1. Vvedenie

Nablyudeniya, vypolnennye so sputnikov Zemli i drugih kosmicheskih apparatov, pokazyvayut chto mezhplanetnoe prostranstvo zapolneno aktivnoi sredoi – plazmoi solnechnogo vetra. Solnechnyi veter zarozhdaetsya v verhnih sloyah atmosfery Solnca, i ego osnovnye parametry opredelyayutsya sootvetstvuyushimi parametrami solnechnoi atmosfery. Svyaz' mezhdu fizicheskimi harakteristikami solnechnogo vetra vblizi orbity Zemli i fizicheskimi yavleniyami v atmosfere Solnca okazyvaetsya chrezvychaino slozhnoi i, krome togo, zavisit ot urovnya solnechnoi aktivnosti i ot konkretnoi situacii na Solnce. Poetomu dlya prostoty opisaniya obychno predpolagayut, chto nablyudaemyi vblizi orbity Zemli solnechnyi veter sostoit iz treh nezavisimyh v pervom priblizhenii komponent:

1) spokoinyi solnechnyi veter – postoyanno sushestvuyushii potok solnechnoi plazmy, zapolnyayushii vse mezhplanetnoe prostranstvo vplot' do granic geliosfery (50-200 a.e.);

2) kvazistacionarnye vysokoskorostnye potoki solnechnoi plazmy, otvetstvennye za rekurrentnye (povtoryayushiesya) geomagnitnye vozmusheniya;

3) sporadicheskie (sluchainye) vysokoskorostnye potoki – otnositel'no kratkovremennye, chrezvychaino neodnorodnye i slozhnye po strukture obrazovaniya, otvetstvennye za sporadicheskie magnitosfernye vozmusheniya.

2. Spokoinyi solnechnyi veter

Soglasno sovremennym predstavleniyam, energiya v nedrah Solnca vyrabatyvaetsya v hode processov yadernogo sinteza:

Izvestno, chto v zvezdah tipa Solnca teploprovodnost' igraet neznachitel'nuyu rol', tak chto proizvedennaya v nedrah Solnca energiya peredaetsya k ego poverhnosti v osnovnom v rezul'tate radiacionnogo perenosa, to est' ee poglosheniya i posleduyushego pereizlucheniya.

Odnako radiacionnyi perenos solnechnoi energii stanovitsya maloeffektivnym v verhnih sloyah Solnca, poskol'ku po mere umen'sheniya temperatury solnechnogo veshestva stepen' ego ionizacii umen'shaetsya i prisutstvie neitral'nyh atomov vodoroda zametno umen'shaet ego prozrachnost'. Eto privodit k eshe bolee bystromu umen'sheniyu temperatury Solnca s rasstoyaniem ot centra. V rezul'tate lyuboi elementarnyi ob'em solnechnogo veshestva, vsplyvayushii iz nedr Solnca, obladaet bol'shei temperaturoi i men'shei plotnost'yu, chem okruzhayushaya plazma, chto privodit k razvitiyu konvektivnoi neustoichivosti. Usloviya vozbuzhdeniya konvektivnoi neustoichivosti uverenno vypolnyayutsya v poverhnostnyh sloyah Solnca na rasstoyaniyah r > 0,86R_ʘ, gde energiya perenositsya glavnym obrazom v forme teplovoi energii plazmy, zaklyuchennoi v elementah veshestva, podnimayushihsya iz nedr Solnca.

Razvitie intensivnoi turbulentnosti v poverhnostnyh sloyah Solnca ne tol'ko obespechivaet perenos energii k ego poverhnosti, no i privodit k razvitiyu yavlenii, igrayushih klyuchevuyu rol' v solnechno-zemnoi fizike. Razvitie konvektivnoi turbulentnosti v plazme soprovozhdaetsya generaciei intensivnyh magnitozvukovyh voln. Rasprostranyayas' v atmosfere Solnca, gde plotnost' plazmy bystro umen'shaetsya s vysotoi, zvukovye volny transformiruyutsya v udarnye; udarnye volny effektivno pogloshayutsya veshestvom, temperatura kotorogo uvelichivaetsya, dostigaya znacheniya (1-3)·10⁶ K v solnechnoi korone. Pri etom znachitel'naya chast' protonov v korone ne mozhet uderzhivat'sya gravitacionnym polem Solnca, chto privodit k nepreryvnomu rasshireniyu korony v kosmicheskoe prostranstvo, to est' k generacii solnechnogo vetra.

