Päikesetuul esindab. Mis on päikesetuul ja kuidas see tekib? Kus päikesetuul vaibub

Päikeseplasma pidev radiaalne vool. kroonid planeetidevahelises tootmises. Päikese sügavustest tulev energiavoog soojendab koroonaplasma temperatuurini 1,5-2 miljonit K. DC. kütmist ei tasakaalusta kiirgusest tingitud energiakadu, kuna koroona on väike. Liigne energia tähendab. kraadid kannab S. sajand. (=1027-1029 erg/s). Seetõttu ei ole kroon hüdrostaatilises asendis. tasakaalu, see pidevalt laieneb. S. sajandi koosseisu järgi. ei erine koroonaplasmast (päikeseplasma sisaldab peamiselt prootoneid, elektrone, mõningaid heeliumi tuumasid, hapnikku, räni, väävlit ja rauaioone). Krooni põhjas (10 tuhat km Päikese fotosfäärist) on osakeste radiaalradiaal suurusjärgus sadu m/s, mitme kaugusel. päikeseenergia raadiuses saavutab see helikiiruse plasmas (100 -150 km/s), Maa orbiidi lähedal on prootonite kiirus 300-750 km/s ja nende ruumid. - mitmest h-ts mitmele kümneid ppm 1 cm3-s. Planeetidevahelise ruumi abil. jaamades on kindlaks tehtud, et kuni Saturni orbiidini on h-c voo tihedus S. v. väheneb vastavalt seadusele (r0/r)2, kus r on kaugus Päikesest, r0 on algtase. S.v. kannab endaga kaasa päikeseelektriliinide silmuseid. mag. väljad, mis moodustavad planeetidevahelise magnetvälja. . Radiaalse liikumise kombinatsioon h-c S. v. Päikese pöörlemisega annab see neile joontele spiraalide kuju. Suuremõõtmeline struktuur mag. Päikese läheduses asuvad väljad on sektorite kujul, milles väli on suunatud Päikeselt või selle poole. S. v. hõivatud õõnsuse suurus pole täpselt teada (selle raadius ei ole ilmselt väiksem kui 100 AU). Selle õõnsuse piiridel on dünaamika S.v. peab olema tasakaalustatud tähtedevahelise gaasi rõhuga, galaktiline. mag. väljad ja galaktika ruumi kiired. Maa läheduses tekkis h-c voolu kokkupõrge S. v. geomagnetilisega väli tekitab statsionaarse lööklaine Maa magnetosfääri ees (Päikese küljelt, joon.).

S.v. voolab ümber magnetosfääri, piirates selle ulatust ruumis. Päikese intensiivsuse muutused, mis on seotud päikesepõletustega, nähtustega. põhilised geomagnetiliste häirete põhjus. väljad ja magnetosfäär (magnettormid).

Päikese taga kaotab ta põhjast. =2X10-14 osa selle massist Msol. On loomulik eeldada, et S.E.-ga sarnane aine väljavool eksisteerib ka teistes tähtedes (""). See peaks olema eriti intensiivne massiivsetes tähtedes (massiga = mitukümmend Msolni) ja kõrge pinnatemperatuuriga (= 30-50 tuhat K) ning laiendatud atmosfääriga tähtedes (punased hiiglased), sest esimesel juhul kõrgelt arenenud tähekrooni osakestel on piisavalt kõrge energia, et ületada tähe gravitatsiooni, ja teises on paraboolne energia madal. kiirus (põgenemiskiirus; (vt RUUMIKIIRUSED)). Tähendab. Massikadu tähetuulega (= 10-6 Msol/aastas ja rohkem) võib tähtede evolutsiooni oluliselt mõjutada. Tähetuul omakorda tekitab tähtedevahelises keskkonnas kuuma gaasi "mulle" - röntgenikiirguse allikaid. kiirgus.

Füüsiline entsüklopeediline sõnastik. - M.: Nõukogude entsüklopeedia. . 1983 .

PÄIKESETUUL – Päikese päritoluga plasma pidev voog, Päike) planeetidevahelisse ruumi. Kõrgetel temperatuuridel, mis eksisteerivad päikesekoroonis (1,5 * 10 9 K), ei suuda ülemiste kihtide rõhk tasakaalustada koroonaaine gaasirõhku ja kroon paisub.

Esimesed tõendid posti olemasolust. Päikesest pärit plasmavoolud saadi L. L. Biermann 1950. aastatel. komeetide plasmasabadele mõjuvate jõudude analüüsi kohta. 1957. aastal näitas Yu. Parker (E. Parker) koroonaaine tasakaalu tingimusi analüüsides, et kroon ei saa olla hüdrostaatilistes tingimustes. kolmap omadused S. v. on toodud tabelis. 1. S. voolab. võib jagada kahte klassi: aeglane - kiirusega 300 km/s ja kiire - kiirusega 600-700 km/s. Kiired voolud tulevad päikesekrooni piirkondadest, kus on magnetvälja struktuur. väljad on radiaalse lähedal. koronaavad. Slow streamspp. V. on ilmselt seotud krooni piirkondadega, kus seetõttu on Tabel 1. - Päikesetuule keskmised omadused Maa orbiidil

Tabel 2.- Päikesetuule suhteline keemiline koostis

Lisaks peamisele päikesevee komponendid - prootonid ja elektronid, selle koostises leiti ka osakesi Ionisatsiooni mõõtmised. ioonide temperatuur S. v. võimaldavad määrata päikesekrooni elektrontemperatuuri.

