Günəş küləyinin yüklü hissəcikləri. Günəş küləyi nədir? Günəş küləyi: mənşəyi, xüsusiyyətləri

V.B. Baranov, Moskva Dövlət Universiteti onlar. M.V. Lomonosov

Məqalədə günəş tacının (günəş küləyi) səsdən sürətli genişlənməsi problemi araşdırılır. Dörd əsas problem təhlil edilir: 1) günəş tacından plazmanın çıxmasının səbəbləri; 2) belə bir axın homojendir; 3) Günəşdən məsafə ilə günəş küləyinin parametrlərinin dəyişməsi və 4) günəş küləyinin ulduzlararası mühitə necə axması.

Giriş

Amerikalı fiziki E.Parkerin nəzəri olaraq “günəş küləyi” adlanan və bir neçə ildən sonra sovet alimi K.Qrinqausun qrupu tərəfindən sovet alimi K.Qrinqausun üzərində quraşdırılmış alətlərdən istifadə edərək eksperimental olaraq təsdiqlənən fenomeni nəzəri olaraq proqnozlaşdırmasından təxminən 40 il keçir. Luna kosmik gəmisi. 2" və "Luna-3". günəşli külək tam ionlaşmış hidrogen plazmasının axınıdır, yəni Günəşdən yüksək səsdən yüksək sürətlə hərəkət edən təxminən eyni sıxlığa malik elektron və protonlardan ibarət qazdır (kvasineytrallıq şərti). Yerin orbitində (Günəşdən bir astronomik vahid (AU)) bu axının VE sürəti təqribən 400-500 km/s, protonların (və ya elektronların) konsentrasiyası ne = 10-20 zərrəcikdir kub santimetr və onların temperatur Te təxminən 100.000 K-yə bərabərdir (elektronun temperaturu bir qədər yüksəkdir).

Planetlərarası fəzada elektron və protonlardan başqa alfa hissəcikləri (bir neçə faiz dərəcəsində), az miqdarda daha ağır hissəciklər, həmçinin maqnit sahəsi aşkar edilmişdir. orta dəyər induksiyası Yerin orbitində bir neçə qamma sırasına uyğun olduğu ortaya çıxdı (1

= 10-5 G).

Günəş küləyinin nəzəri proqnozu ilə bağlı bir az tarix

Nəzəri astrofizikanın o qədər də uzun olmayan tarixində, bütün ulduz atmosferlərinin hidrostatik tarazlıqda, yəni ulduzun cazibə qüvvəsinin atmosferindəki təzyiq qradiyenti ilə əlaqəli qüvvə ilə tarazlandığı bir vəziyyətdə olduğuna inanılırdı. mərkəzi ulduzlardan r vahid məsafədə təzyiqin dəyişməsi). Riyazi olaraq bu tarazlıq adi kimi ifadə edilir diferensial tənlik

(1)

burada G qravitasiya sabiti, M* ulduzun kütləsi, p atmosfer qazının təzyiqidir,

- onun kütləvi sıxlığı. Atmosferdə temperatur paylanması T verilmişdirsə, tarazlıq tənliyindən (1) və ideal qaz üçün vəziyyət tənliyindən

(2)

burada R qaz sabitidir, barometrik düstur asanlıqla əldə edilir ki, bu da sabit temperaturun xüsusi vəziyyətində T formasına sahib olacaqdır.

(3)

(3) düsturunda p0 dəyəri ulduz atmosferinin bazasında təzyiqi ifadə edir (r = r0-da). Bu düsturdan aydın olur ki, r üçün

, yəni ulduzdan çox böyük məsafələrdə p təzyiqi p0 təzyiqinin qiymətindən asılı olan sonlu həddə meyl edir.

Günəş atmosferinin digər ulduzların atmosferləri kimi hidrostatik tarazlıq vəziyyətində olduğuna inanıldığı üçün onun vəziyyəti (1), (2), (3) düsturlarına bənzər düsturlarla müəyyən edilmişdir. Günəşin səthində təxminən 10.000 dərəcədən günəş tacında 1.000.000 dərəcəyə qədər temperaturun kəskin artmasının qeyri-adi və hələ də tam başa düşülməmiş fenomenini nəzərə alaraq, Chapman (məsələn, bax) statik günəş tacı nəzəriyyəsini inkişaf etdirdi, Günəş sistemini əhatə edən ulduzlararası mühitə rəvan keçməli idi.

Bununla belə, Parker qabaqcıl işində statik günəş tacı üçün (3) kimi bir düsturdan əldə edilən sonsuzluqdakı təzyiqin, təxmin edilən təzyiq dəyərindən demək olar ki, daha böyük bir miqyasda olduğuna diqqət çəkdi. müşahidələr əsasında ulduzlararası qaz üçün. Bu uyğunsuzluğu aradan qaldırmaq üçün Parker günəş tacının statik tarazlıq vəziyyətində olmadığını, Günəşi əhatə edən planetlərarası mühitə davamlı olaraq genişləndiyini təklif etdi. Bundan əlavə, tarazlıq tənliyinin (1) əvəzinə formanın hərəkətinin hidrodinamik tənliyindən istifadə etməyi təklif etdi.

(4)

burada Günəşlə əlaqəli koordinat sistemində V dəyəri plazmanın radial sürətini təmsil edir. Altında

Günəşin kütləsinə aiddir.

Verilmiş temperatur paylanması T üçün (2) və (4) tənliklər sistemi Şəkil 1-də təqdim olunan tipli həllərə malikdir. 1. Bu şəkildə a səsin sürətini, r* isə qazın sürətinin səs sürətinə bərabər olduğu başlanğıcdan olan məsafəni bildirir (V = a). Aydındır ki, Şəkildə yalnız 1 və 2 əyriləri. 1-in Günəşdən qaz axını problemi üçün fiziki mənası var, çünki 3 və 4 əyriləri hər bir nöqtədə unikal olmayan sürət qiymətlərinə malikdir və 5 və 6 əyriləri çox yüksək sürətlərə uyğundur. günəş atmosferi, bu teleskoplarda müşahidə olunmur. Parker 1-ci əyriyə uyğun olan məhlulun təbiətdə reallaşdığı şərtləri təhlil etdi.O göstərdi ki, belə məhluldan əldə edilən təzyiqi ulduzlararası mühitdəki təzyiqlə uyğunlaşdırmaq üçün ən real hal qazın cisimdən keçididir. subsonik axın (r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*) və belə bir axını günəş küləyi adlandırdı. Ancaq bu ifadəyə ən çox inanan Chamberlain əsərində mübahisə edildi real həll, hər yerdə subsonik “günəş mehini” təsvir edən əyri 2-yə uyğundur. Eyni zamanda, Günəşdən supersonik qaz axınlarını kəşf edən kosmik gəmilərdə (məsələn, bax) ilk təcrübələr, ədəbiyyata görə, Çemberlen üçün kifayət qədər etibarlı görünmürdü.

düyü. 1. Cazibə qüvvəsi şəraitində Günəşin səthindən qaz axınının V sürəti üçün birölçülü qaz dinamikası tənliklərinin mümkün həlləri. Əyri 1 günəş küləyi üçün həllə uyğundur. Burada a səsin sürəti, r Günəşdən olan məsafə, r* qaz sürətinin səs sürətinə bərabər olduğu məsafə və Günəşin radiusudur.

Kosmosda təcrübələrin tarixi Parkerin günəş küləyi haqqında fikirlərinin düzgünlüyünü parlaq şəkildə sübut etdi. Günəş küləyi nəzəriyyəsi ilə bağlı ətraflı materialı, məsələn, monoqrafiyada tapmaq olar.

