باد خورشیدی چیست؟ باد آفتابی

V.B. Baranov، مسکو دانشگاه دولتیآنها M.V. لومونوسوف

این مقاله به بررسی مشکل انبساط مافوق صوت تاج خورشیدی (باد خورشیدی) می پردازد. چهار مشکل اصلی تجزیه و تحلیل می شود: 1) دلایل خروج پلاسما از تاج خورشیدی. 2) چنین جریان خروجی همگن است. 3) تغییرات در پارامترهای باد خورشیدی با فاصله از خورشید و 4) چگونگی جریان باد خورشیدی به محیط بین ستاره ای.

معرفی

تقریباً 40 سال از زمانی که فیزیکدان آمریکایی E. Parker به طور نظری پدیده ای را پیش بینی کرد که "باد خورشیدی" نامیده شد و چند سال بعد توسط گروه دانشمند شوروی K. Gringaus با استفاده از ابزارهای نصب شده بر روی آن به طور تجربی تأیید شد می گذرد. فضاپیمای Luna. 2" و "Luna-3". باد آفتابیجریانی از پلاسمای هیدروژن کاملاً یونیزه شده است، یعنی گازی متشکل از الکترون ها و پروتون هایی با چگالی تقریباً یکسان (شرایط شبه خنثی)، که با سرعت مافوق صوت بالا از خورشید حرکت می کند. در مدار زمین (یک واحد نجومی (AU) از خورشید)، سرعت VE این جریان تقریباً 400-500 کیلومتر بر ثانیه، غلظت پروتون ها (یا الکترون ها) ne = 10-20 ذره در سانتی متر مکعب و آنها است. دما تقریباً برابر با 100000 کلوین است (دمای الکترون کمی بالاتر است).

علاوه بر الکترون ها و پروتون ها، ذرات آلفا (در حد چند درصد)، مقدار کمی ذرات سنگین تر و همچنین یک میدان مغناطیسی در فضای بین سیاره ای کشف شد. مقدار متوسطکه القای آن به ترتیب چندین گاما در مدار زمین است (1

= 10-5 گرم).

کمی تاریخچه مربوط به پیش بینی نظری باد خورشیدی

در طول تاریخ نه چندان طولانی اخترفیزیک نظری، اعتقاد بر این بود که تمام جوهای ستاره ای در تعادل هیدرواستاتیکی هستند، یعنی در حالتی که کشش گرانشی ستاره با نیروی مرتبط با گرادیان فشار در جو آن متعادل می شود (با تغییر فشار در واحد فاصله r از ستارگان مرکزی). از نظر ریاضی، این تعادل به صورت عادی بیان می شود معادله دیفرانسیل

(1)

که در آن G ثابت گرانشی، M* جرم ستاره، p فشار گاز اتمسفر است،

- چگالی جرمی آن اگر توزیع دما T در اتمسفر داده شود، از معادله تعادل (1) و معادله حالت برای یک گاز ایده آل

(2)

در جایی که R ثابت گاز است، به اصطلاح فرمول بارومتریک به راحتی بدست می آید، که در حالت خاص دمای ثابت T شکل خواهد داشت.

(3)

در فرمول (3)، مقدار p0 نشان دهنده فشار در پایه جو ستاره (در r = r0) است. از این فرمول مشخص می شود که برای r

یعنی در فواصل بسیار زیاد از ستاره، فشار p به حد محدودی میل می کند که به مقدار فشار p0 بستگی دارد.

از آنجایی که اعتقاد بر این بود که جو خورشید مانند اتمسفر سایر ستارگان در حالت تعادل هیدرواستاتیکی است، وضعیت آن با فرمول های مشابه فرمول های (1)، (2)، (3) تعیین شد. با توجه به پدیده غیرمعمول و هنوز کاملاً درک نشده افزایش شدید دما از تقریباً 10000 درجه در سطح خورشید به 1000000 درجه در تاج خورشیدی، چپمن (به عنوان مثال نگاه کنید به) نظریه تاج خورشیدی ساکن را توسعه داد. که قرار بود به آرامی به محیط بین ستاره ای اطراف منظومه شمسی منتقل شود.

با این حال، پارکر در کار پیشگام خود به این واقعیت توجه کرد که فشار در بی نهایت، به دست آمده از فرمولی مانند (3) برای یک تاج خورشیدی ساکن، تقریباً یک مرتبه بزرگتر از مقدار فشار تخمین زده شده است. برای گاز بین ستاره ای بر اساس مشاهدات. برای حل این اختلاف، پارکر پیشنهاد کرد که تاج خورشیدی در حالت تعادل ایستا نیست، اما پیوسته در حال گسترش به محیط بین سیاره ای اطراف خورشید است. علاوه بر این، او به جای معادله تعادل (1)، استفاده از معادله هیدرودینامیکی حرکت فرم را پیشنهاد کرد.

(4)

جایی که در سیستم مختصات مرتبط با خورشید، مقدار V نشان دهنده سرعت شعاعی پلاسما است. زیر

به جرم خورشید اشاره دارد.

