태양풍의 하전된 입자. 태양풍이란 무엇입니까? 태양풍 : 기원, 특성

V.B. 주립 대학그들을. M.V. 로모노소프

이 기사에서는 태양 코로나(태양풍)의 초음속 팽창 문제를 조사합니다. 네 가지 주요 문제가 분석됩니다. 1) 태양 코로나에서 플라즈마가 유출되는 이유; 2) 그러한 유출은 균질하다. 3) 태양으로부터의 거리에 따른 태양풍 매개변수의 변화, 4) 태양풍이 성간 매질로 흘러 들어가는 방식.

소개

미국 물리학자 E. 파커(E. Parker)가 '태양풍'이라고 불리는 현상을 이론적으로 예측한 지 거의 40년이 지났고, 몇 년 후 소련 과학자 K. Gringaus 그룹이 태양풍에 설치된 장비를 사용하여 실험적으로 확인했습니다. 루나 우주선 2"와 "루나-3". 태양풍완전 이온화된 수소 플라즈마, 즉 대략 동일한 밀도(준중성 조건)의 전자와 양성자로 구성된 가스로서 높은 초음속으로 태양으로부터 이동하는 흐름입니다. 지구의 궤도(태양으로부터 1천문단위(AU))에서 이 흐름의 속도 VE는 약 400-500km/s이고, 양성자(또는 전자)의 농도는 입방센티미터당 10-20개 입자입니다. 온도 Te는 약 100,000K와 같습니다(전자 온도는 약간 더 높음).

전자와 양성자 외에도 알파 입자(수 퍼센트 정도), 소량의 더 무거운 입자, 자기장이 행성 간 공간에서 발견되었습니다. 평균값그 유도는 지구 궤도에서 몇 감마 정도인 것으로 밝혀졌습니다 (1

= 10-5G).

태양풍의 이론적 예측과 관련된 약간의 역사

이론 천체 물리학의 그리 길지 않은 역사 동안 모든 별의 대기는 정수압 평형 상태, 즉 별의 중력이 끌어당기는 대기의 압력 구배와 관련된 힘이 균형을 이루는 상태에 있다고 믿어졌습니다. 중심 별로부터 단위 거리 r당 압력 변화). 수학적으로 이 평형은 다음과 같이 표현됩니다. 미분 방정식

(1)

여기서 G는 중력 상수, M*은 별의 질량, p는 대기 가스 압력,

- 질량 밀도. 대기의 온도 분포 T가 주어지면 평형 방정식 (1)과 이상 기체에 대한 상태 방정식으로부터

(2)

여기서 R은 기체 상수이고, 소위 기압 공식은 쉽게 얻을 수 있으며, 일정한 온도 T의 특별한 경우에는 다음과 같은 형태를 갖습니다.

(3)

공식 (3)에서 p0 값은 별 대기 밑면의 압력(r = r0)을 나타냅니다. 이 공식에서 r에 대해 다음이 분명해집니다.

즉, 별로부터 매우 먼 거리에서 압력 p는 압력 p0의 값에 따라 유한한 한계에 도달하는 경향이 있습니다.

다른 별의 대기와 마찬가지로 태양 대기도 정수압 평형 상태에 있다고 믿었으므로 그 상태는 공식 (1), (2), (3)과 유사한 공식으로 결정되었습니다. 태양 표면의 약 10,000도에서 태양 코로나의 1,000,000도까지 온도가 급격히 증가하는 이상하고 아직 완전히 이해되지 않은 현상을 고려하여 Chapman(예를 들어 참조)은 정적 태양 코로나 이론을 개발했습니다. 태양계를 둘러싸고 있는 성간 물질로 원활하게 전환될 예정이었습니다.

그러나 그의 선구적인 연구에서 Parker는 정적 태양 코로나에 대한 (3)과 같은 공식에서 얻은 무한대 압력이 추정된 압력 값보다 거의 10배 더 큰 것으로 밝혀졌다는 사실에 주목했습니다. 관측을 기반으로 한 성간 가스의 경우. 이러한 불일치를 해결하기 위해 Parker는 태양 코로나가 정적 평형 상태에 있지 않고 태양을 둘러싼 행성 간 매체로 지속적으로 확장되고 있다고 제안했습니다. 더욱이 그는 평형방정식 (1) 대신에 다음과 같은 형태의 유체역학 운동방정식을 사용하여 제안했다.

