Veranda 

Co je sluneční vítr a jeho vliv. Slunečný vítr. Dopad Země

V roce 1957 E. Parker, profesor Chicagské univerzity, teoreticky předpověděl jev, kterému se říkalo „sluneční vítr“. Trvalo dva roky, než byla tato předpověď experimentálně potvrzena pomocí přístrojů instalovaných na sovětské kosmické lodi „Luna-2“ a „Luna-3“ skupinou K.I.Gringhause. Co je to za fenomén?

slunečný vítr je tok plně ionizovaného plynného vodíku, obvykle nazývaného plně ionizované vodíkové plazma kvůli přibližně stejné hustotě elektronů a protonů (podmínka kvazineutrality), který se pohybuje se zrychlením od Slunce. V oblasti oběžné dráhy Země (na jedné astronomické jednotce nebo 1 AU od Slunce) její rychlost dosahuje průměrné hodnoty V E » 400–500 km/s při teplotě protonů T E » 100 000 K a mírně vyšší elektronové teplotě ( dolní index "E" zde a dále odkazuje na oběžnou dráhu Země). Při takových teplotách rychlost o 1 AU výrazně převyšuje rychlost zvuku, tzn. proudění slunečního větru v oblasti oběžné dráhy Země je nadzvukové (neboli nadzvukové). Naměřená koncentrace protonů (neboli elektronů) je poměrně nízká a činí n E » 10–20 částic na centimetr krychlový. Kromě protonů a elektronů byly v meziplanetárním prostoru nalezeny částice alfa (řádově několik procent koncentrace protonů), malé množství těžší částice a také meziplanetární magnetické pole, jehož průměrná hodnota indukce se na oběžné dráze Země pohybovala v řádu několika gama (1g = 10–5 gaussů).

Zhroucení konceptu statické sluneční koróny.

Poměrně dlouhou dobu se věřilo, že všechny hvězdné atmosféry jsou ve stavu hydrostatické rovnováhy, tzn. ve stavu, kdy je síla gravitační přitažlivosti dané hvězdy vyvážena silou spojenou s tlakovým gradientem (změna tlaku v atmosféře hvězdy na dálku r od středu hvězdy. Matematicky je tato rovnováha vyjádřena jako obyčejná diferenciální rovnice,

kde G je gravitační konstanta, M* je hmotnost hvězdy, p a r jsou tlak a hustota hmotnosti v určité vzdálenosti r z hvězdy. Vyjádření hmotnostní hustoty ze stavové rovnice pro ideální plyn

R= r RT

tlakem a teplotou a integrací výsledné rovnice získáme tzv. barometrický vzorec ( R je plynová konstanta), což v konkrétním případě konstantní teploty T má formu

kde p 0 je tlak v základně atmosféry hvězdy (at r = r 0). Protože se před Parkerovou prací věřilo, že sluneční atmosféra, stejně jako atmosféry jiných hvězd, je ve stavu hydrostatické rovnováhy, byl její stav určen podobnými vzorci. S přihlédnutím k neobvyklému a dosud ne zcela pochopenému jevu prudkého nárůstu teploty z cca 10 000 K na povrchu Slunce na 1 000 000 K ve sluneční koróně vypracoval S. Chapman teorii statické sluneční koróny, která by měla plynule přecházejí do místního mezihvězdného prostředí obklopujícího sluneční soustavu. Z toho vyplynulo, že podle představ S. Chapmana je Země, která obíhá kolem Slunce, ponořena do statické sluneční koróny. Tento názor sdíleli astrofyzikové po dlouhou dobu.

Ránu těmto již zavedeným představám zasadil Parker. Upozornil na skutečnost, že tlak v nekonečnu (at r® Ґ), který se získá z barometrického vzorce, je téměř 10krát větší než tlak, který byl v té době akceptován pro místní mezihvězdné médium. K odstranění tohoto rozporu E. Parker navrhl, že sluneční koróna nemůže být v hydrostatické rovnováze, ale musí se neustále rozpínat do meziplanetárního prostředí obklopujícího Slunce, tzn. radiální rychlost PROTI sluneční korona není nulová. Zároveň místo rovnice hydrostatické rovnováhy navrhl použít hydrodynamickou pohybovou rovnici formy, kde M E je hmotnost Slunce.

Pro dané rozložení teplot T, jako funkce vzdálenosti od Slunce, řešení této rovnice pomocí barometrického vzorce pro tlak a rovnice zachování hmoty ve tvaru

lze interpretovat jako sluneční vítr a je to pomocí tohoto řešení s přechodem z podzvukového proudění (při r r *) na nadzvukový (at r > r*) tlak lze upravit R s tlakem v místním mezihvězdném prostředí a v důsledku toho se v přírodě vyskytuje právě toto řešení zvané sluneční vítr.

První přímá měření parametrů meziplanetárního plazmatu, která byla provedena na první kosmické lodi, která se dostala do meziplanetárního prostoru, potvrdila správnost Parkerovy představy o přítomnosti nadzvukového slunečního větru a ukázalo se, že i v oblasti na oběžné dráze Země, rychlost slunečního větru daleko převyšuje rychlost zvuku. Od té doby není pochyb o tom, že Chapmanova představa o hydrostatické rovnováze sluneční atmosféry je mylná a sluneční koróna se neustále rozšiřuje nadzvukovou rychlostí do meziplanetárního prostoru. O něco později astronomická pozorování ukázala, že mnoho dalších hvězd má také "hvězdné větry" podobné slunečnímu větru.

Navzdory skutečnosti, že sluneční vítr byl předpovězen teoreticky na základě sféricky symetrického hydrodynamického modelu, samotný jev se ukázal být mnohem komplikovanější.

