, mis suunavad need Päikesest eemale. Oma teel Maaga kohtudes deformeerib päikesetuul tugevalt selle magnetosfääri, mille tulemusena on meie planeedil pikk magnetiline "saba", mis on samuti suunatud Päikeselt. Maa magnetväli on tundlik sellest üle puhuva päikeseaine voolu suhtes.

Päikese atmosfäär koosneb 90% ulatuses vesinikust. Selle pinnast kõige kaugemat osa nimetatakse Päikese krooniks ja see on selgesti nähtav täieliku päikesevarjutuse ajal. 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 - mitu tuhat kilomeetrit sekundis. Päikese külgetõmbejõu ületamiseks piisab algkiirusest 618 km / s, Päikese teine ​​kosmiline kiirus. Seetõttu lekib päikesekroonist pidevalt kosmosesse plasmat. Seda prootonite ja elektronide voogu nimetatakse päikesetuuleks.

Olles üle saanud Päikese külgetõmbejõust, lendavad päikesetuule osakesed mööda sirgeid trajektoore. Iga osakese kiirus eemaldamisel peaaegu ei muutu, kuid see võib olla erinev. See kiirus sõltub peamiselt päikese pinna seisundist, Päikese "ilmast". Keskmiselt on see võrdne v ≈ 470 km / s. Päikesetuul läbib kauguse Maast 3-4 päevaga. Sel juhul väheneb selles olevate osakeste tihedus pöördvõrdeliselt Päikese kauguse ruuduga. Maa orbiidi raadiusega võrdsel kaugusel on 1 cm 3 -s keskmiselt 4 prootonit ja 4 elektroni.

Päikesetuul vähendab meie tähe – Päikese – massi 10 9 kg sekundis. Kuigi see arv tundub maapealses mastaabis suur, on see tegelikult väike: Päikese massi vähenemist võib näha vaid kordi tuhandeid kordi kauem kui praegune Päikese vanus, mis on ligikaudu 5 miljardit aastat.

Päikesetuule koosmõju magnetväljaga on huvitav ja ebatavaline. On teada, et laetud osakesed liiguvad tavaliselt magnetväljas H mööda ringjoont või mööda spiraalseid jooni. See kehtib aga ainult siis, kui magnetväli on piisavalt tugev. Täpsemalt, laetud osakeste ringjoonel liikumiseks peab magnetvälja energiatihedus H 2 / 8π olema suurem kui liikuva plasma kineetilise energia tihedus ρv 2/2. Päikesetuules on olukord vastupidine: magnetväli on nõrk. Seetõttu liiguvad laetud osakesed sirgjooneliselt ja magnetväli ei ole konstantne, see liigub koos osakeste vooluga, nagu oleks selle vooluga kaasa viidud päikesesüsteemi perifeeriasse. Magnetvälja suund kogu planeetidevahelises ruumis jääb samaks, mis see oli Päikese pinnal päikesetuule plasma väljumise hetkel.

Magnetväli muudab Päikese ekvaatoril liikudes oma suunda reeglina 4 korda. Päike pöörleb: punktid ekvaatoril sooritavad pöörde T = 27 päevaga. Seetõttu on planeetidevaheline magnetväli suunatud piki spiraale (vt joonist) ja kogu selle kujundi pilt pöörleb päikesepinna pöörlemise järel. Päikese pöördenurk muutub φ = 2π / T. Kaugus Päikesest suureneb päikesetuule kiirusega: r = vt. Siit tuleneb spiraalide võrrand joonisel fig. on kujul: φ = 2πr / vT. Maa orbiidi kaugusel (r = 1,5 10 11 m) on magnetvälja kaldenurk raadiusvektori suhtes, nagu seda on lihtne kontrollida, 50 °. Keskmiselt mõõdavad sellist nurka kosmoseaparaadid, kuid mitte väga lähedal Maale. Planeetide läheduses on magnetväli paigutatud erinevalt (vt Magnetosfäär).

Kujutage ette, et kuulete ilmateates diktori sõnu: „Homme tugevneb tuul hüppeliselt. Sellega seoses on võimalikud katkestused raadio, mobiilside ja Interneti töös. USA-s on kosmosemissioon edasi lükatud. Venemaa põhjaosas on oodata intensiivseid aurorasid ... ”.


Teid üllatab: mis jama, mis tuul sellega pistmist on? Ja tõsiasi on see, et jätsite prognoosi algusest märkamata: "Eile õhtul oli Päikesel sähvatus. Võimas päikesetuule voog liigub Maale ... ".

Tavaline tuul on õhuosakeste (hapniku, lämmastiku ja muude gaaside molekulid) liikumine. Ka Päikeselt tormab osakeste voog. Seda nimetatakse päikesetuuleks. Kui te ei süvene sadadesse tülikatesse valemitesse, arvutustesse ja tulistesse teadusvaidlustesse, siis üldjoontes näib pilt olevat selline.

