Qué es el viento solar y su influencia. Viento soleado. impacto de la tierra

En 1957, E. Parker, profesor de la Universidad de Chicago, predijo teóricamente un fenómeno al que denominó "viento solar". Se necesitaron dos años para que esta predicción se confirmara experimentalmente con la ayuda de instrumentos instalados en las naves espaciales soviéticas "Luna-2" y "Luna-3" por el grupo de K.I. Gringhaus. ¿Qué es este fenómeno?

viento soleado es un flujo de gas de hidrógeno completamente ionizado, generalmente llamado plasma de hidrógeno completamente ionizado debido a que tiene aproximadamente la misma densidad de electrones y protones (condición de casi neutralidad), que se mueve con la aceleración del Sol. En la región de la órbita de la Tierra (a una unidad astronómica o 1 UA del Sol), su velocidad alcanza un valor promedio V E » 400–500 km/seg a una temperatura del protón T E » 100 000 K y una temperatura del electrón ligeramente más alta ( el subíndice "E" aquí y en adelante se refiere a la órbita de la Tierra). A tales temperaturas, la velocidad en 1 AU supera significativamente la velocidad del sonido, es decir el flujo del viento solar en la región de la órbita de la Tierra es supersónico (o hipersónico). La concentración medida de protones (o electrones) es bastante baja y asciende a n E » 10–20 partículas por centímetro cúbico. Además de protones y electrones, se encontraron partículas alfa en el espacio interplanetario (del orden de un pequeño porcentaje de la concentración de protones), una pequena cantidad de partículas más pesadas, así como el campo magnético interplanetario, cuyo valor promedio de inducción resultó estar en la órbita de la Tierra del orden de varios gammas (1g = 10–5 gauss).

El colapso del concepto de corona solar estática.

Durante bastante tiempo se creyó que todas las atmósferas estelares se encuentran en un estado de equilibrio hidrostático, es decir, en un estado donde la fuerza de la atracción gravitatoria de una estrella determinada se equilibra con la fuerza asociada con el gradiente de presión (cambio de presión en la atmósfera de una estrella a una distancia r del centro de la estrella. Matemáticamente, este equilibrio se expresa como una ecuación diferencial ordinaria,

donde GRAMO es la constante gravitacional, METRO* es la masa de la estrella, pag y r son la presión y la densidad de masa a cierta distancia r de una estrella Expresar la densidad de masa a partir de la ecuación de estado de un gas ideal

R= r RT

a través de la presión y la temperatura e integrando la ecuación resultante, obtenemos la llamada fórmula barométrica ( R es la constante de los gases), que en el caso particular de temperatura constante T tiene la forma

donde pag 0 es la presión en la base de la atmósfera de la estrella (en r = r 0). Dado que antes del trabajo de Parker se creía que la atmósfera solar, al igual que las atmósferas de otras estrellas, se encuentra en un estado de equilibrio hidrostático, su estado se determinaba mediante fórmulas similares. Teniendo en cuenta el fenómeno inusual y aún no del todo comprendido de un fuerte aumento de la temperatura de unos 10 000 K en la superficie del Sol a 1 000 000 K en la corona solar, S. Chapman desarrolló la teoría de una corona solar estática, que debería pasar al medio interestelar local que rodea el sistema solar. De aquí se sigue que, según las ideas de S. Chapman, la Tierra, al realizar sus revoluciones alrededor del Sol, se encuentra inmersa en una corona solar estática. Esta opinión fue compartida por los astrofísicos durante mucho tiempo.

Parker asestó el golpe a estas nociones ya establecidas. Llamó la atención sobre el hecho de que la presión en el infinito (en r® Ґ), que se obtiene de la fórmula barométrica, es casi 10 veces mayor que la presión que se aceptaba en ese momento para el medio interestelar local. Para eliminar esta discrepancia, E. Parker sugirió que la corona solar no puede estar en equilibrio hidrostático, sino que debe expandirse continuamente en el medio interplanetario que rodea al Sol, es decir, velocidad radial V corona solar no es cero. Al mismo tiempo, en lugar de la ecuación de equilibrio hidrostático, propuso utilizar una ecuación de movimiento hidrodinámica de la forma, donde METRO E es la masa del Sol.

Para una distribución de temperatura dada T, en función de la distancia al Sol, resolviendo esta ecuación usando la fórmula barométrica para la presión, y la ecuación de conservación de la masa en la forma

puede interpretarse como el viento solar, y es con la ayuda de esta solución con la transición del flujo subsónico (en r r *) a supersónico (en r > r*) la presión se puede ajustar R con la presión en el medio interestelar local y, en consecuencia, es esta solución, llamada viento solar, la que se da en la naturaleza.

Las primeras mediciones directas de los parámetros del plasma interplanetario, que se llevaron a cabo en la primera nave espacial que entró en el espacio interplanetario, confirmaron la exactitud de la idea de Parker sobre la presencia de un viento solar supersónico, y resultó que incluso en el región de la órbita de la Tierra, la velocidad del viento solar supera con creces la velocidad del sonido. Desde entonces, no hay duda de que la idea de Chapman del equilibrio hidrostático de la atmósfera solar es errónea, y la corona solar se expande continuamente a velocidad supersónica en el espacio interplanetario. Algo más tarde, las observaciones astronómicas mostraron que muchas otras estrellas también tienen "vientos estelares" similares al viento solar.

A pesar de que el viento solar se predijo teóricamente sobre la base de un modelo hidrodinámico esféricamente simétrico, el fenómeno en sí resultó ser mucho más complicado.