Jaký je skutečný obraz pohybu slunečního větru? Sluneční vítr byl dlouhou dobu považován za sféricky symetrický, tzn. nezávisle na sluneční šířce a délce. Vzhledem k tomu, že kosmické lodě před rokem 1990, kdy byla vypuštěna sonda Ulysses, létaly převážně v rovině ekliptiky, měření na takové lodi dávalo rozložení parametrů slunečního větru pouze v této rovině. Výpočty založené na pozorování ohonu komety naznačovaly přibližnou nezávislost parametrů slunečního větru na sluneční šířce, nicméně tento závěr založený na pozorováních komet nebyl dostatečně spolehlivý kvůli obtížím při interpretaci těchto pozorování. Podélná závislost parametrů slunečního větru byla sice měřena přístroji nainstalovanými na kosmických lodích, nicméně byla buď nevýznamná a souvisela s meziplanetárním magnetickým polem slunečního původu, nebo s krátkodobými nestacionárními procesy na Slunci (hlavně sluneční erupce ).

Měření parametrů plazmatu a magnetického pole v rovině ekliptiky ukázalo, že v meziplanetárním prostoru mohou existovat tzv. sektorové struktury s různými parametry slunečního větru a různými směry magnetického pole. Takové struktury rotují se Sluncem a jasně naznačují, že jsou výsledkem podobné struktury ve sluneční atmosféře, jejíž parametry tak závisí na sluneční délce. Kvalitativně je čtyřsektorová struktura znázorněna na Obr. jeden.

Pozemní dalekohledy zároveň detekují obecné magnetické pole na povrchu Slunce. Jeho průměrná hodnota se odhaduje na 1 G, i když v jednotlivých fotosférických útvarech, například ve slunečních skvrnách, může být magnetické pole řádově větší. Vzhledem k tomu, že plazma je dobrým vodičem elektřiny, sluneční magnetická pole nějak interagují se slunečním větrem kvůli vzhledu poneromotorické síly. j ґ B. Tato síla je v radiálním směru malá, tzn. prakticky neovlivňuje rozložení radiální složky slunečního větru, ale její projekce do směru kolmého k radiálu vede ke vzniku tangenciální složky rychlosti ve slunečním větru. Přestože je tato složka téměř o dva řády menší než radiální, hraje významnou roli při odstraňování momentu hybnosti ze Slunce. Astrofyzici předpokládají, že poslední okolnost může hrát významnou roli ve vývoji nejen Slunce, ale i dalších hvězd, ve kterých byl objeven hvězdný vítr. Zejména pro vysvětlení prudkého poklesu úhlové rychlosti hvězd pozdního typu se často uplatňuje hypotéza, že přenášejí rotační moment na planety, které se kolem nich tvoří. Uvažovaný mechanismus ztráty momentu hybnosti Slunce výronem plazmatu z něj za přítomnosti magnetického pole otevírá možnost revize této hypotézy.

Měření průměrného magnetického pole nejen v oblasti oběžné dráhy Země, ale i na velké heliocentrické vzdálenosti (např. na sondách Voyager 1 a 2 a Pioneer 10 a 11) ukázala, že v rovině ekliptiky, která se téměř kryje s rovina slunečního rovníku, jeho velikost a směr jsou dobře popsány vzorci

obdržel Parker. V těchto vzorcích, které popisují tzv. Archimedovu Parkerovu spirálu, jsou veličiny B r , B j jsou radiální a azimutální složky vektoru magnetické indukce, W je úhlová rychlost rotace Slunce, PROTI je radiální složka slunečního větru, index "0" se vztahuje k bodu sluneční koróny, ve kterém je známa velikost magnetického pole.

Vypuštění kosmické lodi Ulysses v říjnu 1990 Evropskou kosmickou agenturou, jejíž dráha byla vypočtena tak, že v současnosti obíhá kolem Slunce v rovině kolmé k rovině ekliptiky, zcela změnilo představu, že sluneční vítr je sféricky symetrický. Na Obr. Obrázek 2 ukazuje rozložení radiální rychlosti a hustoty protonů slunečního větru naměřených na kosmické lodi Ulysses jako funkci sluneční šířky.

Tento obrázek ukazuje silnou šířkovou závislost parametrů slunečního větru. Ukázalo se, že rychlost slunečního větru se zvyšuje a hustota protonů klesá s heliografickou šířkou. A pokud je v rovině ekliptiky radiální rychlost v průměru ~ 450 km/s a hustota protonů ~15 cm–3, pak například při 75° sluneční šířky jsou tyto hodnoty ~700 km/s. s a ~5 cm–3. Závislost parametrů slunečního větru na zeměpisné šířce je méně výrazná v obdobích minima sluneční aktivita.

Nestacionární procesy ve slunečním větru.

Parkerem navržený model předpokládá sférickou symetrii slunečního větru a nezávislost jeho parametrů na čase (stacionarita uvažovaného jevu). Nicméně procesy probíhající na Slunci obecně nejsou stacionární a v důsledku toho není stacionární ani sluneční vítr. Charakteristické doby variace parametrů mají velmi různá měřítka. Zejména se jedná o změny parametrů slunečního větru spojené s 11letým cyklem sluneční aktivity. Na Obr. Obrázek 3 ukazuje průměrný (přes 300 dní) dynamický tlak slunečního větru (r PROTI 2) v oblasti oběžné dráhy Země (na 1 AU) během jednoho 11letého slunečního cyklu sluneční aktivity ( nejlepší část výkres). Na spodní straně Obr. Obrázek 3 ukazuje změnu počtu slunečních skvrn od roku 1978 do roku 1991 (maximální počet odpovídá maximální sluneční aktivitě). Je vidět, že parametry slunečního větru se výrazně mění v průběhu charakteristické doby asi 11 let. Měření na sondě Ulysses přitom ukázalo, že k takovým změnám dochází nejen v rovině ekliptiky, ale i v jiných heliografických šířkách (na pólech je dynamický tlak slunečního větru o něco vyšší než na rovníku) .

