Күн желі дегеніміз не. шуақты жел

В.Б.Баранов, Мәскеу Мемлекеттік университетіолар. М.В. Ломоносов

Мақалада күн тәжінің (күн желінің) дыбыстан жоғары кеңеюі мәселесі қарастырылады. Төрт негізгі мәселе талданады: 1) күн тәжінен плазманың шығу себептері; 2) мұндай шығу біртекті болып табылады; 3) Күннен қашықтыққа байланысты күн желінің параметрлерінің өзгеруі және 4) күн желінің жұлдыз аралық ортаға қалай ағуы.

Кіріспе

Америка физигі Э.Паркер «күн желі» деп аталатын құбылысты теориялық тұрғыдан болжағанына 40 жылдай уақыт өтті, оны бірнеше жылдан кейін кеңес ғалымы К.Грингаус тобында орнатылған аспаптар арқылы тәжірибе жүзінде растады. «Луна» ғарыш аппараты. 2» және «Луна-3». шуақты желтолық иондалған сутегі плазмасының ағыны, яғни Күннен жоғары дыбыстан жоғары жылдамдықпен қозғалатын шамамен бірдей тығыздықтағы электрондар мен протондардан тұратын газ (квазинейтралдылық шарты). Жер орбитасында (Күннен бір астрономиялық бірлік (AU)) бұл ағынның VE жылдамдығы шамамен 400-500 км/с, протондардың (немесе электрондардың) концентрациясы ne = 10-20 бөлшектердің куб сантиметріне және олардың Те температурасы шамамен 100 000 К тең (электрон температурасы сәл жоғары).

Планетааралық кеңістікте электрондар мен протондардан басқа альфа бөлшектері (бірнеше пайыздық тәртіпте), аздаған ауыр бөлшектер, сондай-ақ магнит өрісі ашылды. орташа мәноның индукциясы Жер орбитасындағы бірнеше гаммалардың реті бойынша болып шықты (1

= 10-5 Г).

Күн желінің теориялық болжамына байланысты кішкене тарих

Теориялық астрофизиканың соншалықты ұзақ емес тарихында барлық жұлдыздық атмосфералар гидростатикалық тепе-теңдікте, яғни жұлдыздың тартылыс күші оның атмосферасындағы қысым градиентімен байланысты күшпен теңестірілетін күйде деп есептелді. орталық жұлдыздардан r бірлік қашықтыққа қысымның өзгеруі). Математикалық тұрғыдан бұл тепе-теңдік кәдімгідей өрнектеледі дифференциалдық теңдеу

(1)

Мұндағы G – гравитациялық тұрақты, M* – жұлдыздың массасы, p – атмосфералық газ қысымы,

- оның массалық тығыздығы. Атмосферадағы температураның таралуы Т берілген болса, онда (1) тепе-теңдік теңдеуінен және идеал газдың күй теңдеуінен

(2)

мұндағы R - газ тұрақтысы, барометрлік формула деп аталатын формула оңай алынады, ол тұрақты температура жағдайында T түрінде болады.

(3)

(3) формулада p0 мәні жұлдыз атмосферасының түбіндегі қысымды білдіреді (r = r0 кезінде). Бұл формуладан r үшін екені анық

, яғни жұлдыздан өте үлкен қашықтықта р қысымы р0 қысымының мәніне байланысты шекті шекке ұмтылады.

Күн атмосферасы басқа жұлдыздардың атмосфералары сияқты гидростатикалық тепе-теңдік күйінде болады деп есептелгендіктен, оның күйі (1), (2), (3) формулаларына ұқсас формулалар арқылы анықталды. Температураның Күн бетіндегі шамамен 10 000 градустан күн тәжіндегі 1 000 000 градусқа дейін күрт көтерілуінің ерекше және әлі де толық түсінілмеген құбылысын ескере отырып, Чепман (мысалы, қараңыз) статикалық күн тәжінің теориясын жасады, ол күн жүйесін қоршап тұрған жұлдызаралық ортаға бірқалыпты өтуі керек еді.

Дегенмен, Паркер өзінің алғашқы жұмысында (3) статикалық күн тәжіне арналған формуладан алынған шексіздіктегі қысымның есептелген қысым мәнінен үлкен дәрежеде дерлік болатынына назар аударды. бақылаулар негізінде жұлдызаралық газ үшін. Бұл сәйкессіздікті шешу үшін Паркер күн тәжінің статикалық тепе-теңдік күйінде емес, Күнді қоршап тұрған планетааралық ортаға үздіксіз кеңеюін ұсынды. Сонымен қатар, (1) тепе-теңдік теңдеуінің орнына ол түрдегі қозғалыстың гидродинамикалық теңдеуін қолдануды ұсынды.

