Koju brzinu Sunčev vetar dostiže u blizini Zemlje? Šta je solarni vetar? Utjecaj solarnog vjetra

Zamislite da ste čuli riječi spikera vremenske prognoze: „Sutra će vjetar naglo pojačati. S tim u vezi, mogući su prekidi u radu radija, mobilnih komunikacija i interneta. Američka svemirska misija je odgođena. Na sjeveru Rusije se očekuju intenzivne aurore...”


Iznenadićete se: kakve gluposti, kakve veze vetar ima sa tim? Ali činjenica je da ste propustili početak prognoze: „Jučer uveče bila je baklja na Suncu. Snažan tok solarnog vjetra kreće se prema Zemlji...”

Obični vjetar je kretanje čestica zraka (molekula kisika, dušika i drugih plinova). Potok čestica takođe juri sa Sunca. Zove se solarni vetar. Ako se ne udubite u stotine glomaznih formula, proračuna i žestokih naučnih rasprava, onda, općenito, slika izgleda ovako.

Unutar naše zvijezde se odvijaju termonuklearne reakcije, zagrijavajući ovu ogromnu kuglu plinova. Temperatura spoljašnjeg sloja, solarne korone, dostiže milion stepeni. To uzrokuje da se atomi kreću tako brzo da se, kada se sudare, razbijaju na komade. Poznato je da zagrijani plin ima tendenciju širenja i zauzima veći volumen. Nešto slično se dešava i ovdje. Čestice vodonika, helijuma, silicijuma, sumpora, gvožđa i drugih supstanci raspršuju se u svim pravcima.

Postižu sve veću brzinu i dostižu granice blizu Zemlje za oko šest dana. Čak i kada bi sunce bilo mirno, brzina sunčevog vjetra ovdje doseže 450 kilometara u sekundi. Pa, kada solarna baklja izbaci ogroman vatreni balon čestica, njihova brzina može dostići 1200 kilometara u sekundi! A "povjetarac" se ne može nazvati osvježavajućim - oko 200 hiljada stepeni.

Može li čovjek osjetiti sunčev vjetar?

Zaista, pošto mlaz vrućih čestica neprestano juri, zašto ne osjetimo kako nas „duva“? Recimo da su čestice toliko male da koža ne osjeća njihov dodir. Ali ih ne primjećuju ni zemaljski instrumenti. Zašto?

Zato što je Zemlja zaštićena od sunčevih vrtloga svojim magnetnim poljem. Čini se da tok čestica teče oko njega i juri dalje. Samo u danima kada su sunčeve emisije posebno moćne, naš magnetni štit teško prolazi. Sunčev uragan se probija kroz njega i izbija u gornju atmosferu. Vanzemaljske čestice uzrokuju . Magnetno polje je naglo deformisano, meteorolozi govore o "magnetnim olujama".


Zbog njih svemirski sateliti izmiču kontroli. Avioni nestaju sa radarskih ekrana. Radio talasi su ometani i komunikacija je poremećena. U takvim danima, satelitske antene se isključuju, letovi se otkazuju, a "komunikacija" sa svemirskim letjelicama je prekinuta. Električna struja se iznenada pojavljuje u električnim mrežama, željezničkim šinama i cjevovodima. Kao rezultat toga, semafori se sami uključuju, plinovodi hrđaju, a isključeni električni uređaji izgaraju. Osim toga, hiljade ljudi osjeća nelagodu i bolest.

Kosmički efekti solarnog vjetra mogu se otkriti ne samo tokom sunčevih baklji: iako je slabiji, on stalno puše.

Odavno je zapaženo da rep komete raste kako se približava Suncu. To uzrokuje isparavanje smrznutih plinova koji formiraju jezgro komete. A solarni vetar nosi ove gasove u obliku perjanice, uvek usmerene u pravcu suprotnom od Sunca. Ovako zemaljski vjetar okreće dim iz dimnjaka i daje mu ovaj ili onaj oblik.

Tokom godina povećane aktivnosti, izloženost Zemlje galaktičkim kosmičkim zracima naglo opada. Sunčev vetar dobija toliku snagu da ih jednostavno nosi na periferiju planetarnog sistema.

Postoje planete koje imaju vrlo slabo magnetsko polje, ili ga uopće nemaju (na primjer, na Marsu). Ništa ne sprečava solarni vetar da podivlja ovde. Naučnici veruju da je upravo on, tokom stotina miliona godina, zamalo "izduvao" njegovu atmosferu sa Marsa. Zbog toga je narandžasta planeta izgubila znoj i vodu, a možda i žive organizme.

Gdje solarni vjetar umire?

Još niko ne zna tačan odgovor. Čestice lete na periferiju Zemlje, dobijajući brzinu. Zatim postepeno opada, ali se čini da vjetar dopire do najudaljenijih kutova Sunčevog sistema. Tamo negdje slabi i usporava ga razrijeđena međuzvjezdana materija.

Za sada, astronomi ne mogu tačno reći na kojoj udaljenosti se to dešava. Da biste odgovorili, morate uhvatiti čestice koje lete sve dalje i dalje od Sunca dok ne prestanu da nailaze. Inače, granica na kojoj se to dešava može se smatrati granicom Sunčevog sistema.


Svemirske letjelice koje se povremeno lansiraju sa naše planete opremljene su zamkama solarnog vjetra. 2016. godine, tokovi solarnog vjetra su snimljeni na video. Ko zna neće li postati poznat „lik“ u vremenskim izvještajima kao naš stari prijatelj – zemaljski vjetar?