(4)

여기서 태양과 관련된 좌표계에서 V 값은 플라즈마의 방사형 속도를 나타냅니다. 아래에

태양의 질량을 말합니다.

주어진 온도 분포 T에 대해 방정식 (2)와 (4)의 시스템은 그림 1에 제시된 유형의 솔루션을 갖습니다. 1. 이 그림에서 a는 음속을 나타내고, r*는 기체의 속도가 음속과 같아지는 원점으로부터의 거리(V = a)이다. 물론 그림에서는 곡선 1과 2만 나타납니다. 1개 있다 물리적 의미태양으로부터의 가스 유출 문제에 대해 곡선 3과 4는 각 지점에서 고유하지 않은 속도 값을 갖고 곡선 5와 6은 태양 대기, 망원경에서는 관찰되지 않습니다. Parker는 곡선 1에 해당하는 해가 자연에서 구현되는 조건을 분석했습니다. 그는 그러한 용액에서 얻은 압력을 성간 매질의 압력과 일치시키기 위한 가장 현실적인 경우는 가스의 전이임을 보여주었습니다. 아음속 흐름(r에서< r*) к сверхзвуковому (при r >r*), 이러한 흐름을 태양풍이라고 불렀습니다. 그러나 이 진술은 체임벌린의 작업에서 논쟁의 여지가 있었는데, 그는 가장 많은 것을 믿었습니다. 실제 솔루션, 모든 곳에서 아음속 "태양풍"을 설명하는 곡선 2에 해당합니다. 동시에, 태양으로부터의 초음속 가스 흐름을 발견한 우주선에 대한 첫 번째 실험(예를 들어 참조)은 문헌에 따르면 체임벌린에게 충분히 신뢰할 만한 것으로 보이지 않았습니다.

쌀. 1. 중력이 존재하는 상태에서 태양 표면으로부터의 가스 흐름 속도 V에 대한 1차원 가스 역학 방정식의 가능한 솔루션. 곡선 1은 태양풍에 대한 해에 해당합니다. 여기서 a는 음속, r은 태양으로부터의 거리, r*는 가스 속도가 음속과 같아지는 거리, 그리고 태양의 반경입니다.

우주 실험의 역사는 태양풍에 대한 Parker의 생각이 정확하다는 것을 훌륭하게 입증했습니다. 태양풍 이론에 대한 자세한 자료는 예를 들어 논문에서 찾을 수 있습니다.

태양 코로나로부터 플라즈마가 균일하게 유출되는 개념

1차원 기체 역학 방정식으로부터 다음을 얻을 수 있습니다. 알려진 결과: 질량력이 없을 때 점 소스로부터의 구형 대칭 가스 흐름은 어디에서나 아음속 또는 초음속일 수 있습니다. 방정식 (4)(오른쪽)에 중력이 존재하면 그림 1의 곡선 1과 같은 해가 나타납니다. 1, 즉 소리의 속도를 통한 전환입니다. 모든 초음속 제트 엔진의 기본이 되는 라발 노즐의 고전적인 흐름에 비유해 보겠습니다. 이 흐름은 그림 1에 개략적으로 표시되어 있습니다. 2.

쌀. 2. Laval 노즐의 흐름도 : 1 - 매우 뜨거운 공기가 저속으로 공급되는 수신기라고 불리는 탱크, 2 - 아음속 가스 흐름을 가속하기 위해 채널의 기하학적 압축 영역 , 3 - 초음속 흐름을 가속화하기 위해 채널의 기하학적 확장 영역.

매우 높은 온도로 가열된 가스는 매우 낮은 속도로 수용기라고 불리는 탱크 1에 공급됩니다(가스의 내부 에너지는 방향 운동의 운동 에너지보다 훨씬 큽니다). 채널을 기하학적으로 압축함으로써 가스는 속도가 음속에 도달할 때까지 영역 2(아음속 흐름)에서 가속됩니다. 이를 더욱 가속화하려면 채널(초음속 흐름의 영역 3)을 확장해야 합니다. 전체 흐름 영역에서 가스 가속은 단열(열 공급 없이) 냉각으로 인해 발생합니다(혼돈 운동의 내부 에너지가 지향 운동 에너지로 변환됨).