(4)

мұндағы Күнмен байланысты координаттар жүйесінде V мәні плазманың радиалды жылдамдығын білдіреді. астында

Күннің массасына қатысты.

Берілген температураның T таралуы үшін (2) және (4) теңдеулер жүйесінде суретте көрсетілген типтегі шешімдер бар. 1. Бұл суретте а дыбыс жылдамдығын білдіреді, ал r* газ жылдамдығы дыбыс жылдамдығына тең болатын бастапқы нүктеден қашықтығы (V = a). Әлбетте, тек 1 және 2-суреттегі қисықтар. 1 Күннен газдың шығу мәселесі үшін физикалық мағынаға ие, өйткені 3 және 4 қисықтары әр нүктеде бірегей емес жылдамдық мәндеріне ие, ал 5 және 6 қисықтары өте жоғары жылдамдықтарға сәйкес келеді. күн атмосферасы, бұл телескоптарда байқалмайды. Паркер 1 қисық сызығына сәйкес келетін шешімнің табиғатта жүзеге асу жағдайларын талдап берді.Ол мұндай ерітіндіден алынған қысымды жұлдыз аралық ортадағы қысыммен сәйкестендіру үшін ең шынайы жағдай газдың бір ортадан ауысуы екенін көрсетті. дыбыс асты ағыны (р< r*) к сверхзвуковому (при r >r*) және мұндай ағынды күн желі деп атады. Алайда, бұл мәлімдеме ең көп деп есептеген Чемберленнің жұмысында даулы болды нақты шешім, 2 қисық сызығына сәйкес келеді, ол барлық жерде дыбыстан тыс «күн желін» сипаттайды. Сонымен қатар, Күннен дыбыстан жоғары газ ағындарын ашқан ғарыш кемелеріндегі алғашқы эксперименттер (мысалы, қараңыз), әдебиеттерге қарағанда, Чемберлен үшін жеткілікті сенімді болмады.

Күріш. 1. Ауырлық күші болған кезде Күн бетінен газ ағуының V жылдамдығы үшін бір өлшемді газ динамикасының теңдеулерінің мүмкін шешімдері. 1-қисық күн желінің шешіміне сәйкес келеді. Мұндағы а – дыбыс жылдамдығы, r – Күннен қашықтығы, r* – газ жылдамдығы дыбыс жылдамдығына тең болатын қашықтық және Күннің радиусы.

Ғарыш кеңістігіндегі тәжірибелер тарихы Паркердің күн желі туралы идеяларының дұрыстығын тамаша дәлелдеді. Күн желінің теориясы туралы егжей-тегжейлі материалды, мысалы, монографиядан табуға болады.

Күн тәжінен плазманың біркелкі шығуы туралы түсініктер

Бір өлшемді газ динамикасының теңдеулерінен алуға болады белгілі нәтиже: массалық күштер болмаған кезде нүктелік көзден газдың сфералық симметриялы ағыны барлық жерде дыбыстан төмен немесе дыбыстан жоғары болуы мүмкін. (4) (оң жақ) теңдеуде тартылыс күшінің болуы 1-суреттегі қисық сияқты шешімдердің пайда болуына әкеледі. 1, яғни дыбыс жылдамдығы арқылы өту арқылы. Барлық дыбыстан жоғары реактивті қозғалтқыштардың негізі болып табылатын Laval саптамасындағы классикалық ағынмен ұқсастықты салайық. Бұл ағын суретте схемалық түрде көрсетілген. 2.

Күріш. 2. Лавал саптамасындағы ағын схемасы: 1 - қабылдағыш деп аталатын резервуар, оған төмен жылдамдықпен өте ыстық ауа жіберіледі, 2 - дыбыстан тыс газ ағынын жеделдету үшін арнаның геометриялық қысылу аймағы, 3 - дыбыстан жоғары ағынды жеделдету мақсатында арнаның геометриялық кеңею аймағы.

Өте жоғары температураға дейін қыздырылған газ қабылдағыш деп аталатын 1-бакке өте төмен жылдамдықпен беріледі (газдың ішкі энергиясы оның энергиясынан әлдеқайда көп) кинетикалық энергиябағытталған қозғалыс). Арнаны геометриялық сығымдау арқылы газ 2-аймақта (субсоникалық ағын) оның жылдамдығы дыбыс жылдамдығына жеткенше жеделдетіледі. Оны одан әрі жеделдету үшін арнаны кеңейту қажет (дыбыстан жоғары ағынның 3 аймағы). Бүкіл ағын аймағында газ үдеуі оның адиабаталық (жылумен қамтамасыз етілмей) салқындауы есебінен жүреді (хаотикалық қозғалыстың ішкі энергиясы бағытталған қозғалыс энергиясына айналады).

