έννοια ηλιόλουστος άνεμοςεισήχθη στην αστρονομία στα τέλη της δεκαετίας του '40 του 20ου αιώνα, όταν ο Αμερικανός αστρονόμος S. Forbush, μετρώντας την ένταση των κοσμικών ακτίνων, παρατήρησε ότι μειώνεται σημαντικά με την αύξηση της ηλιακής δραστηριότητας και πέφτει αρκετά απότομα κατά τη διάρκεια .
Φαινόταν μάλλον παράξενο. Μάλλον το αντίθετο θα μπορούσε να αναμένεται. Άλλωστε, ο ίδιος ο Ήλιος είναι προμηθευτής κοσμικών ακτίνων. Ως εκ τούτου, φαίνεται ότι όσο υψηλότερη είναι η δραστηριότητα του φωτός της ημέρας μας, τόσο περισσότερα σωματίδια θα πρέπει να ρίχνει στον περιβάλλοντα χώρο.
Έμεινε να υποθέσουμε ότι η αύξηση της ηλιακής δραστηριότητας επηρεάζει με τέτοιο τρόπο που αρχίζει να εκτρέπει τα σωματίδια των κοσμικών ακτίνων - να τα απορρίπτει.
Τότε προέκυψε η υπόθεση ότι οι ένοχοι του μυστηριώδους φαινομένου είναι ρεύματα φορτισμένων σωματιδίων που διαφεύγουν από την επιφάνεια του Ήλιου και διεισδύουν στο χώρο του ηλιακού συστήματος. Αυτός ο ιδιόμορφος ηλιακός άνεμος καθαρίζει το διαπλανητικό μέσο, «σαρώνοντας» σωματίδια των κοσμικών ακτίνων από αυτό.
Υπέρ μιας τέτοιας υπόθεσης, φαινόμενα που παρατηρήθηκαν σε . Όπως γνωρίζετε, οι ουρές των κομητών δείχνουν πάντα μακριά από τον Ήλιο. Αρχικά, αυτή η περίσταση συνδέθηκε με την ελαφριά πίεση των ακτίνων του ήλιου. Ωστόσο, διαπιστώθηκε ότι η ελαφριά πίεση από μόνη της δεν μπορεί να προκαλέσει όλα τα φαινόμενα που συμβαίνουν στους κομήτες. Οι υπολογισμοί έχουν δείξει ότι για το σχηματισμό και την παρατηρούμενη εκτροπή των ουρών του κομήτη, είναι απαραίτητο να επηρεαστούν όχι μόνο τα φωτόνια, αλλά και τα σωματίδια της ύλης.
Στην πραγματικότητα, το γεγονός ότι ο Ήλιος εκτοξεύει ρεύματα φορτισμένων σωματιδίων - σωματιδίων, ήταν γνωστό και πριν από αυτό. Ωστόσο, θεωρήθηκε ότι τέτοιες ροές είναι επεισοδιακές. Αλλά οι ουρές των κομητών κατευθύνονται πάντα μακριά από τον Ήλιο, και όχι μόνο κατά τις περιόδους ενίσχυσης. Αυτό σημαίνει ότι η σωματική ακτινοβολία που γεμίζει το χώρο του ηλιακού συστήματος πρέπει επίσης να υπάρχει συνεχώς. Εντείνεται με την αύξηση της ηλιακής δραστηριότητας, αλλά πάντα υπάρχει.
Έτσι, ο ηλιακός άνεμος φυσά συνεχώς γύρω από τον ηλιακό χώρο. Από τι αποτελείται αυτός ο ηλιακός άνεμος και υπό ποιες συνθήκες προκύπτει;
Το πιο εξωτερικό στρώμα της ηλιακής ατμόσφαιρας είναι το στέμμα. Αυτό το μέρος της ατμόσφαιρας του φωτός της ημέρας μας είναι ασυνήθιστα σπάνιο. Αλλά η λεγόμενη «κινητική θερμοκρασία» του στέμματος, που καθορίζεται από την ταχύτητα των σωματιδίων, είναι πολύ υψηλή. Φτάνει τους ένα εκατομμύριο βαθμούς. Επομένως, το στεφανιαίο αέριο είναι πλήρως ιονισμένο και είναι ένα μείγμα πρωτονίων, ιόντων διαφόρων στοιχείων και ελεύθερων ηλεκτρονίων.
Πρόσφατα υπήρξε ένα μήνυμα ότι ο ηλιακός άνεμος περιέχει ιόντα ηλίου. Αυτή η περίσταση ρίχνει φως στον μηχανισμό με τον οποίο τα φορτισμένα σωματίδια εκτοξεύονται από την επιφάνεια του Ήλιου. Αν ο ηλιακός άνεμος αποτελούνταν μόνο από ηλεκτρόνια και πρωτόνια, τότε θα μπορούσε κανείς ακόμα να υποθέσει ότι σχηματίζεται λόγω καθαρά θερμικών διεργασιών και είναι κάτι σαν ατμός που σχηματίζεται πάνω από την επιφάνεια του βραστό νερό. Ωστόσο, οι πυρήνες των ατόμων ηλίου είναι τέσσερις φορές βαρύτεροι από τα πρωτόνια και επομένως είναι απίθανο να εκτιναχθούν με εξάτμιση. Πιθανότατα, ο σχηματισμός του ηλιακού ανέμου σχετίζεται με τη δράση μαγνητικών δυνάμεων. Πετώντας μακριά από τον Ήλιο, τα σύννεφα πλάσματος, όπως ήταν, παρασύρουν μαζί τους μαγνητικά πεδία. Είναι αυτά τα πεδία που χρησιμεύουν ως εκείνο το είδος «τσιμέντου» που «συνδέει» μεταξύ τους σωματίδια με διαφορετικές μάζες και φορτία.
Παρατηρήσεις και υπολογισμοί που έγιναν από αστρονόμους έδειξαν ότι όσο απομακρυνόμαστε από τον Ήλιο, η πυκνότητα του στέμματος σταδιακά μειώνεται. Αλλά αποδεικνύεται ότι στην περιοχή της τροχιάς της Γης εξακολουθεί να είναι αισθητά διαφορετική από το μηδέν. Με άλλα λόγια, ο πλανήτης μας βρίσκεται μέσα στην ηλιακή ατμόσφαιρα.
Εάν το στέμμα είναι περισσότερο ή λιγότερο σταθερό κοντά στον Ήλιο, τότε καθώς η απόσταση αυξάνεται, τείνει να επεκταθεί στο διάστημα. Και όσο πιο μακριά από τον Ήλιο, τόσο μεγαλύτερος είναι ο ρυθμός αυτής της διαστολής. Σύμφωνα με τους υπολογισμούς του Αμερικανού αστρονόμου Ε. Πάρκερ, ήδη σε απόσταση 10 εκατομμυρίων χιλιομέτρων, τα σωματίδια του στέμματος κινούνται με ταχύτητες που υπερβαίνουν την ταχύτητα .
Έτσι, το συμπέρασμα υποδηλώνει ότι το ηλιακό στέμμα είναι ο ηλιακός άνεμος που πνέει γύρω από το χώρο του πλανητικού μας συστήματος.
Αυτά τα θεωρητικά συμπεράσματα έχουν επιβεβαιωθεί πλήρως από μετρήσεις σε διαστημικούς πυραύλους και δορυφόρους τεχνητής γης. Αποδείχθηκε ότι ο ηλιακός άνεμος υπάρχει πάντα κοντά στη Γη - «φυσάει» με ταχύτητα περίπου 400 km/sec.
Πόσο μακριά φυσάει ο ηλιακός άνεμος; Με θεωρητικές σκέψεις, στη μία περίπτωση αποδεικνύεται ότι ο ηλιακός άνεμος υποχωρεί ήδη στην περιοχή της τροχιάς, στην άλλη, ότι εξακολουθεί να υπάρχει σε πολύ μεγάλη απόσταση πέρα από την τροχιά του τελευταίου πλανήτη Πλούτωνα. Αλλά αυτά είναι μόνο θεωρητικά τα ακραία όρια της πιθανής διάδοσης του ηλιακού ανέμου. Μόνο οι παρατηρήσεις μπορούν να υποδείξουν το ακριβές όριο.
Σταθερή ακτινική ροή ηλιακού πλάσματος. κορώνες στη διαπλανητική παραγωγή. Η ροή της ενέργειας που προέρχεται από τα έγκατα του Ήλιου θερμαίνει το πλάσμα της κορώνας μέχρι 1,5-2 εκατομμύρια K. Post. Η θέρμανση δεν εξισορροπείται από την απώλεια ενέργειας λόγω ακτινοβολίας, αφού η κορώνα είναι μικρή. Υπερβολική ενέργεια σημαίνει. βαθμός μεταφέρω h-tsy S. αιώνας. (=1027-1029 erg/s). Η κορώνα, επομένως, δεν είναι υδροστατική. ισορροπίας, επεκτείνεται συνεχώς. Σύμφωνα με τη σύνθεση του Σ. αιώνα. δεν διαφέρει από το πλάσμα της κορώνας (Σ. αιώνας περιέχει κυρίως πρωτόνια, ηλεκτρόνια, λίγους πυρήνες ηλίου, ιόντα οξυγόνου, πυρίτιο, θείο και σίδηρο). Στη βάση του στέμματος (10.000 km από την ηλιακή φωτόσφαιρα) τα h-tsy έχουν ακτινική τάξη εκατοντάδων m / s, σε απόσταση αρκετών. ηλιακός ακτίνες, φτάνει την ταχύτητα του ήχου στο πλάσμα (100 -150 km / s), κοντά στην τροχιά της Γης, η ταχύτητα των πρωτονίων είναι 300-750 km / s, και ο χώρος τους. - από πολλά h-ts έως αρκετά δεκάδες κλάσματα σε 1 cm3. Με τη βοήθεια του διαπλανητικού χώρου. σταθμούς διαπιστώθηκε ότι μέχρι την τροχιά του Κρόνου, η πυκνότητα ροής του h-c S. αιώνα. μειώνεται σύμφωνα με το νόμο (r0/r)2, όπου r είναι η απόσταση από τον Ήλιο, r0 είναι το αρχικό επίπεδο. S. v. κουβαλάει μαζί του τις θηλιές των γραμμών δύναμης των ήλιων. μεγ. πεδία, to-rye σχηματίζουν διαπλανητικό μεγ. . Συνδυασμός ακτινικής κίνησης h-c S. αιώνα. με την περιστροφή του Ήλιου δίνει σε αυτές τις γραμμές το σχήμα σπειρών. Μεγάλης κλίμακας δομή του μαγνήτη. Το πεδίο στην περιοχή του Ήλιου έχει τη μορφή τομέων, στους οποίους το πεδίο κατευθύνεται μακριά από τον Ήλιο ή προς αυτόν. Το μέγεθος της κοιλότητας που καταλαμβάνει το SV δεν είναι ακριβώς γνωστό (η ακτίνα του, προφανώς, δεν είναι μικρότερη από 100 AU). Στα όρια αυτής της κοιλότητας δυναμική. S. v. πρέπει να εξισορροπείται από την πίεση του διαστρικού αερίου, γαλαξιακό. μεγ. πεδία και γαλαξία χώρος ακτίνες. Στην περιοχή της Γης, η σύγκρουση της ροής του c-c S. v. με γεωμαγνητική Το πεδίο παράγει ένα ακίνητο κρουστικό κύμα μπροστά από τη γήινη μαγνητόσφαιρα (από την πλευρά του Ήλιου, Εικ.).
