concept vânt însorit a fost introdus în astronomie la sfârșitul anilor 40 ai secolului XX, când astronomul american S. Forbush, măsurând intensitatea razelor cosmice, a observat că aceasta scade semnificativ odată cu creșterea activității solare și scade destul de brusc în timpul .
Părea destul de ciudat. Mai degrabă, se putea aștepta contrariul. La urma urmei, Soarele însuși este un furnizor de raze cosmice. Prin urmare, s-ar părea că, cu cât activitatea luminii noastre este mai mare, cu atât ar trebui să arunce mai multe particule în spațiul înconjurător.
A rămas să presupunem că creșterea activității solare afectează în așa fel încât începe să devieze particulele de raze cosmice - să le respingă.
Atunci a apărut presupunerea că vinovații efectului misterios sunt fluxuri de particule încărcate care scapă de pe suprafața Soarelui și pătrund în spațiul sistemului solar. Acest vânt solar deosebit curăță mediul interplanetar, „măturând” particule de raze cosmice din acesta.
În favoarea unei astfel de ipoteze, fenomene observate în . După cum știți, cozile cometei sunt întotdeauna îndreptate departe de Soare. Inițial, această circumstanță a fost asociată cu presiunea ușoară a razelor solare. Cu toate acestea, s-a constatat că presiunea ușoară singură nu poate provoca toate fenomenele care au loc în comete. Calculele au arătat că pentru formarea și deviația observată a cozilor cometelor, este necesar să se influențeze nu numai fotonii, ci și particulele de materie.
De fapt, faptul că Soarele aruncă fluxuri de particule încărcate - corpusculi, era cunoscut chiar înainte de asta. S-a presupus însă că astfel de fluxuri sunt episodice. Dar cozile cometei sunt întotdeauna îndreptate departe de Soare și nu numai în perioadele de amplificare. Aceasta înseamnă că și radiația corpusculară care umple spațiul sistemului solar trebuie să existe constant. Se intensifică odată cu creșterea activității solare, dar există întotdeauna.
Astfel, vântul solar suflă continuu în jurul spațiului solar. În ce constă acest vânt solar și în ce condiții se naște?
Stratul cel mai exterior al atmosferei solare este coroana. Această parte a atmosferei luminii noastre este neobișnuit de rarefiată. Dar așa-numita „temperatura cinetică” a coroanei, determinată de viteza particulelor, este foarte mare. Ajunge la un milion de grade. Prin urmare, gazul coronal este complet ionizat și este un amestec de protoni, ioni de diferite elemente și electroni liberi.
Recent a existat un mesaj că vântul solar conține ioni de heliu. Această împrejurare aruncă lumină asupra mecanismului prin care particulele încărcate sunt ejectate de pe suprafața Soarelui. Dacă vântul solar era format doar din electroni și protoni, atunci s-ar putea presupune totuși că se formează din cauza unor procese pur termice și este ceva asemănător cu aburul care se formează deasupra suprafeței apei clocotite. Cu toate acestea, nucleele atomilor de heliu sunt de patru ori mai grele decât protonii și, prin urmare, este puțin probabil să fie ejectate prin evaporare. Cel mai probabil, formarea vântului solar este asociată cu acțiunea forțelor magnetice. Zburând departe de Soare, norii de plasmă, parcă, duc cu ei câmpuri magnetice. Aceste câmpuri sunt acelea care servesc ca acel tip de „ciment” care „strânge” particulele cu mase și sarcini diferite.
Observațiile și calculele efectuate de astronomi au arătat că pe măsură ce ne îndepărtăm de Soare, densitatea coroanei scade treptat. Dar se dovedește că în regiunea orbitei Pământului este încă vizibil diferită de zero. Cu alte cuvinte, planeta noastră se află în interiorul atmosferei solare.
Dacă corona este mai mult sau mai puțin stabilă lângă Soare, atunci pe măsură ce distanța crește, tinde să se extindă în spațiu. Și cu cât este mai departe de Soare, cu atât este mai mare rata de expansiune. Conform calculelor astronomului american E. Parker, deja la o distanță de 10 milioane de km, particulele coronale se mișcă cu viteze care depășesc viteza .
Astfel, concluzia sugerează că corona solară este vântul solar care suflă în jurul spațiului sistemului nostru planetar.
Aceste concluzii teoretice au fost pe deplin confirmate de măsurători pe rachete spațiale și sateliți artificiali de pe pământ. S-a dovedit că vântul solar există întotdeauna în apropierea Pământului - „suflă” cu o viteză de aproximativ 400 km/sec.
Cât de departe bate vântul solar? Cu considerații teoretice, într-un caz se dovedește că vântul solar se potolește deja în regiunea orbitei, în celălalt, că încă mai există la o distanță foarte mare dincolo de orbita ultimei planete Pluto. Dar acestea sunt doar teoretic limitele extreme ale posibilei propagări a vântului solar. Doar observațiile pot indica limita exactă.
Flux radial constant al plasmei solare. coroane în producția interplanetară. Fluxul de energie care vine din intestinele Soarelui încălzește plasma coroanei până la 1,5-2 milioane K. Post. încălzirea nu este echilibrată de pierderea de energie din cauza radiațiilor, deoarece corona este mică. Excesul de energie înseamnă. grad duce departe h-tsy S. secolul. (=1027-1029 erg/s). Coroana, prin urmare, nu este în hidrostatică. echilibru, este în continuă expansiune. După alcătuirea secolului S.. nu diferă de plasma coroanei (secolul S. conține în principal protoni, electroni, câteva nuclee de heliu, ioni de oxigen, siliciu, sulf și fier). La baza coroanei (10.000 km de fotosfera solară) h-tsy au un ordin radial de sute de m/s, la o distanță de mai mulți. solar razele, atinge viteza sunetului în plasmă (100 -150 km/s), în apropierea orbitei Pământului, viteza protonilor este de 300-750 km/s, iar spațiul lor. - din mai multe h-ts până la mai multe zeci de fracții în 1 cm3. Cu ajutorul spațiului interplanetar. stații s-a constatat că până pe orbita lui Saturn, densitatea fluxului h-c S. secolului. scade conform legii (r0/r)2, unde r este distanta de la Soare, r0 este nivelul initial. S. v. poartă cu el buclele liniilor de forță ale sorilor. magn. câmpuri, la-secară formează magn interplanetar. . Combinație de mișcare radială a h-c S. sec. odată cu rotația Soarelui dă acestor linii forma de spirale. Structura la scară largă a magnetului. Câmpul din vecinătatea Soarelui are forma unor sectoare, în care câmpul este îndreptat departe de Soare sau spre acesta. Mărimea cavității ocupate de SV nu este cunoscută cu exactitate (raza sa, aparent, nu este mai mică de 100 UA). La limitele acestei cavităţi dinamice. S. v. trebuie echilibrat de presiunea gazului interstelar, galactic. magn. câmpuri și galactice spaţiu razele. În vecinătatea Pământului, ciocnirea fluxului de c-c S. v. cu geomagnetic câmpul generează o undă de șoc staționară în fața magnetosferei Pământului (din partea Soarelui, Fig.).