Қарастырылып отырған күн желінің пайда болу мәселесінде қабылдағыштың рөлін күн тәжі, ал Лавал саптамасының қабырғаларының рөлін күн тартылуының тартылыс күші атқарады. Паркер теориясына сәйкес, дыбыс жылдамдығы арқылы өту бірнеше күн радиусы қашықтықта бір жерде болуы керек. Дегенмен, теорияда алынған ерітінділерді талдау күн тәжінің температурасы оның газының Лаваль саптама теориясындағыдай дыбыстан жоғары жылдамдыққа жетуі үшін жеткіліксіз екенін көрсетті. Қосымша энергия көзі болуы керек. Мұндай көз қазіргі уақытта күн желінде үнемі болатын (кейде плазмалық турбуленттілік деп те аталады), орташа ағынмен қабаттасқан және ағынның өзі адиабаталық емес болып табылатын толқын қозғалыстарының диссипациясы болып саналады. Мұндай процестерді сандық талдау әлі де қосымша зерттеулерді қажет етеді.

Бір қызығы, жердегі телескоптар Күннің бетіндегі магнит өрістерін анықтайды. Олардың магниттік индукциясының B орташа мәні 1 Г-ге бағаланады, дегенмен жеке фотосфералық түзілімдерде, мысалы, күн дақтарында магнит өрісі одан да көп болуы мүмкін. Плазма электр тогын жақсы өткізетіндіктен, оның Күннен келетін ағынымен күн магнит өрістерінің әрекеттесуі табиғи нәрсе. Бұл жағдайда таза газ-динамикалық теория қарастырылатын құбылыстың толық емес сипаттамасын береді. Әсер ету магнит өрісікүн желінің ағынын магниттік гидродинамика деп аталатын ғылым шеңберінде ғана қарастыруға болады. Мұндай ойлар қандай нәтижелерге әкеледі? Осы бағыттағы ілкімді жұмыстарға сәйкес (сондай-ақ қараңыз), магнит өрісі күн желінің плазмасында j электр тогының пайда болуына әкеледі, бұл өз кезегінде j x B подеромозды күшінің пайда болуына әкеледі, ол бағытта бағытталған. радиалды бағытқа перпендикуляр. Нәтижесінде күн желі тангенциалды жылдамдық құраушысына ие болады. Бұл компонент радиалдыдан екі рет дерлік кішірек, бірақ ол Күннен бұрыштық импульсті жоюда маңызды рөл атқарады. Соңғы жағдай Күннің ғана емес, сонымен бірге «жұлдыздық жел» ашылған басқа да жұлдыздардың эволюциясында маңызды рөл атқаруы мүмкін деп болжануда. Атап айтқанда, кеш спектрлік кластағы жұлдыздардың бұрыштық жылдамдығының күрт төмендеуін түсіндіру үшін олардың айналасында пайда болған планеталарға айналу импульсінің ауысуы туралы гипотеза жиі қолданылады. Күннің плазманың шығуы арқылы оның бұрыштық импульсін жоғалтудың қарастырылған механизмі бұл гипотезаны қайта қарау мүмкіндігін ашады.

1957 жылы Чикаго университетінің профессоры Э.Паркер «күн желі» деп аталатын құбылысты теориялық түрде болжады. Бұл болжамды К.И.Грингауз тобының кеңестік «Луна-2» және «Луна-3» ғарыш аппараттарында орнатылған аспаптар арқылы тәжірибе жүзінде растау үшін екі жыл қажет болды. Бұл қандай құбылыс?

Күн желі – электрондар мен протондардың шамамен бірдей тығыздығына байланысты толық иондалған сутегі плазмасы деп аталатын толық иондалған сутегі газының ағыны (квазинейтралдылық шарты), ол Күннен алыстап кетеді. Жер орбитасының аймағында (бір астрономиялық бірлікте немесе Күннен 1 AU қашықтықта) оның жылдамдығы протонның T E » 100 000 К температурасында және электронның сәл жоғары температурасында V E » 400–500 км/сек орташа мәніне жетеді ( «Е» индексі мұнда және бұдан әрі Жер орбитасын білдіреді). Мұндай температураларда жылдамдық дыбыс жылдамдығынан 1 AU-ға айтарлықтай жоғары, яғни. Жер орбитасының аймағындағы күн желінің ағыны дыбыстан жоғары (немесе гипер дыбыстық). Протондардың (немесе электрондардың) өлшенген концентрациясы өте аз және текше сантиметрге n E » 10–20 бөлшектерді құрайды. Планетааралық кеңістікте протондар мен электрондардан басқа альфа-бөлшектері (протон концентрациясының бірнеше пайызы), аздаған ауыр бөлшектері, сондай-ақ планетааралық магнит өрісі табылды, олардың орташа индукциялық мәні анықталды. Жер орбитасында бірнеше гамма ретінде болу (1г = 10 –5 гаусс).