N. sajandil. täheldatakse erinevusi. lainete tüübid: Langmuir, whistlers, ioon-akustiline, lained plasmas). Osa Alfveni tüüpi laineid genereeritakse Päikesel ja osa ergastab planeetidevahelises keskkonnas. Lainete genereerimine silub osakeste jaotusfunktsiooni kõrvalekaldeid Maxwelli funktsioonist ja koos magnetismi mõjuga. väljad plasmale viib selleni, et S. v. käitub nagu pidev meedium. Alfvén-tüüpi lained mängivad suurt rolli S väikeste komponentide kiirendamisel.

Riis. 1. Massiivne päikesetuul. Piki horisontaaltelge on osakese massi ja selle laengu suhe, piki vertikaaltelge seadme energiaaknas registreeritud osakeste arv 10 sekundi jooksul. “+” märgiga numbrid näitavad iooni laengut.

Voog N. sisse. on ülehelikiirusega seda tüüpi lainete kiiruste suhtes, mis annavad eff. energia ülekandmine S. sajandisse. (Alfven, heli). Alfven ja heli Machi number C. V. 7. Põhjakülje ümbervoolul. takistused, mis suudavad seda tõhusalt kõrvale juhtida (Elavhõbeda, Maa, Jupiteri, Saturni magnetväljad või Veenuse ja ilmselt ka Marsi juhtivad ionosfäärid), moodustub lahkuv vööri lööklaine. lained, mis võimaldab sellel takistuse ümber voolata. Samal ajal Põhja sajandil. moodustub õõnsus - magnetosfäär (kas oma või indutseeritud), kuju kuju ja mõõtmed määrab magnetrõhu tasakaal. planeedi väljad ja voolava plasmavoolu rõhk (vt. Maa magnetosfäär, planeetide magnetosfäär). Interaktsiooni korral S. v. mittejuhtiva kehaga (näiteks Kuuga) lööklaine ei teki. Plasma voolu neeldub pind ja keha taha moodustub õõnsus, mis täidetakse järk-järgult plasma C-ga. V.

Koroona plasma väljavoolu statsionaarsele protsessile kattuvad mittestatsionaarsed protsessid, mis on seotud rakette Päikesel. Tugevate põletuste ajal eralduvad põhjast ained. koroonapiirkonnad planeetidevahelisesse keskkonda. Magnetilised variatsioonid).

Riis. 2. Planeetidevahelise lööklaine levik ja päikesepõletusest väljumine. Nooled näitavad päikesetuule plasma liikumissuunda,

Riis. 3. Koroona paisumisvõrrandi lahendite tüübid. Kiirus ja vahemaa normaliseeritakse kriitiliseks kiiruseks vk ja kriitiliseks vahemaaksRk Lahendus 2 vastab päikesetuulele.

Päikese krooni paisumist kirjeldatakse massisäilivuse võrrandite süsteemiga v k) mingis kriitilises punktis. kaugus R kuni ja sellele järgnev paisumine ülehelikiirusel. See lahendus annab lõpmatuses rõhu kaduvalt väikese väärtuse, mis võimaldab seda ühildada tähtedevahelise keskkonna madala rõhuga. Seda tüüpi voolu nimetas Yu Parker S.-ks. , kus m on prootoni mass, adiabaatiline eksponent ja Päikese mass. Joonisel fig. Joonisel 4 on näidatud paisumiskiiruse muutus heliotsentrilisest. soojusjuhtivus, viskoossus,

Riis. 4. Päikesetuule kiirusprofiilid isotermilise koroonamudeli jaoks erinevatel koronaaltemperatuuri väärtustel.

S.v. annab põhilise soojusenergia väljavool kroonist, kuna soojusülekanne kromosfääri, el.-magn. koroonid ja elektrooniline soojusjuhtivuspp. V. ei ole piisavad koroona termilise tasakaalu loomiseks. Elektrooniline soojusjuhtivus tagab ümbritseva õhu temperatuuri aeglase languse. distantsiga. Päikese heledus.

S.v. kannab koronaalmagnetvälja endaga planeetidevahelisse keskkonda. valdkonnas. Selle välja plasmasse külmunud jõujooned moodustavad planeetidevahelise magnetvälja. Kuigi IMF-i intensiivsus on madal ja selle energiatihedus on umbes 1% kineetilisest tihedusest. päikeseenergia energia, mängib see termodünaamikas olulist rolli. V. ja interaktsioonide dünaamikas S. v. Päikesesüsteemi kehadega, aga ka põhjapoolsete vooludega. omavahel. S. sajandi laienemise kombinatsioon. Päikese pöörlemisega viib selleni, et mag. sajandi põhjaossa tardunud jõujooned on kujuga B R ja asimutaalsed magnetkomponendid. väljad muutuvad ekliptikatasandi lähedal asuva kaugusega erinevalt:

kus on ang. Päikese pöörlemiskiirus, Ja - kiiruse radiaalne komponent C. c., indeks 0 vastab algtasemele. Maa orbiidi kaugusel nurk magnetsuuna vahel. väljad ja R umbes 45°. Suurel L magnetiline.