برای توزیع دمای معین T، سیستم معادلات (2) و (4) دارای راه حل هایی از نوع ارائه شده در شکل است. 1. در این شکل a نشان دهنده سرعت صوت است و r* فاصله ای از مبدا است که در آن سرعت گاز برابر با سرعت صوت است (V = a). بدیهی است که فقط منحنی های 1 و 2 در شکل 1. 1 معنای فیزیکی برای مشکل خروج گاز از خورشید دارد، زیرا منحنی های 3 و 4 دارای مقادیر سرعت غیر منحصر به فرد در هر نقطه هستند، و منحنی های 5 و 6 مربوط به سرعت های بسیار بالا در جو خورشیدی، که در تلسکوپ ها مشاهده نمی شود. پارکر شرایطی را تجزیه و تحلیل کرد که تحت آن محلول مربوط به منحنی 1 در طبیعت محقق می شود و نشان داد که برای تطبیق فشار به دست آمده از چنین محلولی با فشار در محیط بین ستاره ای، واقع بینانه ترین حالت انتقال گاز از یک گاز است. جریان مادون صوت (در r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*) و چنین جریانی را باد خورشیدی نامید. با این حال، این بیانیه در کار چمبرلین مورد مناقشه قرار گرفت، او معتقد بود که بیشترین راه حل واقعی، مربوط به منحنی 2 است که "نسیم خورشیدی" زیر صوت را در همه جا توصیف می کند. در همان زمان، اولین آزمایش‌ها روی فضاپیماها (برای مثال، را ببینید)، که جریان گاز مافوق صوت را از خورشید کشف کرد، با قضاوت بر اساس ادبیات، برای چمبرلین به اندازه کافی قابل اعتماد به نظر نمی‌رسید.

برنج. 1. راه حل های ممکن معادلات دینامیک گاز یک بعدی برای سرعت V جریان گاز از سطح خورشید در حضور گرانش. منحنی 1 مربوط به محلول باد خورشیدی است. در اینجا a سرعت صوت، r فاصله از خورشید، r* فاصله ای است که در آن سرعت گاز برابر با سرعت صوت است و شعاع خورشید است.

تاریخچه آزمایشات در فضای بیرونی به طرز درخشانی درستی ایده های پارکر در مورد باد خورشیدی را ثابت کرده است. مطالب مفصلی در مورد تئوری باد خورشیدی را می توان به عنوان مثال در تک نگاری یافت.

مفاهیم خروج یکنواخت پلاسما از تاج خورشیدی

از معادلات دینامیک گاز یک بعدی می توان به دست آورد نتیجه شناخته شده: در غیاب نیروهای جرمی، جریان متقارن کروی گاز از یک منبع نقطه ای می تواند در همه جا یا مافوق صوت یا مافوق صوت باشد. وجود نیروی گرانشی در معادله (4) (سمت راست) منجر به پیدایش راه حل هایی مانند منحنی 1 در شکل 1 می شود. 1، یعنی با انتقال از طریق سرعت صوت. بیایید قیاسی با جریان کلاسیک در نازل لاوال، که اساس همه موتورهای جت مافوق صوت است، ترسیم کنیم. این جریان به صورت شماتیک در شکل نشان داده شده است. 2.

برنج. 2. نمودار جریان در نازل لاوال: 1 - مخزنی به نام گیرنده که هوای بسیار داغ با سرعت کم به آن وارد می شود، 2 - ناحیه فشرده سازی هندسی کانال به منظور تسریع جریان گاز مادون صوت، 3. - ناحیه ای از انبساط هندسی کانال به منظور تسریع جریان مافوق صوت.

گاز گرم شده تا دمای بسیار بالا با سرعت بسیار پایین به مخزن 1 که گیرنده نام دارد عرضه می شود (انرژی داخلی گاز بسیار بیشتر از آن است. انرژی جنبشیحرکت جهت دار). با فشرده سازی هندسی کانال، گاز در ناحیه 2 (جریان مافوق صوت) شتاب می گیرد تا سرعت آن به سرعت صوت برسد. برای تسریع بیشتر، لازم است کانال (منطقه 3 جریان مافوق صوت) گسترش یابد. در کل منطقه جریان، شتاب گاز به دلیل خنک شدن آدیاباتیک (بدون تامین گرما) آن رخ می دهد (انرژی داخلی حرکت آشفته به انرژی حرکت هدایت شده تبدیل می شود).

در مسئله تشکیل باد خورشیدی مورد بررسی، نقش گیرنده توسط تاج خورشیدی ایفا می شود و نقش دیواره های نازل لاوال نیروی گرانشی جاذبه خورشید است. بر اساس نظریه پارکر، انتقال از طریق سرعت صوت باید در جایی در فاصله چند شعاع خورشیدی رخ دهد. با این حال، تجزیه و تحلیل راه حل های به دست آمده در این تئوری نشان داد که دمای تاج خورشیدی برای شتاب گرفتن گاز آن به سرعت مافوق صوت کافی نیست، همانطور که در نظریه نازل لاوال چنین است. باید مقداری منبع انرژی اضافی وجود داشته باشد. چنین منبعی در حال حاضر به عنوان اتلاف حرکات موجی در نظر گرفته می‌شود که همیشه در باد خورشیدی وجود دارند (گاهی اوقات تلاطم پلاسما نامیده می‌شود)، روی جریان متوسط ​​قرار گرفته و خود جریان دیگر آدیاباتیک نیست. تجزیه و تحلیل کمی چنین فرآیندهایی هنوز به تحقیقات بیشتری نیاز دارد.