Günəş tacından plazmanın vahid axını anlayışları

Birölçülü qaz dinamikası tənliklərindən əldə etmək olar məlum nəticə: Kütləvi qüvvələr olmadıqda, bir nöqtə mənbəyindən qazın sferik simmetrik axını hər yerdə səssiz və ya səssiz ola bilər. (4) tənliyində (sağ tərəfdə) cazibə qüvvəsinin olması Şəkil 1-də əyri 1 kimi həllərin görünməsinə səbəb olur. 1, yəni səs sürətindən bir keçid ilə. Bütün səsdən sürətli reaktiv mühərriklərin əsasını təşkil edən Laval nozzlesindəki klassik axınla bənzətmə aparaq. Bu axın Şəkildə sxematik şəkildə göstərilmişdir. 2.

düyü. 2. Laval başlığında axın diaqramı: 1 - çox isti havanın aşağı sürətlə daxil olduğu qəbuledici adlanan çən, 2 - subsonik qaz axınını sürətləndirmək üçün kanalın həndəsi sıxılma sahəsi, 3 - səsdən sürətli axını sürətləndirmək üçün kanalın həndəsi genişlənməsi sahəsi.

Çox yüksək temperatura qədər qızdırılan qaz qəbuledici adlanan 1-ci çənə çox aşağı sürətlə verilir (qazın daxili enerjisi onun enerjisindən çox böyükdür) kinetik enerji istiqamətli hərəkət). Kanalı həndəsi şəkildə sıxaraq, qaz sürəti səs sürətinə çatana qədər 2-ci bölgədə (subsonik axın) sürətləndirilir. Onu daha da sürətləndirmək üçün kanalı genişləndirmək lazımdır (səsdən sürətli axının 3-cü bölgəsi). Bütün axın bölgəsində qazın sürətlənməsi onun adiabatik (istilik təchizatı olmadan) soyuması (xaotik hərəkətin daxili enerjisi yönəldilmiş hərəkət enerjisinə çevrilir) hesabına baş verir.

Baxılan günəş küləyinin əmələ gəlməsi problemində qəbuledicinin rolunu günəş tacı, Laval ucluğunun divarlarının rolunu isə günəş cazibəsinin cazibə qüvvəsi oynayır. Parkerin nəzəriyyəsinə görə, səs sürəti ilə keçid bir neçə günəş radiusu məsafəsində bir yerdə baş verməlidir. Bununla belə, nəzəriyyədə əldə edilən məhlulların təhlili göstərdi ki, günəş tacının temperaturu onun qazının Laval nozzle nəzəriyyəsində olduğu kimi səsdən yüksək sürətə çatması üçün kifayət etmir. Əlavə enerji mənbəyi olmalıdır. Belə bir mənbə hal-hazırda günəş küləyində həmişə mövcud olan (bəzən plazma turbulentliyi adlanır), orta axın üzərinə qoyulan dalğa hərəkətlərinin dağılması hesab olunur və axının özü artıq adiabatik deyil. Bu cür proseslərin kəmiyyət təhlili hələ də əlavə tədqiqat tələb edir.

Maraqlıdır ki, yerüstü teleskoplar Günəşin səthindəki maqnit sahələrini aşkar edir. Onların B maqnit induksiyasının orta dəyəri 1 G olaraq qiymətləndirilir, baxmayaraq ki, ayrı-ayrı fotosferik birləşmələrdə, məsələn, günəş ləkələrində, maqnit sahəsi daha böyük ölçüdə ola bilər. Plazma yaxşı elektrik keçiricisi olduğundan, günəşin maqnit sahələrinin onun Günəşdən axını ilə qarşılıqlı əlaqədə olması təbiidir. Bu halda sırf qaz-dinamik nəzəriyyə nəzərdən keçirilən hadisənin natamam təsvirini verir. Təsir maqnit sahəsi günəş küləyinin axını yalnız maqnit hidrodinamika adlı bir elm çərçivəsində nəzərdən keçirilə bilər. Bu cür mülahizələr hansı nəticələrə gətirib çıxarır? Bu istiqamətdə aparılan qabaqcıl işlərə görə (həmçinin bax), maqnit sahəsi günəş küləyi plazmasında j elektrik cərəyanlarının yaranmasına gətirib çıxarır ki, bu da öz növbəsində cərəyanda yönəldilmiş j x B bir ponderomotor qüvvənin yaranmasına səbəb olur. radial istiqamətə perpendikulyar. Nəticədə günəş küləyi tangensial sürət komponenti əldə edir. Bu komponent radialdan demək olar ki, iki dərəcə kiçikdir, lakin Günəşdən bucaq momentumunun çıxarılmasında mühüm rol oynayır. Ehtimal olunur ki, sonuncu hal təkcə Günəşin deyil, həm də “ulduz küləyi”nin kəşf edildiyi digər ulduzların təkamülündə mühüm rol oynaya bilər. Xüsusilə, gec spektral sinif ulduzlarının bucaq sürətinin kəskin azalmasını izah etmək üçün tez-tez fırlanma impulsunun onların ətrafında əmələ gələn planetlərə ötürülməsi fərziyyəsinə istinad edilir. Günəşdən plazmanın çıxması ilə bucaq impulsunun itirilməsi üçün nəzərdə tutulan mexanizm bu fərziyyəni yenidən nəzərdən keçirmək imkanını açır.

GÜNƏŞLİ KÜLƏK- Günəşdən təxminən radial olaraq yayılan və Günəş sistemini heliosentrikə qədər dolduran günəş mənşəli davamlı plazma axını. məsafələr R ~ 100 a. e. S. v. qaz dinamikası zamanı əmələ gəlir. günəş tacının genişlənməsi (bax Günəş)planetlərarası kosmosa. Günəş tacında mövcud olan yüksək temperaturda (1,5 * 10 9 K) üst layların təzyiqi tac maddəsinin qaz təzyiqini tarazlaya bilmir və tac genişlənir.

Postun mövcudluğunun ilk sübutu. Günəşdən plazma axınları 1950-ci illərdə L. Biermann tərəfindən əldə edilmişdir. kometlərin plazma quyruqlarına təsir edən qüvvələrin təhlili üzrə. 1957-ci ildə Yu.Parker (E.Parker) tac maddəsinin tarazlıq şərtlərini təhlil edərək, tacın hidrostatik şəraitdə ola bilməyəcəyini göstərdi. tarazlıq, əvvəllər nəzərdə tutulduğu kimi, lakin genişlənməlidir və bu genişlənmə, mövcud sərhəd şərtləri altında, tac maddəsinin səsdən yüksək sürətə qədər sürətlənməsinə səbəb olmalıdır (aşağıya bax). Sovet kosmik gəmisində ilk dəfə olaraq günəş mənşəli plazma axını qeydə alınıb. 1959-cu ildə "Luna-2" kosmik gəmisi. Mövcudluq postu. Amerikada aylarla aparılan ölçmələr nəticəsində plazmanın Günəşdən çıxması sübuta yetirildi. boşluq 1962-ci ildə Mariner 2 aparatı.

Çərşənbə. xüsusiyyətləri S. v. cədvəldə verilmişdir. 1. S. axır. iki sinfə bölmək olar: yavaş - 300 km/s sürətlə və sürətli - 600-700 km/s sürətlə. Sürətli axınlar maqnit sahəsinin strukturunun olduğu günəş tacının bölgələrindən gəlir. sahələr radiala yaxındır. Bu sahələrdən bəziləri tac dəlikləri. Şimal əsrinin yavaş axınları. yəqin ki, tacın bölgələri ilə bağlıdır, buna görə də bir tangensial maqnit komponenti var. sahələr.

Cədvəl 1.- Yer orbitində günəş küləyinin orta xüsusiyyətləri

Sürət
Proton konsentrasiyası
Proton temperaturu
Elektron temperaturu
Maqnit sahəsinin gücü
Python axınının sıxlığı....	2.410 8 sm -2 c -1
Kinetik enerji axınının sıxlığı	0,3 ergsm -2 s -1

Cədvəl 2.- qohum kimyəvi birləşmə günəş küləyi

	Nisbi məzmun

	Nisbi məzmun

Əsasdan əlavə Günəş suyunun komponentləri protonlar və elektronlardır, tərkibində yüksək ionlaşmış hissəciklər də var. oksigen, silisium, kükürd, dəmir ionları (şəkil 1). Ayda ifşa olunmuş folqalarda sıxılmış qazları təhlil edərkən Ne və Ar atomları tapıldı. Çərşənbə. nisbi kimya. tərkibi S. v. cədvəldə verilmişdir. 2. İonlaşma. məsələnin vəziyyəti S. v. genişlənmə vaxtı ilə müqayisədə rekombinasiya vaxtının qısa olduğu tacdakı səviyyəyə uyğundur İonlaşma ölçmələri ionların temperaturu S. v. günəş tacının elektron temperaturunu təyin etməyə imkan verir.