S. v. parcă curge în jurul magnetosferei, limitându-i întinderea în pr-ve. Modificări ale intensității secolului S. asociate cu erupțiile solare, yavl. principal cauza perturbarilor geomagnetice. câmpuri și magnetosfere (furtuni magnetice).
Peste Soare pierde cu S. in. \u003d 2X10-14 parte din masa sa Msun. Este firesc să presupunem că o ieșire de apă, similară cu S. V., există și în alte stele (""). Ar trebui să fie deosebit de intensă pentru stelele masive (cu o masă = câteva zeci de Msolni) și cu o temperatură ridicată a suprafeței (= 30-50 mii K) și pentru stelele cu atmosferă extinsă (giganții roșii), deoarece în primul caz. , părți ale unei coroane stelare foarte dezvoltate au o energie suficient de mare pentru a depăși atracția stelei, iar în a doua, au o parabolă scăzută. viteza (viteza de evacuare; (vezi VITEZE SPATIALE)). Mijloace. pierderile de masă cu vântul stelar (= 10-6 Msol/an și mai mult) pot afecta semnificativ evoluția stelelor. La rândul său, vântul stelar creează „bule” de gaz fierbinte în mediul interstelar - surse de raze X. radiatii.
Dicţionar enciclopedic fizic. - M.: Enciclopedia Sovietică. . 1983 .
VANTUL SOLAR - un flux continuu de plasmă de origine solară, Soarele) în spațiul interplanetar. La temperaturi ridicate, care există în coroana solară (1,5 * 10 9 K), presiunea straturilor de deasupra nu poate echilibra presiunea gazoasă a substanței coronei, iar corona se extinde.
Prima dovadă a existenței postului. fluxul plasmatic de la Soare obtinut de L. Birman (L. Biermann) în anii 1950. asupra analizei forţelor care acţionează asupra cozilor de plasmă ale cometelor. În 1957, J. Parker (E. Parker), analizând condiţiile de echilibru ale substanţei coroanei, a arătat că coroana nu poate fi în condiţii hidrostatice. mier caracteristicile lui S sunt date în tabel. 1. Fluxuri de S. în. poate fi împărțit în două clase: lent - cu o viteză de 300 km/s și rapid - cu o viteză de 600-700 km/s. Fluxurile rapide provin din regiunile coroanei solare, unde structura magnetică. câmpul este aproape de radial. orificii coronare. Fluxuri lente. în. asociat, aparent, cu zonele coroanei, în care există un mijloc Tab. unu. - Caracteristicile medii ale vântului solar pe orbita Pământului
Viteză | |
Concentrația de protoni | |
Temperatura protonilor | |
Temperatura electronilor | |
Intensitatea câmpului magnetic | |
Densitatea fluxului Python.... | 2,4*10 8 cm -2 *c -1 |
Densitatea fluxului de energie cinetică | 0,3 erg*cm -2 *s -1 |
Tab. 2.- Compoziția chimică relativă a vântului solar
Conținut relativ |
|
Conținut relativ |
|
Pe lângă principal componentele secolului S. - protoni și electroni, - particulele au fost găsite și în compoziția sa.Măsurători de ionizare. temperatura ionilor S. sec. fac posibilă determinarea temperaturii electronilor coroanei solare.
În secolul S.. se observa diferente. tipuri de unde: Langmuir, whislers, ion-sunet, unde de plasmă). Unele dintre undele de tip Alfvén sunt generate pe Soare, iar unele sunt excitate în mediul interplanetar. Generarea undelor netezește abaterile funcției de distribuție a particulelor de la Maxwellian și, în legătură cu influența magnetică. câmp pe plasmă duce la faptul că S. sec. se comportă ca un continuum. Undele de tip Alfvén joacă un rol important în accelerarea componentelor mici ale lui C. 
Orez. 1. Vânt solar masiv. Pe axa orizontală - raportul dintre masa particulei și sarcina sa, pe verticală - numărul de particule înregistrate în fereastra de energie a dispozitivului timp de 10 s. Numerele cu semnul „+” indică sarcina ionului.
pârâul lui S. în. este supersonică în raport cu vitezele acelor tipuri de valuri, to-rye furnizează eff. transferul de energie în secolul S.. (Alvenov, sunet). Alvenovskoye și sunet Numărul Mach C.în. 7. Când curge în jurul S. în. obstacole capabile să o devieze în mod eficient (câmpurile magnetice ale lui Mercur, Pământului, Jupiter, Saturn sau ionosferele conducătoare ale lui Venus și, aparent, Marte), se formează o undă de șoc în arc de ieșire. valuri, ceea ce îi permite să curgă în jurul unui obstacol. Totodată în secolul S.. se formează o cavitate - magnetosfera (proprie sau indusă), forma și mărimea roiului sunt determinate de echilibrul presiunii magnetice. câmpul planetei și presiunea fluxului de plasmă care curge (vezi Fig. Magnetosfera Pământului, Magnetosfera planetelor).În cazul interacţiunii S. sec. cu un corp neconductor (de exemplu, Luna), nu are loc o undă de șoc. Fluxul de plasmă este absorbit de suprafață și se formează o cavitate în spatele corpului, care este umplută treptat cu plasmă C. în.
Procesul staționar de curgere a plasmei corona este suprapus de procese nestaționare asociate cu erupții pe soare. Cu focare puternice, materia este aruncată de jos. regiuni ale coroanei în mediul interplanetar. variatii magnetice). 
Orez. 2. Propagarea unei unde de șoc interplanetar și ejecta dintr-o erupție solară. Săgețile arată direcția de mișcare a plasmei vântului solar,
Orez. 3. Tipuri de soluții ale ecuației de expansiune corona. Viteza și distanța sunt normalizate la viteza critică vc și la distanța critică Rc. Soluția 2 corespunde vântului solar.
Expansiunea coroanei solare este descrisă printr-un sistem de ur-turi de conservare a masei, v k) pe unele critice. distanța R până la și expansiunea ulterioară la viteză supersonică. Această soluție oferă o valoare extrem de mică a presiunii la infinit, ceea ce face posibilă potrivirea acesteia cu presiunea scăzută a mediului interstelar. Yu. Parker a numit cursul acestui tip S. secol. 
, unde m este masa protonului, este indicele adiabatic, este masa Soarelui. Pe fig. 4 arată modificarea ratei de expansiune cu heliocentric. conductivitate termică, vâscozitate, 
Orez. 4. Profile de viteză a vântului solar pentru modelul izotermic corona la diferite valori ale temperaturii coronale.