جالب اینجاست که تلسکوپ های زمینی میدان های مغناطیسی روی سطح خورشید را شناسایی می کنند. مقدار متوسط ​​القای مغناطیسی B آنها 1 G تخمین زده می شود، اگرچه در سازندهای فتوسفری منفرد، به عنوان مثال در لکه های خورشیدی، میدان مغناطیسی می تواند مرتبه های قدر بزرگتر باشد. از آنجایی که پلاسما رسانای خوبی برای الکتریسیته است، طبیعی است که میدان های مغناطیسی خورشیدی با جریان آن از خورشید تعامل داشته باشند. در این مورد، یک نظریه صرفاً دینامیک گاز، توصیف ناقصی از پدیده مورد بررسی ارائه می دهد. نفوذ میدان مغناطیسیجریان باد خورشیدی را فقط می توان در چارچوب علمی به نام هیدرودینامیک مغناطیسی در نظر گرفت. چنین ملاحظاتی به چه نتایجی منجر می شود؟ با توجه به کارهای پیشگام در این جهت (همچنین نگاه کنید)، میدان مغناطیسی منجر به ظهور جریان های الکتریکی j در پلاسمای باد خورشیدی می شود که به نوبه خود منجر به ظهور یک نیروی محرک j x B می شود که در عمود بر جهت شعاعی در نتیجه باد خورشیدی جزء سرعت مماسی به دست می آورد. این مولفه تقریباً دو مرتبه کوچکتر از قدر شعاعی است، اما نقش مهمی در حذف تکانه زاویه ای از خورشید دارد. فرض بر این است که شرایط اخیر ممکن است نقش مهمی در تکامل نه تنها خورشید، بلکه سایر ستارگانی که در آنها "باد ستاره ای" کشف شده است، داشته باشد. به طور خاص، برای توضیح کاهش شدید سرعت زاویه ای ستارگان کلاس طیفی متأخر، اغلب از فرضیه انتقال تکانه چرخشی به سیارات تشکیل شده در اطراف آنها استفاده می شود. مکانیسم در نظر گرفته شده برای از دست دادن تکانه زاویه ای خورشید از طریق خروج پلاسما از آن، امکان تجدید نظر در این فرضیه را باز می کند.

در سال 1957، پروفسور دانشگاه شیکاگو، ای. پارکر، به طور نظری این پدیده را که "باد خورشیدی" نامیده می شد، پیش بینی کرد. دو سال طول کشید تا این پیش‌بینی با استفاده از ابزارهای نصب شده روی فضاپیمای لونا-2 و لونا-3 شوروی توسط گروه K.I. Gringauz تأیید شود. این پدیده چیست؟

باد خورشیدی جریانی از گاز هیدروژن کاملاً یونیزه است که معمولاً به دلیل چگالی تقریباً برابر الکترون‌ها و پروتون‌ها، پلاسمای هیدروژن کاملاً یونیزه نامیده می‌شود (شرایط شبه خنثی)، که از خورشید دور می‌شود. در ناحیه مدار زمین (در یک واحد نجومی یا 1 واحد نجومی از خورشید)، سرعت آن به مقدار متوسط ​​V E » 400-500 کیلومتر بر ثانیه در دمای پروتون T E » 100000 K و دمای الکترون کمی بالاتر می رسد. شاخص "E" در اینجا و از این پس به مدار زمین اشاره دارد). در چنین دماهایی، سرعت به طور قابل توجهی بالاتر از سرعت صوت به میزان 1 AU است، یعنی. جریان باد خورشیدی در ناحیه مدار زمین مافوق صوت (یا مافوق صوت) است. غلظت اندازه‌گیری‌شده پروتون‌ها (یا الکترون‌ها) بسیار کوچک است و به n E» 10-20 ذره در سانتی‌متر مکعب می‌رسد. علاوه بر پروتون‌ها و الکترون‌ها، ذرات آلفا (از مرتبه چند درصد غلظت پروتون)، مقدار کمی ذرات سنگین‌تر و همچنین یک میدان مغناطیسی بین سیاره‌ای در فضای بین سیاره‌ای کشف شد که مقدار متوسط ​​القایی آن مشخص شد. به ترتیب چند گاما در مدار زمین (1g = 10-5 گاوس).

فروپاشی ایده تاج خورشیدی ایستا.