S. v. σαν να ρέει γύρω από τη μαγνητόσφαιρα, περιορίζοντας την έκτασή της στο πρ-β. Αλλαγές στην ένταση του Σ. αιώνα που σχετίζονται με ηλιακές εκλάμψεις, yavl. κύριος η αιτία των γεωμαγνητικών διαταραχών. πεδία και μαγνητόσφαιρες (μαγνητικές καταιγίδες).
Over the Sun χάνει με S. in. \u003d 2X10-14 μέρος της μάζας του Msun. Είναι φυσικό να υποθέσουμε ότι μια εκροή νερού, παρόμοια με το S. V., υπάρχει και σε άλλα αστέρια (""). Θα πρέπει να είναι ιδιαίτερα έντονο για αστέρια μεγάλης μάζας (με μάζα = αρκετές δεκάδες Msolns) και με υψηλή θερμοκρασία επιφάνειας (= 30-50 χιλιάδες K) και για αστέρια με εκτεταμένη ατμόσφαιρα (κόκκινοι γίγαντες), γιατί στην πρώτη περίπτωση , τμήματα ενός εξαιρετικά ανεπτυγμένου αστρικού στέμματος έχουν αρκετά υψηλή ενέργεια για να υπερνικήσουν την έλξη του αστεριού και στο δεύτερο έχουν χαμηλή παραβολική. ταχύτητα (ταχύτητα διαφυγής, (δείτε ΤΑΧΥΤΗΤΕΣ ΔΙΑΣΤΗΜΑΤΟΣ)). Που σημαίνει. Οι απώλειες μάζας με τον αστρικό άνεμο (= 10-6 Msol/έτος και περισσότερο) μπορούν να επηρεάσουν σημαντικά την εξέλιξη των άστρων. Με τη σειρά του, ο αστρικός άνεμος δημιουργεί «φυσαλίδες» θερμού αερίου στο διαστρικό μέσο - πηγές ακτίνων Χ. ακτινοβολία.
Φυσικό Εγκυκλοπαιδικό Λεξικό. - Μ.: Σοβιετική Εγκυκλοπαίδεια. . 1983 .
SOLAR WIND - μια συνεχής ροή πλάσματος ηλιακής προέλευσης, του Ήλιου) στον διαπλανητικό χώρο. Σε υψηλές θερμοκρασίες, που υπάρχουν στο ηλιακό στέμμα (1,5 * 10 9 Κ), η πίεση των υπερκείμενων στρωμάτων δεν μπορεί να εξισορροπήσει την πίεση του αερίου της ουσίας του στέμματος και το στέμμα διαστέλλεται.
Τα πρώτα στοιχεία για την ύπαρξη ανάρτησης. ροή πλάσματος από τον Ήλιο που λαμβάνεται από τον L. Birman (L. Biermann) τη δεκαετία του 1950. σχετικά με την ανάλυση των δυνάμεων που δρουν στις ουρές πλάσματος των κομητών. Το 1957, ο J. Parker (E. Parker), αναλύοντας τις συνθήκες ισορροπίας της ουσίας της κορώνας, έδειξε ότι η κορώνα δεν μπορεί να βρίσκεται σε υδροστατικές συνθήκες. Νυμφεύω χαρακτηριστικά του Σ δίνονται στον πίνακα. 1. Ροές Σ. σε. μπορεί να χωριστεί σε δύο κατηγορίες: αργή - με ταχύτητα 300 km / s και γρήγορη - με ταχύτητα 600-700 km / s. Τα γρήγορα ρεύματα προέρχονται από περιοχές του ηλιακού στέμματος, όπου η δομή του μαγνητικού. Το πεδίο είναι κοντά στο ακτινωτό. στεφανιαίες τρύπες. Αργές ροές. σε. σχετίζεται, προφανώς, με τις περιοχές του στέμματος, στις οποίες υπάρχει μέσο Αυτί. ένας. - Μέση χαρακτηριστικά του ηλιακού ανέμου στην τροχιά της Γης
Ταχύτητα | |
Συγκέντρωση πρωτονίων | |
Θερμοκρασία πρωτονίου | |
Θερμοκρασία ηλεκτρονίων | |
Ισχύς μαγνητικού πεδίου | |
Πυκνότητα ροής Python.... | 2,4*10 8 cm -2 *c -1 |
Πυκνότητα ροής κινητικής ενέργειας | 0,3 erg*cm -2 *s -1 |
Αυτί. 2.- Σχετική χημική σύσταση του ηλιακού ανέμου
Σχετικό περιεχόμενο |
|
Σχετικό περιεχόμενο |
|
Εκτός από το κύριο τα συστατικά του Σ. αιώνα - πρωτόνια και ηλεκτρόνια, - βρέθηκαν και σωματίδια στη σύνθεσή του.Μετρήσεις ιοντισμού. θερμοκρασία ιόντων Σ. αιώνα. καθιστούν δυνατό τον προσδιορισμό της θερμοκρασίας των ηλεκτρονίων του ηλιακού στέμματος.
Τον Σ. αιώνα. παρατηρούνται διαφορές. τύποι κυμάτων: Langmuir, whistlers, ion-sound, plasma waves). Μερικά από τα κύματα τύπου Alfvén δημιουργούνται στον Ήλιο και μερικά διεγείρονται στο διαπλανητικό μέσο. Η δημιουργία κυμάτων εξομαλύνει τις αποκλίσεις της συνάρτησης της κατανομής των σωματιδίων από το Maxwellian και, σε συνδυασμό με την επίδραση του μαγνητικού. πεδίο στο πλάσμα οδηγεί στο γεγονός ότι ο Σ. αιώνα. συμπεριφέρεται σαν συνέχεια. Τα κύματα του τύπου Alfvén παίζουν μεγάλο ρόλο στην επιτάχυνση των μικρών συστατικών του C. 
Ρύζι. 1. Ογκώδης ηλιακός άνεμος. Στον οριζόντιο άξονα - ο λόγος της μάζας του σωματιδίου προς το φορτίο του, στον κατακόρυφο - ο αριθμός των σωματιδίων που έχουν καταχωρηθεί στο ενεργειακό παράθυρο της συσκευής για 10 δευτερόλεπτα. Οι αριθμοί με το σύμβολο «+» υποδεικνύουν το φορτίο του ιόντος.
Η ροή του Σ. είναι υπερηχητικό σε σχέση με τις ταχύτητες αυτών των τύπων κυμάτων, το to-rye παρέχει εφ. μεταφορά ενέργειας στον Σ. αιώνα. (Alvenov, ήχος). Alvenovskoye και ήχος Αριθμός Mach C.σε. 7. Όταν ρέει γύρω από S. in. εμπόδια ικανά να το εκτρέψουν αποτελεσματικά (τα μαγνητικά πεδία του Ερμή, της Γης, του Δία, του Κρόνου ή των αγώγιμων ιονόσφαιρων της Αφροδίτης και, προφανώς, του Άρη), σχηματίζεται ένα εξερχόμενο ωστικό κύμα τόξου. κύματα, που του επιτρέπουν να ρέει γύρω από ένα εμπόδιο. Την ίδια εποχή στον Σ. αιώνα. σχηματίζεται μια κοιλότητα - η μαγνητόσφαιρα (δική ή επαγόμενη), το σχήμα και το μέγεθος του σμήνους καθορίζονται από την ισορροπία της μαγνητικής πίεσης. πεδίο του πλανήτη και την πίεση της ροής του ρέοντος πλάσματος (βλ. Μαγνητόσφαιρα της Γης, Μαγνητόσφαιρα πλανητών).Στην περίπτωση της αλληλεπίδρασης Σ. αιώνα. με ένα μη αγώγιμο σώμα (π.χ. τη Σελήνη), δεν εμφανίζεται ωστικό κύμα. Η ροή του πλάσματος απορροφάται από την επιφάνεια και σχηματίζεται μια κοιλότητα πίσω από το σώμα, η οποία σταδιακά γεμίζει με πλάσμα C. σε.
Η στατική διαδικασία εκροής πλάσματος κορώνας υπερτίθεται από μη στάσιμες διεργασίες που σχετίζονται με φωτοβολίδες στον ήλιο.Με ισχυρές εστίες, η ύλη εκτοξεύεται από τον πυθμένα. περιοχές του στέμματος στο διαπλανητικό μέσο. μαγνητικές παραλλαγές). 
Ρύζι. 2. Διάδοση ενός διαπλανητικού κρουστικού κύματος και εκτίναξης από ηλιακή έκλαμψη. Τα βέλη δείχνουν την κατεύθυνση κίνησης του πλάσματος του ηλιακού ανέμου,
Ρύζι. 3. Τύποι λύσεων στην εξίσωση επέκτασης κορώνας. Η ταχύτητα και η απόσταση κανονικοποιούνται στην κρίσιμη ταχύτητα vc και η κρίσιμη απόσταση Rc. Η λύση 2 αντιστοιχεί στον ηλιακό άνεμο.
Η διαστολή του ηλιακού στέμματος περιγράφεται από ένα σύστημα ur-tions διατήρησης της μάζας, v k) σε μερικά κρίσιμα. απόσταση R έως και επακόλουθη επέκταση με υπερηχητική ταχύτητα. Αυτή η λύση δίνει μια εξαφανιστικά μικρή τιμή της πίεσης στο άπειρο, η οποία καθιστά δυνατή την αντιστοίχιση της με τη χαμηλή πίεση του διαστρικού μέσου. Ο Yu. Parker ονόμασε την πορεία αυτού του τύπου S. αιώνα. 
, όπου m είναι η μάζα του πρωτονίου, είναι ο αδιαβατικός δείκτης, είναι η μάζα του Ήλιου. Στο σχ. Το σχήμα 4 δείχνει τη μεταβολή του ρυθμού διαστολής με την ηλιοκεντρική. θερμική αγωγιμότητα, ιξώδες, 
Ρύζι. 4. Προφίλ ταχύτητας ηλιακού ανέμου για το μοντέλο ισοθερμικής κορώνας σε διάφορες τιμές θερμοκρασίας στέμματος.
