Päikesetuule laetud osakesed. Mis on päikesetuul? Päikesetuul: päritolu, omadused

V. B. Baranov, Moskva Riiklik Ülikool neid. M.V. Lomonossov

Artiklis käsitletakse päikesekrooni (päikesetuule) ülehelikiiruselise laienemise probleemi. Analüüsitakse nelja peamist probleemi: 1) Päikese kroonist plasma väljavoolu põhjused; 2) kas selline väljavool on homogeenne; 3) päikesetuule parameetrite muutused koos kaugusega Päikesest ja 4) kuidas päikesetuul voolab tähtedevahelisse keskkonda.

Sissejuhatus

Peaaegu 40 aastat on möödas ajast, mil Ameerika füüsik E. Parker ennustas teoreetiliselt ette nähtust, mida nimetati “päikesetuuleks” ja mida paar aastat hiljem kinnitas katseliselt Nõukogude teadlase K. Gringaus rühm, kasutades selleks paigaldatud instrumente. Kosmoselaev Luna. 2" ja "Luna-3". päikeseline tuul on täielikult ioniseeritud vesinikplasma voog, st ligikaudu sama tihedusega elektronidest ja prootonitest koosnev gaas (kvaasineutraalsuse tingimus), mis liigub Päikeselt suurel ülehelikiirusel. Maa orbiidil (üks astronoomiline ühik (AU) Päikesest) on selle voolu kiirus VE ligikaudu 400-500 km/s, prootonite (või elektronide) kontsentratsioon ne = 10-20 osakest kuupsentimeetri kohta ja nende temperatuur Te on ligikaudu 100 000 K (elektronide temperatuur on veidi kõrgem).

Lisaks elektronidele ja prootonitele avastati planeetidevahelises ruumis alfaosakesed (suurusjärgus mitu protsenti), väike kogus raskemaid osakesi, aga ka magnetväli. keskmine väärtus mille induktsioon osutus Maa orbiidil mitme gamma suurusjärku (1

= 10-5 G).

Natuke ajalugu, mis on seotud päikesetuule teoreetilise ennustamisega

Teoreetilise astrofüüsika mitte nii pika ajaloo jooksul usuti, et kõik tähtede atmosfäärid on hüdrostaatilises tasakaalus, st seisundis, kus tähe gravitatsiooniline tõmbejõud on tasakaalustatud selle atmosfääri rõhugradiendiga seotud jõuga (koos rõhu muutus keskmiste tähtede kauguse r ühiku kohta). Matemaatiliselt väljendatakse seda tasakaalu tavalisena diferentsiaalvõrrand

(1)

kus G on gravitatsioonikonstant, M* on tähe mass, p on atmosfääri gaasirõhk,

- selle massitihedus. Kui on antud temperatuurijaotus T atmosfääris, siis ideaalse gaasi tasakaaluvõrrandist (1) ja olekuvõrrandist

(2)

kus R on gaasikonstant, on lihtne saada nn baromeetriline valem, mis konkreetsel konstantse temperatuuri T puhul on kujul

(3)

Valemis (3) tähistab väärtus p0 rõhku tähe atmosfääri põhjas (r = r0). Sellest valemist on selge, et r puhul

, st väga suurel kaugusel tähest kaldub rõhk p lõplikule piirile, mis sõltub rõhu p0 väärtusest.

Kuna arvati, et päikeseatmosfäär, nagu ka teiste tähtede atmosfäär, on hüdrostaatilises tasakaalus, määrati selle olek valemitega (1), (2), (3) sarnaste valemitega. Arvestades ebatavalist ja siiani täielikult arusaamatut nähtust, milleks on temperatuuri järsk tõus ligikaudu 10 000 kraadilt Päikese pinnal 1 000 000 kraadini päikesekoroonis, töötas Chapman (vt näiteks) välja staatilise päikesekrooni teooria, mis pidi sujuvalt üle minema Päikesesüsteemi ümbritsevasse tähtedevahelisse keskkonda.

Oma teedrajavas töös juhtis Parker aga tähelepanu asjaolule, et staatilise päikesekrooni valemiga (3) saadud rõhk lõpmatuse juures on peaaegu suurusjärgu võrra suurem kui hinnanguline rõhu väärtus. tähtedevahelise gaasi jaoks vaatluste põhjal. Selle lahknevuse lahendamiseks tegi Parker ettepaneku, et päikesekroon ei ole staatilises tasakaalus, vaid laieneb pidevalt Päikest ümbritsevasse planeetidevahelisse keskkonda. Veelgi enam, ta tegi tasakaaluvõrrandi (1) asemel ettepaneku kasutada vormi hüdrodünaamilist liikumisvõrrandit

(4)

kus Päikesega seotud koordinaatsüsteemis tähistab väärtus V plasma radiaalkiirust. Under

viitab Päikese massile.