Meie valgusti sees toimuvad termotuumareaktsioonid, mis soojendavad seda tohutut gaasipalli. Väliskihi – päikesekrooni – temperatuur ulatub miljoni kraadini. See paneb aatomid liikuma sellise kiirusega, et põrkudes purustavad nad üksteist kildudeks. On teada, et kuumutatud gaas kipub paisuma, hõivama suuremat mahtu. Midagi sarnast toimub siin. Vesiniku, heeliumi, räni, väävli, raua ja muude ainete osakesed hajuvad igas suunas.

Nad koguvad aina suuremat kiirust ja jõuavad umbes kuue päevaga maalähedase piirini. Isegi kui päike oleks vaikne, ulatub päikesetuule kiirus siin 450 kilomeetrini sekundis. Noh, kui päikesepurske lööb välja tohutu tulise osakeste mulli, võib nende kiirus ulatuda 1200 kilomeetrini sekundis! Ja te ei saa seda nimetada värskendavaks "tuuleks" - umbes 200 tuhat kraadi.

Kas inimene tunneb päikesetuult?

Tõepoolest, kuna kuumade osakeste voog tormab pidevalt, siis miks me ei tunne, kuidas see meist üle "puhub"? Oletame, et osakesed on nii väikesed, et nahk ei tunne nende puudutust. Kuid neid ei märka isegi maapealsed seadmed. Miks?

Sest Maa on päikesepööriste eest kaitstud oma magnetväljaga. Osakeste voog justkui voolab selle ümber ja tormab edasi. Ainult päevadel, mil päikesekiirgus on eriti võimas, on meie magnetkilbil raske. Sellest puhub läbi päikeseorkaan ja tungib atmosfääri ülakihtidesse. Võõrosakesed kutsuvad. Magnetväli on järsult deformeerunud, ennustajad räägivad "magnettormidest".


Nende tõttu lähevad kosmosesatelliidid kontrolli alt välja. Lennukid kaovad radariekraanidelt. Raadiolaineid segatakse ja side on häiritud. Sellistel päevadel lülitatakse satelliitantennid välja, lennud tühistatakse, "suhtlus" kosmoselaevadega katkeb. Elektrivõrkudes, raudteerööbastes, torujuhtmetes tekib ootamatult elektrivool. Sellest lülituvad foorituled iseenesest, gaasitorud roostetavad, lahtiühendatud elektriseadmed põlevad läbi. Lisaks tunnevad tuhanded inimesed ebamugavust ja vaevusi.

Päikesetuule kosmilist mõju saab tuvastada mitte ainult päikesepõletuste ajal: see, ehkki nõrgem, puhub pidevalt.

Juba ammu on täheldatud, et komeedi saba kasvab Päikesele lähenedes. See põhjustab komeedituuma moodustavate külmunud gaaside aurustumist. Ja päikesetuul kannab neid gaase hoona, mis on alati suunatud Päikesele vastassuunas. Nii rullub maatuul suitsu korstnast lahti ja annab sellele ühe või teise vormi.

Suurenenud aktiivsuse aastatel langeb Maa kokkupuude galaktiliste kosmiliste kiirtega järsult. Päikesetuul muutub nii tugevaks, et pühib nad lihtsalt planeedisüsteemi äärealadele.

On planeete, mille magnetväli on väga nõrk või puudub isegi täielikult (näiteks Marsil). Siin ei takista miski päikesetuule kõndimist. Teadlased usuvad, et just tema oli see, kes sadu miljoneid aastaid selle atmosfääri Marsilt peaaegu "puhutas". Selle tõttu kaotas oranž planeet higi ja vett ning võib-olla ka elusorganisme.

Kus päikesetuul vaibub?

Täpset vastust ei tea veel keegi. Osakesed lendavad Maa lähedusse, suurendades kiirust. Siis tasapisi langeb, kuid tundub, et tuul jõuab päikesesüsteemi kaugeimatesse nurkadesse. Kusagil see nõrgeneb ja seda pärsib haruldane tähtedevaheline aine.

Siiani ei oska astronoomid täpselt öelda, kui kaugele see läheb. Vastamiseks peate kinni püüdma osakesed, mis lendavad Päikesest üha kaugemale, kuni need enam kokku ei puutu. Muide, seda piiri, kus see juhtub, võib pidada päikesesüsteemi piiriks.


Meie planeedilt perioodiliselt väljasaadetavad kosmoseaparaadid on varustatud päikesetuule lõksudega. 2016. aastal jäädvustati päikesetuule vood videole. Kes teab, kas temast ei saa sama tuttav ilmateadete "tegelane" nagu meie vana sõber – maise tuulega?