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태양 플라즈마의 일정한 방사형 플럭스. 행성 간 생산의 왕관. 태양의 장에서 나오는 에너지의 흐름은 코로나의 플라즈마를 150-200만 K. Post까지 가열합니다. 코로나가 작기 때문에 가열은 복사로 인한 에너지 손실과 균형을 이루지 못합니다. 과도한 에너지를 의미합니다. 학위는 h-tsy S. 세기를 날립니다. (=1027-1029erg/s). 따라서 크라운은 정수압이 아닙니다. 균형, 그것은 끊임없이 확장됩니다. S. 세기의 구성에 따르면. 코로나의 플라즈마와 다르지 않습니다(S. 세기는 주로 arr. 양성자, 전자, 몇 개의 헬륨 핵, 산소 이온, 규소, 황 및 철을 포함합니다). 코로나의 기저부(태양 광구에서 10,000km)에서 h-tsy는 수백 m/s의 방사상 차수를 가지며 몇 거리는 거리에 있습니다. 태양열 반경, 그것은 지구 궤도 근처에서 플라즈마 (100-150km / s)의 음속, 양성자의 속도는 300-750km / s 및 공간에 도달합니다. - 여러 곳에서 h-ts 최대 여러 개 1cm3에 수십 개의 분수. 행성간 공간의 도움으로. 스테이션 토성의 궤도까지 h-c S. 세기의 자속 밀도가 발견되었습니다. 법칙(r0/r)2에 따라 감소합니다. 여기서 r은 태양으로부터의 거리이고 r0은 초기 레벨입니다. S.V. 태양의 힘줄의 고리를 가지고 다닙니다. 매그. 필드, 호밀은 행성간 magn을 형성합니다. . h-c S. 세기의 방사형 운동의 조합. 태양의 자전으로 이 선들은 나선 모양이 됩니다. 자석의 대규모 구조. 태양 부근의 필드는 섹터의 형태를 가지며 필드는 태양에서 멀어지거나 태양을 향합니다. SV가 차지하는 공동의 크기는 정확히 알려져 있지 않습니다(반경은 분명히 100AU 이상임). 이 캐비티 역학의 경계에서. S.V. 은하계의 성간 가스의 압력에 의해 균형을 이루어야 합니다. 매그. 필드와 은하 공간 광선. 지구 부근에서 c-c의 흐름 충돌 S. v. 지자기로 자기장은 지구의 자기권 앞에서 정지된 충격파를 생성합니다(태양의 측면에서, 그림.).

S.V. 마치 자기권 주위를 흐르는 것처럼 pr-ve에서 범위를 제한합니다. 태양 플레어와 관련된 S. 세기의 강도 변화, yavl. 기본 지자기 교란의 원인. 필드 및 자기권(자기 폭풍).

Over Sun은 S. in에게 졌습니다. \u003d 2X10-14 질량 Msun의 일부. S.V.와 유사한 물의 유출이 다른 별("")에도 존재한다고 가정하는 것은 당연합니다. 질량 = 수십 Msolns인 무거운 별과 높은 표면 온도(= 30-50,000 K) 및 확장된 대기를 가진 별(적색 거성)에 대해 특히 강렬해야 합니다. 왜냐하면 첫 번째 경우에서 , 고도로 발달된 항성 코로나의 일부는 별의 인력을 극복하기에 충분히 높은 에너지를 가지고 있고, 두 번째는 낮은 포물선을 갖는다. 속도(이스케이프 속도, (SPACE SPEEDS 참조)). 수단. 항성풍으로 인한 질량 손실(= 10-6 Msol/yr 이상)은 별의 진화에 상당한 영향을 미칠 수 있습니다. 차례로, 항성풍은 성간 매질(X-선 소스)에서 뜨거운 가스의 "거품"을 생성합니다. 방사능.

물리 백과사전. - M.: 소련 백과사전. . 1983 .

SOLAR WIND - 태양에서 기원한 플라즈마의 지속적인 흐름, 태양) 행성간 공간으로. 태양 코로나(1.5 * 10 9 K)에 존재하는 고온에서는 위층의 압력이 코로나 물질의 가스 압력과 균형을 이루지 못하고 코로나가 팽창합니다.

포스트 존재의 첫 번째 증거. L.이 얻은 태양의 플라즈마 플럭스 1950년대의 Birman(L. Biermann). 혜성의 플라스마 꼬리에 작용하는 힘의 분석. 1957년 J. Parker(E. Parker)는 크라운 물질의 평형 조건을 분석하여 크라운이 정수적 조건에 있을 수 없음을 보여주었습니다. 수 에스의 특징 표에 나와 있습니다. 1. S. in.의 흐름 느린 - 300km / s의 속도와 빠른 - 600-700km / s의 두 가지 클래스로 나눌 수 있습니다. 빠른 흐름은 자기 구조가 있는 태양 코로나 영역에서 발생합니다. 필드는 방사형에 가깝습니다. 관상 구멍. 느린 스트림. V. 분명히 수단이있는 크라운 영역과 관련이 있습니다. 탭. 하나. - 지구 궤도에서 태양풍의 평균 특성

탭. 2.- 태양풍의 상대 화학 조성

메인 외에도 S. 세기의 구성 요소 - 양성자와 전자, - 입자도 구성에서 발견되었습니다. 이온화 측정. 이온의 온도 S. 세기. 태양 코로나의 전자 온도를 결정하는 것을 가능하게 합니다.