برای مدت طولانی اعتقاد بر این بود که تمام جوهای ستاره ای در حالت تعادل هیدرواستاتیکی هستند، یعنی. در حالتی که نیروی جاذبه گرانشی یک ستاره معین با نیروی مرتبط با گرادیان فشار (تغییر فشار در جو ستاره در فاصله) متعادل می شود. rاز مرکز ستاره از نظر ریاضی، این تعادل به صورت یک معادله دیفرانسیل معمولی بیان می شود.

جایی که جی- ثابت گرانش، م* - جرم ستاره، پو r – فشار و چگالی جرم در برخی فاصله ها rاز ستاره بیان چگالی جرم از معادله حالت برای گاز ایده آل

آر= r RT

از طریق فشار و دما و ادغام معادله حاصل، به اصطلاح فرمول فشارسنجی ( آر– ثابت گاز)، که در مورد خاص دمای ثابت تیبه نظر می رسد

جایی که پ 0 - نشان دهنده فشار در پایه جو ستاره است (در r = r 0). از آنجایی که قبل از کار پارکر اعتقاد بر این بود که اتمسفر خورشیدی، مانند جو سایر ستارگان، در حالت تعادل هیدرواستاتیکی است، وضعیت آن با فرمول های مشابه تعیین می شد. با در نظر گرفتن پدیده غیرمعمول و هنوز کاملاً درک نشده افزایش شدید دما از تقریباً 10000 کلوین در سطح خورشید به 1000000 کلوین در تاج خورشیدی، S. Chapman نظریه تاج خورشیدی ایستا را ارائه کرد که فرض بر این بود که برای انتقال هموار به محیط بین ستاره ای محلی اطراف منظومه شمسی. پس از آن، بر اساس ایده های S. Chapman، زمین، که چرخش خود را به دور خورشید انجام می دهد، در یک تاج خورشیدی ساکن غوطه ور شده است. این دیدگاه برای مدت طولانی توسط اخترفیزیکدانان مشترک بوده است.

پارکر ضربه ای به این ایده های تثبیت شده وارد کرد. او توجه خود را به این واقعیت جلب کرد که فشار در بی نهایت (در r® Ґ)، که از فرمول فشارسنجی به دست می آید، تقریباً 10 برابر بزرگتر از فشاری است که در آن زمان برای محیط بین ستاره ای محلی پذیرفته شده بود. برای از بین بردن این اختلاف، ای. پارکر پیشنهاد کرد که تاج خورشیدی نمی‌تواند در تعادل هیدرواستاتیکی باشد، بلکه باید پیوسته به محیط بین سیاره‌ای اطراف خورشید منبسط شود، یعنی. سرعت شعاعی Vتاج خورشیدی صفر نیست علاوه بر این، به جای معادله تعادل هیدرواستاتیک، او استفاده از یک معادله هیدرودینامیکی حرکت فرم را پیشنهاد کرد که در آن م E جرم خورشید است.

برای توزیع دمای معین تی، به عنوان تابعی از فاصله از خورشید، حل این معادله با استفاده از فرمول فشار سنجی فشار و معادله بقای جرم به شکل

را می توان به باد خورشیدی تعبیر کرد و دقیقاً با کمک این راه حل با گذار از جریان مادون صوت (در r r *) به مافوق صوت (در r > r*) فشار را می توان تنظیم کرد آربا فشار در محیط بین ستاره ای محلی، و بنابراین، این محلول به نام باد خورشیدی است که در طبیعت انجام می شود.

اولین اندازه گیری مستقیم پارامترهای پلاسمای بین سیاره ای که بر روی اولین فضاپیمای وارد شده به فضای بین سیاره ای انجام شد، صحت ایده پارکر در مورد حضور باد خورشیدی مافوق صوت را تأیید کرد و معلوم شد که در حال حاضر در منطقه مدار زمین سرعت باد خورشیدی بسیار بیشتر از سرعت صوت است. از آن زمان، هیچ شکی وجود نداشت که ایده چپمن در مورد تعادل هیدرواستاتیک جو خورشیدی اشتباه است و تاج خورشیدی به طور مداوم با سرعت مافوق صوت به فضای بین سیاره ای گسترش می یابد. کمی بعد، مشاهدات نجومی نشان داد که بسیاری از ستاره‌های دیگر «بادهای ستاره‌ای» مشابه باد خورشیدی دارند.

با وجود این واقعیت که باد خورشیدی از نظر تئوری بر اساس یک مدل هیدرودینامیکی متقارن کروی پیش‌بینی شده بود، خود این پدیده بسیار پیچیده‌تر بود.