Статикалық күн тәжі идеясының күйреуі.

Ұзақ уақыт бойы барлық жұлдыздық атмосфералар гидростатикалық тепе-теңдік күйінде болады деп есептелді, яғни. берілген жұлдыздың тартылыс күші қысым градиентімен байланысты күшпен теңестірілетін күйде (қашықтықта жұлдыз атмосферасындағы қысымның өзгеруі rжұлдыздың ортасынан. Математикалық тұрғыдан бұл тепе-теңдік кәдімгі дифференциалдық теңдеу ретінде өрнектеледі,

Қайда Г- гравитациялық тұрақты, М* – жұлдыздың массасы, бжәне r – кейбір қашықтықтағы қысым және массалық тығыздық rжұлдыздан. Идеал газ күйінің теңдеуінен массалық тығыздықты өрнектеу

Р= r RT

қысым мен температура арқылы және алынған теңдеуді интегралдасақ, біз барометрлік формула деп аталатын формуланы аламыз ( Р– газ тұрақтысы), бұл нақты жағдайда тұрақты температура Тұқсайды

Қайда б 0 – жұлдыз атмосферасының түбіндегі қысымды білдіреді (ат r = r 0). Паркер жұмысына дейін күн атмосферасы басқа жұлдыздардың атмосфералары сияқты гидростатикалық тепе-теңдік күйінде болады деп есептелетіндіктен, оның күйі ұқсас формулалармен анықталған. Температураның Күн бетіндегі шамамен 10 000 К-ден күн тәжіндегі 1 000 000 К-қа дейін күрт көтерілуінің әдеттен тыс және әлі толық түсінілмеген құбылысын ескере отырып, С.Чапман статикалық күн тәжінің теориясын жасады, ол болжамды болды. Күн жүйесін қоршап тұрған жергілікті жұлдызаралық ортаға бірқалыпты өту. Осыдан кейін, С.Чэпменнің идеялары бойынша, Жер Күнді айнала отырып, статикалық күн тәжіне батырылады. Бұл көзқарасты астрофизиктер көптен бері айтып келеді.

Паркер бұл бұрыннан қалыптасқан идеяларға соққы берді. Ол қысымның шексіздікте болатынына назар аударды r® Ґ) барометрлік формуладан алынған, сол кездегі жергілікті жұлдызаралық орта үшін қабылданған қысымнан шамасы бойынша шамамен 10 есе артық. Бұл сәйкессіздікті жою үшін Э.Паркер күн тәжінің гидростатикалық тепе-теңдікте болуы мүмкін емес, бірақ Күнді қоршап тұрған планетааралық ортаға үздіксіз кеңеюі керек деп ұсынды, яғни. радиалды жылдамдық Вкүн тәжі нөлге тең емес. Сонымен қатар, ол гидростатикалық тепе-теңдік теңдеуінің орнына форма қозғалысының гидродинамикалық теңдеуін қолдануды ұсынды, мұндағы М E – Күннің массасы.

Берілген температураны бөлу үшін Т, Күннен қашықтығының функциясы ретінде қысымның барометрлік формуласы мен массаның сақталу теңдеуін пайдаланып осы теңдеуді шешу

Күн желі деп түсіндіруге болады және дәл осы шешімнің көмегімен дыбыстық ағыннан ауысумен (де. r r *) дыбыстан тезге дейін (ат r > r*) қысымды реттеуге болады Ржергілікті жұлдызаралық ортадағы қысыммен, демек, күн желі деп аталатын бұл шешім табиғатта жүзеге асырылады.

Планетааралық кеңістікке кірген бірінші ғарыш аппаратында жүргізілген планетааралық плазма параметрлерінің алғашқы тікелей өлшеулері Паркердің дыбыстан жоғары күн желінің болуы туралы идеясының дұрыстығын растады және қазірдің өзінде Жер орбитасының аймағында болғаны белгілі болды. күн желінің жылдамдығы дыбыс жылдамдығынан әлдеқайда асып түседі. Содан бері Чепменнің күн атмосферасының гидростатикалық тепе-теңдігі туралы идеясы қате екені және күн тәжінің дыбыстан жоғары жылдамдықпен планетааралық кеңістікке үздіксіз кеңеюі күмәнсіз болды. Біраз уақыттан кейін астрономиялық бақылаулар көптеген басқа жұлдыздарда күн желіне ұқсас «жұлдыздық желдер» бар екенін көрсетті.

Күн желінің сфералық симметриялы гидродинамикалық модельге негізделген теориялық болжамына қарамастан, құбылыстың өзі әлдеқайда күрделі болып шықты.