Konstantan radijalni tok solarne plazme. krune u međuplanetarnoj proizvodnji. Tok energije koja dolazi iz dubina Sunca zagrijava koronsku plazmu na 1,5-2 miliona K. DC. grijanje nije uravnoteženo gubitkom energije zbog zračenja, budući da je korona mala. Višak energije znači. stepeni su poneti S. veka. (=1027-1029 erg/s). Kruna, dakle, nije u hidrostatičkom položaju. ravnoteže, neprekidno se širi. Po sastavu S. vijeka. ne razlikuje se od koronske plazme (solarna plazma sadrži uglavnom protone, elektrone, neke jezgre helijuma, kiseonik, silicijum, sumpor i ione gvožđa). U podnožju korone (10 hiljada km od fotosfere Sunca), čestice imaju radijalni radijal reda stotine m/s, na udaljenosti od nekoliko. solarno radijusa dostiže brzinu zvuka u plazmi (100 -150 km/s), u blizini Zemljine orbite brzina protona je 300-750 km/s, a njihovih prostora. - od nekoliko h-ts na nekoliko desetine ppm u 1 cm3. Uz pomoć međuplanetarnog prostora. stanicama, ustanovljeno je da je do orbite Saturna gustina protoka h-c S. v. opada prema zakonu (r0/r)2, gdje je r udaljenost od Sunca, r0 je početni nivo. S.v. nosi sa sobom petlje solarnih vodova. mag. polja, koja formiraju međuplanetarno magnetno polje. . Kombinacija radijalnog kretanja h-c S. v. rotacijom Sunca daje ovim linijama oblik spirale. Velika struktura mag. Polja u blizini Sunca imaju oblik sektora, u kojima je polje usmjereno od Sunca ili prema njemu. Veličina šupljine koju zauzima S. v. nije precizno poznata (njen radijus očigledno nije manji od 100 AJ). Na granicama ove šupljine postoji dinamika S.v. mora biti uravnotežen pritiskom međuzvjezdanog gasa, galaktičkog. mag. polja i galaksije prostor zraci. U blizini Zemlje došlo je do sudara toka h-c S. v. sa geomagnetnim polje generiše stacionarni udarni talas ispred Zemljine magnetosfere (sa strane Sunca, sl.).

S.v. teče oko magnetosfere, takoreći, ograničavajući njen opseg u prostoru. Promjene u solarnom intenzitetu povezane sa solarnim bakljama, pojavama. osnovni uzrok geomagnetnih poremećaja. polja i magnetosfere (magnetne oluje).

Iza Sunca gubi sa sjevera. =2X10-14 dio njegove mase Msol. Prirodno je pretpostaviti da odliv materije, sličan S.E., postoji i kod drugih zvijezda (""). Posebno bi trebao biti intenzivan kod masivnih zvijezda (sa masom = nekoliko desetina Msolna) i sa visokim površinskim temperaturama (= 30-50 hiljada K) i u zvijezdama sa proširenom atmosferom (crveni divovi), jer u prvom slučaju čestice visoko razvijene zvjezdane korone imaju dovoljno veliku energiju da savladaju gravitaciju zvijezde, au drugom je parabolička energija niska. brzina (brzina bijega; (vidi BRZINE SVEMIRA)). Sredstva. Gubici mase sa zvjezdanim vjetrom (= 10-6 Msol/god i više) mogu značajno utjecati na evoluciju zvijezda. Zauzvrat, zvjezdani vjetar stvara "mjehuriće" vrućeg plina u međuzvjezdanom mediju - izvore X-zraka. radijacije.

Fizički enciklopedijski rječnik. - M.: Sovjetska enciklopedija. . 1983 .

SOLARNI VJETAR - kontinuirano strujanje plazme solarnog porijekla, Sunca) u međuplanetarni prostor. Na visokim temperaturama, koje postoje u solarnoj koroni (1,5 * 10 9 K), pritisak gornjih slojeva ne može uravnotežiti pritisak gasa koronske supstance i korona se širi.

Prvi dokaz postojanja pošte. tokove plazme sa Sunca dobio je L. L. Biermann 1950-ih. o analizi sila koje djeluju na repove plazme kometa. Ju Parker (E. Parker) je 1957. godine, analizirajući uslove ravnoteže materije korone, pokazao da korona ne može biti u hidrostatičkim uslovima. sri karakteristike S. v. date su u tabeli. 1. S. tokovi. mogu se podijeliti u dvije klase: spori - brzinom od 300 km/s i brzi - brzinom od 600-700 km/s. Brzi tokovi dolaze iz područja solarne korone, gdje je struktura magnetnog polja. polja su blizu radijalnih. koronalne rupe. Slow streamspp. V. očigledno su povezani sa područjima krune, u kojima se, dakle, nalazi Table 1. - Prosječne karakteristike solarnog vjetra u Zemljinoj orbiti

Table 2.- Relativni hemijski sastav solarnog vetra

Pored glavnog komponente solarne vode - protoni i elektroni, u njenom sastavu su nađene i čestice.Mjerenja jonizacije. temperatura jona S. v. omogućavaju određivanje elektronske temperature solarne korone.

