Príspevok na tému slnečný vietor. Zobrazovanie slnečného vetra v reálnom čase (online)

Konštantný radiálny tok slnečnej plazmy. koróna v medziplanetárnej produkcii. Tok energie prichádzajúci z vnútra Slnka ohrieva korónovú plazmu na 1,5-2 miliónov K. Konštantná. zahrievanie nie je vyvážené stratou energie v dôsledku žiarenia, pretože koróna je malá. Nadbytočná energia znamená. stupňa odnášajú S. ch-ts storočia. (= 1027-1029 erg/s). Korunka teda nie je hydrostatická. rovnováha, neustále sa rozširuje. Podľa zloženia S. storočia. sa nelíši od plazmy koróny (S. storočie obsahuje hl. arr. protóny, el-ny, niektoré jadrá hélia, ióny kyslíka, kremík, síru, železo). Na základni koróny (10 tisíc km od fotosféry Slnka) majú ch-ts radiál rádovo stoviek m/s, vo vzdialenosti niekoľkých. slnko polomeroch dosahuje rýchlosť zvuku v plazme (100 -150 km/s), v blízkosti obežnej dráhy Zeme je rýchlosť protónov 300-750 km/s, a ich priestory. - od viacerých. ch-c do viacerých. desiatky ch-c v 1 cm3. S pomocou medziplanetárneho priestoru. stanice zistili, že až po dráhu Saturna hustota toku ch-c S. v. klesá podľa zákona (r0 / r) 2, kde r je vzdialenosť od Slnka, r0 je počiatočná úroveň. C. v. nesie so sebou slučky siločiar slnka. magn. polia, to-raž tvoria medziplanetárne magn. ... Kombinácia radiálneho pohybu h-c S. storočia. s rotáciou Slnka dáva týmto čiaram tvar špirál. Veľkorozmerná stavba magn. pole v blízkosti Slnka má podobu sektorov, v ktorých pole smeruje od Slnka alebo k nemu. Veľkosť dutiny obsadenej polovodičom nie je presne známa (jej polomer zjavne nie je menší ako 100 AU). Na hraniciach tejto dutiny, dynamické. C. v. musí byť vyvážený tlakom medzihviezdneho plynu, galakt. magn. polia a galaktické. kozmu. lúče. V blízkosti Zeme zrážka prúdu ch-c S. stor. s geomagn. pole generuje stacionárnu rázovú vlnu pred zemskou magnetosférou (zo strany Slnka, obr.).

C. v. ako obteká magnetosféru a obmedzuje jej dĺžku v aleji. Zmeny intenzity slnečnej energie spojené so slnečnými erupciami, yavl. hlavný príčina rozhorčenia geomagn. polia a magnetosféry (magnetické búrky).

Pre Slnko stráca zo severu. = 2X10-14 časť jeho hmotnosti Msol. Je prirodzené predpokladať, že odtok is-va, podobne ako v S. storočí, existuje aj pre iné hviezdy (""). Intenzívna by mala byť najmä u masívnych hviezd (s hmotnosťou = niekoľko desatinných miest Msunov) a s vysokou povrchovou teplotou (= 30-50 tisíc K) a u hviezd s rozšírenou atmosférou (červení obri), keďže v r. Častice silne vyvinutej hviezdnej koróny majú dostatočne vysokú energiu, aby prekonali príťažlivosť hviezdy, a v druhom prípade je parabolická nízka. rýchlosť (rýchlosť úniku; (pozri VESMÍRNA RÝCHLOSŤ)). Prostriedky. strata hmotnosti hviezdnym vetrom (= 10-6 Msoln / rok a viac) môže výrazne ovplyvniť vývoj hviezd. Hviezdny vietor zase vytvára „bubliny“ horúceho plynu v medzihviezdnom médiu – zdroje röntgenového žiarenia. žiarenia.

Fyzický encyklopedický slovník. - M .: Sovietska encyklopédia. . 1983 .

SLNEČNÝ VIETOR - nepretržité prúdenie plazmy slnečného pôvodu Slnko) do medziplanetárneho priestoru. Pri vysokých teplotách pax, ktoré existujú v slnečnej koróne (1,5 * 10 9 K), tlak nadložných vrstiev nedokáže vyrovnať tlak plynu v korónovej hmote a koróna expanduje.

Prvý dôkaz o existencii pošt. plazmové toky zo Slnka získal L. Birma (L. Biermann) v 50. rokoch 20. storočia. o analýze síl pôsobiacich na plazmové chvosty komét. V roku 1957 Y. Parker (E. Parker), ktorý analyzoval podmienky rovnováhy látky koróny, ukázal, že koróna nemôže byť v hydrostatických podmienkach. St Charakteristika S.. sú uvedené v tabuľke. 1. Prúdy S. v. možno rozdeliť do dvoch tried: pomalé - s rýchlosťou 300 km / s a ​​rýchle - s rýchlosťou 600 - 700 km / s. Rýchle prúdy vychádzajúce z oblastí slnečnej koróny, kde je štruktúra magn. pole je blízko radiálnemu. koronálne diery. Pomalé streamspp. v. zjavne spojené s oblasťami koruny, v ktorých je prostriedok, Tab. jeden. - Priemerná charakteristika slnečného vetra na obežnej dráhe Zeme

Tab. 2.- Relatívne chemické zloženie slnečného vetra

Okrem hlavného. zložky S.v. - protóny a elektróny, v jeho zložení sa nachádzajú aj -častice, teplota iónov S. storočia. umožňujú určiť elektronickú teplotu slnečnej koróny.

