Astronet > Solnechnyi veter

po tekstam po klyuchevym slovam v glossarii po saitam perevod po katalogu

Na saite

Astrometriya

Astronomicheskie instrumenty

Astronomicheskoe obrazovanie

Astrofizika

Istoriya astronomii

Kosmonavtika, issledovanie kosmosa

Lyubitel'skaya astronomiya

Planety i Solnechnaya sistema

Solnce

Solnechnyi veter

- nepreryvnyi potok plazmy solnechnogo proishozhdeniya, rasprostranyayushiisya priblizitel'no radial'no ot Solnca i zapolnyayushii soboi Solnechnuyu sistemu do geliocentrich. rasstoyanii ~100 a.e. S.v. obrazuetsya pri gazodinamich. rasshirenii solnechnoi korony v mezhplanetnoe prostranstvo. Pri vysokih temp-rah, k-rye sushestvuyut v solnechnoi korone ( $\approx 1,5\cdot 10^6$ K), davlenie vyshelezhashih sloev ne mozhet uravnovesit' gazovoe davlenie veshestva korony, i korona rasshiryaetsya.

Pervye svidetel'stva sushestvovaniya postoyannogo potoka plazmy ot Solnca polucheny L. Birmanom (FRG) v 1950-h gg. po analizu sil, deistvuyushih na plazmennye hvosty komet. V 1957 g. Yu. Parker (SShA), analiziruya usloviya ravnovesiya veshestva korony, pokazal, chto korona ne mozhet nahoditsya v usloviyah gidrostatich. ravnovesiya, kak eto ran'she predpolagalos', a dolzhna rasshiryatsya, i eto rasshirenie pri imeyushihsya granichnyh usloviyah dolzhno privodit' k razgonu koronal'nogo veshestva do sverhzvukovyh skorostei.

Srednie harakteristiki S.v. privedeny v tabl. 1. Vpervye potok plazmy solnechnogo proishozhdeniya byl zaregistrirovan na vtoroi sovetskoi kosmich. rakete "Luna-2" v 1959 g. Sushestvovanie postoyannogo istecheniya plazmy iz Solnca bylo dokazano v reuzl'tate mnogomesyachnyh izmerenii na amer. AMS "Mariner-2" v 1962 g.

Tablica 1. Srednie harakteristiki solnechnogo vetra na orbite Zemli

Skorost' 400 km/s

Plotnost' protonov 6 sm^-3

Temperatura protonov $5\cdot 10^4$ K

Temperatura elektronov $1,5\cdot 10^5$ K

Napryazhennost' magnitnogo polya $5\cdot 10^5$ E

Plotnost' potoka protonov $2,4\cdot 10^8$ sm^-2s^-1

Plotnost' potoka kineticheskoi energii 0,3 erg $\cdot$ sm^-2s^-1

Potoki S.v. mozhno razdelit' na dva klassa: medlennye - so skorost'yu $\approx 300$ km/s i bystrye - so skorost'yu 600-700 km/s. Bystrye potoki ishodyat iz teh oblastei korony, gde magnitnoe pole blizko k radial'nomu. Chast' etih oblastei yavl. koronal'nymi dyrami. Medlennye potoki S.v. svyazany, po-vidimomu, s oblastyami korony, gde imeetsya znachit. tangensal'nyi komponent magn. polya.

Ris. 1. Massovyi spektr solnechnogo vetra.
Po gorizontal'noi osi - otnoshenie massy chasticy
k ee zaryadu, po vertikal'noi - chislo chastic,
zaregistrirovannyh v energeticheskom "okne"
pribora za 10 s. Cifry so znakom "+" oboznachayut
zaryad iona.

Pomimo osnovnyh sostavlyayushih S.v. - protonov i elektronov, v ego sostave takzhe obnaruzhena $\alpha$ -chasticy, vysokoionizovannye iony kisloroda, kremniya, sery, zheleza (ris. 1). Pri analize gazov, zahvachennyh v eksponirovannyh na Lune fol'gah, naideny atomy Ne i Ar. Srednii him. sostav S.v. priveden v tabl. 2.

