ما هي الرياح الشمسية وتأثيرها. رياح مشمسة. تأثير الأرض

في عام 1957 ، تنبأ إي. باركر ، الأستاذ في جامعة شيكاغو ، نظريًا بظاهرة تسمى "الرياح الشمسية". استغرق الأمر عامين حتى يتم تأكيد هذا التنبؤ تجريبيًا بمساعدة الأدوات المثبتة على المركبة الفضائية السوفيتية "Luna-2" و "Luna-3" بواسطة مجموعة K.I. Gringhaus. ما هي هذه الظاهرة؟

رياح مشمسةهو تدفق من غاز الهيدروجين المتأين بالكامل ، وعادة ما يسمى بلازما الهيدروجين المؤينة بالكامل بسبب نفس كثافة الإلكترونات والبروتونات تقريبًا (حالة شبه حيادية) ، والتي تتحرك مع تسارع من الشمس. في منطقة مدار الأرض (عند وحدة فلكية واحدة أو 1 AU من الشمس) ، تصل سرعته إلى متوسط ​​قيمة V E »400-500 كم / ثانية عند درجة حرارة بروتون T E» 100،000 كلفن ودرجة حرارة إلكترون أعلى قليلاً ( الرمز "E" هنا وفيما يلي يشير إلى مدار الأرض). في درجات الحرارة هذه ، تتجاوز السرعة بمقدار 1 AU بشكل كبير سرعة الصوت ، أي يكون تدفق الرياح الشمسية في منطقة مدار الأرض أسرع من الصوت (أو فرط صوتي). تركيز البروتونات (أو الإلكترونات) المُقاس منخفض جدًا ويصل إلى n E »10-20 جسيمًا لكل سنتيمتر مكعب. بالإضافة إلى البروتونات والإلكترونات ، تم العثور على جسيمات ألفا في الفضاء بين الكواكب (في حدود نسبة مئوية قليلة من تركيز البروتون) ، مقدار ضئيل منأثقل الجسيمات ، وكذلك المجال المغناطيسي بين الكواكب ، حيث تبين أن متوسط ​​قيمة الاستقراء يقع في مدار الأرض في حدود عدة جاما (1 جم = 10-5 جاوس).

انهيار مفهوم الإكليل الشمسي الساكن.

لفترة طويلة ، كان يعتقد أن جميع الأجواء النجمية في حالة توازن هيدروستاتيكي ، أي في حالة يتم فيها موازنة قوة جاذبية نجم معين بالقوة المرتبطة بتدرج الضغط (التغيير في الضغط في الغلاف الجوي لنجم على مسافة صمن مركز النجمة. رياضيا ، يتم التعبير عن هذا التوازن كمعادلة تفاضلية عادية ،

أين جيهو ثابت الجاذبية ، م* كتلة النجم ، صو r الضغط وكثافة الكتلة على مسافة ما صمن نجم. التعبير عن كثافة الكتلة من معادلة الحالة للغاز المثالي

ص= ص RT

من خلال الضغط ودرجة الحرارة ودمج المعادلة الناتجة ، نحصل على ما يسمى بالصيغة البارومترية ( صهو ثابت الغاز) ، وهو في حالة معينة من درجة حرارة ثابتة تيلديه الشكل

أين ص 0 هو الضغط في قاعدة الغلاف الجوي للنجم (عند ص = ص 0). منذ ما قبل عمل باركر ، كان يُعتقد أن الغلاف الجوي للشمس ، مثله مثل أجواء النجوم الأخرى ، في حالة توازن هيدروستاتيكي ، وقد تم تحديد حالته من خلال صيغ مماثلة. مع الأخذ في الاعتبار الظاهرة غير العادية وغير المفهومة بالكامل بعد المتمثلة في الزيادة الحادة في درجة الحرارة من حوالي 10000 كلفن على سطح الشمس إلى 1000000 كلفن في الإكليل الشمسي ، طور س. تشابمان نظرية الإكليل الشمسي الثابت ، والتي يجب أن تكون سلسة تمر إلى الوسط النجمي المحلي المحيط بالنظام الشمسي. من هذا ، وفقًا لأفكار S. Chapman ، فإن الأرض ، التي تصنع ثوراتها حول الشمس ، مغمورة في هالة شمسية ثابتة. شارك علماء الفيزياء الفلكية هذا الرأي لفترة طويلة.

تم التعامل مع الضربة التي وجهت إلى هذه المفاهيم الراسخة بالفعل من قبل باركر. لفت الانتباه إلى حقيقة أن الضغط عند اللانهاية (عند ص® Ґ) ، التي تم الحصول عليها من الصيغة البارومترية ، أكبر بنحو 10 مرات من الضغط الذي تم قبوله في ذلك الوقت للوسط النجمي المحلي. للقضاء على هذا التناقض ، اقترح إي.باركر أن الإكليل الشمسي لا يمكن أن يكون في توازن هيدروستاتيكي ، ولكن يجب أن يتوسع باستمرار في الوسط الكوكبي المحيط بالشمس ، أي السرعة الشعاعية الخامسالهالة الشمسية ليست صفرا. في الوقت نفسه ، بدلاً من معادلة التوازن الهيدروستاتيكي ، اقترح استخدام معادلة هيدروديناميكية لحركة النموذج ، حيث مه هي كتلة الشمس.

لتوزيع درجة حرارة معينة تي، كدالة للمسافة من الشمس ، يتم حل هذه المعادلة باستخدام الصيغة البارومترية للضغط ، ومعادلة الحفاظ على الكتلة في الصورة

يمكن تفسيرها على أنها الرياح الشمسية ، وبمساعدة هذا الحل مع الانتقال من التدفق دون سرعة الصوت (عند ص r *) إلى الأسرع من الصوت (في ص > ص*) يمكن تعديل الضغط صمع الضغط في الوسط النجمي المحلي ، وبالتالي ، فإن هذا الحل ، المسمى بالرياح الشمسية ، هو الذي يحدث في الطبيعة.

أكدت القياسات المباشرة الأولى لمعلمات البلازما بين الكواكب ، والتي أجريت على أول مركبة فضائية دخلت الفضاء بين الكواكب ، صحة فكرة باركر عن وجود رياح شمسية تفوق سرعة الصوت ، واتضح أنه حتى في في منطقة مدار الأرض ، فإن سرعة الرياح الشمسية تفوق بكثير سرعة الصوت. منذ ذلك الحين ، ليس هناك شك في أن فكرة تشابمان عن التوازن الهيدروستاتيكي للغلاف الجوي الشمسي خاطئة ، وأن الإكليل الشمسي يتوسع باستمرار بسرعة تفوق سرعة الصوت في الفضاء بين الكواكب. بعد ذلك بقليل ، أظهرت الملاحظات الفلكية أن العديد من النجوم الأخرى لديها أيضًا "رياح نجمية" مشابهة للرياح الشمسية.

على الرغم من حقيقة أن الرياح الشمسية تم التنبؤ بها نظريًا على أساس نموذج هيدروديناميكي متماثل كرويًا ، إلا أن الظاهرة نفسها كانت أكثر تعقيدًا.