S. 세기에. 차이가 관찰됩니다. 파동의 유형: Langmuir, 휘슬러, 이온 사운드, 플라즈마 파). Alfvén 유형의 파동 중 일부는 태양에서 생성되고 일부는 행성간 매질에서 여기됩니다. 파동의 생성은 Maxwellian 및 자기의 영향과 함께 입자 분포 함수의 편차를 완화합니다. 플라즈마의 필드는 S. 세기라는 사실로 이어집니다. 연속체처럼 행동합니다. Alfvén 유형의 파도는 C의 작은 구성 요소의 가속에 큰 역할을 합니다.

쌀. 1. 거대한 태양풍. 수평 축 - 전하에 대한 입자 질량의 비율, 수직 - 10초 동안 장치의 에너지 창에 등록된 입자 수. "+" 기호가 있는 숫자는 이온의 전하를 나타냅니다.

S의 스트림 인. 이러한 유형의 파도의 속도와 관련하여 초음속입니다. to-rye는 eff를 제공합니다. S. 세기의 에너지 전달. (Alvenov, 소리). Alvenovskoye와 소리 마하수 C V. 7. S. in. 주위를 흐를 때 효과적으로 편향시킬 수있는 장애물 (수성, 지구, 목성, 토성의 자기장 또는 금성 및 분명히 화성의 전도성 전리층), 나가는 활 충격파가 형성됩니다. 장애물 주위를 흐를 수 있는 파도. 동시에 S. 세기. 공동이 형성됩니다 - 자기권 (자체 또는 유도), 떼의 모양과 크기는 자기 압력의 균형에 의해 결정됩니다. 행성의 장과 흐르는 플라즈마 흐름의 압력(그림 1 참조). 지구의 자기권, 행성의 자기권).상호작용의 경우 S. 세기. 비전도체(예: 달)에서는 충격파가 발생하지 않습니다. 플라즈마 흐름은 표면에 의해 흡수되고 몸체 뒤에 공동이 형성되어 점차 플라즈마 C로 채워집니다. V.

코로나 플라즈마 유출의 정상 과정은 다음과 관련된 비정상 과정에 의해 중첩됩니다. 태양에 플레어.강한 발발과 함께 물질은 바닥에서 분출됩니다. 코로나 영역을 행성간 매체로. 자기 변화).

쌀. 2. 행성간 ​​충격파의 전파 및 태양 플레어의 분출. 화살표는 태양풍 플라즈마의 운동 방향을 나타내며,

쌀. 3. 코로나 팽창 방정식의 해 유형. 속도와 거리는 임계속도 vc와 임계거리 Rc로 정규화되며 Solution 2는 태양풍에 해당한다.

태양 코로나의 확장은 일부 임계값에 대한 질량 보존의 시스템, v k)로 설명됩니다. 거리 R에서 초음속으로의 확장. 이 솔루션은 무한대의 압력 값을 아주 작게 만들어 성간 매질의 낮은 압력과 일치시킬 수 있습니다. Yu. Parker는 이러한 유형의 과정을 S. 세기라고 불렀습니다. 여기서 m은 양성자의 질량, 는 단열 지수, 는 태양의 질량입니다. 무화과에. 4는 헬리오센트릭에 따른 팽창율의 변화를 보여준다. 열전도율, 점도,

쌀. 4. 다양한 코로나 온도 값에서 등온 코로나 모델에 대한 태양풍 속도 프로파일.

S.V. 주요 제공 채층으로의 열 전달 이후 코로나의 열 에너지 유출, el.-mag. 코로나와 전자 열전도율pp. V. 코로나의 열 균형을 설정하기에 충분하지 않습니다. 전자 열전도율은 S. in의 온도를 천천히 감소시킵니다. 거리로. 태양의 광도.

S.V. 코로나 자기장을 행성간 매체로 운반합니다. 들. 플라즈마로 얼어붙은 이 자기장의 힘선은 행성간 자기장을 형성합니다. 장(MMP) IMF의 강도가 작고 에너지 밀도가 운동 밀도의 약 1%이지만. 에너지 S. v., 그것은 S의 열역학에서 중요한 역할을 합니다. V. 그리고 S.의 상호 작용의 역학에서. S. in의 흐름뿐만 아니라 태양계의 몸체와 함께. 그들 사이. S. 확장의 조합. 태양의 회전과 함께 magn이라는 사실로 이어집니다. S. 세기에 동결된 힘의 선은 BR 형태와 자기의 방위각 성분을 갖는다. 필드는 황도면 근처의 거리에 따라 다르게 변경됩니다.

어디 - 앙. 태양 회전 속도 그리고 -속도의 반경 성분 c., 인덱스 0은 초기 레벨에 해당합니다. 지구 궤도의 거리에서 자기장의 방향 사이의 각도. 필드 및 아르 자형약 45°. 큰 L mag.

쌀. 5. 행성간 ​​자기장의 필드 라인의 모양 - 태양 회전의 각속도 - 플라즈마 속도의 방사형 성분, R - 태양 중심 거리.