Tablica 2. Otnositel'nyi himicheskii sostav solnechnogo vetra

Element Otnositel'noe
soderzhanie

H 0,96

³He $1,7\cdot 10^{-5}$

⁴He 0,04

O $5\cdot 10^4$

Ne $7,5\cdot 10^{-5}$

Si $7,5\cdot 10^{-5}$

Ar $3,0\cdot 10^{-6}$

Fe $4,7\cdot 10^{-5}$

Ionizac. sostoyanie veshestva S.v. sootvetstvuet tomu urovnyu v korone, gde vremya rekombinacii stanovitsya malym po sravneniyu so vremenem rasshireniya, t.e. na rasstoyanii $1,5-2 R_\odot$ . Izmereniya ionizac. temp-ry ionov S.v. pozvolyayut opredelyat' elektronnuyu temp-ru solnechnoi korony.

Ris. 2. Forma silovoi linii
mezhplanetnogo magnitnogo polya.

S.v. unosit s soboi v mezhplanetnuyu sredu koronal'noe magn. pole. Vmorozhennye v plazmu silovye linii etogo polya obrazuyut mezhplanetnoe magn. pole (MMP). Hotya napryazhennost' MMP nevelika i plotnost' ego energii sostavlyaet ok. 1% ot kinetich. energii S.v., ono igraet bol'shuyu rol' v termodinamike S.v. i v dinamike vzaimodeistvii S.v. s telami Solnechnoi sistemy i potokov S.v. mezhdu soboi. Kombinaciya rasshireniya S.v. s vrasheniem Solnca privodit k tomu, chto magn. silovye lionii, vmorozhennye v S.v., imeyut formu, blizkuyu k spiralyam Arhimeda (ris. 2). Radial'nyi i azimutal'nyi komponent magn. polya vblizi ploskosti ekliptiki izmenyayutsya s rasstoyaniem:
$B_R \approx B_R^0 (R_0/R)^2, B_\varphi\approx B_\varphi^0 R_0^2 \Omega_0/u_R R$ ,
gde R - geliocentrich. rasstoyanie, $\Omega_0$ - uglovaya skorost' vrasheniya Solnca, u_R - radial'nyi komponent skorosti S.v., indeks "0" sootvetstvuet ishodnomu urovnyu. Na rasstoyanii orbity Zemli ugol $\varphi$ mezhdu napravleniyami magn. polya i napravleniem na Solnce $\approx 45^\circ$ , na bol'shih geliocentrich. rasstoyaniyah MMP pochti perpendikulyarno napravleniyu na Solnce.

S.v., voznikayushii nad oblastyami Solnca s razlichnoi orientaciei magn. polya, obrazuet potoki v razlichno orientirovannymi MMP - t.n. sektornuyu strukturu mezhplanetnogo magnitnogo polya.

V S.v. nablyudayutsya razlichnye tipy voln: lengmyurovskie, vistlery, ionnozvukovye, magnitozvukovye, al'venovskie volny i dr. (sm. Plazma). Chast' voln generiruetsya na Solnce, chast' vozbuzhdaetsya v mezhplanetnoi srede. Generaciya voln sglazhivaet otkloneniya funkcii raspredeleniya chastic ot maksvellovskoi i privodit k tomu, chto S.v. vedet sebya kak sploshnaya sreda. Volny al'venovskogo tipa igrayut bol'shuyu rol' v uskorenii malyh sostavlyayushih S.v. i v formirovanii funkcii raspredeleniya protonov. V S.v. nablyudayutsya takzhe kontaktnye i vrashatel'nye razryvy, haraternye dlya zamagnichennoi plazmy.

Ris. 3. Rasprostranenie mezhplanetnoi udarnoi
volny i vybrosa ot solnechnoi vspyshki. Strelkami
pokazano napravlenie dvizheniya plazmy solnechnogo vetra.