ما هي الصورة الحقيقية لحركة الرياح الشمسية؟لفترة طويلة ، كانت الرياح الشمسية تعتبر متناظرة كرويًا ، أي مستقلة عن خطوط الطول والعرض الشمسية. منذ المركبة الفضائية قبل عام 1990 ، عندما تم إطلاق المركبة الفضائية أوليسيس ، حلقت بشكل أساسي في مستوى مسير الشمس ، أعطت القياسات على هذه المركبة الفضائية توزيعات لمعلمات الرياح الشمسية في هذا المستوى فقط. أشارت الحسابات المستندة إلى ملاحظات انحراف ذيل المذنب إلى الاستقلال التقريبي لمعلمات الرياح الشمسية عن خط العرض الشمسي ، ومع ذلك ، لم يكن هذا الاستنتاج بناءً على ملاحظات المذنبات موثوقًا به بشكل كافٍ بسبب الصعوبات في تفسير هذه الملاحظات. على الرغم من أن الاعتماد الطولي لمعلمات الرياح الشمسية تم قياسه بواسطة أدوات مثبتة على مركبة فضائية ، إلا أنه كان مع ذلك إما غير مهم وكان مرتبطًا بالمجال المغناطيسي بين الكواكب من أصل شمسي ، أو بعمليات قصيرة المدى غير ثابتة على الشمس (بشكل رئيسي التوهجات الشمسية ).

أظهرت قياسات البلازما ومعلمات المجال المغناطيسي في مستوى مسير الشمس أن ما يسمى بهياكل القطاع ذات معلمات الرياح الشمسية المختلفة واتجاهات المجال المغناطيسي المختلفة يمكن أن توجد في الفضاء بين الكواكب. تدور هذه الهياكل مع الشمس وتشير بوضوح إلى أنها نتيجة لهيكل مماثل في الغلاف الجوي الشمسي ، وبالتالي تعتمد معلماته على خط الطول الشمسي. من الناحية النوعية ، يظهر هيكل القطاعات الأربعة في الشكل. واحد.

في الوقت نفسه ، تكتشف التلسكوبات الأرضية مجالًا مغناطيسيًا عامًا على سطح الشمس. تقدر قيمته المتوسطة بـ 1 G ، على الرغم من أنه في التكوينات الضوئية الفردية ، على سبيل المثال ، في البقع الشمسية ، يمكن أن يكون المجال المغناطيسي أكبر من حيث الحجم. نظرًا لأن البلازما موصل جيد للكهرباء ، فإن المجالات المغناطيسية الشمسية تتفاعل بطريقة ما مع الرياح الشمسية بسبب ظهور قوة عقلانية. ي ґ ب. هذه القوة صغيرة في الاتجاه الشعاعي ، أي لا يؤثر عملياً على توزيع المكون الشعاعي للرياح الشمسية ، لكن إسقاطه في اتجاه عمودي على الشعاعي يؤدي إلى ظهور مكون سرعة عرضية في الرياح الشمسية. على الرغم من أن هذا المكون أصغر بمقدار درجتين تقريبًا من العنصر الشعاعي ، إلا أنه يلعب دورًا مهمًا في إزالة الزخم الزاوي من الشمس. يقترح علماء الفيزياء الفلكية أن الظرف الأخير قد يلعب دورًا مهمًا في تطور ليس فقط الشمس ، ولكن أيضًا في النجوم الأخرى التي تم اكتشاف الرياح النجمية فيها. على وجه الخصوص ، لشرح الانخفاض الحاد في السرعة الزاوية للنجوم المتأخرة من النوع ، غالبًا ما يتم استدعاء فرضية أنها تنقل زخم الدوران إلى الكواكب المتكونة حولها. تفتح الآلية المدروسة لفقدان الزخم الزاوي للشمس عن طريق تدفق البلازما منها في وجود مجال مغناطيسي إمكانية مراجعة هذه الفرضية.

أظهرت قياسات المجال المغناطيسي المتوسط ​​، ليس فقط في منطقة مدار الأرض ، ولكن أيضًا على مسافات مركزية كبيرة (على سبيل المثال ، في المركبة الفضائية فوييجر 1 و 2 وبيونير 10 و 11) ذلك في مستوى مسير الشمس ، والذي يتزامن تقريبًا مع مستوى خط الاستواء الشمسي ، حجمه واتجاهه موصوفة جيدًا بواسطة الصيغ

استقبلها باركر. في هذه الصيغ التي تصف ما يسمى باركر دوامة أرخميدس ، الكميات بص ب j هي المكونات الشعاعية والسمتية لمتجه الحث المغناطيسي ، على التوالي ، W هي السرعة الزاوية لدوران الشمس ، الخامسهو المكون الشعاعي للرياح الشمسية ، يشير المؤشر "0" إلى نقطة الهالة الشمسية التي يُعرف عندها حجم المجال المغناطيسي.

إن إطلاق وكالة الفضاء الأوروبية في أكتوبر 1990 لمركبة أوليسيس الفضائية ، التي تم حساب مسارها بحيث تدور حاليًا حول الشمس في مستوى عمودي على مستوى مسير الشمس ، غيّر تمامًا فكرة أن الرياح الشمسية متناظرة كرويًا. على التين. يوضح الشكل 2 توزيعات السرعة القطرية وكثافة بروتونات الرياح الشمسية المقاسة على مركبة أوليسيس الفضائية كدالة لخط العرض الشمسي.

يوضح هذا الشكل اعتمادًا قويًا على خطوط العرض لمعلمات الرياح الشمسية. اتضح أن سرعة الرياح الشمسية تزداد ، وأن كثافة البروتونات تتناقص مع خط العرض بالشمس. وإذا كانت السرعة الشعاعية في مستوى مسير الشمس في المتوسط ​​450 كم / ثانية ، وكانت كثافة البروتون 15 سم -3 ، فعلى سبيل المثال ، عند خط عرض شمسي 75 درجة ، تكون هذه القيم ~ 700 كم / ق و ~ 5 سم -3 ، على التوالي. يكون اعتماد معلمات الرياح الشمسية على خط العرض أقل وضوحًا خلال فترات الحد الأدنى النشاط الشمسي.

العمليات غير الثابتة في الرياح الشمسية.

يفترض النموذج الذي اقترحه باركر التناظر الكروي للرياح الشمسية واستقلالية معاييرها عن الوقت (ثبات الظاهرة قيد الدراسة). ومع ذلك ، فإن العمليات التي تحدث على الشمس ، بشكل عام ، ليست ثابتة ، وبالتالي ، فإن الرياح الشمسية ليست ثابتة أيضًا. الأوقات المميزة لتغير المعلمات لها مقاييس مختلفة جدًا. على وجه الخصوص ، هناك تغييرات في معايير الرياح الشمسية المرتبطة بدورة 11 عامًا من النشاط الشمسي. على التين. يوضح الشكل 3 متوسط ​​الضغط الديناميكي (أكثر من 300 يوم) للرياح الشمسية (r الخامس 2) في منطقة مدار الأرض (لكل 1 AU) خلال دورة شمسية واحدة مدتها 11 عامًا من النشاط الشمسي ( الجزء العلويرسم). في الجزء السفلي من التين. يوضح الشكل 3 التغيير في عدد البقع الشمسية من 1978 إلى 1991 (الحد الأقصى يتوافق مع أقصى نشاط شمسي). يمكن ملاحظة أن معلمات الرياح الشمسية تتغير بشكل كبير خلال فترة زمنية مميزة تبلغ حوالي 11 عامًا. في الوقت نفسه ، أظهرت القياسات على المركبة الفضائية يوليسيس أن مثل هذه التغييرات لا تحدث فقط في مستوى مسير الشمس ، ولكن أيضًا في خطوط العرض الأخرى (عند القطبين ، يكون الضغط الديناميكي للرياح الشمسية أعلى قليلاً منه عند خط الاستواء) .