S. v., decomp와 함께 태양의 영역에서 발생. 자기 방향. 필드, 속도, temp-pa, 입자 농도 등) cf. 섹터 내에서 빠른 S. 흐름의 존재와 관련된 각 섹터의 단면이 정기적으로 변경됩니다. 섹터의 경계는 일반적으로 S. at.의 느린 흐름에 있습니다. 대부분 태양과 함께 회전하는 2개 또는 4개의 섹터가 관찰됩니다. S.가 세기말에 형성되는 이 구조. 대규모 자기 크라운의 필드는 여러 가지로 관찰할 수 있습니다. 태양의 혁명. IMF의 부채꼴 구조는 태양과 함께 회전하는 행성간 매질에 현재 시트(TS)가 존재하기 때문입니다. TS는 자기 서지를 생성합니다. 필드 - 방사형 IMF는 차량의 다른 면에 다른 표시가 있습니다. H. Alfven이 예측한 이 TS는 태양의 활성 영역과 관련된 태양 코로나 부분을 통과하여 이러한 영역을 분해에서 분리합니다. 태양 자석의 방사형 구성 요소의 표시. 필드. TC는 대략 태양 적도면에 위치하며 접힌 구조를 가지고 있습니다. 태양의 회전은 CS 주름이 나선형으로 꼬이게 만듭니다(그림 6). 황도면 근처에 있기 때문에 관찰자는 CS 위 또는 아래에 있는 것으로 밝혀져 IMF 방사형 구성 요소의 다른 부호가 있는 섹터에 속하게 됩니다.

N. 세기의 태양 근처. 충돌 없는 충격파의 종방향 및 위도 속도 구배가 있습니다(그림 7). 먼저 섹터 경계에서 전방으로 전파되는 충격파(직접 충격파)가 형성되고, 그 다음 태양을 향해 전파하는 역방향 충격파가 형성됩니다.

쌀. 6. 태양권 현재 시트의 모양. 황도면과의 교차점(~7°의 각도로 태양의 적도까지 기울어짐)은 행성간 자기장의 관찰된 부채꼴 구조를 제공합니다.

쌀. 7. 행성간 ​​자기장 섹터의 구조. 짧은 화살표는 태양풍의 방향을 나타내고, 화살표 선은 자기장 선을 나타내고, 점선은 섹터 경계(도면 평면과 현재 시트의 교차점)를 나타냅니다.

충격파의 속도는 SV의 속도보다 느리므로 역 충격파를 태양에서 멀어지는 방향으로 운반합니다. 섹터 경계 근처의 충격파는 ~1AU의 거리에서 형성됩니다. e. 여러 거리를 추적할 수 있습니다. ㅏ. e. 태양 플레어의 행성간 충격파 및 행성 주변 충격파와 같은 이러한 충격파는 입자를 가속하므로 에너지 입자의 원천입니다.

S.V. ~100AU의 거리까지 확장됩니다. 즉, 성간 매질의 압력이 역학의 균형을 이루는 곳입니다. S의 압력 캐비티는 S. in에 의해 휩쓸렸다. 행성간 환경). 확장S. V. 그 안에 얼어붙은 자석과 함께. 필드는 태양계 은하계로의 침투를 방지합니다. 공간 낮은 에너지의 광선은 우주의 변화를 가져옵니다. 고에너지 빔. 다른 별에서 발견되는 S.V.와 유사한 현상(참조. 별의 바람).

문학.: Parker E. N., 행성간 매체의 역학, O. L. Vaisberg.

물리적 백과사전. 5권으로. - M.: 소련 백과사전. 편집장 A. M. Prokhorov. 1988 .

다른 사전에 "SOLAR WIND"가 무엇인지 확인하십시오.

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태양풍(SOLAR WIND)은 하전 입자(주로 양성자와 전자)의 꾸준한 흐름으로 태양 CORONA의 고온에 의해 가속되어 입자가 태양의 중력을 극복할 수 있을 만큼 충분히 큰 속도로 가속됩니다. 태양풍이 꺾이고... 과학 및 기술 백과사전

1957년 시카고 대학의 E. Parker 교수는 "태양풍"이라고 불리는 현상을 이론적으로 예측했습니다. 이 예측이 K.I. Gringhaus 그룹에 의해 소련 우주선 "Luna-2"와 "Luna-3"에 설치된 장비의 도움으로 실험적으로 확인되기까지 2년이 걸렸습니다. 이 현상은 무엇입니까?

태양풍은 완전히 이온화된 수소 가스의 흐름으로, 일반적으로 전자와 양성자의 밀도가 거의 같기 때문에(준중성성 조건) 완전 이온화된 수소 플라즈마라고 하며, 이는 태양으로부터 가속으로 이동합니다. 지구 궤도의 영역(천문 단위 또는 태양으로부터 1AU)에서 속도는 양성자 온도 TE » 100,000 K와 약간 더 높은 전자 온도에서 평균값 VE » 400–500km/sec에 이릅니다. 여기 및 이하에서 아래 첨자 "E"는 지구의 궤도를 나타냅니다. 이러한 온도에서 1AU의 속도는 음속을 크게 초과합니다. 지구 궤도 영역에서 태양풍의 흐름은 초음속(또는 극음속)입니다. 측정된 양성자(또는 전자) 농도는 매우 낮으며 입방 센티미터당 n E » 10-20개의 입자에 달합니다. 양성자와 전자 외에, 알파 입자(양성자 농도의 몇 퍼센트 정도), 소량의 더 무거운 입자, 행성간 자기장이 행성간 공간에서 감지되었으며, 그 평균 유도는 다음과 같은 것으로 밝혀졌습니다. 몇 감마(1g = 10 –5 가우스) 정도의 지구 궤도.

정적 태양 코로나 개념의 붕괴.