S. v. oferă principalul scurgerea energiei termice a coroanei, deoarece transferul de căldură către cromosferă, el.-mag. coroane și conductivitate termică electronicăpp. în. insuficient pentru a stabili echilibrul termic al coroanei. Conductivitatea termică electronică asigură o scădere lentă a temperaturii S. in. cu distanta. luminozitatea soarelui.
S. v. transportă câmpul magnetic coronal cu el în mediul interplanetar. camp. Liniile de forță ale acestui câmp înghețate în plasmă formează câmpul magnetic interplanetar. câmp (MMP).Deși intensitatea IMF este mică și densitatea sa de energie este de aproximativ 1% din densitatea cineticii. energie S. v., joacă un rol important în termodinamica lui S. în. iar în dinamica interacţiunilor lui S.. cu corpurile sistemului solar, precum și cu fluxurile de S. în. între ei. Combinația expansiunii lui S.. cu rotatia Soarelui duce la faptul ca magn. liniile de forță înghețate în secolul S. au forma, B R și componentele azimutale ale magneticului. câmpurile se schimbă diferit cu distanța în apropierea planului eclipticii: 
unde - ang. viteza de rotație a soarelui și - componenta radială a vitezei c., indicele 0 corespunde nivelului inițial. La o distanță de orbita Pământului, unghiul dintre direcția magneticului. câmpuri și R aproximativ 45°. La mare L mag. 
Orez. 5. Forma liniei de câmp a câmpului magnetic interplanetar - viteza unghiulară de rotație a Soarelui și - componenta radială a vitezei plasmei, R - distanța heliocentrică.
S. v., răsărit peste regiunile Soarelui cu decomp. orientare magnetică. câmpuri, viteză, temp-pa, concentrație de particule etc.) cf. modificarea regulată a secțiunii transversale a fiecărui sector, ceea ce este asociat cu existența unui flux rapid de S. în cadrul sectorului. Limitele sectoarelor sunt situate de obicei în fluxul intralent al S. la. Cel mai adesea se observă 2 sau 4 sectoare care se rotesc cu Soarele. Această structură care se formează la scoaterea lui S. din sec. magnetic la scară mare câmpul coroanei, poate fi observat pentru mai multe. revoluțiile soarelui. Structura sectorială a FMI este o consecință a existenței unei foi de curent (TS) în mediul interplanetar, care se rotește împreună cu Soarele. TS creează o supratensiune magnetică. câmpurile - radiale IMF au semne diferite pe diferite părți ale vehiculului. Acest TS, prezis de H. Alfven, trece prin acele părți ale coroanei solare, care sunt asociate cu regiuni active de pe Soare, și separă aceste regiuni de descompunere. semne ale componentei radiale a magnetului solar. câmpuri. TC este situat aproximativ în planul ecuatorului solar și are o structură pliată. Rotirea Soarelui duce la răsucirea pliurilor CS într-o spirală (Fig. 6). Fiind aproape de planul eclipticii, observatorul se dovedește a fi fie deasupra, fie sub CS, datorită căruia se încadrează în sectoare cu semne diferite ale componentei radiale FMI.
Aproape de Soare în secolul N. există gradienți longitudinali și latitudinali de viteză a undelor de șoc fără coliziune (Fig. 7). Mai întâi, se formează o undă de șoc care se propagă înainte de la limita sectoarelor (o undă de șoc directă), apoi se formează o undă de șoc inversă care se propagă spre Soare. 
Orez. 6. Forma foii de curent heliosferic. Intersecția sa cu planul eclipticii (înclinată față de ecuatorul Soarelui la un unghi de ~ 7°) dă structura sectorială observată a câmpului magnetic interplanetar.
Orez. 7. Structura sectorului câmpului magnetic interplanetar. Săgețile scurte indică direcția vântului solar, liniile săgeți arată liniile câmpului magnetic, linia punctată cu linii arată limitele sectorului (intersecția planului figurii cu foaia curentă).
Deoarece viteza undei de șoc este mai mică decât viteza SV, ea duce unda de șoc inversă în direcția îndepărtată de Soare. Undele de șoc în apropierea limitelor sectorului se formează la distanțe de ~1 UA. e. și poate fi urmărită la distanțe de mai multe. A. e. Aceste unde de șoc, precum undele de șoc interplanetare de la erupțiile solare și undele de șoc circumplanetare, accelerează particulele și sunt astfel o sursă de particule energetice.
S. v. se extinde la distanțe de ~100 UA. Adică, acolo unde presiunea mediului interstelar echilibrează dinamica. presiunea lui S Cavitatea măturată în sus de S. în. mediu interplanetar). ExtindereS. în. împreună cu magnetul înghețat în el. câmpul împiedică pătrunderea în sistemul solar galactic. spaţiu raze de energii joase si duce la variatii cosmice. fascicule de înaltă energie. Un fenomen asemănător cu S. V., găsit în alte stele (vezi. Vânt stelar).
Lit.: Parker E. N., Dinamica în mediul interplanetar, O. L. Vaisberg.
Enciclopedie fizică. În 5 volume. - M.: Enciclopedia Sovietică. Redactor-șef A. M. Prokhorov. 1988 .
Vedeți ce este „VANTUL SOLAR” în alte dicționare:
SOLAR WIND, fluxul de plasmă corona solară care umple sistemul solar până la o distanță de 100 de unități astronomice de Soare, unde presiunea mediului interstelar echilibrează presiunea dinamică a fluxului. Compoziția principală este protoni, electroni, nuclee... Enciclopedia modernă
VANTUL SOLAR, un flux constant de particule încărcate (în principal protoni și electroni) accelerat de temperatura ridicată a CORONA solară la viteze suficient de mari pentru ca particulele să depășească gravitația Soarelui. Vântul solar deviază... Dicționar enciclopedic științific și tehnic
Vântul însorit- un flux continuu de plasmă de origine solară, care se propagă aproximativ radial de la Soare și umple sistemul solar către cel heliocentric. distante R ~ 100 a.u. e.s.v. format în timpul gaz-dinamic extinderea coroanei solare (cf. Soare) în spațiul interplanetar. La temperaturi ridicate, care există în coroana solară (1,5 * 10 9 K), presiunea straturilor de deasupra nu poate echilibra presiunea gazoasă a materiei coroanei, iar corona se extinde.