V S. v. existujú dekomp. typy vĺn: Langmuir, píšťalky, iónový zvuk, plazmové vlny). Niektoré z vĺn typu Alfvén sú generované na Slnku, niektoré sú excitované v medziplanetárnom prostredí. Generovanie vĺn vyhladzuje odchýlky f-tionov distribúcie častíc od Maxwellianu a v spojení s účinkom magn. polia naplazma vedie k tomu, že S. stor. sa správa ako spojité médium. Vlny typu Alfven hrajú dôležitú úlohu pri akcelerácii malých C komponentov.

Ryža. 1. Mohutný slnečný vietor. Vodorovná os je pomer hmotnosti častice k jej náboju, zvislá os je počet častíc zaregistrovaných v energetickom okne zariadenia počas 10 s. Čísla so znamienkom „+“ označujú náboj iónu.

C. potok. je nadzvukový vo vzťahu k rýchlostiam týchto typov vĺn, to-raž poskytuje ef. prenos energie do S. storočia. (Alfvén, zvuk a). Alfven a zvuk Machovo číslo C. v. 7. Pri obtekaní S. prekážkami schopnými ho efektívne vychýliť (magnetické polia Merkúra, Zeme, Jupitera, Saturnu alebo vodivé ionosféry Venuše a zrejme aj Marsu), vzniká oddelená rázová vlna. vlny, ktoré mu umožňujú obtekať prekážku. Navyše v S. storočí. vzniká dutina - magnetosféra (vnútorná alebo indukovaná), tvar a veľkosť rezu určuje tlaková rovnováha magnetu. polia planéty a tlaku prúdiaceho prúdu plazmy (viď. Magnetosféra Zeme, Magnetosféra planét). V prípade S. interakcie storočia. pri nevodivom telese (napr. Mesiac), rázová vlna nevzniká. Prúd plazmy je absorbovaný povrchom a za telom vzniká dutina, ktorá sa postupne napĺňa plazmou. v.

Stacionárny proces odtoku korónovej plazmy je superponovaný nestacionárnymi procesmi spojenými s svetlice na slnku. Pri silných vzplanutiach je hmota vyvrhovaná zo dna. oblastí koróny do medziplanetárneho prostredia. magnetické variácie).

Ryža. 2. Šírenie medziplanetárnych rázových vĺn a vyvrhnutie zo slnečnej erupcie. Šípky ukazujú smer pohybu plazmy slnečného vetra,

Ryža. 3. Typy riešení rovnice expanzie koróny. Rýchlosť a vzdialenosť sú normalizované na kritickú rýchlosť v k a kritickú vzdialenosť R k. Riešenie 2 zodpovedá slnečnému vetru.

Rozpínanie slnečnej koróny je opísané sústavou rovníc pre zachovanie hmoty, v k) pri určitej kritickej hodnote. vzdialenosť R k a následná expanzia nadzvukovou rýchlosťou. Toto riešenie dáva mizivo malú hodnotu tlaku v nekonečne, čo umožňuje jeho porovnanie s nízkym tlakom medzihviezdneho média. Ihrisko tohto typu pomenoval J. Parker S. v. , kde m je hmotnosť protónu, je adiabatický exponent a je hmotnosť Slnka. Na obr. 4 ukazuje zmenu rýchlosti expanzie oproti heliocentrickej. tepelná vodivosť, viskozita,

Ryža. 4. Profily rýchlosti slnečného vetra pre izotermický model koróny pri rôznych hodnotách koronálnej teploty.

C. v. poskytuje základné odtok tepelnej energie koróny, keďže prestup tepla do chromosféry, el.-magn. koróna a elektronická tepelná vodivosťpp. v. nedostatočné na stanovenie tepelnej rovnováhy koruny. Elektronická tepelná vodivosť poskytuje pomalý pokles teploty S. in. so vzdialenosťou. svietivosť slnka.

C. v. nesie so sebou do medziplanetárneho prostredia koronálne magn. lúka. Siločiary tohto poľa zamrznuté v plazme tvoria medziplanetárny magn. poľa (MMF).Aj keď intenzita MMF je nízka a jeho energetická hustota je asi 1% kinetickej hustoty. energie S. in., hrá dôležitú úlohu v termodynamike spp. v. a v dynamike interakcií S.. s telesami Slnečnej sústavy, ako aj prúdmi S. v. medzi sebou. Kombinácia expanzie S.. s rotáciou slnka vedie k tomu, že magn. siločiary zamrznuté v S. storočí majú tvar, B R a azimutálne zložky magn. polia sa menia rôzne so vzdialenosťou blízko roviny ekliptiky:

kde je ang. rýchlosť rotácie slnka, a - zložka radiálnej rýchlosti storočia, index 0 zodpovedá počiatočnej úrovni. Vo vzdialenosti obežnej dráhy Zeme uhol medzi smerom magn. polia a R asi 45°. Na veľkom A magn.

Ryža. 5. Tvar siločiary medziplanetárneho magnetického poľa je uhlová rýchlosť rotácie Slnka a je radiálna zložka rýchlosti plazmy, R je heliocentrická vzdialenosť.