꽤 오랫동안 모든 항성 대기는 정수압 평형 상태에 있다고 믿어졌습니다. 주어진 별의 중력이 압력 구배(멀리 있는 별의 대기압 변화)와 관련된 힘과 균형을 이루는 상태에서 아르 자형별의 중심에서. 수학적으로 이 평형은 상미분 방정식으로 표현됩니다.

어디 G는 중력 상수이고, 중*는 별의 질량, 피 r은 어떤 거리에서 압력과 질량 밀도입니다. 아르 자형별에서. 이상기체의 상태방정식에서 질량밀도 표현하기

아르 자형= r RT

압력과 온도를 통해 결과 방정식을 통합하면 소위 기압 공식 ( 아르 자형는 기체 상수), 일정한 온도의 특정 경우에 티형태가 있다

어디 피 0은 별 대기의 기저부 압력(at 아르 자형 = 아르 자형 0). Parker의 작업 이전에는 다른 별의 대기와 마찬가지로 태양 대기가 정수압 평형 상태에 있다고 믿었기 때문에 그 상태는 유사한 공식에 의해 결정되었습니다. S. Chapman은 태양 표면의 약 10,000K에서 태양 코로나의 1,000,000K로 급격한 온도 상승이라는 이례적이고 아직 완전히 이해되지 않은 현상을 고려하여 정적 태양 코로나 이론을 개발했습니다. 태양계를 둘러싸고 있는 국부 성간 매체로 순조롭게 전달되었습니다. 이것으로부터 S. Chapman의 아이디어에 따르면, 태양 주위를 회전하는 지구는 정적 태양 코로나에 잠겨 있습니다. 이 견해는 천체 물리학자들에 의해 오랫동안 공유되었습니다.

이러한 이미 확립된 개념에 대한 타격은 Parker가 처리했습니다. 그는 무한대에서의 압력(at 아르 자형기압 공식에서 얻은 ® Ґ)은 그 당시 지역 성간 매질에 대해 수용된 압력보다 거의 10배나 더 큽니다. 이러한 불일치를 제거하기 위해 E. Parker는 태양 코로나가 정수적 평형 상태에 있을 수 없으며 태양을 둘러싸고 있는 행성간 매질로 지속적으로 확장되어야 한다고 제안했습니다. 방사형 속도 V태양 코로나는 0이 아닙니다. 동시에, 그는 유체정역학적 평형 방정식 대신에 다음과 같은 형태의 유체역학적 운동 방정식을 사용할 것을 제안했습니다. 중 E는 태양의 질량입니다.

주어진 온도 분포에 대해 티, 태양으로부터의 거리의 함수로서, 압력에 대한 기압 공식을 사용하여 이 방정식을 풀고 다음 형식의 질량 보존 방정식

태양풍으로 해석할 수 있으며 아음속 흐름에서 전환하는 이 솔루션의 도움으로 아르 자형 r *)에서 초음속으로 아르 자형 > 아르 자형*) 압력 조정 가능 아르 자형국부적인 성간 매질의 압력과 결과적으로 자연에서 발생하는 것은 태양풍이라고 하는 이 솔루션입니다.

행성간 공간에 들어간 첫 번째 우주선에서 수행된 행성간 플라즈마 매개변수의 첫 번째 직접 측정은 초음속 태양풍의 존재에 대한 Parker의 아이디어의 정확성을 확인했으며 이미 지구 궤도의 영역에서 태양풍의 속도는 음속을 훨씬 초과합니다. 그 이후로 채프먼의 태양 대기의 정수역학적 평형에 대한 생각이 틀렸다는 것은 의심의 여지가 없으며, 태양 코로나는 초음속으로 행성간 공간으로 지속적으로 팽창하고 있습니다. 얼마 후, 천문학적 관찰은 다른 많은 별들도 태양풍과 유사한 "항성풍"을 가지고 있음을 보여주었습니다.

태양풍이 이론적으로 구형 대칭 유체 역학 모델을 기반으로 예측되었다는 사실에도 불구하고 현상 자체는 훨씬 더 복잡한 것으로 판명되었습니다.

태양풍의 움직임에 대한 실제 그림은 무엇입니까?오랫동안 태양풍은 구형 대칭으로 간주되었습니다. 태양의 위도와 경도와 무관합니다. 1990년 이전의 우주선 이후 Ulysses 우주선이 발사되었을 때 주로 황도면을 비행했으며 이러한 우주선에 대한 측정은 이 평면에서만 태양풍 매개변수의 분포를 제공했습니다. 혜성 꼬리 편향 관측을 기반으로 한 계산은 태양풍 매개변수가 태양 위도와 거의 무관한 것으로 나타났지만 혜성 관측에 기반한 이 결론은 이러한 관측을 해석하는 데 어려움이 있기 때문에 충분히 신뢰할 수 없었습니다. 태양풍 매개변수의 길이 방향 의존성은 우주선에 장착된 장비로 측정되었지만, 그럼에도 불구하고 중요하지 않았고 태양 기원의 행성간 자기장 또는 태양의 단기 비정상 과정(주로 태양 플레어)과 관련되었습니다.

황도면에서 플라즈마 및 자기장 매개변수의 측정은 다른 태양풍 매개변수와 다른 자기장 방향을 갖는 소위 섹터 구조가 행성간 공간에 존재할 수 있음을 보여주었습니다. 이러한 구조는 태양과 함께 회전하며 태양 대기에서 유사한 구조의 결과라는 것을 분명히 나타냅니다. 따라서 매개변수는 태양 경도에 따라 다릅니다. 질적으로는 4섹터 구조가 그림 1에 나와 있습니다. 하나.