U N. vijeku. uočavaju se razlike. vrste talasa: Langmuir, zviždači, jonsko-akustični, talasi u plazmi). Neki od talasa Alfvenovog tipa nastaju na Suncu, a neki se pobuđuju u međuplanetarnom mediju. Generisanje talasa izglađuje odstupanja funkcije raspodele čestica od Maksvelove i, u kombinaciji sa uticajem magnetizma. polja u plazmu dovodi do činjenice da S. v. ponaša se kao kontinuirani medij. Talasi Alfvenovog tipa igraju veliku ulogu u ubrzanju malih komponenti S.

Rice. 1. Ogroman solarni vjetar. Duž horizontalne ose je omjer mase čestice i njenog naboja, a duž vertikalne ose je broj čestica registrovanih u energetskom prozoru uređaja za 10 s. Brojevi sa znakom “+” označavaju naboj jona.

Stream N. in. je nadzvučan u odnosu na brzine onih tipova talasa koji daju eff. prenos energije u S. vek. (Alfven, zvuk). Alfven i zvuk Mahov broj C. V. 7. Kada teče oko sjeverne strane. prepreke koje su u stanju da ga efikasno odbiju (magnetna polja Merkura, Zemlje, Jupitera, Saturna ili provodne jonosfere Venere i, očigledno, Marsa), formira se odlazeći pramčani udarni talas. talasa, što mu omogućava da teče oko prepreke. U isto vreme, u severnom veku. formira se šupljina - magnetosfera (bilo vlastita ili inducirana), oblik i dimenzije oblika određuju se ravnotežom magnetnog pritiska. polja planete i pritisak struje plazme (vidi. Magnetosfera Zemlje, Magnetosfere planeta). U slučaju interakcije sa S. v. sa neprovodnim tijelom (na primjer, Mjesec), udarni val ne nastaje. Protok plazme apsorbira površina, a iza tijela se formira šupljina koja se postepeno puni plazmom C. V.

Stacionarni proces istjecanja koronske plazme superponiran je nestacionarnim procesima povezanim s baklje na Suncu. Prilikom jakih baklji, tvari se oslobađaju sa dna. regiona korone u međuplanetarni medij. Magnetske varijacije).

Rice. 2. Širenje međuplanetarnog udarnog talasa i izbacivanje solarne baklje. Strelice pokazuju smjer kretanja plazme solarnog vjetra,

Rice. 3. Vrste rješenja jednadžbe širenja korone. Brzina i udaljenost su normalizirani na kritičnu brzinu vk i kritičnu udaljenost Rk. Rješenje 2 odgovara solarnom vjetru.

Širenje solarne korone je opisano sistemom jednačina očuvanja mase, v k) u nekoj kritičnoj tački. udaljenost R do i naknadno širenje nadzvučnom brzinom. Ovo rješenje daje nestajuću malu vrijednost pritiska u beskonačnosti, što ga čini mogućim pomiriti sa niskim pritiskom međuzvjezdanog medija. Ovu vrstu toka Yu Parker je nazvao S. , gdje je m masa protona, adijabatski eksponent i masa Sunca. Na sl. Slika 4 prikazuje promjenu brzine ekspanzije od heliocentrične. toplotna provodljivost, viskozitet,

Rice. 4. Profili brzine solarnog vjetra za model izotermne korone pri različitim vrijednostima koronalne temperature.

S.v. pruža osnovne odliv toplotne energije iz korone, pošto prenos toplote u hromosferu, el.-mag. korone i elektronska toplotna provodljivost pp. V. nisu dovoljni za uspostavljanje toplotne ravnoteže korone. Elektronska toplotna provodljivost osigurava sporo smanjenje temperature okoline. sa udaljenosti. sjajnost Sunca.

S.v. nosi koronalno magnetno polje sa sobom u međuplanetarni medij. polje. Linije sile ovog polja zamrznute u plazmi formiraju međuplanetarno magnetsko polje. polje (IMF).Iako je intenzitet MMF-a nizak i njegova gustina energije iznosi oko 1% kinetičke gustine. energije sunčeve energije, igra važnu ulogu u termodinamici. V. i u dinamici interakcija S. v. sa telima Sunčevog sistema, kao i tokovima severa. između sebe. Kombinacija ekspanzije S. veka. sa rotacijom Sunca dovodi do toga da mag. linije sile zamrznute na severu veka imaju oblik B R i azimutalne magnetne komponente. polja se različito mijenjaju s rastojanjem blizu ravni ekliptike:

gdje je ang. brzina rotacije Sunca, i - radijalna komponenta brzineC. c., indeks 0 odgovara početnom nivou. Na udaljenosti Zemljine orbite, kut između magnetskog smjera. polja i R oko 45°. Na velikom L magnetnom.

Rice. 5. Oblik međuplanetarne linije magnetnog polja - ugaona brzina rotacije Sunca i - radijalna komponenta brzine plazme, R - heliocentrična udaljenost.

S. v., koji nastaju nad područjima Sunca sa različitim. magnetna orijentacija polja, brzina, temp-pa, koncentracija čestica, itd.) također u cf. mijenjaju se prirodno u poprečnom presjeku svakog sektora, što je povezano sa postojanjem brzog protoka solarne vode unutar sektora. Granice sektora se obično nalaze unutar sporog toka sjevernog vijeka. Najčešće se posmatraju 2 ili 4 sektora koji se rotiraju sa Suncem. Ova struktura, nastala kada se S. izvuče. large-scalemagn. korona polja, mogu se posmatrati za nekoliko. revolucija Sunca. Sektorska struktura MMF-a posljedica je postojanja strujnog sloja (CS) u međuplanetarnom mediju, koji rotira zajedno sa Suncem. TS stvara magnetni udar. polja - radijalni IMF imaju različite znakove na različitim stranama vozila. Ovaj TC, koji je predvidio H. Alfven, prolazi kroz one dijelove solarne korone koji su povezani s aktivnim regijama na Suncu i odvaja ove regije od različitih. znakovi radijalne komponente solarnog magneta. polja. TS se nalazi približno u ravni solarnog ekvatora i ima presavijenu strukturu. Rotacija Sunca dovodi do uvrtanja nabora TC u spiralu (slika 6). Nalazeći se u blizini ravni ekliptike, posmatrač se nalazi ili iznad ili ispod TS, zbog čega pada u sektore sa različitim predznacima radijalne komponente MMF-a.