Riis. 5. Planeetidevahelise magnetvälja joone kuju - Päikese pöörlemise nurkkiirus ja - plasma kiiruse radiaalkomponent, R - heliotsentriline kaugus.

S. v., mis tekivad Päikese piirkondade kohal, millel on erinevad. magnetiline orientatsioon väljad, kiirus, temp-pa, osakeste kontsentratsioon jne) ka vrd. iga sektori ristlõike loomulik muutus, mis on seotud päikesevee kiire vooluga sektoris. Sektorite piirid paiknevad tavaliselt Põhja sajandi aeglases voolus. Kõige sagedamini vaadeldakse 2 või 4 sektorit, mis pöörlevad koos Päikesega. See struktuur, mis moodustub S. väljatõmbamisel. suuremahuline suur. koroonavälju, võib vaadelda mitmel. Päikese pöörded. IMF-i sektoristruktuur tuleneb planeetidevahelises keskkonnas oleva voolulehe (CS) olemasolust, mis pöörleb koos Päikesega. TS tekitab magnetilise tõusu. väljad - radiaalne IMF on sõiduki erinevatel külgedel erinevad märgid. See H. Alfveni ennustatud TC läbib päikesekrooni neid osi, mis on seotud Päikese aktiivsete piirkondadega, ja eraldab need erinevatest piirkondadest. päikesemagneti radiaalse komponendi märgid. väljad. TS asub ligikaudu päikeseekvaatori tasapinnal ja on volditud struktuuriga. Päikese pöörlemine viib TC voltide keerdumiseni spiraaliks (joonis 6). Olles ekliptikatasandi lähedal, satub vaatleja kas TS-i kohale või alla, mille tõttu ta satub IMF-i radiaalkomponendi erinevate tunnustega sektoritesse.

Päikese lähedal põhjas. on kokkupõrketa lööklainete kiiruse piki- ja laiusgradiendid (joon. 7). Esiteks moodustub lööklaine, mis levib sektorite piirilt edasi (otsene lööklaine) ja seejärel vastupidine lööklaine, mis levib Päikese poole.

Riis. 6. Heliosfääri voolukihi kuju. Selle ristumiskoht ekliptika tasandiga (kallutatud päikeseekvaatori poole ~ 7° nurga all) annab planeetidevahelise magnetvälja vaadeldava sektoristruktuuri.

Riis. 7. Planeetidevahelise magnetvälja sektori struktuur. Lühikesed nooled näitavad päikesetuule suunda, noolejooned näitavad magnetvälja jooni, kriipsjooned sektori piire (joonistustasandi ristumiskohta jooksva kihiga).

Kuna lööklaine kiirus on väiksem kui päikesetuule kiirus, kannab see pöördlööklaine Päikesest eemale. Lööklained sektori piiride lähedal tekivad ~1 AU kaugusel. e. ja seda saab jälgida mitme kauguseni. A. e. Need lööklained, aga ka planeetidevahelised lööklained päikesekiirtest ja planeedi ümber levivatest lööklainetest kiirendavad osakesi ja on seetõttu energeetiliste osakeste allikaks.

S.v. ulatub ~100 AU kaugusele. e., kus tähtedevahelise keskkonna rõhk tasakaalustab dünaamikat. vererõhk S. v. poolt pühitud õõnsus. Planeetidevaheline keskkond). LaienevS. V. koos sellesse külmunud magnetiga. väli takistab galaktikaosakeste tungimist päikesesüsteemi. ruumi madala energiaga kiired ja viib kosmiliste variatsioonideni. kõrge energiaga kiired. S.V-ga sarnane nähtus on avastatud ka mõnes teises tähes (vt. Tähetuul).

Lit.: Parker E. N., Dünaamika planeetidevahelises keskkonnas, O. L. Weisberg.

Füüsiline entsüklopeedia. 5 köites. - M.: Nõukogude entsüklopeedia. Peatoimetaja A. M. Prohhorov. 1988 .

Vaadake, mis on "SOLAR WIND" teistes sõnaraamatutes:

PÄIKESETUUL, Päikese kroonist pärinev plasmavoog, mis täidab Päikesesüsteemi kuni 100 astronoomilise ühiku kaugusele Päikesest, kus tähtedevahelise keskkonna rõhk tasakaalustab voolu dünaamilist rõhku. Põhikoostis on prootonid, elektronid, tuumad... Kaasaegne entsüklopeedia

PÄIKESETUUL, pidev laetud osakeste (peamiselt prootonite ja elektronide) voog, mida Päikese CORONA kuumus kiirendab piisavalt suure kiiruseni, et osakesed suudaksid ületada Päikese gravitatsiooni. Päikesetuul kaldub kõrvale... Teaduslik ja tehniline entsüklopeediline sõnastik

Päikese atmosfääri ülakihtidest paiskub välja pidev osakeste voog. Me näeme tõendeid päikesetuule kohta kõikjal meie ümber. Võimsad geomagnetilised tormid võivad kahjustada Maa satelliite ja elektrisüsteeme ning tekitada kauneid aurorasid. Võib-olla on selle parimaks tõendiks komeetide pikad sabad, kui nad mööduvad Päikese lähedalt.

Komeedi tolmuosakesed suunatakse tuul kõrvale ja viiakse Päikesest eemale, mistõttu on komeetide sabad alati meie tähest eemale suunatud.