동시에 지상 망원경은 태양 표면의 일반적인 자기장을 감지합니다. 평균값은 1G로 추정되지만, 흑점과 같은 개별 광구 형성에서는 자기장이 수십 배 더 클 수 있습니다. 플라스마는 전기의 좋은 전도체이기 때문에, 태양 자기장은 사구력의 출현으로 인해 어떻게든 태양풍과 상호 작용합니다. 제이 ґ 비. 이 힘은 반경 방향으로 작습니다. 그것은 실질적으로 태양풍의 방사형 성분의 분포에 영향을 미치지 않지만 방사형에 수직인 방향으로의 투영은 태양풍의 접선 속도 성분의 출현으로 이어집니다. 이 구성 요소는 방사형 구성 요소보다 거의 100배 작지만 태양에서 각운동량을 제거하는 데 중요한 역할을 합니다. 천체 물리학자들은 후자의 상황이 태양뿐만 아니라 항성풍이 발견된 다른 별들의 진화에 중요한 역할을 할 수 있다고 제안합니다. 특히 후기형 별의 급격한 각속도 감소를 설명하기 위해 주위에 형성된 행성에 회전운동량을 전달한다는 가설이 자주 거론된다. 자기장이 있는 상태에서 태양으로부터의 플라즈마 유출에 의한 태양의 각운동량 손실에 대한 고려된 메커니즘은 이 가설을 수정할 가능성을 열어줍니다.

지구의 궤도 영역뿐만 아니라 큰 태양 중심 거리 (예 : Voyager 1 및 2 및 Pioneer 10 및 11 우주선)에서 평균 자기장을 측정 한 결과 황도면에서 거의 일치하는 것으로 나타났습니다. 태양 적도의 평면, 그 크기와 방향은 공식에 의해 잘 설명됩니다

파커가 받았습니다. 아르키메데스의 소위 파커 나선을 설명하는 이 공식에서 양은 비, 비 j는 각각 자기 유도 벡터의 반경 및 방위각 성분이고, W는 태양 자전의 각속도, V는 태양풍의 방사형 구성 요소이며 인덱스 "0"은 자기장의 크기가 알려진 태양 코로나 지점을 나타냅니다.

1990년 10월 유럽 우주국(European Space Agency)이 발사한 율리시스 우주선의 궤적은 현재 황도면에 수직인 평면에서 태양을 공전하도록 계산되어 태양풍이 구형 대칭이라는 생각을 완전히 바꾸어 놓았습니다. 무화과에. 그림 2는 Ulysses 우주선에서 측정된 태양풍 양성자의 반경 방향 속도와 밀도 분포를 태양 위도의 함수로 보여줍니다.

이 그림은 태양풍 매개변수의 강한 위도 의존성을 보여줍니다. 태양풍의 속도가 증가하고 양성자의 밀도는 헬리그래픽 위도에 따라 감소하는 것으로 나타났습니다. 그리고 황도면에서 반경 방향 속도가 평균적으로 ~450km/s이고 양성자 밀도가 ~15cm-3이면 예를 들어 태양 위도 75°에서 이 값은 ~700km/ s 및 ~5 cm-3, 각각. 위도에 대한 태양풍 매개변수의 의존성은 최소 태양 활동 기간 동안 덜 두드러집니다.

태양풍의 비정상 과정.

Parker가 제안한 모델은 태양풍의 구형 대칭과 시간에 따른 매개변수의 독립성(고려 중인 현상의 정상성)을 가정합니다. 그러나 일반적으로 태양에서 일어나는 과정은 고정적이지 않고, 따라서 태양풍도 고정적이지 않다. 매개변수 변동의 특성 시간은 매우 다른 척도를 갖습니다. 특히 태양 활동의 11년 주기와 관련된 태양풍 매개변수의 변화가 있습니다. 무화과에. 그림 3은 태양풍의 평균(300일 이상) 동압(r V 2) 태양 활동의 11년 태양 주기 동안 지구 궤도 영역(1AU만큼)(그림 상단). 그림의 하단에 그림 3은 1978년부터 1991년까지 흑점 수의 변화를 보여줍니다(최대 수는 최대 태양 활동에 해당). 태양풍의 매개변수는 약 11년이라는 특징적인 시간에 따라 크게 변하는 것을 볼 수 있습니다. 동시에 Ulysses 우주선에 대한 측정은 이러한 변화가 황도면뿐만 아니라 다른 헬리그래픽 위도에서도 발생함을 보여주었습니다(극에서 태양풍의 동적 압력은 적도보다 다소 높음).