Blizu Sunca na sjeveru. postoje uzdužni i latitudinalni gradijenti brzine udarnih talasa bez sudara (slika 7). Prvo se formira udarni val koji se širi naprijed od granice sektora (direktni udarni val), a zatim se formira obrnuti udarni val koji se širi prema Suncu.

Rice. 6. Oblik heliosferskog strujnog sloja. Njegov presek sa ravninom ekliptike (nagnut prema solarnom ekvatoru pod uglom od ~7°) daje posmatranu sektorsku strukturu međuplanetarnog magnetnog polja.

Rice. 7. Struktura sektora međuplanetarnog magnetnog polja. Kratke strelice pokazuju smjer sunčevog vjetra, strelice pokazuju linije magnetskog polja, isprekidane linije označavaju granice sektora (presjek ravnine crteža sa trenutnim slojem).

Budući da je brzina udarnog vala manja od brzine sunčevog vjetra, on nosi obrnuti udarni val u smjeru od Sunca. Udarni talasi u blizini granica sektora se formiraju na udaljenosti od ~1 AJ. e. i može se pratiti na udaljenosti od nekoliko. A. e. Ovi udarni talasi, kao i interplanetarni udarni talasi od solarnih baklji i cirkumplanetarni udarni talasi, ubrzavaju čestice i stoga su izvor energetskih čestica.

S.v. proteže se na udaljenosti od ~100 AJ. e., gdje pritisak međuzvjezdanog medija balansira dinamiku. krvni pritisak Šupljina koju je očistio S. v. Međuplanetarno okruženje). ExpandingS. V. zajedno sa magnetom zamrznutim u njemu. polje sprečava prodor galaktičkih čestica u Sunčev sistem. prostor zraka niske energije i dovodi do kosmičkih varijacija. visokoenergetski zraci. Fenomen sličan S.V. otkriven je kod nekih drugih zvijezda (vidi. Zvezdani vetar).

Lit.: Parker E.N., Dinamika u međuplanetarnom mediju, O.L. Weisberg.

Fizička enciklopedija. U 5 tomova. - M.: Sovjetska enciklopedija. Glavni i odgovorni urednik A. M. Prokhorov. 1988 .

Pogledajte šta je "SOLARNI VJETAR" u drugim rječnicima:

SOLARNI VJETAR, struja plazme iz solarne korone koja ispunjava Sunčev sistem do udaljenosti od 100 astronomskih jedinica od Sunca, gdje pritisak međuzvjezdanog medija balansira dinamički pritisak struje. Glavni sastav su protoni, elektroni, jezgra... Moderna enciklopedija

SOLARNI VJETAR, stalan tok nabijenih čestica (uglavnom protona i elektrona) ubrzanih toplinom solarne KORONE do brzina koje su dovoljno velike da čestice savladaju gravitaciju Sunca. Sunčev vetar odbija... Naučno-tehnički enciklopedijski rečnik

Postoji stalan tok čestica izbačenih iz gornje atmosfere Sunca. Vidimo dokaze solarnog vjetra svuda oko nas. Snažne geomagnetne oluje mogu oštetiti satelite i električne sisteme na Zemlji i uzrokovati prekrasne aurore. Možda najbolji dokaz za to su dugi repovi kometa kada prolaze blizu Sunca.

Čestice prašine sa komete odbijaju se vetrom i odnose sa Sunca, zbog čega su repovi kometa uvek usmereni dalje od naše zvezde.

Sunčev vjetar: porijeklo, karakteristike

Dolazi iz gornje atmosfere Sunca, koja se zove korona. U ovom području temperatura je veća od 1 milion Kelvina, a čestice imaju energetski naboj veći od 1 keV. Zapravo postoje dvije vrste solarnog vjetra: spor i brz. Ova razlika se može vidjeti kod kometa. Ako pažljivo pogledate sliku komete, vidjet ćete da često imaju dva repa. Jedan od njih je ravan, a drugi je više zakrivljen.

Brzina solarnog vjetra online blizu Zemlje, podaci za posljednja 3 dana

Brzi solarni vetar

Kreće se brzinom od 750 km/s, a astronomi vjeruju da potiče iz koronalnih rupa - područja gdje linije magnetnog polja probijaju put do površine Sunca.

Sporo solarni vetar

Ima brzinu od oko 400 km/s, a dolazi iz ekvatorijalnog pojasa naše zvijezde. Zračenje do Zemlje stiže, zavisno od brzine, od nekoliko sati do 2-3 dana.

Godine 1957. profesor sa Univerziteta u Čikagu E. Parker teoretski je predvidio fenomen koji je nazvan „sunčev vetar“. Trebale su dvije godine da ovo predviđanje bude eksperimentalno potvrđeno pomoću instrumenata koje je grupa K.I. Gringauza instalirala na sovjetske svemirske letjelice Luna-2 i Luna-3. Šta je ovaj fenomen?