¿Cuál es la imagen real del movimiento del viento solar? Durante mucho tiempo, se consideró que el viento solar era esféricamente simétrico, es decir, independiente de la latitud y longitud solar. Dado que las naves espaciales antes de 1990, cuando se lanzó la nave espacial Ulysses, volaban principalmente en el plano de la eclíptica, las mediciones en dichas naves espaciales dieron distribuciones de los parámetros del viento solar solo en este plano. Los cálculos basados ​​en las observaciones de la desviación de la cola del cometa indicaron la independencia aproximada de los parámetros del viento solar de la latitud solar; sin embargo, esta conclusión basada en las observaciones del cometa no fue lo suficientemente confiable debido a las dificultades para interpretar estas observaciones. Aunque la dependencia longitudinal de los parámetros del viento solar se midió con instrumentos instalados en naves espaciales, no obstante fue insignificante y estuvo asociada con el campo magnético interplanetario de origen solar, o con procesos no estacionarios a corto plazo en el Sol (principalmente erupciones solares ).

Las mediciones de los parámetros del campo magnético y del plasma en el plano de la eclíptica mostraron que en el espacio interplanetario pueden existir las denominadas estructuras sectoriales con diferentes parámetros del viento solar y diferentes direcciones del campo magnético. Tales estructuras giran con el Sol e indican claramente que son el resultado de una estructura similar en la atmósfera solar, cuyos parámetros dependen así de la longitud solar. Cualitativamente, la estructura de cuatro sectores se muestra en la fig. uno.

Al mismo tiempo, los telescopios terrestres detectan un campo magnético general en la superficie del Sol. Su valor promedio se estima en 1 G, aunque en formaciones fotosféricas individuales, por ejemplo, en las manchas solares, el campo magnético puede ser de órdenes de magnitud mayor. Dado que el plasma es un buen conductor de la electricidad, los campos magnéticos solares interactúan de alguna manera con el viento solar debido a la aparición de una fuerza ponderomotriz. j ґ B. Esta fuerza es pequeña en la dirección radial, es decir, prácticamente no afecta a la distribución de la componente radial del viento solar, pero su proyección en una dirección perpendicular a la radial provoca la aparición de una componente tangencial de velocidad en el viento solar. Aunque esta componente es casi dos órdenes de magnitud más pequeña que la radial, juega un papel importante en la eliminación del momento angular del Sol. Los astrofísicos sugieren que esta última circunstancia puede jugar un papel importante en la evolución no solo del Sol, sino también de otras estrellas en las que se ha descubierto un viento estelar. En particular, para explicar la fuerte disminución de la velocidad angular de las estrellas de tipo tardío, a menudo se invoca la hipótesis de que transfieren el momento de rotación a los planetas formados a su alrededor. El mecanismo considerado de la pérdida del momento angular del Sol por la salida de plasma del mismo en presencia de un campo magnético abre la posibilidad de revisar esta hipótesis.

Las mediciones del campo magnético promedio no solo en la región de la órbita de la Tierra, sino también a grandes distancias heliocéntricas (por ejemplo, en las naves espaciales Voyager 1 y 2 y Pioneer 10 y 11) mostraron que en el plano de la eclíptica, que casi coincide con el plano del ecuador solar, su magnitud y dirección están bien descritas por las fórmulas

recibido por Parker. En estas fórmulas, que describen la llamada espiral de Parker de Arquímedes, las cantidades B r, B j son los componentes radial y azimutal del vector de inducción magnética, respectivamente, W es la velocidad angular de rotación del Sol, V es la componente radial del viento solar, el índice "0" se refiere al punto de la corona solar en el que se conoce la magnitud del campo magnético.

El lanzamiento por parte de la Agencia Espacial Europea en octubre de 1990 de la nave espacial Ulysses, cuya trayectoria fue calculada para que actualmente orbite alrededor del Sol en un plano perpendicular al plano de la eclíptica, cambió por completo la idea de que el viento solar es esféricamente simétrico. En la fig. La figura 2 muestra las distribuciones de la velocidad radial y la densidad de los protones del viento solar medidos en la nave espacial Ulysses en función de la latitud solar.

Esta figura muestra una fuerte dependencia latitudinal de los parámetros del viento solar. Resultó que la velocidad del viento solar aumenta y la densidad de protones disminuye con la latitud heliográfica. Y si en el plano de la eclíptica la velocidad radial es en promedio de ~450 km/s, y la densidad de protones es de ~15 cm–3, entonces, por ejemplo, a 75° de latitud solar estos valores son de ~700 km/ s y ~5 cm–3, respectivamente. La dependencia de los parámetros del viento solar con la latitud es menos pronunciada durante los períodos de mínima actividad solar.

Procesos no estacionarios en el viento solar.

El modelo propuesto por Parker asume la simetría esférica del viento solar y la independencia de sus parámetros del tiempo (la estacionariedad del fenómeno en consideración). Sin embargo, los procesos que ocurren en el Sol, en general, no son estacionarios y, en consecuencia, el viento solar tampoco es estacionario. Los tiempos característicos de variación de los parámetros tienen escalas muy diferentes. En particular, hay cambios en los parámetros del viento solar asociados con el ciclo de actividad solar de 11 años. En la fig. La Figura 3 muestra la presión dinámica promedio (durante 300 días) del viento solar (r V 2) en la región de la órbita de la Tierra (por 1 UA) durante un ciclo solar de actividad solar de 11 años ( parte superior dibujo). En la parte inferior de la Fig. La figura 3 muestra el cambio en el número de manchas solares de 1978 a 1991 (el número máximo corresponde a la actividad solar máxima). Se puede ver que los parámetros del viento solar cambian significativamente durante un tiempo característico de unos 11 años. Al mismo tiempo, las mediciones en la nave espacial Ulysses mostraron que tales cambios ocurren no solo en el plano de la eclíptica, sino también en otras latitudes heliográficas (en los polos, la presión dinámica del viento solar es ligeramente mayor que en el ecuador) .