Změny parametrů slunečního větru mohou nastat i v mnohem menších časových měřítcích. Takže například erupce na Slunci a různé rychlosti toku plazmatu z různých oblastí sluneční koróny vedou k vytvoření meziplanetárních rázových vln v meziplanetárním prostoru, které se vyznačují prudkým skokem v rychlosti, hustotě, tlaku a teplotě. . Kvalitativně je mechanismus jejich vzniku znázorněn na Obr. 4. Když rychlý tok jakéhokoliv plynu (například sluneční plazma) dožene pomalejší, pak v místě jejich kontaktu nastává libovolná diskontinuita parametrů plynu, na které platí zákony zachování hmoty, hybnosti a energie. nejsou spokojeni. Taková diskontinuita nemůže v přírodě existovat a rozpadá se zejména na dvě rázové vlny (zákony zachování hmoty, hybnosti a energie na nich vedou k tzv. Hugoniotovým vztahům) a tečnou diskontinuitu (stejné zákony zachování vedou k tzv. na tlak a normální složka rychlosti musí být spojitá). Na Obr. 4 je tento proces znázorněn ve zjednodušené formě sféricky symetrického záblesku. Zde je třeba poznamenat, že takové struktury sestávající z dopředné rázové vlny (dopředný ráz), tečné diskontinuity a druhé rázové vlny (reverzní ráz) se pohybují směrem od Slunce takovým způsobem, že se dopředný ráz pohybuje větší rychlostí. než je rychlost slunečního větru, zpětný ráz se pohybuje od Slunce rychlostí o něco menší než je rychlost slunečního větru a rychlost tečné diskontinuity je rovna rychlosti slunečního větru. Takové struktury jsou pravidelně zaznamenávány přístroji instalovanými na kosmických lodích.

Na změně parametrů slunečního větru se vzdáleností od Slunce.

Změnu rychlosti slunečního větru se vzdáleností od Slunce určují dvě síly: síla sluneční gravitace a síla spojená se změnou tlaku (tlakový gradient). Protože gravitační síla klesá s druhou mocninou vzdálenosti od Slunce, pak je při velkých heliocentrických vzdálenostech její vliv nevýznamný. Výpočty ukazují, že již na oběžné dráze Země lze její vliv, stejně jako vliv tlakového gradientu, zanedbat. Proto lze rychlost slunečního větru považovat za téměř konstantní. Zároveň výrazně převyšuje rychlost zvuku (proudění je hypersonické). Z výše uvedené hydrodynamické rovnice pro sluneční korónu pak vyplývá, že hustota r klesá jako 1/ r 2. Tyto představy o parametrech slunečního větru potvrdily americké sondy Voyager 1 a 2, Pioneer 10 a 11, které odstartovaly v polovině 70. let a nyní se nacházejí ve vzdálenostech několika desítek astronomických jednotek od Slunce. Potvrdili také teoreticky předpovězenou Archimedovu Parkerovu spirálu pro meziplanetární magnetické pole. Teplota se však neřídí zákonem adiabatického ochlazování, protože sluneční koróna expanduje. Ve velmi velkých vzdálenostech od Slunce má sluneční vítr dokonce tendenci se zahřívat. Takové zahřívání může být způsobeno dvěma důvody: disipací energie spojenou s turbulencí plazmatu a vlivem neutrálních atomů vodíku pronikajícího do slunečního větru z mezihvězdného prostředí obklopujícího sluneční soustavu. Druhý důvod také vede k určitému zpomalení slunečního větru na velké heliocentrické vzdálenosti, které bylo objeveno na výše zmíněné kosmické lodi.

Závěr.

Sluneční vítr je tedy fyzikálním jevem, který je nejen čistě akademickým předmětem zájmu spojeného se studiem procesů v plazmatu v přirozených vesmírných podmínkách, ale také faktorem, který je třeba vzít v úvahu při studiu procesů probíhajících v blízkosti Země. , protože tyto procesy tak či onak ovlivňují naše životy. Zejména vysokorychlostní proudy slunečního větru proudící kolem zemské magnetosféry ovlivňují její strukturu a nestacionární procesy na Slunci (například erupce) mohou vést k magnetickým bouřím, které narušují rádiovou komunikaci a ovlivňují pohodu Země. lidé citliví na počasí. Vzhledem k tomu, že sluneční vítr pochází ze sluneční korony, jsou jeho vlastnosti v oblasti oběžné dráhy Země dobrým ukazatelem pro studium slunečních a zemských vztahů důležitých pro praktickou lidskou činnost. To je však jiná oblast. vědecký výzkum kterým se v tomto článku nebudeme věnovat.

Vladimír Baranov

Konstantní radiální tok slunečního plazmatu. korun v meziplanetární produkci. Tok energie přicházející z útrob Slunce ohřívá plazma koróny až na 1,5-2 milionů K. Post. ohřev není vyvážen ztrátou energie v důsledku záření, protože koróna je malá. Přebytek energie znamená. stupně odnést h-tsy S. století. (=1027-1029 erg/s). Korunka tedy není v hydrostatickém stavu. rovnováha, neustále se rozšiřuje. Podle složení S. stol. se neliší od plazmatu koróny (S. století obsahuje hlavně arr. protony, elektrony, několik jader helia, ionty kyslíku, křemík, síru a železo). Na základně koróny (10 000 km od sluneční fotosféry) mají h-tsy radiální řád stovek m/s, ve vzdálenosti několika. sluneční poloměrech, dosahuje rychlosti zvuku v plazmatu (100 -150 km/s), v blízkosti oběžné dráhy Země je rychlost protonů 300-750 km/s, a jejich prostor. - od několika h-ts až několik desítky hodin v 1 cm3. S pomocí meziplanetárního prostoru. stanic bylo zjištěno, že až po dráhu Saturnu hustota toku h-c S. stol. klesá podle zákona (r0/r)2, kde r je vzdálenost od Slunce, r0 je počáteční hladina. S. v. nese s sebou smyčky siločar sluncí. magn. pole, to-žito tvoří meziplanetární magn. . kombinace radiálních ch-c pohyby S. v. s rotací Slunce dává těmto čarám tvar spirál. Velkorozměrová struktura magnetu. Pole v blízkosti Slunce má podobu sektorů, ve kterých pole směřuje od Slunce nebo k němu. Velikost dutiny obsazené SV není přesně známa (její poloměr zjevně není menší než 100 AU). Na hranicích této dutiny dynamiky. S. v. musí být vyvážen tlakem mezihvězdného plynu, galakt. magn. pole a galaktické prostor paprsky. V blízkosti Země kolize toku c-c S. v. s geomagnetickým pole generuje stacionární rázovou vlnu před zemskou magnetosférou (ze strany Slunce, obr.).