Prima dovadă a existenței postului. fluxurile de plasmă de la Soare au fost obținute de L. Biermann în anii 1950. asupra analizei forţelor care acţionează asupra cozilor de plasmă ale cometelor. În 1957, J. Parker (E. Parker), analizând condiţiile de echilibru pentru substanţa coroanei, a arătat că coroana nu poate fi în condiţii hidrostatice. echilibru, așa cum sa presupus anterior, dar ar trebui să se extindă, iar această expansiune, în condițiile la limită existente, ar trebui să conducă la accelerarea materiei coronale la viteze supersonice (vezi mai jos). Pentru prima dată, la nava spațială sovietică a fost înregistrat un flux de plasmă de origine solară. aparatul „Luna-2” în 1959. Existenţa postului. Fluxul de plasmă din Soare a fost dovedit ca urmare a multor luni de măsurători pe Amer. spaţiu aparatul „Mariner-2” în 1962.
mier caracteristicile lui S sunt date în tabel. 1. Fluxuri de S. în. poate fi împărțit în două clase: lent - cu o viteză de 300 km/s și rapid - cu o viteză de 600-700 km/s. Fluxurile rapide provin din regiunile coroanei solare, unde structura magnetică. câmpul este aproape de radial. Unele dintre aceste zone sunt orificii coronare. Curele lente S. in. asociat, aparent, cu zone ale coroanei, în care există, deci, o componentă tangenţială a câmpului magnetic. câmpuri.
Tab. unu.- Caracteristicile medii ale vântului solar pe orbita Pământului
|
Viteză |
|
|
Concentrația de protoni |
|
|
Temperatura protonilor |
|
|
Temperatura electronilor |
|
|
Intensitatea câmpului magnetic |
|
|
Densitatea fluxului Python.... |
2,4*10 8 cm -2 *c -1 |
|
Densitatea fluxului de energie cinetică |
0,3 erg*cm -2 *s -1 |
Tab. 2.- Compoziția chimică relativă a vântului solar
|
Conținut relativ |
|
|
Conținut relativ |
|
Pe lângă principal componentele secolului S. - protoni și electroni, în compoziția sa se găsesc și particule de mare ionizare. ioni de oxigen, siliciu, sulf, fier (Fig. 1). În analiza gazelor captate în folii expuse la Lună s-au găsit atomi de Ne și Ar. mier chimică relativă. compoziția lui S este dat în tabel. 2. Ionizare starea materiei C. în. corespunde acelui nivel din corona unde timpul de recombinare este scurt în comparație cu timpul de expansiune 
Măsurători de ionizare. temperatura ionilor S. sec. fac posibilă determinarea temperaturii electronilor coroanei solare.
În secolul S.. se observa diferente. tipuri de unde: Langmuir, whislers, ion-acustice, magnetozonice, Alfven etc. (vezi. Valuri în plasmă Unele dintre undele de tip Alfvén sunt generate pe Soare, iar unele sunt excitate în mediul interplanetar. Generarea undelor netezește abaterile funcției de distribuție a particulelor de la Maxwellian și, în legătură cu influența magnetică. câmp pe plasmă duce la faptul că S. v. se comportă ca un continuum. Undele de tip Alfvén joacă un rol important în accelerarea componentelor mici ale undei solare. şi în formarea funcţiei de distribuţie a protonilor. În secolul S.. Se observă și discontinuități de contact și rotație, care sunt caracteristice unei plasme magnetizate. 
Orez. 1. Spectrul de masă al vântului solar. Pe axa orizontală - raportul dintre masa particulei și sarcina sa, pe verticală - numărul de particule înregistrate în fereastra de energie a dispozitivului timp de 10 s. Numerele cu semnul „+” indică sarcina ionului.
pârâul lui S. în. este supersonică în raport cu vitezele acelor tipuri de valuri, to-rye furnizează eff. transferul de energie în secolul S.. (Alfven, unde sonore și magnetozonice). Alvenovskoye și sunet Numărul Mach C.în. pe orbita Pământului 7. Când curge în jurul S. în. obstacole capabile să-l devieze eficient (câmpurile magnetice ale lui Mercur, Pământului, Jupiter, Saturn sau ionosferele conducătoare ale lui Venus și, aparent, Marte), se formează o undă de șoc în arc de ieșire. S. v. este decelerat și încălzit în fața undei de șoc, ceea ce îi permite să curgă în jurul unui obstacol. Totodată în secolul S.. se formează o cavitate - magnetosfera (proprie sau indusă), forma și mărimea roiului sunt determinate de echilibrul presiunii magnetice. câmpul planetei și presiunea fluxului de plasmă care curge (vezi Fig. Magnetosfera Pământului, magnetosferele planetare). În cazul interacţiunii S. sec. cu un corp neconductor (de exemplu, Luna), nu apare o undă de șoc. Fluxul de plasmă este absorbit de suprafață, iar în spatele corpului se formează o cavitate, care este umplută treptat cu plasma lui S..
Procesul staționar de curgere a plasmei corona este suprapus de procese nestaționare asociate cu erupții solare. În erupții puternice, materia este aruncată de jos. regiuni ale coroanei în mediul interplanetar. În același timp, se formează și o undă de șoc (Fig. 2), care încetinește treptat, răspândindu-se în plasma lui S.. Sosirea unei unde de șoc pe Pământ determină compresia magnetosferei, după care începe de obicei dezvoltarea unui câmp magnetic. furtunile (cf. variatii magnetice).
Orez. 2. Propagarea unei unde de șoc interplanetar și ejecta dintr-o erupție solară. Săgețile arată direcția de mișcare a plasmei vântului solar, liniile fără etichetă sunt liniile câmpului magnetic.
Orez. 3. Tipuri de soluții ale ecuației de expansiune corona. Viteza și distanța sunt normalizate la viteza critică vc și la distanța critică Rc. Soluția 2 corespunde vântului solar.
Expansiunea coroanei solare este descrisă de un sistem de ecuații pentru conservarea ecuațiilor de masă, impuls și energie. Deciziile care îndeplinesc decomp. natura modificării vitezei cu distanța, sunt prezentate în fig. 3. Soluțiile 1 și 2 corespund unor viteze mici la baza coroanei. Alegerea dintre aceste două soluții este determinată de condițiile la infinit. Soluția 1 corespunde unor rate scăzute de expansiune coronară și dă presiuni mari la infinit, adică întâmpină aceleași dificultăți ca și modelul static. coroane. Soluția 2 corespunde trecerii vitezei de expansiune prin valorile vitezei sunetului ( v la) pe unele critice distanța R până la și expansiunea ulterioară la viteză supersonică. Această soluție oferă o valoare extrem de mică a presiunii la infinit, ceea ce face posibilă potrivirea acesteia cu presiunea scăzută a mediului interstelar. Yu. Parker a numit cursul acestui tip S. secol. Critic punctul este deasupra suprafeței Soarelui, dacă temperatura coroanei este mai mică decât o anumită valoare critică. valorile 
, unde m este masa protonului, este indicele adiabatic, este masa Soarelui. Pe fig. 4 arată modificarea ratei de expansiune cu heliocentric. distanta in functie de temperatura izoterma. coroană izotropă. Modelele ulterioare ale lui S. în. ia în considerare variațiile temperaturii coronale cu distanța, natura bifluidică a mediului (gaze de electroni și protoni), conductivitate termică, vâscozitate, nesferică. natura expansiunii. 