Los cambios en los parámetros del viento solar también pueden ocurrir en escalas de tiempo mucho más pequeñas. Entonces, por ejemplo, las erupciones en el Sol y las diferentes velocidades del flujo de plasma desde diferentes regiones de la corona solar conducen a la formación de ondas de choque interplanetarias en el espacio interplanetario, que se caracterizan por un fuerte salto en la velocidad, densidad, presión y temperatura. . Cualitativamente, el mecanismo de su formación se muestra en la fig. 4. Cuando un flujo rápido de cualquier gas (por ejemplo, plasma solar) alcanza uno más lento, en el lugar de su contacto se produce una discontinuidad arbitraria de los parámetros del gas, sobre la cual se aplican las leyes de conservación de la masa, el momento y la energía. no están satisfechos. Tal discontinuidad no puede existir en la naturaleza y se descompone, en particular, en dos ondas de choque (las leyes de conservación de la masa, el momento y la energía en ellas conducen a las llamadas relaciones de Hugoniot) y una discontinuidad tangencial (las mismas leyes de conservación conducen a a la presión y la componente de velocidad normal debe ser continua). En la fig. 4 este proceso se muestra en una forma simplificada de un destello esféricamente simétrico. Cabe señalar aquí que tales estructuras, que consisten en una onda de choque frontal (choque frontal), una discontinuidad tangencial y una segunda onda de choque (choque inverso) se alejan del Sol de tal manera que el choque frontal se mueve a una velocidad mayor. que la velocidad del viento solar, el choque inverso se mueve desde el Sol a una velocidad algo menor que la velocidad del viento solar, y la velocidad de la discontinuidad tangencial es igual a la velocidad del viento solar. Tales estructuras son registradas regularmente por instrumentos instalados en naves espaciales.

Sobre el cambio en los parámetros del viento solar con la distancia al sol.

El cambio en la velocidad del viento solar con la distancia al Sol está determinado por dos fuerzas: la fuerza de la gravedad solar y la fuerza asociada con un cambio en la presión (gradiente de presión). Dado que la fuerza de la gravedad disminuye con el cuadrado de la distancia al Sol, a grandes distancias heliocéntricas su influencia es insignificante. Los cálculos muestran que ya en la órbita de la Tierra, su influencia, así como la influencia del gradiente de presión, pueden despreciarse. Por lo tanto, la velocidad del viento solar puede considerarse casi constante. Al mismo tiempo, supera significativamente la velocidad del sonido (el flujo es hipersónico). Entonces se deduce de la ecuación hidrodinámica anterior para la corona solar que la densidad r disminuye como 1/ r 2. Las naves espaciales estadounidenses Voyager 1 y 2, Pioneer 10 y 11, lanzadas a mediados de la década de 1970 y ahora ubicadas a distancias de varias decenas de unidades astronómicas del Sol, confirmaron estas ideas sobre los parámetros del viento solar. También confirmaron la espiral de Parker de Arquímedes predicha teóricamente para el campo magnético interplanetario. Sin embargo, la temperatura no sigue la ley de enfriamiento adiabático a medida que se expande la corona solar. A distancias muy grandes del Sol, el viento solar incluso tiende a calentarse. Dicho calentamiento puede deberse a dos razones: la disipación de energía asociada con la turbulencia del plasma y la influencia de los átomos de hidrógeno neutros que penetran en el viento solar desde el medio interestelar que rodea el sistema solar. La segunda razón también conduce a cierta desaceleración del viento solar a grandes distancias heliocéntricas, que se descubrió en la nave espacial mencionada anteriormente.

Conclusión.

Así, el viento solar es un fenómeno físico que no sólo tiene un interés meramente académico asociado al estudio de procesos en plasma en condiciones espaciales naturales, sino también un factor a tener en cuenta a la hora de estudiar procesos que ocurren en las inmediaciones de la Tierra. , ya que estos procesos de una forma u otra afectan nuestra vida. En particular, las corrientes de viento solar de alta velocidad que fluyen alrededor de la magnetosfera de la Tierra afectan su estructura, y los procesos no estacionarios en el Sol (por ejemplo, las erupciones) pueden provocar tormentas magnéticas que interrumpen las comunicaciones por radio y afectan el bienestar de personas sensibles al clima. Dado que el viento solar se origina en la corona solar, sus propiedades en la región de la órbita de la Tierra son un buen indicador para estudiar las relaciones solar-terrestres importantes para la actividad humana práctica. Sin embargo, esta es otra área. investigación científica que no trataremos en este artículo.

Vladímir Baranov

Flujo radial constante de plasma solar. coronas en producción interplanetaria. El flujo de energía procedente de las entrañas del Sol calienta el plasma de la corona hasta 1,5-2 millones de K. Post. el calentamiento no se equilibra con la pérdida de energía debida a la radiación, ya que la corona es pequeña. Exceso de energía significa. grado llevar h-tsy S. siglo. (=1027-1029 ergio/s). La corona, por lo tanto, no está en hidrostática. equilibrio, está en constante expansión. Según la composición del S. siglo. no difiere del plasma de la corona (el S. siglo contiene principalmente arr. protones, electrones, algunos núcleos de helio, iones de oxígeno, silicio, azufre y hierro). En la base de la corona (a 10.000 km de la fotosfera solar) h-tsy tienen un orden radial de cientos de m/s, a una distancia de varios. solar radios, alcanza la velocidad del sonido en plasma (100 -150 km/s), cerca de la órbita terrestre, la velocidad de los protones es de 300-750 km/s, y su espacio. - de varios h-ts hasta varios decenas de horas en 1 cm3. Con la ayuda del espacio interplanetario. estaciones se encontró que hasta la órbita de Saturno, la densidad de flujo de la h-c S. siglo. decrece según la ley (r0/r)2, donde r es la distancia al Sol, r0 es el nivel inicial. S. v. lleva consigo los bucles de las líneas de fuerza de los soles. magn. campos, centeno formulario interplanetario magn. . combinación de radiales movimientos ch-c S. v. con la rotación del Sol da a estas líneas la forma de espirales. Estructura a gran escala del imán. El campo en la vecindad del Sol tiene forma de sectores, en los que el campo se aleja del Sol o se dirige hacia él. El tamaño de la cavidad ocupada por el SV no se conoce con exactitud (su radio, al parecer, no es inferior a 100 UA). En los límites de esta cavidad dinámica. S. v. debe equilibrarse con la presión del gas interestelar, galáctico. magn. campos y galácticos espacio rayos En las cercanías de la Tierra, la colisión del flujo de c-c S. v. con geomagnético campo genera una onda de choque estacionaria frente a la magnetosfera de la Tierra (desde el lado del Sol, Fig.).