V sovremennoi forme model' solnechnogo vetra razrabotana E. Parkerom v 1965 godu. V stacionarnom, sfericheski-simmetrichnom sluchae uravneniya gazodinamiki mogut byt' zapisany v sleduyushei forme:

uravnenie dvizheniya

uravnenie nerazryvnosti potoka veshestva

uravnenie gazovogo sostoyaniya

Podstanovka ravenstv (4) i (5) v uravnenie (3) i integrirovanie poslednego po r daet uravnenie Bernulli (pri α ≠1) v forme

Uravneniya (6) ili (8) opredelyayut izmenenie skorosti solnechnogo vetra s izmeneniem rasstoyaniya ot Solnca. Eti uravneniya ne imeyut tochnogo analiticheskogo resheniya; poetomu obychno issleduetsya asimptotika resheniya na bol'shih ( ζ≫1) i malyh ( ζ≪1) rasstoyaniyah ot Solnca.

a. Bol'shie rasstoyaniya.

Ochevidno, chto pri ζ→ ∞ znachenie u(ζ) mozhet ili neogranichenno vozrastat', ili stremit'sya k kakoi-libo postoyannoi velichine, ili k nulyu. Sluchai s u→ ∞ ne udovletvoryaet uravneniyu (8), tak kak pervyi chlen v levoi chasti uravneniya budet neogranichenno vozrastat', a vtoroi i tretii chleny – stremit'sya k nulyu, togda kak v pravoi chasti uravneniya (8) stoit u₁²=const . Variant u|_{ζ→ ∞}=const okazyvaetsya vozmozhnym, tak kak v etom sluchae spravedlivo

Variant u|_{ζ→ ∞}→ 0 takzhe udovletvoryaet uravneniyu (8); v etom sluchae pervyi i tretii chleny v levoi chasti uravneniya (9) stremyatsya k nulyu, i

Takim obrazom, reshenie uravneniya (8) na bol'shih rasstoyaniyah imeet dve vetvi: verhnyuyu ( u→ u₁ ) i nizhnyuyu (u→ 0). Dlya togo chtoby vybrat' reshenie, priemlemoe s fizicheskoi tochki zreniya, neobhodimo vychislit' plotnost' plazmy, sootvetstvuyushuyu etim resheniyam. Iz ravenstva (4) sleduet

Takim obrazom, v sluchae, kogda u(ζ) sootvetstvuet nizhnei vetvi resheniya, plotnost' plazmy pri ζ→ ∞ stremitsya k konechnoi i otnositel'no bol'shoi velichine, chto protivorechit eksperimental'nym dannym. V to zhe vremya verhnyaya vetv' resheniya sootvetstvuet ρ|_{ζ→ ∞} → 0, chto udovletvoryaet usloviyam modeli. Takim obrazom, na bol'shih rasstoyaniyah ot Solnca fizicheskii smysl imeet lish' verhnyaya vetv' resheniya uravneniya Parkera, to est' reshenie (9a).

b. Malye rasstoyaniya ( ζ→ 0).

Pri ζ→ 0 tretii chlen v levoi chasti ravenstva (8) neogranichenno vozrastaet. Poskol'ku v pravoi chasti uravneniya stoit postoyannaya velichina, to neogranichennoe vozrastanie (H/ζ)|_{ζ→ 0} dolzhno byt' skompensirovano odnim iz pervyh dvuh chlenov v levoi chasti (8), to est' snova imeyut mesto dve vetvi resheniya:

Takim obrazom, stacionarnoe reshenie dlya solnechnoi korony okazyvaetsya vozmozhnym lish' v tom sluchae, esli pokazatel' politropy α men'she adiabaticheskogo (α < 5/3), to est' esli imeet mesto nepreryvnyi pritok energii v koronu i v solnechnyi veter. V pervonachal'noi modeli Parkera predpolagalos', chto neobhodimyi pritok energii obespechivaetsya vysokoi teploprovodnost'yu solnechnoi plazmy. Odnako odnogo lish' potoka teplovoi energii nedostatochno dlya uskoreniya solnechnogo vetra i trebuyutsya dopolnitel'nye istochniki energii.