고려 중인 태양풍 형성 문제에서 수신기의 역할은 태양 코로나가 담당하고, 라발 노즐 벽의 역할은 태양 인력의 중력이다. Parker의 이론에 따르면, 음속의 전이는 태양 반경의 몇 배 떨어진 곳에서 발생해야 합니다. 그러나 이론에서 얻은 해법을 분석한 결과 태양 코로나의 온도는 라발 노즐 이론의 경우처럼 가스가 초음속으로 가속하기에 충분하지 않은 것으로 나타났습니다. 추가적인 에너지원이 있어야 합니다. 이러한 원인은 현재 태양풍(때때로 플라즈마 난류라고도 함)에 항상 존재하는 파동의 소멸로 간주되며 평균 흐름에 중첩되며 흐름 자체는 더 이상 단열되지 않습니다. 그러한 프로세스의 정량적 분석에는 여전히 추가 연구가 필요합니다.

흥미롭게도 지상 망원경은 태양 표면의 자기장을 감지합니다. 자기 유도 B의 평균 값은 1G로 추정되지만, 흑점과 같은 개별 광구 형성에서는 자기장이 훨씬 더 클 수 있습니다. 플라즈마는 좋은 전기 전도체이기 때문에 태양 자기장이 태양으로부터의 흐름과 상호 작용하는 것은 자연스러운 현상입니다. 이 경우 순수한 기체 역학 이론은 고려 중인 현상에 대한 불완전한 설명을 제공합니다. 영향 자기장태양풍의 흐름은 자기유체역학이라는 과학의 틀 안에서만 고려될 수 있습니다. 그러한 고려는 어떤 결과를 가져오는가? 이 방향의 선구적인 연구에 따르면(또한 참조), 자기장은 태양풍 플라즈마에 전류 j의 출현으로 이어지며, 이는 차례로 다음 방향으로 향하는 대운동력 j x B의 출현으로 이어집니다. 반경 방향에 수직. 결과적으로 태양풍은 접선 속도 성분을 얻습니다. 이 구성 요소는 방사형 구성 요소보다 크기가 거의 두 자릿수 작지만 태양에서 각운동량을 제거하는 데 중요한 역할을 합니다. 후자의 상황은 태양뿐 아니라 '항성풍'이 발견된 다른 별들의 진화에도 중요한 역할을 할 수 있다고 추정된다. 특히, 후기 분광형 별의 각속도의 급격한 감소를 설명하기 위해 투과 가설이 토크주위에 행성이 형성됩니다. 플라즈마 유출을 통한 태양의 각운동량 손실에 대해 고려된 메커니즘은 이 가설을 수정할 가능성을 열어줍니다.

태양풍- 태양으로부터 대략 방사형으로 퍼지고 태양계를 태양 중심으로 채우는 태양 기원의 연속적인 플라즈마 흐름. 거리 R ~ 100a. e. S. v. 가스 역학 중에 형성됩니다. 태양 코로나의 확장 (참조 해) 행성 간 공간으로. 태양 코로나에 존재하는 고온(1.5 * 10 9 K)에서는 위에 있는 층의 압력이 코로나 물질의 가스 압력과 균형을 이룰 수 없어 코로나가 팽창합니다.

게시물의 존재에 대한 첫 번째 증거. 태양으로부터의 플라즈마 흐름은 1950년대 L. Biermann에 의해 얻어졌습니다. 혜성의 플라즈마 꼬리에 작용하는 힘의 분석. 1957년에 Yu. Parker(E. Parker)는 코로나 물질의 평형 상태를 분석하여 코로나가 정수압 상태에 있을 수 없음을 보여주었습니다. 이전에 가정한 바와 같이 평형은 확장되어야 하며, 기존 경계 조건 하에서 이러한 확장은 코로나 물질을 초음속으로 가속화해야 합니다(아래 참조). 처음으로 태양 기원의 플라즈마 흐름이 소련 우주선에서 기록되었습니다. 1959년 우주선 "루나-2". 존재하는 포스트. 태양으로부터의 플라즈마 유출은 미국에서 수개월에 걸쳐 측정한 결과로 입증되었습니다. 공간 1962년 마리너 2호 장치.

수요일 S. v.의 특징 표에 나와 있습니다. 1. S. 흐름. 속도는 300km/s의 느린 속도와 600~700km/s의 속도인 빠른 속도의 두 가지 클래스로 나눌 수 있습니다. 빠른 흐름은 자기장의 구조가 있는 태양 코로나 영역에서 발생합니다. 필드는 방사형에 가깝습니다. 이들 지역 중 일부는 관상 구멍. 북세기의 느린 흐름. 따라서 접선 자기 구성 요소가 있는 크라운 영역과 분명히 연결되어 있습니다. 전지.