Päikesetuul: päritolu, omadused

See pärineb Päikese atmosfääri ülakihtidest, mida nimetatakse krooniks. Selles piirkonnas on temperatuur üle 1 miljoni Kelvini ja osakeste energialaeng on üle 1 keV. Päikesetuult on tegelikult kahte tüüpi: aeglane ja kiire. Seda erinevust on näha komeetide puhul. Kui vaatate komeedi pilti tähelepanelikult, näete, et neil on sageli kaks saba. Üks neist on sirge ja teine ​​on rohkem kumer.

Kiire päikesetuul

See liigub kiirusega 750 km/s ja astronoomid usuvad, et see pärineb koronaalsetest aukudest – piirkondadest, kus magnetvälja jõujooned jõuavad Päikese pinnale.

Aeglane päikesetuul

Selle kiirus on umbes 400 km/s ja see pärineb meie tähe ekvaatorivööst. Kiirgus jõuab Maale olenevalt kiirusest mitmest tunnist kuni 2-3 päevani.

Aeglane päikesetuul on laiem ja tihedam kui kiire päikesetuul, mis tekitab komeedi suure ja heleda saba.

Kui mitte Maa magnetväli, oleks see elu meie planeedil hävitanud. Planeeti ümbritsev magnetväli kaitseb meid aga kiirguse eest. Magnetvälja kuju ja suuruse määrab tuule tugevus ja kiirus.

PÄIKESENE TUUL- Päikese päritoluga pidev plasmavoog, mis levib Päikesest ligikaudu radiaalselt ja täidab Päikesesüsteemi heliotsentriliseks. vahemaad R ~ 100 a. e. S. v. tekib gaasidünaamika käigus. päikesekrooni laienemine (vt Päike) planeetidevahelisesse ruumi. Kõrgetel temperatuuridel, mis eksisteerivad päikesekoroonis (1,5 * 10 9 K), ei suuda ülemiste kihtide rõhk tasakaalustada koroonaaine gaasirõhku ja kroon paisub.

Esimesed tõendid posti olemasolust. plasmavoolud Päikesest hankis L. Biermann 1950. aastatel. komeetide plasmasabadele mõjuvate jõudude analüüsi kohta. 1957. aastal näitas Yu. Parker (E. Parker) koroonaaine tasakaalutingimusi analüüsides, et kroon ei saa olla hüdrostaatilistes tingimustes. tasakaal, nagu varem eeldati, kuid peaks laienema ja see paisumine peaks olemasolevate piirtingimuste juures viima koronaalse aine kiirenemiseni ülehelikiiruseni (vt allpool). Nõukogude kosmoselaevas registreeriti esimest korda päikese päritolu plasmavoog. kosmoselaev "Luna-2" aastal 1959. Olemasolupost. plasma väljavool Päikesest tõestati Ameerikas mitu kuud kestnud mõõtmiste tulemusena. ruumi Mariner 2 aparaat 1962. aastal.

kolmap omadused S. v. on toodud tabelis. 1. S. voolab. võib jagada kahte klassi: aeglane - kiirusega 300 km/s ja kiire - kiirusega 600-700 km/s. Kiired voolud tulevad päikesekrooni piirkondadest, kus on magnetvälja struktuur. väljad on radiaalse lähedal. Mõned neist piirkondadest on koronaavad. Põhja sajandi aeglased voolud. on ilmselt seotud krooni piirkondadega, milles on seega tangentsiaalne magnetkomponent. väljad.

Tabel 1.- Päikesetuule keskmised omadused Maa orbiidil

Tabel 2.- Päikesetuule suhteline keemiline koostis

Lisaks peamisele Päikesevee komponendid on prootonid ja elektronid, selle koostises leidub ka tugevalt ioniseeritud osakesi. hapniku, räni, väävli, raua ioonid (joon. 1). Kuul paljastatud fooliumidesse lõksu jäänud gaaside analüüsimisel leiti Ne ja Ar aatomid. kolmap suhteline keemia. koosseis S. v. on toodud tabelis. 2. Ionisatsioon. olek S. v. vastab tasemele koroonas, kus rekombinatsiooniaeg on paisumisajaga võrreldes lühike Ionisatsiooni mõõtmised ioonide temperatuur S. v. võimaldavad määrata päikesekrooni elektrontemperatuuri.

N. sajandil. täheldatakse erinevusi. Lainete tüübid: Langmuir, whistlers, ion-sonic, magnetosonic, Alfven jne (vt. Lained plasmas Osa Alfvéni tüüpi laineid genereeritakse Päikesel ja osa ergastatakse planeetidevahelises keskkonnas. Lainete genereerimine silub osakeste jaotusfunktsiooni kõrvalekaldeid Maxwelli funktsioonist ja koos magnetismi mõjuga. väljad plasmal toob kaasa asjaolu, et S. v. käitub nagu pidev meedium. Alfvén-tüüpi lained mängivad suurt rolli päikeselainete väikeste komponentide kiirendamisel. ja prootonite jaotusfunktsiooni moodustamisel. N. sajandil. täheldatakse ka magnetiseeritud plasmale iseloomulikke kontakti ja pöörlemise katkestusi.