N. əsrdə. fərqlər müşahidə edilir. dalğa növləri: Lenqmuir, fit çalan, ion-sonik, maqnitosonik, Alfven və s. (bax. Plazmada dalğalar Alfven tipli dalğaların bəziləri Günəşdə əmələ gəlir, bəziləri isə planetlərarası mühitdə həyəcanlanır. Dalğaların yaranması hissəciklərin paylanması funksiyasının Maksvelian funksiyasından sapmalarını və maqnitizmin təsiri ilə birlikdə hamarlaşır. plazmadakı sahələr ona gətirib çıxarır ki, S. v. özünü davamlı mühit kimi aparır. Alfven tipli dalğalar günəş dalğalarının kiçik komponentlərinin sürətlənməsində böyük rol oynayır. və proton paylama funksiyasının formalaşmasında. N. əsrdə. maqnitləşdirilmiş plazma üçün xarakterik olan təmas və fırlanma kəsilmələri də müşahidə olunur.

düyü. 1. Günəş küləyinin kütlə spektri. Üfüqi ox boyunca hissəciyin kütləsinin onun yükünə nisbəti, şaquli ox boyunca cihazın enerji pəncərəsində 10 s ərzində qeydə alınan hissəciklərin sayıdır. “+” işarəsi olan rəqəmlər ionun yükünü göstərir.

N. axını eff təmin edən bu tip dalğaların sürətlərinə nisbətdə səsdən yüksəkdir. enerjinin S. əsrinə köçürülməsi. (Alfven, səs və maqnitosonik dalğalar). Alfven və səs Mach sayı C.V. Yerin orbitində 7. Şimal-şərq ətrafında axarkən. onu effektiv şəkildə yayındıra bilən maneələr (Merkurinin, Yerin, Yupiterin, Saturnun maqnit sahələrinin və ya Veneranın və yəqin ki, Marsın keçirici ionosferlərinin) ayrılan yay şok dalğası meydana gəlir. S.v. maneənin ətrafında axmasına imkan verən şok dalğasının ön hissəsində yavaşlayır və qızdırır. Eyni zamanda, Şimal əsrində. bir boşluq əmələ gəlir - maqnitosfer (ya öz, ya da induksiya), formanın forması və ölçüləri maqnit təzyiqinin balansı ilə müəyyən edilir. planetin sahələri və axan plazma axınının təzyiqi (bax. Yerin maqnitosferi, planetlərin maqnitosferi). S. v. ilə qarşılıqlı əlaqədə olduqda. keçirməyən bir cisimlə (məsələn, Ay) şok dalğası baş vermir. Plazma axını səth tərəfindən udulur və bədənin arxasında bir boşluq əmələ gəlir, bu boşluq tədricən plazmadan plazma ilə doldurulur.

Korona plazma çıxışının stasionar prosesi ilə əlaqəli qeyri-stasionar proseslər üst-üstə düşür günəş alovları. Güclü alovlar zamanı maddələr aşağıdan ayrılır. tac bölgələri planetlərarası mühitə. Bu zaman günəş sisteminin plazmasında yayılaraq tədricən yavaşlayan bir şok dalğası da əmələ gəlir (şəkil 2). Zərbə dalğasının Yerə gəlməsi maqnitosferin sıxılmasına səbəb olur, bundan sonra adətən maqnetizmin inkişafı başlayır. fırtınalar (bax Maqnit variasiyaları).

düyü. 2. Planetlərarası zərbə dalğasının yayılması və günəş alovundan ejecta. Oklar günəş küləyi plazmasının hərəkət istiqamətini göstərir, başlığı olmayan xətlər maqnit sahəsi xətləridir..

düyü. 3. Korona genişlənmə tənliyinin həlli növləri. Sürət və məsafə kritik sürət vk və kritik məsafə Rk ilə normallaşdırılır. Həll 2 günəş küləyinə uyğundur.

Günəş tacının genişlənməsi kütlənin saxlanması tənlikləri sistemi, bucaq momentumu və enerji tənlikləri ilə təsvir olunur. Müxtəlif cavab verən həllər məsafə ilə sürətin dəyişməsinin xarakteri Şəkildə göstərilmişdir. 3. 1 və 2-ci həllər tacın altındakı aşağı sürətlərə uyğundur. Bu iki həll yolu arasında seçim sonsuzluq şərtləri ilə müəyyən edilir. Həll 1 tacın aşağı genişlənmə sürətlərinə uyğundur və sonsuzluqda böyük təzyiq dəyərləri verir, yəni statik modellə eyni çətinliklərlə qarşılaşır. taclar Həll 2 genişlənmə sürətinin səs dəyərlərinin sürəti ilə keçidinə uyğundur ( v üçün) bəzi tənqidi. R məsafəsi və səsdən yüksək sürətlə sonrakı genişlənmə. Bu həll sonsuzluqda təzyiqin yoxa çıxacaq dərəcədə kiçik bir dəyərini verir və bu, onu ulduzlararası mühitin aşağı təzyiqi ilə uyğunlaşdırmağa imkan verir. Bu axın növünü Yu.Parker S. adlandırmışdır. Tənqidi tacın temperaturu müəyyən kritik dəyərdən az olarsa, nöqtə Günəşin səthindən yuxarıdır. dəyərlər , burada m proton kütləsidir, adiabatik eksponentdir və Günəşin kütləsidir. Şəkildə. Şəkil 4 heliosentrikdən genişlənmə sürətinin dəyişməsini göstərir. izotermik temperaturdan asılı olaraq məsafə. izotrop tac. S. əsrin sonrakı modelləri. məsafə ilə tac temperaturunda dəyişiklikləri, mühitin iki maye təbiəti (elektron və proton qazları), istilik keçiriciliyi, özlülük, qeyri-sferikliyi nəzərə alın. genişlənmə xarakteri.

düyü. 4. Tac temperaturunun müxtəlif dəyərlərində izotermik tac modeli üçün günəş küləyinin sürət profilləri.

S.v. əsasını təmin edir istilik enerjisinin tacdan çıxması, çünki istilik xromosferə ötürülür, el-magn. Korona radiasiyası və elektron istilik keçiriciliyi tacın istilik balansını yaratmaq üçün kifayət deyil. Elektron istilik keçiriciliyi ətraf mühitin temperaturunun yavaş azalmasını təmin edir. məsafə ilə. S.v. bütövlükdə Günəşin enerjisində heç bir nəzərə çarpan rol oynamır, çünki onun apardığı enerji axını ~10 -7-dir. parlaqlıq Günəş.

S.v. tac maqnit sahəsini özü ilə planetlərarası mühitə aparır. sahə. Bu sahənin plazmaya donmuş sahə xətləri planetlərarası maqnit sahəsini əmələ gətirir. sahə (MMP). Baxmayaraq ki, BVF-nin intensivliyi aşağıdır və onun enerji sıxlığı təqribəndir. Kinetik sıxlığın 1%-i günəş enerjisinin enerjisi, günəş enerjisinin termodinamikasında böyük rol oynayır. və S. v. qarşılıqlı təsirlərinin dinamikasında. günəş sisteminin cisimləri ilə, eləcə də şimalın axınları ilə. öz aralarında. S. əsrin genişlənməsinin birləşməsi. Günəşin fırlanması ilə mag. şimal əsrdə donmuş güc xətləri Arximed spiralına yaxın bir forma malikdir (şək. 5). Radial B R və azimutal maqnit komponentləri. sahələr ekliptik müstəviyə yaxın məsafədən fərqli olaraq dəyişir:

ang haradadır. Günəşin fırlanma sürəti, Və- mərkəzi havanın sürətinin radial komponenti, 0 indeksi ilkin səviyyəyə uyğundur. Yerin orbitindən məsafədə maqnit istiqaməti arasındakı bucaq. sahələr və R təxminən 45°. Böyük L maqnit. sahə demək olar ki, R-yə perpendikulyardır.

düyü. 5. Planetlərarası maqnit sahəsi xəttinin forması. - Günəşin fırlanma bucaq sürəti və - plazma sürətinin radial komponenti, R - heliosentrik məsafə.