الگوی واقعی حرکت باد خورشیدی چیست؟برای مدت طولانی، باد خورشیدی به صورت کروی متقارن در نظر گرفته می شد، یعنی. مستقل از طول و عرض جغرافیایی خورشیدی از آنجا که فضاپیماتا سال 1990، زمانی که فضاپیمای اولیس به فضا پرتاب شد، بیشتر پروازها در صفحه دایره البروج بود و اندازه گیری ها روی چنین فضاپیماهایی توزیع پارامترهای باد خورشیدی را فقط در این هواپیما نشان داد. محاسبات بر اساس مشاهدات انحراف دنباله‌دارها نشان‌دهنده استقلال تقریبی پارامترهای باد خورشیدی از عرض جغرافیایی خورشیدی بود، با این حال، این نتیجه‌گیری بر اساس مشاهدات دنباله‌دار به دلیل مشکلات در تفسیر این مشاهدات به اندازه کافی قابل اعتماد نبود. اگرچه وابستگی طولی پارامترهای باد خورشیدی توسط ابزارهای نصب شده روی فضاپیما اندازه‌گیری شد، با این وجود، یا ناچیز بود و با میدان مغناطیسی بین سیاره‌ای مرتبط بود. منشا خورشیدی، یا با فرآیندهای کوتاه مدت غیر ثابت روی خورشید (عمدتاً شراره های خورشیدی).

اندازه گیری پارامترهای پلاسما و میدان مغناطیسی در صفحه دایره البروج نشان داده است که ساختارهای به اصطلاح بخش با پارامترهای مختلف باد خورشیدی و جهات مختلف میدان مغناطیسی می توانند در فضای بین سیاره ای وجود داشته باشند. چنین ساختارهایی با خورشید می چرخند و به وضوح نشان می دهند که آنها نتیجه ساختار مشابهی در جو خورشید هستند که پارامترهای آن به طول جغرافیایی خورشیدی بستگی دارد. ساختار کیفی چهار بخش در شکل 1 نشان داده شده است. 1.

در عین حال، تلسکوپ های زمینی میدان مغناطیسی عمومی را در سطح خورشید شناسایی می کنند. مقدار متوسط ​​آن 1 G تخمین زده می شود، اگرچه در سازندهای فتوسفری منفرد، به عنوان مثال، در لکه های خورشیدی، میدان مغناطیسی می تواند مرتبه های قدر بزرگتر باشد. از آنجایی که پلاسما رسانای خوبی برای الکتریسیته است، میدان‌های مغناطیسی خورشیدی به دلیل ظهور نیروی محرکه تأمل‌برانگیز، به نوعی با باد خورشیدی در تعامل هستند. j ґ ب. این نیرو در جهت شعاعی کم است، یعنی. عملاً هیچ تأثیری بر توزیع مولفه شعاعی باد خورشیدی ندارد، اما برآمدگی آن بر روی جهتی عمود بر جهت شعاعی منجر به ظهور مولفه سرعت مماسی در باد خورشیدی می شود. اگرچه این مولفه تقریباً دو مرتبه کوچکتر از قدر شعاعی است، اما نقش مهمی در حذف تکانه زاویه ای از خورشید دارد. اخترفیزیکدانان پیشنهاد می‌کنند که شرایط اخیر ممکن است نقش مهمی در تکامل نه تنها خورشید، بلکه در سایر ستارگانی که باد ستاره‌ای در آن‌ها شناسایی شده است، داشته باشد. به طور خاص، برای توضیح کاهش شدید سرعت زاویه‌ای ستارگان کلاس طیفی متأخر، این فرضیه که حرکت چرخشی آن‌ها را به سیارات تشکیل‌شده در اطرافشان منتقل می‌کنند، اغلب مورد استناد قرار می‌گیرد. مکانیسم در نظر گرفته شده برای از دست دادن تکانه زاویه ای خورشید توسط خروج پلاسما از آن در حضور میدان مغناطیسی امکان تجدید نظر در این فرضیه را باز می کند.

اندازه‌گیری‌های میانگین میدان مغناطیسی نه تنها در ناحیه مدار زمین، بلکه در فواصل خورشیدی بزرگ (به عنوان مثال، در فضاپیمای وویجر 1 و 2 و پایونیر 10 و 11) نشان داد که در صفحه دایره‌البروج، تقریباً همزمان با صفحه استوای خورشیدی، قدر و جهت آن با فرمول ها به خوبی توضیح داده شده است

پارکر دریافت کرد. در این فرمول ها که به اصطلاح مارپیچ پارکری ارشمیدس را توصیف می کند، مقادیر ب r ب j - مولفه های شعاعی و ازیموتالی بردار القای مغناطیسی، W - سرعت زاویه ای چرخش خورشید، V- جزء شعاعی باد خورشیدی، شاخص "0" به نقطه ای از تاج خورشیدی اشاره دارد که در آن قدر میدان مغناطیسی مشخص است.

پرتاب فضاپیمای Ulysses توسط آژانس فضایی اروپا در اکتبر 1990، که مسیر حرکت آن به گونه ای محاسبه شد که اکنون در صفحه ای عمود بر صفحه دایره البروج به دور خورشید می چرخد، این ایده که باد خورشیدی به صورت کروی متقارن است را کاملاً تغییر داد. در شکل شکل 2 توزیع سرعت شعاعی و چگالی پروتون های باد خورشیدی را نشان می دهد که در فضاپیمای اولیس به عنوان تابعی از عرض جغرافیایی خورشید اندازه گیری شده است.