테이블 1.- 지구 궤도의 태양풍의 평균 특성

속도
양성자 농도
양성자 온도
전자 온도
자기장 강도
파이썬 자속 밀도....	2.410 8cm -2 c -1
운동 에너지 플럭스 밀도	0.3 에르그cm -2 s -1

테이블 2.- 상대적인 화학 성분태양풍

	상대 콘텐츠

	상대 콘텐츠

주요 내용 외에도 태양수의 구성 요소는 양성자와 전자이며, 고도로 이온화된 입자도 그 구성에서 발견됩니다. 산소, 규소, 황, 철 이온(그림 1). 달에 노출된 포일에 갇혀 있는 가스를 분석한 결과 Ne와 Ar 원자가 발견되었습니다. 수요일 상대화학 S. v. 표에 나와 있습니다. 2. 이온화. 물질의 상태 S. v. 확장 시간에 비해 재결합 시간이 짧은 코로나의 수준에 해당합니다. 이온화 측정 이온의 온도 S. v. 태양 코로나의 전자 온도를 측정하는 것이 가능해졌습니다.

N. 세기에. 차이가 관찰됩니다. 파동의 종류: 랭뮤어(Langmuir), 휘슬러(Whistlers), 이온음파(ion-sonic), 자기음파(magnetosonic), 알프벤(Alfven) 등(참조: 플라즈마의 파동 Alfvén 유형의 파동 중 일부는 태양에서 생성되고 일부는 행성 간 매체에서 여기됩니다. 파동의 생성은 맥스웰 함수에서 입자 분포 함수의 편차를 완화하고 자기의 영향과 결합됩니다. 플라즈마 필드는 S. v. 연속적인 매체처럼 행동합니다. Alfvén형 파동은 태양파의 작은 구성요소를 가속시키는 데 큰 역할을 합니다. 그리고 양성자 분포 함수의 형성에 있어서. N. 세기에. 자화 플라즈마의 접촉 및 회전 불연속 특성도 관찰됩니다.

쌀. 1. 태양풍의 질량 스펙트럼. 가로축은 입자의 질량과 전하의 비율이고, 세로축은 10초 동안 장치의 에너지 창에 등록된 입자의 수입니다. "+" 기호가 있는 숫자는 이온의 전하를 나타냅니다..

스트림 N.in. eff를 제공하는 이러한 유형의 파도의 속도와 관련하여 초음속입니다. S. 세기로 에너지 전달. (알프벤, 소리 및 자기음파). 알벤과 소리 마하수 C.다섯. 지구 궤도에서 7. 북동쪽으로 흐를 때. 효과적으로 편향시킬 수 있는 장애물(수성, 지구, 목성, 토성의 자기장 또는 금성 및 분명히 화성의 전도성 전리층)에서 출발하는 활 충격파가 형성됩니다. S.v. 충격파의 앞쪽에서 속도가 느려지고 가열되어 장애물 주위로 흐를 수 있습니다. 동시에 북세기에. 공동이 형성됩니다. 자기권(자체 또는 유도), 모양 및 모양의 크기는 자기압의 균형에 의해 결정됩니다. 행성의 장과 흐르는 플라즈마 흐름의 압력(참조: 지구의 자기권, 행성의 자기권). S. v. 비전도체(예: 달)에서는 충격파가 발생하지 않습니다. 플라즈마 흐름은 표면에 흡수되고 몸체 뒤에 공동이 형성되며, 이는 플라즈마에서 점차적으로 플라즈마로 채워집니다.

코로나 플라즈마 유출의 고정 과정은 다음과 관련된 비정상 과정과 중첩됩니다. 태양 플레어. 강한 플레어가 발생하는 동안 물질은 아래에서 방출됩니다. 코로나 지역을 행성 간 매체로 변환합니다. 이 경우 충격파도 형성되며(그림 2), 이는 점차 느려지며 태양계의 플라즈마로 퍼집니다. 지구에 충격파가 도달하면 자기권이 압축되고 그 후에 일반적으로 자기 발달이 시작됩니다. 폭풍우(참조 자기 변형).

쌀. 2. 행성간 충격파의 전파와 태양 플레어로부터의 방출. 화살표는 태양풍 플라즈마의 이동 방향을 나타내고, 캡션이 없는 선은 자기장 선입니다..