يمكن أن تحدث التغييرات في معلمات الرياح الشمسية أيضًا على نطاقات زمنية أصغر بكثير. لذلك ، على سبيل المثال ، تؤدي التوهجات على الشمس والسرعات المختلفة لتدفق البلازما من مناطق مختلفة من الهالة الشمسية إلى تكوين موجات صدمة بين الكواكب في الفضاء بين الكواكب ، والتي تتميز بقفزة حادة في السرعة والكثافة والضغط ودرجة الحرارة . من الناحية النوعية ، تظهر آلية تكوينها في الشكل. 4. عندما يلحق التدفق السريع لأي غاز (على سبيل المثال ، البلازما الشمسية) بغاز أبطأ ، عندئذ يحدث في مكان التلامس انقطاع تعسفي لبارامترات الغاز ، حيث يتم بموجبها قوانين حفظ الكتلة والزخم والطاقة غير راضين. لا يمكن أن يوجد مثل هذا الانقطاع في الطبيعة وينقسم ، على وجه الخصوص ، إلى موجتين صدمات (تؤدي قوانين الحفاظ على الكتلة والزخم والطاقة عليها إلى ما يسمى بعلاقات Hugoniot) وانقطاع عرضي (تؤدي نفس قوانين الحفظ إلى للضغط ويجب أن يكون مكون السرعة العادية مستمرًا). على التين. 4 تظهر هذه العملية في شكل مبسط من وميض كروي متماثل. وتجدر الإشارة هنا إلى أن مثل هذه الهياكل ، التي تتكون من موجة صدمة أمامية (صدمة أمامية) ، وانقطاع عرضي وموجة صدمة ثانية (صدمة عكسية) تتحرك بعيدًا عن الشمس بطريقة تجعل الصدمة الأمامية تتحرك بسرعة أكبر. من سرعة الرياح الشمسية ، تتحرك الصدمة العكسية من الشمس بسرعة أقل قليلاً من سرعة الرياح الشمسية ، وسرعة الانقطاع العرضي تساوي سرعة الرياح الشمسية. يتم تسجيل هذه الهياكل بانتظام بواسطة الأجهزة المثبتة على المركبات الفضائية.

حول التغيير في بارامترات الرياح الشمسية مع المسافة من الشمس.

يتم تحديد التغير في سرعة الرياح الشمسية مع المسافة من الشمس بواسطة قوتين: قوة الجاذبية الشمسية والقوة المرتبطة بالتغير في الضغط (تدرج الضغط). نظرًا لأن قوة الجاذبية تتناقص كمربع المسافة من الشمس ، فإن تأثيرها يكون ضئيلًا على مسافات مركزية كبيرة. تظهر الحسابات أنه بالفعل في مدار الأرض ، يمكن إهمال تأثيرها ، وكذلك تأثير تدرج الضغط. لذلك ، يمكن اعتبار سرعة الرياح الشمسية ثابتة تقريبًا. في الوقت نفسه ، تتجاوز سرعة الصوت بشكل كبير (يكون التدفق أسرع من الصوت). ثم يتبع من المعادلة الهيدروديناميكية أعلاه للإكليل الشمسي أن الكثافة r تنخفض كـ 1 / ص 2. مركبة الفضاء الأمريكية فوييجر 1 و 2 بايونير 10 و 11 ، التي تم إطلاقها في منتصف السبعينيات وتقع الآن على مسافات عدة عشرات من الوحدات الفلكية من الشمس ، أكدت هذه الأفكار حول معايير الرياح الشمسية. كما أكدوا أيضًا توقع حلزوني باركر لأرخميدس في المجال المغناطيسي بين الكواكب. ومع ذلك ، فإن درجة الحرارة لا تتبع قانون التبريد الثابت مع توسع الهالة الشمسية. تميل الرياح الشمسية إلى التسخين على مسافات كبيرة جدًا من الشمس. يمكن أن يكون هذا التسخين ناتجًا عن سببين: تبديد الطاقة المرتبط باضطراب البلازما وتأثير ذرات الهيدروجين المحايدة التي تخترق الرياح الشمسية من الوسط النجمي المحيط بالنظام الشمسي. يؤدي السبب الثاني أيضًا إلى بعض التباطؤ في الرياح الشمسية على مسافات مركزية كبيرة للشمس ، والتي تم اكتشافها على المركبة الفضائية المذكورة أعلاه.

خاتمة.

وبالتالي ، فإن الرياح الشمسية هي ظاهرة فيزيائية ليست فقط ذات أهمية أكاديمية بحتة مرتبطة بدراسة العمليات في البلازما في ظروف الفضاء الطبيعي ، ولكن أيضًا عامل يجب مراعاته عند دراسة العمليات التي تحدث في محيط الأرض ، لأن هذه العمليات تؤثر بطريقة أو بأخرى على حياتنا. على وجه الخصوص ، تيارات الرياح الشمسية عالية السرعة ، التي تتدفق حول الغلاف المغناطيسي للأرض ، تؤثر على هيكلها ، ويمكن أن تؤدي العمليات غير الثابتة على الشمس (على سبيل المثال ، التوهجات) إلى عواصف مغناطيسية تعطل الاتصالات اللاسلكية وتؤثر على رفاهية الأشخاص الحساسون للطقس. نظرًا لأن الرياح الشمسية تنشأ من الإكليل الشمسي ، فإن خصائصها في منطقة مدار الأرض تعد مؤشرًا جيدًا لدراسة العلاقات الشمسية-الأرضية المهمة للنشاط البشري العملي. ومع ذلك ، هذا مجال آخر. بحث علميوالتي لن نتعامل معها في هذا المقال.

فلاديمير بارانوف

التدفق الشعاعي المستمر للبلازما الشمسية. التيجان في الإنتاج بين الكواكب. يعمل تدفق الطاقة القادمة من أحشاء الشمس على تسخين بلازما الهالة حتى 1.5-2 مليون كلفن. لا يتم موازنة التسخين بفقدان الطاقة بسبب الإشعاع ، لأن الهالة صغيرة. الطاقة الزائدة تعني. درجة حمل بعيدا h-tsy S. قرن. (= 1027-1029 erg / s). لذلك ، فإن التاج ليس في حالة هيدروستاتيكي. التوازن ، يتوسع باستمرار. وفقا لتكوين S. القرن. لا تختلف عن بلازما الهالة (القرن S. يحتوي بشكل رئيسي على البروتونات والإلكترونات وعدد قليل من نوى الهليوم وأيونات الأكسجين والسيليكون والكبريت والحديد). في قاعدة الهالة (10000 كم من الفوتوسفير الشمسي) يكون ترتيب h-tsy شعاعيًا لمئات م / ث ، على مسافة عدة. شمسي نصف قطرها تصل إلى سرعة الصوت في البلازما (100-150 كم / ث) ، بالقرب من مدار الأرض ، وسرعة البروتونات 300-750 كم / ث ، ومساحتها. - من عدة h-ts يصل إلى عدة عشرات الساعاتفي 1 سم 3. بمساعدة الفضاء بين الكواكب. المحطات وجد أنه حتى مدار زحل ، كانت كثافة التدفق في القرن السادس عشر. ينخفض ​​وفقًا للقانون (r0 / r) 2 ، حيث r هي المسافة من الشمس ، r0 هو المستوى الأولي. S. v. يحمل في طياته حلقات خطوط قوة الشموس. ماغن. الحقول ، إلى الجاودار تشكل ماغ بين الكواكب. . مزيج شعاعي حركات الفصل ج S. v. مع دوران الشمس يعطي هذه الخطوط شكل اللوالب. هيكل مغناطيسي واسع النطاق. يحتوي الحقل المجاور للشمس على شكل قطاعات ، حيث يتم توجيه المجال بعيدًا عن الشمس أو باتجاهها. حجم التجويف الذي يشغله SV غير معروف تمامًا (نصف قطره ، على ما يبدو ، لا يقل عن 100 AU). في حدود هذا التجويف الديناميكي. S. v. يجب موازنة ضغط الغاز بين النجوم ، المجرة. ماغن. الحقول والمجرة الفراغ أشعة. على مقربة من الأرض ، تصادم تدفق c-c S. v. مع المغناطيسية الأرضية يولد الحقل موجة صدمة ثابتة أمام الغلاف المغناطيسي للأرض (من جانب الشمس ، الشكل).