Fizicheski razumnym granichnym usloviyam pri bol'shih ζ udovletvoryaet verhnyaya vetv' resheniya uravneniya Parkera, a pri malyh ζ – nizhnyaya vetv'. Srashivanie etih dvuh vetvei resheniya opredelyaetsya povedeniem resheniya v okrestnostyah nekotoroi kriticheskoi tochki, polozhenie kotoroi na ploskosti (ζ, u) opredelyaetsya sleduyushim obrazom.

Differencirovanie uravneniya (8) po ζ daet

Topologiya resheniya uravneniya (8) v okrestnostyah kriticheskoi tochki pokazana na pis. 1. Reshenie predstavlyaet soboi semeistvo giperbol. Pri etom sushestvuet lish' odno reshenie, udovletvoryayushee granichnym usloviyam kak na bol'shih, tak i na malyh rasstoyaniyah ot Solnca; etomu resheniyu sootvetstvuet krivaya, prohodyashaya cherez kriticheskuyu tochku (kriticheskoe reshenie).

Zavisimosti ot rasstoyaniya do Solnca radial'noi skorosti solnechnogo vetra v sluchae izotermicheskoi (α =1) korony pri razlichnyh temperaturah poslednei predstavleny na ris. 2. Reshenie dostatochno chuvstvitel'no k granichnym usloviyam. Tak, naprimer, pri T₀=0,5·10⁶ K skorost' solnechnogo vetra vblizi orbity Zemli okazyvaetsya ravnoi 260 km/s, a pri T=4·10⁶ K – okolo 1150 km/s, chto ne protivorechit eksperimental'nym dannym, privedennym v tabl. 1. V to zhe vremya rasschitannaya plotnost' plazmy vblizi orbity Zemli okazyvaetsya ravnoi 25-40 sm^-3 vmesto real'nyh 5-10 sm^-3.

Ris. 1. Semeistvo krivyh resheniya uravneniya Parkera v okrestnosti kriticheskoi tochki

Skorost' solnechnogo vetra menyaetsya v dostatochno shirokom diapazone ot 300 do 700 km/s. Eti variacii legko ob'yasnimy v ramkah modeli Parkera sootvetstvuyushimi variaciyami temperatury korony (ris. 2). Neposredstvennye nablyudeniya svidetel'stvuyut, chto istochnikom rekurrentnyh vysokoskorostnyh potokov yavlyayutsya koronal'nye dyry, v kotoryh temperatura korony sushestvenno nizhe srednei. V svyazi s etim, soglasno modeli, skorost' solnechnogo vetra, pomimo temperatury korony, zavisit takzhe ot velichiny pokazatelya politropy α: chem bol'she α, tem men'she skorost' solnechnogo vetra na orbite Zemli. Nailuchshee sootvetstvie mezhdu model'nymi raschetami i eksperimental'nymi dannymi dostignuto Parkerom pri α=1,1 vblizi Solnca i α=5/3 na bol'shih rasstoyaniyah ot nego.

V svyazi s maloi velichinoi pokazatelya α pri α→1 gradient temperatury ∂T/∂r (to est' skorost' izmeneniya temperatury s rasstoyaniem) stremitsya k nulyu; pri etom potok tepla, obuslovlennyi teploprovodnost'yu, takzhe stremitsya k nulyu. Takim obrazom, dlya podderzhaniya dostatochno vysokoi temperatury solnechnogo vetra trebuyutsya dopolnitel'nye neteplovye istochniki energii, svyazannye, po-vidimomu, s dissipaciei energii al'venovskih voln.