S. storočia, vznikajúce nad oblasťami Slnka s rozkladom. orientácia magn. polia, rýchlosť, temp-pa, koncentrácia častíc atď.) aj v porov. prirodzená zmena prierezu každého sektora, ktorá je spojená s existenciou rýchleho toku S. v rámci sektora. Hranice sektorov sa zvyčajne nachádzajú v rámci pomalého toku S. to. Najčastejšie sa so Slnkom otáčajú 2 alebo 4 sektory. Táto štruktúra, ktorá vznikla počas S. ťahania storočia. veľkoplošný magn. polia koróny, možno pozorovať pre niekoľko. otáčky slnka. Sektorová štruktúra MMF je dôsledkom existencie aktuálneho listu (TC) v medziplanetárnom prostredí, ktorý rotuje so Slnkom. TC vytvára skok v magn. polia -radiálne IMF majú rôzne znaky na rôznych stranách vozidla. Tento TS, ktorý predpovedal H. Alfven (N. Alfven), prechádza cez tie časti slnečnej koróny, ktoré sú spojené s aktívnymi oblasťami na Slnku a oddeľuje naznačené oblasti rozkladom. znaky radiálnej zložky slnečného magn. poliach. TS sa nachádza približne v rovine slnečného rovníka a má zloženú štruktúru. Rotácia Slnka vedie k stáčaniu TS záhybov do špirály (obr. 6). V blízkosti roviny ekliptiky sa pozorovateľ ukáže byť vyšší alebo nižší ako TS, vďaka čomu sa ocitne v sektoroch s rôznymi znakmi radiálnej zložky MMF.

Blízko Slnka v severnom storočí. existujú pozdĺžne a pozdĺžne gradienty rýchlosti bezkolíznych rázových vĺn (obr. 7). Najprv sa vytvorí rázová vlna, ktorá sa šíri smerom dopredu od hranice sektorov (priama rázová vlna) a následne sa vytvorí spätná rázová vlna šíriaca sa k Slnku.

Ryža. 6. Tvar heliosférickej prúdovej dosky. Jeho priesečník s rovinou ekliptiky (naklonenej k rovníku Slnka pod uhlom ~ 7°) dáva pozorovanú sektorovú štruktúru medziplanetárneho magnetického poľa.

Ryža. 7. Štruktúra sektora medziplanetárneho magnetického poľa. Krátke šípky ukazujú smer slnečného vetra, čiary so šípkami - magnetické siločiary, čiarkovaná čiara - hranice sektorov (priesečník roviny obrázku s aktuálnym listom).

Keďže rýchlosť rázovej vlny je menšia ako rýchlosť slnečného vetra, spätná rázová vlna je unášaná v smere od Slnka. Rázové vlny v blízkosti hraníc sektorov sa tvoria vo vzdialenosti ~ 1 AU. a možno ich vysledovať na vzdialenosti niekoľkých. a. e) Tieto rázové vlny, ako aj medziplanetárne rázové vlny zo slnečných erupcií a blízkoplanetárne rázové vlny urýchľujú častice a sú teda zdrojom energetických častíc.

C. v. siaha do vzdialenosti ~ 100 AU. e., kde tlak medzihviezdneho média vyrovnáva dynamiku. S. tlak v. Dutina vymetená S. storočím. medziplanetárne prostredie). Rozšírenie S. v. spolu s horčíkom zamrazeným do nej. pole bráni galaktickému prenikaniu do slnečnej sústavy. kozmu. lúčov nízkych energií a vedie k zmenám vo vesmíre. lúče vysokých energií. Fenomén podobný S. storočia bol nájdený aj u niektorých iných hviezd (pozri. hviezdny vietor).

Svieti .: Parker E. N., Dynamika v medziplanetárnom médiu, O. L. Vaisberg.

Fyzická encyklopédia. V 5 zväzkoch. - M .: Sovietska encyklopédia. Hlavný redaktor A.M. Prochorov. 1988 .

Pozrite sa, čo je „SUNNY WIND“ v iných slovníkoch:

SOLAR WIND, prúd plazmy slnečnej koróny, ktorý napĺňa Slnečnú sústavu až do vzdialenosti 100 astronomických jednotiek od Slnka, kde tlak medzihviezdneho média vyrovnáva dynamický tlak prúdenia. Hlavným zložením sú protóny, elektróny, jadrá ... Moderná encyklopédia

SOLAR WIND, stály prúd nabitých častíc (hlavne protónov a elektrónov), urýchľovaný vysokou teplotou slnečnej KORUNY na dostatočne vysokú rýchlosť, aby častice prekonali gravitáciu Slnka. Slnečný vietor sa odkláňa... Vedecko-technický encyklopedický slovník

V roku 1957 profesor Chicagskej univerzity E. Parker teoreticky predpovedal jav, ktorý dostal názov „slnečný vietor“. Trvalo dva roky, kým bola táto predpoveď experimentálne potvrdená pomocou prístrojov inštalovaných na sovietskych kozmických lodiach "Luna-2" a "Luna-3" skupinou KI Gringauza. Čo je to za fenomén?

Slnečný vietor je prúd plne ionizovaného vodíkového plynu, zvyčajne nazývaného plne ionizovaná vodíková plazma v dôsledku približne rovnakej hustoty elektrónov a protónov (podmienka kvázi-neutrality), ktorý sa zrýchľuje smerom od Slnka. V oblasti obežnej dráhy Zeme (v jednej astronomickej jednotke alebo vo vzdialenosti 1 AU od Slnka) jej rýchlosť dosahuje priemernú hodnotu VE "400-500 km/s pri protónovej teplote TE" 100 000 K a mierne vyššej elektrónovej teplote (index „E“ tu a ďalej označuje obežnú dráhu Zeme). Pri takýchto teplotách je rýchlosť výrazne vyššia ako rýchlosť zvuku o 1 AU, t.j. tok slnečného vetra v oblasti obežnej dráhy Zeme je nadzvukový (alebo nadzvukový). Nameraná koncentrácia protónov (alebo elektrónov) je pomerne malá a predstavuje n E »10–20 častíc na centimeter kubický. Okrem protónov a elektrónov, alfa častice (rádovo niekoľko percent koncentrácie protónov), malý počet ťažších častíc, ako aj medziplanetárne magnetické pole, ktorého priemerná indukcia sa ukázala byť v zemskom orbita rádovo niekoľkých gama (1g = 10 –5 gauss).

Kolaps koncepcie statickej slnečnej koróny.