Күн желінің қозғалысының нақты үлгісі қандай?Ұзақ уақыт бойы күн желі сфералық симметриялы деп саналды, яғни. күн ендігі мен бойлығына тәуелсіз. Өйткені ғарыш кемесі«Улисс» ғарыш кемесі ұшырылған 1990 жылға дейін ұшулардың көпшілігі эклиптикалық жазықтықта болды, ал мұндай ғарыш аппараттарындағы өлшемдер күн желінің параметрлерін тек осы жазықтықта бөлуді берді. Кометалардың құйрықтарының ауытқуын бақылауға негізделген есептеулер күн желінің параметрлерінің күн ендікінен шамамен тәуелсіздігін көрсетті, алайда құйрықты жұлдыздарды бақылауға негізделген бұл қорытынды осы бақылауларды түсіндірудегі қиындықтарға байланысты жеткілікті сенімді болмады. Күн желінің параметрлерінің бойлық тәуелділігі ғарыш аппараттарында орнатылған аспаптармен өлшенсе де, ол шамалы болды және планетааралық магнит өрісімен байланысты болды. күн тегі, немесе Күндегі қысқа мерзімді стационарлы емес процестермен (негізінен күн алаулары).

Эклиптикалық жазықтықта плазма және магнит өрісінің параметрлерін өлшеу планетааралық кеңістікте күн желінің әртүрлі параметрлері және магнит өрісінің әртүрлі бағыттары бар секторлық құрылымдар деп аталатындардың болуы мүмкін екенін көрсетті. Мұндай құрылымдар Күнмен бірге айналады және олар күн атмосферасындағы ұқсас құрылымның салдары екенін анық көрсетеді, олардың параметрлері осылайша күн бойлығына байланысты. Сапалы төрт секторлы құрылым күріште көрсетілген. 1.

Сонымен бірге жердегі телескоптар Күннің бетіндегі жалпы магнит өрісін анықтайды. Оның орташа мәні 1 Г деп бағаланады, дегенмен жеке фотосфералық түзілімдерде, мысалы, күн дақтарында магнит өрісі одан да көп болуы мүмкін. Плазма электр тогының жақсы өткізгіші болғандықтан, күн магнит өрістері қандай да бір жолмен күн желімен әрекеттеседі, себебі подеромозды күш пайда болады. j ґ Б. Бұл күш радиалды бағытта аз, яғни. ол күн желінің радиалды компонентінің таралуына іс жүзінде ешқандай әсер етпейді, бірақ оның радиалды бағытқа перпендикуляр бағытқа проекциясы күн желінде тангенциалды жылдамдық компонентінің пайда болуына әкеледі. Бұл компонент радиалдыдан екі рет дерлік кішірек болса да, ол Күннен бұрыштық импульсті жоюда маңызды рөл атқарады. Астрофизиктердің пайымдауынша, соңғы жағдай Күннің ғана емес, сонымен қатар жұлдызды жел анықталған басқа жұлдыздардың да эволюциясында маңызды рөл атқаруы мүмкін. Атап айтқанда, кеш спектрлік кластағы жұлдыздардың бұрыштық жылдамдығының күрт төмендеуін түсіндіру үшін олардың айналу импульсін айналасында пайда болған планеталарға береді деген гипотеза жиі қолданылады. Магнит өрісі болған кезде одан плазманың шығуы арқылы Күннің бұрыштық импульсін жоғалтудың қарастырылған механизмі бұл гипотезаны қайта қарау мүмкіндігін ашады.

Орташа магнит өрісін Жер орбитасының аймағында ғана емес, сонымен қатар үлкен гелиоцентрлік қашықтықтарда (мысалы, Voyager 1 және 2 және Pioneer 10 және 11 ғарыш кемелерінде) өлшеу эклиптикалық жазықтықта дерлік сәйкес келетінін көрсетті. Күн экваторының жазықтығы, оның шамасы мен бағыты формулалармен жақсы сипатталған

Паркер қабылдады. Архимедтің Паркер спираль деп аталатынын сипаттайтын бұл формулаларда шамалар Б r, Б j – сәйкесінше магниттік индукция векторының радиалды және азимуттық құраушылары, W – Күн айналуының бұрыштық жылдамдығы, В– күн желінің радиалды құрамдас бөлігі, «0» индексі магнит өрісінің шамасы белгілі болатын күн тәжінің нүктесін білдіреді.

Еуропалық ғарыш агенттігінің 1990 жылдың қазан айында траекториясы Күнді эклиптикалық жазықтыққа перпендикуляр жазықтықта айналып өтетіндей етіп есептелген «Улисс» ғарыш кемесін ұшыруы күн желінің сфералық симметриялы екендігі туралы идеяны толығымен өзгертті. Суретте. 2-суретте күн ендік функциясы ретінде Улисс ғарыш аппаратында өлшенген күн желінің протондарының радиалды жылдамдығы мен тығыздығының таралулары көрсетілген.