S. v., Günəşin müxtəlif bölgələri üzərində yaranan. maqnit oriyentasiyası sahələr, müxtəlif yönümlü permafrost ilə axınlar əmələ gətirir. Günəş sisteminin müşahidə edilən irimiqyaslı strukturunun ayrılması. fərqli olan cüt sayda sektorlar üçün BVF-nin radial komponentinin istiqaməti deyilir. planetlərarası sektor quruluşu. S. v.-nin xüsusiyyətləri. (sürət, temp-pa, hissəciklərin konsentrasiyası və s.) həmçinin Çərşənbə günü. hər bir sektorun kəsişməsində təbii olaraq dəyişir ki, bu da sektor daxilində günəş suyunun sürətli axınının mövcudluğu ilə bağlıdır. Sektorların sərhədləri adətən şimalın yavaş axını daxilində yerləşir. Çox vaxt Günəşlə birlikdə fırlanan 2 və ya 4 sektor müşahidə olunur. Bu quruluş, S. çəkildiyi zaman meydana gəlir. iri miqyaslı mag. tac sahələri, bir neçə üçün müşahidə edilə bilər. Günəşin inqilabları. BVF-nin sektor strukturu planetlərarası mühitdə Günəşlə birlikdə fırlanan cari təbəqənin (CS) olmasının nəticəsidir. TS maqnit dalğası yaradır. sahələr - BVF-nin radial komponentləri avtomobilin müxtəlif tərəflərində fərqli işarələrə malikdir. H.Alfven tərəfindən proqnozlaşdırılan bu TS günəş tacının Günəşdə aktiv bölgələrlə əlaqəli olan hissələrindən keçir və bu bölgələri müxtəlif bölgələrdən ayırır. günəş maqnitinin radial komponentinin əlamətləri. sahələr. TS təxminən günəş ekvatorunun müstəvisində yerləşir və bükülmüş quruluşa malikdir. Günəşin fırlanması TC-nin qıvrımlarının spiralə bükülməsinə gətirib çıxarır (şəkil 6). Ekliptik müstəvinin yaxınlığında olan müşahidəçi özünü TS-nin yuxarısında və ya altında tapır, buna görə də BVF radial komponentinin müxtəlif əlamətləri olan sektorlarda sona çatır.

Şimalda Günəşə yaxın. Sürətli və yavaş axınların sürətlərinin fərqindən yaranan uzununa və eninə sürət qradiyenti var. Günəşdən uzaqlaşdıqca və şimaldakı çaylar arasındakı sərhəd daha da dikləşir. formalaşmasına səbəb olan radial sürət qradiyenti yaranır toqquşmayan şok dalğaları(Şəkil 7). Əvvəlcə sektorların sərhədindən irəliyə doğru yayılan bir zərbə dalğası (irəli zərbə dalğası), sonra isə Günəşə doğru yayılan əks şok dalğası əmələ gəlir.

düyü. 6. Heliosfer cərəyanı təbəqəsinin forması. Onun ekliptik müstəvi ilə kəsişməsi (günəş ekvatoruna ~ 7° bucaq altında) planetlərarası maqnit sahəsinin müşahidə olunan sektor quruluşunu verir..

düyü. 7. Planetlərarası maqnit sahəsi sektorunun strukturu. Qısa oxlar günəş küləyinin plazma axınının istiqamətini, oxları olan xətləri - maqnit sahəsi xətlərini, tire-nöqtəli xətləri - sektor sərhədlərini (cizgi müstəvisinin cari təbəqə ilə kəsişməsini) göstərir..

Zərbə dalğasının sürəti günəş enerjisinin sürətindən az olduğu üçün plazma əks şok dalğasını Günəşdən uzaq olan istiqamətə daxil edir. Sektor sərhədlərinə yaxın zərbə dalğaları ~1 AU məsafədə əmələ gəlir. e. və bir neçə məsafəyə qədər izlənilə bilər. A. e) Bu zərbə dalğaları, eləcə də günəş alovlarından və dairəvi zərbə dalğalarından yaranan planetlərarası zərbə dalğaları hissəcikləri sürətləndirir və buna görə də enerjili hissəciklərin mənbəyidir.

S.v. ~100 AU məsafələrə qədər uzanır. e., burada ulduzlararası mühitin təzyiqi dinamikanı tarazlayır. qan təzyiqi S. v. tərəfindən süpürülən boşluq. ulduzlararası mühitdə heliosferi əmələ gətirir (bax. Planetlərarası mühit) Genişləndirilməsi S. v. onun içində donmuş maqnitlə birlikdə. sahə qalaktik hissəciklərin Günəş sisteminə nüfuz etməsinə mane olur. boşluq aşağı enerjili şüalar və kosmik dəyişikliklərə gətirib çıxarır. yüksək enerji şüaları. S.V.-yə bənzər bir fenomen bəzi digər ulduzlarda da aşkar edilmişdir (bax. Ulduz küləyi).

Lit.: Parker E. N., Planetlərarası mühitdə dinamik proseslər, trans. İngilis dilindən, M., 1965; Brandt J., Solar Wind, trans. İngilis dilindən, M., 1973; Hundhausen A., Korona Genişlənməsi və Günəş Küləyi, trans. İngilis dilindən, M., 1976. O. L. Veysberq.

günəşli külək

- Günəşdən təxminən radial olaraq yayılan və Günəş sistemini heliosentrikə qədər dolduran günəş mənşəli davamlı plazma axını. məsafələr ~100 AU S.v. qaz dinamikası zamanı əmələ gəlir. planetlərarası kosmosa genişlənmə. Günəş tacında (K) mövcud olan yüksək temperaturlarda onun üzərindəki təbəqələrin təzyiqi tac maddəsinin qaz təzyiqini tarazlaya bilmir və tac genişlənir.

Günəşdən daimi plazma axınının mövcudluğuna dair ilk sübut 1950-ci illərdə L. Biermann (Almaniya) tərəfindən əldə edilmişdir. kometlərin plazma quyruqlarına təsir edən qüvvələrin təhlili üzrə. 1957-ci ildə Yu.Parker (ABŞ) tac maddəsinin tarazlıq şərtlərini təhlil edərək, tacın hidrostatik şəraitdə ola bilməyəcəyini göstərdi. tarazlıq, əvvəllər nəzərdə tutulduğu kimi, genişlənməlidir və bu genişlənmə, mövcud sərhəd şərtləri altında, tac maddəsinin səsdən yüksək sürətə qədər sürətlənməsinə səbəb olmalıdır.

S.v.-nin orta xüsusiyyətləri. cədvəldə verilmişdir. 1. İkinci Sovet kosmik gəmisində ilk dəfə olaraq günəş mənşəli plazma axını qeydə alınıb. 1959-cu ildə "Luna-2" raketi. Günəşdən daimi plazma axınının olması Amerikada bir çox aylıq ölçmələr nəticəsində sübuta yetirildi. 1962-ci ildə AMS Mariner 2

Cədvəl 1. Yer orbitində günəş küləyinin orta xüsusiyyətləri

Sürət	400 km/s
Proton sıxlığı	6 sm -3
Proton temperaturu	TO
Elektron temperaturu	TO
Maqnit sahəsinin gücü	E
Proton axınının sıxlığı	sm -2 s -1
Kinetik enerji axınının sıxlığı	0,3 ergsm -2 s -1

Streams N.v. iki sinfə bölmək olar: yavaş - km/s sürətlə və sürətli - 600-700 km/s sürətlə. Sürətli axınlar tacın maqnit sahəsinin radiala yaxın olduğu bölgələrindən gəlir. Bu sahələrdən bəziləri . Yavaş cərəyanlar N.W. görünür məna olan tac sahələri ilə əlaqələndirilir. tangensial komponent mag. sahələr.