S. v. كما لو أنه يتدفق حول الغلاف المغناطيسي ، مما يحد من مدى انتشاره في المنطقة السابقة. التغيرات في شدة القرن الجنوبي المصاحبة للانفجارات الشمسية ، yavl. الأساسية سبب الاضطرابات المغناطيسية الأرضية. المجالات والأغلفة المغناطيسية (العواصف المغناطيسية).

فوق الشمس يخسر مع S. in. \ u003d 2X10-14 جزء من كتلتها Msun. من الطبيعي أن نفترض أن تدفق المياه ، على غرار S. V. ، يوجد أيضًا في النجوم الأخرى (""). يجب أن تكون شديدة بشكل خاص بالنسبة للنجوم الضخمة (ذات الكتلة = عدة عشرات من المسولن) وذات درجة حرارة سطح عالية (= 30-50 ألف كلفن) وللنجوم ذات الغلاف الجوي الممتد (العمالقة الحمراء) ، لأنه في الحالة الأولى ، أجزاء من الإكليل النجمي عالي التطور لديها طاقة عالية بما يكفي للتغلب على جاذبية النجم ، وفي الثانية ، يكون لها انخفاض مكافئ. السرعة (سرعة الهروب ؛ (انظر سرعات الفضاء)). وسائل. يمكن أن تؤثر خسائر الكتلة مع الرياح النجمية (= 10-6 مسول / سنة وأكثر) بشكل كبير على تطور النجوم. بدورها ، تخلق الرياح النجمية "فقاعات" من الغاز الساخن في الوسط بين النجمي - مصادر الأشعة السينية. إشعاع.

قاموس موسوعي فيزيائي. - م: الموسوعة السوفيتية. . 1983 .

الرياح الشمسية - تدفق مستمر للبلازما من أصل شمسي ، الشمس) إلى الفضاء بين الكواكب. في درجات الحرارة المرتفعة الموجودة في الهالة الشمسية (1.5 * 10 9 كلفن) ، لا يمكن لضغط الطبقات العلوية أن يوازن ضغط الغاز لمادة الإكليل ، ويتمدد الإكليل.

أول دليل على وجود الوظيفة. تدفق البلازما من الشمس الذي حصل عليه L. بيرمان (إل بيرمان) في الخمسينيات. على تحليل القوى المؤثرة على ذيول البلازما للمذنبات. في عام 1957 ، أظهر J. Parker (E. Parker) ، بتحليل ظروف التوازن لمادة التاج ، أن التاج لا يمكن أن يكون في ظروف هيدروستاتيكية. تزوج خصائص S. ترد في الجدول. 1. تدفقات S. in. يمكن تقسيمها إلى فئتين: بطيئة - بسرعة 300 كم / ث وسريعة - بسرعة 600-700 كم / ث. تأتي التدفقات السريعة من مناطق الإكليل الشمسي ، حيث يوجد هيكل مغناطيسي. المجال قريب من شعاعي. الثقوب الاكليلية. تيارات بطيئة. في. مرتبط ، على ما يبدو ، بمناطق التاج التي توجد فيها وسيلة فاتورة غير مدفوعة. واحد. - متوسط ​​خصائص الرياح الشمسية في مدار الأرض

سرعة
تركيز البروتون
درجة حرارة البروتون
درجة حرارة الإلكترون
قوة المجال المغناطيسي
كثافة تدفق بايثون ....	2.4 * 10 8 سم -2 * ج -1
كثافة تدفق الطاقة الحركية	0.3 إرغ * سم -2 * ث -1

فاتورة غير مدفوعة. 2.- نسبيا التركيب الكيميائيالرياح الشمسية

	المحتوى النسبي

	المحتوى النسبي

بالإضافة إلى الرئيسي مكونات القرن S. - البروتونات والإلكترونات ، - تم العثور على الجسيمات أيضًا في تكوينها.قياسات التأين. درجة حرارة الأيونات S. القرن. جعل من الممكن تحديد درجة حرارة الإلكترون من الإكليل الشمسي.

في القرن S. لوحظت الاختلافات. أنواع الموجات: لانجموير ، صفارات ، أيون صوت ، موجات بلازما). تتولد بعض موجات ألفين على الشمس ، وبعضها متحمس في الوسط بين الكواكب. يعمل توليد الموجات على تلطيف انحرافات وظيفة توزيع الجسيمات من Maxwellian وبالتزامن مع تأثير المغناطيس. المجال على البلازما يؤدي إلى حقيقة أن S. القرن. يتصرف مثل سلسلة متصلة. تلعب الأمواج من نوع Alfvén دورًا كبيرًا في تسريع المكونات الصغيرة لـ C.

أرز. 1. رياح شمسية ضخمة. على المحور الأفقي - نسبة كتلة الجسيم إلى شحنته ، على المحور الرأسي - عدد الجسيمات المسجلة في نافذة الطاقة بالجهاز لمدة 10 ثوانٍ. تشير الأرقام التي تحمل علامة "+" إلى شحنة الأيون.

S. تيار في. هو الأسرع من الصوت بالنسبة إلى سرعات تلك الأنواع من الموجات ، يوفر الجاودار تأثير. نقل الطاقة في S. القرن. (ألفينوف ، صوت). والفينوفسكوي والصوت رقم ماخ C.في. 7. عندما يتدفق حول S. in. عوائق قادرة على انحرافها بشكل فعال (المجالات المغناطيسية لعطارد أو الأرض أو كوكب المشتري أو زحل أو الأيونوسفير الموصلة لكوكب الزهرة ، وعلى ما يبدو ، المريخ) ، تتشكل موجة صدمة صادرة من القوس. موجات ، مما يسمح لها بالتدفق حول عقبة. في نفس الوقت في القرن S. يتم تشكيل تجويف - الغلاف المغناطيسي (خاص أو مستحث) ، يتم تحديد شكل وحجم السرب من خلال توازن الضغط المغناطيسي. مجال الكوكب وضغط تدفق البلازما المتدفقة (انظر الشكل. الغلاف المغناطيسي للأرض ، الغلاف المغناطيسي للكواكب).في حالة تفاعل القرن. مع جسم غير موصل (على سبيل المثال ، القمر) ، لا تحدث موجة صدمة. يمتص السطح تدفق البلازما ، ويتشكل تجويف خلف الجسم يمتلئ تدريجيًا بالبلازما C. في.

يتم فرض العملية الثابتة لتدفق بلازما الإكليل من خلال عمليات غير ثابتة مرتبطة بـ مشاعل في الشمس.مع تفشي المرض بشدة ، يتم إخراج المادة من القاع. مناطق الهالة في وسط الكواكب. الاختلافات المغناطيسية).