S. v. παρέχει το κύριο εκροή θερμικής ενέργειας του κορώνα, αφού μεταφορά θερμότητας στη χρωμόσφαιρα, ελ.-μαγ. κορώνες και ηλεκτρονική θερμική αγωγιμότητα pp. σε. ανεπαρκής για τη δημιουργία της θερμικής ισορροπίας του κορώνα. Η ηλεκτρονική θερμική αγωγιμότητα παρέχει μια αργή μείωση της θερμοκρασίας του S. in. με απόσταση. φωτεινότητα του ήλιου.
S. v. μεταφέρει το στεφανιαίο μαγνητικό πεδίο μαζί του στο διαπλανητικό μέσο. πεδίο. Οι γραμμές δύναμης αυτού του πεδίου παγωμένες στο πλάσμα σχηματίζουν το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο. πεδίου (MMP).Αν και η ένταση του ΔΝΤ είναι μικρή και η ενεργειακή του πυκνότητα είναι περίπου 1% της πυκνότητας της κινητικής. ενέργειας S. v., παίζει σημαντικό ρόλο στη θερμοδυναμική του S. σε. και στη δυναμική των αλληλεπιδράσεων του Σ. με τα σώματα του ηλιακού συστήματος, καθώς και τις ροές του Ν. στο. μεταξύ τους. Συνδυασμός επέκτασης του Σ. με την περιστροφή του Ήλιου οδηγεί στο γεγονός ότι το μέγ. οι γραμμές δύναμης που παγώθηκαν στον S. αιώνα έχουν τη μορφή, B R και τις συνιστώσες του αζιμουθίου του μαγνητικού. Τα πεδία αλλάζουν διαφορετικά με την απόσταση κοντά στο επίπεδο της εκλειπτικής: 
όπου - ang. ταχύτητα περιστροφής του ήλιου και -ακτινική συνιστώσα της ταχύτητας γ., ο δείκτης 0 αντιστοιχεί στο αρχικό επίπεδο. Σε απόσταση της τροχιάς της Γης, η γωνία μεταξύ της κατεύθυνσης του μαγνητικού. χωράφια και Rπερίπου 45°. Σε μεγάλο L μεγ. 
Ρύζι. 5. Το σχήμα της γραμμής πεδίου του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου - η γωνιακή ταχύτητα της περιστροφής του Ήλιου, και - η ακτινική συνιστώσα της ταχύτητας του πλάσματος, R - η ηλιοκεντρική απόσταση.
S. v., που αναδύεται πάνω από τις περιοχές του Ήλιου με αποσυμπ. μαγνητικός προσανατολισμός. πεδία, ταχύτητα, temp-pa, συγκέντρωση σωματιδίων κ.λπ.) επίσης βλ. τακτική αλλαγή στη διατομή κάθε τομέα, η οποία συνδέεται με την ύπαρξη γρήγορης ροής S. εντός του τομέα. Τα όρια των τομέων εντοπίζονται συνήθως στην ενδοαργή ροή του Ν. στο. Τις περισσότερες φορές παρατηρούνται 2 ή 4 τομείς που περιστρέφονται με τον Ήλιο. Αυτή η δομή που διαμορφώνεται με την αποχώρηση του Σ. μεγάλης κλίμακας μαγνητική πεδίο του στέμματος, μπορεί να παρατηρηθεί για αρκετούς. περιστροφές του ήλιου. Η τομεακή δομή του ΔΝΤ είναι συνέπεια της ύπαρξης ενός φύλλου ρεύματος (ΤΣ) στο διαπλανητικό μέσο, το οποίο περιστρέφεται μαζί με τον Ήλιο. Το TS δημιουργεί ένα μαγνητικό κύμα. πεδία - το radial IMF έχουν διαφορετικές πινακίδες σε διαφορετικές πλευρές του οχήματος. Αυτό το TS, που προβλέφθηκε από τον H. Alfven, διέρχεται από εκείνα τα τμήματα του ηλιακού στέμματος, τα οποία σχετίζονται με ενεργές περιοχές στον Ήλιο, και διαχωρίζει αυτές τις περιοχές από την αποσυμπίεση. σημάδια της ακτινικής συνιστώσας του ηλιακού μαγνήτη. χωράφια. Το TC βρίσκεται περίπου στο επίπεδο του ηλιακού ισημερινού και έχει διπλωμένη δομή. Η περιστροφή του Ήλιου οδηγεί στη συστροφή των πτυχών CS σε μια σπείρα (Εικ. 6). Όντας κοντά στο επίπεδο της εκλειπτικής, ο παρατηρητής αποδεικνύεται είτε πάνω είτε κάτω από το CS, λόγω του οποίου εμπίπτει σε τομείς με διαφορετικά σημάδια της ακτινικής συνιστώσας του ΔΝΤ.
Κοντά στον Ήλιο τον Β. αιώνα. υπάρχουν διαμήκεις και γεωγραφικές διαβαθμίσεις ταχύτητας κρουστικών κυμάτων χωρίς σύγκρουση (Εικ. 7). Αρχικά, σχηματίζεται ένα ωστικό κύμα που διαδίδεται προς τα εμπρός από τα όρια των τομέων (άμεσο κρουστικό κύμα) και στη συνέχεια σχηματίζεται ένα αντίστροφο κρουστικό κύμα που διαδίδεται προς τον Ήλιο. 
Ρύζι. 6. Σχήμα του φύλλου ηλιοσφαιρικού ρεύματος. Η τομή του με το επίπεδο της εκλειπτικής (με κλίση προς τον ισημερινό του Ήλιου υπό γωνία ~ 7°) δίνει την παρατηρούμενη τομεακή δομή του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου.
Ρύζι. 7. Δομή του τομέα του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου. Τα σύντομα βέλη δείχνουν την κατεύθυνση του ηλιακού ανέμου, οι γραμμές βέλους δείχνουν τις γραμμές του μαγνητικού πεδίου, η διακεκομμένη γραμμή δείχνει τα όρια του τομέα (η τομή του επιπέδου σχήματος με το τρέχον φύλλο).
Δεδομένου ότι η ταχύτητα του κρουστικού κύματος είναι μικρότερη από την ταχύτητα του SV, απομακρύνει το αντίστροφο κρουστικό κύμα προς την κατεύθυνση μακριά από τον Ήλιο. Τα κρουστικά κύματα κοντά στα όρια του τομέα σχηματίζονται σε αποστάσεις ~1 AU. ε. και μπορεί να εντοπιστεί σε αποστάσεις πολλών. ένα. ε. Αυτά τα ωστικά κύματα, όπως τα διαπλανητικά ωστικά κύματα από ηλιακές εκλάμψεις και τα περιπλανητικά ωστικά κύματα, επιταχύνουν τα σωματίδια και επομένως αποτελούν πηγή ενεργητικών σωματιδίων.
S. v. εκτείνεται σε αποστάσεις ~100 AU. Εκεί δηλαδή που η πίεση του διαστρικού μέσου εξισορροπεί τη δυναμική. Η πίεση του Σ Η κοιλότητα παρασύρθηκε από το S. in. διαπλανητικό περιβάλλον). ExpandingS. σε. μαζί με τον μαγνήτη παγωμένο μέσα του. πεδίο αποτρέπει τη διείσδυση στο γαλαξιακό ηλιακό σύστημα. χώρος ακτίνες χαμηλών ενεργειών και οδηγεί σε κοσμικές παραλλαγές. δέσμες υψηλής ενέργειας. Ένα φαινόμενο ανάλογο με το S. V., που βρέθηκε σε μερικά άλλα αστέρια (βλ. Αστρικός άνεμος).
Φωτ.: Parker E. N., Dynamics in the interplanetary medium, O. L. Vaisberg.
Φυσική εγκυκλοπαίδεια. Σε 5 τόμους. - Μ.: Σοβιετική Εγκυκλοπαίδεια. Αρχισυντάκτης A. M. Prokhorov. 1988 .
Δείτε τι είναι το "SOLAR WIND" σε άλλα λεξικά:
SOLAR WIND, η ροή πλάσματος ηλιακού στέμματος που γεμίζει το ηλιακό σύστημα σε απόσταση 100 αστρονομικών μονάδων από τον Ήλιο, όπου η πίεση του διαστρικού μέσου εξισορροπεί τη δυναμική πίεση της ροής. Η κύρια σύνθεση είναι πρωτόνια, ηλεκτρόνια, πυρήνες ... Σύγχρονη Εγκυκλοπαίδεια
ΗΛΙΑΚΟΣ ΑΝΕΜΟΣ, μια σταθερή ροή φορτισμένων σωματιδίων (κυρίως πρωτονίων και ηλεκτρονίων) που επιταχύνεται από την υψηλή θερμοκρασία του ηλιακού στεφάνου σε ταχύτητες αρκετά μεγάλες ώστε τα σωματίδια να υπερνικήσουν τη βαρύτητα του Ήλιου. Ο ηλιακός άνεμος εκτρέπεται... Επιστημονικό και τεχνικό εγκυκλοπαιδικό λεξικό
ΗΛΙΑΝΟΣ ΑΝΕΜΟΣ- ένα συνεχές ρεύμα πλάσματος ηλιακής προέλευσης, που διαδίδεται περίπου ακτινικά από τον Ήλιο και γεμίζει το ηλιακό σύστημα στο ηλιοκεντρικό. αποστάσεις R ~ 100 a.u. e.s.v. σχηματίζεται κατά τη διάρκεια του αεριοδυναμικού επέκταση του ηλιακού στέμματος (βλ. Ήλιος) στον διαπλανητικό χώρο. Σε υψηλές θερμοκρασίες, που υπάρχουν στο ηλιακό στέμμα (1,5 * 10 9 Κ), η πίεση των υπερκείμενων στρωμάτων δεν μπορεί να εξισορροπήσει την πίεση του αερίου της ύλης του στέμματος και το στέμμα διαστέλλεται.
Τα πρώτα στοιχεία για την ύπαρξη ανάρτησης. ροές πλάσματος από τον Ήλιο ελήφθησαν από τον L. Biermann τη δεκαετία του 1950. σχετικά με την ανάλυση των δυνάμεων που δρουν στις ουρές πλάσματος των κομητών. Το 1957, ο J. Parker (E. Parker), αναλύοντας τις συνθήκες ισορροπίας για την ουσία της κορώνας, έδειξε ότι η κορώνα δεν μπορεί να είναι υπό υδροστατικές συνθήκες. ισορροπία, όπως υποτίθεται προηγουμένως, αλλά θα πρέπει να επεκταθεί, και αυτή η επέκταση, υπό τις υπάρχουσες οριακές συνθήκες, θα πρέπει να οδηγήσει σε επιτάχυνση της στεφανιαίας ύλης σε υπερηχητικές ταχύτητες (βλ. παρακάτω). Για πρώτη φορά, μια ροή πλάσματος ηλιακής προέλευσης καταγράφηκε στο σοβιετικό διαστημόπλοιο. συσκευή «Luna-2» το 1959. Η ύπαρξη ταχ. Η εκροή πλάσματος από τον Ήλιο αποδείχθηκε ως αποτέλεσμα πολύμηνων μετρήσεων στο Amer. χώρος συσκευή "Mariner-2" το 1962.