S.v.-nin əsas komponentlərinə əlavə olaraq. - protonlar və elektronlar - onun tərkibində hissəciklər, yüksək ionlaşmış oksigen, silikon, kükürd və dəmir ionları da aşkar edilmişdir (şək. 1). Ayda ifşa olunmuş folqalarda sıxılmış qazları təhlil edərkən Ne və Ar atomları tapıldı. Orta kimya. tərkibi S.v. cədvəldə verilmişdir. 2.

Cədvəl 2. Günəş küləyinin nisbi kimyəvi tərkibi

Element	qohum məzmun
H	0,96
3 O
4 O	0,04
O
Ne
Si
Ar
Fe

İonlaşma vəziyyət S.v. genişlənmə vaxtı ilə müqayisədə rekombinasiya vaxtının kiçik olduğu tacda səviyyəyə uyğundur, yəni. məsafədə. İonlaşma ölçmələri ion temperaturları S.v. günəş tacının elektron temperaturunu təyin etməyə imkan verir.

S.v. tac maqnit sahəsini özü ilə planetlərarası mühitə aparır. sahə. Bu sahənin plazmaya donmuş sahə xətləri planetlərarası maqnit sahəsini əmələ gətirir. sahə (MMP). Baxmayaraq ki, BVF-nin intensivliyi aşağıdır və onun enerji sıxlığı təqribəndir. 1% kinetik günəş enerjisinin enerjisi, günəş enerjisinin termodinamikasında böyük rol oynayır. və S.v. arasında qarşılıqlı əlaqələrin dinamikasında. Günəş sisteminin cisimləri və Şimal axınları ilə. öz aralarında. Genişlənmənin birləşməsi S.v. Günəşin fırlanması ilə mag. S.V.-də dondurulmuş güc lioniumları Arximed spirallarına yaxın bir forma malikdir (şək. 2). Maqın radial və azimut komponenti. ekliptik müstəviyə yaxın sahələr məsafə ilə dəyişir:
,
Harada R- heliosentrik məsafə, - Günəşin fırlanma bucaq sürəti, u R- radial sürət komponenti S.v., indeks “0” ilkin səviyyəyə uyğundur. Yerin orbitindən məsafədə maqnit istiqamətləri arasındakı bucaq. sahələr və Günəşə istiqamət, böyük heliosentrik. BVF məsafələri demək olar ki, Günəşə olan istiqamətə perpendikulyardır.

Günəşin müxtəlif maqnit istiqamətləri olan bölgələri üzərində yaranan S.v. sahələr, formalar fərqli yönümlü permafrostda axır - sözdə. planetlərarası maqnit sahəsi.

N.v. Dalğaların müxtəlif növləri müşahidə olunur: Lenqmuir, fit çalanlar, ion-sonik, maqnitosonik və s. (bax). Bəzi dalğalar Günəşdə yaranır, bəziləri planetlərarası mühitdə həyəcanlanır. Dalğaların yaranması hissəciklərin paylanması funksiyasının Maksvelian funksiyasından sapmalarını hamarlayır və S.V. özünü davamlı mühit kimi aparır. S.V.-nin kiçik komponentlərinin sürətləndirilməsində Alfven tipli dalğalar böyük rol oynayır. və proton paylama funksiyasının formalaşmasında. N.v. Maqnitləşdirilmiş plazma üçün xarakterik olan kontakt və fırlanma fasilələri də müşahidə olunur.

Yayım N.w. yavl. enerjinin S.V-yə effektiv ötürülməsini təmin edən dalğaların sürətinə nisbətdə səsdən yüksək. (Alfven, səs və maqnitosonik dalğalar), Alfven və səs Mach ədədləri S.v. Yer orbitində. S.V-ni kəsərkən. S.v.-ni effektiv şəkildə yayındıra bilən maneələr. (Merkurinin, Yerin, Yupiterin, Staurnun və ya Veneranın və yəqin ki, Marsın keçirici ionosferlərinin maqnit sahələri) yay şok dalğası əmələ gəlir. S.v. maneənin ətrafında axmasına imkan verən şok dalğasının ön hissəsində yavaşlayır və qızdırır. Eyni zamanda, N.v. bir boşluq əmələ gəlir - maqnitosfer (ya öz, ya da induksiya), quruluşun forması və ölçüsü maqnit təzyiqinin balansı ilə müəyyən edilir. planetin sahələri və axan plazma axınının təzyiqi (bax). Zərbə dalğası ilə aerodinamik maneə arasında qızdırılan plazma təbəqəsi adlanır. keçid bölgəsi. Zərbə dalğasının ön hissəsindəki ionların temperaturu 10-20 dəfə, elektronlar isə 1,5-2 dəfə arta bilər. Şok dalğası fenomeni. , axının istilikləşməsi kollektiv plazma prosesləri ilə təmin edilir. Zərbə dalğası cəbhəsinin qalınlığı ~100 km-dir və qarşıdan gələn axının və cəbhədən əks olunan ion axınının bir hissəsinin qarşılıqlı təsiri zamanı böyümə sürəti (maqnitosonik və/və ya aşağı hibrid) ilə müəyyən edilir. S.v arasında qarşılıqlı əlaqə olduqda. keçirməyən bir cisimlə (Ay) bir şok dalğası yaranmır: plazma axını səth tərəfindən udulur və bədənin arxasında tədricən plazma ilə doldurulan bir SW meydana gəlir. boşluq.

Korona plazma çıxışının stasionar prosesi ilə əlaqəli qeyri-stasionar proseslər üst-üstə düşür. Güclü günəş partlayışları zamanı maddə tacın aşağı bölgələrindən planetlərarası mühitə atılır. Bu vəziyyətdə, bir şok dalğası da yaranır (şəkil 3), SW-nin plazması ilə hərəkət edərkən kənarları tədricən yavaşlayır. Zərbə dalğasının Yerə gəlməsi maqnitosferin sıxılmasına gətirib çıxarır, bundan sonra adətən maqnetizmin inkişafı başlayır. fırtınalar

Günəş tacının genişlənməsini təsvir edən tənliyi kütlə və bucaq momentumunun qorunma tənlikləri sistemindən əldə etmək olar. Məsafə ilə sürətin dəyişməsinin fərqli təbiətini təsvir edən bu tənliyin həlli Şəkil 1-də göstərilmişdir. 4. 1 və 2-ci həllər tacın altındakı aşağı sürətlərə uyğundur. Bu iki həll yolu arasında seçim sonsuzluq şərtləri ilə müəyyən edilir. Həll 1 tacın aşağı genişlənmə sürətlərinə uyğundur (“günəş küləyi”, J. Çemberlen, ABŞ-a görə) və sonsuzluqda böyük təzyiq dəyərləri verir, yəni. statik model kimi eyni çətinliklərlə qarşılaşır. taclar Həll 2 genişlənmə sürətinin səs sürəti ilə keçidinə uyğundur ( v K) müəyyən bir romda tənqidi. məsafə R K və sonradan supersonik sürətlə genişlənmə. Bu həll sonsuzluqda təzyiqin yoxa çıxacaq dərəcədə kiçik bir dəyərini verir və bu, onu ulduzlararası mühitin aşağı təzyiqi ilə uyğunlaşdırmağa imkan verir. Parker bu növ cərəyanı günəş küləyi adlandırdı. Tənqidi tacın temperaturu müəyyən kritik dəyərdən az olarsa, nöqtə Günəşin səthindən yuxarıdır. dəyərlər, harada m- proton kütləsi, - adiabatik indeks. Şəkildə. Şəkil 5 heliosentrikdən genişlənmə sürətinin dəyişməsini göstərir. izotermik temperaturdan asılı olaraq məsafə. izotrop tac. S.v.-nin sonrakı modelləri. məsafə ilə tac temperaturunda dəyişiklikləri, mühitin iki maye təbiətini (elektron və proton qazları), istilik keçiriciliyini, özlülüyünü və genişlənmənin qeyri-sferik təbiətini nəzərə alın. Maddəyə yanaşma S.v. davamlı mühitin necə olması BVF-nin olması və müxtəlif növ qeyri-sabitlik nəticəsində yaranan SW plazmasının qarşılıqlı təsirinin kollektiv xarakteri ilə əsaslandırılır. S.v. əsasını təmin edir tacdan istilik enerjisinin çıxması, çünki xromosferə istilik ötürülməsi, elektromaqnit. yüksək ionlaşmış tac maddəsindən radiasiya və günəş enerjisinin elektron istilik keçiriciliyi. istilik yaratmaq üçün kifayət deyil tacın balansı. Elektron istilik keçiriciliyi ətraf mühitin temperaturunun yavaş azalmasını təmin edir. məsafə ilə. S.v. bütövlükdə Günəşin enerjisində nəzərəçarpan rol oynamır, çünki onun apardığı enerji axını ~ 10 -8-dir