أرز. 2. انتشار موجة صدمة بين الكواكب ومقذوفات من التوهج الشمسي. تظهر الأسهم اتجاه حركة بلازما الرياح الشمسية ،

أرز. 3. أنواع حلول معادلة توسع الهالة. تم ضبط السرعة والمسافة على السرعة الحرجة vc والمسافة الحرجة Rc. الحل 2 يتوافق مع الرياح الشمسية.

يتم وصف توسع الهالة الشمسية من خلال نظام من عمليات حفظ الكتلة ، v ك) في بعض الحالات الحرجة. المسافة R إلى والتوسع اللاحق بسرعة تفوق سرعة الصوت. يعطي هذا الحل قيمة صغيرة متلاشية للضغط عند اللانهاية ، مما يجعل من الممكن مطابقته مع الضغط المنخفض للوسط النجمي. دعا يو باركر مسار هذا النوع S. القرن. حيث م هي كتلة البروتون ، ومؤشر ثابت الحرارة ، وكتلة الشمس. على التين. يوضح الشكل 4 التغير في معدل التمدد مع مركزية الشمس. الموصلية الحرارية ، اللزوجة ،

أرز. 4. ملامح سرعة الرياح الشمسية لنموذج الإكليل متساوي الحرارة بقيم مختلفة لدرجة حرارة الإكليل.

S. v. يوفر الرئيسي التدفق الخارج من الطاقة الحرارية للإكليل ، منذ انتقال الحرارة إلى الكروموسفير ، el.-mag. الهوناس والتوصيل الحراري الإلكتروني ، ص. في. غير كافية لتأسيس التوازن الحراري للكورونا. توفر الموصلية الحرارية الإلكترونية انخفاضًا بطيئًا في درجة حرارة S. in. مع المسافة. لمعان الشمس.

S. v. يحمل المجال المغناطيسي الإكليلي معه في الوسط بين الكواكب. ميدان. تشكل خطوط القوة لهذا المجال المجمدة في البلازما المجال المغناطيسي بين الكواكب. المجال (MMP) على الرغم من أن شدة IMF صغيرة وكثافة طاقتها حوالي 1٪ من كثافة الحركة. الطاقة S. v. ، فهي تلعب دورًا مهمًا في الديناميكا الحرارية لـ S. في. وفي ديناميكيات تفاعلات S. مع أجسام النظام الشمسي ، وكذلك تدفقات S. in. بين أنفسهم. مزيج من توسع S. مع دوران الشمس يؤدي إلى حقيقة أن المغنطيس. خطوط القوة المجمدة في القرن S. لها الشكل B R ومكونات السمت للمغناطيس. تتغير الحقول بشكل مختلف مع المسافة بالقرب من مستوى مسير الشمس:

أين - انج. سرعة دوران الشمس و -مكون شعاعي للسرعة ج ، الفهرس 0 يتوافق مع المستوى الأولي. على مسافة من مدار الأرض ، الزاوية بين اتجاه المغناطيسية. الحقول و صحوالي 45 درجة. على نطاق واسع L magn.

أرز. 5. شكل خط المجال المغناطيسي بين الكواكب - السرعة الزاوية لدوران الشمس ، و - المكون الشعاعي لسرعة البلازما ، R - مسافة مركزية الشمس.

S. v. ، الناشئة فوق مناطق الشمس مع decomp. التوجه المغناطيسي. الحقول ، والسرعة ، ودرجة الحرارة ، وتركيز الجسيمات ، وما إلى ذلك) راجع أيضًا. يتغير بانتظام في المقطع العرضي لكل قطاع ، والذي يرتبط بوجود تدفق S. سريع داخل القطاع. عادة ما توجد حدود القطاعات في التدفق الداخلي لـ S. في. في أغلب الأحيان ، يتم ملاحظة 2 أو 4 قطاعات تدور مع الشمس. هذا الهيكل الذي تم تشكيله في S. الانسحاب من القرن. مغناطيسي واسع النطاق مجال التاج ، يمكن ملاحظتها لعدة. ثورات الشمس. الهيكل القطاعي لصندوق النقد الدولي هو نتيجة لوجود ورقة حالية (TS) في الوسط بين الكواكب ، والتي تدور مع الشمس. يخلق TS طفرة مغناطيسية. الحقول - لدى صندوق النقد الدولي شعاعي علامات مختلفة على جوانب مختلفة من السيارة. هذا TS ، الذي تنبأ به H. Alfven ، يمر عبر تلك الأجزاء من الإكليل الشمسي ، المرتبطة بالمناطق النشطة على الشمس ، ويفصل هذه المناطق عن الانحلال. علامات المكون الشعاعي للمغناطيس الشمسي. مجالات. يقع TC تقريبًا في مستوى خط الاستواء الشمسي وله هيكل مطوي. يؤدي دوران الشمس إلى التواء طيات CS في دوامة (الشكل 6). كونه بالقرب من مستوى مسير الشمس ، يتضح أن المراقب إما أعلى أو أسفل CS ، بسبب سقوطه في قطاعات ذات علامات مختلفة لمكون شعاعي IMF.

بالقرب من الشمس في القرن الشمالي. توجد تدرجات السرعة الطولية والخطية لموجات الصدمة غير المصادمة (الشكل 7). أولاً ، يتم تكوين موجة صدمة تنتشر للأمام من حدود القطاعات (موجة صدمة مباشرة) ، ثم تتشكل موجة صدمة عكسية تنتشر باتجاه الشمس.

أرز. 6. شكل صفيحة تيار الغلاف الشمسي. يعطي تقاطعها مع مستوى مسير الشمس (المائل إلى خط الاستواء للشمس بزاوية 7 درجات) الهيكل القطاعي المرصود للحقل المغناطيسي بين الكواكب.

أرز. 7. هيكل قطاع المجال المغناطيسي بين الكواكب. تُظهر الأسهم القصيرة اتجاه الرياح الشمسية ، وتُظهر خطوط الأسهم خطوط المجال المغناطيسي ، بينما يُظهر الخط المنقط بالشرطة حدود القطاع (تقاطع مستوى الشكل مع الورقة الحالية).

نظرًا لأن سرعة موجة الصدمة أقل من سرعة SV ، فإنها تنقل موجة الصدمة العكسية في الاتجاه بعيدًا عن الشمس. تتشكل موجات الصدمة بالقرب من حدود القطاع على مسافات ~ 1 AU. ه.ويمكن أن يعزى إلى مسافات عدة. أ. ه- موجات الصدمة هذه ، مثل موجات الصدمة بين الكواكب من التوهجات الشمسية وموجات الصدمة حول الكوكب ، تسرع الجسيمات وبالتالي فهي مصدر للجسيمات النشطة.

S. v. يمتد لمسافات ~ 100 AU. أي حيث ضغط الوسط النجمي يوازن الديناميكي. ضغط S. اجتاح التجويف S. in. البيئة بين الكواكب). يتوسع في. مع المغناطيس المجمد فيه. الحقل يمنع الاختراق في مجرة ​​النظام الشمسي. الفراغ أشعة ذات طاقات منخفضة وتؤدي إلى اختلافات كونية. أشعة ذات طاقة عالية. ظاهرة مشابهة لـ S. V. ، وجدت في بعض النجوم الأخرى (انظر. الرياح النجمية).

أشعل.:باركر إي إن ، ديناميكيات في وسط الكواكب ، O.L Vaisberg.

موسوعة فيزيائية. في 5 مجلدات. - م: الموسوعة السوفيتية. رئيس التحريرإيه إم بروخوروف. 1988 .