Νυμφεύω χαρακτηριστικά του Σ δίνονται στον πίνακα. 1. Ροές Σ. σε. μπορεί να χωριστεί σε δύο κατηγορίες: αργή - με ταχύτητα 300 km / s και γρήγορη - με ταχύτητα 600-700 km / s. Τα γρήγορα ρεύματα προέρχονται από περιοχές του ηλιακού στέμματος, όπου η δομή του μαγνητικού. Το πεδίο είναι κοντά στο ακτινωτό. Μερικές από αυτές τις περιοχές είναι στεφανιαίες τρύπες. Αργές ροές S. in. σχετίζεται, προφανώς, με περιοχές του στέμματος, στις οποίες υπάρχει, επομένως, μια εφαπτομενική συνιστώσα του μαγνητικού πεδίου. χωράφια.
Αυτί. ένας.- Μέση χαρακτηριστικά του ηλιακού ανέμου στην τροχιά της Γης
|
Ταχύτητα |
|
|
Συγκέντρωση πρωτονίων |
|
|
Θερμοκρασία πρωτονίου |
|
|
Θερμοκρασία ηλεκτρονίων |
|
|
Ισχύς μαγνητικού πεδίου |
|
|
Πυκνότητα ροής Python.... |
2,4*10 8 cm -2 *c -1 |
|
Πυκνότητα ροής κινητικής ενέργειας |
0,3 erg*cm -2 *s -1 |
Αυτί. 2.- Σχετική χημική σύσταση του ηλιακού ανέμου
|
Σχετικό περιεχόμενο |
|
|
Σχετικό περιεχόμενο |
|
Εκτός από το κύριο τα συστατικά του S. αιώνα - πρωτόνια και ηλεκτρόνια, στη σύνθεσή του σωματίδια, υψηλού ιονισμού βρίσκονται επίσης. ιόντα οξυγόνου, πυριτίου, θείου, σιδήρου (Εικ. 1). Στην ανάλυση των αερίων που συλλαμβάνονται σε φύλλα που εκτέθηκαν στη Σελήνη, βρέθηκαν άτομα Ne και Ar. Νυμφεύω σχετική χημ. Η σύνθεση του Σ δίνεται στον Πίνακα. 2. Ιοντισμός κατάσταση της ύλης Γ. σε. αντιστοιχεί σε εκείνο το επίπεδο στο στέμμα όπου ο χρόνος ανασυνδυασμού είναι μικρός σε σύγκριση με τον χρόνο επέκτασης 
Μετρήσεις ιοντισμού. θερμοκρασία ιόντων Σ. αιώνα. καθιστούν δυνατό τον προσδιορισμό της θερμοκρασίας των ηλεκτρονίων του ηλιακού στέμματος.
Τον Σ. αιώνα. παρατηρούνται διαφορές. τύποι κυμάτων: Langmuir, whistlers, ιοντοακουστικά, μαγνητοηχητικά, Alfven, κ.λπ. (βλ. Κύματα στο πλάσμαΜερικά από τα κύματα τύπου Alfvén δημιουργούνται στον Ήλιο και μερικά διεγείρονται στο διαπλανητικό μέσο. Η δημιουργία κυμάτων εξομαλύνει τις αποκλίσεις της συνάρτησης κατανομής σωματιδίων από τη Maxwellian και, σε συνδυασμό με την επίδραση του μαγνητικού. πεδίο στο πλάσμα οδηγεί στο γεγονός ότι ο S. v. συμπεριφέρεται σαν συνέχεια. Τα κύματα του τύπου Alfvén παίζουν σημαντικό ρόλο στην επιτάχυνση μικρών συστατικών του ηλιακού κύματος. και στο σχηματισμό της συνάρτησης κατανομής πρωτονίων. Τον Σ. αιώνα. Παρατηρούνται επίσης ασυνέχειες επαφής και περιστροφής, που είναι χαρακτηριστικές ενός μαγνητισμένου πλάσματος. 
Ρύζι. 1. Το φάσμα μάζας του ηλιακού ανέμου. Στον οριζόντιο άξονα - ο λόγος της μάζας του σωματιδίου προς το φορτίο του, στον κατακόρυφο - ο αριθμός των σωματιδίων που έχουν καταχωρηθεί στο ενεργειακό παράθυρο της συσκευής για 10 δευτερόλεπτα. Οι αριθμοί με το σύμβολο "+" υποδεικνύουν το φορτίο του ιόντος.
Η ροή του Σ. είναι υπερηχητικό σε σχέση με τις ταχύτητες αυτών των τύπων κυμάτων, το to-rye παρέχει εφ. μεταφορά ενέργειας στον Σ. αιώνα. (Alfven, ηχητικά και μαγνητοφωνικά κύματα). Alvenovskoye και ήχος Αριθμός Mach C.σε. στην τροχιά της Γης 7. Όταν ρέει γύρω από το Ν. σε. εμπόδια ικανά να το εκτρέψουν αποτελεσματικά (τα μαγνητικά πεδία του Ερμή, της Γης, του Δία, του Κρόνου ή των αγώγιμων ιονόσφαιρων της Αφροδίτης και, προφανώς, του Άρη), σχηματίζεται ένα εξερχόμενο ωστικό κύμα τόξου. S. v. επιβραδύνεται και θερμαίνεται στο μπροστινό μέρος του κρουστικού κύματος, γεγονός που του επιτρέπει να ρέει γύρω από ένα εμπόδιο. Την ίδια εποχή στον Σ. αιώνα. σχηματίζεται μια κοιλότητα - η μαγνητόσφαιρα (δική ή επαγόμενη), το σχήμα και το μέγεθος του σμήνους καθορίζονται από την ισορροπία της μαγνητικής πίεσης. πεδίο του πλανήτη και την πίεση της ροής του ρέοντος πλάσματος (βλ. μαγνητόσφαιρα της Γης, πλανητικές μαγνητόσφαιρες). Στην περίπτωση της αλληλεπίδρασης Σ. αιώνα. με ένα μη αγώγιμο σώμα (για παράδειγμα, τη Σελήνη), δεν προκύπτει ωστικό κύμα. Η ροή του πλάσματος απορροφάται από την επιφάνεια και σχηματίζεται μια κοιλότητα πίσω από το σώμα, η οποία γεμίζει σταδιακά με το πλάσμα του S.
Η στατική διαδικασία της στεφανιαίας εκροής πλάσματος υπερτίθεται από μη στάσιμες διεργασίες που σχετίζονται με Ηλιακές λάμψεις. Σε ισχυρές εκλάμψεις, η ύλη εκτοξεύεται από τον πυθμένα. περιοχές του στέμματος στο διαπλανητικό μέσο. Ταυτόχρονα, σχηματίζεται επίσης ένα ωστικό κύμα (Εικ. 2), το οποίο σταδιακά επιβραδύνεται, εξαπλώνεται στο πλάσμα του S. Η άφιξη ενός κρουστικού κύματος στη Γη προκαλεί συμπίεση της μαγνητόσφαιρας, μετά την οποία συνήθως αρχίζει η ανάπτυξη ενός μαγνητικού πεδίου. καταιγίδες (βλ. μαγνητικές παραλλαγές).
Ρύζι. 2. Διάδοση ενός διαπλανητικού κρουστικού κύματος και εκτίναξης από ηλιακή έκλαμψη. Τα βέλη δείχνουν την κατεύθυνση κίνησης του πλάσματος του ηλιακού ανέμου, οι γραμμές χωρίς ετικέτα είναι οι γραμμές του μαγνητικού πεδίου.
Ρύζι. 3. Τύποι λύσεων στην εξίσωση επέκτασης κορώνας. Η ταχύτητα και η απόσταση κανονικοποιούνται στην κρίσιμη ταχύτητα vc και η κρίσιμη απόσταση Rc. Η λύση 2 αντιστοιχεί στον ηλιακό άνεμο.
Η διαστολή του ηλιακού στέμματος περιγράφεται από ένα σύστημα εξισώσεων για τη διατήρηση των εξισώσεων μάζας, ορμής και ενέργειας. Αποφάσεις που πληρούν αποσυμπ. η φύση της αλλαγής της ταχύτητας με την απόσταση, φαίνονται στο σχ. 3. Οι λύσεις 1 και 2 αντιστοιχούν σε χαμηλές ταχύτητες στη βάση του στέμματος. Η επιλογή μεταξύ αυτών των δύο λύσεων καθορίζεται από τις συνθήκες στο άπειρο. Η λύση 1 αντιστοιχεί σε χαμηλούς ρυθμούς διαστολής στεφάνης και δίνει μεγάλες πιέσεις στο άπειρο, δηλ. αντιμετωπίζει τις ίδιες δυσκολίες με το στατικό μοντέλο. κορώνες. Η λύση 2 αντιστοιχεί στο πέρασμα της ταχύτητας διαστολής μέσω των τιμών της ταχύτητας του ήχου ( v σε) σε κάποια κρίσιμα απόσταση R έως και επακόλουθη επέκταση με υπερηχητική ταχύτητα. Αυτή η λύση δίνει μια εξαφανιστικά μικρή τιμή της πίεσης στο άπειρο, η οποία καθιστά δυνατή την αντιστοίχιση της με τη χαμηλή πίεση του διαστρικού μέσου. Ο Yu. Parker ονόμασε την πορεία αυτού του τύπου S. αιώνα. Κρίσιμος το σημείο βρίσκεται πάνω από την επιφάνεια του Ήλιου, εάν η θερμοκρασία του στέμματος είναι μικρότερη από μια ορισμένη κρίσιμη τιμή. αξίες 
, όπου m είναι η μάζα του πρωτονίου, είναι ο αδιαβατικός δείκτης, είναι η μάζα του Ήλιου. Στο σχ. Το σχήμα 4 δείχνει τη μεταβολή του ρυθμού διαστολής με την ηλιοκεντρική. απόσταση ανάλογα με την ισοθερμική θερμοκρασία. ισοτροπικό στέμμα. Μεταγενέστερα μοντέλα του S. in. να ληφθούν υπόψη οι διακυμάνσεις της στεφανιαίας θερμοκρασίας με την απόσταση, τη διρευστική φύση του μέσου (αέρια ηλεκτρονίων και πρωτονίων), τη θερμική αγωγιμότητα, το ιξώδες, το μη σφαιρικό. τη φύση της επέκτασης. 
Ρύζι. 4. Προφίλ ταχύτητας ηλιακού ανέμου για το μοντέλο ισοθερμικής κορώνας σε διάφορες τιμές θερμοκρασίας στέμματος.