태양풍 매개변수의 변화는 훨씬 더 작은 시간 규모에서도 발생할 수 있습니다. 예를 들어, 태양의 플레어와 태양 코로나의 다른 영역에서 다른 속도의 플라스마 유출은 속도, 밀도, 압력 및 온도의 급격한 점프를 특징으로 하는 행성간 공간에서 행성간 충격파의 형성으로 이어집니다. . 질적으로 그들의 형성 메커니즘이 그림 1에 나와 있습니다. 4. 어떤 가스(예: 태양 플라즈마)의 빠른 흐름이 더 느린 흐름을 따라잡을 때 접촉하는 위치에서 가스 매개변수의 임의의 불연속성이 발생하며, 이에 따라 질량, 운동량 및 에너지 보존 법칙 만족하지 않습니다. 이러한 불연속성은 자연에 존재할 수 없으며 특히 두 개의 충격파(질량, 운동량 및 에너지 보존 법칙이 소위 휴고니오 관계로 이어짐)와 접선 불연속성(동일한 보존 법칙이 압력과 수직 속도 성분은 연속적이어야 함). 무화과에. 4 이 과정은 구형 대칭 플래시의 단순화된 형태로 표시됩니다. 순방향 충격파(정방향 충격), 접선 불연속성 및 2차 충격파(역방향 충격)로 구성된 이러한 구조는 전방 충격파가 더 큰 속도로 이동하는 방식으로 태양에서 멀어집니다. 역충격은 태양풍 속도보다 약간 느린 속도로 태양으로부터 이동하고 접선 불연속 속도는 태양풍 속도와 같습니다. 이러한 구조는 우주선에 설치된 기기에 의해 정기적으로 기록됩니다.

태양으로부터의 거리에 따른 태양풍 매개변수의 변화.

태양으로부터의 거리에 따른 태양풍의 속도 변화는 두 가지 힘, 즉 태양 중력의 힘과 압력 변화와 관련된 힘(압력 구배)에 의해 결정됩니다. 중력의 힘은 태양으로부터의 거리의 제곱에 따라 감소하기 때문에, 태양 중심 거리가 클수록 그 영향은 미미합니다. 계산에 따르면 이미 지구 궤도에서 그 영향과 압력 구배의 영향을 무시할 수 있습니다. 따라서 태양풍의 속도는 거의 일정하다고 볼 수 있습니다. 동시에 음속을 크게 초과합니다(흐름은 극초음속임). 그런 다음 위의 태양 코로나에 대한 유체 역학 방정식에서 밀도 r이 1/ 아르 자형 2. 1970년대 중반에 발사된 미국 우주선 보이저 1호와 2호, 파이오니어 10호와 11호는 현재 태양으로부터 수십 천문 단위의 거리에 위치해 있으며 태양풍의 매개변수에 대한 이러한 아이디어를 확인했습니다. 그들은 또한 행성간 자기장에 대해 이론적으로 예측된 ​​아르키메데스의 파커 나선을 확인했습니다. 그러나 태양 코로나가 팽창함에 따라 온도는 단열 냉각 법칙을 따르지 않습니다. 태양으로부터 매우 먼 거리에서는 태양풍이 가열되는 경향이 있습니다. 이러한 가열은 플라즈마 난류와 관련된 에너지 소실과 태양계를 둘러싼 성간 매질에서 태양풍으로 침투하는 중성 수소 원자의 영향의 두 가지 이유 때문일 수 있습니다. 두 번째 이유는 또한 위에서 언급한 우주선에서 발견된 큰 태양 중심 거리에서 태양풍의 감속을 유발합니다.

결론.

따라서 태양풍은 자연 공간 조건에서 플라즈마의 과정 연구와 관련된 순수한 학문적 관심 일뿐만 아니라 지구 주변에서 발생하는 과정을 연구 할 때 고려해야 할 요소입니다. , 이러한 과정은 어떤 식 으로든 우리의 삶에 영향을 미치기 때문입니다. 특히, 지구의 자기권 주위를 흐르는 고속 태양풍 흐름은 그 구조에 영향을 미치며, 태양의 비정상 과정(예: 플레어)은 무선 통신을 방해하고 지구의 웰빙에 영향을 미치는 자기 폭풍을 유발할 수 있습니다. 날씨에 민감한 사람들. 태양풍은 태양 코로나에서 발생하기 때문에 지구 궤도 영역의 특성은 실제 인간 활동에 중요한 태양-지구 관계를 연구하는 데 좋은 지표입니다. 그러나 이것은 과학 연구의 또 다른 영역으로 이 기사에서 다루지 않을 것입니다.

블라디미르 바라노프

맑은 바람.

1950년대 후반, 미국 천체물리학자 유진 파커는 태양 코로나의 가스는 높은 온도를 유지하기 때문에 태양과의 거리가 멀어질수록 지속적으로 팽창하여 태양계를 채워야 한다는 결론을 내렸습니다. 소련과 미국 우주선의 도움으로 얻은 결과는 Parker 이론의 정확성을 확인했습니다.
행성간 공간에서는 태양풍이라고 불리는 태양으로부터 지시되는 물질의 흐름이 정말로 돌진합니다. 그것은 팽창하는 태양 코로나의 연속을 나타냅니다. 그것은 주로 수소 원자(양성자)와 헬륨(알파 입자)의 핵과 전자로 구성됩니다. 태양풍의 입자는 초당 수백 킬로미터의 속도로 날아가는데, 수십 개의 천문학적 단위만큼 태양으로부터 멀어져 태양계의 행성간 매체가 희박한 성간 가스를 통과하는 곳으로 이동합니다. 그리고 바람과 함께 태양 자기장도 행성간 공간으로 옮겨집니다.

관상 구멍.
태양은 입자의 끊임없는 흐름의 근원입니다. 중성미자, 전자, 양성자, 알파 입자 및 더 무거운 원자핵은 모두 함께 태양의 미립자 복사를 구성합니다. 이 복사의 상당 부분은 태양 대기의 외부 층인 태양 코로나의 연속인 소위 태양풍이라는 플라즈마의 다소 지속적인 유출입니다. 지구 근처에서 속도는 보통 400~500km/s입니다. 하전 입자의 흐름은 코로나 구멍을 통해 태양에서 방출됩니다. 코로나 구멍은 자기장이 행성간 공간으로 열려 있는 태양 대기의 영역입니다.