Riis. 1. Päikesetuule massispekter. Piki horisontaaltelge on osakese massi ja selle laengu suhe, piki vertikaaltelge seadme energiaaknas registreeritud osakeste arv 10 sekundi jooksul. “+” märgiga numbrid näitavad iooni laengut.

Voog N. sisse. on ülehelikiirusega seda tüüpi lainete kiiruste suhtes, mis annavad eff. energia ülekandmine S. sajandisse. (Alfven, heli- ja magnetosoonilised lained). Alfven ja heli Machi number C.V. Maa orbiidil 7. Vooludes ümber kirde. takistused, mis suudavad seda tõhusalt kõrvale juhtida (Elavhõbeda, Maa, Jupiteri, Saturni magnetväljad või Veenuse ja ilmselt ka Marsi juhtivad ionosfäärid), moodustub lahkuv vööri lööklaine. S.v. aeglustab ja soojeneb lööklaine esiosas, mis võimaldab sellel takistuse ümber voolata. Samal ajal Põhja sajandil. moodustub õõnsus - magnetosfäär (kas oma või indutseeritud), kuju kuju ja mõõtmed määrab magnetrõhu tasakaal. planeedi väljad ja voolava plasmavoolu rõhk (vt. Maa magnetosfäär, planeetide magnetosfäär). Interaktsiooni korral S. v. mittejuhtiva kehaga (näiteks Kuuga) lööklaine ei teki. Plasma voolu neeldub pind ja keha taha moodustub õõnsus, mis täitub järk-järgult plasmast pärit plasmaga.

Koroona plasma väljavoolu statsionaarsele protsessile kattuvad mittestatsionaarsed protsessid, mis on seotud päikesekiirte. Tugevate põletuste ajal eralduvad ained altpoolt. koroonapiirkonnad planeetidevahelisesse keskkonda. Sel juhul tekib ka lööklaine (joon. 2), mis järk-järgult aeglustub, levides päikesesüsteemi plasmas. Lööklaine saabumine Maale põhjustab magnetosfääri kokkusurumise, misjärel algab tavaliselt magnetismi areng. tormid (vt Magnetilised variatsioonid).

Riis. 2. Planeetidevahelise lööklaine levik ja päikesepõletusest väljumine. Nooled näitavad päikesetuule plasma liikumissuunda, ilma pealkirjata jooned on magnetvälja jooned.

Riis. 3. Koroona paisumisvõrrandi lahendite tüübid. Kiirus ja vahemaa normaliseeritakse kriitiliseks kiiruseks vk ja kriitiliseks vahemaaks Rk. Lahendus 2 vastab päikesetuulele.

Päikese krooni paisumist kirjeldatakse massi jäävuse, nurkimpulsi ja energia võrrandite süsteemiga. Lahendused, mis vastavad erinevatele kiiruse muutumise olemus vahemaaga on näidatud joonisel fig. 3. Lahendused 1 ja 2 vastavad madalatele kiirustele võra põhjas. Valiku nende kahe lahenduse vahel määravad lõpmatuse tingimused. Lahendus 1 vastab koroona madalale paisumiskiirusele ja annab suured rõhu väärtused lõpmatuseni, st sellel on samad raskused kui staatilisel mudelil. kroonid Lahendus 2 vastab paisumiskiiruse üleminekule heliväärtuste kiiruse kaudu ( v kuni) mõnel kriitilisel. kaugus R kuni ja sellele järgnev paisumine ülehelikiirusel. See lahendus annab lõpmatuses rõhu kaduvalt väikese väärtuse, mis võimaldab seda ühildada tähtedevahelise keskkonna madala rõhuga. Seda tüüpi voolu nimetas Yu Parker S.-ks. Kriitiline punkt asub Päikese pinnast kõrgemal, kui krooni temperatuur on alla teatud kriitilise väärtuse. väärtused , kus m on prootoni mass, adiabaatiline eksponent ja Päikese mass. Joonisel fig. Joonisel 4 on näidatud paisumiskiiruse muutus heliotsentrilisest. kaugus sõltuvalt isotermilisest temperatuurist. isotroopne korona. S. sajandi hilisemad mudelid. võtma arvesse koronaaltemperatuuri kõikumisi kaugusega, keskkonna kahevedeliku olemust (elektron- ja prootongaasid), soojusjuhtivust, viskoossust, mittesfäärilist. laienemise olemus.

Riis. 4. Päikesetuule kiirusprofiilid isotermilise koroonamudeli jaoks erinevatel koronaaltemperatuuri väärtustel.

S.v. annab põhilise soojusenergia väljavool kroonist, kuna soojusülekanne kromosfääri, el-magn. Koroonakiirgus ja elektronide soojusjuhtivus ei ole piisavad koroona termilise tasakaalu loomiseks. Elektrooniline soojusjuhtivus tagab ümbritseva õhu temperatuuri aeglase languse. distantsiga. S.v. ei mängi Päikese energias tervikuna märgatavat rolli, kuna tema poolt ärakantav energiavoog on ~10 -7 heledus Päike.