S. v. παρέχει το κύριο η εκροή θερμικής ενέργειας του στέμματος, από τη μεταφορά θερμότητας στη χρωμόσφαιρα, el-magn. ακτινοβολία κορώνας και ηλεκτρονική θερμική αγωγιμότητα S. v. ανεπαρκής για τη δημιουργία της θερμικής ισορροπίας του κορώνα. Η ηλεκτρονική θερμική αγωγιμότητα παρέχει αργή μείωση της θερμοκρασίας του Σ. αιώνα. με απόσταση. S. v. δεν παίζει κανέναν σημαντικό ρόλο στην ενέργεια του Ήλιου στο σύνολό του, αφού η ροή ενέργειας που μεταφέρεται από αυτόν είναι ~ 10 -7 φωτεινότηταΉλιος.
S. v. μεταφέρει το στεφανιαίο μαγνητικό πεδίο μαζί του στο διαπλανητικό μέσο. πεδίο. Οι γραμμές δύναμης αυτού του πεδίου παγωμένες στο πλάσμα σχηματίζουν το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο. πεδίο (MMP). Αν και η ένταση του ΔΝΤ είναι μικρή και η ενεργειακή του πυκνότητα είναι περίπου. 1% της πυκνότητας της κινητικής. ενέργειας του Σ. αιώνα, παίζει σημαντικό ρόλο στη θερμοδυναμική του Σ. αιώνα. και στη δυναμική των αλληλεπιδράσεων του Σ. με τα σώματα του ηλιακού συστήματος, καθώς και τις ροές του Ν. στο. μεταξύ τους. Συνδυασμός επέκτασης του Σ. με την περιστροφή του Ήλιου οδηγεί στο γεγονός ότι το μέγ. οι γραμμές δύναμης που παγώθηκαν στον Ν. αιώνα έχουν σχήμα κοντά στη σπείρα του Αρχιμήδη (Εικ. 5). Ακτινικός Β Ρκαι αζιμουθιακά συστατικά του μαγνητικού. τα πεδία αλλάζουν διαφορετικά με την απόσταση κοντά στο επίπεδο της εκλειπτικής: 
όπου - ang. ταχύτητα περιστροφής του ήλιου και- η ακτινική συνιστώσα της ταχύτητας S. v., δείκτης 0 αντιστοιχεί στο αρχικό επίπεδο. Σε απόσταση της τροχιάς της Γης, η γωνία μεταξύ της κατεύθυνσης του μαγνητικού. χωράφια και Rπερίπου 45°. Σε μεγάλο L μεγ. το πεδίο είναι σχεδόν κάθετο στο R. 
Ρύζι. 5. Το σχήμα της γραμμής πεδίου του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου. είναι η γωνιακή ταχύτητα του Ήλιου και είναι η ακτινική συνιστώσα της ταχύτητας του πλάσματος, R είναι η ηλιοκεντρική απόσταση.
S. v., που αναδύεται πάνω από τις περιοχές του Ήλιου με αποσυμπ. μαγνητικός προσανατολισμός. πεδία, σχηματίζει ροές με διαφορετικό προσανατολισμό ΔΝΤ. Διαχωρισμός της παρατηρούμενης δομής μεγάλης κλίμακας του S. v. σε ζυγό αριθμό τομέων με δεκ. η κατεύθυνση της ακτινικής συνιστώσας του ΔΝΤ που ονομάζεται. διάρθρωση του διαπλανητικού τομέα. Χαρακτηριστικά του S. in. (ταχύτητα, temp-pa, συγκέντρωση σωματιδίων κ.λπ.) επίσης στο βλ. αλλάζουν τακτικά στη διατομή κάθε τομέα, γεγονός που συνδέεται με την ύπαρξη γρήγορης ροής Ν. εντός του τομέα. Τα όρια του κλάδου βρίσκονται συνήθως εντός της αργής ροής του Ν. στο. Τις περισσότερες φορές παρατηρούνται 2 ή 4 τομείς που περιστρέφονται με τον Ήλιο. Αυτή η δομή που διαμορφώνεται με την αποχώρηση του Σ. μαγνήτης μεγάλης κλίμακας. πεδίο του στέμματος, μπορεί να παρατηρηθεί για αρκετούς. περιστροφές του ήλιου. Η τομεακή δομή του ΔΝΤ είναι συνέπεια της ύπαρξης ενός φύλλου ρεύματος (ΤΣ) στο διαπλανητικό μέσο, το οποίο περιστρέφεται μαζί με τον Ήλιο. Το TS δημιουργεί ένα μαγνητικό κύμα. πεδία - τα ακτινωτά στοιχεία του ΔΝΤ έχουν διαφορετικά σημάδια σε διαφορετικές πλευρές του TS. Αυτό το TS, που προβλέφθηκε από τον H. Alfven, διέρχεται από εκείνα τα μέρη του ηλιακού στέμματος, τα οποία σχετίζονται με ενεργές περιοχές στον Ήλιο, και διαχωρίζει αυτές τις περιοχές από την αποσυμπίεση. σημάδια της ακτινικής συνιστώσας του ηλιακού μαγνήτη. χωράφια. Το TS βρίσκεται περίπου στο επίπεδο του ηλιακού ισημερινού και έχει διπλωμένη δομή. Η περιστροφή του Ήλιου οδηγεί στη συστροφή των πτυχών CS σε μια σπείρα (Εικ. 6). Όντας κοντά στο επίπεδο της εκλειπτικής, ο παρατηρητής αποδεικνύεται είτε πάνω είτε κάτω από το CS, λόγω του οποίου εμπίπτει σε τομείς με διαφορετικά σημάδια της ακτινικής συνιστώσας του ΔΝΤ.
Κοντά στον Ήλιο τον Β. αιώνα. υπάρχουν διαμήκεις και γεωγραφικές διαβαθμίσεις ταχύτητας λόγω της διαφοράς στις ταχύτητες των γρήγορων και αργών ρευμάτων. Καθώς απομακρύνεστε από τον Ήλιο και κλιμακώνετε το όριο μεταξύ των ροών στον Β. αιώνα. προκύπτουν ακτινικές διαβαθμίσεις ταχύτητας, οι οποίες οδηγούν στο σχηματισμό κρουστικά κύματα χωρίς σύγκρουση(Εικ. 7). Αρχικά, σχηματίζεται ένα ωστικό κύμα που διαδίδεται προς τα εμπρός από τα όρια των τομέων (άμεσο κρουστικό κύμα) και στη συνέχεια σχηματίζεται ένα αντίστροφο κρουστικό κύμα που διαδίδεται προς τον Ήλιο. 
Ρύζι. 6. Σχήμα του φύλλου ηλιοσφαιρικού ρεύματος. Η τομή του με το επίπεδο της εκλειπτικής (με κλίση προς τον ισημερινό του Ήλιου υπό γωνία ~ 7°) δίνει την παρατηρούμενη τομεακή δομή του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου.
Ρύζι. 7. Δομή του τομέα του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου. Τα σύντομα βέλη δείχνουν την κατεύθυνση της ροής πλάσματος του ηλιακού ανέμου, οι γραμμές με τα βέλη δείχνουν τις γραμμές του μαγνητικού πεδίου, η διακεκομμένη γραμμή δείχνει τα όρια του τομέα (η τομή του επιπέδου εικόνας με το τρέχον φύλλο).
Δεδομένου ότι η ταχύτητα του κρουστικού κύματος είναι μικρότερη από την ταχύτητα SW, το πλάσμα απομακρύνει το αντίστροφο κρουστικό κύμα προς την κατεύθυνση μακριά από τον Ήλιο. Τα κρουστικά κύματα κοντά στα όρια του τομέα σχηματίζονται σε αποστάσεις ~1 AU. ε. και μπορεί να εντοπιστεί σε αποστάσεις πολλών. ένα. ε. Αυτά τα ωστικά κύματα, όπως τα διαπλανητικά ωστικά κύματα από ηλιακές εκλάμψεις και τα περιπλανητικά ωστικά κύματα, επιταχύνουν τα σωματίδια και επομένως αποτελούν πηγή ενεργητικών σωματιδίων.
S. v. εκτείνεται σε αποστάσεις ~100 AU. Εκεί δηλαδή που η πίεση του διαστρικού μέσου εξισορροπεί τη δυναμική. Η πίεση του Σ Η κοιλότητα παρασύρθηκε από το S. in. στο διαστρικό μέσο, σχηματίζει την ηλιόσφαιρα (βλ. διαπλανητικό περιβάλλον).Expanding S. σε. μαζί με τον μαγνήτη παγωμένο μέσα του. πεδίο αποτρέπει τη διείσδυση του γαλαξιακού στο ηλιακό σύστημα. χώρος ακτίνες χαμηλών ενεργειών και οδηγεί σε παραλλαγές στο κοσμικό. δέσμες υψηλής ενέργειας. Ένα φαινόμενο ανάλογο με το S. V. έχει επίσης ανακαλυφθεί σε ορισμένα άλλα αστέρια (βλ. Αστρικός άνεμος).
Φωτ.: Parker E. N., Dynamic processes in the interplanetary medium, trans. from English, Μ., 1965; B a n d t J., Solnechny veter, περ. from English, Μ., 1973; Hundhausen, A., Coronal expansion and solar wind, μτφρ. από τα αγγλικά, Μ., 1976. O. L. Weisberg.
Ηλιακός άνεμος και μαγνητόσφαιρα της Γης.
Ηλιόλουστος άνεμος ( ηλιακός άνεμος) είναι ένα ρεύμα μεγα-ιονισμένων σωματιδίων (κυρίως πλάσμα ηλίου-υδρογόνου) που ρέει από το ηλιακό στέμμα με ταχύτητα 300-1200 km/s στον περιβάλλοντα χώρο. Είναι ένα από τα κύρια συστατικά του διαπλανητικού μέσου.
Πολλά φυσικά φαινόμενα συνδέονται με τον ηλιακό άνεμο, συμπεριλαμβανομένων και των καιρικών φαινομένων του διαστήματος όπως οι μαγνητικές καταιγίδες και τα σέλας.
Οι έννοιες «ηλιακός άνεμος» (ένα ρεύμα ιονισμένων σωματιδίων που πετούν από τον Ήλιο σε 2-3 ημέρες) και «ηλιοφάνεια» (ένα ρεύμα φωτονίων που πετάει από τον Ήλιο στη Γη σε 8 λεπτά και 17 δευτερόλεπτα κατά μέσο όρο) δεν πρέπει να να μπερδευτούν. Συγκεκριμένα, είναι η επίδραση της πίεσης του ηλιακού φωτός (και όχι του ανέμου) που χρησιμοποιείται στα έργα των λεγόμενων ηλιακών πανιών. Μια μορφή κινητήρα για τη χρήση μιας ώθησης ιόντων ηλιακού ανέμου ως πηγή ώσης - ένα ηλεκτρικό πανί.