S. v. jakoby obtékala magnetosféru a omezovala její rozsah v pr-vé. Změny intenzity S. století spojené se slunečními erupcemi, yavl. hlavní příčinou geomagnetických poruch. pole a magnetosféry (magnetické bouře).

Over the Sun prohrává se S. in. \u003d 2X10-14 část své hmotnosti Msun. Je přirozené předpokládat, že výtok vody, podobný S. V., existuje i u jiných hvězd (""). Mělo by být zvláště intenzivní pro hmotné hvězdy (o hmotnosti = několik desítek Msolnů) a s vysokou povrchovou teplotou (= 30-50 tisíc K) a pro hvězdy s rozšířenou atmosférou (červení obři), protože v prvním případě Části vysoce vyvinuté hvězdné koróny mají dostatečně vysokou energii, aby překonaly přitažlivost hvězdy, a ve druhé mají nízkou paraboliku. rychlost (úniková rychlost; (viz VESMÍRNÉ RYCHLOST)). Prostředek. ztráty hmoty hvězdným větrem (= 10-6 Msol/rok a více) mohou významně ovlivnit vývoj hvězd. Hvězdný vítr zase vytváří „bubliny“ horkého plynu v mezihvězdném prostředí – zdroje rentgenového záření. záření.

Fyzický encyklopedický slovník. - M.: Sovětská encyklopedie. . 1983 .

SOLÁRNÍ VÍTR - kontinuální proudění plazmatu slunečního původu, Slunce) do meziplanetárního prostoru. Při vysokých teplotách, které existují ve sluneční koroně (1,5 * 10 9 K), tlak nadložních vrstev nemůže vyrovnat tlak plynu látky koróny a koróna expanduje.

První důkaz o existenci pošt. tok plazmy ze Slunce získaný L. Birma (L. Biermann) v 50. letech 20. století. o analýze sil působících na plazmové ohony komet. V roce 1957 J. Parker (E. Parker) při analýze rovnovážných podmínek hmoty koruny ukázal, že koruna nemůže být v hydrostatických podmínkách. St Vlastnosti S. jsou uvedeny v tabulce. 1. Toky S. v. lze rozdělit do dvou tříd: pomalá - s rychlostí 300 km/s a rychlá - s rychlostí 600-700 km/s. Rychlé proudy přicházejí z oblastí sluneční koróny, kde je struktura magnetická. pole je blízko radiálnímu. koronální díry. Pomalé proudy. v. spojené, zjevně, s oblastmi koruny, ve kterých je prostředek Tab. jeden. - Průměrné charakteristiky slunečního větru na oběžné dráze Země

Rychlost

Protonová koncentrace

Protonová teplota

Elektronová teplota

Síla magnetického pole

Hustota toku Pythonu....

2,4*108 cm-2 *c-1

Hustota toku kinetické energie

0,3 erg*cm-2 *s-1

Tab. 2.- Relativní chemické složení solární bouře

Relativní obsah

Relativní obsah

Kromě hlavního v jejím složení byly nalezeny i složky S. století - protony a elektrony, - částice Měření ionizace. teplota iontů S. století. umožňují určit elektronovou teplotu sluneční koróny.

V S. století. rozdíly jsou pozorovány. typy vln: Langmuir, pískání, iontový zvuk, plazmové vlny). Některé vlny typu Alfvén jsou generovány na Slunci a některé jsou excitovány v meziplanetárním prostředí. Generování vln vyhlazuje odchylky funkce rozložení částic od Maxwellova a ve spojení s vlivem magnet. pole na plazmě vede k tomu, že S. stol. se chová jako kontinuum. Vlny typu Alfvén hrají velkou roli ve zrychlení malých složek C.

Rýže. 1. Mohutný sluneční vítr. Na vodorovné ose - poměr hmotnosti částice k jejímu náboji, na svislé - počet částic registrovaných v energetickém okně zařízení po dobu 10 s. Čísla se znaménkem „+“ označují náboj iontu.

S. proud dovnitř. je nadzvukový ve vztahu k rychlostem těchto typů vln, to-žito poskytuje eff. přenos energie v S. století. (Alvenov, zvuk). Alvenovskoye a zvuk Machovo číslo C. v. 7. Při proudění kolem S. v. překážky schopné jej účinně vychylovat (magnetická pole Merkuru, Země, Jupiteru, Saturnu nebo vodivé ionosféry Venuše a zřejmě i Marsu), vzniká vycházející příďová rázová vlna. vlny, což mu umožňuje obtékat překážku. Ve stejné době v S. století. vzniká dutina - magnetosféra (vlastní nebo indukovaná), tvar a velikost roje jsou dány rovnováhou magnetického tlaku. pole planety a tlak proudícího proudu plazmatu (viz obr. Magnetosféra Země, Magnetosféra planet). V případě interakce S. století. s nevodivým tělesem (např. Měsíc), rázová vlna nevznikne. Proud plazmy je absorbován povrchem a za tělem se vytváří dutina, která se postupně plní plazmou C. v.

Stacionární proces odtoku korónové plazmy je superponován nestacionárními procesy souvisejícími s světlice na slunci. Při silných vzplanutích je hmota vyvrhována ze dna. oblastí koróny do meziplanetárního prostředí. magnetické variace).