Orez. 4. Profile de viteză a vântului solar pentru modelul izotermic corona la diferite valori ale temperaturii coronale.
S. v. oferă principalul ieșirea energiei termice a coroanei, deoarece transferul de căldură către cromosferă, el-magn. radiația corona și conductibilitatea termică electronică S. v. insuficient pentru a stabili echilibrul termic al coroanei. Conductivitatea termică electronică asigură o scădere lentă a temperaturii secolului S.. cu distanta. S. v. nu joacă niciun rol semnificativ în energia Soarelui în ansamblu, deoarece fluxul de energie transportat de acesta este ~ 10 -7 luminozitate Soare.
S. v. transportă câmpul magnetic coronal cu el în mediul interplanetar. camp. Liniile de forță ale acestui câmp înghețate în plasmă formează câmpul magnetic interplanetar. câmp (MMP). Deși intensitatea IMF este mică, iar densitatea sa de energie este de cca. 1% din densitatea cineticii. energie a secolului S., joacă un rol important în termodinamica secolului S.. iar în dinamica interacţiunilor lui S.. cu corpurile sistemului solar, precum și cu fluxurile de S. în. între ei. Combinația expansiunii lui S.. cu rotatia Soarelui duce la faptul ca magn. liniile de forță înghețate în secolul S. au o formă apropiată de spirala lui Arhimede (fig. 5). Radial B Rși componentele azimutale ale magneticului. câmpurile se schimbă diferit cu distanța în apropierea planului eclipticii: 
unde - ang. viteza de rotație a soarelui și- componenta radială a vitezei S. v., indicele 0 corespunde nivelului inițial. La o distanță de orbita Pământului, unghiul dintre direcția magneticului. câmpuri și R aproximativ 45°. La mare L mag. câmpul este aproape perpendicular pe R. 
Orez. 5. Forma liniei de câmp a câmpului magnetic interplanetar. este viteza unghiulară a Soarelui și este componenta radială a vitezei plasmei, R este distanța heliocentrică.
S. v., răsărit peste regiunile Soarelui cu decomp. orientare magnetică. câmpuri, formează fluxuri cu FMI orientat diferit. Separarea structurii la scară largă observată a lui S. v. într-un număr par de sectoare cu dec. direcția componentei radiale a FMI numită. structura sectorului interplanetar. Caracteristicile lui S. în. (viteză, temp-pa, concentrație de particule etc.) de asemenea în cf. se modifică regulat în secțiunea transversală a fiecărui sector, ceea ce este asociat cu existența unui flux rapid de S. în cadrul sectorului. Limitele sectorului sunt de obicei situate în cadrul fluxului lent al S. at. Cel mai adesea se observă 2 sau 4 sectoare care se rotesc cu Soarele. Această structură care se formează la scoaterea lui S. din sec. magnet la scară mare. câmpul coroanei, poate fi observat pentru mai multe. revoluțiile soarelui. Structura sectorială a FMI este o consecință a existenței unei foi de curent (TS) în mediul interplanetar, care se rotește împreună cu Soarele. TS creează o supratensiune magnetică. câmpuri - componentele radiale ale FMI au semne diferite pe diferite laturi ale TS. Acest TS, prezis de H. Alfven, trece prin acele părți ale coroanei solare, care sunt asociate cu regiuni active de pe Soare, și separă aceste regiuni de descompunere. semne ale componentei radiale a magnetului solar. câmpuri. TS este situat aproximativ în planul ecuatorului solar și are o structură pliată. Rotirea Soarelui duce la răsucirea pliurilor CS într-o spirală (Fig. 6). Fiind aproape de planul eclipticii, observatorul se dovedește a fi fie deasupra, fie sub CS, datorită căruia se încadrează în sectoare cu semne diferite ale componentei radiale FMI.
Aproape de Soare în secolul N. există gradienți de viteză longitudinale și latitudinale datorită diferenței de viteză a fluxurilor rapide și lente. Pe măsură ce vă îndepărtați de Soare și înclinați granița dintre curgeri în secolul N. apar gradienți de viteză radială, care duc la formare unde de șoc fără coliziune(Fig. 7). Mai întâi, se formează o undă de șoc, care se propagă înainte de la limita sectoarelor (undă de șoc directă), apoi se formează o undă de șoc inversă, care se propagă spre Soare. 
Orez. 6. Forma foii de curent heliosferic. Intersecția sa cu planul eclipticii (înclinat față de ecuatorul Soarelui la un unghi de ~ 7°) dă structura sectorială observată a câmpului magnetic interplanetar..
Orez. 7. Structura sectorului câmpului magnetic interplanetar. Săgețile scurte arată direcția fluxului de plasmă a vântului solar, liniile cu săgeți arată liniile câmpului magnetic, linia punctată punctată arată limitele sectorului (intersecția planului figurii cu foaia curentă).
Deoarece viteza undei de șoc este mai mică decât viteza SW, plasma transportă unda de șoc inversă în direcția îndepărtată de Soare. Undele de șoc în apropierea limitelor sectorului se formează la distanțe de ~1 UA. e. și poate fi urmărită la distanțe de mai multe. A. e. Aceste unde de șoc, precum undele de șoc interplanetare de la erupțiile solare și undele de șoc circumplanetare, accelerează particulele și sunt astfel o sursă de particule energetice.
S. v. se extinde la distanțe de ~100 UA. Adică, acolo unde presiunea mediului interstelar echilibrează dinamica. presiunea lui S Cavitatea măturată în sus de S. în. în mediul interstelar, formează heliosfera (vezi. mediu interplanetar).Extinderea S. în. împreună cu magnetul înghețat în el. câmpul împiedică pătrunderea galacticului în sistemul solar. spaţiu raze de energii joase și duce la variații în cosmice. fascicule de înaltă energie. Un fenomen analog cu S. V. a fost descoperit și în anumite alte stele (cf. Vânt stelar).
Lit.: Parker E. N., Procesele dinamice în mediul interplanetar, trad. din engleză, M., 1965; B a n d t J., Solnechny veter, per. din engleză, M., 1973; Hundhausen, A., Expansiunea coronală și vântul solar, trad. din engleză, M., 1976. O. L. Weisberg.
Vântul solar și magnetosfera Pământului.
Vânt însorit ( vântul solar) este un flux de particule mega-ionizate (în principal plasmă de heliu-hidrogen) care curge din coroana solară cu o viteză de 300-1200 km/s în spațiul înconjurător. Este una dintre componentele principale ale mediului interplanetar.
Multe fenomene naturale sunt asociate cu vântul solar, inclusiv fenomene meteorologice spațiale, cum ar fi furtunile magnetice și aurorele.