S.v. kannab koronaalmagnetvälja endaga planeetidevahelisse keskkonda. valdkonnas. Selle välja plasmasse külmunud jõujooned moodustavad planeetidevahelise magnetvälja. väli (MMP). Kuigi IMF-i intensiivsus on madal ja selle energiatihedus on u. 1% kineetilisest tihedusest päikeseenergia energia, see mängib suurt rolli päikeseenergia termodünaamikas. ja interaktsioonide dünaamikas S. v. Päikesesüsteemi kehadega, aga ka põhjapoolsete vooludega. omavahel. S. sajandi laienemise kombinatsioon. Päikese pöörlemisega viib selleni, et mag. põhjasajandisse tardunud jõujooned on Archimedese spiraali lähedase kujuga (joon. 5). Radiaalne B R ja asimutaalsed magnetilised komponendid. väljad muutuvad ekliptikatasandi lähedal asuva kaugusega erinevalt:

kus on ang. Päikese pöörlemiskiirus, Ja- tsentraalse õhu kiiruse radiaalne komponent, indeks 0 vastab algtasemele. Maa orbiidi kauguses nurk magnetilise suuna vahel. väljad ja R umbes 45°. Suurel L magnetiline. väli on peaaegu risti R-ga.

Riis. 5. Planeetidevahelise magnetvälja joone kuju. - Päikese pöörlemise nurkkiirus ja - plasma kiiruse radiaalne komponent, R - heliotsentriline kaugus.

S. v., mis tekivad Päikese piirkondade kohal, millel on erinevad. magnetiline orientatsioon väljad, moodustab erineva orientatsiooniga igikeltsaga voolusid. Päikesesüsteemi vaadeldud suuremahulise struktuuri eraldamine. paarisarvu erinevate sektorite jaoks nimetatakse IMF-i radiaalkomponendi suunda. planeetidevahelise sektori struktuur. Iseloomulikud S. v. (kiirus, temp-pa, osakeste kontsentratsioon jne) ka K. iga sektori ristlõike loomulik muutus, mis on seotud kiire päikeseveevoolu olemasoluga sektori sees. Sektorite piirid asuvad tavaliselt põhjapoolse aeglase voolu sees. Kõige sagedamini vaadeldakse 2 või 4 sektorit, mis pöörlevad koos Päikesega. See struktuur, mis moodustub S. väljatõmbamisel. suuremahuline mag. koroonavälju, võib vaadelda mitmel. Päikese pöörded. IMF-i sektoristruktuur on planeetidevahelises keskkonnas koos Päikesega pöörleva voolukihi (CS) olemasolu tagajärg. TS tekitab magnetilise tõusu. väljad - IMF-i radiaalsetel komponentidel on sõiduki eri külgedel erinevad märgid. See H. Alfveni ennustatud TS läbib päikesekrooni neid osi, mis on seotud Päikese aktiivsete piirkondadega, ja eraldab need piirkonnad erinevatest piirkondadest. päikesemagneti radiaalse komponendi märgid. väljad. TS asub ligikaudu päikeseekvaatori tasapinnal ja on volditud struktuuriga. Päikese pöörlemine viib TC voltide keerdumiseni spiraaliks (joonis 6). Olles ekliptikatasandi lähedal, satub vaatleja kas TS-i kohale või alla, mille tõttu satub IMF-i radiaalkomponendi erinevate tunnustega sektoritesse.

Päikese lähedal põhjas. Kiirete ja aeglaste voolude kiiruste erinevusest tingitud piki- ja laiuskraadide kiirusgradiendid on olemas. Päikesest eemaldudes muutub ojade vaheline piir põhjas järsemaks. tekivad radiaalsed kiiruse gradiendid, mis viivad moodustumiseni kokkupõrketa lööklained(joonis 7). Esiteks moodustub lööklaine, mis levib sektorite piirilt edasi (suunaline lööklaine) ja seejärel vastupidine lööklaine, mis levib Päikese poole.

Riis. 6. Heliosfääri voolukihi kuju. Selle ristumiskoht ekliptika tasandiga (kallutatud päikeseekvaatori poole ~ 7° nurga all) annab planeetidevahelise magnetvälja vaadeldava sektori struktuuri..

Riis. 7. Planeetidevahelise magnetvälja sektori struktuur. Lühikesed nooled näitavad päikesetuule plasma voolu suunda, nooltega jooned - magnetvälja jooned, kriipsjooned - sektori piirid (joonistustasandi ristumiskoht jooksva kihiga).

Kuna lööklaine kiirus on väiksem kui päikeseenergia kiirus, haarab plasma kaasa vastupidise lööklaine Päikesest eemale. Lööklained sektori piiride lähedal tekivad ~1 AU kaugusel. e. ja seda saab jälgida mitme kauguseni. A. e. Need lööklained, aga ka planeetidevahelised lööklained päikesekiirtest ja planeedi ümber levivatest lööklainetest kiirendavad osakesi ja on seetõttu energeetiliste osakeste allikaks.

S.v. ulatub ~100 AU kaugusele. e., kus tähtedevahelise keskkonna rõhk tasakaalustab dünaamikat. vererõhk S. v. poolt pühitud õõnsus. moodustab tähtedevahelises keskkonnas heliosfääri (vt. Planeetidevaheline keskkond. Laiendades S. v. koos sellesse külmunud magnetiga. väli takistab galaktikate osakeste tungimist Päikesesüsteemi. ruumi madala energiaga kiired ja toob kaasa kosmilise muutuse. kõrge energiaga kiired. S.V-ga sarnane nähtus on avastatud ka teatud teiste tähtede puhul (vt Tähetuul).