1957-ci ildə Çikaqo Universitetinin professoru E. Parker “günəş küləyi” adlanan fenomeni nəzəri olaraq proqnozlaşdırdı. Bu proqnozun K.I.Qrinqauz qrupu tərəfindən Sovet Luna-2 və Luna-3 kosmik gəmilərində quraşdırılmış cihazlardan istifadə edərək eksperimental olaraq təsdiqlənməsi iki il çəkdi. Bu fenomen nədir?

Günəş küləyi tam ionlaşmış hidrogen qazının axınıdır, adətən elektronların və protonların təxminən bərabər sıxlığına görə tam ionlaşmış hidrogen plazması adlanır (kvasineytrallıq şərti) Günəşdən uzaqlaşır. Yerin orbiti bölgəsində (bir astronomik vahiddə və ya Günəşdən 1 AU məsafədə) onun sürəti proton temperaturunda T E » 100.000 K və bir qədər yüksək elektron temperaturunda (V E » 400-500 km/san orta qiymətə çatır. burada və bundan sonra “E” indeksi Yerin orbitinə aiddir). Belə temperaturlarda sürət 1 AU səs sürətindən əhəmiyyətli dərəcədə yüksəkdir, yəni. Yerin orbiti bölgəsində günəş küləyinin axını səsdən yüksəkdir (və ya hipersəsdir). Protonların (və ya elektronların) ölçülmüş konsentrasiyası olduqca kiçikdir və hər kub santimetr üçün n E » 10-20 hissəcik təşkil edir. Planetlərarası fəzada proton və elektronlara əlavə olaraq alfa hissəcikləri (proton konsentrasiyasının bir neçə faizi səviyyəsində), az miqdarda daha ağır hissəciklər, həmçinin planetlərarası maqnit sahəsi aşkar edilmişdir, onların orta induksiya dəyəri ortaya çıxdı. Yerin orbitində bir neçə qamma düzənində olmaq (1g = 10 –5 qauss).

Statik günəş tacı ideyasının dağılması.

Uzun müddətdir ki, bütün ulduz atmosferlərinin hidrostatik tarazlıq vəziyyətində olduğuna inanılırdı, yəni. müəyyən bir ulduzun cazibə qüvvəsinin təzyiq qradiyenti ilə əlaqəli qüvvə ilə balanslaşdırıldığı bir vəziyyətdə (uzaqdan ulduzun atmosferindəki təzyiqin dəyişməsi) r ulduzun mərkəzindən. Riyazi olaraq bu tarazlıq adi diferensial tənlik kimi ifadə edilir,

Harada G- qravitasiya sabiti, M* – ulduzun kütləsi, səh və r – müəyyən məsafədə təzyiq və kütlə sıxlığı r ulduzdan. İdeal qaz üçün vəziyyət tənliyindən kütlə sıxlığının ifadə edilməsi

R= r RT

təzyiq və temperatur vasitəsilə və yaranan tənliyi inteqral edərək, sözdə barometrik düstur ( R– qaz sabiti), sabit temperaturda olan xüsusi halda T oxşayır

Harada səh 0 - ulduz atmosferinin bazasındakı təzyiqi təmsil edir (at r = r 0). Parkerin işindən əvvəl günəş atmosferinin digər ulduzların atmosferləri kimi hidrostatik tarazlıq vəziyyətində olduğuna inanıldığı üçün onun vəziyyəti oxşar düsturlarla müəyyən edilirdi. Temperaturun Günəşin səthində təxminən 10 000 K-dən günəş tacında 1 000 000 K-ə qədər kəskin artması kimi qeyri-adi və hələ tam başa düşülməmiş fenomeni nəzərə alaraq, S. Çepman güman edilən statik günəş tacı nəzəriyyəsini inkişaf etdirdi. Günəş sistemini əhatə edən yerli ulduzlararası mühitə rəvan keçmək. Buradan belə nəticə çıxdı ki, S.Çapmanın ideyalarına görə, Yer Günəş ətrafında dövr edərək, statik günəş tacına batırılır. Bu nöqteyi-nəzər astrofiziklər tərəfindən uzun müddətdir ki, bölüşdürülür.

Parker artıq qurulmuş bu ideyalara zərbə vurdu. O, diqqəti ona yönəltdi ki, sonsuzluqdakı təzyiq (at r Barometrik düsturdan əldə edilən ® Ґ), o zaman yerli ulduzlararası mühit üçün qəbul edilən təzyiqdən demək olar ki, 10 dəfə böyükdür. Bu uyğunsuzluğu aradan qaldırmaq üçün E. Parker təklif etdi ki, günəş tacı hidrostatik tarazlıqda ola bilməz, ancaq Günəşi əhatə edən planetlərarası mühitə davamlı olaraq genişlənməlidir, yəni. radial sürət V günəş tacı sıfır deyil. Üstəlik, hidrostatik tarazlıq tənliyi əvəzinə, formanın hidrodinamik hərəkət tənliyindən istifadə etməyi təklif etdi, burada M E Günəşin kütləsidir.

Müəyyən bir temperatur paylanması üçün T, Günəşdən məsafənin bir funksiyası olaraq, təzyiq üçün barometrik düsturdan və formada kütlənin saxlanması tənliyindən istifadə edərək bu tənliyi həll etmək

Günəş küləyi kimi şərh edilə bilər və bu həllin köməyi ilə səsdən aşağı axınlardan keçidlə (at r r *) səsdən sürətli (at r > r*) təzyiq tənzimlənə bilər R yerli ulduzlararası mühitdə təzyiqlə və buna görə də təbiətdə həyata keçirilən günəş küləyi adlanan bu həlldir.

Planetlərarası kosmosa daxil olan ilk kosmik gəmidə aparılmış planetlərarası plazmanın parametrlərinin ilk birbaşa ölçmələri Parkerin səsdən sürətli günəş küləyinin olması haqqında fikirlərinin düzgünlüyünü təsdiqlədi və məlum oldu ki, artıq Yerin orbiti bölgəsində günəş küləyinin sürəti səs sürətini çox üstələyir. O vaxtdan bəri, Chapmanın günəş atmosferinin hidrostatik tarazlığı haqqında fikirlərinin səhv olduğu və günəş tacının planetlərarası kosmosa səsdən sürətli sürətlə genişləndiyinə şübhə yoxdur. Bir qədər sonra astronomik müşahidələr göstərdi ki, bir çox başqa ulduzlarda günəş küləyi kimi “ulduz küləkləri” var.

Günəş küləyinin nəzəri olaraq sferik simmetrik hidrodinamik model əsasında proqnozlaşdırılmasına baxmayaraq, fenomenin özü daha mürəkkəb olduğu ortaya çıxdı.