Rýže. 2. Šíření meziplanetární rázové vlny a ejekty ze sluneční erupce. Šipky ukazují směr pohybu plazmy slunečního větru,

Rýže. 3. Typy řešení rovnice rozpínání koróny. Rychlost a vzdálenost jsou normalizovány na kritickou rychlost vc a kritickou vzdálenost Rc Řešení 2 odpovídá slunečnímu větru.

Expanze sluneční koróny je popsána systémem ur-čení zachování hmoty, v k) na nějaké kritické. vzdálenost R k a následná expanze nadzvukovou rychlostí. Toto řešení poskytuje mizivě malou hodnotu tlaku v nekonečnu, což umožňuje jeho srovnání s nízkým tlakem mezihvězdného média. Yu Parker nazval průběh tohoto typu S. století. , kde m je hmotnost protonu, je adiabatický index, je hmotnost Slunce. Na Obr. 4 ukazuje změnu rychlosti expanze s heliocentrickou. tepelná vodivost, viskozita,

Rýže. 4. Rychlostní profily slunečního větru pro izotermický koronový model při různých hodnotách koronální teploty.

S. v. poskytuje hlavní odtok tepelné energie koróny, od přenosu tepla do chromosféry, el.-mag. koróny a elektronická tepelná vodivostpp. v. nedostatečné pro stanovení tepelné rovnováhy koróny. Elektronická tepelná vodivost zajišťuje pomalý pokles teploty S. in. se vzdáleností. svítivost slunce.

S. v. přenáší koronální magnetické pole s sebou do meziplanetárního prostředí. pole. Siločáry tohoto pole zamrzlé do plazmatu tvoří meziplanetární magnetické pole. pole (MMP).I když intenzita IMF je malá a hustota jeho energie je cca 1% hustoty kinetic. energie S. v., hraje důležitou roli v termodynamice S. v. a v dynamice S. interakcí. s tělesy sluneční soustavy, jakož i toky S. v. mezi sebou. Kombinace S. expanze. s rotací Slunce vede k tomu, že magn. siločáry zamrzlé v S. století mají tvar, B R a azimutové složky magnetické. pole se mění různě se vzdáleností blízko roviny ekliptiky:

kde - ang. rychlost otáčení slunce a - radiální složka rychlosti c., index 0 odpovídá počáteční úrovni. Ve vzdálenosti oběžné dráhy Země úhel mezi směrem magnetický. pole a R asi 45°. Při velkém L magn.

Rýže. 5. Tvar siločáry meziplanetárního magnetického pole - úhlová rychlost rotace Slunce a - radiální složka rychlosti plazmatu, R - heliocentrická vzdálenost.

S. v., vznikající nad oblastmi Slunce s dekomp. magnetická orientace. pole, rychlost, temp-pa, koncentrace částic atd.) též srov. pravidelně se mění průřez každého sektoru, což je spojeno s existencí rychlého toku S. v rámci sektoru. Hranice sektorů se obvykle nacházejí v intrapomalém toku S. at. Nejčastěji jsou pozorovány 2 nebo 4 sektory, rotující se Sluncem. Tato struktura, která se vytvořila u S.'s vytažením století. velkoplošné magnetické pole koruny, lze pozorovat u několika. revoluce slunce. Sektorová struktura MMF je důsledkem existence aktuálního listu (TS) v meziplanetárním prostředí, který rotuje společně se Sluncem. TS vytváří magnetický ráz. pole - radiální IMF mají různé znaky na různých stranách vozidla. Tato TS, předpovězená H. Alfvenem, prochází těmi úseky sluneční koróny, které jsou spojeny s aktivními oblastmi na Slunci, a odděluje tyto oblasti od rozkladu. znaky radiální složky slunečního magnetu. pole. TC se nachází přibližně v rovině slunečního rovníku a má složenou strukturu. Rotace Slunce vede ke stočení CS vrás do spirály (obr. 6). V blízkosti roviny ekliptiky se pozorovatel ukáže být buď nad nebo pod CS, díky čemuž spadá do sektorů s různými znaky radiální složky IMF.

Blízko Slunce v N. století. existují podélné a šířkové gradienty rychlosti bezkolizních rázových vln (obr. 7). Nejprve se vytvoří rázová vlna, která se šíří vpřed od hranice sektorů (přímá rázová vlna), a poté se vytvoří zpětná rázová vlna, která se šíří směrem ke Slunci.

Rýže. 6. Tvar heliosférické proudové desky. Jeho průsečík s rovinou ekliptiky (nakloněná k rovníku Slunce pod úhlem ~ 7°) dává pozorovanou sektorovou strukturu meziplanetárního magnetického pole.

Rýže. 7. Struktura sektoru meziplanetárního magnetického pole. Krátké šipky ukazují směr slunečního větru, čáry šipek znázorňují siločáry magnetického pole, přerušovaná čára ukazuje hranice sektorů (průsečík roviny obrázku s aktuálním listem).

Protože rychlost rázové vlny je menší než rychlost SV, unáší zpětnou rázovou vlnu ve směru od Slunce. Rázové vlny v blízkosti hranic sektorů se tvoří ve vzdálenostech ~1 AU. e. a lze je vysledovat na vzdálenosti několika. A. e. Tyto rázové vlny, podobně jako meziplanetární rázové vlny ze slunečních erupcí a cirkuplanetární rázové vlny, urychlují částice a jsou tak zdrojem energetických částic.

S. v. sahá do vzdáleností ~100 AU. Tedy tam, kde tlak mezihvězdného média vyrovnává dynamiku. S. tlak Dutina vymetená S. v. meziplanetární prostředí). ExpandingS. v. spolu s magnetem zamrzlým v něm. pole brání pronikání do galaktické sluneční soustavy. prostor paprsky nízkých energií a vede ke kosmickým variacím. paprsky vysoké energie. Jev podobný S. V., nalezený u některých jiných hvězd (viz. hvězdný vítr).

lit.: Parker E. N., Dynamika v meziplanetárním médiu, O. L. Vaisberg.