Pomerne dlho sa verilo, že všetky hviezdne atmosféry sú v stave hydrostatickej rovnováhy, t.j. v stave, keď je sila gravitačnej príťažlivosti danej hviezdy vyvážená silou spojenou s tlakovým gradientom (zmena tlaku v atmosfére hviezdy na diaľku r od stredu hviezdy. Matematicky je táto rovnováha vyjadrená vo forme obyčajnej diferenciálnej rovnice,

kde G- gravitačná konštanta, M* - hmotnosť hviezdy, p a r - tlak a hustota hmotnosti v určitej vzdialenosti r od hviezdy. Vyjadrenie hmotnostnej hustoty zo stavovej rovnice pre ideálny plyn

R= r RT

tlakom a teplotou a integrovaním výslednej rovnice dostaneme takzvaný barometrický vzorec ( R- plynová konštanta), čo je v konkrétnom prípade konštantná teplota T má formu

kde p 0 - predstavuje tlak v základni atmosféry hviezdy (at r = r 0). Keďže pred Parkerovou prácou sa verilo, že slnečná atmosféra, podobne ako atmosféry iných hviezd, je v stave hydrostatickej rovnováhy, jej stav sa určoval podobnými vzorcami. S prihliadnutím na nezvyčajný a ešte nie celkom pochopený jav prudkého zvýšenia teploty z asi 10 000 K na povrchu Slnka na 1 000 000 K v slnečnej koróne vypracoval S. Chapman teóriu statickej slnečnej koróny, o ktorej sa predpokladalo, že k plynulému prechodu do miestneho medzihviezdneho prostredia obklopujúceho slnečnú sústavu. Z toho vyplynulo, že podľa predstáv S. Chapmana je Zem, ktorá sa točí okolo Slnka, ponorená do statickej slnečnej koróny. Tento názor už dlho zdieľajú astrofyzici.

Tieto zavedené predstavy boli zasiahnuté Parkerom. Upozornil na skutočnosť, že tlak v nekonečne (at r® Ґ), ktorý sa získa z barometrického vzorca, je takmer 10-krát vyšší ako tlak, ktorý bol v tom čase akceptovaný pre miestne medzihviezdne médium. Na odstránenie tohto rozporu E. Parker navrhol, že slnečná koróna nemôže byť v hydrostatickej rovnováhe, ale musí sa neustále rozširovať do medziplanetárneho prostredia obklopujúceho Slnko, t.j. radiálna rýchlosť V slnečná koróna nie je nulová. Zároveň namiesto rovnice hydrostatickej rovnováhy navrhol použiť hydrodynamickú pohybovú rovnicu formy, kde M E je hmotnosť Slnka.

Pri danom rozložení teplôt T, ako funkcia vzdialenosti od Slnka, riešenie tejto rovnice pomocou barometrického vzorca pre tlak a rovnice zachovania hmoty v tvare

možno interpretovať ako slnečný vietor a to je pomocou tohto riešenia s prechodom z podzvukového prúdenia (pri r r *) na nadzvukový (at r > r*) tlak je možné prispôsobiť R s tlakom v miestnom medzihviezdnom médiu, a preto práve toto rozhodnutie, nazývané slnečný vietor, sa uskutočňuje v prírode.

Prvé priame merania parametrov medziplanetárnej plazmy, ktoré sa uskutočnili na prvej kozmickej lodi, ktorá vstúpila do medziplanetárneho priestoru, potvrdili správnosť Parkerovej myšlienky o prítomnosti nadzvukového slnečného vetra a ukázalo sa, že už v regióne obežnej dráhy Zeme je rýchlosť slnečného vetra oveľa vyššia ako rýchlosť zvuku. Odvtedy niet pochýb o tom, že Chapmanova predstava o hydrostatickej rovnováhe slnečnej atmosféry je mylná a slnečná koróna sa neustále rozširuje nadzvukovou rýchlosťou do medziplanetárneho priestoru. O niečo neskôr astronomické pozorovania ukázali, že aj mnohé ďalšie hviezdy majú „hviezdne vetry“ podobné slnečnému vetru.

Napriek tomu, že slnečný vietor bol predpovedaný teoreticky na základe sféricky symetrického hydrodynamického modelu, samotný jav sa ukázal byť oveľa komplikovanejší.

Aký je skutočný obraz pohybu slnečného vetra? Slnečný vietor sa dlho považoval za sféricky symetrický, t.j. nezávislé od slnečnej šírky a dĺžky. Keďže kozmická loď až do roku 1990, keď bola vypustená kozmická loď Ulysses, letela hlavne v rovine ekliptiky, merania na takejto kozmickej lodi poskytli rozloženie parametrov slnečného vetra iba v tejto rovine. Výpočty založené na pozorovaniach odchýlky chvostov komét naznačovali približnú nezávislosť parametrov slnečného vetra od slnečnej šírky, avšak tento záver založený na pozorovaniach komét nebol dostatočne spoľahlivý kvôli ťažkostiam pri interpretácii týchto pozorovaní. Pozdĺžna závislosť parametrov slnečného vetra bola síce meraná prístrojmi inštalovanými na kozmických lodiach, no napriek tomu bola buď nevýznamná a súvisela s medziplanetárnym magnetickým poľom slnečného pôvodu, alebo s krátkodobými nestacionárnymi procesmi na Slnku (hlavne so slnečnými erupciami ).

Merania parametrov plazmy a magnetického poľa v rovine ekliptiky ukázali, že v medziplanetárnom priestore môžu existovať takzvané sektorové štruktúry s rôznymi parametrami slnečného vetra a rôznymi smermi magnetického poľa. Takéto štruktúry rotujú so Slnkom a jasne naznačujú, že sú dôsledkom podobnej štruktúry v slnečnej atmosfére, ktorej parametre teda závisia od slnečnej dĺžky. Štvorsektorová štruktúra je kvalitatívne znázornená na obr. jeden.