Potok S.v. yavl. sverhzvukovym po otnosheniyu k skorosti teh tipov voln, k-rye obespechivayut effektivnuyu peredachu energii v S.v. (al'venovskie, zvukovye i magnitozvukovye volny), al'venovskie i zvukovye chisla Maha S.v. na orbite Zemli $\approx 7$ . Pri obtrekanii S.v. prepyatstvii, sposobnyh effektivno otklonyat' S.v. (magn. polya Merkuriya, Zemli, Yupitera, Staurna ili provodyashie ionosfery Venery i, po-vidimomu, Marsa), obrazuetsya golovnaya otoshedshaya udarnaya volna. S.v. tormozitsya i razogrevaetsya na fronte udarnoi volny, chto pozvolyaet emu obtekat' prepyatstvie. Pri etom v S.v. formiruetsya polost' - magnitosfera (sobstvennaya ili inducirovannaya), forma i razmer k-roi opredelyaetsya balansom davlentiya magn. polya planety i davleniya obtekayushego potoka plazmy (sm. Magnitosfery planet). Sloi razogretoi plazmy mezhdu udarnoi volnoi i obtekaemym prepyatstviem naz. perehodnoi oblast'yu. Temp-ry ionov na fronte udarnoi volny mogut uvelichivat'sya v 10-20 raz, elektronov - v 1,5-2 raza. Udarnaya volna yavl. besstolknovitel'noi udarnoi volnoi, termalizaciya potoka k-oi obespechivaetsya kollektivnymi plazmennymi processami. Tolshina fronta udarnoi volny ~100 km i opredelyaetsya skorost'yu narastaniya neustoichivostei plazmy (magnitozvukovoi i/ili nizhnegibridnoi) pri vzaimodeistvii nabegayushego potoka i chasti potoka ionov, otrazhennogo ot fronta. V sluchae vzaimodeistviya S.v. s neprovodyashim telom (Luna) udarnaya volna ne voznikaet: potok plazmy pogloshaetsya poverhnost'yu, a za telom obrazuetsya postepenno zapolnyaemaya plazmoi S.v. polost'.

Na stacionarnyi process istecheniya plazmy korony nakladyvayutsya nestacionarnye processy, svyazannye so vspyshkami na Solnce. Pri sil'nyh solnechnyh vspyshkah proishodit vybros veshestva iz nizhnih oblastei korony v mezhplanetnuyu sredu. Pri etom takzhe obrazuetsya udarnaya volna (ris. 3), k-raya postepenno zamedlyaetsya pri dvizhenii cherez plazmu S.v. Prihod udarnoi volny k Zemle provodit k szhatiyu magnitosfery, posle k-rogo obychno nachinaetsya razvitie magn. buri.

Ris. 4. Tipy reshenii uravneniya rasshireniya korony.
Skorost' i rasstoyanie normirovany na kriticheskuyu
skorost' v_K i kriticheskoe rasstoyanie R_K.
Reshenie 2 sootvetstvuet solnechnomu vetru.

Ur-nie, opisyvayushee rasshirenie solnechnoi korony, mozhno poluchit' iz sistemy ur-nii sohraneniya massy i momenta kolichestva dvizheniya. Resheniya etogo ur-niya, opisyvayushie razlichnyi harakter izmeneniya skorosti s rasstoyaniem, pokazany na ris. 4. Resheniya 1 i 2 sootvetstvuyut malym skorostyam v osnovanii korony. Vybor mezhdu etimi dvumya resheniyami opredelyaetsya usloviyami na beskonechnosti. Reshenie 1 sootvetstvuet malym skorostyam rasshireniya korony ("solnechnyi briz", po Dzh. Chemberlenu, SShA) i daet bol'shie znacheniya davleniya na beskonechnosti, t.e. vstrechaetsya s temi zhe trudnostyami, chto i model' statich. korony. Reshenie 2 sootvetstvuet perehodu skorosti rasshireniya cherez znachenie skorosti zvuka (v_K) na nek-rom kritich. rasstoyanii R_K i posleduyushemu rasshireniyu so sverhzvukovoi skorost'yu. Eto reshenie daet ischezayushe maloe znachenie davleniya na beskonechnosti, chto pozvolyaet soglasovat' ego s malym davleniem mezhzvezdnoi sredy. Techenie etogo tipa Parker nazval solnechnym vetrom. Kritich. tochka nahoditsya nad poverhnost'yu Solnca, esli temp-ra korony men'she nek-rogo kritich. znacheniya $T_K=GM_\odot m/4k\gamma R_\odot$ , gde m - massa protona, $\gamma$ - pokazatel' adiabaty. Na ris. 5 pokazano izmenenie skorosti rasshireniya s geliocentrich. rasstoyaniem v zavisimosti ot temp-ry izotermich. izotropnoi korony.