Conceptele de „vânt solar” (un flux de particule ionizate care zboară de la Soare până la 2-3 zile) și „sunshine” (un flux de fotoni care zboară de la Soare la Pământ în medie de 8 minute și 17 secunde) nu ar trebui să fi confuz. În special, efectul presiunii luminii solare (și nu vântului) este utilizat în proiectele așa-numitelor pânze solare. O formă de motor pentru utilizarea unui impuls de ioni de vânt solar ca sursă de forță - o velă electrică.
Poveste
Existența unui flux constant de particule care zboară de la Soare a fost propusă pentru prima dată de astronomul britanic Richard Carrington. În 1859, Carrington și Richard Hodgson au observat în mod independent ceea ce a fost numit mai târziu o erupție solară. A doua zi, a avut loc o furtună geomagnetică, iar Carrington a sugerat o legătură între aceste fenomene. Mai târziu, George Fitzgerald a sugerat că materia este accelerată periodic de Soare și ajunge pe Pământ în câteva zile.
În 1916, exploratorul norvegian Christian Birkeland scria: „Din punct de vedere fizic, este cel mai probabil ca razele soarelui să nu fie nici pozitive, nici negative, ci ambele”. Cu alte cuvinte, vântul solar este format din electroni negativi și ioni pozitivi.
Trei ani mai târziu, în 1919, Friederik Lindemann a sugerat, de asemenea, că particulele ambelor sarcini, protoni și electroni, provin de la Soare.
În anii 1930, oamenii de știință au stabilit că temperatura coroanei solare trebuie să atingă un milion de grade, deoarece corona rămâne suficient de strălucitoare la o distanță mare de Soare, ceea ce este clar vizibil în timpul eclipselor solare. Observațiile spectroscopice ulterioare au confirmat această concluzie. La mijlocul anilor 1950, matematicianul și astronomul britanic Sidney Chapman a determinat proprietățile gazelor la astfel de temperaturi. S-a dovedit că gazul devine un excelent conductor de căldură și ar trebui să-l disipeze în spațiu dincolo de orbita Pământului. În același timp, omul de știință german Ludwig Biermann a devenit interesat de faptul că cozile cometei sunt întotdeauna îndreptate departe de Soare. Biermann a postulat că Soarele emite un flux constant de particule care presurizează gazul din jurul cometei, formând o coadă lungă.
În 1955, astrofizicienii sovietici S. K. Vsekhsvyatsky, G. M. Nikolsky, E. A. Ponomarev și V. I. Cherednichenko au arătat că o coroană extinsă pierde energie din cauza radiațiilor și poate fi într-o stare de echilibru hidrodinamic numai cu o distribuție specială a surselor interne puternice de energie. În toate celelalte cazuri, trebuie să existe un flux de materie și energie. Acest proces servește ca bază fizică pentru un fenomen important - „corona dinamică”. Mărimea fluxului de materie a fost estimată din următoarele considerente: dacă corona ar fi în echilibru hidrostatic, atunci înălțimile unei atmosfere omogene pentru hidrogen și fier ar fi raportate ca 56/1, adică ionii de fier nu ar trebui respectați. în corona îndepărtată. Dar nu este. Fierul strălucește în întreaga coroană, cu FeXIV observat în straturi mai înalte decât FeX, deși temperatura cinetică este mai scăzută acolo. Forța care menține ionii într-o stare „suspendată” poate fi impulsul transmis în timpul coliziunilor de fluxul de protoni ascendent către ionii de fier. Din starea echilibrului acestor forțe, este ușor de găsit fluxul de protoni. S-a dovedit a fi aceeași cu cea care a rezultat din teoria hidrodinamică, confirmată ulterior prin măsurători directe. Pentru 1955, aceasta a fost o realizare semnificativă, dar nimeni nu a crezut atunci în „coroana dinamică”.
Trei ani mai târziu, Eugene Parker a concluzionat că curentul fierbinte de la Soare în modelul lui Chapman și fluxul de particule care suflă cozile cometelor din ipoteza lui Biermann sunt două manifestări ale aceluiași fenomen, pe care el l-a numit „vânt solar”. Parker a arătat că, deși corona solară este puternic atrasă de Soare, ea conduce căldura atât de bine încât rămâne fierbinte la distanțe mari. Deoarece atracția sa slăbește odată cu distanța de la Soare, de la coroana superioară începe o ieșire supersonică de materie în spațiul interplanetar. Mai mult, Parker a fost primul care a subliniat că efectul slăbirii gravitației are același efect asupra fluxului hidrodinamic ca și duza Laval: produce o tranziție a fluxului de la faza subsonică la cea supersonică.
Teoria lui Parker a fost puternic criticată. Un articol trimis în 1958 la Astrophysical Journal a fost respins de doi recenzori și numai datorită editorului, Subramanyan Chandrasekhar, a ajuns pe paginile revistei.
Cu toate acestea, în ianuarie 1959, primele măsurători directe ale caracteristicilor vântului solar (Konstantin Gringauz, IKI RAS) au fost efectuate de Luna-1 sovietic, folosind un contor de scintilație și un detector de ionizare a gazului instalat pe acesta. Trei ani mai târziu, aceleași măsurători au fost efectuate de americanca Marcia Neugebauer folosind date de la stația Mariner-2.
Cu toate acestea, accelerația vântului la viteze mari nu a fost încă înțeleasă și nu a putut fi explicată din teoria lui Parker. Primele modele numerice ale vântului solar din coroană folosind ecuațiile magnetohidrodinamicii au fost create de Pneumann și Knopp în 1971.
La sfârșitul anilor 1990, folosind spectrometrul coronal cu ultraviolete ( Spectrometru coronal cu ultraviolete (UVCS) ) au fost făcute observații la bordul regiunilor în care vântul solar rapid își are originea la polii solari. S-a dovedit că accelerația vântului este mult mai mare decât se aștepta din expansiunea pur termodinamică. Modelul lui Parker a prezis că viteza vântului devine supersonică la 4 raze solare din fotosferă, iar observațiile au arătat că această tranziție are loc mult mai jos, la aproximativ 1 rază solară, confirmând că există un mecanism suplimentar de accelerare a vântului solar.
Caracteristici
Foaia de curent heliosferic este rezultatul influenței câmpului magnetic rotativ al Soarelui asupra plasmei din vântul solar.
Datorită vântului solar, Soarele pierde aproximativ un milion de tone de materie în fiecare secundă. Vântul solar este format în principal din electroni, protoni și nuclee de heliu (particule alfa); nucleii altor elemente și particule neionizate (neutre din punct de vedere electric) sunt conținute într-o cantitate foarte mică.
Deși vântul solar provine din stratul exterior al Soarelui, el nu reflectă compoziția reală a elementelor din acest strat, deoarece în urma proceselor de diferențiere, abundența unor elemente crește și unele scade (efectul FIP).