Lit.: Parker E. N., Dünaamilised protsessid planeetidevahelises keskkonnas, trans. inglise keelest, M., 1965; Brandt J., Solar Wind, tlk. inglise keelest, M., 1973; Hundhausen A., Corona Expansion and the Solar Wind, tlk. inglise keelest, M., 1976. O. L. Weisberg.

Päikese atmosfäär koosneb 90% ulatuses vesinikust. Pinnast kõige kaugemal asuvat osa nimetatakse päikesekrooniks ja see on täieliku päikesevarjutuse ajal selgelt nähtav. Krooni temperatuur ulatub 1,5-2 miljoni K-ni ja koroonagaas on täielikult ioniseeritud. Sellel plasmatemperatuuril on prootonite soojuskiirus umbes 100 km/s ja elektronide oma mitu tuhat kilomeetrit sekundis. Päikese gravitatsiooni ületamiseks piisab algkiirusest 618 km/s, mis on Päikese teine ​​kosmiline kiirus. Seetõttu lekib plasma päikesekroonist pidevalt kosmosesse. Seda prootonite ja elektronide voogu nimetatakse päikesetuuleks.

Olles ületanud Päikese gravitatsiooni, lendavad päikesetuule osakesed mööda sirgeid trajektoore. Iga osakese kiirus kaugusega peaaegu ei muutu, kuid see võib olla erinev. See kiirus sõltub peamiselt päikese pinna seisundist, Päikese "ilmast". Keskmiselt võrdub see v ≈ 470 km/s. Päikesetuul läbib kauguse Maast 3-4 päevaga. Sel juhul väheneb selles olevate osakeste tihedus pöördvõrdeliselt Päikese kauguse ruuduga. Maa orbiidi raadiusega võrdsel kaugusel 1 cm 3 on keskmiselt 4 prootonit ja 4 elektroni.

Päikesetuul vähendab meie tähe – Päikese – massi 10 9 kg sekundis. Kuigi maises mastaabis tundub see arv suur, on see tegelikkuses väike: päikesemassi kadu võib märgata vaid aegadel, mis on tuhandeid kordi suuremad kui Päikese tänapäevane vanus, mis on ligikaudu 5 miljardit aastat.

Päikesetuule koosmõju magnetväljaga on huvitav ja ebatavaline. On teada, et laetud osakesed liiguvad tavaliselt magnetväljas H ringikujuliselt või mööda spiraalseid jooni. See kehtib aga ainult siis, kui magnetväli on piisavalt tugev. Täpsemalt, laetud osakeste ringjooneliseks liikumiseks on vajalik, et magnetvälja energiatihedus H 2 /8π oleks suurem kui liikuva plasma kineetilise energia tihedus ρv 2 /2. Päikesetuules on olukord vastupidine: magnetväli on nõrk. Seetõttu liiguvad laetud osakesed sirgjooneliselt ja magnetväli ei ole konstantne, see liigub koos osakeste vooluga, justkui viiakse see vool Päikesesüsteemi perifeeriasse. Magnetvälja suund kogu planeetidevahelises ruumis jääb samaks, mis see oli Päikese pinnal päikesetuule plasma tekkimise hetkel.

Liikudes mööda Päikese ekvaatorit muudab magnetväli oma suunda tavaliselt 4 korda. Päike pöörleb: ekvaatori punktid sooritavad pöörde T = 27 päevaga. Seetõttu on planeetidevaheline magnetväli suunatud spiraalidena (vt joonist) ja kogu selle kujundi muster pöörleb järgides päikesepinna pöörlemist. Päikese pöördenurk muutub φ = 2π/T. Kaugus Päikesest suureneb päikesetuule kiirusega: r = vt. Siit tuleneb spiraalide võrrand joonisel fig. on kujul: φ = 2πr/vT. Maa orbiidist eemal (r = 1,5 10 11 m) on magnetvälja kaldenurk raadiusvektori suhtes, nagu saab kergesti kontrollida, 50°. Keskmiselt mõõdavad seda nurka kosmoseaparaadid, kuid mitte väga lähedal Maale. Planeetide läheduses on magnetväli struktureeritud erinevalt (vt Magnetosfäär).

Võib ulatuda väärtusteni kuni 1,1 miljonit kraadi Celsiuse järgi. Seetõttu liiguvad osakesed sellisel temperatuuril väga kiiresti. Päikese gravitatsioon ei suuda neid kinni hoida – ja nad lahkuvad tähest.

Päikese aktiivsus varieerub 11-aastase tsükli jooksul. Samal ajal muutub päikeselaikude arv, kiirgustase ja kosmosesse paiskunud materjali mass. Ja need muutused mõjutavad päikesetuule omadusi – selle magnetvälja, kiirust, temperatuuri ja tihedust. Seetõttu võivad päikesetuulel olla erinevad omadused. Need sõltuvad sellest, kus täpselt selle allikas Päikesel asus. Ja need sõltuvad ka sellest, kui kiiresti see ala pöörles.

Päikesetuule kiirus on suurem kui krooniaukude materjali liikumiskiirus. Ja ulatub 800 kilomeetrini sekundis. Need augud tekivad Päikese poolustel ja selle madalatel laiuskraadidel. Nende suurus muutub suurimaks perioodidel, mil aktiivsus Päikesel on minimaalne. Päikesetuule poolt kantava materjali temperatuur võib ulatuda 800 000 C-ni.