쌀. 3. 코로나 팽창 방정식의 해법 유형. 속도와 거리는 임계 속도 vk로 정규화되었으며 솔루션 2는 태양풍에 해당합니다..

태양 코로나의 팽창은 질량 보존 방정식, 각운동량 및 에너지 방정식 시스템으로 설명됩니다. 다양한 조건을 충족하는 솔루션 거리에 따른 속도 변화의 특성이 그림 1에 나와 있습니다. 3. 솔루션 1과 2는 크라운 베이스의 낮은 속도에 해당합니다. 이 두 솔루션 사이의 선택은 무한대의 조건에 따라 결정됩니다. 솔루션 1은 코로나의 낮은 팽창률에 해당하며 무한대에서 큰 압력 값을 제공합니다. 즉, 정적 모델과 동일한 어려움에 직면합니다. 크라운 솔루션 2는 소리 값의 속도를 통한 확장 속도의 전환에 해당합니다. v 에) 일부 비판적입니다. 거리 R에 초음속 속도로 팽창합니다. 이 솔루션은 무한대에서 매우 작은 압력 값을 제공하므로 성간 매체의 낮은 압력과 조화를 이룰 수 있습니다. 이러한 유형의 흐름을 Yu. 비판적인 코로나의 온도가 특정 임계값보다 낮으면 그 지점은 태양 표면 위에 있습니다. 가치 , 여기서 m은 양성자 질량, 는 단열 지수, 는 태양의 질량입니다. 그림에서. 그림 4는 태양 중심에서 팽창 속도의 변화를 보여줍니다. 등온 온도에 따른 거리. 등방성 코로나. S. v. 거리에 따른 코로나 온도의 변화, 매질의 2액체 특성(전자 및 양성자 가스), 열전도율, 점도, 비구형을 고려합니다. 확장의 성격.

쌀. 4. 다양한 코로나 온도 값에서 등온 코로나 모델에 대한 태양풍 속도 프로파일.

S.v. 기본을 제공합니다 채층으로의 열 전달, el-magn으로 인해 코로나에서 열 에너지가 유출됩니다. 코로나 방사선 및 전자 열전도도 코로나의 열 균형을 확립하기에는 불충분합니다. 전자 열 전도성은 주변 온도의 느린 감소를 보장합니다. 거리가 있어서. S.v. 태양에 의해 전달되는 에너지 흐름은 ~10 -7이므로 전체적으로 태양 에너지에서 눈에 띄는 역할을 하지 않습니다. 밝기해.

S.v. 코로나 자기장을 행성 간 매체로 운반합니다. 필드. 플라즈마 속으로 얼어붙은 이 자기장의 자기장 선은 행성간 자기장을 형성합니다. 필드(MMP). IMF 강도는 낮고 에너지 밀도는 약입니다. 운동밀도 1% 태양 에너지의 에너지는 태양 에너지의 열역학에서 큰 역할을합니다. 그리고 S. v. 태양계의 몸과 북쪽의 흐름과 함께. 그들 사이에서. S. 세기 확장의 조합. 태양의 회전으로 인해 매기가 발생한다는 사실이 밝혀졌습니다. 북세기에 동결된 힘선은 아르키메데스 나선에 가까운 모양을 갖습니다(그림 5). 방사형 B R및 방위각 자기 구성 요소. 필드는 황도면 근처의 거리에 따라 다르게 변경됩니다.

앙은 어디 있어요? 태양의 회전 속도, 그리고- 중앙 공기 속도의 방사형 구성 요소, 인덱스 0은 초기 수준에 해당합니다. 지구 궤도 거리에서 자기 방향 사이의 각도입니다. 필드와 아르 자형약 45°. 대형 L 자기. 필드는 R에 거의 수직입니다.

쌀. 5. 행성간 자기장선의 모양. - 태양의 회전 각속도 - 플라즈마 속도의 방사형 구성 요소 R - 태양 중심 거리.