자기 유도선 형태의 태양의 총 자기장은 지구의 자기장과 약간 비슷합니다. 그러나 적도 근처의 지구 자기장의 힘의 선은 닫혀 있고 지구를 향하는 하전 입자가 통과하지 못하게합니다. 반대로 태양계의 힘의 선은 적도 지역에서 열려 있고 나선처럼 구부러져 행성 간 공간으로 뻗어 있습니다. 이것은 힘의 선이 축을 중심으로 회전하는 태양과 연결된 상태로 유지된다는 사실에 의해 설명됩니다. 태양풍은 자기장과 함께 "얼어붙은" 자기장과 함께 혜성의 기체 꼬리를 형성하여 혜성을 태양으로부터 멀어지게 합니다. 도중에 지구를 만나면 태양풍은 자기권을 강하게 변형시킵니다. 그 결과 우리 행성에는 태양에서 멀어지는 긴 자기 "꼬리"가 있습니다. 지구의 자기장은 지구 위로 부는 태양 물질의 흐름에 민감하게 반응합니다.

태양의 대기는 90%가 수소입니다. 표면에서 가장 멀리 떨어져 있는 부분을 태양의 코로나라고 하며, 개기 일식 동안 명확하게 볼 수 있습니다. 코로나의 온도는 150만~200만K에 이르고 코로나의 가스는 완전히 이온화된다. 이러한 플라즈마 온도에서 양성자의 열속도는 약 100km/s이고 전자의 열속도는 초당 수천km이다. 태양 인력을 극복하려면 태양의 두 번째 공간 속도인 618km/s의 초기 속도면 충분합니다. 따라서 태양 코로나에서 우주로 플라즈마가 지속적으로 누출됩니다. 이러한 양성자와 전자의 흐름을 태양풍이라고 합니다.

태양의 인력을 극복하고 태양풍의 입자는 직선 궤도를 따라 날아갑니다. 제거된 각 입자의 속도는 거의 변하지 않지만 다를 수 있습니다. 이 속도는 주로 태양 표면의 상태, 태양의 "날씨"에 따라 다릅니다. 평균적으로 v ≈ 470km/s입니다. 태양풍은 3~4일 만에 지구까지의 거리를 이동합니다. 입자의 밀도는 태양까지의 거리의 제곱에 반비례하여 감소합니다. 지구 궤도의 반지름과 같은 거리, 1cm 3 안에 평균적으로 4개의 양성자와 4개의 전자가 있습니다.

태양풍은 우리 별인 태양의 질량을 초당 109kg 감소시킵니다. 이 숫자는 지구 규모에서 크게 보이지만 실제로는 작습니다. 태양 질량의 감소는 현재 태양의 나이인 약 50억 년보다 수천 배 더 긴 시간에 걸쳐서만 감지할 수 있습니다.

자기장과 태양풍의 상호 작용은 흥미롭고 이례적입니다. 하전 입자는 일반적으로 원 또는 나선을 따라 자기장 H에서 움직이는 것으로 알려져 있습니다. 그러나 이것은 자기장이 충분히 강할 때만 사실입니다. 보다 정확하게는 하전입자가 원 안에서 운동하기 위해서는 자기장의 에너지 밀도 H 2 /8π가 움직이는 플라즈마의 운동에너지 밀도 ρv 2 /2보다 커야 한다. 태양풍에서는 상황이 반대입니다. 자기장이 약합니다. 따라서 전하를 띤 입자는 직선으로 움직이지만 자기장은 일정하지 않지만 이 흐름에 의해 태양계 주변으로 옮겨가는 것처럼 입자의 흐름과 함께 움직입니다. 전체 행성간 공간의 자기장 방향은 태양풍 플라즈마가 방출될 당시 태양 표면의 자기장 방향과 동일하게 유지됩니다.

자기장은 원칙적으로 태양의 적도를 돌 때 방향을 4번 바꿉니다. 태양이 회전합니다. 적도의 점이 T \u003d 27일에 회전합니다. 따라서 행성간 자기장은 나선형으로 향하고(그림 참조), 이 패턴의 전체 그림은 태양 표면의 회전 후에 회전합니다. 태양의 회전 각도는 φ = 2π/T로 변경됩니다. 태양으로부터의 거리는 태양풍의 속도에 따라 증가합니다: r = vt. 따라서 그림의 나선 방정식. 형식: φ = 2πr/vT. 지구 궤도의 거리(r = 1.5 × 10 11 m)에서 반경 벡터에 대한 자기장의 경사각은 쉽게 확인할 수 있듯이 50°입니다. 평균적으로 이 각도는 우주선으로 측정되지만 지구와 아주 가깝지는 않습니다. 그러나 행성 근처에서는 자기장이 다르게 배열됩니다(자기권 참조).

일기 예보에서 아나운서의 말을 들었다고 상상해보십시오. 이와 관련하여 라디오, 이동 통신 및 인터넷 작동이 중단 될 수 있습니다. 미국의 우주 임무가 연기되었습니다. 러시아 북부에는 강렬한 오로라가 예상된다…


당신은 놀랄 것입니다 : 무슨 말도 안되는 소리, 바람이 그것과 무슨 상관이 있습니까? 그러나 사실은 예측의 시작을 놓쳤다는 것입니다. “어젯밤에 태양 플레어가 있었습니다. 강력한 태양풍의 흐름이 지구를 향해 움직이고 있습니다…."