Günəş küləyi hərəkətinin əsl nümunəsi nədir? Uzun müddət günəş küləyi sferik simmetrik hesab olunurdu, yəni. günəş enindən və uzunluğundan asılı olmayaraq. Çünki kosmik gəmi 1990-cı ilə qədər Ulysses kosmik gəmisi buraxılana qədər uçuşların əksəriyyəti ekliptik müstəvidə idi və belə kosmik gəmilərdə ölçmələr günəş küləyi parametrlərinin yalnız bu müstəvidə paylanmasını verirdi. Kometa quyruqlarının əyilməsinin müşahidələrinə əsaslanan hesablamalar günəş küləyi parametrlərinin günəş enindən təxmini müstəqilliyini göstərdi, lakin kometaların müşahidələrinə əsaslanan bu nəticə bu müşahidələri şərh etməkdəki çətinliklərə görə kifayət qədər etibarlı deyildi. Günəş küləyi parametrlərinin uzununa asılılığı kosmik gəmilərdə quraşdırılmış cihazlarla ölçülsə də, buna baxmayaraq, ya əhəmiyyətsiz idi və günəş mənşəli planetlərarası maqnit sahəsi ilə, ya da Günəşdəki qısamüddətli qeyri-stasionar proseslərlə (əsasən günəş alovları ilə) əlaqəli idi. .

Ekliptik müstəvidə plazma və maqnit sahəsinin parametrlərinin ölçülməsi göstərdi ki, planetlərarası məkanda günəş küləyinin müxtəlif parametrlərinə və maqnit sahəsinin müxtəlif istiqamətlərinə malik sektor strukturları adlanan strukturlar mövcud ola bilər. Bu cür strukturlar Günəşlə birlikdə fırlanır və açıq şəkildə göstərir ki, onlar günəş atmosferindəki oxşar quruluşun nəticəsidir, beləliklə, parametrləri günəş uzunluğundan asılıdır. Keyfiyyətli dörd sektorlu struktur Şəkildə göstərilmişdir. 1.

Eyni zamanda, yerüstü teleskoplar Günəşin səthində ümumi maqnit sahəsini aşkar edir. Onun orta dəyəri 1 G olaraq qiymətləndirilir, baxmayaraq ki, fərdi fotosferik birləşmələrdə, məsələn, günəş ləkələrində maqnit sahəsi daha böyük ölçüdə ola bilər. Plazma yaxşı bir elektrik keçiricisi olduğundan, günəş maqnit sahələri ponderomotor qüvvənin görünüşünə görə günəş küləyi ilə bir şəkildə qarşılıqlı təsir göstərir. j ґ B. Bu qüvvə radial istiqamətdə kiçikdir, yəni. günəş küləyinin radial komponentinin paylanmasına faktiki olaraq heç bir təsir göstərmir, lakin onun radial istiqamətə perpendikulyar istiqamətə proyeksiyası günəş küləyində tangensial sürət komponentinin yaranmasına gətirib çıxarır. Bu komponent radialdan demək olar ki, iki dərəcə kiçik olsa da, Günəşdən bucaq momentumunun çıxarılmasında mühüm rol oynayır. Astrofiziklər təklif edirlər ki, sonuncu vəziyyət təkcə Günəşin deyil, həm də ulduz küləyinin təsbit edildiyi digər ulduzların təkamülündə mühüm rol oynaya bilər. Xüsusilə, gec spektral sinif ulduzlarının bucaq sürətinin kəskin azalmasını izah etmək üçün tez-tez onların fırlanma impulsunu ətraflarında əmələ gələn planetlərə ötürməsi fərziyyəsi irəli sürülür. Bir maqnit sahəsinin mövcudluğunda ondan plazmanın çıxması ilə Günəşin açısal impulsunu itirməsi üçün nəzərdə tutulan mexanizm bu fərziyyəni yenidən nəzərdən keçirmək imkanını açır.

Orta maqnit sahəsinin təkcə Yerin orbiti regionunda deyil, həm də böyük heliosentrik məsafələrdə (məsələn, Voyager 1 və 2 və Pioneer 10 və 11 kosmik gəmilərində) ölçülməsi göstərdi ki, ekliptik müstəvidə demək olar ki, üst-üstə düşür. Günəş ekvatorunun müstəvisi, onun böyüklüyü və istiqaməti düsturlarla yaxşı təsvir edilmişdir

Parker tərəfindən qəbul edildi. Arximedin Parker spiralını təsvir edən bu düsturlarda kəmiyyətlər B r, B j – müvafiq olaraq maqnit induksiya vektorunun radial və azimutal komponentləri, W – Günəşin fırlanmasının bucaq sürəti, V– günəş küləyinin radial komponenti, “0” indeksi maqnit sahəsinin böyüklüyünün məlum olduğu günəş tacının nöqtəsinə aiddir.

Avropa Kosmik Agentliyinin 1990-cı ilin oktyabrında trayektoriyası elə hesablanmış Uliss kosmik gəmisini orbitə çıxarması, hazırda Günəş ətrafında ekliptik müstəviyə perpendikulyar bir müstəvidə orbitində fırlanması günəş küləyinin sferik simmetrik olması fikrini tamamilə dəyişdi. Şəkildə. Şəkil 2-də günəş eni funksiyası olaraq Ulysses kosmik gəmisində ölçülən günəş küləyi protonlarının radial sürətinin və sıxlığının paylanması göstərilir.

Bu rəqəm günəş küləyi parametrlərinin güclü eninə asılılığını göstərir. Məlum olub ki, günəş küləyinin sürəti artır, protonların sıxlığı isə helioqrafik enliklə azalır. Və əgər ekliptik müstəvidə radial sürət orta hesabla ~ 450 km/san, proton sıxlığı isə ~15 sm-3 olarsa, o zaman, məsələn, 75° Günəş enliyində bu dəyərlər ~700 km/san və ~5 sm–3, müvafiq olaraq. Günəş küləyi parametrlərinin enlikdən asılılığı minimum günəş aktivliyi dövrlərində daha az nəzərə çarpır.

Günəş küləyində qeyri-stasionar proseslər.

Parkerin təklif etdiyi model günəş küləyinin sferik simmetriyasını və onun parametrlərinin zamandan müstəqilliyini (baxılan hadisənin stasionarlığı) nəzərdə tutur. Ancaq Günəşdə baş verən proseslər, ümumiyyətlə, stasionar deyil və buna görə də günəş küləyi sabit deyil. Parametrlərdəki dəyişikliklərin xarakterik vaxtları çox fərqli miqyaslara malikdir. Xüsusilə, günəş aktivliyinin 11 illik dövrü ilə bağlı günəş küləyinin parametrlərində dəyişikliklər var. Şəkildə. Şəkil 3, IMP-8 və Voyager-2 kosmik gəmisi (r) ilə ölçülmüş günəş küləyinin orta (300 gündən çox) dinamik təzyiqini göstərir. V 2) Yerin orbiti sahəsində (1 AU-da) bir 11 il günəş dövrü günəş fəaliyyəti (şəklin yuxarı hissəsi). Şəklin altındakı. Şəkil 3-də 1978-ci ildən 1991-ci ilə qədər olan dövr ərzində günəş ləkələrinin sayının dəyişməsi göstərilir (maksimum say maksimum günəş aktivliyinə uyğundur). Günəş küləyinin parametrlərinin təxminən 11 il xarakterik bir müddət ərzində əhəmiyyətli dərəcədə dəyişdiyini görmək olar. Eyni zamanda, “Uliss” kosmik gəmisində aparılan ölçmələr göstərdi ki, belə dəyişikliklər təkcə ekliptik müstəvidə deyil, digər helioqrafik enliklərdə də baş verir (qütblərdə günəş küləyinin dinamik təzyiqi ekvatordakından bir qədər yüksəkdir).