Intensitatea vântului solar depinde de modificările activității solare și sursele sale. Observațiile pe termen lung pe orbita Pământului (la aproximativ 150 de milioane de km de Soare) au arătat că vântul solar este structurat și este de obicei împărțit în calm și perturbat (sporadic și recurent). Fluxurile calme, în funcție de viteză, sunt împărțite în două clase: încet(aproximativ 300-500 km/s lângă orbita Pământului) și rapid(500-800 km/s aproape de orbita Pământului). Uneori, regiunea foii de curent heliosferic, care separă regiuni cu polaritate diferită ale câmpului magnetic interplanetar, este denumită un vânt staționar și este apropiată în caracteristicile sale de un vânt lent.
vânt solar lent
Vântul solar lent este generat de partea „calmă” a coroanei solare (regiunea fluxurilor coronale) în timpul expansiunii sale gaz-dinamice: la o temperatură a coroanei de aproximativ 2 10 6 K, corona nu poate fi în echilibru hidrostatic și această expansiune, în condițiile la limită existente, ar trebui să conducă la accelerarea materiei la viteze supersonice. Încălzirea coroanei solare la astfel de temperaturi are loc datorită naturii convective a transferului de căldură în fotosfera solară: dezvoltarea turbulenței convective în plasmă este însoțită de generarea de unde magnetozonice intense; la randul lor, la propagarea in directia scaderii densitatii atmosferei solare, undele sonore sunt transformate in unde de soc; undele de șoc sunt absorbite efectiv de materialul coroanei și îl încălzesc până la o temperatură de (1-3) 10 6 K.
vânt solar rapid
Fluxurile vântului solar rapid recurent sunt emise de Soare timp de câteva luni și au o perioadă de întoarcere de 27 de zile (perioada de rotație a Soarelui) atunci când sunt observate de pe Pământ. Aceste fluxuri sunt asociate cu găuri coronale - regiuni ale coroanei cu o temperatură relativ scăzută (aproximativ 0,8·10 6 K), densitate redusă a plasmei (doar un sfert din densitatea regiunilor liniştite ale coroanei) şi un câmp magnetic radial faţă de la Soare.
Fluxuri perturbate
Fluxurile perturbate includ manifestarea interplanetară a ejecțiilor de masă coronală (CME), precum și regiunile de compresie înaintea CME-urilor rapide (numite Sheath în literatura engleză) și înaintea fluxurilor rapide din găurile coronale (numită regiune de interacțiune corotante - CIR în engleză). literatură). Aproximativ jumătate din cazurile de observații Sheath și CIR pot avea în față un șoc interplanetar. În tipurile de vânt solar perturbat, câmpul magnetic interplanetar se poate abate de la planul ecliptic și poate conține o componentă de câmp sudic, ceea ce duce la multe efecte ale vremii spațiale (activitate geomagnetică, inclusiv furtunile magnetice). Se credea anterior că ieșirile sporadice perturbate sunt cauzate de erupții solare, dar acum se crede că ieșirile sporadice din vântul solar se datorează CME-urilor. În același timp, trebuie remarcat faptul că atât erupțiile solare, cât și ejecțiile de masă coronară sunt asociate cu aceleași surse de energie pe Soare și există o relație statistică între ele.
Conform timpului de observare a diferitelor tipuri de vânt solar la scară largă, fluxurile rapide și lente reprezintă aproximativ 53%, foaia de curent heliosferic 6%, CIR - 10%, CME - 22%, Sheath - 9% și raportul dintre timpul de observare a diverselor tipuri variază foarte mult în ciclul solar.activitate.
Fenomene generate de vântul solar
Datorită conductivității ridicate a plasmei vântului solar, câmpul magnetic solar este înghețat în curenții de vânt care iese și este observat în mediul interplanetar sub forma unui câmp magnetic interplanetar.
Vântul solar formează limita heliosferei, datorită căruia împiedică pătrunderea în. Câmpul magnetic al vântului solar slăbește semnificativ razele cosmice galactice care vin din exterior. O creștere locală a câmpului magnetic interplanetar duce la scăderi pe termen scurt ale razelor cosmice, scăderea Forbush, iar scăderea câmpului la scară largă duc la creșterile lor pe termen lung. Astfel, în 2009, în perioada unui minim prelungit de activitate solară, intensitatea radiației în apropierea Pământului a crescut cu 19% față de toate maximele observate anterior.
Vântul solar generează în sistemul solar, având un câmp magnetic, fenomene precum magnetosfera, aurora și centurile de radiații ale planetelor.
Figura 1. Helisferă
Figura 2. Erupție solară.
Vântul solar este un flux continuu de plasmă de origine solară, care se propagă aproximativ radial de la Soare și umple Sistemul Solar până la distanțe heliocentrice de ordinul a 100 UA. SV se formează în timpul expansiunii gaz-dinamice a coroanei solare în spațiul interplanetar.
Caracteristicile medii ale vântului solar pe orbita Pământului sunt: viteza 400 km/s, densitatea protonilor - 6 per 1, temperatura protonilor 50.000 K, temperatura electronilor 150.000 K, intensitatea câmpului magnetic 5 oersted. Fluxurile de vânt solar pot fi împărțite în două clase: lente - cu o viteză de aproximativ 300 km/s și rapide - cu o viteză de 600-700 km/s. Vântul solar care se ridică peste regiunile Soarelui cu orientări diferite ale câmpului magnetic formează fluxuri cu câmpuri magnetice interplanetare orientate diferit - așa-numita structură sectorială a câmpului magnetic interplanetar.
Structura sectorială interplanetară este împărțirea structurii observate pe scară largă a vântului solar într-un număr par de sectoare cu direcții diferite ale componentei radiale a câmpului magnetic interplanetar.
Caracteristicile vântului solar (viteză, temperatură, concentrație de particule etc.) se modifică, de asemenea, în mod regulat în medie în secțiunea transversală a fiecărui sector, ceea ce este asociat cu existența unui flux rapid al vântului solar în interiorul sectorului. Limitele sectorului sunt de obicei situate în fluxul lent al vântului solar.De cele mai multe ori se observă două sau patru sectoare care se rotesc cu Soarele. Această structură, formată atunci când vântul solar trage câmpul magnetic coronal la scară largă, poate fi observată pentru mai multe rotații ale soarelui. Structura sectorială este o consecință a existenței unei foi de curent în mediul interplanetar, care se rotește împreună cu Soarele. Foaia curentă creează un salt în câmpul magnetic: deasupra stratului, componenta radială a câmpului magnetic interplanetar are un semn, dedesubt - altul. Foaia actuală este situată aproximativ în planul ecuatorului solar și are o structură pliată. Rotirea Soarelui duce la răsucirea pliurilor foii curente în spirale (așa-numitul „efect balerina”). Fiind aproape de planul eclipticii, observatorul se dovedește a fi fie deasupra, fie sub foaia curentă, din cauza căreia el cade în sectoare cu semne diferite ale componentei radiale a câmpului magnetic interplanetar.