Antud temperatuurijaotuse T korral on võrrandite (2) ja (4) süsteemil joonisel fig. 1. Sellel joonisel a tähistab heli kiirust ja r* on kaugus lähtepunktist, mille juures gaasi kiirus on võrdne heli kiirusega (V = a). Ilmselgelt ainult kõverad 1 ja 2 joonisel fig. 1 omavad füüsikalist tähendust Päikesest gaasi väljavoolu probleemi jaoks, kuna kõveratel 3 ja 4 on igas punktis ebaukordsed kiiruse väärtused ning kõverad 5 ja 6 vastavad väga suurtele kiirustele päikese atmosfäär, mida teleskoopides ei täheldata. Parker analüüsis tingimusi, mille korral kõverale 1 vastav lahendus looduses realiseerub.Ta näitas, et sellisest lahendusest saadava rõhu ja tähtedevahelise keskkonna rõhu vastavusse viimiseks on kõige realistlikum juhtum gaasi üleminek a. allahelikiirusega voog (r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*) ja nimetas sellist voolu päikesetuuleks. Selle väite peale vaieldi aga Chamberlaini töös, kes uskus seda kõige rohkem tõeline lahendus, mis vastab kõverale 2, mis kirjeldab kõikjal allahelikiirusega "päikesetuult". Samas ei tundunud esimesed katsed kosmoselaevadega (vt nt.), mis avastasid Päikeselt ülehelikiirusega gaasivoogusid, kirjanduse põhjal otsustades, Chamberlainile piisavalt usaldusväärsed.

Riis. 1. Ühemõõtmeliste gaasidünaamika võrrandite võimalikud lahendused Päikese pinnalt gravitatsiooni mõjul voolava gaasi voolu kiirusele V. Kõver 1 vastab päikesetuule lahendusele. Siin a on heli kiirus, r on kaugus Päikesest, r* on kaugus, mille juures gaasi kiirus võrdub heli kiirusega ja on Päikese raadius.

Avakosmoses tehtud katsete ajalugu on hiilgavalt tõestanud Parkeri päikesetuule käsitlevate ideede õigsust. Üksikasjalikku materjali päikesetuule teooria kohta leiab näiteks monograafiast.

Päikese kroonist plasma ühtlase väljavoolu kontseptsioonid

Ühemõõtmelistest gaasidünaamika võrranditest võib saada teadaolev tulemus: massijõudude puudumisel võib punktallikast lähtuv sfääriliselt sümmeetriline gaasivool olla kõikjal kas allahelikiirusega või ülehelikiirusega. Gravitatsioonijõu olemasolu võrrandis (4) (paremal pool) toob kaasa lahenduste ilmumise nagu kõver 1 joonisel fig. 1, st üleminekuga läbi helikiiruse. Toome analoogia klassikalise vooluga Lavali düüsis, mis on kõigi ülehelikiirusega reaktiivmootorite aluseks. See vool on skemaatiliselt näidatud joonisel fig. 2.

Riis. 2. Vooskeem Lavali düüsis: 1 - paak, mida nimetatakse vastuvõtjaks ja millesse juhitakse madalal kiirusel väga kuuma õhku, 2 - kanali geomeetrilise kokkusurumise ala, et kiirendada allahelikiirusega gaasivoolu, 3 - kanali geomeetrilise laienemise ala, et kiirendada ülehelikiirust.

Väga kõrge temperatuurini kuumutatud gaas juhitakse paaki 1, mida nimetatakse vastuvõtjaks, väga väikese kiirusega (gaasi siseenergia on palju suurem kui selle kineetiline energia suunaline liikumine). Kanali geomeetriliselt kokku surudes kiirendatakse gaasi piirkonnas 2 (allhelikiirusega vool), kuni selle kiirus jõuab helikiiruseni. Selle edasiseks kiirendamiseks on vaja kanalit laiendada (ülehelikiiruse 3. piirkond). Kogu voolupiirkonnas toimub gaasi kiirendus selle adiabaatilise (ilma soojusvarustuseta) jahutamise tõttu (kaootilise liikumise siseenergia muundub suunatud liikumise energiaks).

Vaadeldavas päikesetuule tekkimise probleemis mängib vastuvõtja rolli päikesekroon ja Lavali düüsi seinte roll on päikese külgetõmbejõul. Parkeri teooria kohaselt peaks üleminek läbi helikiiruse toimuma kuskil mitme päikeseraadiuse kaugusel. Teoorias saadud lahenduste analüüs näitas aga, et päikesekrooni temperatuur ei ole piisav, et selle gaas kiirendaks ülehelikiiruseni, nagu seda tehakse Lavali düüsiteoorias. Mingi täiendav energiaallikas peab olema. Selliseks allikaks peetakse praegu päikesetuules alati esinevate laineliste liikumiste hajumist (mõnikord nimetatakse seda ka plasma turbulentsiks), mis asetsevad keskmise vooluga ja vool ise ei ole enam adiabaatiline. Selliste protsesside kvantitatiivne analüüs nõuab veel täiendavaid uuringuid.

Huvitaval kombel tuvastavad maapealsed teleskoobid magnetvälju Päikese pinnal. Nende magnetilise induktsiooni B keskmine väärtus on hinnanguliselt 1 G, kuigi üksikutes fotosfäärilistes moodustistes, näiteks päikeselaikudes, võib magnetväli olla suurusjärgus suurem. Kuna plasma on hea elektrijuht, on loomulik, et päikese magnetväljad mõjutavad selle päikesevoolu. Sel juhul annab puhtalt gaasidünaamiline teooria vaadeldava nähtuse mittetäieliku kirjelduse. Mõjutamine magnetväli päikesetuule voolu saab käsitleda ainult teaduse raames, mida nimetatakse magnetiliseks hüdrodünaamiaks. Milliste tulemusteni sellised kaalutlused viivad? Selles suunas tehtud teedrajava töö kohaselt (vt ka) põhjustab magnetväli päikesetuule plasmas elektrivoolude j ilmnemise, mis omakorda toob kaasa ponderomotoorjõu j x B ilmnemise, mis on suunatud päikesetuule plasmas. radiaalsuunaga risti. Selle tulemusena omandab päikesetuul tangentsiaalse kiiruse komponendi. See komponent on peaaegu kaks suurusjärku väiksem kui radiaalne, kuid sellel on oluline roll nurkimpulsi eemaldamisel Päikeselt. Eeldatakse, et viimane asjaolu võib mängida olulist rolli mitte ainult Päikese, vaid ka teiste tähtede arengus, mille puhul on avastatud "tähetuul". Eelkõige hilise spektriklassi tähtede nurkkiiruse järsu vähenemise selgitamiseks tuginetakse sageli hüpoteesi pöörlemismomendi ülekandmisest nende ümber moodustunud planeetidele. Vaadeldav mehhanism Päikese nurkimpulsi kadumiseks sellest plasma väljavoolu kaudu avab võimaluse seda hüpoteesi üle vaadata.