تعرف على ما هو "SOLAR WIND" في القواميس الأخرى:

الرياح الشمسية ، تدفق بلازما الهالة الشمسية التي تملأ النظام الشمسي حتى مسافة 100 وحدة فلكية من الشمس ، حيث يوازن ضغط الوسط بين النجوم الضغط الديناميكي للتدفق. التركيب الرئيسي هو البروتونات والإلكترونات والأنوية ... الموسوعة الحديثة

الرياح الشمسية ، تدفق ثابت للجسيمات المشحونة (بشكل رئيسي البروتونات والإلكترونات) تسارع بسبب ارتفاع درجة حرارة الكورونا الشمسية إلى سرعات كبيرة بما يكفي للجسيمات للتغلب على جاذبية الشمس. الرياح الشمسية تنحرف ... القاموس الموسوعي العلمي والتقني

يمكن أن تصل قيمته إلى 1.1 مليون درجة مئوية. لذلك ، مع وجود مثل هذه درجة الحرارة ، تتحرك الجسيمات بسرعة كبيرة. لا تستطيع جاذبية الشمس الاحتفاظ بها ، وتترك النجم.

يتغير نشاط الشمس خلال دورة 11 عامًا. في الوقت نفسه ، يتغير عدد البقع الشمسية ومستويات الإشعاع وكتلة المادة المقذوفة في الفضاء. وتؤثر هذه التغييرات على خصائص الرياح الشمسية - مجالها المغناطيسي وسرعتها ودرجة حرارتها وكثافتها. لذلك ، يمكن للرياح الشمسية خصائص مختلفة. يعتمدون على المكان الذي كان مصدره بالضبط على الشمس. كما أنها تعتمد على سرعة دوران هذه المنطقة.

سرعة الرياح الشمسية أعلى من سرعة حركة مادة الثقوب الإكليلية. وتصل إلى 800 كيلومتر في الثانية. تظهر هذه الثقوب في أقطاب الشمس وفي خطوط العرض المنخفضة. يكتسبون الأبعاد الأكبر خلال تلك الفترات التي يكون فيها النشاط على الشمس ضئيلًا. يمكن أن تصل درجات حرارة المادة التي تحملها الرياح الشمسية إلى 800000 درجة مئوية.

في الحزام المتدفق الإكليلي الموجود حول خط الاستواء ، تتحرك الرياح الشمسية بشكل أبطأ - حوالي 300 كم. في الثانية. ثبت أن درجة حرارة المادة التي تتحرك في الرياح الشمسية البطيئة تصل إلى 1.6 مليون درجة مئوية.

تتكون الشمس وغلافها الجوي من البلازما ومزيج من الجزيئات الموجبة والسالبة الشحنة. لديهم درجات حرارة عالية للغاية. لذلك ، تترك المادة الشمس باستمرار ، تحملها الرياح الشمسية.

تأثير الأرض

عندما تغادر الرياح الشمسية الشمس ، فإنها تحمل جزيئات مشحونة ومجالات مغناطيسية. تشع الرياح الشمسية في جميع الاتجاهات ، وتؤثر باستمرار على كوكبنا. هذه العملية تنتج تأثيرات مثيرة للاهتمام.

إذا وصلت المادة التي تحملها الرياح الشمسية إلى سطح الكوكب ، فسوف تتسبب في أضرار جسيمة لأي شكل من أشكال الحياة الموجودة عليها. لذلك ، فإن المجال المغناطيسي للأرض بمثابة درع يعيد توجيه مسارات الجسيمات الشمسية حول الكوكب. يبدو أن الجسيمات المشحونة "تتدفق" خارجه. يغير تأثير الرياح الشمسية المجال المغناطيسي للأرض بطريقة تتشوه وتمتد على الجانب الليلي من كوكبنا.

في بعض الأحيان تقذف الشمس كميات كبيرة من البلازما ، والمعروفة باسم الانبعاث الكتلي الإكليلي (CMEs) ، أو العواصف الشمسية. يحدث هذا غالبًا خلال الفترة النشطة للدورة الشمسية ، والمعروفة باسم الطاقة الشمسية القصوى. تتمتع CMEs بتأثير أقوى من الرياح الشمسية القياسية.

بعض أجسام النظام الشمسي ، مثل الأرض ، محمية بمجال مغناطيسي. لكن الكثير منهم لا يتمتعون بهذه الحماية. قمر أرضنا ليس لديه حماية لسطحه. لذلك ، فإنها تواجه أقصى تأثير للرياح الشمسية. عطارد ، الكوكب الأقرب إلى الشمس ، لديه مجال مغناطيسي. إنه يحمي الكوكب من الرياح القياسية المعتادة ، ولكنه غير قادر على تحمل المزيد من التوهجات القوية مثل CME.

عندما تتفاعل تيارات الرياح الشمسية عالية ومنخفضة السرعة مع بعضها البعض ، فإنها تخلق مناطق كثيفة تُعرف باسم مناطق التفاعل الدوارة (CIRs). هذه المناطق هي التي تسبب عواصف مغنطيسية أرضية عندما تصطدم بجو الأرض.

يمكن أن تؤثر الرياح الشمسية والجسيمات المشحونة التي تحملها على أقمار الأرض وأنظمة تحديد المواقع العالمية (GPS). يمكن أن تتسبب الدفقات القوية في إتلاف الأقمار الصناعية أو التسبب في أخطاء في الموقع عند استخدام إشارات نظام تحديد المواقع العالمي (GPS) لعشرات الأمتار.

تصل الرياح الشمسية إلى جميع الكواكب الموجودة فيها. اكتشفتها مهمة ناسا نيو هورايزونز أثناء السفر بين و.

دراسة الرياح الشمسية

لقد علم العلماء بوجود الرياح الشمسية منذ الخمسينيات من القرن الماضي. ولكن على الرغم من تأثيرها الهائل على الأرض ورواد الفضاء ، لا يزال العلماء لا يعرفون الكثير من خصائصها. حاولت عدة بعثات فضائية في العقود الأخيرة تفسير هذا اللغز.

انطلقت بعثة ناسا أوليسيس إلى الفضاء في 6 أكتوبر 1990 ، ودرست الشمس على خطوط عرض مختلفة. قامت بقياس خصائص مختلفةالرياح الشمسية لأكثر من عشر سنوات.

كان لمهمة Advanced Composition Explorer () مدارًا مرتبطًا بإحدى النقاط الخاصة الواقعة بين الأرض والشمس. ومن المعروف باسم نقطة لاغرانج. في هذه المنطقة ، قوى الجاذبية من الشمس والأرض لها نفس القيمة. وهذا يسمح للقمر الصناعي أن يكون له مدار مستقر. تم إطلاق تجربة ACE في عام 1997 ، وهي تدرس الرياح الشمسية وتوفر قياسات في الوقت الفعلي لتدفق مستمر للجسيمات.

تدرس المركبات الفضائية STEREO-A و STEREO-B التابعة لناسا حواف الشمس من زوايا مختلفة لمعرفة كيف تولد الرياح الشمسية. وفقًا لوكالة ناسا ، قدم STEREO "نظرة فريدة وثورية لنظام الأرض والشمس."

بعثات جديدة

تخطط ناسا لإطلاق مهمة جديدة لدراسة الشمس. إنه يمنح العلماء الأمل في معرفة المزيد عن طبيعة الشمس والرياح الشمسية. المسبار الشمسي باركر التابع لناسا ، المخطط إطلاقه ( تم إطلاقه بنجاح في 12.08.2018 - Navigator) في صيف 2018 بطريقة تؤدي إلى "لمس الشمس" حرفيًا. بعد عدة سنوات من الطيران في مدار قريب من نجمنا ، سوف يغرق المسبار في هالة الشمس لأول مرة في التاريخ. سيتم القيام بذلك من أجل الحصول على مجموعة من الصور والقياسات الرائعة. ستعمل التجربة على تعزيز فهمنا لطبيعة الهالة الشمسية ، وتحسين فهمنا لأصل وتطور الرياح الشمسية.