Ris. 2. Zavisimost' radial'noi skorosti solnechnogo vetra v modeli Parkera ot rasstoyaniya do Solnca pri razlichnyh znacheniyah temperatury v korone

Sushestvennoe preimushestvo modelei, uchityvayushih ih vklad v teplovuyu energiyu i impul's solnechnogo vetra sostoit v tom, chto, vybrav sootvetstvuyushim obrazom intensivnost' i spektr MGD-voln v osnovanii korony, mozhno poluchit' ne tol'ko sootvetstvuyushuyu eksperimental'nym dannym skorost' solnechnogo vetra na orbite Zemli, no i neobhodimuyu plotnost' plazmy. Dannaya model' ne v sostoyanii ob'yasnit' nablyudaemuyu raznost' elektronnoi i ionnoi temperatur v solnechnom vetre (sm. tabl. 1). Vse eti modeli razvivalis' v ramkah odnozhidkostnoi gidrodinamiki, v kotoroi predpolagaetsya ravenstvo elektronnoi i ionnoi temperatur iz-za vysokoi chastoty stolknovenii elektronov s ionami, chto obespechivaet effektivnyi obmen impul'som mezhdu etimi komponentami plazmy. Odnako v solnechnom vetre vsledstvie bystrogo ubyvaniya plotnosti plazmy s uvelicheniem rasstoyaniya ot Solnca temperatura ionov T_i mozhet sushestvenno otlichat'sya ot temperatury elektronov T_e. Pri etom, poskol'ku ionnaya teploprovodnost' otnositel'no mala, protonnaya komponenta korony Solnca rasshiryaetsya pochti adiabaticheski i sootvetstvenno bystro ohlazhdaetsya. V to zhe vremya teploprovodnost' elektronnoi komponenty plazmy otnositel'no velika, v svyazi s chem temperatura poslednei padaet s rasstoyaniem dostatochno medlenno, chto v celom ne protivorechit eksperimental'nym dannym.

Otnositel'no nezavisimoe sushestvovanie elektronnoi i ionnoi komponent plazmy opisyvaetsya v ramkah dvuhzhidkostnoi gidrodinamiki. V uravnenii dvizheniya (3) gazovoe davlenie zamenyaetsya summoi davlenii elektronnogo i ionnogo gazov ( p=p_e+p_i= nk(T_e+T_i)). Krome togo, v sluchae dvuhzhidkostnoi gidrodinamiki uravnenie gazovogo sostoyaniya obychno zamenyaetsya uravneniem sohraneniya energii, zapisannym otdel'no dlya elektronnoi i ionnoi komponent, tak chto sistema uravnenii (2)-(4) prinimaet bolee slozhnyi vid (sm. bibliografiyu). Rezul'taty ee chislennogo integrirovaniya predstavleny na ris. 3. Krivaya 1 zdes' sootvetstvuet odnozhidkostnoi modeli; krivye 2 i 3 pokazyvayut izmenenie s rasstoyaniem sootvetstvenno elektronnoi i ionnoi temperatury solnechnogo vetra v dvuhzhidkostnoi modeli. Na orbite Zemli (r_⊕=215R_ʘ) T_p=4400 K i T_e=3,4·10⁵ K. Takim obrazom, predskazyvaemaya dvuhzhidkostnoi model'yu temperatura elektronov okazyvaetsya vdvoe bol'she, a temperatura protonov – na poryadok men'she real'noi temperatury chastic v solnechnom vetre (sm. tabl. 1). Takoe nesootvetstvie teoreticheskih i eksperimental'nyh dannyh mozhno ustranit', predpolozhiv sushestvovanie dopolnitel'nyh istochnikov nagreva plazmy, prichem preimushestvenno ee ionnoi komponenty. Etomu trebovaniyu udovletvoryayut upomyanutye vyshe al'venovskie volny. Cami al'venovskie volny v solnechnom vetre pochti ne pogloshayutsya, odnako oni effektivno transformiruyutsya v magnitozvukovye volny; poslednie zhe v usloviyah, harakternyh dlya solnechnogo vetra, rasseivayutsya (dissipiruyut) v rezul'tate rezonansnogo vzaimodeistviya s protonami, tak chto poslednie zametno nagrevayutsya.