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

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

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

Tabel 1.- Päikesetuule keskmised omadused Maa orbiidil

Kiirus
Prootoni kontsentratsioon
Prootoni temperatuur
Elektronide temperatuur
Magnetvälja tugevus
Pythoni voo tihedus....	2,410 8 cm -2 c -1
Kineetilise energia voo tihedus	0,3 ergcm -2 s -1

Tabel 2.- Sugulane keemiline koostis päikese tuul

	Suhteline sisu

	Suhteline sisu

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

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

päikeseline tuul

- Päikese päritoluga pidev plasmavoog, mis levib Päikesest ligikaudu radiaalselt ja täidab Päikesesüsteemi heliotsentriliseks. vahemaad ~100 AU S.v. tekib gaasidünaamika käigus. laienemine planeetidevahelisesse ruumi. Kõrgetel temperatuuridel, mis eksisteerivad päikesekoroonis (K), ei suuda selle peal olevate kihtide rõhk tasakaalustada koroonaaine gaasirõhku ja kroon paisub.

Esimesed tõendid Päikesest tuleva plasma pideva voolu olemasolu kohta sai L. Biermann (Saksamaa) 1950. aastatel. komeetide plasmasabadele mõjuvate jõudude analüüsi kohta. 1957. aastal näitas Yu. Parker (USA) koroonaaine tasakaalutingimusi analüüsides, et kroon ei saa olla hüdrostaatilistes tingimustes. tasakaal, nagu varem eeldati, peaks laienema ja see paisumine peaks olemasolevate piirtingimuste juures viima koronaalse aine kiirenemiseni ülehelikiirusele.

S.v. keskmised omadused. on toodud tabelis. 1. Esmakordselt registreeriti teisel Nõukogude kosmoselaeval päikesest pärit plasmavoog. rakett "Luna-2" aastal 1959. Päikesest pideva plasma väljavoolu olemasolu tõestati Ameerikas mitu kuud kestnud mõõtmiste tulemusena. AMS Mariner 2 1962. aastal

Tabel 1. Päikesetuule keskmised omadused Maa orbiidil

Kiirus	400 km/s
Prootoni tihedus	6 cm -3
Prootoni temperatuur	TO
Elektronide temperatuur	TO
Magnetvälja tugevus	E
Prootoni voo tihedus	cm -2 s -1
Kineetilise energia voo tihedus	0,3 ergsm -2 s -1

Vood N.v. võib jagada kahte klassi: aeglane - kiirusega km/s ja kiire - kiirusega 600-700 km/s. Kiired voolud tulevad krooni nendest piirkondadest, kus magnetväli on radiaalsele lähedane. Mõned neist piirkondadest on . Aeglased voolud N.W. on ilmselt seotud võra piirkondadega, kus on tähendus. tangentsiaalne komponent mag. väljad.

Lisaks põhikomponentidele S.v. - prootonid ja elektronid, - selle koostises leiti ka osakesi, tugevalt ioniseeritud hapniku, räni, väävli ja raua ioone (joonis 1). Kuul paljastatud fooliumidesse lõksu jäänud gaaside analüüsimisel leiti Ne ja Ar aatomid. Keskmine keemia. koosseis S.v. on toodud tabelis. 2.

Tabel 2. Päikesetuule suhteline keemiline koostis

Element	Sugulane sisu
H	0,96
3 Ta
4 Ta	0,04
O
Ne
Si
Ar
Fe

Ionisatsioon olek S.v. vastab tasemele koroonas, kus rekombinatsiooniaeg muutub paisumisajaga võrreldes väikeseks, st. kaugusel . Ionisatsiooni mõõtmised ioonide temperatuurid S.v. võimaldavad määrata päikesekrooni elektrontemperatuuri.

S.v. kannab koronaalmagnetvälja endaga planeetidevahelisse keskkonda. valdkonnas. Selle välja plasmasse külmunud jõujooned moodustavad planeetidevahelise magnetvälja. väli (MMP). Kuigi IMF-i intensiivsus on madal ja selle energiatihedus on u. 1% kineetikast päikeseenergia energia, see mängib suurt rolli päikeseenergia termodünaamikas. ja interaktsioonide dünaamikas S.v. Päikesesüsteemi kehade ja põhja ojadega. omavahel. Laienduse kombinatsioon S.v. Päikese pöörlemisega viib selleni, et mag. S.V.-s külmutatud jõulüooniumid on Archimedese spiraalidele sarnase kujuga (joonis 2). Mag. radiaal- ja asimuutkomponent. ekliptikatasandi lähedal olevad väljad muutuvad kaugusega:
,
Kus R- heliotsentriline kaugus, - Päikese pöörlemise nurkkiirus, u R- radiaalkiiruse komponent S.v., indeks “0” vastab algtasemele. Maa orbiidi kaugusel nurk magnetsuundade vahel. väljad ja suund Päikesele, suurel heliotsentrilisel. IMF-i kaugused on peaaegu risti Päikese suunaga.