این شکل یک وابستگی عرضی قوی پارامترهای باد خورشیدی را نشان می دهد. معلوم شد که سرعت باد خورشیدی افزایش می یابد و چگالی پروتون ها با عرض جغرافیایی هلیوگرافی کاهش می یابد. و اگر در صفحه دایره البروج سرعت شعاعی به طور متوسط ​​450 کیلومتر بر ثانیه باشد و چگالی پروتون ~ 15 سانتی متر تا 3 باشد، برای مثال در عرض جغرافیایی 75 درجه خورشیدی این مقادیر ~700 کیلومتر بر ثانیه است و به ترتیب ~5-3 سانتی متر. وابستگی پارامترهای باد خورشیدی به عرض جغرافیایی در طول دوره های حداقل فعالیت خورشیدی کمتر مشخص می شود.

فرآیندهای غیر ثابت در باد خورشیدی

مدل ارائه شده توسط پارکر تقارن کروی باد خورشیدی و استقلال پارامترهای آن از زمان (ایستایی پدیده مورد بررسی) را فرض می‌کند. با این حال، فرآیندهایی که روی خورشید اتفاق می‌افتند، به طور کلی، ساکن نیستند، و بنابراین باد خورشیدی ساکن نیست. زمان مشخصه تغییرات در پارامترها مقیاس های بسیار متفاوتی دارند. به طور خاص، تغییراتی در پارامترهای باد خورشیدی مرتبط با چرخه 11 ساله فعالیت خورشیدی وجود دارد. در شکل شکل 3 میانگین (بیش از 300 روز) فشار دینامیکی باد خورشیدی را نشان می دهد که با استفاده از فضاپیمای IMP-8 و Voyager-2 اندازه گیری شده است (r V 2) در ناحیه مدار زمین (در 1 AU) برای یک 11 سال چرخه خورشیدیفعالیت خورشیدی (قسمت بالای شکل). در پایین شکل. شکل 3 تغییر تعداد لکه های خورشیدی را طی دوره 1978 تا 1991 نشان می دهد (حداکثر تعداد مربوط به حداکثر فعالیت خورشیدی است). می توان مشاهده کرد که پارامترهای باد خورشیدی به طور قابل توجهی در یک زمان مشخص حدود 11 سال تغییر می کند. در همان زمان، اندازه گیری های روی فضاپیمای اولیس نشان داد که چنین تغییراتی نه تنها در صفحه دایره البروج، بلکه در سایر عرض های جغرافیایی هلیوگرافی نیز رخ می دهد (در قطب ها فشار دینامیکی باد خورشیدی کمی بیشتر از استوا است).

تغییرات در پارامترهای باد خورشیدی نیز می تواند در مقیاس های زمانی بسیار کوچکتر رخ دهد. به عنوان مثال، شعله های خورشید و سرعت های مختلف خروج پلاسما از مناطق مختلف تاج خورشیدی منجر به تشکیل امواج ضربه ای بین سیاره ای در فضای بین سیاره ای می شود که با جهش شدید در سرعت، چگالی، فشار و دما مشخص می شود. مکانیسم تشکیل آنها به صورت کیفی در شکل نشان داده شده است. 4. هنگامی که یک جریان سریع هر گاز (مثلاً پلاسمای خورشیدی) با گاز کندتر می رسد، یک شکاف دلخواه در پارامترهای گاز در نقطه تماس آنها ظاهر می شود که در آن قوانین بقای جرم و تکانه وجود دارد. و انرژی راضی نمی شوند. چنین ناپیوستگی نمی تواند در طبیعت وجود داشته باشد و به ویژه به دو موج ضربه ای (بر روی آنها قوانین بقای جرم، تکانه و انرژی منجر به روابط هوگونیوت می شود) و یک ناپیوستگی مماسی (همان قوانین بقای منجر می شود) تجزیه می شود. به این واقعیت که بر روی آن فشار و مولفه سرعت عادی باید پیوسته باشد). در شکل 4 این فرآیند به شکل ساده شده یک جرقه متقارن کروی نشان داده شده است. در اینجا لازم به ذکر است که چنین سازه هایی متشکل از یک موج ضربه ای رو به جلو، یک ناپیوستگی مماسی و یک موج ضربه ای دوم (شوک معکوس)، از خورشید به گونه ای حرکت می کنند که شوک رو به جلو با سرعتی بیشتر از سرعت حرکت می کند. باد خورشیدی، شوک معکوس با سرعت کمی کمتر از سرعت باد خورشیدی از خورشید حرکت می‌کند و سرعت ناپیوستگی مماسی برابر با سرعت باد خورشیدی است. چنین ساختارهایی به طور مرتب توسط ابزارهای نصب شده روی فضاپیماها ثبت می شوند.

در مورد تغییرات پارامترهای باد خورشیدی با فاصله از خورشید.