Ris. 3. Izmenenie s rasstoyaniem ot Solnca temperatury solnechnogo vetra v odnozhidkostnoi modeli (krivaya 1), a takzhe elektronnoi (2) i ionnoi (3) temperatur v dvuhzhidkostnoi modeli

Parametry solnechnogo vetra na orbite Zemli, poluchennye v ramkah dvuhzhidkostnoi modeli s uchetom dopolnitel'nogo istochnika energii v vide MGD-voln, predstavleny v tabl. 2. Parametry solnechnogo vetra, rasschitannye na rasstoyanii orbity Zemli, okazyvayutsya blizkimi k nablyudaemym parametram medlennogo solnechnogo vetra (sr. s tabl. 1). V to zhe vremya parametry vysokoskorostnyh potokov v solnechnom vetre zametno otlichayutsya ot predskazyvaemyh model'yu. V chastnosti, temperatura protonov v etih potokah okazyvaetsya vyshe temperatury elektronov, chto, po-vidimomu, svidetel'stvuet o povyshennoi intensivnosti al'venovskih voln v oblasti ih istochnika na Solnce.

3. Vysokoskorostnoi solnechnyi veter

Vysokoskorostnoi solnechnyi veter harakterizuetsya povyshennoi skorost'yu (okolo 700 km/s), ponizhennoi plotnost'yu plazmy ( n=4 sm^-3) i povyshennoi ionnoi temperaturoi (tabl. 1). Sushestvuyut po men'shei mere dva roda takih potokov: rekurrentnye i sporadicheskie.

Rekurrentnye potoki vysokoskorostnogo solnechnogo vetra sushestvuyut v techenie mnogih mesyacev, regulyarno poyavlyayas' v okrestnostyah Zemli primerno cherez 27 dnei (period oborota Solnca), chto svidetel'stvuet ob otnositel'no bol'shom vremeni zhizni ih istochnikov. V techenie mnogih let proishozhdenie etih potokov ostavalos' zagadkoi, poskol'ku im ne sootvetstvovali kakie-libo vidimye osobennosti na poverhnosti Solnca. Odnako v nastoyashee vremya mozhno, po-vidimomu, schitat' dokazannym, chto obsuzhdaemye potoki zarozhdayutsya na Solnce v oblasti koronal'nyh dyr.

Koronal'nye dyry otchetlivo vidny na poluchaemyh s kosmicheskih apparatov fotografiyah Solnca v rentgenovskom i krainem ul'trafioletovom diapazonah spektra (ris. 4), gde oni fiksiruyutsya kak obshirnye oblasti ponizhennoi (v neskol'ko raz) intensivnosti izlucheniya, prostirayushiesya ot polyarnyh shirot do ekvatora ili dazhe v protivopolozhnoe polusharie. Protyazhennost' koronal'nyh dyr po dolgote sostavlyaet 30°-90°; vremya prohozhdeniya koronal'noi dyry cherez central'nyi meridian Solnca (vsledstvie vrasheniya poslednego) sostavlyaet 3-6 sutok, chto soglasuetsya s dlitel'nost'yu sushestvovaniya sootvetstvuyushih vysokoskorostnyh potokov v okrestnostyah Zemli. Ponizhennaya intensivnost' rentgenovskogo izlucheniya v oblasti koronal'nyh dyr mozhet byt' svyazana kak s ponizhennoi plotnost'yu plazmy v etih oblastyah, tak i s ee bolee nizkoi temperaturoi. Deistvitel'no, nazemnye nablyudeniya korony vo vremya solnechnyh zatmenii pokazyvayut, chto v korone sushestvuyut, v osobennosti v vysokih shirotah, oblasti s otnositel'no nizkoi plotnost'yu plazmy. V to zhe vremya i temperatura plazmy v oblasti koronal'nyh dyr okazyvaetsya sushestvenno ponizhennoi. Tak, naprimer, pri nablyudeniyah izlucheniya Solnca v radiodiapazone yarkostnaya temperatura v oblasti koronal'nyh dyr sostavlyaet okolo 0,8·10⁶ K, chto sushestvenno nizhe temperatury spokoinoi korony, plotnost' plazmy v koronal'noi dyre v 4 raza nizhe plotnosti spokoinoi korony.