S.v., mis tekib erineva magnetilise orientatsiooniga Päikese piirkondade kohal. väljad, vormid voolavad erinevalt orienteeritud igikeltsas - nn. planeetidevaheline magnetväli.

Aastal N.v. Täheldatakse erinevat tüüpi laineid: Langmuir, whistlers, ion-sonic, magnetosonic jne (vt.). Osa laineid genereeritakse Päikesel, osa ergastab planeetidevahelises keskkonnas. Lainete genereerimine tasandab osakeste jaotusfunktsiooni kõrvalekaldeid Maxwelli funktsioonist ja viib selleni, et S.V. käitub nagu pidev meedium. Alfvén-tüüpi lained mängivad suurt rolli S.V. väikeste komponentide kiirendamisel. ja prootonite jaotusfunktsiooni moodustamisel. Aastal N.v. Täheldatakse ka magnetiseeritud plasmale iseloomulikke kontakti ja pöörlemise katkestusi.

Voog N.w. yavl. ülehelikiirusega seoses seda tüüpi lainete kiirusega, mis tagavad tõhusa energiaülekande S.V. (Alfvén, heli- ja magnetosoonilised lained), Alfvén ja heli Machi numbrid S.v. Maa orbiidil. Kärpimisel S.V. takistused, mis suudavad S.v. (Elavhõbeda, Maa, Jupiteri, Staurni või Veenuse ja ilmselt ka Marsi juhtivate ionosfääride magnetväljad), tekib vööri lööklaine. S.v. aeglustab ja soojeneb lööklaine esiosas, mis võimaldab sellel takistuse ümber voolata. Samal ajal N.v. moodustub õõnsus - magnetosfäär (kas oma või indutseeritud), struktuuri kuju ja suuruse määrab magnetrõhu tasakaal. planeedi väljad ja voolava plasmavoolu rõhk (vt.). Kuumutatud plasmakihti lööklaine ja voolujoonelise takistuse vahel nimetatakse. üleminekupiirkond. Lööklaine esiosa ioonide temperatuur võib tõusta 10–20 korda, elektronide temperatuur 1,5–2 korda. Lööklaine nähtus. , voolu termiliseerumine tagatakse kollektiivsete plasmaprotsessidega. Lööklaine frondi paksus on ~100 km ja selle määrab kasvukiirus (magnetosooniline ja/või madalam hübriid) läheneva voolu ja osa eest peegelduva ioonivoo koosmõjul. Interaktsiooni korral S.v. mittejuhtiva kehaga (Kuu) lööklaine ei teki: plasma vool neeldub pinnale ja keha taha moodustub SW, mis täitub järk-järgult plasmaga. õõnsus.

Koroona plasma väljavoolu statsionaarsele protsessile kattuvad mittestatsionaarsed protsessid, mis on seotud. Tugevate päikesepõletuste ajal paiskub ainet krooni alumistest piirkondadest planeetidevahelisse keskkonda. Sel juhul tekib ka lööklaine (joon. 3), servad aeglustuvad järk-järgult, liikudes läbi SW plasma. Lööklaine saabumine Maale viib magnetosfääri kokkusurumiseni, misjärel algab tavaliselt magnetismi areng. tormid

Päikese krooni paisumist kirjeldava võrrandi võib saada massi ja nurkimpulsi säilivusvõrrandi süsteemist. Selle võrrandi lahendused, mis kirjeldavad kiiruse muutumise erinevat olemust vahemaaga, on näidatud joonisel fig. 4. Lahendused 1 ja 2 vastavad madalatele kiirustele võra põhjas. Valiku nende kahe lahenduse vahel määravad lõpmatuse tingimused. Lahendus 1 vastab koroona madalatele paisumiskiirustele (“päikesetuul”, J. Chamberlaini, USA järgi) ja annab suured rõhu väärtused lõpmatus, s.o. esineb samu raskusi nagu staatiline mudel. kroonid Lahendus 2 vastab paisumiskiiruse üleminekule läbi helikiiruse ( v K) teatud rummikriitiline. vahemaa R K ja sellele järgnev paisumine ülehelikiirusel. See lahendus annab lõpmatuses rõhu kaduvalt väikese väärtuse, mis võimaldab seda ühildada tähtedevahelise keskkonna madala rõhuga. Parker nimetas seda tüüpi voolu päikesetuuleks. Kriitiline punkt asub Päikese pinnast kõrgemal, kui krooni temperatuur on alla teatud kriitilise väärtuse. väärtused, kus m- prootonite mass, - adiabaatiline indeks. Joonisel fig. Joonisel 5 on näidatud paisumiskiiruse muutus heliotsentrilisest. kaugus sõltuvalt isotermilisest temperatuurist. isotroopne korona. Hilisemad mudelid S.v. võtma arvesse koronaaltemperatuuri muutusi kaugusega, keskkonna kahevedeliku olemust (elektron- ja prootongaasid), soojusjuhtivust, viskoossust ja paisumise mittesfäärilisust. Lähenemine ainele S.v. Kuidas pidevat keskkonda kasutada, on õigustatud IMF-i olemasolu ja SW plasma interaktsiooni kollektiivne olemus, mis on põhjustatud erinevat tüüpi ebastabiilsustest. S.v. annab põhilise soojusenergia väljavool koroonast, sest soojusülekanne kromosfäärile, elektromagnet. tugevalt ioniseeritud koroonaaine kiirgus ja päikeseenergia elektrooniline soojusjuhtivus. ebapiisav soojuse loomiseks võra tasakaal. Elektrooniline soojusjuhtivus tagab ümbritseva õhu temperatuuri aeglase languse. distantsiga. S.v. ei mängi Päikese energias tervikuna mingit märgatavat rolli, sest temaga kaasa kantud energiavoog on ~ 10 -8