Günəş küləyinin parametrlərindəki dəyişikliklər daha kiçik zaman miqyasında da baş verə bilər. Məsələn, Günəşdəki alovlar və günəş tacının müxtəlif bölgələrindən plazmanın müxtəlif sürətlə çıxması planetlərarası fəzada sürət, sıxlıq, təzyiq və temperaturda kəskin sıçrayışla xarakterizə olunan planetlərarası şok dalğalarının əmələ gəlməsinə səbəb olur. Onların formalaşma mexanizmi Şəkildə keyfiyyətcə göstərilmişdir. 4. Hər hansı qazın sürətli axını (məsələn, günəş plazması) daha yavaş olanı tutduqda, onların təmas nöqtəsində qazın parametrlərində ixtiyari boşluq yaranır ki, burada kütlənin, impulsun saxlanması qanunları və enerji doymur. Belə bir fasiləsizlik təbiətdə mövcud ola bilməz və xüsusilə iki zərbə dalğasına (bunlar üzərində kütlənin, impulsun və enerjinin saxlanma qanunları Huqonio münasibətlərinə səbəb olur) və tangensial fasiləsizliyə (eyni qorunma qanunları gətirib çıxarır) parçalanır. ona görə ki, onun üzərində təzyiq və normal sürət komponenti davamlı olmalıdır). Şəkildə. 4 bu proses sferik simmetrik məşəlin sadələşdirilmiş formasında göstərilmişdir. Burada qeyd etmək lazımdır ki, irəli zərbə dalğası, tangensial kəsilmə və ikinci zərbə dalğasından (əks zərbə) ibarət olan belə strukturlar Günəşdən elə hərəkət edirlər ki, irəli zərbənin sürətindən daha böyük sürətlə hərəkət edir. günəş küləyi, əks şok Günəşdən günəş küləyinin sürətindən bir qədər aşağı sürətlə hərəkət edir və tangensial kəsilmə sürəti günəş küləyinin sürətinə bərabərdir. Belə strukturlar müntəzəm olaraq kosmik gəmilərdə quraşdırılmış alətlər tərəfindən qeydə alınır.

Günəş küləyi parametrlərinin günəşdən məsafə ilə dəyişməsi haqqında.

Günəş küləyinin sürətinin Günəşdən məsafə ilə dəyişməsi iki qüvvə ilə müəyyən edilir: günəş cazibə qüvvəsi və təzyiqin dəyişməsi ilə əlaqəli qüvvə (təzyiq qradiyenti). Cazibə qüvvəsi Günəşdən olan məsafənin kvadratı kimi azaldığından, böyük heliosentrik məsafələrdə onun təsiri əhəmiyyətsizdir. Hesablamalar göstərir ki, artıq Yerin orbitində onun təsirinə, eləcə də təzyiq qradiyentinin təsirinə laqeyd yanaşmaq olar. Beləliklə, günəş küləyinin sürətini demək olar ki, sabit hesab etmək olar. Üstəlik, səs sürətini (hipersonik axın) əhəmiyyətli dərəcədə üstələyir. Sonra günəş tacı üçün yuxarıdakı hidrodinamik tənlikdən belə nəticə çıxır ki, r sıxlığı 1/ kimi azalır. r 2. 1970-ci illərin ortalarında orbitə buraxılan və hazırda Günəşdən bir neçə onlarla astronomik vahiddən ibarət məsafədə yerləşən Amerika kosmik gəmisi Voyager 1 və 2, Pioneer 10 və 11 günəş küləyinin parametrləri haqqında bu fikirləri təsdiqlədi. Onlar həmçinin planetlərarası maqnit sahəsi üçün nəzəri olaraq proqnozlaşdırılan Parker Arximed spiralını təsdiqlədilər. Bununla belə, günəş tacı genişləndikcə temperatur adiabatik soyutma qanununa əməl etmir. Günəşdən çox böyük məsafələrdə günəş küləyi hətta istiləşməyə meyllidir. Bu cür qızdırma iki səbəbə görə ola bilər: plazma turbulentliyi ilə əlaqəli enerji itkisi və ulduzlararası mühitdən günəş küləyinə nüfuz edən neytral hidrogen atomlarının təsiri. günəş sistemi. İkinci səbəb həm də yuxarıda qeyd olunan kosmik gəmidə aşkar edilən böyük heliosentrik məsafələrdə günəş küləyinin müəyyən qədər əyləclənməsinə gətirib çıxarır.

Nəticə.

Beləliklə, günəş küləyi fiziki fenomen, bu, təkcə kosmosun təbii şəraitində yerləşən plazmadakı proseslərin öyrənilməsi ilə bağlı sırf akademik maraq kəsb etmir, həm də Yerin yaxınlığında baş verən prosesləri öyrənərkən nəzərə alınmalı olan amildir, çünki bu proseslər , bu və ya digər dərəcədə həyatımıza təsir edir. Xüsusilə, Yerin maqnitosferi ətrafında axan yüksək sürətli günəş küləyi axınları onun strukturuna təsir edir və Günəşdə qeyri-stasionar proseslər (məsələn, alovlar) radiorabitəni pozan və hava şəraitinin rifahına təsir edən maqnit qasırğalarına səbəb ola bilər. həssas insanlar. Günəş küləyi günəş tacında yarandığından onun Yerin orbiti bölgəsindəki xassələri mühüm tədqiqatlar üçün yaxşı göstəricidir. praktik fəaliyyətlər günəş-yer əlaqəsi adamı. Ancaq bu, fərqli bir sahədir elmi araşdırma, bu məqalədə toxunmayacağımız.

Vladimir Baranov

O, təkcə kosmik yelkənli gəmilər üçün hərəkətverici qurğu kimi deyil, həm də enerji mənbəyi kimi istifadə edilə bilər. Günəş küləyinin bu tutumda ən məşhur istifadəsi ilk dəfə yüksək inkişaf etmiş bir sivilizasiyanın bir ulduzun ətrafında yaydığı bütün enerjini toplayacaq bir kürə yarada biləcəyini təklif edən Freeman Dyson tərəfindən təklif edilmişdir. Buna əsaslanaraq, yerdən kənar sivilizasiyaların axtarışının başqa üsulu da təklif edilmişdir.

Bu arada, Vaşinqton Universitetində (Vaşinqton Dövlət Universiteti) Bruks Harropun rəhbərlik etdiyi tədqiqatçılar qrupu günəş küləyi enerjisindən istifadə üçün daha praktik konsepsiya - Dyson-Harrop peyklərini təklif ediblər. Bunlar günəş küləyindən elektron toplayan kifayət qədər sadə elektrik stansiyalarıdır. Günəşə yönəlmiş uzun bir metal çubuq elektronları cəlb edəcək bir maqnit sahəsi yaratmaq üçün enerji verilir. Digər ucunda yelkən və qəbuledicidən ibarət elektron tələ qəbuledicisi var.

Harropun hesablamalarına görə, Yer orbitində 300 metrlik çubuq, 1 sm qalınlığında və 10 metrlik tələsi olan peyk 1,7 MVt-a qədər güc "toplaya" biləcək. Bu, təxminən 1000 fərdi evi elektriklə təmin etmək üçün kifayətdir. Eyni peyk, lakin bir kilometr uzunluğunda çubuq və 8400 kilometr yelkən ilə 1 milyard giqavat enerji (10 27 Vt) "toplaya" biləcək. Qalan bütün digər növlərdən imtina etmək üçün bu enerjini Yerə köçürməkdir.

Harropun komandası enerjinin lazer şüası vasitəsilə ötürülməsini təklif edir. Bununla belə, peykin dizaynı olduqca sadədirsə və mövcud texnologiya səviyyəsində olduqca mümkündürsə, lazer "kabelinin" yaradılması hələ də texniki cəhətdən mümkün deyil. Məsələ burasındadır ki, günəş küləyini effektiv şəkildə toplamaq üçün Dyson-Harrop peyki ekliptik müstəvidən kənarda uzanmalıdır, yəni o, Yerdən milyonlarla kilometr uzaqda yerləşir. Bu məsafədə lazer şüası minlərlə kilometr diametrdə ləkə yaradacaq. Adekvat fokuslama sistemi üçün diametri 10 ilə 100 metr arasında olan obyektiv tələb olunacaq. Bundan əlavə, mümkün sistem nasazlıqlarının bir çox təhlükələri istisna edilə bilməz. Digər tərəfdən, kosmosun özündə də enerji tələb olunur və kiçik Dyson-Harrop peykləri günəş panellərini və nüvə reaktorlarını əvəz edərək onun əsas mənbəyinə çevrilə bilər.