Sunčev vjetar je struja potpuno joniziranog vodikovog plina, koji se obično naziva potpuno jonizirana vodikova plazma zbog približno jednake gustine elektrona i protona (uvjet kvazineutralnosti), koji se ubrzava dalje od Sunca. U području Zemljine orbite (na jednoj astronomskoj jedinici ili 1 AJ od Sunca), njena brzina dostiže prosječnu vrijednost V E » 400–500 km/sec pri temperaturi protona T E » 100 000 K i nešto višoj temperaturi elektrona ( indeks “E” ovdje i u daljem tekstu se odnosi na Zemljinu orbitu). Na takvim temperaturama brzina je znatno veća od brzine zvuka za 1 AJ, tj. Protok solarnog vjetra u području Zemljine orbite je nadzvučan (ili hipersoničan). Izmjerena koncentracija protona (ili elektrona) je prilično mala i iznosi n E » 10–20 čestica po kubnom centimetru. Osim protona i elektrona, u međuplanetarnom prostoru otkrivene su alfa čestice (reda nekoliko posto koncentracije protona), mala količina težih čestica, kao i međuplanetarno magnetno polje, čija se prosječna vrijednost indukcije pokazala biti reda veličine nekoliko gama u Zemljinoj orbiti (1g = 10 –5 gausa).

Kolaps ideje statične solarne korone.

Dosta dugo se vjerovalo da su sve zvjezdane atmosfere u stanju hidrostatičke ravnoteže, tj. u stanju u kojem je sila gravitacionog privlačenja date zvijezde uravnotežena sa silom povezanom s gradijentom tlaka (promjena tlaka u atmosferi zvijezde na udaljenosti r od centra zvezde. Matematički, ova ravnoteža se izražava kao obična diferencijalna jednačina,

Gdje G– gravitaciona konstanta, M* – masa zvijezde, str i r – pritisak i gustina mase na nekoj udaljenosti r od zvezde. Izražavanje masene gustine iz jednačine stanja za idealni gas

R= r RT

kroz pritisak i temperaturu i integrišući rezultirajuću jednačinu, dobijamo takozvanu barometrijsku formulu ( R– gasna konstanta), što u konkretnom slučaju konstantne temperature T izgleda kao

Gdje str 0 – predstavlja pritisak u osnovi atmosfere zvijezde (at r = r 0). Budući da se prije Parkerovog rada vjerovalo da je solarna atmosfera, kao i atmosfere drugih zvijezda, u stanju hidrostatičke ravnoteže, njeno stanje je određeno sličnim formulama. Uzimajući u obzir neobičan i još neu potpunosti shvaćen fenomen naglog porasta temperature sa približno 10.000 K na površini Sunca do 1.000.000 K u solarnoj koroni, S. Chapman je razvio teoriju statične solarne korone, za koju se pretpostavljalo da glatko pređu u lokalni međuzvjezdani medij koji okružuje Sunčev sistem. Slijedilo je da je, prema zamisli S. Chapmana, Zemlja, praveći svoje okrete oko Sunca, uronjena u statičnu solarnu koronu. Ovu tačku gledišta astrofizičari dijele već duže vrijeme.

Parker je zadao udarac ovim već uspostavljenim idejama. Skrenuo je pažnju na činjenicu da je pritisak u beskonačnosti (at r® Ґ), koji se dobija iz barometrijske formule, je skoro 10 puta veći po veličini od pritiska koji je tada bio prihvaćen za lokalni međuzvjezdani medij. Da bi eliminisao ovo neslaganje, E. Parker je sugerisao da solarna korona ne može biti u hidrostatičkoj ravnoteži, već se mora kontinuirano širiti u međuplanetarni medij koji okružuje Sunce, tj. radijalna brzina V solarna korona nije nula. Štaviše, umjesto jednačine hidrostatičke ravnoteže, predložio je korištenje hidrodinamičke jednačine kretanja oblika, gdje je M E je masa Sunca.

Za datu distribuciju temperature T, u funkciji udaljenosti od Sunca, rješavajući ovu jednačinu koristeći barometrijsku formulu za tlak i jednadžbu očuvanja mase u obliku

može se tumačiti kao solarni vetar i upravo uz pomoć ovog rešenja sa prelaskom sa podzvučnog strujanja (na r r *) do nadzvučnog (at r > r*) pritisak se može podesiti R sa pritiskom u lokalnom međuzvjezdanom mediju, pa se to rješenje, koje se zove solarni vjetar, provodi u prirodi.

Prva direktna mjerenja parametara međuplanetarne plazme, koja su obavljena na prvoj letjelici koja je ušla u međuplanetarni prostor, potvrdila su ispravnost Parkerove ideje o prisustvu nadzvučnog solarnog vjetra, a pokazalo se da je već u području Zemljine orbite brzina solarnog vjetra je daleko veća od brzine zvuka. Od tada, nema sumnje da je Chapmanova ideja o hidrostatičkoj ravnoteži solarne atmosfere pogrešna i da se solarna korona neprestano širi nadzvučnom brzinom u međuplanetarni prostor. Nešto kasnije, astronomska zapažanja su pokazala da mnoge druge zvijezde imaju "zvjezdane vjetrove" slične solarnom vjetru.