1957. aastal ennustas Chicago ülikooli professor E. Parker teoreetiliselt nähtust, mida nimetati "päikesetuuleks". Kulus kaks aastat, enne kui see ennustus sai eksperimentaalse kinnituse K.I. Gringauzi grupi poolt Nõukogude kosmoselaevadele Luna-2 ja Luna-3 paigaldatud instrumentide abil. Mis see nähtus on?

Päikesetuul on täielikult ioniseeritud vesinikgaasi voog, mida tavaliselt nimetatakse täielikult ioniseeritud vesinikplasmaks elektronide ja prootonite ligikaudu võrdse tiheduse tõttu (kvaasineutraalsuse tingimus), mis kiirendab Päikesest eemale. Maa orbiidi piirkonnas (ühe astronoomilise ühiku ehk 1 AU kaugusel Päikesest) saavutab selle kiirus keskmise väärtuse V E » 400–500 km/sek prootonitemperatuuril T E » 100 000 K ja veidi kõrgemal elektronide temperatuuril ( indeks “E” viitab siin ja edaspidi Maa orbiidile). Sellistel temperatuuridel on kiirus heli kiirusest oluliselt suurem 1 AU võrra, s.o. Päikesetuule voog Maa orbiidi piirkonnas on ülehelikiirusega (või hüperhelikiirusega). Prootonite (või elektronide) mõõdetud kontsentratsioon on üsna väike ja moodustab n E » 10–20 osakest kuupsentimeetri kohta. Lisaks prootonitele ja elektronidele avastati planeetidevahelises ruumis alfaosakesi (suurusjärgus mitu protsenti prootoni kontsentratsioonist), väike kogus raskemaid osakesi, samuti planeetidevaheline magnetväli, mille keskmine induktsiooni väärtus selgus. olema Maa orbiidil mitme gamma suurusjärgus (1g = 10 –5 gaussi).

Staatilise päikesekrooni idee kokkuvarisemine.

Päris pikka aega arvati, et kõik tähtede atmosfäärid on hüdrostaatilises tasakaalus, s.t. olekus, kus antud tähe gravitatsiooniline külgetõmbejõud on tasakaalustatud rõhugradiendiga seotud jõuga (rõhu muutus tähe atmosfääris vahemaa tagant r tähe keskelt. Matemaatiliselt väljendatakse seda tasakaalu tavalise diferentsiaalvõrrandina,

Kus G- gravitatsioonikonstant, M* – tähe mass, lk ja r – rõhk ja massitihedus mingil kaugusel r tähelt. Massitiheduse väljendamine ideaalse gaasi olekuvõrrandist

R= r RT

läbi rõhu ja temperatuuri ning integreerides saadud võrrandi, saame nn baromeetrilise valemi ( R– gaasikonstant), mis konkreetsel juhul püsitemperatuuril T paistab nagu

Kus lk 0 – tähistab rõhku tähe atmosfääri põhjas (at r = r 0). Kuna enne Parkeri tööd arvati, et päikeseatmosfäär, nagu ka teiste tähtede atmosfäär, on hüdrostaatilises tasakaalus, määrati selle olek sarnaste valemitega. Võttes arvesse ebaharilikku ja veel täielikult arusaamatut nähtust, milleks on temperatuuri järsk tõus ligikaudu 10 000 K-lt Päikese pinnal 1 000 000 K-ni päikesekoroonis, töötas S. Chapman välja staatilise päikesekrooni teooria, mis eeldati. sujuvalt üle minna Päikesesüsteemi ümbritsevasse kohalikku tähtedevahelisse keskkonda. Sellest järeldub, et S. Chapmani ideede kohaselt on Maa, mis teeb oma tiire ümber Päikese, sukeldatud staatilisesse päikesekrooni. Seda seisukohta on astrofüüsikud jaganud juba pikka aega.

Parker andis neile juba väljakujunenud ideedele löögi. Ta juhtis tähelepanu asjaolule, et rõhk lõpmatuse juures (at r® Ґ), mis saadakse baromeetrilisest valemist, on suurusjärgus peaaegu 10 korda suurem kui rõhk, mis sel ajal kohaliku tähtedevahelise keskkonna jaoks aktsepteeriti. Selle lahknevuse kõrvaldamiseks pakkus E. Parker välja, et päikesekroon ei saa olla hüdrostaatilises tasakaalus, vaid peab pidevalt laienema Päikest ümbritsevasse planeetidevahelisse keskkonda, s.t. radiaalne kiirus V päikese kroon ei ole null. Veelgi enam, ta tegi hüdrostaatilise tasakaalu võrrandi asemel ettepaneku kasutada vormi hüdrodünaamilist liikumisvõrrandit, kus M E on Päikese mass.