تغییر سرعت باد خورشیدی با فاصله از خورشید توسط دو نیرو تعیین می شود: نیروی گرانش خورشیدی و نیروی مرتبط با تغییرات فشار (شیب فشار). از آنجایی که نیروی گرانش با مجذور فاصله از خورشید کاهش می‌یابد، تأثیر آن در فواصل بزرگ خورشید مرکزی ناچیز است. محاسبات نشان می دهد که در حال حاضر در مدار زمین، تأثیر آن و همچنین تأثیر گرادیان فشار را می توان نادیده گرفت. در نتیجه می توان سرعت باد خورشیدی را تقریباً ثابت در نظر گرفت. علاوه بر این، به طور قابل توجهی از سرعت صوت (جریان مافوق صوت) فراتر می رود. سپس از معادله هیدرودینامیکی بالا برای تاج خورشیدی نتیجه می شود که چگالی r به صورت 1/ کاهش می یابد. r 2. فضاپیمای آمریکایی وویجر 1 و 2، پایونیر 10 و 11، که در اواسط دهه 1970 پرتاب شد و اکنون در فاصله چند ده واحد نجومی از خورشید قرار دارد، این ایده ها را در مورد پارامترهای باد خورشیدی تأیید کرد. آنها همچنین مارپیچ پارکر ارشمیدس پیش بینی شده نظری را برای میدان مغناطیسی بین سیاره ای تایید کردند. با این حال، با انبساط تاج خورشیدی، دما از قانون سرمایش آدیاباتیک پیروی نمی کند. در فواصل بسیار زیاد از خورشید، باد خورشیدی حتی تمایل به گرم شدن دارد. چنین گرمایی ممکن است به دو دلیل باشد: اتلاف انرژی مرتبط با تلاطم پلاسما و نفوذ اتم های هیدروژن خنثی که از محیط بین ستاره ای اطراف منظومه شمسی به باد خورشیدی نفوذ می کنند. دلیل دوم همچنین منجر به برخی از ترمزهای باد خورشیدی در فواصل بزرگ خورشیدی می شود که در فضاپیمای فوق الذکر شناسایی شده است.

نتیجه.

بنابراین، باد خورشیدی است پدیده فیزیکی، که نه تنها با مطالعه فرآیندهای پلاسمایی واقع در شرایط طبیعی فضای بیرونی از علاقه صرفاً آکادمیک است، بلکه عاملی است که باید هنگام مطالعه فرآیندهای رخ داده در مجاورت زمین در نظر گرفته شود، زیرا این فرآیندها ، تا حدی بر زندگی ما تأثیر می گذارد. به طور خاص، جریان باد خورشیدی با سرعت بالا که در اطراف مگنتوسفر زمین جریان دارد، ساختار آن را تحت تأثیر قرار می دهد و فرآیندهای غیر ثابت روی خورشید (به عنوان مثال، شراره ها) می تواند منجر به طوفان های مغناطیسی شود که ارتباطات رادیویی را مختل کرده و بر رفاه آب و هوا تأثیر می گذارد. افراد حساس از آنجایی که باد خورشیدی از تاج خورشیدی منشا می گیرد، ویژگی های آن در ناحیه مدار زمین، شاخص خوبی برای مطالعه مهم است. فعالیت های عملیفرد دارای ارتباطات خورشیدی و زمینی با این حال، این یک منطقه متفاوت است تحقیق علمی، که در این مقاله به آن نمی پردازیم.

ولادیمیر بارانوف

جو خورشید 90 درصد هیدروژن است. دورترین قسمت از سطح تاج خورشیدی نامیده می شود و در هنگام خورشید گرفتگی کامل به وضوح قابل مشاهده است. دمای تاج به 1.5-2 میلیون کلوین می رسد و گاز تاج کاملاً یونیزه می شود. در این دمای پلاسما، سرعت حرارتی پروتون ها حدود 100 کیلومتر بر ثانیه و الکترون ها چندین هزار کیلومتر در ثانیه است. برای غلبه بر گرانش خورشیدی، سرعت اولیه 618 کیلومتر بر ثانیه کافی است که دومین سرعت کیهانی خورشید است. بنابراین، پلاسما دائماً از تاج خورشیدی به فضا نشت می کند. این جریان پروتون و الکترون باد خورشیدی نامیده می شود.

با غلبه بر گرانش خورشید، ذرات باد خورشیدی در امتداد مسیرهای مستقیم پرواز می کنند. سرعت هر ذره تقریباً با فاصله تغییر نمی کند، اما می تواند متفاوت باشد. این سرعت عمدتاً به شرایط بستگی دارد سطح خورشیدی، از "آب و هوا" در خورشید. به طور متوسط ​​برابر با v ≈ 470 کیلومتر بر ثانیه است. باد خورشیدی فاصله تا زمین را در 3-4 روز طی می کند. در این حالت چگالی ذرات موجود در آن به نسبت معکوس مربع فاصله تا خورشید کاهش می یابد. در فاصله ای برابر با شعاع مدار زمین، به طور متوسط ​​1 سانتی متر مکعب، 4 پروتون و 4 الکترون وجود دارد.