S. v., 태양의 여러 지역에서 발생합니다. 자기 방향 들판, 형태는 다른 방향의 영구 동토층으로 흐릅니다. 관측된 태양계의 대규모 구조 분리. 서로 다른 짝수의 섹터에 대해 IMF의 방사형 구성 요소의 방향이 호출됩니다. 행성 간 섹터 구조. S. v. (속도, 온도-pa, 입자 농도 등)도 수요일에 있습니다. 각 섹터의 단면에서 자연적으로 변화하는데, 이는 섹터 내부에 태양수의 빠른 흐름이 존재하는 것과 관련이 있습니다. 섹터의 경계는 일반적으로 북쪽의 느린 흐름 내에 위치합니다. 대부분 태양과 함께 회전하는 2~4개의 섹터가 관찰됩니다. 이 구조는 S.를 빼냈을 때 형성됩니다. 대규모 잡지. 코로나 장은 여러 곳에서 관찰될 수 있습니다. 태양의 혁명. IMF의 섹터 구조는 태양과 함께 회전하는 행성 간 매체에 현재 계층(CS)이 존재하기 때문에 발생합니다. TS는 자기 서지를 생성합니다. 필드 - IMF의 방사형 구성 요소는 차량의 다른 측면에 다른 표시가 있습니다. H. Alfven이 예측한 이 TS는 태양의 활성 영역과 관련된 태양 코로나의 일부를 통과하여 이러한 영역을 다양한 영역과 분리합니다. 태양 자석의 방사형 구성 요소의 징후. 전지. TS는 대략 태양 적도면에 위치하며 접힌 구조를 가지고 있습니다. 태양의 회전으로 인해 TC의 접힌 부분이 나선형으로 비틀어집니다(그림 6). 황도면 근처에 있는 관찰자는 자신이 TC 위 또는 아래에 있음을 발견하고 이로 인해 IMF 방사형 구성 요소의 다른 징후가 있는 섹터에 있게 됩니다.

북쪽의 태양 근처. 빠른 흐름과 느린 흐름의 속도 차이로 인해 종방향 및 위도 속도 구배가 발생합니다. 태양으로부터 멀어질수록 북쪽의 강물 사이의 경계는 더욱 가파르게 됩니다. 반경 속도 구배가 발생하여 형성됩니다. 무충돌 충격파(그림 7). 먼저 섹터의 경계에서 전방으로 전파되는 충격파(순방향 충격파)가 형성되고, 이어서 태양을 향해 전파되는 역방향 충격파가 형성됩니다.

쌀. 6. 태양권 전류층의 모양. 황도면과의 교차점(태양 적도에 대해 ~ 7° 각도로 기울어짐)은 행성 간 자기장의 관측된 섹터 구조를 제공합니다..

쌀. 7. 행성간 자기장 구역의 구조. 짧은 화살표는 태양풍 플라즈마 흐름의 방향, 화살표가 있는 선 - 자기장 선, 점선 - 섹터 경계(현재 레이어와 도면 평면의 교차점)를 나타냅니다..

충격파의 속도는 태양 에너지의 속도보다 낮기 때문에 플라즈마는 태양으로부터 멀어지는 방향으로 역충격파를 동반합니다. 섹터 경계 근처의 충격파는 ~1AU 거리에서 형성됩니다. e. 여러 거리까지 추적할 수 있습니다. 에이. e. 이러한 충격파는 태양 플레어로 인한 행성 간 충격파 및 행성 주위 충격파와 마찬가지로 입자를 가속하므로 에너지 입자의 원천입니다.

S.v. ~100AU 거리까지 확장됩니다. 즉, 성간 매체의 압력이 역학적 균형을 이루는 곳입니다. 혈압 S. v. 성간 매체에서는 태양권을 형성합니다(참조. 행성 간 환경). S. v. 확장 그 안에 얼어붙은 자석과 함께. 자기장은 은하계 입자가 태양계로 침투하는 것을 방지합니다. 공간 낮은 에너지의 광선을 방출하고 우주의 변화를 가져옵니다. 고에너지 광선. S.V.와 유사한 현상이 다른 특정 별에서도 발견되었습니다. 항성풍).

문학.: Parker E. N., 행성 간 매체의 동적 프로세스, trans. 영어, M., 1965에서; Brandt J., Solar Wind, 트랜스. 영어, M., 1973에서; Hundhausen A., 코로나 확장 및 태양풍, trans. 영어, M., 1976에서. O. L. 와이즈버그.

태양풍

- 태양으로부터 대략 방사형으로 퍼지고 태양계를 태양 중심으로 채우는 태양 기원의 연속적인 플라즈마 흐름. 거리 ~100AU S.v. 가스 역학 중에 형성됩니다. 행성 간 공간으로의 확장. 태양 코로나(K)에 존재하는 고온에서는 위에 있는 층의 압력이 코로나 물질의 가스 압력과 균형을 이룰 수 없어 코로나가 팽창합니다.