Teatud temperatuurijaotuse jaoks T, Päikesest kauguse funktsioonina, lahendades selle võrrandi rõhu baromeetrilise valemi ja massisäilivusvõrrandi abil kujul

saab tõlgendada päikesetuulena ja just selle lahenduse abil üleminekuga alahelikiiruselt voolult (at r r *) ülehelikiiruseks (at r > r*) rõhku saab reguleerida R rõhuga kohalikus tähtedevahelises keskkonnas ja seetõttu viiakse looduses läbi see lahendus, mida nimetatakse päikesetuuleks.

Esimesed planeetidevahelise plasma parameetrite otsesed mõõtmised, mis viidi läbi esimestel planeetidevahelisse ruumi sisenevatel kosmoselaevadel, kinnitasid Parkeri ettekujutuse õigsust ülehelikiirusega päikesetuule olemasolust ning selgus, et juba Maa orbiidi piirkonnas. päikesetuule kiirus ületab kõvasti heli kiirust. Sellest ajast peale pole olnud kahtlust, et Chapmani ettekujutus päikeseatmosfääri hüdrostaatilisest tasakaalust on ekslik ja päikesekroon laieneb pidevalt ülehelikiirusel planeetidevahelisesse ruumi. Veidi hiljem näitasid astronoomilised vaatlused, et paljudel teistel tähtedel on päikesetuulega sarnased tähetuuled.

Vaatamata sellele, et päikesetuult ennustati teoreetiliselt sfääriliselt sümmeetrilise hüdrodünaamilise mudeli põhjal, osutus nähtus ise palju keerulisemaks.

Milline on päikesetuule liikumise tegelik muster? Pikka aega peeti päikesetuult sfääriliselt sümmeetriliseks, s.t. sõltumatu päikese laius- ja pikkuskraadist. Kuna kosmoselaev Kuni 1990. aastani, mil kosmoselaev Ulysses lendas, toimus suurem osa lendudest ekliptikatasandil ja sellistel kosmoselaevadel tehtud mõõtmised andsid päikesetuule parameetrite jaotused ainult sellel tasapinnal. Komeedisabade läbipainde vaatlustel põhinevad arvutused näitasid päikesetuule parameetrite ligikaudset sõltumatust päikese laiuskraadist, kuid see komeedivaatlustel põhinev järeldus ei olnud nende vaatluste tõlgendamise raskuste tõttu piisavalt usaldusväärne. Kuigi päikesetuule parameetrite pikisuunalist sõltuvust mõõdeti kosmoselaevadele paigaldatud instrumentidega, oli see siiski kas ebaoluline ja seotud Päikese päritoluga planeetidevahelise magnetväljaga või lühiajaliste mittestatsionaarsete protsessidega Päikesel (peamiselt päikesepurskega) .

Plasma ja magnetvälja parameetrite mõõtmised ekliptika tasandis on näidanud, et planeetidevahelises ruumis võivad eksisteerida erinevate päikesetuule parameetrite ja magnetvälja eri suundadega nn sektorstruktuurid. Sellised struktuurid pöörlevad koos Päikesega ja näitavad selgelt, et need on päikeseatmosfääri sarnase struktuuri tagajärg, mille parameetrid sõltuvad seega päikese pikkusest. Kvalitatiivne neljasektoriline struktuur on näidatud joonisel fig. 1.

Samal ajal tuvastavad maapealsed teleskoobid Päikese pinnal üldist magnetvälja. Selle keskmine väärtus on hinnanguliselt 1 G, kuigi üksikutes fotosfäärilistes moodustistes, näiteks päikeselaikudes, võib magnetväli olla suurusjärgus suurem. Kuna plasma on hea elektrijuht, mõjutavad päikese magnetväljad mingil moel päikesetuulega ponderomotoorjõu ilmnemise tõttu j ґ B. See jõud on radiaalsuunas väike, st. see praktiliselt ei mõjuta päikesetuule radiaalkomponendi jaotumist, kuid selle projektsioon radiaalsuunaga risti olevale suunale toob kaasa tangentsiaalse kiiruse komponendi ilmnemise päikesetuules. Kuigi see komponent on radiaalsest peaaegu kaks suurusjärku väiksem, mängib see Päikeselt nurkimpulsi eemaldamisel olulist rolli. Astrofüüsikud viitavad sellele, et viimane asjaolu võib mängida olulist rolli mitte ainult Päikese, vaid ka teiste tähtede arengus, kus tähetuult on tuvastatud. Eelkõige hilise spektriklassi tähtede nurkkiiruse järsu vähenemise selgitamiseks tuginetakse sageli hüpoteesile, et nad kannavad pöörlemismomendi üle nende ümber moodustunud planeetidele. Kaalutud mehhanism Päikese nurkimpulsi kadumiseks plasma väljavooluga sellest magnetvälja juuresolekul avab võimaluse seda hüpoteesi üle vaadata.