V tomto prípade pozemné teleskopy detegujú všeobecné magnetické pole na povrchu Slnka. Jeho priemerná hodnota sa odhaduje na 1 G, aj keď v niektorých fotosférických útvaroch, napríklad v slnečných škvrnách, môže byť magnetické pole rádovo väčšie. Keďže plazma je dobrým vodičom elektriny, slnečné magnetické polia tak či onak interagujú so slnečným vetrom v dôsledku objavenia sa poneromotorickej sily. j ґ B... Táto sila je malá v radiálnom smere, t.j. prakticky neovplyvňuje rozloženie radiálnej zložky slnečného vetra, avšak jej priemet do smeru kolmého na radiálny smer vedie k vzniku tangenciálnej zložky rýchlosti v slnečnom vetre. Hoci je táto zložka takmer o dva rády menšia ako radiálna, zohráva zásadnú úlohu pri odstraňovaní momentu hybnosti zo Slnka. Astrofyzici naznačujú, že posledná uvedená okolnosť môže hrať významnú úlohu vo vývoji nielen Slnka, ale aj iných hviezd, v ktorých bol zistený hviezdny vietor. Najmä na vysvetlenie prudkého poklesu uhlovej rýchlosti hviezd neskorého spektrálneho typu sa často používa hypotéza ich prenosu rotačného momentu na planéty, ktoré sa okolo nich tvoria. Uvažovaný mechanizmus straty momentu hybnosti Slnka odtokom plazmy z neho v prítomnosti magnetického poľa otvára možnosť revízie tejto hypotézy.

Merania priemerného magnetického poľa nielen v oblasti obežnej dráhy Zeme, ale aj vo veľkých heliocentrických vzdialenostiach (napríklad na sondách Voyager 1 a 2 a Pioneer 10 a 11) ukázali, že v rovine ekliptiky, ktorá sa takmer zhoduje s rovinou slnečného rovníka, jeho veľkosť a smer sú dobre opísané vzorcami

získal Parker. V týchto vzorcoch popisujúcich takzvanú Parker Archimedovu špirálu sú veličiny B r, B j sú radiálne a azimutálne zložky vektora magnetickej indukcie, W je uhlová rýchlosť rotácie Slnka, V- radiálna zložka slnečného vetra, index "0" sa vzťahuje na bod slnečnej koróny, v ktorom je známa veľkosť magnetického poľa.

Štart Európskou vesmírnou agentúrou v októbri 1990 kozmickej lode Ulysses, ktorej dráha bola vypočítaná tak, že v súčasnosti obieha okolo Slnka v rovine kolmej na rovinu ekliptiky, úplne zmenil predstavu, že slnečný vietor je sféricky symetrické. Na obr. Obrázok 2 ukazuje rozloženie radiálnej rýchlosti a hustoty protónov slnečného vetra ako funkciu slnečnej šírky, merané na kozmickej lodi Ulysses.

Tento obrázok ukazuje silnú zemepisnú závislosť parametrov slnečného vetra. Ukázalo sa, že rýchlosť slnečného vetra sa zvyšuje a hustota protónov klesá s heliografickou zemepisnou šírkou. A ak v rovine ekliptiky je radiálna rýchlosť v priemere ~ 450 km / s a ​​hustota protónov je ~ 15 cm -3, potom napríklad pri 75 ° slnečnej šírky sú tieto hodnoty ~ 700 km / s a ~ 5 cm –3, v tomto poradí. Závislosť parametrov slnečného vetra od zemepisnej šírky je menej výrazná v obdobiach minimálnej slnečnej aktivity.

Nestacionárne procesy v slnečnom vetre.

Parkerom navrhovaný model predpokladá sférickú symetriu slnečného vetra a nezávislosť jeho parametrov od času (stacionárnosť uvažovaného javu). Avšak procesy prebiehajúce na Slnku vo všeobecnosti nie sú stacionárne, a preto nie je stacionárny ani slnečný vietor. Charakteristické časy variácií parametrov majú veľmi rozdielne stupnice. Ide najmä o zmeny parametrov slnečného vetra spojené s 11-ročným cyklom slnečnej aktivity. Na obr. 3 ukazuje priemerný (viac ako 300 dní) dynamický tlak slnečného vetra (r V 2) v oblasti obežnej dráhy Zeme (o 1 AU) počas jedného 11-ročného slnečného cyklu slnečnej aktivity (horná časť obrázku). V spodnej časti Obr. 3 je znázornená zmena počtu slnečných škvŕn od roku 1978 do roku 1991 (maximálny počet zodpovedá maximálnej slnečnej aktivite). Je možné vidieť, že parametre slnečného vetra sa výrazne menia počas charakteristického času približne 11 rokov. Merania na sonde Ulysses zároveň ukázali, že k takýmto zmenám dochádza nielen v rovine ekliptiky, ale aj v iných heliografických šírkach (na póloch je dynamický tlak slnečného vetra o niečo vyšší ako na rovníku).