보통의 바람은 공기 입자(산소, 질소 및 기타 가스 분자)의 움직임입니다. 입자의 흐름도 태양에서 돌진합니다. 태양풍이라고 합니다. 수백 가지의 번거로운 공식, 계산 및 뜨거운 과학적 논쟁을 탐구하지 않으면 일반적으로 그림이 다음과 같이 나타납니다.

열핵 반응이 우리의 발광체 내부에서 일어나고 있으며 이 거대한 가스 덩어리를 가열하고 있습니다. 외층의 온도 - 태양 코로나는 백만도에 이릅니다. 이것은 원자가 충돌할 때 서로를 산산이 부서지는 속도로 움직이게 합니다. 가열된 가스는 팽창하여 더 큰 부피를 차지하는 경향이 있는 것으로 알려져 있습니다. 비슷한 일이 여기에서 일어나고 있습니다. 수소, 헬륨, 규소, 황, 철 및 기타 물질의 입자가 모든 방향으로 흩어집니다.

그들은 점점 더 빨라지고 있으며 약 6일 만에 지구와 가까운 국경에 도달합니다. 태양이 잔잔하더라도 태양풍의 속도는 초당 최대 450km에 이릅니다. 글쎄, 태양 플레어가 입자의 거대한 불 같은 거품을 분출할 때, 그 속도는 초당 1200킬로미터에 달할 수 있습니다! 그리고 당신은 그것을 상쾌한 "산풍"이라고 부를 수 없습니다 - 약 200,000도.

사람이 태양풍을 느낄 수 있습니까?

실제로, 뜨거운 입자의 흐름이 끊임없이 돌진하고 있기 때문에 그것이 우리를 "불어오는" 느낌이 들지 않는 이유는 무엇입니까? 입자가 너무 작아서 피부가 촉감을 느끼지 못한다고 가정합니다. 하지만 지상파 기기에도 감지되지 않는다. 왜요?

지구는 자기장에 의해 태양 소용돌이로부터 보호되기 때문입니다. 입자의 흐름은 말 그대로 그 주위를 흐르고 더 돌진합니다. 태양열 방출이 특히 강한 날에만 우리의 자기 차폐가 어렵습니다. 태양 허리케인이 그것을 뚫고 상층 대기로 폭발합니다. 외계인 입자는 . 자기장이 급격히 변형되고 예측가들은 "자기 폭풍"에 대해 이야기합니다.


그들 때문에 우주 위성은 통제 불능 상태가 됩니다. 레이더 화면에서 비행기가 사라집니다. 전파가 간섭을 받고 통신이 두절됩니다. 그런 날에는 위성 접시가 꺼지고 비행이 취소되며 우주선과의 "통신"이 중단됩니다. 전기 네트워크, 철도 레일, 파이프라인에서 전류가 갑자기 생성됩니다. 이로부터 신호등이 스스로 바뀌고 가스 파이프 라인이 녹슬고 분리 된 전기 제품이 타 버립니다. 또한 수천 명의 사람들이 불편함과 불편함을 느낍니다.

태양풍의 우주 효과는 태양의 플레어 동안 감지될 수 있을 뿐만 아니라 약하기는 하지만 지속적으로 불고 있습니다.

혜성의 꼬리가 태양에 접근함에 따라 자랍니다. 그것은 혜성의 핵을 형성하는 얼어붙은 가스를 증발시킵니다. 그리고 태양풍은 항상 태양과 반대 방향으로 향하는 기둥의 형태로 이러한 가스를 운반합니다. 그래서 지상의 바람은 굴뚝에서 연기를 바꾸어 어떤 형태로든 만듭니다.

활동이 증가하는 수년 동안, 은하계 우주선에 대한 지구의 노출은 급격히 감소합니다. 태양풍은 단순히 행성계의 변두리까지 쓸어버릴 정도로 강해지고 있습니다.

자기장이 완전히 없는 것은 아니지만(예: 화성) 자기장이 매우 약한 행성이 있습니다. 여기에서 태양풍이 배회하는 것을 막는 것은 없습니다. 과학자들은 수억 년 동안 화성에서 대기를 거의 "폭파"한 사람이 바로 그 사람이라고 믿습니다. 이 때문에 주황색 행성은 땀과 물, 그리고 아마도 살아있는 유기체를 잃었습니다.

태양풍은 어디에서 가라 앉습니까?

아직 정확한 답은 아무도 모릅니다. 입자는 지구 부근으로 날아가 속도를 높입니다. 그러다 서서히 떨어지지만 바람이 태양계의 가장 먼 구석까지 닿는 것 같다. 어딘가에서 그것은 약해지고 희박한 성간 물질에 의해 감속됩니다.

지금까지 천문학자들은 이것이 얼마나 멀리 일어나는지 정확히 말할 수 없습니다. 답을 얻으려면 태양에서 점점 더 멀리 날아가는 입자를 더 이상 만나지 않을 때까지 잡아야 합니다. 그건 그렇고, 이것이 일어날 한계는 태양계의 경계라고 볼 수 있습니다.


태양풍 트랩에는 우리 행성에서 주기적으로 발사되는 우주선이 장착되어 있습니다. 2016년에는 태양풍의 흐름을 동영상으로 촬영했습니다. 그가 우리의 오랜 친구인 지구의 바람과 같은 기상 예보의 친숙한 "캐릭터"가 되지 않을지 누가 ​​알겠습니까?