Unatoč činjenici da je solarni vjetar teoretski predviđen na osnovu sferno simetričnog hidrodinamičkog modela, sam fenomen se pokazao mnogo složenijim.

Koji je pravi obrazac kretanja solarnog vjetra? Dugo vremena se solarni vjetar smatrao sferno simetričnim, tj. nezavisno od solarne geografske širine i dužine. Budući da su svemirske letjelice prije 1990. godine, kada je lansirana svemirska letjelica Ulysses, uglavnom letjela u ravni ekliptike, mjerenja na takvim letjelicama su dala raspodjele parametara solarnog vjetra samo u ovoj ravni. Proračuni zasnovani na opažanjima otklona repova komete ukazali su na približnu nezavisnost parametara solarnog vjetra od solarne geografske širine, međutim, ovaj zaključak na osnovu kometnih opservacija nije bio dovoljno pouzdan zbog poteškoća u tumačenju ovih opažanja. Iako je longitudinalna ovisnost parametara solarnog vjetra mjerena instrumentima instaliranim na svemirskim letjelicama, ona je ipak bila ili beznačajna i povezana s međuplanetarnim magnetskim poljem solarnog porijekla, ili s kratkotrajnim nestacionarnim procesima na Suncu (uglavnom sa sunčevim bakljama) .

Mjerenja parametara plazme i magnetnog polja u ravni ekliptike pokazala su da u međuplanetarnom prostoru mogu postojati takozvane sektorske strukture sa različitim parametrima sunčevog vjetra i različitim smjerovima magnetnog polja. Takve strukture rotiraju sa Suncem i jasno ukazuju na to da su posljedica slične strukture u sunčevoj atmosferi, čiji parametri tako zavise od sunčeve geografske dužine. Kvalitativna struktura od četiri sektora prikazana je na Sl. 1.

Istovremeno, zemaljski teleskopi detektuju opšte magnetsko polje na površini Sunca. Njegova prosječna vrijednost procjenjuje se na 1 G, iako u pojedinačnim fotosferskim formacijama, na primjer, u sunčevim pjegama, magnetsko polje može biti za redove veličine veće. Budući da je plazma dobar provodnik električne energije, solarna magnetna polja na neki način stupaju u interakciju sa solarnim vjetrom zbog pojave ponderomotorne sile j ґ B. Ova sila je mala u radijalnom pravcu, tj. ona praktično nema uticaja na distribuciju radijalne komponente solarnog vetra, ali njena projekcija na pravac okomit na radijalni smer dovodi do pojave tangencijalne komponente brzine u solarnom vetru. Iako je ova komponenta skoro dva reda veličine manja od radijalne, ona igra značajnu ulogu u uklanjanju ugaonog momenta od Sunca. Astrofizičari sugeriraju da potonja okolnost može igrati značajnu ulogu u evoluciji ne samo Sunca, već i drugih zvijezda u kojima je otkriven zvjezdani vjetar. Konkretno, da bi se objasnio nagli pad ugaone brzine zvijezda kasne spektralne klase, često se poziva na hipotezu da one prenose rotacijski moment na planete formirane oko njih. Razmatrani mehanizam gubitka ugaonog momenta Sunca oticanjem plazme iz njega u prisustvu magnetnog polja otvara mogućnost revizije ove hipoteze.

Mjerenja prosječnog magnetnog polja ne samo u području Zemljine orbite, već i na velikim heliocentričnim udaljenostima (na primjer, na svemirskim letjelicama Voyager 1 i 2 i Pioneer 10 i 11) pokazala su da se u ravni ekliptike gotovo poklapa sa ravan Sunčevog ekvatora, njegova veličina i smjer su dobro opisani formulama

primio Parker. U ovim formulama, koje opisuju takozvanu Parkerovu spiralu Arhimeda, količine B r, B j – radijalna i azimutalna komponenta vektora magnetne indukcije, W – ugaona brzina rotacije Sunca, V– radijalna komponenta solarnog vjetra, indeks “0” se odnosi na tačku solarne korone u kojoj je poznata veličina magnetnog polja.

Lansiranje letjelice Ulysses od strane Evropske svemirske agencije u oktobru 1990. godine, čija je putanja izračunata tako da sada kruži oko Sunca u ravni okomitoj na ravan ekliptike, potpuno je promijenilo ideju da je solarni vjetar sferno simetričan. Na sl. Na slici 2 prikazane su distribucije radijalne brzine i gustine protona solarnog vjetra izmjerene na letjelici Ulysses u funkciji solarne geografske širine.

Ova slika pokazuje jaku geografsku zavisnost parametara solarnog vjetra. Pokazalo se da se brzina solarnog vjetra povećava, a gustoća protona opada s heliografskom širinom. A ako je u ravni ekliptike radijalna brzina u prosjeku ~450 km/sec, a gustina protona ~15 cm–3, onda su, na primjer, na 75° solarne širine ove vrijednosti ~700 km/sec i ~5 cm–3, respektivno. Zavisnost parametara solarnog vjetra od geografske širine je manje izražena u periodima minimalne sunčeve aktivnosti.

Nestacionarni procesi u solarnom vjetru.