Zmeny parametrov slnečného vetra môžu nastať v oveľa menších časových mierkach. Napríklad slnečné erupcie a rôzne rýchlosti odtoku plazmy z rôznych oblastí slnečnej koróny vedú v medziplanetárnom priestore k vzniku medziplanetárnych rázových vĺn, ktoré sa vyznačujú prudkým skokom v rýchlosti, hustote, tlaku a teplote. Mechanizmus ich vzniku je kvalitatívne znázornený na obr. 4. Keď rýchly tok akéhokoľvek plynu (napríklad slnečnej plazmy) dobieha pomalší, tak v mieste ich dotyku vzniká ľubovoľná diskontinuita parametrov plynu, na ktorej platia zákony zachovania hmotnosti, hybnosti a energie. nie sú spokojní. Takáto diskontinuita v prírode nemôže existovať a rozpadá sa najmä na dve rázové vlny (na ktorých zákony zachovania hmoty, hybnosti a energie vedú k tzv. Hugoniotovým vzťahom) a tangenciálnu diskontinuitu (rovnaké zákony zachovania vedú k tzv. na skutočnosť, že tlak a normálová zložka rýchlosti musia byť spojité). Na obr. 4 je tento proces znázornený v zjednodušenej forme sféricky symetrického vzplanutia. Tu je potrebné poznamenať, že takéto štruktúry pozostávajúce z dopredného rázu, tangenciálnej diskontinuity a druhej rázovej vlny (reverzný ráz) sa pohybujú od Slnka takým spôsobom, že ráz sa pohybuje vpred rýchlosťou väčšou ako je rýchlosť slnečný vietor sa spätný ráz pohybuje od Slnka rýchlosťou o niečo menšou ako rýchlosť slnečného vetra a rýchlosť tangenciálnej diskontinuity sa rovná rýchlosti slnečného vetra. Takéto štruktúry pravidelne zaznamenávajú prístroje inštalované na kozmickej lodi.

Zmeny parametrov slnečného vetra so vzdialenosťou od Slnka.

Zmenu rýchlosti slnečného vetra so vzdialenosťou od Slnka určujú dve sily: sila slnečnej gravitácie a sila spojená so zmenou tlaku (tlakový gradient). Keďže gravitačná sila klesá s druhou mocninou vzdialenosti od Slnka, jej vplyv je pri veľkých heliocentrických vzdialenostiach nevýznamný. Výpočty ukazujú, že už na obežnej dráhe Zeme možno jej vplyv, ako aj vplyv tlakového gradientu zanedbať. V dôsledku toho možno rýchlosť slnečného vetra považovať za takmer konštantnú. Navyše výrazne prevyšuje rýchlosť zvuku (hypersonické prúdenie). Z vyššie uvedenej hydrodynamickej rovnice pre slnečnú korónu potom vyplýva, že hustota r klesá ako 1 / r 2. Tieto predstavy o parametroch slnečného vetra potvrdili americké sondy Voyager 1 a 2, Pioneer 10 a 11, ktoré odštartovali v polovici 70. rokov a dnes sa nachádzajú vo vzdialenosti niekoľkých desiatok astronomických jednotiek od Slnka. Potvrdili tiež teoreticky predpovedanú Parker Archimedovu špirálu pre medziplanetárne magnetické pole. Teplota sa však neriadi zákonom adiabatického ochladzovania, keď sa slnečná koróna rozpína. Vo veľmi veľkých vzdialenostiach od Slnka má slnečný vietor dokonca tendenciu sa ohrievať. Toto zahrievanie môže byť spôsobené dvoma dôvodmi: disipáciou energie spojenou s turbulenciou plazmy a vplyvom neutrálnych atómov vodíka prenikajúcich do slnečného vetra z medzihviezdneho prostredia obklopujúceho slnečnú sústavu. Druhý dôvod tiež vedie k určitému spomaleniu slnečného vetra vo veľkých heliocentrických vzdialenostiach, ktoré nájdeme na spomínanej kozmickej lodi.

Záver.

Slnečný vietor je teda fyzikálny jav, ktorý nie je len čisto akademickým záujmom spojeným so štúdiom procesov v plazme v prirodzených podmienkach kozmického priestoru, ale aj faktorom, ktorý treba brať do úvahy pri štúdiu procesov prebiehajúcich v v blízkosti Zeme, keďže tieto procesy v tej či onej miere ovplyvňujú náš život. Najmä vysokorýchlostné prúdy slnečného vetra prúdiace okolo magnetosféry Zeme ovplyvňujú jej štruktúru a nestacionárne procesy na Slnku (napríklad erupcie) môžu viesť k magnetickým búrkam, ktoré narúšajú rádiovú komunikáciu a ovplyvňujú studňu. byť meteosenzitívnymi ľuďmi. Keďže slnečný vietor pochádza zo slnečnej koróny, jeho vlastnosti v oblasti obežnej dráhy Zeme sú dobrým ukazovateľom pre štúdium slnečno-pozemských vzťahov dôležitých pre praktickú činnosť človeka. Toto je však už ďalšia oblasť vedeckého výskumu, ktorej sa v tomto článku nebudeme dotýkať.

Vladimír Baranov

Slnečný vietor.

Americký astrofyzik Eugene Parker prišiel koncom 50. rokov 20. storočia k záveru, že keďže plyn v slnečnej koróne má vysokú teplotu, ktorá pretrváva so vzdialenosťou od Slnka, musí sa neustále rozširovať a napĺňať slnečnú sústavu. Výsledky získané pomocou sovietskych a amerických kozmických lodí potvrdili správnosť Parkerovej teórie.
V medziplanetárnom priestore sa skutočne rúti prúd hmoty smerovaný zo Slnka, nazývaný slnečný vietor. Je to pokračovanie rozpínajúcej sa slnečnej koróny; skladá sa najmä z jadier atómov vodíka (protónov) a hélia (častice alfa), ako aj elektrónov. Častice slnečného vetra lietajú rýchlosťou niekoľko stoviek kilometrov za sekundu a vzďaľujú sa od Slnka o mnoho desiatok astronomických jednotiek – až tam, kde sa medziplanetárne médium slnečnej sústavy premieňa na riedky medzihviezdny plyn. A spolu s vetrom sa slnečné magnetické polia prenášajú do medziplanetárneho priestoru.