Ris. 4. Fotografiya Solnca v rentgenovskom izluchenii 21 avgusta 1973 goda

Takim obrazom, koronal'nye dyry deistvitel'no predstavlyayut soboyu oblasti s ponizhennoi plotnost'yu plazmy pri otnositel'no nizkoi temperature. Chem vyzyvayutsya ukazannye osobennosti korony v etih oblastyah, ne sovsem yasno. Koronal'nye dyry, kak pravilo, sovpadayut s oblastyami unipolyarnogo magnitnogo polya s kvaziradial'nymi ili slegka rashodyashimisya silovymi liniyami. Otkrytye silovye linii magnitnogo polya ne prepyatstvuyut radial'nomu rasshireniyu koronal'noi plazmy, chto mozhet ob'yasnit' ee ponizhennuyu plotnost' v oblasti dyr i uvelichenie skorosti generiruemogo v nih solnechnogo vetra. Vmeste s tem uvelichenie skorosti vetra, obuslovlennoe blagopriyatnoi konfiguraciei silovyh linii magnitnogo polya, ne mozhet kompensirovat' umen'sheniya plotnosti, svyazannogo s nizkoi temperaturoi plazmy v rassmatrivaemyh oblastyah, i dlya ob'yasneniya poyavleniya vysokoskorostnyh potokov prihoditsya predpolozhit' nalichie v koronal'nyh dyrah moshnogo istochnika MGD-voln. K sozhaleniyu, pryamyh podtverzhdenii sushestvovaniya takih voln v oblasti koronal'nyh dyr poka ne polucheno.

4. Sporadicheskie vysokoskorostnye potoki

Vtoroi tip vysokoskorostnyh potokov v solnechnom vetre – eto kratkovremennye (vremya probega mimo Zemli τ =1-2 dnya), chasto chrezvychaino intensivnye (skorost' solnechnogo vetra mozhet dostigat' 1200 km/s) potoki, imeyushie ves'ma bol'shuyu protyazhennost' po dolgote. Dvigayas' v mezhplanetnom prostranstve, zapolnennom plazmoi otnositel'no medlennogo spokoinogo solnechnogo vetra, vysokoskorostnoi potok kak by sgrebaet etu plazmu, i v rezul'tate pered ego frontom obrazuetsya dvizhushayasya vmeste s nim udarnaya volna. Prostranstvo mezhdu frontom potoka i frontom udarnoi volny zapolneno otnositel'no plotnoi (neskol'ko desyatkov chastic v kubicheskom santimetre) i goryachei plazmoi.

Ranee predpolagalos', chto sporadicheskie potoki v solnechnom vetre obuslovleny solnechnymi vspyshkami i im podobnymi yavleniyami. Odnako v poslednee vremya bol'shinstvo issledovatelei priderzhivayutsya mneniya, chto sporadicheskie vysokoskorostnye potoki v solnechnom vetre obuslovleny koronal'nymi vybrosami.

Koronal'nye vybrosy, naibolee otchetlivo nablyudaemye vblizi limba Solnca, predstavlyayut soboi nekotorye otnositel'no protyazhennye plazmennye obrazovaniya, dvizhushiesya v korone Solnca vverh ot ee osnovaniya. Vyvod o tom, chto sporadicheskie potoki v solnechnom vetre svyazany imenno s koronal'nymi vybrosami, a ne so vspyshkami, osnovan na eksperimental'nyh faktah: 1) nesmotrya na statisticheski znachimuyu zavisimost' mezhdu sporadicheskimi potokami i solnechnymi vspyshkami, odnoznachnoi svyazi mezhdu nimi net, to est', s odnoi storony, zafiksirovany vspyshki, ne vyzyvayushie mezhplanetnyh udarnyh voln, s drugoi storony, nablyudayutsya vysokoskorostnye potoki, ne predvaryaemye vspyshkami; i 2) solnechnye vspyshki neposredstvenno ne svyazany s koronal'nymi vybrosami. Odnako koronal'nye vybrosy i vspyshki svyazany s odnimi i temi zhe aktivnymi oblastyami na Solnce, i bystrye vybrosy (so skorost'yu poryadka 1000 km/s), s kotorymi obychno svyazana mezhplanetnaya udarnaya volna, nachinayut dvizhenie v korone odnovremenno s nachalom vspyshki.