Fyzická encyklopedie. V 5 svazcích. - M.: Sovětská encyklopedie. Hlavní editor A. M. Prochorov. 1988 .


Podívejte se, co je „SOLAR WIND“ v jiných slovnících:

    SOLÁRNÍ VÍTR, proudění slunečního koronového plazmatu, které vyplňuje sluneční soustavu až do vzdálenosti 100 astronomických jednotek od Slunce, kde tlak mezihvězdného prostředí vyrovnává dynamický tlak proudění. Hlavním složením jsou protony, elektrony, jádra ... Moderní encyklopedie

    SOLÁRNÍ VÍTR, stálý tok nabitých částic (hlavně protonů a elektronů) urychlovaný vysokou teplotou sluneční KORONY na dostatečně velkou rychlost, aby částice překonaly gravitaci Slunce. Sluneční vítr se odklání... Vědeckotechnický encyklopedický slovník

Může dosahovat hodnot až 1,1 milionu stupňů Celsia. Proto při takové teplotě se částice pohybují velmi rychle. Gravitace Slunce je nedokáže udržet a hvězdu opustí.

Aktivita Slunce se během 11letého cyklu mění. Zároveň se mění počet slunečních skvrn, úroveň radiace a množství materiálu vyvrženého do vesmíru. A tyto změny ovlivňují vlastnosti slunečního větru – jeho magnetické pole, rychlost, teplotu a hustotu. Proto může sluneční vítr různé vlastnosti. Závisí na tom, kde přesně byl jeho zdroj na Slunci. A také závisí na tom, jak rychle se tato oblast otáčela.

Rychlost slunečního větru je vyšší než rychlost pohybu hmoty koronálních děr. A dosahuje rychlosti 800 kilometrů za sekundu. Tyto díry se objevují na pólech Slunce a v jeho nízkých zeměpisných šířkách. Největší rozměry nabývají v těch obdobích, kdy je aktivita na Slunci minimální. Teploty hmoty přenášené slunečním větrem mohou dosáhnout 800 000 C.

V pásmu koronálních streamerů umístěných kolem rovníku se sluneční vítr pohybuje pomaleji - asi 300 km. za vteřinu. Bylo zjištěno, že teplota hmoty pohybující se v pomalém slunečním větru dosahuje 1,6 milionu C.

Slunce a jeho atmosféra jsou tvořeny plazmou a směsí kladně a záporně nabitých částic. Mají extrémně vysoké teploty. Hmota proto neustále opouští Slunce, unášena slunečním větrem.

Dopad Země

Když sluneční vítr opustí Slunce, nese nabité částice a magnetická pole. Částice slunečního větru, vyzařované všemi směry, neustále ovlivňují naši planetu. Tento proces vytváří zajímavé efekty.

Pokud se materiál přenášený slunečním větrem dostane na povrch planety, způsobí vážné poškození jakékoli formě života, která na ní existuje. Proto magnetické pole Země slouží jako štít, přesměrovává dráhy slunečních částic kolem planety. Zdá se, že nabité částice „tečou“ mimo něj. Dopad slunečního větru změní magnetické pole Země tak, že se zdeformuje a natáhne na noční stranu naší planety.

Někdy Slunce vyvrhne velké objemy plazmatu, známé jako výrony koronální hmoty (CME) nebo sluneční bouře. K tomu dochází nejčastěji během aktivního období slunečního cyklu, známého jako sluneční maximum. CME mají silnější účinek než standardní sluneční vítr.

Některá tělesa sluneční soustavy, jako je Země, jsou stíněna magnetickým polem. Mnoho z nich ale takovou ochranu nemá. Satelit naší Země nemá žádnou ochranu pro svůj povrch. Proto zažívá maximální účinek slunečního větru. Merkur, planeta nejblíže Slunci, má magnetické pole. Chrání planetu před obvyklým standardním větrem, nicméně není schopen odolat silnějším erupcím, jako je CME.

Když vysokorychlostní a nízkorychlostní proudy slunečního větru na sebe vzájemně působí, vytvářejí husté oblasti známé jako oblasti rotující interakce (CIRs). Právě tyto oblasti způsobují při srážce se zemskou atmosférou geomagnetické bouře.

Sluneční vítr a nabité částice, které nese, mohou ovlivnit pozemské satelity a globální polohové systémy (GPS). Silné výbuchy mohou poškodit satelity nebo způsobit chyby polohy při použití signálů GPS na desítky metrů.

Sluneční vítr zasahuje všechny planety v . Mise NASA New Horizons ho objevila při cestování mezi a.

Studium slunečního větru

Vědci vědí o existenci slunečního větru od 50. let minulého století. Ale navzdory jeho masivnímu dopadu na Zemi a astronauty vědci stále neznají mnoho jeho charakteristik. Několik vesmírných misí v posledních desetiletích se pokusilo vysvětlit tuto záhadu.

Mise NASA Ulysses, která byla vypuštěna do vesmíru 6. října 1990, studovala Slunce v různých zeměpisných šířkách. Měřila různé vlastnosti sluneční vítr více než deset let.

Mise Advanced Composition Explorer () měla oběžnou dráhu spojenou s jedním ze speciálních bodů umístěných mezi Zemí a Sluncem. Je známý jako Lagrangeův bod. V této oblasti mají gravitační síly ze Slunce a Země stejnou hodnotu. A to umožňuje satelitu mít stabilní oběžnou dráhu. Experiment ACE, který byl zahájen v roce 1997, studuje sluneční vítr a poskytuje měření konstantního proudu částic v reálném čase.

Kosmické lodě STEREO-A a STEREO-B NASA studují okraje Slunce z různých úhlů, aby viděli, jak se rodí sluneční vítr. Podle NASA poskytlo STEREO „jedinečný a revoluční pohled na systém Země-Slunce“.