S. v. como si fluyera alrededor de la magnetosfera, limitando su extensión en la pr-ve. Cambios en la intensidad del S. siglo asociados con erupciones solares, yavl. principal la causa de las perturbaciones geomagnéticas. campos y magnetosferas (tormentas magnéticas).

Over the Sun pierde con S. in. \u003d 2X10-14 parte de su masa Msun. Es natural suponer que una salida de agua, similar a S. V., también existe en otras estrellas (""). Debería ser especialmente intenso para estrellas masivas (con una masa = varias decenas de Msolns) y con una temperatura superficial alta (= 30-50 mil K) y para estrellas con una atmósfera extendida (gigantes rojas), porque en el primer caso , partes de una corona estelar altamente desarrollada tienen una energía suficientemente alta para vencer la atracción de la estrella, y en el segundo, tienen una parabólica baja. velocidad (velocidad de escape; (ver VELOCIDADES ESPACIALES)). Significa. las pérdidas de masa con el viento estelar (= 10-6 Msol/año y más) pueden afectar significativamente la evolución de las estrellas. A su vez, el viento estelar crea "burbujas" de gas caliente en el medio interestelar, fuentes de rayos X. radiación.

Diccionario enciclopédico físico. - M.: Enciclopedia soviética. . 1983 .

VIENTO SOLAR - un flujo continuo de plasma de origen solar, el Sol) hacia el espacio interplanetario. A altas temperaturas, que existen en la corona solar (1,5 * 10 9 K), la presión de las capas superpuestas no puede equilibrar la presión del gas de la sustancia de la corona, y la corona se expande.

La primera evidencia de la existencia de correos. flujo de plasma del Sol obtenido por L. Birmano (L. Biermann) en la década de 1950. sobre el análisis de las fuerzas que actúan sobre las colas de plasma de los cometas. En 1957, J. Parker (E. Parker), analizando las condiciones de equilibrio de la sustancia de la corona, demostró que la corona no puede estar en condiciones hidrostáticas. Casarse Características de S. se dan en la tabla. 1. Flujos de S. in. se puede dividir en dos clases: lento - con una velocidad de 300 km / s y rápido - con una velocidad de 600-700 km / s. Las corrientes rápidas provienen de regiones de la corona solar, donde se encuentra la estructura del campo magnético. el campo está cerca del radial. agujeros coronales. Corrientes lentas. en. asociado, aparentemente, con las áreas de la corona, en las que hay un medio Pestaña. uno. - Características medias del viento solar en la órbita terrestre

Velocidad
Concentración de protones
Temperatura de protones
Temperatura de electrones
Intensidad del campo magnético
Densidad de flujo de Python....	2,4*10 8cm -2 *c -1
Densidad de flujo de energía cinética	0,3 ergio*cm-2 *s-1

Pestaña. 2.- Pariente composición química viento solar

	contenido relativo

	contenido relativo

Además de los principales los componentes del siglo S. - protones y electrones, - partículas también se encontraron en su composición.Medidas de ionización. temperatura de los iones S. siglo. permiten determinar la temperatura de los electrones de la corona solar.

En el S. siglo. se observan diferencias. tipos de ondas: Langmuir, silbidos, sonido iónico, ondas de plasma). Algunas de las ondas de tipo Alfvén se generan en el Sol y otras se excitan en el medio interplanetario. La generación de ondas suaviza las desviaciones de la función de distribución de partículas de la Maxwelliana y, en conjunto con la influencia de la magnética. campo en el plasma conduce al hecho de que S. siglo. se comporta como un continuo. Las ondas del tipo Alfvén juegan un papel importante en la aceleración de las pequeñas componentes de C.

Arroz. 1. Viento solar masivo. En el eje horizontal, la relación entre la masa de la partícula y su carga, en el vertical, el número de partículas registradas en la ventana de energía del dispositivo durante 10 s. Los números con un signo "+" indican la carga del ion.

La corriente de S. entra. es supersónico en relación con las velocidades de esos tipos de ondas, centeno proporcionar eff. Transferencia de energía en el siglo S. (Alvénov, sonido). Alvenovskoye y sonido número de Mach C. en. 7. Cuando fluye alrededor de S. in. obstáculos capaces de desviarlo eficazmente (los campos magnéticos de Mercurio, la Tierra, Júpiter, Saturno o las ionosferas conductoras de Venus y, aparentemente, Marte), se forma una onda de choque de proa saliente. ondas, lo que le permite fluir alrededor de un obstáculo. Al mismo tiempo en el S. siglo. se forma una cavidad: la magnetosfera (propia o inducida), la forma y el tamaño del enjambre están determinados por el equilibrio de la presión magnética. campo del planeta y la presión del flujo de plasma que fluye (ver Fig. Magnetosfera de la Tierra, Magnetosfera de los planetas). En el caso de la interacción S. siglo. con un cuerpo no conductor (p. ej., la Luna), no se produce una onda de choque. El flujo de plasma es absorbido por la superficie y se forma una cavidad detrás del cuerpo, que se llena gradualmente con plasma C. en.

El proceso estacionario de flujo de salida de plasma de corona se superpone a procesos no estacionarios asociados con bengalas en el sol. Con fuertes brotes, la materia es expulsada por el fondo. regiones de la corona en el medio interplanetario. variaciones magnéticas).