Keskmise magnetvälja mõõtmised mitte ainult Maa orbiidi piirkonnas, vaid ka suurtel heliotsentrilistel kaugustel (näiteks kosmoselaevadel Voyager 1 ja 2 ning Pioneer 10 ja 11) näitasid, et ekliptika tasandis langes peaaegu kokku Päikese ekvaatori tasapinda, selle suurust ja suunda kirjeldavad valemid hästi

sai Parker. Nendes valemites, mis kirjeldavad Archimedese nn Parkeri spiraali, on suurused B r, B j – vastavalt magnetinduktsiooni vektori radiaal- ja asimuutkomponendid, W – Päikese pöörlemise nurkkiirus, V– päikesetuule radiaalne komponent, indeks “0” viitab päikesekrooni punktile, mille juures on teada magnetvälja tugevus.

Euroopa Kosmoseagentuuri poolt 1990. aasta oktoobris kosmoselaeva Ulysses start, mille trajektoor arvutati välja nii, et see tiirleb nüüd ümber Päikese ekliptikatasandiga risti asetseval tasapinnal, muutis täielikult arusaama, et päikesetuul on sfääriliselt sümmeetriline. Joonisel fig. Joonisel 2 on kujutatud kosmoseaparaadil Ulysses mõõdetud päikesetuule prootonite radiaalkiiruse ja tiheduse jaotused päikese laiuskraadi funktsioonina.

See joonis näitab päikesetuule parameetrite tugevat laiuskraadi sõltuvust. Selgus, et heliograafilise laiuskraadiga päikesetuule kiirus suureneb ja prootonite tihedus väheneb. Ja kui ekliptikatasandil on radiaalkiirus keskmiselt ~ 450 km/sek ja prootonite tihedus ~15 cm-3, siis näiteks 75° päikeselaiuskraadil on need väärtused ~700 km/sek ja vastavalt ~5 cm–3. Päikesetuule parameetrite sõltuvus laiuskraadist on minimaalse päikeseaktiivsuse perioodidel vähem väljendunud.

Mittestatsionaarsed protsessid päikesetuules.

Parkeri pakutud mudel eeldab päikesetuule sfäärilist sümmeetriat ja selle parameetrite sõltumatust ajast (vaatatava nähtuse statsionaarsus). Päikesel toimuvad protsessid ei ole aga üldiselt paigal ja seetõttu pole ka päikesetuul paigal. Parameetrite muutumise iseloomulikud ajad on väga erineva skaalaga. Eelkõige on muutusi päikesetuule parameetrites, mis on seotud päikese aktiivsuse 11-aastase tsükliga. Joonisel fig. Joonis 3 näitab päikesetuule keskmist (üle 300 päeva) dünaamilist rõhku, mõõdetuna kosmoselaevade IMP-8 ja Voyager-2 abil (r V 2) Maa orbiidi piirkonnas (1 AU juures) ühe 11 aasta jooksul päikese tsükkel päikese aktiivsus (joonise ülemine osa). Joonise fig. Joonisel 3 on kujutatud päikeselaikude arvu muutust ajavahemikul 1978–1991 (maksimaalne arv vastab maksimaalsele päikese aktiivsusele). On näha, et päikesetuule parameetrid muutuvad oluliselt iseloomuliku aja jooksul, mis on umbes 11 aastat. Samas näitasid kosmoseaparaadil Ulysses tehtud mõõtmised, et sellised muutused ei toimu mitte ainult ekliptika tasapinnal, vaid ka teistel heliograafilistel laiuskraadidel (poolustel on päikesetuule dünaamiline rõhk veidi suurem kui ekvaatoril).

Muutused päikesetuule parameetrites võivad toimuda ka palju väiksematel ajaskaalal. Näiteks sähvatused Päikesel ja erinevad plasma väljavoolu kiirused päikesekrooni erinevatest piirkondadest põhjustavad planeetidevahelises ruumis planeetidevaheliste lööklainete teket, mida iseloomustab kiiruse, tiheduse, rõhu ja temperatuuri järsk hüpe. Nende moodustumise mehhanism on kvalitatiivselt näidatud joonisel fig. 4. Kui mis tahes gaasi (näiteks päikeseplasma) kiire vool jõuab järele aeglasemale, tekib nende kokkupuutepunktis gaasi parameetrites suvaline tühimik, milles kehtivad massi, impulsi jäävuse seadused. ja energia ei ole rahul. Sellist katkestust looduses eksisteerida ei saa ja see laguneb eelkõige kaheks lööklaineks (nendel tekivad massi, impulsi ja energia jäävuse seadused nn Hugonioti suheteni) ja tangentsiaalseks katkestuseks (sama jäävusseadused viivad sellele, et sellel peavad rõhk ja normaalkiiruse komponent olema pidevad). Joonisel fig. 4 seda protsessi on kujutatud sfääriliselt sümmeetrilise särituse lihtsustatud kujul. Siinkohal tuleb märkida, et sellised struktuurid, mis koosnevad edasisuunalisest lööklainest, tangentsiaalsest katkendlikkusest ja teisest lööklainest (tagurpidi löök), liiguvad Päikesest selliselt, et ettepoole suunatud löök liigub kiirusega, mis on suurem päikesetuul, vastupidine löök liigub Päikeselt päikesetuule kiirusest veidi väiksema kiirusega ja tangentsiaalse katkestuse kiirus on võrdne päikesetuule kiirusega. Selliseid struktuure registreerivad regulaarselt kosmoseaparaatidele paigaldatud seadmed.

Päikesetuule parameetrite muutuste kohta koos kaugusega päikesest.