Koronálna diera.
Slnko je zdrojom neustáleho prúdu častíc. Neutrína, elektróny, protóny, častice alfa, ako aj ťažšie atómové jadrá, to všetko spolu tvorí korpuskulárne žiarenie Slnka. Významnú časť tohto žiarenia tvorí viac-menej nepretržitý odtok plazmy, takzvaný slnečný vietor, ktorý je pokračovaním vonkajších vrstiev slnečnej atmosféry – slnečnej koróny. V blízkosti Zeme je jeho rýchlosť zvyčajne 400 - 500 km / s. Prúd nabitých častíc je vyvrhnutý zo Slnka cez koronálne diery - oblasti v atmosfére Slnka s magnetickým poľom otvoreným do medziplanetárneho priestoru.

Všeobecné magnetické pole Slnka v tvare čiar magnetickej indukcie je trochu podobné pozemskému. Ale siločiary zemského poľa v blízkosti rovníka sú uzavreté a neprenášajú nabité častice smerujúce k Zemi. Naopak, siločiary slnečného poľa sú v rovníkovej oblasti otvorené a siahajú do medziplanetárneho priestoru a ohýbajú sa ako špirály. Vysvetlí sa to tým, že siločiary zostávajú spojené so Slnkom, ktoré sa otáča okolo svojej osi. Slnečný vietor spolu s magnetickým poľom v ňom „zamrznutým“ tvorí plynové chvosty komét, ktoré ich nasmerujú preč od Slnka. Slnečný vietor, ktorý sa na svojej ceste stretne so Zemou, silne deformuje jej magnetosféru, v dôsledku čoho má naša planéta dlhý magnetický „chvost“ nasmerovaný tiež zo Slnka. Magnetické pole Zeme je citlivé na prúdenie slnečnej hmoty.

Atmosféru Slnka tvorí z 90 % vodík. Jeho najvzdialenejšia časť od povrchu sa nazýva slnečná koróna a je dobre viditeľná pri úplných zatmeniach Slnka. Teplota koróny dosahuje 1,5-2 miliónov K a korónový plyn je plne ionizovaný. Pri takejto teplote plazmy je tepelná rýchlosť protónov rádovo 100 km / s a ​​elektrónov - niekoľko tisíc kilometrov za sekundu. Na prekonanie slnečnej príťažlivosti stačí počiatočná rýchlosť 618 km/s, druhá kozmická rýchlosť Slnka. Preto dochádza k neustálemu úniku plazmy zo slnečnej koróny do vesmíru. Tento tok protónov a elektrónov sa nazýva slnečný vietor.

Po prekonaní príťažlivosti Slnka letia častice slnečného vetra pozdĺž priamych trajektórií. Rýchlosť každej častice sa s odstránením takmer nemení, ale môže byť iná. Táto rýchlosť závisí najmä od stavu slnečného povrchu, od „počasia“ na Slnku. V priemere sa rovná v ≈ 470 km/s. Slnečný vietor prekoná vzdialenosť k Zemi za 3-4 dni. V tomto prípade hustota častíc v ňom klesá nepriamo úmerne so štvorcom vzdialenosti k Slnku. Vo vzdialenosti rovnajúcej sa polomeru zemskej obežnej dráhy sa v 1 cm 3 nachádzajú v priemere 4 protóny a 4 elektróny.

Slnečný vietor znižuje hmotnosť našej hviezdy - Slnka - o 10 9 kg za sekundu. Aj keď sa toto číslo v pozemskom meradle zdá veľké, v skutočnosti je malé: úbytok slnečnej hmoty možno pozorovať iba tisíckrát dlhší ako súčasný vek Slnka, ktorý je približne 5 miliárd rokov.

Interakcia slnečného vetra s magnetickým poľom je zaujímavá a nezvyčajná. Je známe, že nabité častice sa zvyčajne pohybujú v magnetickom poli H pozdĺž kruhu alebo pozdĺž špirálových čiar. To však platí len vtedy, keď je magnetické pole dostatočne silné. Presnejšie povedané, pre pohyb nabitých častíc po kruhu musí byť hustota energie magnetického poľa H 2 / 8π väčšia ako hustota kinetickej energie pohybujúcej sa plazmy ρv 2/2. Pri slnečnom vetre je situácia opačná: magnetické pole je slabé. Preto sa nabité častice pohybujú v priamych líniách a magnetické pole nie je konštantné, pohybuje sa s prúdom častíc, akoby ho tento prúd unášal na perifériu slnečnej sústavy. Smer magnetického poľa v celom medziplanetárnom priestore zostáva rovnaký, ako bol na povrchu Slnka v čase výstupu plazmy slnečného vetra.

Magnetické pole pri chôdzi pozdĺž rovníka Slnka spravidla 4-krát mení svoj smer. Slnko sa otáča: body na rovníku dokončia revolúciu za T = 27 dní. Preto je medziplanetárne magnetické pole nasmerované pozdĺž špirál (pozri obr.), A celý obrázok tohto obrázku sa otáča po rotácii slnečného povrchu. Uhol rotácie Slnka sa mení ako φ = 2π / T. Vzdialenosť od Slnka sa zväčšuje s rýchlosťou slnečného vetra: r = vt. Preto rovnica špirál na obr. má tvar: φ = 2πr / vT. Vo vzdialenosti zemskej obežnej dráhy (r = 1,5 10 11 m) je uhol sklonu magnetického poľa k vektoru polomeru, ako je ľahké skontrolovať, 50 °. V priemere takýto uhol meria kozmická loď, ale nie veľmi blízko Zeme. V blízkosti planét je magnetické pole usporiadané inak (pozri Magnetosféra).