Бұл сурет күн желінің параметрлерінің ендікке қатты тәуелділігін көрсетеді. Күн желінің жылдамдығы артады, ал протондардың тығыздығы гелиографиялық ендікке қарай азаяды. Ал егер эклиптикалық жазықтықта радиалды жылдамдық орта есеппен ~ 450 км/сек, ал протон тығыздығы ~15 см–3 болса, онда, мысалы, 75° күн ендігінде бұл мәндер ~700 км/сек және ~5 см–3, тиісінше. Күн желінің параметрлерінің ендікке тәуелділігі күн белсенділігінің минималды кезеңдерінде азырақ байқалады.

Күн желіндегі стационарлы емес процестер.

Паркер ұсынған модель күн желінің сфералық симметриясын және оның параметрлерінің уақытқа тәуелсіздігін (қарастырылып отырған құбылыстың стационарлылығы) болжайды. Алайда, Күнде болып жатқан процестер, жалпы айтқанда, стационарлық емес, сондықтан күн желі де тұрақты емес. Параметрлердің өзгеруінің тән уақыттары өте әртүрлі масштабта болады. Атап айтқанда, күн белсенділігінің 11 жылдық циклімен байланысты күн желінің параметрлерінде өзгерістер бар. Суретте. 3-суретте IMP-8 және Voyager-2 ғарыш аппараттары (r) көмегімен өлшенген күн желінің орташа (300 күннен астам) динамикалық қысымы көрсетілген. В 2) Жер орбитасының ауданында (1 AU) бір 11 жыл күн циклікүн белсенділігі (суреттің жоғарғы бөлігі). Суреттің төменгі жағында. 3-суретте 1978 жылдан 1991 жылға дейінгі кезеңдегі күн дақтарының санының өзгеруі көрсетілген (ең көп сан күннің максималды белсенділігіне сәйкес келеді). Күн желінің параметрлері шамамен 11 жылға тән уақыт ішінде айтарлықтай өзгеретінін көруге болады. Сонымен бірге «Улисс» ғарыш аппаратындағы өлшеулер мұндай өзгерістер тек эклиптикалық жазықтықта ғана емес, басқа гелиографиялық ендіктерде де болатынын көрсетті (полюстерде күн желінің динамикалық қысымы экваторға қарағанда сәл жоғары).

Күн желінің параметрлерінің өзгеруі әлдеқайда аз уақыт ауқымында да болуы мүмкін. Мысалы, Күндегі алаулар және күн тәжінің әртүрлі аймақтарынан плазманың әр түрлі шығу жылдамдығы планетааралық кеңістікте жылдамдықтың, тығыздықтың, қысымның және температураның күрт секіруімен сипатталатын планетааралық соққы толқындарының пайда болуына әкеледі. Олардың пайда болу механизмі суретте сапалы түрде көрсетілген. 4. Кез келген газдың жылдам ағыны (мысалы, күн плазмасы) баяу ағынды қуып жеткенде, олардың жанасу нүктесінде газдың параметрлерінде еркін саңылау пайда болады, онда массаның, импульстің сақталу заңдары және энергия қанағаттандырылмайды. Мұндай үзіліс табиғатта бола алмайды және, атап айтқанда, екі соққы толқынына (олар бойынша массаның, импульстің және энергияның сақталу заңдары Гюгониот қатынастары деп аталатындарға әкеледі) және тангенциалды үзіліске (сол сақталу заңдары әкеледі) бөлінеді. ондағы қысым мен қалыпты жылдамдық құраушы үздіксіз болуы керек). Суретте. 4 бұл процесс сфералық симметриялы алаудың жеңілдетілген түрінде көрсетілген. Бұл жерде айта кететін жайт, алға соққы толқынынан, тангенциалды үзілістен және екінші соққы толқынынан (кері соққы) тұратын мұндай құрылымдар Күннен алға соққы жылдамдығынан үлкен жылдамдықпен қозғалатындай етіп қозғалады. күн желі, кері соққы Күннен күн желінің жылдамдығынан сәл төмен жылдамдықпен қозғалады, ал тангенциалды үзіліс жылдамдығы күн желінің жылдамдығына тең. Мұндай құрылымдар ғарыш аппараттарында орнатылған аспаптармен жүйелі түрде тіркеледі.

Күннен қашықтыққа байланысты күн желінің параметрлерінің өзгеруі туралы.