إذا وجدت خطأً ، فيرجى تحديد جزء من النص والنقر السيطرة + أدخل.

في أواخر الأربعينيات من القرن الماضي ، اكتشف عالم الفلك الأمريكي إس. فوربوش ظاهرة غير مفهومة. عند قياس شدة الأشعة الكونية ، لاحظ فوربوش أنها تتناقص بشكل ملحوظ مع زيادة النشاط الشمسي وتنخفض بشكل حاد للغاية أثناء العواصف المغناطيسية.

بدا الأمر غريبا نوعا ما. بدلا من ذلك ، يمكن توقع العكس. بعد كل شيء ، الشمس نفسها هي مورد للأشعة الكونية. لذلك ، يبدو أنه كلما زاد نشاط ضوء النهار لدينا ، زاد عدد الجسيمات التي يجب أن يلقيها في الفضاء المحيط.

بقي أن نفترض أن الزيادة في النشاط الشمسي تؤثر على المجال المغناطيسي للأرض بطريقة تبدأ في تحويل جزيئات الأشعة الكونية - لرفضها. الطريق إلى الأرض مسدود.

بدا التفسير منطقيًا. ولكن ، للأسف ، سرعان ما اتضح أنه لم يكن كافياً. أظهرت الحسابات التي أجراها الفيزيائيون بشكل قاطع أن التغيير في الظروف المادية فقط في المنطقة المجاورة مباشرة للأرض لا يمكن أن يسبب تأثيرًا بهذا الحجم كما هو ملاحظ في الواقع. من الواضح أنه لا بد من وجود بعض القوى الأخرى التي تمنع تغلغل الأشعة الكونية في النظام الشمسي ، علاوة على ذلك ، تلك التي تزيد مع زيادة النشاط الشمسي.

عندها نشأ الافتراض بأن المذنبين في التأثير الغامض هم تيارات من الجسيمات المشحونة التي تهرب من سطح الشمس وتخترق فضاء النظام الشمسي. هذا النوع من "الرياح الشمسية" ينظف الوسط بين الكواكب و "يكتسح" جزيئات الأشعة الكونية منه.

تحدثت الظواهر التي لوحظت في المذنبات أيضًا لصالح مثل هذه الفرضية. كما تعلم ، فإن ذيول المذنب تشير دائمًا بعيدًا عن الشمس. في البداية ، ارتبط هذا الظرف بالضغط الخفيف لأشعة الشمس. ومع ذلك ، في منتصف القرن الحالي ، ثبت أن الضغط الخفيف وحده لا يمكن أن يتسبب في جميع الظواهر التي تحدث في المذنبات. أظهرت الحسابات أنه من أجل تكوين ذيول المذنبات وانحرافها الملحوظ ، من الضروري التأثير ليس فقط على الفوتونات ، ولكن أيضًا على جسيمات المادة. بالمناسبة ، يمكن أن تثير هذه الجسيمات الوهج الأيوني الذي يحدث في ذيول المذنبات.

في الواقع ، حقيقة أن الشمس ترمي تيارات من الجسيمات المشحونة - الجسيمات - كانت معروفة حتى قبل ذلك. ومع ذلك ، كان من المفترض أن تكون هذه التدفقات عرضية. ربط علماء الفلك حدوثها بظهور التوهجات والبقع. لكن ذيول المذنبات يتم توجيهها دائمًا بعيدًا عن الشمس ، وليس فقط خلال فترات النشاط الشمسي المتزايد. هذا يعني أن الإشعاع الجسيمي الذي يملأ مساحة النظام الشمسي يجب أن يكون موجودًا أيضًا باستمرار. يتكثف مع زيادة النشاط الشمسي ، لكنه موجود دائمًا.

وبالتالي ، فإن الفضاء القريب من الطاقة الشمسية تهب عليه الرياح الشمسية باستمرار. مما تتكون هذه الريح وتحت أي ظروف تنشأ؟

دعنا نتعرف على الطبقة الخارجية من الغلاف الجوي الشمسي - "التاج". هذا الجزء من الغلاف الجوي لضوء النهار لدينا مخلخل بشكل غير عادي. حتى في الجوار المباشر للشمس ، فإن كثافتها لا تزيد عن مائة مليون من كثافة الغلاف الجوي للأرض. هذا يعني أن كل سنتيمتر مكعب من الفضاء الشمسي يحتوي فقط على بضع مئات من ملايين جسيمات الهالة. لكن ما يسمى بـ "درجة الحرارة الحركية" للإكليل ، والتي تحددها سرعة الجسيمات ، عالية جدًا. تصل إلى مليون درجة. لذلك ، يتأين الغاز التاجي تمامًا وهو مزيج من البروتونات وأيونات من عناصر مختلفة وإلكترونات حرة.

في الآونة الأخيرة ، ظهر تقرير يفيد بأنه تم الكشف عن وجود أيونات الهيليوم في تكوين الرياح الشمسية. هذا الظرف يسكب تعويذة على الآلية التي يتم من خلالها طرد المشحون

جزيئات من سطح الشمس. إذا كانت الرياح الشمسية تتكون فقط من الإلكترونات والبروتونات ، فلا يزال بإمكان المرء أن يفترض أنها تشكلت بسبب عمليات حرارية بحتة وهي شيء مثل البخار الذي يتشكل فوق سطح الماء المغلي. ومع ذلك ، فإن نوى ذرات الهيليوم أثقل أربع مرات من البروتونات ، وبالتالي من غير المحتمل أن يتم طردها عن طريق التبخر. على الأرجح ، يرتبط تكوين الرياح الشمسية بفعل القوى المغناطيسية. تحلق غيوم البلازما بعيدًا عن الشمس ، وتحمل معها الحقول المغناطيسية. هذه الحقول هي التي تعمل بمثابة هذا النوع من "الأسمنت" الذي "يربط" الجسيمات ذات الكتل والشحنات المختلفة معًا.

أظهرت الملاحظات والحسابات التي أجراها علماء الفلك أنه كلما ابتعدنا عن الشمس ، تقل كثافة الهالة تدريجياً. لكن اتضح أنه في منطقة مدار الأرض لا يزال مختلفًا بشكل ملحوظ عن الصفر. في هذه المنطقة من النظام الشمسي ، يوجد من مائة إلى ألف جسيم إكليلي لكل سنتيمتر مكعب من الفضاء. بمعنى آخر ، يقع كوكبنا داخل الغلاف الجوي الشمسي ، وإذا أردت ، يحق لنا أن نطلق على أنفسنا ليس فقط سكان الأرض ، ولكن أيضًا سكان الغلاف الجوي للشمس.

إذا كانت الهالة مستقرة إلى حد ما بالقرب من الشمس ، فعند زيادة المسافة ، تميل إلى التوسع في الفضاء. وكلما زاد البعد عن الشمس ، زاد معدل هذا التوسع. وفقًا لحسابات عالم الفلك الأمريكي إي.باركر ، على مسافة 10 ملايين كيلومتر ، تتحرك الجسيمات الإكليلية بسرعات تتجاوز سرعة الصوت. وكلما ابتعدنا عن الشمس وضعف قوة الجذب الشمسي ، زادت هذه السرعات عدة مرات.