Ekvaatori ümber asuvas koronaalses vooluvööndis liigub päikesetuul aeglasemalt - umbes 300 km. sekundis. On kindlaks tehtud, et aeglase päikesetuulega liikuva aine temperatuur ulatub 1,6 miljoni C-ni.

Päike ja selle atmosfäär koosnevad plasmast ning positiivselt ja negatiivselt laetud osakeste segust. Neil on äärmiselt kõrge temperatuur. Seetõttu lahkub aine pidevalt Päikeselt päikesetuule poolt kaasa kantuna.

Mõju Maale

Kui päikesetuul Päikeselt lahkub, kannab see laetud osakesi ja magnetvälju. Kõikides suundades eralduvad päikesetuule osakesed mõjutavad meie planeeti pidevalt. See protsess annab huvitavaid efekte.

Kui päikesetuule kantud materjal jõuab planeedi pinnale, põhjustab see tõsist kahju mis tahes pinnal eksisteerivale eluvormile. Seetõttu toimib Maa magnetväli kaitsekilbina, mis suunab päikeseosakeste trajektoore ümber planeedi. Laetud osakesed näivad „voolavat” sellest väljapoole. Päikesetuule mõju muudab Maa magnetvälja nii, et see deformeerub ja venib meie planeedi öisel küljel.

Mõnikord paiskab Päike välja suurtes kogustes plasmat, mida nimetatakse koronaalmassi väljutamiseks (CME) või päikesetormiks. See toimub kõige sagedamini päikesetsükli aktiivsel perioodil, mida nimetatakse päikese maksimumiks. CME-del on tugevam mõju kui tavalisel päikesetuulel.

Mõned päikesesüsteemi kehad, nagu Maa, on varjestatud magnetväljaga. Kuid paljudel neist pole sellist kaitset. Meie Maa satelliidil pole oma pinnale mingit kaitset. Seetõttu puutub see päikesetuulega kokku maksimaalselt. Päikesele lähimal planeedil Merkuuril on magnetväli. See kaitseb planeeti tavaliste tavatuulte eest, kuid ei suuda taluda võimsamaid rakette nagu CME.

Kui suure ja väikese kiirusega päikesetuulevood üksteisega suhtlevad, loovad nad tihedaid piirkondi, mida nimetatakse pöörlevateks interakteeruvateks piirkondadeks (CIR). Just need alad põhjustavad maa atmosfääriga kokkupõrkel geomagnetilisi torme.

Päikesetuul ja sellega kaasas olevad laetud osakesed võivad mõjutada Maa satelliite ja globaalseid positsioneerimissüsteeme (GPS). Võimsad sarivõtted võivad kümnete meetrite kaugusel GPS-signaale kasutades kahjustada satelliite või põhjustada asukohavigu.

Päikesetuul jõuab kõikidele planeetidele aastal. NASA New Horizonsi missioon avastas selle vahel ja vahel reisides.

Päikesetuule uurimine

Teadlased on päikesetuule olemasolust teadnud alates 1950. aastatest. Kuid hoolimata selle tõsisest mõjust Maale ja astronautidele ei tea teadlased endiselt paljusid selle omadusi. Viimastel aastakümnetel on mitmed kosmosemissioonid püüdnud seda mõistatust selgitada.

6. oktoobril 1990 kosmosesse saadetud NASA missioon Ulysses uuris Päikest erinevatel laiuskraadidel. Ta mõõtis päikesetuule erinevaid omadusi rohkem kui kümme aastat.

Advanced Composition Exploreri missioonil oli orbiit, mis oli seotud ühe Maa ja Päikese vahel asuva eripunktiga. Seda tuntakse Lagrange'i punktina. Selles piirkonnas on Päikeselt ja Maalt lähtuvad gravitatsioonijõud võrdselt olulised. Ja see võimaldab satelliidil stabiilset orbiidi. 1997. aastal käivitatud ACE eksperiment uurib päikesetuult ja võimaldab reaalajas mõõta osakeste pidevat voolu.

NASA kosmoseaparaadid STEREO-A ja STEREO-B uurivad Päikese servi erinevate nurkade alt, et näha, kuidas päikesetuul tekib. NASA sõnul andis STEREO "unikaalse ja revolutsioonilise ülevaate Maa-Päikese süsteemist".

Uued missioonid

NASA plaanib käivitada uue Päikese uurimise missiooni. See annab teadlastele lootust Päikese ja päikesetuule olemuse kohta veelgi rohkem teada saada. NASA Parkeri päikesesond plaanitakse välja saata ( edukalt käivitatud 08/12/2018 – Navigator) 2018. aasta suvel toimib nii, et sõna otseses mõttes “puudutab Päikest”. Pärast mitmeaastast lendu meie tähe lähedal orbiidil sukeldub sond esimest korda ajaloos päikesekorooni. Seda tehakse fantastiliste kujutiste ja mõõtmiste kombinatsiooni saamiseks. Eksperiment edendab meie arusaamist päikesekrooni olemusest ning parandab arusaamist päikesetuule päritolust ja arengust.

Kui leiate vea, tõstke esile mõni tekstiosa ja klõpsake Ctrl+Enter.