Күн желінің жылдамдығының Күннен қашықтығымен өзгеруі екі күшпен анықталады: күннің тартылу күші және қысымның өзгеруіне байланысты күш (қысым градиенті). Ауырлық күші Күннен қашықтығының квадратына қарай азайғандықтан, үлкен гелиоцентрлік қашықтықта оның әсері шамалы. Есептеулер Жер орбитасында оның әсерін, сондай-ақ қысым градиентінің әсерін елемеуге болатынын көрсетеді. Демек, күн желінің жылдамдығын тұрақты дерлік деп санауға болады. Оның үстіне ол дыбыс жылдамдығынан (гиперсоникалық ағын) айтарлықтай асып түседі. Содан кейін күн тәжінің жоғарыдағы гидродинамикалық теңдеуінен r тығыздығы 1/ азаяды деген қорытынды шығады. r 2. 1970-ші жылдардың ортасында ұшырылған және қазір Күннен бірнеше ондаған астрономиялық бірліктердің қашықтықта орналасқан американдық Voyager 1 және 2, Pioneer 10 және 11 ғарыш кемесі күн желінің параметрлері туралы бұл идеяларды растады. Олар сонымен қатар планетааралық магнит өрісі үшін теориялық болжамды Паркер Архимед спиральын растады. Бірақ күн тәжінің кеңеюіне байланысты температура адиабаталық салқындату заңына бағынбайды. Күннен өте үлкен қашықтықта күн желі тіпті жылынуға бейім. Мұндай қыздыру екі себепке байланысты болуы мүмкін: плазмалық турбуленттілікпен байланысты энергияның диссипациясы және күн жүйесін қоршап тұрған жұлдызаралық ортадан күн желіне енетін бейтарап сутегі атомдарының әсері. Екінші себеп, сондай-ақ жоғарыда аталған ғарыш аппаратында анықталған үлкен гелиоцентрлік қашықтықта күн желінің біршама тежелуіне әкеледі.

Қорытынды.

Осылайша, күн желі физикалық құбылыс, бұл ғарыш кеңістігінің табиғи жағдайында орналасқан плазмадағы процестерді зерттеумен байланысты тек академиялық қызығушылықты ғана емес, сонымен бірге Жерге жақын жерде болып жатқан процестерді зерттеу кезінде ескеру қажет фактор, өйткені бұл процестер , бір дәрежеде біздің өмірімізге әсер етеді. Атап айтқанда, Жердің магнитосферасының айналасында ағып жатқан жоғары жылдамдықты күн желінің ағындары оның құрылымына әсер етеді, ал Күндегі стационарлық емес процестер (мысалы, алаулар) радиобайланысты бұзатын және ауа-райының әл-ауқатына әсер ететін магниттік дауылдарға әкелуі мүмкін. сезімтал адамдар. Күн желі күн тәжінде пайда болғандықтан, оның Жер орбитасы аймағындағы қасиеттері маңызды зерттеу үшін жақсы көрсеткіш болып табылады. практикалық іс-шараларкүн-жер байланысының адамы. Дегенмен, бұл басқа сала ғылыми зерттеулер, біз бұл мақалада тоқталмаймыз.

Владимир Баранов

Күн атмосферасы 90% сутектен тұрады. Жер бетінен ең алыс бөлігі күн тәжі деп аталады және күннің толық тұтылуы кезінде анық көрінеді. Тәждің температурасы 1,5-2 млн К-ге жетеді, ал тәж газы толығымен иондалған. Бұл плазмалық температурада протондардың жылу жылдамдығы шамамен 100 км/с, ал электрондардыкі секундына бірнеше мың километрді құрайды. Күннің тартылыс күшін жеңу үшін 618 км/с бастапқы жылдамдық жеткілікті, Күннің екінші ғарыштық жылдамдығы. Сондықтан плазма күн тәжінен ғарышқа үнемі ағып тұрады. Протондар мен электрондардың бұл ағыны күн желі деп аталады.

Күннің тартылыс күшін жеңе отырып, күн желінің бөлшектері түзу траекториялар бойымен ұшады. Әрбір бөлшектің жылдамдығы қашықтыққа байланысты өзгермейді, бірақ ол әртүрлі болуы мүмкін. Бұл жылдамдық негізінен жағдайға байланысты күн беті, Күндегі «ауа райынан». Орташа алғанда ол v ≈ 470 км/с тең. Күн желі Жерге дейінгі қашықтықты 3-4 күнде жүреді. Бұл жағдайда ондағы бөлшектердің тығыздығы Күнге дейінгі қашықтықтың квадратына кері пропорционалды түрде азаяды. Жер орбитасының радиусына тең қашықтықта 1 см 3 орта есеппен 4 протон және 4 электрон бар.