Nové mise

NASA plánuje zahájit novou misi ke studiu Slunce. Dává to vědcům naději dozvědět se ještě více o povaze Slunce a slunečního větru. NASA Parker Solar Probe, plánovaný ke startu ( úspěšně spuštěn 12.08.2018 – Navigátor) v létě 2018 bude fungovat tak, že se doslova „dotkne Slunce“. Po několika letech letu na oběžné dráze v blízkosti naší hvězdy se sonda poprvé v historii ponoří do koróny Slunce. To bude provedeno za účelem získání kombinace fantastických snímků a měření. Experiment zlepší naše chápání povahy sluneční koróny a zlepší naše chápání původu a vývoje slunečního větru.

Pokud najdete chybu, zvýrazněte část textu a klikněte Ctrl+Enter.

Koncem 40. let objevil americký astronom S. Forbush nepochopitelný jev. Forbush si při měření intenzity kosmického záření všiml, že se zvyšující se sluneční aktivitou výrazně klesá a při magnetických bouřích poměrně prudce klesá.

Vypadalo to dost divně. Spíše se dal očekávat opak. Ostatně samotné Slunce je dodavatelem kosmického záření. Zdálo by se tedy, že čím vyšší je aktivita našeho denního světla, tím více částic by mělo vrhat do okolního prostoru.

Zbývalo předpokládat, že nárůst sluneční aktivity ovlivňuje magnetické pole Země tak, že začne vychylovat částice kosmického záření – odmítat je. Cesta k Zemi je jakoby zablokovaná.

Vysvětlení se zdálo logické. Ale jak se brzy ukázalo, bohužel to bylo zjevně nedostatečné. Výpočty provedené fyziky nezvratně ukázaly, že změna fyzikálních podmínek pouze v bezprostřední blízkosti Země nemůže vyvolat účinek takového rozsahu, jaký je pozorován ve skutečnosti. Je zřejmé, že musí existovat nějaké další síly, které brání pronikání kosmického záření do sluneční soustavy, a navíc takové, které se zvyšují s rostoucí sluneční aktivitou.

Tehdy vznikla domněnka, že viníky záhadného efektu jsou proudy nabitých částic unikající z povrchu Slunce a pronikající do prostoru sluneční soustavy. Tento druh "slunečního větru" čistí meziplanetární prostředí a "vymetá" z něj částice kosmického záření.

Ve prospěch takové hypotézy hovořily i jevy pozorované u komet. Jak víte, ohony komety vždy směřují od Slunce. Zpočátku byla tato okolnost spojena s lehkým tlakem slunečních paprsků. V polovině současného století se však zjistilo, že pouze lehký tlak nemůže způsobit všechny jevy, které se u komet vyskytují. Výpočty ukázaly, že pro vznik a pozorovanou odchylku kometárních ohonů je nutné ovlivnit nejen fotony, ale i částice hmoty. Mimochodem, takové částice by mohly vybudit iontovou záři, která se vyskytuje v kometárních ohonech.

Ostatně to, že Slunce vyvrhuje proudy nabitých částic – částic, bylo známo již dříve. Předpokládalo se však, že takové toky jsou epizodické. Astronomové spojovali jejich výskyt s výskytem světlic a skvrn. Ale ohony komet jsou vždy nasměrovány pryč od Slunce, a to nejen v obdobích zvýšené sluneční aktivity. To znamená, že korpuskulární záření, které vyplňuje prostor sluneční soustavy, musí také existovat neustále. S rostoucí sluneční aktivitou zesiluje, ale vždy existuje.

Blízký sluneční prostor je tedy nepřetržitě foukán slunečním větrem. Z čeho se tento vítr skládá a za jakých podmínek vzniká?

Pojďme se seznámit s nejvzdálenější vrstvou sluneční atmosféry – „korunou“. Tato část atmosféry našeho denního světla je neobvykle vzácná. I v bezprostřední blízkosti Slunce je jeho hustota jen asi stomiliontina hustoty zemské atmosféry. To znamená, že každý krychlový centimetr cirkumsolárního prostoru obsahuje pouze několik set milionů korónových částic. Ale takzvaná „kinetická teplota“ koróny, určená rychlostí částic, je velmi vysoká. Dosahuje milionu stupňů. Proto je koronální plyn zcela ionizován a je směsí protonů, iontů různých prvků a volných elektronů.

Nedávno se objevila zpráva, že ve složení slunečního větru byla zjištěna přítomnost iontů helia. Tato okolnost vylije zaklínadlo na mechanismus, kterým dochází k vymrštění náboje

částice z povrchu slunce. Pokud by se sluneční vítr skládal pouze z elektronů a protonů, pak by se ještě dalo předpokládat, že vzniká čistě tepelnými procesy a je to něco jako pára, která se tvoří nad hladinou vroucí vody. Jádra atomů helia jsou však čtyřikrát těžší než protony, a proto je nepravděpodobné, že by se vypařováním vyvrhly. S největší pravděpodobností je vznik slunečního větru spojen s působením magnetických sil. Plazmové mraky, které odlétají od Slunce, s sebou jakoby odnášejí magnetická pole. Právě tato pole slouží jako ten druh „tmelu“, který „spojuje“ k sobě částice s různou hmotností a nábojem.

Pozorování a výpočty provedené astronomy ukázaly, že jak se vzdalujeme od Slunce, hustota koróny postupně klesá. Ukazuje se ale, že v oblasti oběžné dráhy Země se stále znatelně liší od nuly. V této oblasti sluneční soustavy připadá na každý krychlový centimetr prostoru sto až tisíc koronálních částic. Jinými slovy, naše planeta se nachází uvnitř sluneční atmosféry a chcete-li, máme právo se nazývat nejen obyvateli Země, ale také obyvateli atmosféry Slunce.