태양으로부터 플라즈마의 일정한 흐름이 존재한다는 최초의 증거는 1950년대 L. Biermann(독일)에 의해 얻어졌습니다. 혜성의 플라즈마 꼬리에 작용하는 힘의 분석. 1957년에 Yu. Parker(미국)는 코로나 물질의 평형 상태를 분석하여 코로나가 정수압 상태에 있을 수 없음을 보여주었습니다. 이전에 가정한 바와 같이 평형은 확장되어야 하며, 기존 경계 조건 하에서 이러한 확장은 코로나 물질을 초음속 속도로 가속화해야 합니다.

S.v.의 평균 특성 표에 나와 있습니다. 1. 처음으로 두 번째 소련 우주선에서 태양 기원의 플라즈마 흐름이 기록되었습니다. 1959년 로켓 "Luna-2". 태양으로부터 플라즈마가 지속적으로 유출되고 있다는 사실은 미국에서 수개월에 걸쳐 측정한 결과 입증되었습니다. 1962년 AMS 마리너 2호

표 1. 지구 궤도에서 태양풍의 평균 특성

속도	400km/초
양성자 밀도	6cm -3
양성자 온도	에게
전자 온도	에게
자기장 강도	이자형
양성자 자속 밀도	cm -2 초 -1
운동 에너지 플럭스 밀도	0.3 에르그SM -2초 -1

스트림 N.v. 속도는 km/s의 속도로 느린 속도와 600~700km/s의 속도로 빠른 속도의 두 가지 클래스로 나눌 수 있습니다. 빠른 흐름은 자기장이 방사형에 가까운 코로나 영역에서 발생합니다. 이들 지역 중 일부는 . 느린 흐름 N.W. 분명히 의미가 있는 왕관 부분과 연관되어 있습니다. 접선 구성 요소 탄창. 전지.

S.v. - 양성자와 전자 - 입자, 고도로 이온화된 산소 이온, 규소, 황 및 철도 그 구성에서 발견되었습니다(그림 1). 달에 노출된 포일에 갇혀 있는 가스를 분석한 결과 Ne와 Ar 원자가 발견되었습니다. 평균 화학. S.v.의 구성 표에 나와 있습니다. 2.

표 2. 태양풍의 상대적 화학적 조성

요소	상대적인 콘텐츠
시간	0,96
3 그는
4 그는	0,04
영형
네
시
아르곤
철

이온화 물질 상태 S.v. 재결합 시간이 확장 시간에 비해 작아지는 코로나의 수준에 해당합니다. 멀리서. 이온화 측정 이온 온도 S.v. 태양 코로나의 전자 온도를 측정하는 것이 가능해졌습니다.

S.v. 코로나 자기장을 행성 간 매체로 운반합니다. 필드. 플라즈마 속으로 얼어붙은 이 자기장의 자기장 선은 행성간 자기장을 형성합니다. 필드(MMP). IMF 강도는 낮고 에너지 밀도는 약입니다. 키네틱 1% 태양에너지의 에너지는 태양에너지의 열역학에서 큰 역할을 한다. 그리고 S.v. 태양계의 몸과 북쪽의 흐름과 함께. 그들 사이에서. 확장 S.v.의 조합 태양의 회전으로 인해 매기가 발생한다는 사실이 밝혀졌습니다. S.V.에 얼어붙은 파워 리오니는 아르키메데스의 나선에 가까운 모양을 가지고 있습니다(그림 2). 탄창의 방사형 및 방위각 구성요소. 황도면 근처의 필드는 거리에 따라 변경됩니다.
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어디 아르 자형- 태양 중심 거리 - 태양의 회전 각속도, 너 R- 반경 속도 성분 S.v., 인덱스 "0"은 초기 레벨에 해당합니다. 지구 궤도 거리에서 자기 방향 사이의 각도입니다. 큰 태양 중심에서 태양에 대한 필드와 방향. IMF 거리는 태양 방향과 거의 수직입니다.

S.v.는 서로 다른 자기 방향을 갖는 태양 영역에서 발생합니다. 들판, 형태는 소위 다른 방향의 영구 동토층으로 흐릅니다. 행성간 자기장.