Күн желі біздің жұлдыз – Күннің массасын секундына 10 9 кг-ға азайтады. Бұл сан жердегі масштабта үлкен болып көрінгенімен, шын мәнінде ол аз: күн массасының жоғалуын Күннің қазіргі жасынан мыңдаған есе көп уақыттарда ғана байқауға болады, ол шамамен 5 миллиард жыл.

Күн желінің магнит өрісімен әрекеттесуі қызықты және әдеттен тыс. Зарядталған бөлшектер әдетте Н магнит өрісінде шеңбер бойымен немесе бұрандалы сызықтар бойымен қозғалатыны белгілі. Бұл магнит өрісі жеткілікті күшті болған кезде ғана дұрыс. Дәлірек айтқанда, зарядталған бөлшектер шеңбер бойымен қозғалуы үшін магнит өрісінің энергия тығыздығы H 2 /8π қозғалатын плазманың кинетикалық энергиясының тығыздығынан ρv 2 /2 артық болуы қажет. Күн желінде жағдай керісінше: магнит өрісі әлсіз. Сондықтан зарядталған бөлшектер түзу сызық бойымен қозғалады, ал магнит өрісі тұрақты емес, ол бөлшектер ағынымен бірге қозғалады, осы ағынмен шетке қарай алып кеткендей. күн жүйесі. Бүкіл планетааралық кеңістіктегі магнит өрісінің бағыты күн желінің плазмасы пайда болған кездегі күн бетіндегідей болып қалады.

Күннің экваторы бойынша қозғалған кезде магнит өрісі әдетте өз бағытын 4 рет өзгертеді. Күн айналады: экватордағы нүктелер T = 27 тәулікте айналымды аяқтайды. Сондықтан планетааралық магнит өрісі спираль түрінде бағытталған (суретті қараңыз) және бұл фигураның бүкіл үлгісі күн бетінің айналуынан кейін айналады. Күннің айналу бұрышы φ = 2π/Т болып өзгереді. Күннен қашықтық күн желінің жылдамдығымен артады: r = vt. Осыдан суреттегі спиральдардың теңдеуі шығады. пішімі бар: φ = 2πr/vT. Жер орбитасынан (r = 1,5 10 11 м) қашықтықта магнит өрісінің радиус векторына көлбеу бұрышы, оңай тексеруге болатындай, 50° болады. Орташа алғанда, бұл бұрыш өлшенеді ғарыш кемелері, бірақ Жерге жақын емес. Планеталардың жанында магнит өрісі басқаша құрылымдалған (Магнитосфераны қараңыз).

Күн атмосферасының үстіңгі қабатынан лақтырылатын бөлшектердің тұрақты ағыны бар. Біз айналамыздағы күн желінің дәлелдерін көреміз. Күшті геомагниттік дауыл Жердегі спутниктер мен электр жүйелеріне зақым келтіруі және әдемі полярлық сәулелерді тудыруы мүмкін. Мұның ең жақсы дәлелі кометаның Күнге жақындаған кездегі ұзын құйрықтары болуы мүмкін.

Кометадан шыққан шаң бөлшектері желдің әсерінен ауытқып, Күннен алыстап кетеді, сондықтан кометаның құйрықтары әрқашан біздің жұлдызға қарай бағытталады.

Күн желі: шығу тегі, сипаттамасы

Ол тәж деп аталатын Күннің жоғарғы атмосферасынан келеді. Бұл аймақта температура 1 миллион Кельвиннен асады, ал бөлшектердің энергетикалық заряды 1 кВ-тан жоғары. Күн желінің екі түрі бар: баяу және жылдам. Бұл айырмашылықты кометалардан көруге болады. Егер сіз құйрықты жұлдыздың бейнесіне мұқият қарасаңыз, олардың жиі екі құйрығы бар екенін көресіз. Олардың бірі түзу, екіншісі көбірек қисық.

Жер маңындағы желідегі күн желінің жылдамдығы, соңғы 3 күндегі деректер

Жылдам күн желі

Ол 750 км/с жылдамдықпен қозғалады және астрономдар оны тәж саңылауларынан – магнит өрісінің сызықтары Күн бетіне шығатын аймақтардан шыққан деп санайды.

Баяу күн желі

Ол шамамен 400 км/с жылдамдыққа ие және жұлдызымыздың экваторлық белдеуінен келеді. Радиация Жерге жылдамдығына байланысты бірнеше сағаттан 2-3 тәулікке дейін жетеді.

Баяу күн желі кометаның үлкен, жарқын құйрығын жасайтын жылдам күн желіне қарағанда кеңірек және тығызырақ.

Егер Жердің магнит өрісі болмаса, ол біздің планетамыздағы тіршілікті жойып жіберер еді. Дегенмен, планетаның айналасындағы магнит өрісі бізді радиациядан қорғайды. Магнит өрісінің пішіні мен өлшемі желдің күші мен жылдамдығымен анықталады.