Arroz. 2. Propagación de una onda de choque interplanetaria y eyección de una llamarada solar. Las flechas muestran la dirección del movimiento del plasma del viento solar,

Arroz. 3. Tipos de soluciones a la ecuación de expansión de corona. La velocidad y la distancia se normalizan a la velocidad crítica vc y la distancia crítica Rc. La solución 2 corresponde al viento solar.

La expansión de la corona solar se describe mediante un sistema de ur-ciones de conservación de la masa, v k) sobre algunos críticos. distancia R y posterior expansión a velocidad supersónica. Esta solución da un valor muy pequeño de la presión en el infinito, lo que hace posible que coincida con la baja presión del medio interestelar. Yu Parker llamó el curso de este tipo S. siglo. , donde m es la masa del protón, es el índice adiabático, es la masa del Sol. En la fig. 4 muestra el cambio en la tasa de expansión con heliocéntrico. conductividad térmica, viscosidad,

Arroz. 4. Perfiles de velocidad del viento solar para el modelo de corona isotérmica a varios valores de temperatura coronal.

S. v. proporciona el principal salida de energia termica de la corona, ya que transferencia de calor a la cromosfera, el.-mag. coronas y conductividad térmica electrónicapp. en. insuficiente para establecer el equilibrio térmico de la corona. La conductividad térmica electrónica proporciona una disminución lenta de la temperatura de S. in. con distancia luminosidad del sol.

S. v. lleva consigo el campo magnético coronal al medio interplanetario. campo. Las líneas de fuerza de este campo congelado en el plasma forman el campo magnético interplanetario. (MMP) Aunque la intensidad del IMF es pequeña y su densidad de energía es aproximadamente el 1% de la densidad de la cinética. energía S. v., juega un papel importante en la termodinámica de S. en. y en la dinámica de las interacciones de S. con los cuerpos del sistema solar, así como los flujos de S. in. entre ellos mismos. Combinación de la expansión de S. con la rotación del Sol conduce al hecho de que el magn. las lineas de fuerza congeladas en el S. siglo tienen la forma, B R y las componentes azimutales de las magneticas. campos cambian de manera diferente con la distancia cerca del plano de la eclíptica:

donde - ang. velocidad de rotación del sol y - componente radial de la velocidad c., el índice 0 corresponde al nivel inicial. A una distancia de la órbita de la Tierra, el ángulo entre la dirección del magnético. campos y R unos 45°. En gran L magn.

Arroz. 5. La forma de la línea de campo del campo magnético interplanetario, - la velocidad angular de la rotación del Sol, y - la componente radial de la velocidad del plasma, R - la distancia heliocéntrica.

S. v., surgiendo sobre las regiones del Sol con descomposición. orientación magnética. campos, velocidad, temp-pa, concentración de partículas, etc.) también cf. cambia regularmente en la sección transversal de cada sector, lo que se asocia con la existencia de un flujo S. rápido dentro del sector. Los límites de los sectores suelen ubicarse en el flujo intralento de S. at. La mayoría de las veces, se observan 2 o 4 sectores, girando con el Sol. Esta estructura que se forma en S.'s tirando del siglo. magnético a gran escala campo de la copa, se puede observar por varios. revoluciones del sol. La estructura sectorial de la IMF es consecuencia de la existencia de una hoja de corriente (TS) en el medio interplanetario, que gira junto con el Sol. TS crea una oleada magnética. campos - IMF radial tienen diferentes signos en diferentes lados del vehículo. Este TS, predicho por H. Alfven, atraviesa aquellas secciones de la corona solar, que están asociadas con las regiones activas del Sol, y separa estas regiones de la descomposición. signos de la componente radial del imán solar. los campos. El TC está ubicado aproximadamente en el plano del ecuador solar y tiene una estructura plegada. La rotación del Sol conduce a la torsión de los pliegues del CS en una espiral (Fig. 6). Al estar cerca del plano de la eclíptica, el observador resulta estar por encima o por debajo del CS, por lo que cae en sectores con diferentes signos de la componente radial IMF.

Cerca del Sol en el siglo N. hay gradientes de velocidad longitudinales y latitudinales de ondas de choque sin colisión (Fig. 7). Primero, se forma una onda de choque que se propaga hacia adelante desde el límite de los sectores (una onda de choque directa), y luego se forma una onda de choque inversa que se propaga hacia el Sol.

Arroz. 6. Forma de la lámina de corriente heliosférica. Su intersección con el plano de la eclíptica (inclinada hacia el ecuador del Sol en un ángulo de ~ 7°) da la estructura sectorial observada del campo magnético interplanetario.

Arroz. 7. Estructura del sector del campo magnético interplanetario. Las flechas cortas muestran la dirección del viento solar, las líneas de flecha muestran las líneas del campo magnético, la línea de puntos y guiones muestra los límites del sector (la intersección del plano de la figura con la hoja actual).

Dado que la velocidad de la onda de choque es menor que la velocidad del SV, se lleva la onda de choque inversa en la dirección que se aleja del Sol. Las ondas de choque cerca de los límites del sector se forman a distancias de ~1 AU. e. y se puede rastrear a distancias de varios. una. E. Estas ondas de choque, como las ondas de choque interplanetarias de las erupciones solares y las ondas de choque circunplanetarias, aceleran las partículas y, por lo tanto, son una fuente de partículas energéticas.

S. v. se extiende a distancias de ~100 AU. Es decir, donde la presión del medio interestelar equilibra la dinámica. presión de S. La cavidad barrida por S. in. entorno interplanetario). ExpansiónS. en. junto con el imán congelado en él. campo impide la penetración en el sistema solar galáctico. espacio rayos de bajas energías y conduce a variaciones cósmicas. haces de alta energía. Un fenómeno similar a S. V., que se encuentra en algunas otras estrellas (ver. viento estelar).