Predstavte si, že v predpovedi počasia počujete slová hlásateľa: „Zajtra vietor dramaticky zosilnie. V tejto súvislosti sú možné prerušenia prevádzky rádia, mobilnej komunikácie a internetu. Vesmírna misia v Spojených štátoch bola odložená. Intenzívne polárne žiary sa očakávajú na severe Ruska ... “.


Budete prekvapení: aký nezmysel, čo s tým má vietor? A faktom je, že si zmeškal začiatok predpovede: „Minulú noc sa na Slnku blýskalo. Silný prúd slnečného vetra sa pohybuje na Zemi ... “.

Obyčajný vietor je pohyb častíc vzduchu (molekuly kyslíka, dusíka a iných plynov). Prúd častíc sa rúti aj zo Slnka. Hovorí sa tomu slnečný vietor. Ak sa neponárate do stoviek ťažkopádnych vzorcov, výpočtov a vášnivých vedeckých sporov, potom sa obraz vo všeobecnosti zdá byť takýto.

Vo vnútri nášho svietidla prebiehajú termonukleárne reakcie, ktoré zohrievajú túto obrovskú guľu plynov. Teplota vonkajšej vrstvy – slnečnej koróny – dosahuje milión stupňov. To spôsobí, že sa atómy pohybujú takou rýchlosťou, že keď sa zrazia, navzájom sa rozbijú na kúsky. Je známe, že zohriaty plyn má tendenciu expandovať a zaberať väčší objem. Niečo podobné sa deje aj tu. Častice vodíka, hélia, kremíka, síry, železa a iných látok sa rozptyľujú všetkými smermi.

Naberajú stále väčšiu rýchlosť a približne za šesť dní dosahujú blízkozemské hranice. Aj keby bolo slnko pokojné, rýchlosť slnečného vetra tu dosahuje 450 kilometrov za sekundu. No, keď slnečná erupcia vybuchne obrovskú ohnivú bublinu častíc, ich rýchlosť môže dosiahnuť 1200 kilometrov za sekundu! A nedá sa to nazvať osviežujúcim „vánkom“ – asi 200 tisíc stupňov.

Cíti človek slnečný vietor?

Vskutku, keďže prúd horúcich častíc sa neustále rúti, prečo necítime, ako na nás „fúka“? Povedzme, že čiastočky sú také malé, že pokožka necíti ich dotyk. Ale nevšímajú si ich ani pozemné zariadenia. prečo?

Pretože Zem je chránená pred slnečnými vírmi svojim magnetickým poľom. Prúd častíc ho akoby obteká a ženie sa ďalej. Iba v dňoch, keď sú slnečné emisie obzvlášť silné, má náš magnetický štít ťažké časy. Prefúkne sa cez ňu slnečný hurikán a prenikne do vyšších vrstiev atmosféry. Privolajú cudzie častice. Magnetické pole je prudko deformované, prognostici hovoria o „magnetických búrkach“.


Kvôli nim sa vesmírne satelity vymknú kontrole. Lietadlá zmiznú z radarových obrazoviek. Rádiové vlny sú rušené a komunikácia je narušená. V takýchto dňoch sú satelitné antény vypnuté, lety zrušené, „komunikácia“ s kozmickou loďou je prerušená. V elektrických sieťach, železničných koľajniciach, potrubiach sa náhle vytvorí elektrický prúd. Z toho sa samy od seba prepínajú semafory, hrdzavejú plynovody, horia odpojené elektrospotrebiče. Navyše tisíce ľudí cítia nepohodlie a neduhy.

Kozmické účinky slnečného vetra možno zistiť nielen počas slnečných erupcií: je síce slabší, ale fúka neustále.

Už dlho sa zistilo, že chvost kométy rastie, keď sa blíži k Slnku. Spôsobuje odparovanie zmrznutých plynov, ktoré tvoria jadro komety. A slnečný vietor nesie tieto plyny vo forme oblaku, ktorý je vždy nasmerovaný opačným smerom ako Slnko. Takže zemský vietor rozvinie dym z komína a dá mu tú či onú podobu.

V rokoch zvýšenej aktivity vystavenie Zeme galaktickému kozmickému žiareniu prudko klesá. Slnečný vietor naberá na takej sile, že ich jednoducho zmetie na okraj planetárneho systému.

Existujú planéty, v ktorých je magnetické pole veľmi slabé, alebo dokonca úplne chýba (napríklad na Marse). Tu slnečnému vetru nič nebráni v chôdzi. Vedci sa domnievajú, že to bol práve on, kto na stovky miliónov rokov takmer „vyfúkol“ jeho atmosféru z Marsu. Oranžová planéta kvôli tomu prišla o pot a vodu a možno aj o živé organizmy.

Kde ustupuje slnečný vietor?

Presnú odpoveď zatiaľ nikto nevie. Častice lietajú do blízkosti Zeme a naberajú rýchlosť. Potom postupne klesá, no zdá sa, že vietor siaha až do najvzdialenejších kútov slnečnej sústavy. Niekde tam slabne a je brzdený riedkou medzihviezdnou hmotou.

Astronómovia zatiaľ nevedia presne povedať, ako ďaleko to zachádza. Ak chcete odpovedať, musíte zachytiť častice, ktoré lietajú stále ďalej a ďalej od Slnka, kým sa už nestretnú. Mimochodom, za hranicu, kde sa to deje, možno považovať hranicu slnečnej sústavy.


Kozmické lode, ktoré sa pravidelne spúšťajú z našej planéty, sú vybavené pascami na slnečný vietor. V roku 2016 boli prúdy slnečného vetra zachytené na video. Ktovie, či sa nestane rovnakou známou „postavou“ správ o počasí ako náš starý priateľ – pozemský vietor?