Päikesetuule kiiruse muutumise koos kaugusega Päikesest määravad kaks jõudu: päikese gravitatsioonijõud ja rõhumuutustega seotud jõud (rõhugradient). Kuna gravitatsioonijõud väheneb Päikesest kauguse ruudu võrra, on selle mõju suurtel heliotsentrilistel kaugustel tähtsusetu. Arvutused näitavad, et juba Maa orbiidil võib selle mõju, aga ka rõhugradiendi mõju tähelepanuta jätta. Järelikult võib päikesetuule kiirust pidada peaaegu konstantseks. Veelgi enam, see ületab oluliselt heli kiirust (hüsooniline voog). Seejärel järeldub ülaltoodud päikesekrooni hüdrodünaamilise võrrandi põhjal, et tihedus r väheneb kui 1/ r 2. Ameerika kosmoselaevad Voyager 1 ja 2, Pioneer 10 ja 11, mis startisid 1970. aastate keskel ja asuvad nüüd Päikesest mitmekümne astronoomilise ühiku kaugusel, kinnitasid neid ideid päikesetuule parameetrite kohta. Nad kinnitasid ka teoreetiliselt ennustatud Parker Archimedese spiraali planeetidevahelise magnetvälja jaoks. Temperatuur ei järgi aga adiabaatilise jahutuse seadust, kuna päikesekroon paisub. Väga suurel kaugusel Päikesest kipub päikesetuul isegi soojenema. Selline kuumenemine võib olla tingitud kahest põhjusest: plasma turbulentsiga seotud energia hajumine ja neutraalsete vesinikuaatomite mõju, mis tungivad ümbritsevast tähtedevahelisest keskkonnast päikesetuule. Päikesesüsteem. Teine põhjus toob kaasa ka päikesetuule mõningase pidurdumise suurte heliotsentriliste vahemaade juures, mis tuvastatakse ülalmainitud kosmoseaparaadil.

Järeldus.

Seega on päikesetuul füüsiline nähtus, mis ei ole mitte ainult puhtalt akadeemiline huvi, mis on seotud avakosmose looduslikes tingimustes paiknevate plasmaprotsesside uurimisega, vaid ka tegur, mida tuleb arvestada Maa läheduses toimuvate protsesside uurimisel, kuna need protsessid , ühel või teisel määral mõjutavad meie elu. Eelkõige mõjutavad Maa magnetosfääri ümber voolavad kiired päikesetuulevood selle struktuuri ning Päikesel toimuvad mittestatsionaarsed protsessid (näiteks rakud) võivad põhjustada magnettorme, mis häirivad raadiosidet ja mõjutavad ilmastikuolusid. tundlikud inimesed. Kuna päikesetuul pärineb päikesekroonist, on selle omadused Maa orbiidi piirkonnas hea näitaja olulise uurimiseks praktiline tegevus päikese-maapealse ühendusega inimene. See on aga hoopis teine valdkond teaduslikud uuringud, mida me selles artiklis ei puuduta.

Vladimir Baranov

Seda saab kasutada mitte ainult kosmosepurjelaevade jõuseadmena, vaid ka energiaallikana. Päikesetuule kõige kuulsama kasutamise selles võimsuses pakkus esmakordselt välja Freeman Dyson, kes pakkus välja, et kõrgelt arenenud tsivilisatsioon võib luua tähe ümber kera, mis koguks endasse kogu selle kiirgava energia. Sellest lähtuvalt pakuti välja ka teine meetod maaväliste tsivilisatsioonide otsimiseks.

Vahepeal pakkus Washingtoni ülikooli (Washingtoni osariigi ülikool) teadlaste meeskond eesotsas Brooks Harropiga välja praktilisema kontseptsiooni päikesetuuleenergia kasutamiseks – Dyson-Harropi satelliidid. Need on üsna lihtsad elektrijaamad, mis koguvad päikesetuulest elektrone. Päikese poole suunatud pikk metallvarras on pingestatud, et tekitada magnetväli, mis tõmbab elektrone ligi. Teises otsas on purjest ja vastuvõtjast koosnev elektronlõksu vastuvõtja.

Harropi arvutuste kohaselt suudab Maa orbiidil olev 300-meetrise varda, 1 cm paksuse ja 10-meetrise lõksuga satelliit “koguda” kuni 1,7 MW. Sellest piisab umbes 1000 eramaja toiteks. Sama satelliit, kuid kilomeetri pikkuse varda ja 8400-kilomeetrise purjega, suudab "koguda" 1 miljard gigavatti energiat (10 27 W). Jääb üle see energia Maale üle kanda, et hüljata kõik muud selle liigid.

Harropi meeskond teeb ettepaneku edastada energiat laserkiire abil. Kui aga satelliidi enda disain on üsna lihtne ja praegusel tehnoloogiatasemel üsna teostatav, siis laseri “kaabli” loomine on tehniliselt siiski võimatu. Fakt on see, et päikesetuule tõhusaks kogumiseks peab Dyson-Harropi satelliit asuma väljaspool ekliptikatasandit, mis tähendab, et see asub Maast miljonite kilomeetrite kaugusel. Sellel kaugusel tekitab laserkiir tuhandete kilomeetrite läbimõõduga laigu. Piisava teravustamissüsteemi jaoks on vaja objektiivi läbimõõduga 10–100 meetrit. Lisaks ei saa välistada paljusid võimalikest süsteemitõrgetest tulenevaid ohte. Teisest küljest on energiat vaja ka kosmoses endas ja väikesed Dyson-Harropi satelliidid võivad saada selle peamiseks allikaks, asendades päikesepaneelid ja tuumareaktorid.