Iluminado.: Parker E. N., Dinámica en el medio interplanetario, O. L. Vaisberg.

Enciclopedia física. En 5 tomos. - M.: Enciclopedia soviética. Editor en jefe AM Prokhorov. 1988 .

Vea lo que es "VIENTO SOLAR" en otros diccionarios:

VIENTO SOLAR, el flujo de plasma de la corona solar que llena el sistema solar hasta una distancia de 100 unidades astronómicas del Sol, donde la presión del medio interestelar equilibra la presión dinámica del flujo. La composición principal son protones, electrones, núcleos... Enciclopedia moderna

VIENTO SOLAR, un flujo constante de partículas cargadas (principalmente protones y electrones) aceleradas por la alta temperatura de la CORONA solar a velocidades lo suficientemente grandes como para que las partículas superen la gravedad del Sol. El viento solar se desvía... Diccionario enciclopédico científico y técnico.

Puede alcanzar valores de hasta 1,1 millones de grados centígrados. Por lo tanto, al tener tal temperatura, las partículas se mueven muy rápidamente. La gravedad del Sol no puede retenerlos y abandonan la estrella.

La actividad del Sol cambia durante el ciclo de 11 años. Al mismo tiempo, el número de manchas solares, los niveles de radiación y la masa de material expulsado al espacio cambian. Y estos cambios afectan las propiedades del viento solar: su campo magnético, velocidad, temperatura y densidad. Por lo tanto, el viento solar puede diferentes caracteristicas. Dependen de dónde estaba exactamente su origen en el Sol. Y también dependen de qué tan rápido giró esta área.

La velocidad del viento solar es mayor que la velocidad de movimiento de la sustancia de los agujeros coronales. Y alcanza los 800 kilómetros por segundo. Estos agujeros aparecen en los polos del Sol y en sus bajas latitudes. Adquieren las dimensiones más grandes durante aquellos períodos en que la actividad en el Sol es mínima. Las temperaturas de la materia transportada por el viento solar pueden alcanzar los 800.000 C.

En el cinturón de serpentinas coronal ubicado alrededor del ecuador, el viento solar se mueve más lentamente, unos 300 km. por segundo. Se ha establecido que la temperatura de la materia que se mueve en el lento viento solar alcanza los 1,6 millones de C.

El sol y su atmósfera están formados por plasma y una mezcla de partículas con carga positiva y negativa. Tienen temperaturas extremadamente altas. Por lo tanto, la materia sale constantemente del Sol, arrastrada por el viento solar.

impacto de la tierra

Cuando el viento solar sale del Sol, lleva partículas cargadas y campos magnéticos. Radiadas en todas las direcciones, las partículas del viento solar afectan constantemente a nuestro planeta. Este proceso produce efectos interesantes.

Si el material transportado por el viento solar llega a la superficie del planeta, causará graves daños a cualquier forma de vida que exista en él. Por lo tanto, el campo magnético de la Tierra sirve como escudo, redirigiendo los caminos de las partículas solares alrededor del planeta. Las partículas cargadas parecen "fluir" fuera de él. El impacto del viento solar cambia el campo magnético de la Tierra de tal manera que se deforma y estira en el lado nocturno de nuestro planeta.

A veces, el Sol expulsa grandes volúmenes de plasma, conocidos como eyecciones de masa coronal (CME) o tormentas solares. Esto ocurre con mayor frecuencia durante el período activo del ciclo solar, conocido como máximo solar. Las CME tienen un efecto más fuerte que el viento solar estándar.

Algunos cuerpos del sistema solar, como la Tierra, están protegidos por un campo magnético. Pero muchos de ellos no cuentan con esa protección. El satélite de nuestra Tierra no tiene protección para su superficie. Por lo tanto, experimenta el máximo efecto del viento solar. Mercurio, el planeta más cercano al Sol, tiene un campo magnético. Protege al planeta del viento estándar habitual, sin embargo, no es capaz de soportar llamaradas más poderosas como la CME.

Cuando las corrientes de viento solar de alta y baja velocidad interactúan entre sí, crean regiones densas conocidas como regiones de interacción rotatoria (CIR). Son estas áreas las que provocan tormentas geomagnéticas cuando chocan con la atmósfera terrestre.

El viento solar y las partículas cargadas que transporta pueden afectar los satélites de la Tierra y los Sistemas de Posicionamiento Global (GPS). Las ráfagas poderosas pueden dañar los satélites o causar errores de posición cuando se utilizan señales de GPS de decenas de metros.

El viento solar llega a todos los planetas en . La misión New Horizons de la NASA lo descubrió mientras viajaba entre y.

Estudiando el viento solar

Los científicos conocen la existencia del viento solar desde la década de 1950. Pero a pesar de su impacto masivo en la Tierra y los astronautas, los científicos aún no conocen muchas de sus características. Varias misiones espaciales en las últimas décadas han intentado explicar este misterio.

Lanzada al espacio el 6 de octubre de 1990, la misión Ulysses de la NASA estudió el Sol en diferentes latitudes. ella midió varias propiedades viento solar durante más de diez años.

La misión Advanced Composition Explorer () tenía una órbita asociada a uno de los puntos especiales situados entre la Tierra y el Sol. Se conoce como el punto de Lagrange. En esta región, las fuerzas gravitatorias del Sol y la Tierra tienen el mismo valor. Y esto permite que el satélite tenga una órbita estable. Lanzado en 1997, el experimento ACE estudia el viento solar y proporciona mediciones en tiempo real de un flujo constante de partículas.