Ιστορία
Η ύπαρξη ενός σταθερού ρεύματος σωματιδίων που πετούσαν από τον Ήλιο προτάθηκε για πρώτη φορά από τον Βρετανό αστρονόμο Richard Carrington. Το 1859, οι Carrington και Richard Hodgson παρατήρησαν ανεξάρτητα αυτό που αργότερα ονομάστηκε ηλιακή έκλαμψη. Την επόμενη μέρα, σημειώθηκε μια γεωμαγνητική καταιγίδα και ο Carrington πρότεινε μια σύνδεση μεταξύ αυτών των φαινομένων. Αργότερα, ο Τζορτζ Φιτζέραλντ πρότεινε ότι η ύλη επιταχύνεται περιοδικά από τον Ήλιο και φτάνει στη Γη σε λίγες μέρες.
Το 1916, ο Νορβηγός εξερευνητής Christian Birkeland έγραψε: «Από φυσική άποψη, είναι πολύ πιθανό οι ακτίνες του ήλιου να μην είναι ούτε θετικές ούτε αρνητικές, αλλά και τα δύο». Με άλλα λόγια, ο ηλιακός άνεμος αποτελείται από αρνητικά ηλεκτρόνια και θετικά ιόντα.
Τρία χρόνια αργότερα, το 1919, ο Friederik Lindemann πρότεινε επίσης ότι τα σωματίδια και των δύο φορτίων, πρωτονίων και ηλεκτρονίων, προέρχονται από τον Ήλιο.
Στη δεκαετία του 1930, οι επιστήμονες προσδιόρισαν ότι η θερμοκρασία του ηλιακού στέμματος πρέπει να φτάσει τους ένα εκατομμύριο βαθμούς, καθώς το στέμμα παραμένει αρκετά φωτεινό σε μεγάλη απόσταση από τον Ήλιο, η οποία είναι σαφώς ορατή κατά τις ηλιακές εκλείψεις. Μεταγενέστερες φασματοσκοπικές παρατηρήσεις επιβεβαίωσαν αυτό το συμπέρασμα. Στα μέσα της δεκαετίας του 1950, ο Βρετανός μαθηματικός και αστρονόμος Sidney Chapman προσδιόρισε τις ιδιότητες των αερίων σε τέτοιες θερμοκρασίες. Αποδείχθηκε ότι το αέριο γίνεται ένας εξαιρετικός αγωγός θερμότητας και θα πρέπει να το διαχέει στο διάστημα πέρα από την τροχιά της Γης. Την ίδια στιγμή, ο Γερμανός επιστήμονας Ludwig Biermann ενδιαφέρθηκε για το γεγονός ότι οι ουρές των κομητών δείχνουν πάντα μακριά από τον Ήλιο. Ο Biermann υπέθεσε ότι ο Ήλιος εκπέμπει ένα σταθερό ρεύμα σωματιδίων που πιέζουν το αέριο που περιβάλλει τον κομήτη, σχηματίζοντας μια μακριά ουρά.
Το 1955, οι Σοβιετικοί αστροφυσικοί S. K. Vsekhsvyatsky, G. M. Nikolsky, E. A. Ponomarev και V. I. Cherednichenko έδειξαν ότι ένα εκτεταμένο στέμμα χάνει ενέργεια μέσω της ακτινοβολίας και μπορεί να βρίσκεται σε κατάσταση υδροδυναμικής ισορροπίας μόνο με ειδική κατανομή ισχυρών εσωτερικών πηγών ενέργειας. Σε όλες τις άλλες περιπτώσεις, πρέπει να υπάρχει ροή ύλης και ενέργειας. Αυτή η διαδικασία χρησιμεύει ως φυσική βάση για ένα σημαντικό φαινόμενο - τη «δυναμική κορώνα». Το μέγεθος της ροής της ύλης υπολογίστηκε από τις ακόλουθες εκτιμήσεις: εάν το στέμμα βρισκόταν σε υδροστατική ισορροπία, τότε τα ύψη μιας ομοιογενούς ατμόσφαιρας για το υδρογόνο και τον σίδηρο θα συσχετίζονται ως 56/1, δηλαδή, τα ιόντα σιδήρου δεν θα πρέπει να παρατηρούνται σε το μακρινό στέμμα. Αλλά δεν είναι. Ο σίδηρος λάμπει σε όλο το στέμμα, με το FeXIV να παρατηρείται σε υψηλότερα στρώματα από το FeX, αν και η κινητική θερμοκρασία είναι χαμηλότερη εκεί. Η δύναμη που διατηρεί τα ιόντα σε «αιωρούμενη» κατάσταση μπορεί να είναι η ορμή που μεταδίδεται κατά τη διάρκεια των συγκρούσεων από την ανερχόμενη ροή πρωτονίων στα ιόντα σιδήρου. Από την κατάσταση της ισορροπίας αυτών των δυνάμεων, είναι εύκολο να βρεθεί η ροή των πρωτονίων. Αποδείχθηκε ότι ήταν το ίδιο με αυτό που ακολούθησε η υδροδυναμική θεωρία, που στη συνέχεια επιβεβαιώθηκε από άμεσες μετρήσεις. Για το 1955, αυτό ήταν ένα σημαντικό επίτευγμα, αλλά κανείς τότε δεν πίστευε στο «δυναμικό στέμμα».
Τρία χρόνια αργότερα, ο Eugene Parker κατέληξε στο συμπέρασμα ότι το θερμό ρεύμα από τον Ήλιο στο μοντέλο του Chapman και το ρεύμα των σωματιδίων που εκτοξεύουν τις ουρές του κομήτη στην υπόθεση του Biermann είναι δύο εκδηλώσεις του ίδιου φαινομένου, το οποίο ονόμασε "ηλιακός άνεμος". Ο Πάρκερ έδειξε ότι παρόλο που το ηλιακό στέμμα έλκεται έντονα από τον Ήλιο, μεταφέρει τη θερμότητα τόσο καλά που παραμένει ζεστό σε μεγάλες αποστάσεις. Δεδομένου ότι η έλξη του εξασθενεί με την απόσταση από τον Ήλιο, μια υπερηχητική εκροή ύλης στον διαπλανητικό χώρο ξεκινά από το ανώτερο στέμμα. Επιπλέον, ο Parker ήταν ο πρώτος που επεσήμανε ότι η επίδραση της αποδυνάμωσης της βαρύτητας έχει την ίδια επίδραση στην υδροδυναμική ροή με το ακροφύσιο Laval: παράγει μια μετάβαση της ροής από την υποηχητική στην υπερηχητική φάση.
Η θεωρία του Πάρκερ έχει δεχθεί έντονη κριτική. Ένα άρθρο που υποβλήθηκε το 1958 στο Astrophysical Journal απορρίφθηκε από δύο κριτές και μόνο χάρη στον εκδότη, Subramanyan Chandrasekhar, έφτασε στις σελίδες του περιοδικού.
Ωστόσο, τον Ιανουάριο του 1959, πραγματοποιήθηκαν οι πρώτες άμεσες μετρήσεις των χαρακτηριστικών του ηλιακού ανέμου (Konstantin Gringauz, IKI RAS) από το σοβιετικό Luna-1, χρησιμοποιώντας έναν μετρητή σπινθηρισμού και έναν ανιχνευτή ιονισμού αερίου που ήταν εγκατεστημένος σε αυτό. Τρία χρόνια αργότερα, οι ίδιες μετρήσεις πραγματοποιήθηκαν από την Αμερικανίδα Marcia Neugebauer χρησιμοποιώντας δεδομένα από τον σταθμό Mariner-2.
Ωστόσο, η επιτάχυνση του ανέμου σε υψηλές ταχύτητες δεν ήταν ακόμη κατανοητή και δεν μπορούσε να εξηγηθεί από τη θεωρία του Parker. Τα πρώτα αριθμητικά μοντέλα του ηλιακού ανέμου στο στέμμα χρησιμοποιώντας τις εξισώσεις της μαγνητοϋδροδυναμικής δημιουργήθηκαν από τους Pneumann και Knopp το 1971.
Στα τέλη της δεκαετίας του 1990, χρησιμοποιώντας το υπεριώδες στεφανιαίο φασματόμετρο ( Υπεριώδες στεφανιαίο φασματόμετρο (UVCS) ) έγιναν παρατηρήσεις επί των περιοχών όπου ο γρήγορος ηλιακός άνεμος πηγάζει από τους ηλιακούς πόλους. Αποδείχθηκε ότι η επιτάχυνση του ανέμου είναι πολύ μεγαλύτερη από την αναμενόμενη από καθαρά θερμοδυναμική διαστολή. Το μοντέλο του Parker προέβλεψε ότι η ταχύτητα του ανέμου γίνεται υπερηχητική σε 4 ηλιακές ακτίνες από τη φωτόσφαιρα και οι παρατηρήσεις έχουν δείξει ότι αυτή η μετάβαση συμβαίνει πολύ χαμηλότερα, σε περίπου 1 ηλιακή ακτίνα, επιβεβαιώνοντας ότι υπάρχει ένας πρόσθετος μηχανισμός για την επιτάχυνση του ηλιακού ανέμου.
Χαρακτηριστικά
Το φύλλο του ηλιοσφαιρικού ρεύματος είναι το αποτέλεσμα της επίδρασης του περιστρεφόμενου μαγνητικού πεδίου του Ήλιου στο πλάσμα στον ηλιακό άνεμο.
Λόγω του ηλιακού ανέμου, ο Ήλιος χάνει περίπου ένα εκατομμύριο τόνους ύλης κάθε δευτερόλεπτο. Ο ηλιακός άνεμος αποτελείται κυρίως από ηλεκτρόνια, πρωτόνια και πυρήνες ηλίου (σωματίδια άλφα). οι πυρήνες άλλων στοιχείων και τα μη ιονισμένα σωματίδια (ηλεκτρικά ουδέτερα) περιέχονται σε πολύ μικρή ποσότητα.
Αν και ο ηλιακός άνεμος προέρχεται από το εξωτερικό στρώμα του Ήλιου, δεν αντικατοπτρίζει την πραγματική σύνθεση των στοιχείων σε αυτό το στρώμα, καθώς ως αποτέλεσμα των διαδικασιών διαφοροποίησης, η αφθονία ορισμένων στοιχείων αυξάνεται και ορισμένων μειώνεται (φαινόμενο FIP).