وبالتالي ، فإن الاستنتاج يشير إلى نفسه أن الإكليل الشمسي هو الرياح الشمسية التي تهب حول فضاء نظامنا الكوكبي.

تم تأكيد هذه الاستنتاجات النظرية بشكل كامل من خلال قياسات pa صواريخ الفضاءوالأقمار الصناعية الأرضية. اتضح أن الرياح الشمسية موجودة دائمًا و "تهب" بالقرب من الأرض بسرعة حوالي 400 كم / ثانية. مع زيادة النشاط الشمسي ، تزداد هذه السرعة.

إلى أي مدى تهب الرياح الشمسية؟ هذا السؤال له أهمية كبيرة ، ومع ذلك ، من أجل الحصول على البيانات التجريبية المقابلة ، من الضروري إجراء السبر بواسطة المركبات الفضائية للجزء الخارجي من النظام الشمسي. حتى يتم ذلك ، يجب أن يكون المرء راضياً عن الاعتبارات النظرية.

ومع ذلك ، لا يمكن الحصول على إجابة محددة. اعتمادًا على الافتراضات الأولية ، تؤدي الحسابات إلى نتائج مختلفة. في إحدى الحالات ، اتضح أن الرياح الشمسية تهدأ بالفعل في مدار زحل ، وفي الحالة الأخرى ، لا تزال موجودة على مسافة كبيرة جدًا خارج مدار كوكب بلوتو الأخير. لكن هذه فقط من الناحية النظرية الحدود القصوى للانتشار المحتمل للرياح الشمسية. فقط الملاحظات يمكن أن تشير إلى الحدود الدقيقة.

سيكون الأكثر موثوقية ، كما أشرنا بالفعل ، البيانات من المسابير الفضائية. لكن من حيث المبدأ ، بعض الملاحظات غير المباشرة ممكنة أيضًا. على وجه الخصوص ، لوحظ أنه بعد كل انخفاض منتظم في النشاط الشمسي ، فإن الزيادة المقابلة في شدة الأشعة الكونية طاقة عالية، أي الأشعة التي تدخل النظام الشمسي من الخارج ، تحدث مع تأخير حوالي ستة أشهر. على ما يبدو ، هذه هي بالضبط الفترة اللازمة للتغيير التالي في قوة الرياح الشمسية للوصول إلى حد انتشارها. مثل متوسط ​​السرعةنظرًا لأن انتشار الرياح الشمسية يبلغ حوالي 2.5 وحدة فلكية (وحدة فلكية واحدة = 150 مليون كيلومتر - متوسط ​​مسافة الأرض من الشمس) يوميًا ، فإن هذا يعطي مسافة حوالي 40-45 وحدة فلكية. بمعنى آخر ، تجف الرياح الشمسية في مكان ما حول مدار بلوتو.

يتكون الغلاف الجوي للشمس من 90٪ هيدروجين. يُطلق على الجزء الأبعد منه عن السطح اسم هالة الشمس ، ويمكن رؤيته بوضوح أثناء الكسوف الكلي للشمس. تصل درجة حرارة الهالة إلى 1.5-2 مليون كلفن ، ويتأين غاز الهالة تمامًا. عند درجة حرارة البلازما هذه ، تبلغ السرعة الحرارية للبروتونات حوالي 100 كم / ث ، وتبلغ سرعة الإلكترونات عدة آلاف من الكيلومترات في الثانية. للتغلب على التجاذب الشمسي ، فإن السرعة الابتدائية البالغة 618 كم / ثانية ، وهي السرعة الفضائية الثانية للشمس ، كافية. لذلك ، هناك تسرب مستمر للبلازما من الهالة الشمسية إلى الفضاء. يسمى تدفق البروتونات والإلكترونات هذا بالرياح الشمسية.

بعد التغلب على جاذبية الشمس ، تطير جزيئات الرياح الشمسية على طول مسارات مستقيمة. لا تتغير سرعة كل جسيم مع الإزالة تقريبًا ، لكنها قد تكون مختلفة. تعتمد هذه السرعة بشكل أساسي على حالة سطح الشمس ، وعلى "الطقس" على الشمس. في المتوسط ​​\ u200b \ u200b ، يكون v ≈ 470 كم / ثانية. تقطع الرياح الشمسية المسافة إلى الأرض في 3-4 أيام. تتناقص كثافة الجزيئات الموجودة فيه بالتناسب العكسي مع مربع المسافة إلى الشمس. على مسافة تساوي نصف قطر مدار الأرض ، يوجد في المتوسط ​​1 سم 3 4 بروتونات و 4 إلكترونات.

تقلل الرياح الشمسية كتلة نجمنا - الشمس - بمقدار 10.9 كجم في الثانية. على الرغم من أن هذا الرقم يبدو كبيرًا على مقاييس الأرض ، إلا أنه صغير في الواقع: لا يمكن ملاحظة الانخفاض في الكتلة الشمسية إلا على مدى آلاف المرات أطول من العمر الحالي للشمس ، وهو ما يقرب من 5 مليارات سنة.

تفاعل الرياح الشمسية مع المجال المغناطيسي مثير للاهتمام وغير عادي. من المعروف أن الجسيمات المشحونة تتحرك عادة في مجال مغناطيسي H على طول دائرة أو على طول خطوط حلزونية. هذا صحيح فقط عندما يكون المجال المغناطيسي قويًا بدرجة كافية. بتعبير أدق ، من أجل حركة الجسيمات المشحونة في دائرة ، من الضروري أن تكون كثافة طاقة المجال المغناطيسي H 2 / 8π أكبر من كثافة الطاقة الحركية للبلازما المتحركة ρv 2/2. في الرياح الشمسية ، الوضع معكوس: المجال المغناطيسي ضعيف. لذلك ، تتحرك الجسيمات المشحونة في خطوط مستقيمة ، في حين أن المجال المغناطيسي ليس ثابتًا ، فإنه يتحرك جنبًا إلى جنب مع تدفق الجسيمات ، كما لو كان هذا التدفق ينقل بعيدًا إلى محيط النظام الشمسي. يظل اتجاه المجال المغناطيسي في كامل الفضاء بين الكواكب كما كان على سطح الشمس في وقت إطلاق بلازما الرياح الشمسية.

يغير المجال المغناطيسي ، كقاعدة عامة ، اتجاهه 4 مرات عند الدوران حول خط الاستواء للشمس. تدور الشمس: النقاط على خط الاستواء تحدث ثورة في T \ u003d 27 يومًا. لذلك ، يتم توجيه المجال المغناطيسي بين الكواكب على طول اللوالب (انظر الشكل) ، وتدور الصورة الكاملة لهذا النمط بعد دوران سطح الشمس. تتغير زاوية دوران الشمس كـ φ = 2π / T. تزداد المسافة من الشمس مع سرعة الرياح الشمسية: r = vt. ومن هنا جاءت معادلة اللوالب في الشكل. له الشكل: φ = 2πr / vT. على مسافة من مدار الأرض (r = 1.5 10 11 m) ، تكون زاوية ميل المجال المغناطيسي إلى متجه نصف القطر ، كما يمكن التحقق منها بسهولة ، 50 درجة. في المتوسط ​​، يتم قياس هذه الزاوية بواسطة مركبة فضائية ، ولكنها ليست قريبة جدًا من الأرض. بالقرب من الكواكب ، يتم ترتيب المجال المغناطيسي بشكل مختلف (انظر الغلاف المغناطيسي).