Las naves espaciales STEREO-A y STEREO-B de la NASA están estudiando los bordes del Sol desde diferentes ángulos para ver cómo nace el viento solar. Según la NASA, STEREO ha brindado "una mirada única y revolucionaria al sistema Tierra-Sol".

nuevas misiones

La NASA planea lanzar una nueva misión para estudiar el Sol. Da a los científicos la esperanza de aprender aún más sobre la naturaleza del Sol y el viento solar. La sonda solar Parker de la NASA, planeada para su lanzamiento ( lanzado con éxito el 12.08.2018 – Navigator) en el verano de 2018, funcionará de tal manera que literalmente "tocará el sol". Después de varios años de volar en órbita cerca de nuestra estrella, la sonda se sumergirá en la corona del Sol por primera vez en la historia. Esto se hará para obtener una combinación de imágenes y medidas fantásticas. El experimento avanzará en nuestra comprensión de la naturaleza de la corona solar y mejorará nuestra comprensión del origen y la evolución del viento solar.

Si encuentra un error, resalte un fragmento de texto y haga clic en Ctrl+Intro.

A fines de la década de 1940, el astrónomo estadounidense S. Forbush descubrió un fenómeno incomprensible. Al medir la intensidad de los rayos cósmicos, Forbush notó que disminuye significativamente con el aumento de la actividad solar y cae considerablemente durante las tormentas magnéticas.

Parecía bastante extraño. Más bien, podría esperarse lo contrario. Después de todo, el Sol mismo es un proveedor de rayos cósmicos. Por lo tanto, parecería que cuanto mayor sea la actividad de nuestra luz del día, más partículas debería arrojar al espacio circundante.

Quedaba por suponer que el aumento de la actividad solar afecta el campo magnético de la tierra de tal manera que comienza a desviar las partículas de los rayos cósmicos, a rechazarlos. El camino a la Tierra está, por así decirlo, bloqueado.

La explicación parecía lógica. Pero, por desgracia, como pronto quedó claro, era claramente insuficiente. Los cálculos realizados por los físicos demostraron de manera irrefutable que un cambio en las condiciones físicas solo en las inmediaciones de la Tierra no puede causar un efecto de tal magnitud como el que se observa en la realidad. Obviamente, debe haber algunas otras fuerzas que impiden la penetración de los rayos cósmicos en el sistema solar y, además, aquellas que aumentan con el aumento de la actividad solar.

Fue entonces cuando surgió la suposición de que los culpables del misterioso efecto son corrientes de partículas cargadas que escapan de la superficie del Sol y penetran en el espacio del sistema solar. Este tipo de "viento solar" limpia el medio interplanetario, "barriendo" partículas de rayos cósmicos de él.

Los fenómenos observados en los cometas también hablaron a favor de tal hipótesis. Como sabes, las colas de los cometas siempre apuntan en dirección opuesta al Sol. Inicialmente, esta circunstancia estaba asociada a la ligera presión de los rayos solares. Sin embargo, a mediados del presente siglo se estableció que la presión de la luz por sí sola no puede causar todos los fenómenos que ocurren en los cometas. Los cálculos han demostrado que para la formación y desviación observada de las colas de los cometas, es necesario influir no solo en los fotones, sino también en las partículas de materia. Por cierto, tales partículas podrían excitar el brillo de iones que se produce en las colas de los cometas.

De hecho, el hecho de que el Sol arroja corrientes de partículas cargadas, corpúsculos, se conocía incluso antes de eso. Sin embargo, se asumió que tales flujos son episódicos. Los astrónomos asociaron su ocurrencia con la aparición de destellos y manchas. Pero las colas de los cometas siempre se alejan del Sol, y no solo durante los períodos de mayor actividad solar. Esto significa que la radiación corpuscular que llena el espacio del sistema solar también debe existir constantemente. Se intensifica con el aumento de la actividad solar, pero siempre existe.

Por lo tanto, el viento solar sopla continuamente el espacio casi solar. ¿En qué consiste este viento y en qué condiciones surge?

Conozcamos la capa más externa de la atmósfera solar: la "corona". Esta parte de la atmósfera de nuestra luz del día está inusualmente enrarecida. Incluso en las inmediaciones del Sol, su densidad es sólo una cienmillonésima parte de la densidad de la atmósfera terrestre. Esto significa que cada centímetro cúbico del espacio circunsolar contiene solo unos pocos cientos de millones de partículas corona. Pero la llamada "temperatura cinética" de la corona, determinada por la velocidad de las partículas, es muy alta. Alcanza el millón de grados. Por lo tanto, el gas coronal está completamente ionizado y es una mezcla de protones, iones de varios elementos y electrones libres.

Recientemente, apareció un informe que detectaba la presencia de iones de helio en la composición del viento solar. Esta circunstancia hechiza el mecanismo por el cual la eyección de carga

partículas de la superficie del sol. Si el viento solar consistiera solo de electrones y protones, entonces aún se podría suponer que se forma debido a procesos puramente térmicos y es algo así como el vapor que se forma sobre la superficie del agua hirviendo. Sin embargo, los núcleos de los átomos de helio son cuatro veces más pesados ​​que los protones y, por lo tanto, es poco probable que sean expulsados ​​por evaporación. Lo más probable es que la formación del viento solar esté asociada a la acción de fuerzas magnéticas. Volando lejos del Sol, las nubes de plasma, por así decirlo, se llevan campos magnéticos con ellas. Son estos campos los que sirven como ese tipo de "cemento" que "fija" partículas con diferentes masas y cargas.

Las observaciones y los cálculos realizados por los astrónomos han demostrado que a medida que nos alejamos del Sol, la densidad de la corona disminuye gradualmente. Pero resulta que en la región de la órbita de la Tierra todavía es notablemente diferente de cero. En esta región del sistema solar hay de cien a mil partículas coronales por cada centímetro cúbico de espacio. En otras palabras, nuestro planeta se encuentra dentro de la atmósfera solar y, si se quiere, tenemos derecho a llamarnos no sólo habitantes de la Tierra, sino también habitantes de la atmósfera del Sol.