Model koji je predložio Parker pretpostavlja sfernu simetriju solarnog vjetra i nezavisnost njegovih parametara od vremena (stacionarnost fenomena koji se razmatra). Međutim, procesi koji se dešavaju na Suncu, generalno govoreći, nisu stacionarni, pa samim tim ni solarni vetar nije stacionaran. Karakteristična vremena promjena parametara imaju vrlo različite skale. Konkretno, postoje promjene u parametrima solarnog vjetra povezane s 11-godišnjim ciklusom solarne aktivnosti. Na sl. Slika 3 prikazuje prosečan (preko 300 dana) dinamički pritisak solarnog vetra izmeren pomoću letelica IMP-8 i Voyager-2 (r V 2) u području Zemljine orbite (na 1 AJ) tokom jednog 11-godišnjeg solarnog ciklusa Sunčeve aktivnosti (gornji dio slike). Na dnu sl. Slika 3 prikazuje promjenu broja sunčevih pjega u periodu od 1978. do 1991. godine (maksimalni broj odgovara maksimalnoj sunčevoj aktivnosti). Može se vidjeti da se parametri solarnog vjetra značajno mijenjaju tokom karakterističnog vremena od oko 11 godina. Istovremeno, mjerenja na svemirskom brodu Ulysses pokazala su da se takve promjene događaju ne samo u ravnini ekliptike, već i na drugim heliografskim širinama (na polovima je dinamički pritisak sunčevog vjetra nešto veći nego na ekvatoru).

Promjene u parametrima solarnog vjetra mogu se desiti iu mnogo manjim vremenskim razmjerima. Na primjer, baklje na Suncu i različite brzine oticanja plazme iz različitih područja solarne korone dovode do stvaranja međuplanetarnih udarnih valova u međuplanetarnom prostoru, koje karakterizira nagli skok brzine, gustoće, pritiska i temperature. Mehanizam njihovog formiranja kvalitativno je prikazan na Sl. 4. Kada brzi tok bilo kojeg plina (npr. solarne plazme) sustigne sporiji, na mjestu njihovog dodira pojavljuje se proizvoljni jaz u parametrima plina u kojem se primjenjuju zakoni održanja mase, impulsa. i energija nisu zadovoljni. Takav diskontinuitet ne može postojati u prirodi i raspada se, posebno, na dva udarna vala (na njima zakoni održanja mase, momenta i energije dovode do tzv. Hugoniotovih odnosa) i tangencijalni diskontinuitet (isti zakoni održanja vode do na činjenicu da na njemu pritisak i normalna komponenta brzine moraju biti kontinuirani). Na sl. 4 ovaj proces je prikazan u pojednostavljenom obliku sferno simetrične baklje. Ovdje treba napomenuti da se takve strukture, koje se sastoje od prednjeg udarnog vala, tangencijalnog diskontinuiteta i drugog udarnog vala (obrnuti udar), kreću od Sunca na način da se prednji udar kreće brzinom većom od brzine solarnog vjetra, reverzni udar se kreće od Sunca brzinom nešto manjom od brzine solarnog vjetra, a brzina tangencijalnog diskontinuiteta jednaka je brzini solarnog vjetra. Takve strukture se redovno snimaju instrumentima instaliranim na svemirskim letjelicama.

O promjenama parametara solarnog vjetra s udaljenosti od sunca.

Promjenu brzine sunčevog vjetra s udaljenosti od Sunca određuju dvije sile: sila solarne gravitacije i sila povezana s promjenama tlaka (gradijent tlaka). Pošto sila gravitacije opada kao kvadrat udaljenosti od Sunca, njen uticaj je neznatan na velikim heliocentričnim udaljenostima. Proračuni pokazuju da se već u Zemljinoj orbiti njen uticaj, kao i uticaj gradijenta pritiska, može zanemariti. Posljedično, brzina solarnog vjetra se može smatrati gotovo konstantnom. Štaviše, značajno premašuje brzinu zvuka (hipersonični tok). Tada iz gornje hidrodinamičke jednadžbe za solarnu koronu slijedi da se gustoća r smanjuje za 1/ r 2. Američke svemirske letjelice Voyager 1 i 2, Pioneer 10 i 11, lansirane sredinom 1970-ih i koje se sada nalaze na udaljenostima od Sunca od nekoliko desetina astronomskih jedinica, potvrdile su ove ideje o parametrima solarnog vjetra. Oni su također potvrdili teorijski predviđenu Parker Arhimedovu spiralu za međuplanetarno magnetno polje. Međutim, temperatura ne prati adijabatski zakon hlađenja kako se solarna korona širi. Na veoma velikim udaljenostima od Sunca, solarni vetar čak ima tendenciju da se zagreje. Takvo zagrijavanje može biti zbog dva razloga: disipacije energije povezanog s turbulencijom plazme i utjecaja neutralnih atoma vodonika koji prodiru u solarni vjetar iz međuzvjezdanog medija koji okružuje Sunčev sistem. Drugi razlog također dovodi do određenog kočenja solarnog vjetra na velikim heliocentričnim udaljenostima, što je detektovano na gore spomenutoj letjelici.

Zaključak.

Dakle, solarni vetar je fizički fenomen koji nije samo od čisto akademskog interesa vezan za proučavanje procesa u plazmi koja se nalazi u prirodnim uslovima svemira, već i faktor koji se mora uzeti u obzir prilikom proučavanja procesa koji se dešavaju u svemiru. blizini Zemlje, jer ovi procesi utiču na naše živote u ovom ili onom stepenu. Konkretno, tokovi sunčevog vjetra velike brzine koji teče oko Zemljine magnetosfere utiču na njenu strukturu, a nestacionarni procesi na Suncu (na primjer, baklje) mogu dovesti do magnetnih oluja koje ometaju radio komunikaciju i utiču na dobrobit vremenskih prilika. osetljive osobe. Budući da solarni vjetar nastaje u solarnoj koroni, njegova svojstva u području Zemljine orbite su dobar pokazatelj za proučavanje solarno-zemaljskih veza koje su važne za praktičnu ljudsku aktivnost. Međutim, ovo je još jedno područje znanstvenog istraživanja koje se nećemo doticati u ovom članku.