Η ένταση του ηλιακού ανέμου εξαρτάται από τις αλλαγές στην ηλιακή δραστηριότητα και τις πηγές της. Μακροχρόνιες παρατηρήσεις στην τροχιά της Γης (περίπου 150 εκατομμύρια χλμ. από τον Ήλιο) έδειξαν ότι ο ηλιακός άνεμος είναι δομημένος και συνήθως χωρίζεται σε ήρεμο και διαταραγμένο (σποραδικό και επαναλαμβανόμενο). Οι ήρεμες ροές, ανάλογα με την ταχύτητα, χωρίζονται σε δύο κατηγορίες: αργός(περίπου 300-500 km / s κοντά στην τροχιά της Γης) και γρήγορα(500-800 km/s κοντά στην τροχιά της Γης). Μερικές φορές η περιοχή του φύλλου του ηλιοσφαιρικού ρεύματος, που διαχωρίζει περιοχές διαφορετικής πολικότητας του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου, αναφέρεται ως ακίνητος άνεμος και είναι κοντά στα χαρακτηριστικά του σε έναν αργό άνεμο.
αργός ηλιακός άνεμος
Ο αργός ηλιακός άνεμος δημιουργείται από το «ήρεμο» μέρος του ηλιακού στέμματος (η περιοχή των στεφανιαίων σερπαντίνες) κατά την αέριοδυναμική του διαστολή: σε θερμοκρασία κορώνας περίπου 2 10 6 Κ, το στέμμα δεν μπορεί να βρίσκεται σε υδροστατική ισορροπία και αυτή η επέκταση, υπό τις υπάρχουσες οριακές συνθήκες, θα πρέπει να οδηγήσει σε επιτάχυνση της ύλης σε υπερηχητικές ταχύτητες. Η θέρμανση του ηλιακού στέμματος σε τέτοιες θερμοκρασίες συμβαίνει λόγω της συναγωγής φύσης της μεταφοράς θερμότητας στην ηλιακή φωτόσφαιρα: η ανάπτυξη μεταβλητών αναταράξεων στο πλάσμα συνοδεύεται από τη δημιουργία έντονων μαγνητοσονικών κυμάτων. με τη σειρά του, κατά τη διάδοση προς την κατεύθυνση της μείωσης της πυκνότητας της ηλιακής ατμόσφαιρας, τα ηχητικά κύματα μετατρέπονται σε κύματα κρούσης. Τα κρουστικά κύματα απορροφώνται αποτελεσματικά από το υλικό της κορώνας και το θερμαίνουν σε θερμοκρασία (1-3) 10 6 Κ.
γρήγορος ηλιακός άνεμος
Τα ρεύματα του επαναλαμβανόμενου γρήγορου ηλιακού ανέμου εκπέμπονται από τον Ήλιο για αρκετούς μήνες και έχουν περίοδο επιστροφής 27 ημερών (η περίοδος περιστροφής του Ήλιου) όταν παρατηρούνται από τη Γη. Αυτά τα ρεύματα σχετίζονται με στεφανιαίες οπές - περιοχές του στέμματος με σχετικά χαμηλή θερμοκρασία (περίπου 0,8·10 6 K), μειωμένη πυκνότητα πλάσματος (μόνο το ένα τέταρτο της πυκνότητας ήσυχων περιοχών του στέμματος) και ακτινικό μαγνητικό πεδίο σε σχέση με στον Ήλιο.
Διαταραγμένες ροές
Οι διαταραγμένες ροές περιλαμβάνουν τη διαπλανητική εκδήλωση στεφανιαίων εκτινάξεων μάζας (CMEs), καθώς και περιοχές συμπίεσης μπροστά από γρήγορες CME (που ονομάζονται Sheath στην αγγλική βιβλιογραφία) και μπροστά από γρήγορες ροές από στεφανιαίες οπές (που ονομάζεται περιοχή αλληλεπίδρασης Corotating - CIR στο η αγγλική λογοτεχνία). Περίπου οι μισές από τις περιπτώσεις παρατηρήσεων Θήκη και CIR μπορεί να έχουν ένα διαπλανητικό σοκ μπροστά τους. Σε τύπους διαταραγμένου ηλιακού ανέμου το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο μπορεί να αποκλίνει από το εκλειπτικό επίπεδο και να περιέχει μια συνιστώσα του νότιου πεδίου, η οποία οδηγεί σε πολλές επιπτώσεις του διαστημικού καιρού (γεωμαγνητική δραστηριότητα, συμπεριλαμβανομένων των μαγνητικών καταιγίδων). Οι διαταραγμένες σποραδικές εκροές θεωρούνταν προηγουμένως ότι προκαλούνται από ηλιακές εκλάμψεις, αλλά οι σποραδικές εκροές στον ηλιακό άνεμο πιστεύεται τώρα ότι οφείλονται σε CME. Ταυτόχρονα, πρέπει να σημειωθεί ότι τόσο οι ηλιακές εκλάμψεις όσο και οι εκτοξεύσεις μάζας στέμματος συνδέονται με τις ίδιες πηγές ενέργειας στον Ήλιο και υπάρχει στατιστική εξάρτηση μεταξύ τους.
Σύμφωνα με τον χρόνο παρατήρησης διαφόρων τύπων ηλιακών ανέμων μεγάλης κλίμακας, τα γρήγορα και αργά ρεύματα αποτελούν περίπου το 53%, το φύλλο ηλιοσφαιρικού ρεύματος 6%, το CIR - 10%, το CME - 22%, το περίβλημα - 9%, και η αναλογία μεταξύ ο χρόνος παρατήρησης διαφόρων τύπων ποικίλλει πολύ στον ηλιακό κύκλο.δραστηριότητα.
Φαινόμενα που δημιουργούνται από τον ηλιακό άνεμο
Λόγω της υψηλής αγωγιμότητας του πλάσματος του ηλιακού ανέμου, το ηλιακό μαγνητικό πεδίο παγώνει στα ρεύματα ανέμου που εκρέουν και παρατηρείται στο διαπλανητικό μέσο με τη μορφή διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου.
Ο ηλιακός άνεμος αποτελεί το όριο της ηλιόσφαιρας, λόγω του οποίου εμποδίζει τη διείσδυση μέσα. Το μαγνητικό πεδίο του ηλιακού ανέμου αποδυναμώνει σημαντικά τις γαλαξιακές κοσμικές ακτίνες που προέρχονται από το εξωτερικό. Μια τοπική αύξηση του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου οδηγεί σε βραχυπρόθεσμες μειώσεις στις κοσμικές ακτίνες, το Forbush μειώνεται και οι μειώσεις πεδίου μεγάλης κλίμακας οδηγούν σε μακροπρόθεσμες αυξήσεις τους. Έτσι, το 2009, κατά την περίοδο παρατεταμένης ελάχιστης ηλιακής δραστηριότητας, η ένταση της ακτινοβολίας κοντά στη Γη αυξήθηκε κατά 19% σε σχέση με όλα τα προηγουμένως παρατηρηθέντα μέγιστα.
Ο ηλιακός άνεμος δημιουργεί στο ηλιακό σύστημα, έχοντας μαγνητικό πεδίο, φαινόμενα όπως η μαγνητόσφαιρα, το σέλας και οι ζώνες ακτινοβολίας των πλανητών.
Εικόνα 1. Ελίσφαιρα
Εικόνα 2. Ηλιακή έκλαμψη.
Ο ηλιακός άνεμος είναι μια συνεχής ροή πλάσματος ηλιακής προέλευσης, που διαδίδεται περίπου ακτινικά από τον Ήλιο και γεμίζει το Ηλιακό Σύστημα σε ηλιοκεντρικές αποστάσεις της τάξης των 100 AU. Το SV σχηματίζεται κατά την αέριο-δυναμική διαστολή του ηλιακού στέμματος στον διαπλανητικό χώρο.
Τα μέσα χαρακτηριστικά του ηλιακού ανέμου στην τροχιά της Γης είναι: ταχύτητα 400 km/s, πυκνότητα πρωτονίων - 6 ανά 1, θερμοκρασία πρωτονίου 50.000 K, θερμοκρασία ηλεκτρονίων 150.000 K, ένταση μαγνητικού πεδίου 5 oersted. Τα ηλιακά ρεύματα ανέμου μπορούν να χωριστούν σε δύο κατηγορίες: αργά - με ταχύτητα περίπου 300 km/s και γρήγορα - με ταχύτητα 600-700 km/s. Ο ηλιακός άνεμος που αναδύεται πάνω από τις περιοχές του Ήλιου με διαφορετικούς προσανατολισμούς του μαγνητικού πεδίου σχηματίζει ρεύματα με διαφορετικά προσανατολισμένα διαπλανητικά μαγνητικά πεδία - τη λεγόμενη δομή τομέα του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου.
Η διαπλανητική τομεακή δομή είναι η διαίρεση της παρατηρούμενης δομής μεγάλης κλίμακας του ηλιακού ανέμου σε ζυγό αριθμό τομέων με διαφορετικές κατευθύνσεις της ακτινικής συνιστώσας του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου.
Τα χαρακτηριστικά του ηλιακού ανέμου (ταχύτητα, θερμοκρασία, συγκέντρωση σωματιδίων κ.λπ.) αλλάζουν επίσης τακτικά κατά μέσο όρο στη διατομή κάθε τομέα, γεγονός που συνδέεται με την ύπαρξη γρήγορης ροής του ηλιακού ανέμου εντός του τομέα. Τα όρια των τομέων βρίσκονται συνήθως εντός της αργής ροής του ηλιακού ανέμου.Πιο συχνά, δύο ή τέσσερις τομείς παρατηρούνται να περιστρέφονται με τον Ήλιο. Αυτή η δομή, που σχηματίζεται όταν ο ηλιακός άνεμος έλκει το μεγάλης κλίμακας στεφανιαίο μαγνητικό πεδίο, μπορεί να παρατηρηθεί για πολλές περιστροφές του Ήλιου. Η δομή του τομέα είναι συνέπεια της ύπαρξης ενός φύλλου ρεύματος στο διαπλανητικό μέσο, το οποίο περιστρέφεται μαζί με τον Ήλιο. Το τρέχον φύλλο δημιουργεί ένα άλμα στο μαγνητικό πεδίο: πάνω από το στρώμα, η ακτινική συνιστώσα του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου έχει ένα σημάδι, κάτω - ένα άλλο. Το τρέχον φύλλο βρίσκεται περίπου στο επίπεδο του ηλιακού ισημερινού και έχει διπλωμένη δομή. Η περιστροφή του Ήλιου οδηγεί στη συστροφή των πτυχών του τρέχοντος φύλλου σε σπείρες (το λεγόμενο «φαινόμενο μπαλαρίνας»). Όντας κοντά στο επίπεδο της εκλειπτικής, ο παρατηρητής αποδεικνύεται ότι βρίσκεται είτε πάνω είτε κάτω από το τρέχον φύλλο, λόγω του οποίου εμπίπτει σε τομείς με διαφορετικά σημάδια της ακτινικής συνιστώσας του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου.