باد خورشیدی جرم ستاره ما - خورشید - را 10 9 کیلوگرم در ثانیه کاهش می دهد. اگرچه این عدد در مقیاس زمینی بزرگ به نظر می‌رسد، اما در واقعیت ناچیز است: از دست دادن جرم خورشید تنها در زمان‌هایی قابل مشاهده است که هزاران برابر بیشتر از عصر مدرن خورشید است که تقریباً 5 میلیارد سال است.

برهم کنش باد خورشیدی با میدان مغناطیسی جالب و غیرعادی است. مشخص است که ذرات باردار معمولاً در یک میدان مغناطیسی H در یک دایره یا در امتداد خطوط مارپیچ حرکت می کنند. با این حال، این تنها زمانی درست است که میدان مغناطیسی به اندازه کافی قوی باشد. به طور دقیق تر، برای حرکت ذرات باردار در یک دایره، لازم است که چگالی انرژی میدان مغناطیسی H 2 / 8π بیشتر از چگالی انرژی جنبشی پلاسمای متحرک ρv 2 / 2 باشد. در باد خورشیدی وضعیت برعکس است: میدان مغناطیسی ضعیف است. بنابراین، ذرات باردار در خطوط مستقیم حرکت می کنند، و میدان مغناطیسی ثابت نیست، همراه با جریان ذرات حرکت می کند، گویی توسط این جریان به اطراف منتقل می شود. منظومه شمسی. جهت میدان مغناطیسی در سرتاسر فضای بین سیاره ای به همان صورتی است که در لحظه ظهور پلاسمای باد خورشیدی در سطح خورشید بود.

هنگام حرکت در امتداد استوای خورشید، میدان مغناطیسی معمولاً 4 بار جهت خود را تغییر می دهد. خورشید می چرخد: نقاط روی استوا در T = 27 روز یک دور کامل می کنند. بنابراین، میدان مغناطیسی بین سیاره ای به صورت مارپیچی هدایت می شود (شکل را ببینید)، و کل الگوی این شکل به دنبال چرخش سطح خورشید می چرخد. زاویه چرخش خورشید به صورت φ = 2π/T تغییر می کند. فاصله از خورشید با سرعت باد خورشیدی افزایش می یابد: r = vt. از این رو معادله مارپیچ ها در شکل. شکل دارد: φ = 2πr/vT. در فاصله مدار زمین (r = 1.5 10 11 m)، زاویه تمایل میدان مغناطیسی به بردار شعاع، همانطور که به راحتی می توان تأیید کرد، 50 درجه است. به طور متوسط، این زاویه اندازه گیری می شود سفینه های فضایی، اما نه چندان نزدیک به زمین. در نزدیکی سیارات، میدان مغناطیسی ساختار متفاوتی دارد (به مگنتوسفر مراجعه کنید).

جریان ثابتی از ذرات وجود دارد که از جو فوقانی خورشید به بیرون پرتاب می شود. ما شواهدی از باد خورشیدی را در اطراف خود می بینیم. طوفان های ژئومغناطیسی قدرتمند می توانند به ماهواره ها و سیستم های الکتریکی روی زمین آسیب برسانند و شفق های قطبی زیبایی ایجاد کنند. شاید بهترین گواه این موضوع دم دراز دنباله دارها هنگام عبور از نزدیکی خورشید باشد.

ذرات غبار یک دنباله دار توسط باد منحرف می شوند و از خورشید دور می شوند، به همین دلیل است که دم دنباله دارها همیشه از ستاره ما دور می شوند.

باد خورشیدی: منشأ، خصوصیات

از جو فوقانی خورشید به نام تاج می آید. در این منطقه دما بیش از 1 میلیون کلوین است و ذرات دارای بار انرژی بیش از 1 کو ولت هستند. در واقع دو نوع باد خورشیدی وجود دارد: کند و سریع. این تفاوت را می توان در دنباله دارها مشاهده کرد. اگر به تصویر یک دنباله دار با دقت نگاه کنید، خواهید دید که آنها اغلب دو دم دارند. یکی از آنها صاف و دیگری منحنی تر است.

سرعت باد خورشیدی آنلاین در نزدیکی زمین، داده‌های 3 روز گذشته

باد سریع خورشیدی

با سرعت 750 کیلومتر بر ثانیه در حال حرکت است و اخترشناسان بر این باورند که از حفره‌های تاجی سرچشمه می‌گیرد - مناطقی که خطوط میدان مغناطیسی به سطح خورشید راه پیدا می‌کنند.

باد خورشیدی آهسته

سرعت آن حدود 400 کیلومتر بر ثانیه است و از کمربند استوایی ستاره ما می آید. تابش بسته به سرعت از چند ساعت تا 2-3 روز به زمین می رسد.

باد خورشیدی آهسته پهن تر و متراکم تر از باد سریع خورشیدی است که دم بزرگ و درخشان دنباله دار را ایجاد می کند.

اگر میدان مغناطیسی زمین نبود، حیات در سیاره ما را نابود می کرد. با این حال، میدان مغناطیسی اطراف سیاره از ما در برابر تشعشعات محافظت می کند. شکل و اندازه میدان مغناطیسی با قدرت و سرعت باد تعیین می شود.