Ris. 5. Razvitie vspyshki v modeli Petcheka: 1 – liniya peresoedineniya; 2 – formiruyushayasya udarnaya volna; 3 – vybrasyvaemaya (ezhektiruemaya) plazma; 4 – vysokoenergichnye chasticy; 5 – udarnaya volna; 6 – bystrye elektrony. Poyasneniya k risunkam a, b, v v tekste

Naibolee populyarnoi v nastoyashee vremya yavlyaetsya predlozhennaya G.E. Petchekom v 1964 godu model' vspyshki, osnovannaya na gipoteze o magnitnom peresoedinenii. Razvitie solnechnoi vspyshki v ramkah etoi modeli predstavleno na ris. 5. Nachinaya s nekotorogo urovnya silovye linii magnitnogo polya aktivnoi oblasti okazyvayutsya razorvannymi i obrazuyut dve silovye trubki s antiparallel'nymi polyami, razdelennymi tokovym sloem. V nekotoryi moment v rezul'tate razvitiya ionno-zvukovoi ili ionno-ciklotronnoi neustoichivosti provodimost' plazmy v nekotoroi tochke 1 (ris. 5, a) v plazmennom sloe rezko padaet, v rezul'tate tokovyi sloi razryvaetsya i silovye linii magnitnogo polya peresoedinyayutsya. Pri etom magnitnaya energiya bystro perehodit v kineticheskuyu i teplovuyu energiyu plazmy, proishodyat intensivnyi razogrev i uskorenie plazmy (ris. 5, b). Uskorennye chasticy, dvigayas' vdol' otkrytyh silovyh linii magnitnogo polya, pokidayut hromosferu i vybrasyvayutsya v mezhplanetnoe prostranstvo (ris. 5, v). Pri etom dvizhushiesya vverh energichnye elektrony, prohodya cherez koronu i vzaimodeistvuya s nei, mogut vyzyvat' vspleski radioizlucheniya; chastota radioizlucheniya iz-za umen'sheniya koncentracii fonovoi plazmy bystro umen'shaetsya po mere dvizheniya elektronov vverh. Chasticy, dvizhushiesya vdol' silovyh linii magnitnogo polya k Solncu, nagrevayut plazmu v nizhnei hromosfere i v fotosfere, vyzyvaya uvelichenie yarkosti vodorodnyh emissii i obrazovanie vysokotemperaturnogo koronal'nogo oblaka. Plazma, uskoryaemaya v napravlenii ot Solnca, formiruet vysokoskorostnoi potok i svyazannuyu s nim udarnuyu volnu.

5. Zaklyuchenie

Superpoziciya i vzaimodeistvie potokov solnechnoi plazmy sozdayut slozhnuyu i nepreryvno izmenyayushuyusya sistemu, kotoraya nazyvaetsya solnechnym vetrom.

V privedennom kratkom obzore sovremennyh predstavlenii o morfologii i mehanizmah generacii solnechnogo vetra osvesheny lish' samye obshie i naibolee polno issledovannye harakteristiki etih processov, chto mozhet sozdat' u chitatelya neskol'ko lozhnoe predstavlenie o deistvitel'nom sostoyanii problemy. Zdes' opusheny mnogie, v tom chisle i ves'ma sushestvennye detali rassmatrivaemyh processov (naprimer, mehanizm formirovaniya mezhplanetnogo magnitnogo polya), bez otchetlivogo ponimaniya kotoryh predstavlennaya vyshe model' solnechnogo vetra ostaetsya ne bolee chem gipotezoi, hotya i ves'ma veroyatnoi.

Literatura

1. Gibson E. Spokoinoe Solnce / Per. s angl. M.: Mir, 1977.
2. Kovalenko V.A. Solnechnyi veter. M.: Nauka, 1983.
3. Hundhauzen A. Rasshirenie korony i solnechnyi veter / Per. s angl. M.: Mir, 1976.
4. Parker E.N. Dinamicheskie processy v mezhplanetnoi srede / Per. s angl. M.: Mir, 1965.
5. Pudovkin M.I., Semenov V.S. Teoriya peresoedineniya i vzaimodeistviya solnechnogo vetra s magnitosferoi Zemli. M.: Nauka, 1995.