Όταν ο ηλιακός άνεμος ρέει γύρω από εμπόδια ικανά να εκτρέψουν αποτελεσματικά τον ηλιακό άνεμο (τα μαγνητικά πεδία του Ερμή, της Γης, του Δία, του Κρόνου ή των αγώγιμων ιονόσφαιρων της Αφροδίτης και, προφανώς, του Άρη), σχηματίζεται ένα ωστικό κύμα πλώρης. Ο ηλιακός άνεμος επιβραδύνεται και θερμαίνεται στο μπροστινό μέρος του ωστικού κύματος, γεγονός που του επιτρέπει να ρέει γύρω από ένα εμπόδιο. Ταυτόχρονα, σχηματίζεται μια κοιλότητα στον ηλιακό άνεμο - τη μαγνητόσφαιρα, το σχήμα και το μέγεθος της οποίας καθορίζονται από την ισορροπία της πίεσης του μαγνητικού πεδίου του πλανήτη και την πίεση της ροής πλάσματος που ρέει. Το πάχος του μετώπου κρουστικού κύματος είναι περίπου 100 km. Στην περίπτωση της αλληλεπίδρασης του ηλιακού ανέμου με ένα μη αγώγιμο σώμα (τη Σελήνη), δεν προκύπτει κρουστικό κύμα: η ροή του πλάσματος απορροφάται από την επιφάνεια και σχηματίζεται μια κοιλότητα σταδιακά γεμάτη με πλάσμα ηλιακού ανέμου πίσω. το σώμα.
Η στατική διαδικασία της στεφανιαίας εκροής πλάσματος υπερτίθεται από μη στάσιμες διεργασίες που σχετίζονται με ηλιακές εκλάμψεις. Κατά τη διάρκεια ισχυρών ηλιακών εκλάμψεων, η ύλη εκτοξεύεται από τις χαμηλότερες περιοχές του στέμματος στο διαπλανητικό μέσο. Σε αυτή την περίπτωση, σχηματίζεται επίσης ένα ωστικό κύμα, το οποίο σταδιακά επιβραδύνεται όταν κινείται μέσα από το πλάσμα του ηλιακού ανέμου.
Η άφιξη του κρουστικού κύματος στη Γη οδηγεί σε συμπίεση της μαγνητόσφαιρας, μετά την οποία συνήθως αρχίζει η ανάπτυξη μιας μαγνητικής καταιγίδας.
Ο ηλιακός άνεμος εκτείνεται σε απόσταση περίπου 100 AU, όπου η πίεση του διαστρικού μέσου εξισορροπεί τη δυναμική πίεση του ηλιακού ανέμου. Η κοιλότητα που παρασύρεται από τον ηλιακό άνεμο στο διαστρικό μέσο σχηματίζει την ηλιόσφαιρα. Ο ηλιακός άνεμος, μαζί με το παγωμένο μαγνητικό πεδίο σε αυτόν, εμποδίζει τη διείσδυση γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων χαμηλής ενέργειας στο ηλιακό σύστημα και οδηγεί σε διακυμάνσεις των κοσμικών ακτίνων υψηλής ενέργειας.
Ένα φαινόμενο παρόμοιο με τον ηλιακό άνεμο έχει επίσης βρεθεί σε ορισμένους τύπους άλλων άστρων (αστρικός άνεμος).
Η ροή ενέργειας από τον Ήλιο, που τροφοδοτείται από την αντίδραση σύντηξης στο κέντρο του, είναι ευτυχώς εξαιρετικά σταθερή, σε αντίθεση με τα περισσότερα άλλα αστέρια. Το μεγαλύτερο μέρος του εκπέμπεται τελικά από το λεπτό επιφανειακό στρώμα του Ήλιου - τη φωτόσφαιρα - με τη μορφή ηλεκτρομαγνητικών κυμάτων στο ορατό και υπέρυθρο εύρος. Η ηλιακή σταθερά (η τιμή της ηλιακής ροής ενέργειας στην τροχιά της Γης) είναι 1370 W/. Μπορεί να φανταστεί κανείς ότι για κάθε τετραγωνικό μέτρο της επιφάνειας της Γης, υπάρχει η ισχύς ενός ηλεκτρικού βραστήρα. Πάνω από τη φωτόσφαιρα βρίσκεται το στέμμα του Ήλιου - μια ζώνη ορατή από τη Γη μόνο κατά τη διάρκεια ηλιακών εκλείψεων και γεμάτη με σπάνιο και ζεστό πλάσμα με θερμοκρασία εκατομμυρίων βαθμών.
Αυτό είναι το πιο ασταθές κέλυφος του Ήλιου, στο οποίο γεννιούνται οι κύριες εκδηλώσεις της ηλιακής δραστηριότητας που επηρεάζουν τη Γη. Η δασύτριχη όψη του στέμματος του Ήλιου δείχνει τη δομή του μαγνητικού του πεδίου - οι φωτεινές συστάδες πλάσματος είναι επιμήκεις κατά μήκος των γραμμών δύναμης. Το ζεστό πλάσμα που ρέει από το στέμμα σχηματίζει τον ηλιακό άνεμο - ένα ρεύμα ιόντων (που αποτελείται από 96% πυρήνες υδρογόνου - πρωτόνια και 4% πυρήνες ηλίου - σωματίδια άλφα) και ηλεκτρονίων, που επιταχύνονται στον διαπλανητικό χώρο με ταχύτητα 400-800 km / s .
Ο ηλιακός άνεμος τεντώνεται και μεταφέρει μαζί του το ηλιακό μαγνητικό πεδίο.
Αυτό συμβαίνει επειδή η ενέργεια της κατευθυνόμενης κίνησης του πλάσματος στο εξωτερικό στέμμα είναι μεγαλύτερη από την ενέργεια του μαγνητικού πεδίου και η αρχή του παγωμένου σέρνει το πεδίο πίσω από το πλάσμα. Ο συνδυασμός μιας τέτοιας ακτινικής εκροής με την περιστροφή του Ήλιου (και το μαγνητικό πεδίο «κολλάται» και στην επιφάνειά του) οδηγεί στο σχηματισμό μιας σπειροειδούς δομής του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου - της λεγόμενης σπείρας του Πάρκερ.
Ο ηλιακός άνεμος και το μαγνητικό πεδίο γεμίζουν ολόκληρο το ηλιακό σύστημα, και έτσι η Γη και όλοι οι άλλοι πλανήτες βρίσκονται στην πραγματικότητα στο στέμμα του Ήλιου, επηρεαζόμενοι όχι μόνο από την ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία, αλλά και από τον ηλιακό άνεμο και το ηλιακό μαγνητικό πεδίο.
Κατά την περίοδο της ελάχιστης δραστηριότητας, η διαμόρφωση του ηλιακού μαγνητικού πεδίου είναι κοντά στο δίπολο και παρόμοια με το σχήμα του μαγνητικού πεδίου της Γης. Όταν πλησιάζουμε το μέγιστο της δραστηριότητας, η δομή του μαγνητικού πεδίου γίνεται πιο περίπλοκη για λόγους που δεν είναι απολύτως σαφείς. Μια από τις πιο όμορφες υποθέσεις λέει ότι κατά τη διάρκεια της περιστροφής του Ήλιου, το μαγνητικό πεδίο, όπως ήταν, περιστρέφεται γύρω του, βυθίζοντας σταδιακά κάτω από τη φωτόσφαιρα. Με την πάροδο του χρόνου, κατά τη διάρκεια μόνο του ηλιακού κύκλου, η μαγνητική ροή που συσσωρεύεται κάτω από την επιφάνεια γίνεται τόσο μεγάλη που οι δέσμες των γραμμών πεδίου αρχίζουν να ωθούνται προς τα έξω.
Οι έξοδοι της γραμμής πεδίου σχηματίζουν κηλίδες στη φωτόσφαιρα και μαγνητικούς βρόχους στο στέμμα, ορατές ως περιοχές αυξημένης φωτεινότητας πλάσματος σε εικόνες ακτίνων Χ του Ήλιου. Το μέγεθος του πεδίου μέσα στις ηλιακές κηλίδες φτάνει το 0,01 Τέσλα, εκατό φορές μεγαλύτερο από το πεδίο του ήσυχου Ήλιου.
Διαισθητικά, η ενέργεια ενός μαγνητικού πεδίου μπορεί να συσχετιστεί με το μήκος και τον αριθμό των γραμμών δύναμης: όσο περισσότερες από αυτές, τόσο μεγαλύτερη είναι η ενέργεια. Όταν πλησιάζει το ηλιακό μέγιστο, η τεράστια ενέργεια που συσσωρεύεται στο πεδίο αρχίζει να απελευθερώνεται περιοδικά με εκρηκτικό τρόπο, που δαπανάται για την επιτάχυνση και τη θέρμανση των σωματιδίων του ηλιακού στέμματος.
Οι απότομες έντονες εκρήξεις ηλεκτρομαγνητικής ακτινοβολίας μικρού μήκους κύματος από τον Ήλιο που συνοδεύουν αυτή τη διαδικασία ονομάζονται ηλιακές εκλάμψεις. Στην επιφάνεια της Γης, οι εκλάμψεις καταγράφονται στο ορατό εύρος ως μικρές αυξήσεις στη φωτεινότητα μεμονωμένων τμημάτων της ηλιακής επιφάνειας.
Ωστόσο, ακόμη και οι πρώτες μετρήσεις που έγιναν στο διαστημόπλοιο έδειξαν ότι η πιο αξιοσημείωτη επίδραση των εκλάμψεων είναι μια σημαντική (έως και εκατοντάδες φορές) αύξηση της ροής των ηλιακών ακτίνων Χ και των ενεργειακών φορτισμένων σωματιδίων - ηλιακές κοσμικές ακτίνες.
Κατά τη διάρκεια ορισμένων εκλάμψεων, υπάρχουν επίσης εκπομπές σημαντικής ποσότητας πλάσματος και μαγνητικού πεδίου στον ηλιακό άνεμο - τα λεγόμενα μαγνητικά σύννεφα, τα οποία αρχίζουν να επεκτείνονται γρήγορα στον διαπλανητικό χώρο, διατηρώντας το σχήμα ενός μαγνητικού βρόχου με τα άκρα να στηρίζονται στον Ήλιος.
Η πυκνότητα του πλάσματος και το μέγεθος του μαγνητικού πεδίου μέσα στο σύννεφο είναι δεκάδες φορές υψηλότερες από τις τιμές αυτών των παραμέτρων που είναι τυπικές για μια ήσυχη ώρα στον ηλιακό άνεμο.
Παρά το γεγονός ότι έως και 1025 joule ενέργειας μπορούν να απελευθερωθούν κατά τη διάρκεια μιας μεγάλης έκρηξης, η συνολική αύξηση της ροής ενέργειας στο ηλιακό μέγιστο είναι μικρή και ανέρχεται μόνο σε 0,1-0,2%.