Vladimir Baranov

Ljudi dobijaju sve više pažnje zanimljive činjenice o solarnom vjetru. Šta je ovaj fenomen? Krajem 1940-ih, pametni astrofizičari zaključili su da Sunce prikuplja plinovite materijale iz međuzvjezdanog prostora. Iz tog razloga je postavljena teorija o postojanju vjetra usmjerenog prema suncu. Nakon nekog vremena, naučnici su čak uspjeli da potvrde postojanje solarnog vjetra, ali uz malu dopunu: vjetar dolazi sa Sunca u različitim smjerovima. Pogledajmo neke zanimljive činjenice o ovom fenomenu:

1. Prije svega, morate znati da definicija “sunčevog vjetra” opisuje astrofizički fenomen, a ne meteorološki. Ovaj proces je kontinuirano zračenje plazme u okolni prostor. Čini se da kroz ovaj vjetar Sunce uklanja višak energije koji se u njemu nalazi.
2. Zapravo, umjesto da akumulira tvari iz okolnog svemira, Sunce izbacuje u različitim smjerovima supstancu koju sadrži u zapremini od milion tona po periodu koji odgovara jednom okretu Zemlje oko svoje ose.
3. Brzina čestica koje se udaljavaju od Sunca stalno raste, jer ih gura slična materija čija je temperatura mnogo viša. Osim toga, sila privlačenja Sunca postepeno prestaje djelovati na čestice plazme, koje su komponente tokova.

   3
   

4. Na otprilike 20.000 km od površine, brzina čestica plazme može odgovarati desetinama hiljada metara u sekundi. Nakon što pređu udaljenost koja odgovara nekoliko prečnika sunca, brzina čestica plazme postaje hiljadu puta veća. U blizini naše planete ova brzina postaje stotine puta veća, a njihova gustina postaje mnogo manja od atmosferske.

   4
   

5. Protok uglavnom uključuje protone i elektrone, ali sadrži i jezgre helijuma i drugih elemenata.

   5
   

6. Temperatura čestica plazme koja se nalazi na samom početku tokova sunčevog vjetra odgovara približno dva miliona stepeni Kelvina. Kako se udaljavate, temperatura se prvo povećava na 20 miliona stepeni i tek onda počinje da se smanjuje. Kada tokovi vjetra stignu do naše planete, čestice plazme se ohlade na oko 10.000 stepeni.
7. Kada se pojave sunčeve baklje, temperatura plazme u blizini Zemlje odgovara 100 hiljada stepeni.

   7
   

8. Magnetno polje naše planete dobro nas štiti od ovog zračenja. Tokovi solarnih vjetrova bukvalno teku oko Zemljine atmosfere i šire se dalje u okolni prostor, postepeno smanjujući svoju gustinu.
9. S vremena na vrijeme, intenzitet prolaznih tokova čestica plazme je toliko visok da atmosfera naše planete teško odražava njihov utjecaj. Naravno, tokovi solarnog vjetra se povlače, ali tek nakon nekog vremena.

   9
   

10. Kada moćni tokovi solarnih vjetrova intenzivno interaguju s magnetnim poljem naše planete, možemo promatrati aurore u polarnim područjima, a također i snimiti stvaranje magnetnih oluja.

    10
    

11. Distribucija solarnih vjetrova se ne može nazvati ravnomjernom. Brzina distribucije može dostići svoj maksimum kada vjetar prođe preko takozvanih koronalnih rupa. Najsporiji tok potoka može se zabilježiti iznad streamera. Potoci s različitim brzinama protoka sijeku se jedni s drugima i sa našom planetom.

    11
    

12. Naučili smo da dobijemo najveću količinu informacija o solarnom vetru zahvaljujući specijalno dizajniranim svemirskim letelicama. Na listi takvih tehnoloških uređaja nalazi se i poznati satelit Ulysses, zahvaljujući kojem se naše znanje o solarnom vjetru značajno promijenilo. Hemijski sastav i brzina strujanja plazme proučavani su zahvaljujući tako izvanrednom uređaju. Uz to, uz pomoć satelita, bilo je moguće odrediti nivo magnetnog polja naše planete.
13. Još jedan ACE satelit lansiran je u orbitu 1997. godine u blizini tačke L1 Lagrange. U tom trenutku su solarna i zemljina gravitacija u ravnoteži. Na ovoj mašini nalaze se uređaji koji kontinuirano prate protok solarnih vetrova kako bi ljudi mogli da istražuju informacije o usmerenim česticama plazme u realnom vremenu, ograničeno na teritoriju L1 sektora.
14. Nedavno je solarni vjetar izazvao geomagnetnu oluju na Zemlji. Intenzivni tokovi su izašli iz koronarne rupe u sunčevoj atmosferi. Takve rupe se mogu formirati u svjetiljci čak iu slučajevima kada postoji potpuni nedostatak aktivnih zona.
15. Danas se na Suncu formirala koronalna rupa.. Tokovi čestica plazme sa velikom gustinom distribucije stigli su do planete sredinom juna, što je izazvalo razvoj geomagnetskih oluja.