Pokud je koróna v blízkosti Slunce víceméně stabilní, pak se zvětšující se vzdáleností má tendenci expandovat do prostoru. A čím dále od Slunce, tím vyšší je rychlost této expanze. Podle výpočtů amerického astronoma E. Parkera se již ve vzdálenosti 10 milionů km koronální částice pohybují rychlostí přesahující rychlost zvuku. A jak se vzdaluje od Slunce a slábne síla sluneční přitažlivosti, tyto rychlosti se několikanásobně zvyšují.

Závěr tedy sám o sobě naznačuje, že sluneční koróna je sluneční vítr vanoucí kolem prostoru naší planetární soustavy.

Tyto teoretické závěry byly plně potvrzeny měřením pa vesmírné rakety a umělé družice Země. Ukázalo se, že sluneční vítr vždy existuje a „fouká“ blízko Země rychlostí asi 400 km/sec. S rostoucí sluneční aktivitou se tato rychlost zvyšuje.

Jak daleko fouká sluneční vítr? Tato otázka je velmi zajímavá, nicméně pro získání odpovídajících experimentálních dat je nutné provést sondování vnější části sluneční soustavy kosmickou lodí. Dokud se tak nestane, musíme se spokojit s teoretickými úvahami.

Jednoznačnou odpověď však nelze získat. V závislosti na počátečních předpokladech vedou výpočty k různým výsledkům. V jednom případě se ukazuje, že sluneční vítr utichá již na oběžné dráze Saturnu, v druhém, že stále existuje ve velmi velké vzdálenosti za oběžnou dráhou poslední planety Pluta. Ale to jsou jen teoreticky krajní hranice možného šíření slunečního větru. Přesnou hranici mohou naznačit pouze pozorování.

Nejspolehlivější by byla, jak jsme již poznamenali, data z vesmírných sond. Ale v zásadě jsou možná i některá nepřímá pozorování. Zejména bylo poznamenáno, že po každém následném poklesu sluneční aktivity odpovídající zvýšení intenzity kosmického záření vysoká energie, tedy paprsky přicházející do sluneční soustavy zvenčí, nastávají se zpožděním asi šesti měsíců. Zřejmě je to přesně období, které je nutné k tomu, aby další změna výkonu slunečního větru dosáhla hranice svého šíření. Tak jako průměrná rychlost Protože šíření slunečního větru je asi 2,5 astronomické jednotky (1 astronomická jednotka = 150 milionů km - průměrná vzdálenost Země od Slunce) za den, dává to vzdálenost asi 40-45 astronomických jednotek. Jinými slovy, sluneční vítr vysychá někde kolem oběžné dráhy Pluta.

Atmosféru Slunce tvoří z 90 % vodík. Její nejvzdálenější část od povrchu se nazývá koróna Slunce, je dobře viditelná při úplných zatměních Slunce. Teplota koróny dosahuje 1,5-2 milionů K a plyn koróny je zcela ionizován. Při takové teplotě plazmatu je tepelná rychlost protonů asi 100 km/s a rychlost elektronů několik tisíc kilometrů za sekundu. K překonání sluneční přitažlivosti stačí počáteční rychlost 618 km/s, druhá prostorová rychlost Slunce. Proto dochází k neustálému úniku plazmatu ze sluneční koróny do vesmíru. Tento tok protonů a elektronů se nazývá sluneční vítr.

Po překonání přitažlivosti Slunce létají částice slunečního větru po přímých trajektoriích. Rychlost každé částice s odstraněním se téměř nemění, ale může být různá. Tato rychlost závisí především na stavu slunečního povrchu, na „počasí“ na Slunci. V průměru je to v ≈ 470 km/s. Sluneční vítr urazí vzdálenost k Zemi za 3-4 dny. Hustota částic v něm klesá nepřímo úměrně druhé mocnině vzdálenosti ke Slunci. Ve vzdálenosti rovnající se poloměru zemské oběžné dráhy jsou v 1 cm 3 v průměru 4 protony a 4 elektrony.

Sluneční vítr snižuje hmotnost naší hvězdy - Slunce - o 10 9 kg za sekundu. I když se toto číslo v měřítku Země zdá velké, ve skutečnosti je malé: úbytek sluneční hmoty lze zaznamenat pouze v řádech tisíckrát delších, než je aktuální stáří Slunce, které je přibližně 5 miliard let.

Zajímavá a neobvyklá je interakce slunečního větru s magnetickým polem. Je známo, že nabité částice se obvykle pohybují v magnetickém poli H po kružnici nebo po šroubovicích. To však platí pouze tehdy, když je magnetické pole dostatečně silné. Přesněji řečeno, pro pohyb nabitých částic po kruhu je nutné, aby hustota energie magnetického pole H 2 /8π byla větší než hustota kinetické energie pohybujícího se plazmatu ρv 2 /2. Ve slunečním větru je situace opačná: magnetické pole je slabé. Nabité částice se proto pohybují v přímkách, přičemž magnetické pole není konstantní, pohybuje se spolu s proudem částic, jako by bylo tímto proudem unášeno na periferii sluneční soustavy. Směr magnetického pole v celém meziplanetárním prostoru zůstává stejný, jako byl na povrchu Slunce v době uvolnění plazmatu slunečního větru.

Magnetické pole při oběhu kolem rovníku Slunce zpravidla 4krát mění svůj směr. Slunce se otáčí: body na rovníku provedou revoluci za T \u003d 27 dní. Meziplanetární magnetické pole je proto směrováno ve spirálách (viz obr.) a celý obraz tohoto vzoru se po rotaci slunečního povrchu otáčí. Úhel rotace Slunce se mění jako φ = 2π/T. Vzdálenost od Slunce roste s rychlostí slunečního větru: r = vt. Odtud rovnice spirál na obr. má tvar: φ = 2πr/vT. Ve vzdálenosti zemské oběžné dráhy (r = 1,5 10 11 m) je úhel sklonu magnetického pole k radiusovému vektoru, jak lze snadno ověřit, 50°. V průměru tento úhel měří kosmická loď, ale ne zcela blízko Zemi. V blízkosti planet je však magnetické pole uspořádáno jinak (viz Magnetosféra).