Când vântul solar curge în jurul obstacolelor care pot devia efectiv vântul solar (câmpurile magnetice ale lui Mercur, Pământului, Jupiter, Saturn sau ionosferele conducătoare ale lui Venus și, aparent, Marte), se formează o undă de șoc de arc. Vântul solar este decelerat și încălzit în fața undei de șoc, ceea ce îi permite să curgă în jurul unui obstacol. În același timp, în vântul solar se formează o cavitate - magnetosfera, a cărei formă și dimensiune sunt determinate de echilibrul presiunii câmpului magnetic al planetei și a presiunii fluxului de plasmă care curge. Grosimea frontului undei de șoc este de aproximativ 100 km. În cazul interacțiunii vântului solar cu un corp neconductor (Luna), nu apare o undă de șoc: fluxul de plasmă este absorbit de suprafață, iar în spate se formează o cavitate umplută treptat cu plasmă vântului solar. corpul.
Procesul staționar al curgerii de plasmă coronală este suprapus de procese nestaționare asociate cu erupțiile solare. În timpul erupțiilor solare puternice, materia este ejectată din regiunile inferioare ale coroanei în mediul interplanetar. În acest caz, se formează și o undă de șoc, care încetinește treptat atunci când se deplasează prin plasma vântului solar.
Sosirea undei de șoc pe Pământ duce la comprimarea magnetosferei, după care începe de obicei dezvoltarea unei furtuni magnetice.
Vântul solar se extinde pe o distanță de aproximativ 100 UA, unde presiunea mediului interstelar echilibrează presiunea dinamică a vântului solar. Cavitatea măturată de vântul solar în mediul interstelar formează heliosfera. Vântul solar, împreună cu câmpul magnetic înghețat în el, împiedică pătrunderea razelor cosmice galactice cu energie scăzută în sistemul solar și duce la variații ale razelor cosmice de înaltă energie.
Un fenomen asemănător vântului solar a fost găsit și în unele tipuri de alte stele (vânt stelar).
Fluxul de energie de la Soare, alimentat de reacția de fuziune din centrul său, este, din fericire, excepțional de stabil, spre deosebire de majoritatea celorlalte stele. Cea mai mare parte este emisă în cele din urmă de stratul subțire de suprafață al Soarelui - fotosfera - sub formă de unde electromagnetice în domeniul vizibil și în infraroșu. Constanta solară (valoarea fluxului de energie solară pe orbita Pământului) este de 1370 W/. Se poate imagina că pentru fiecare metru pătrat al suprafeței Pământului există puterea unui fierbător electric. Deasupra fotosferei se află coroana Soarelui - o zonă vizibilă de pe Pământ doar în timpul eclipselor de soare și plină cu plasmă rarefiată și fierbinte, cu o temperatură de milioane de grade.
Aceasta este cea mai instabilă înveliș a Soarelui, în care se nasc principalele manifestări ale activității solare care afectează Pământul. Vizualizarea ascuțită a coroanei Soarelui demonstrează structura câmpului său magnetic - bulgări de plasmă luminoase sunt alungite de-a lungul liniilor de forță. Plasma fierbinte care curge din coroană formează vântul solar - un flux de ioni (format din 96% din nuclee de hidrogen - protoni și 4% din nuclee de heliu - particule alfa) și electroni, care accelerează în spațiul interplanetar cu o viteză de 400-800 km. / s .
Vântul solar se întinde și poartă cu el câmpul magnetic solar.
Acest lucru se datorează faptului că energia mișcării direcționate a plasmei în coroana exterioară este mai mare decât energia câmpului magnetic, iar principiul înghețat trage câmpul în spatele plasmei. Combinația unui astfel de flux radial cu rotația Soarelui (și câmpul magnetic este „atașat” de asemenea la suprafața acestuia) duce la formarea unei structuri spiralate a câmpului magnetic interplanetar - așa-numita spirală a lui Parker.
Vântul solar și câmpul magnetic umplu întregul sistem solar și astfel Pământul și toate celelalte planete se află de fapt în coroana Soarelui, fiind afectate nu doar de radiația electromagnetică, ci și de vântul solar și câmpul magnetic solar.
În perioada de activitate minimă, configurația câmpului magnetic solar este apropiată de dipol și similară cu forma câmpului magnetic al Pământului. Când se apropie de maximul de activitate, structura câmpului magnetic devine mai complicată din motive care nu sunt în întregime clare. Una dintre cele mai frumoase ipoteze spune că în timpul rotației Soarelui, câmpul magnetic, așa cum spune, vânt în jurul lui, plonjând treptat sub fotosferă. În timp, doar în timpul ciclului solar, fluxul magnetic acumulat sub suprafață devine atât de mare încât fasciculele de linii de câmp încep să fie împinse în afară.
Ieșirile din liniile de câmp formează pete pe fotosferă și bucle magnetice în coroană, vizibile ca regiuni cu luminozitate crescută a plasmei în imaginile cu raze X ale Soarelui. Mărimea câmpului din interiorul petelor solare ajunge la 0,01 Tesla, de o sută de ori mai mare decât câmpul soarelui liniștit.
Intuitiv, energia unui câmp magnetic poate fi asociată cu lungimea și numărul liniilor de forță: cu cât sunt mai multe, cu atât energia este mai mare. Când se apropie de maximul solar, energia uriașă acumulată în câmp începe să fie eliberată periodic în mod exploziv, fiind cheltuită pentru accelerarea și încălzirea particulelor coroanei solare.
Exploziile intense ascuțite de radiații electromagnetice de lungime de undă scurtă de la Soare care însoțesc acest proces se numesc erupții solare. Pe suprafața Pământului, erupțiile sunt înregistrate în intervalul vizibil ca mici creșteri ale luminozității secțiunilor individuale ale suprafeței solare.
Cu toate acestea, chiar și primele măsurători efectuate la bordul navelor spațiale au arătat că cel mai vizibil efect al erupțiilor este o creștere semnificativă (de până la sute de ori) a fluxului de raze X solare și a particulelor încărcate energetic - razele cosmice solare.
În timpul unor erupții, există, de asemenea, emisii de o cantitate semnificativă de plasmă și câmp magnetic în vântul solar - așa-numiții nori magnetici, care încep să se extindă rapid în spațiul interplanetar, păstrând forma unei bucle magnetice cu capete sprijinite pe Soare.
Densitatea plasmei și mărimea câmpului magnetic din interiorul norului sunt de zeci de ori mai mari decât valorile acestor parametri tipice pentru o perioadă de liniște în vântul solar.
În ciuda faptului că până la 1025 jouli de energie pot fi eliberați în timpul unei erupții majore, creșterea globală a fluxului de energie până la maximul solar este mică și se ridică la doar 0,1-0,2%.