Ris. 5. Profili skorosti solnechnogo vetra
dlya izotermicheskoi korony pri razlichnyh
znacheniyah koronal'noi temperatury.

Posleduyushie modeli S.v. uchityvayut variacii koronal'noi temp-ry s rasstoyaniem, dvuhzhidkostnyi haprakter sredy (elektronnyi i protonnyi gazy), teploprovodnost', vyazkost', nesfericheskii harakter rasshireniya. Podhod k veshestvu S.v. kak k sploshnoi srede opravdyvaetsya nalichiem MMP i kollektivnym harakterom vzaimodeistviya plazmy S.v., obuslovlennym razlichnogo tipa neustoichivostyami. S.v. obespechivaet osn. ottok teplovoi energii korony, t.k. teploperedacha v hromosferu, elektromagnit. izluchenie sil'no ionizovannogo veshestva korony i elektronnaya teploprovodnost' S.v. nedostatochny dlya ustanovleniya termich. balansa korony. Elektronnaya teploprovodnost' obespechivaet medlennoe ubyvanie temp-ry S.v. s rasstoyaniem. S.v. ne igraet skol'ko-nibud' zametnoi roli v energetike Solnca v celom, t.k. potok energii, unosimyi im sostavlyaet ~ 10^-8 svetimosti Solnca ~100 a.e., gde davlenie mezhzvezdnoi sredy uravnoveshivaet dinamich. davlenie S.v. Polost', zametaemaya S.v. v mezhzvezdnoi srede, obrazuet geliosferu. Rasshiryayushiisya S.v. vmeste s vmorozhennym v nego magn. polem prepyatstvuet proniknoveniyu v Solnechnuyu sistemu galaktich. kosmicheskih luchei malyh energii i privodit k variaciyam kosmicheskih luchei bol'shih energii.

Yavlenie, analogichnoe S.v., obnaruzheno i u nek-ryh tipov dr. zvezd (sm. Zvezdnyi veter).

Lit.:
Parker E.N., Dinamicheskie processy v mezhplanetnoi srede, per. s angl., M., 1965; Brandt Dzh., Solnechnyi veter, per. s angl., M., 1973; Hundhauzen A., Rasshirenie korony i solnechnyi veter, per. s angl., M., 1976.

(O.L. Vaisberg)

O. L. Vaisberg, "Fizika Kosmosa", 1986
Glossarii Astronet.ru

A | B | V | G | D | Z | I | K | L | M | N | O | P | R | S | T | U | F | H | C | Ch | Sh | E | Ya

Obsudit' etu publikaciyu

Versiya dlya pechati

Skorost'	400 km/s
Plotnost' protonov	6 sm^-3
Temperatura protonov	$5\cdot 10^4$ K
Temperatura elektronov	$1,5\cdot 10^5$ K
Napryazhennost' magnitnogo polya	$5\cdot 10^5$ E
Plotnost' potoka protonov	$2,4\cdot 10^8$ sm^-2s^-1
Plotnost' potoka kineticheskoi energii	0,3 erg $\cdot$ sm^-2s^-1

Element	Otnositel'noe soderzhanie
H	0,96
³He	$1,7\cdot 10^{-5}$
⁴He	0,04
O	$5\cdot 10^4$
Ne	$7,5\cdot 10^{-5}$
Si	$7,5\cdot 10^{-5}$
Ar	$3,0\cdot 10^{-6}$
Fe	$4,7\cdot 10^{-5}$