Si la corona es más o menos estable cerca del Sol, a medida que aumenta la distancia, tiende a expandirse en el espacio. Y cuanto más lejos del Sol, mayor es la tasa de esta expansión. Según los cálculos del astrónomo estadounidense E. Parker, ya a una distancia de 10 millones de km, las partículas coronales se mueven a velocidades que superan la velocidad del sonido. Y a medida que se aleja del Sol y se debilita la fuerza de atracción solar, estas velocidades aumentan varias veces más.

Por lo tanto, la conclusión sugiere que la corona solar es el viento solar que sopla alrededor del espacio de nuestro sistema planetario.

Estas conclusiones teóricas fueron plenamente confirmadas por las mediciones de pa cohetes espaciales y satélites terrestres artificiales. Resultó que el viento solar siempre existe y “sopla” cerca de la Tierra a una velocidad de unos 400 km/seg. Con el aumento de la actividad solar, esta velocidad aumenta.

¿Hasta dónde sopla el viento solar? Esta pregunta es de considerable interés, sin embargo, para obtener los datos experimentales correspondientes, es necesario realizar un sondeo por naves espaciales de la parte exterior del sistema solar. Hasta que esto se haga, uno tiene que contentarse con consideraciones teóricas.

Sin embargo, no se puede obtener una respuesta definitiva. Dependiendo de las suposiciones iniciales, los cálculos conducen a diferentes resultados. En un caso, resulta que el viento solar ya amaina en la órbita de Saturno, en el otro, que todavía existe a una distancia muy grande más allá de la órbita del último planeta, Plutón. Pero estos son solo teóricamente los límites extremos de la posible propagación del viento solar. Solo las observaciones pueden indicar el límite exacto.

Los más fiables serían, como ya hemos señalado, los datos de las sondas espaciales. Pero, en principio, también son posibles algunas observaciones indirectas. En particular, se observó que después de cada disminución sucesiva de la actividad solar, el aumento correspondiente en la intensidad de los rayos cósmicos energia alta, es decir, los rayos que ingresan al sistema solar desde el exterior, se produce con un retraso de unos seis meses. Aparentemente, este es exactamente el período necesario para que el próximo cambio en la potencia del viento solar alcance el límite de su propagación. Como velocidad media Dado que la propagación del viento solar es de aproximadamente 2,5 unidades astronómicas (1 unidad astronómica = 150 millones de km, la distancia promedio de la Tierra al Sol) por día, esto da una distancia de aproximadamente 40-45 unidades astronómicas. En otras palabras, el viento solar se seca en algún lugar alrededor de la órbita de Plutón.

La atmósfera del Sol es 90% hidrógeno. La parte más alejada de la superficie se llama la corona del Sol, es claramente visible durante los eclipses solares totales. La temperatura de la corona alcanza los 1,5-2 millones de K y el gas de la corona está completamente ionizado. A tal temperatura del plasma, la velocidad térmica de los protones es de unos 100 km/s y la de los electrones es de varios miles de kilómetros por segundo. Para vencer la atracción solar, es suficiente una velocidad inicial de 618 km/s, la segunda velocidad espacial del Sol. Por lo tanto, hay una fuga constante de plasma desde la corona solar hacia el espacio. Este flujo de protones y electrones se llama viento solar.

Habiendo vencido la atracción del Sol, las partículas del viento solar vuelan a lo largo de trayectorias rectas. La velocidad de cada partícula con la eliminación casi no cambia, pero puede ser diferente. Esta velocidad depende principalmente del estado de la superficie solar, del "tiempo" del Sol. En promedio, es v ≈ 470 km/s. El viento solar recorre la distancia hasta la Tierra en 3-4 días. La densidad de partículas en él disminuye en proporción inversa al cuadrado de la distancia al Sol. A una distancia igual al radio de la órbita terrestre, en 1 cm 3, en promedio, hay 4 protones y 4 electrones.

El viento solar reduce la masa de nuestra estrella, el Sol, en 10 9 kg por segundo. Aunque este número parece grande en escalas terrestres, en realidad es pequeño: la disminución de la masa solar solo se puede notar en miles de veces más que la edad actual del Sol, que es de aproximadamente 5 mil millones de años.

La interacción del viento solar con el campo magnético es interesante e inusual. Se sabe que las partículas cargadas normalmente se mueven en un campo magnético H a lo largo de un círculo oa lo largo de líneas helicoidales. Sin embargo, esto es cierto solo cuando el campo magnético es lo suficientemente fuerte. Más precisamente, para el movimiento circular de partículas cargadas, es necesario que la densidad de energía del campo magnético H 2 /8π sea mayor que la densidad de energía cinética del plasma en movimiento ρv 2 /2. En el viento solar, la situación se invierte: el campo magnético es débil. Por lo tanto, las partículas cargadas se mueven en línea recta, mientras que el campo magnético no es constante, se mueve junto con el flujo de partículas, como si este flujo lo llevara a la periferia del sistema solar. La dirección del campo magnético en todo el espacio interplanetario permanece igual que en la superficie del Sol en el momento de la liberación del plasma de viento solar.

El campo magnético, por regla general, cambia su dirección 4 veces cuando gira alrededor del ecuador del Sol. El sol gira: los puntos en el ecuador hacen una revolución en T \u003d 27 días. Por lo tanto, el campo magnético interplanetario está dirigido en espirales (ver Fig.), y la imagen completa de este patrón gira después de la rotación de la superficie solar. El ángulo de rotación del Sol cambia como φ = 2π/T. La distancia al Sol aumenta con la velocidad del viento solar: r = vt. De ahí la ecuación de espirales en la fig. tiene la forma: φ = 2πr/vT. A una distancia de la órbita terrestre (r = 1,5 x 10 11 m), el ángulo de inclinación del campo magnético con respecto al radio vector es, como se puede comprobar fácilmente, de 50°. En promedio, este ángulo lo miden las naves espaciales, pero no muy cerca de la Tierra. Sin embargo, cerca de los planetas, el campo magnético está dispuesto de manera diferente (ver Magnetosfera).