N. v. Langmuir, Whistlers, Ion-Sonic, Magnetosonic 등 다양한 유형의 파동이 관찰됩니다 (참조). 일부 파동은 태양에서 생성되고 일부는 행성 간 매질에서 여기됩니다. 파동의 생성은 맥스웰 함수에서 입자 분포 함수의 편차를 완화하고 S.V. 연속적인 매체처럼 행동합니다. Alfvén형 파동은 S.V.의 작은 구성 요소를 가속하는 데 큰 역할을 합니다. 그리고 양성자 분포 함수의 형성에 있어서. N. v. 자화 플라즈마의 특징인 접촉 및 회전 불연속성도 관찰됩니다.

NW 스트림 yavl. S.V.로의 효과적인 에너지 전달을 제공하는 이러한 유형의 파도의 속도와 관련하여 초음속입니다. (Alfvén, 소리 및 자기음파), Alfvén 및 소리 마하 수 S.v. 지구 궤도에서. S.V.를 트리밍할 때 S.v.를 효과적으로 편향시킬 수 있는 장애물 (수성, 지구, 목성, Staurn의 자기장 또는 금성 및 분명히 화성의 전도 전리층) 활 충격파가 형성됩니다. S.v. 충격파의 앞쪽에서 속도가 느려지고 가열되어 장애물 주위로 흐를 수 있습니다. 동시에 N.v. 공동이 형성됩니다. 자기권(자체 또는 유도), 구조의 모양과 크기는 자기압의 균형에 의해 결정됩니다. 행성의 장과 흐르는 플라즈마 흐름의 압력 (참조). 충격파와 유선형 장애물 사이의 가열된 플라즈마 층을 호출합니다. 전환 지역. 충격파 앞부분의 이온 온도는 10-20 배, 전자의 온도는 1.5-2 배 증가할 수 있습니다. 충격파 현상. , 흐름의 열화는 집단 플라즈마 프로세스에 의해 보장됩니다. 충격파 전면의 두께는 ~100km이며 다가오는 흐름과 전면에서 반사되는 이온 흐름의 일부가 상호 작용하는 동안의 성장률(자기음파 및/또는 낮은 하이브리드)에 의해 결정됩니다. S.v. 비전도체(달)의 경우 충격파가 발생하지 않습니다. 플라즈마 흐름이 표면에 흡수되고 몸체 뒤에 SW가 형성되어 점차적으로 플라즈마로 채워집니다. 공동.

코로나 플라즈마 유출의 고정 과정은 이와 관련된 비고정 과정과 중첩됩니다. 강한 태양 플레어가 발생하는 동안 물질은 코로나의 하부 영역에서 행성 간 매체로 방출됩니다. 이 경우 충격파도 형성되며(그림 3), SW의 플라즈마를 통과할 때 가장자리가 점차 느려집니다. 지구에 충격파가 도달하면 자기권이 압축되고 그 후에 일반적으로 자기력 발달이 시작됩니다. 폭풍

태양 코로나의 팽창을 설명하는 방정식은 질량 및 각운동량 보존 방정식 시스템에서 얻을 수 있습니다. 거리에 따른 속도 변화의 다양한 특성을 설명하는 이 방정식의 해가 그림 1에 나와 있습니다. 4. 솔루션 1과 2는 크라운 베이스의 낮은 속도에 해당합니다. 이 두 솔루션 사이의 선택은 무한대의 조건에 따라 결정됩니다. 솔루션 1은 코로나의 낮은 팽창률(미국 J. Chamberlain에 따르면 "태양풍")에 해당하며 무한대에서 큰 압력 값을 제공합니다. 정적 모델과 동일한 어려움에 직면합니다. 크라운 솔루션 2는 음속을 통한 팽창률의 변화에 해당합니다( v K) 특정 럼에 중요합니다. 거리 R K그리고 초음속의 속도로 팽창합니다. 이 솔루션은 무한대에서 아주 작은 압력 값을 제공하므로 성간 매체의 낮은 압력과 조화를 이룰 수 있습니다. Parker는 이러한 유형의 흐름을 태양풍이라고 불렀습니다. 비판적인 코로나의 온도가 특정 임계값보다 낮으면 그 지점은 태양 표면 위에 있습니다. 값 , 여기서 중- 양성자 질량, - 단열 지수. 그림에서. 그림 5는 태양 중심에서 팽창 속도의 변화를 보여줍니다. 등온 온도에 따른 거리. 등방성 코로나. S.v. 거리에 따른 코로나 온도의 변화, 매질의 2액체 특성(전자 및 양성자 가스), 열전도도, 점도 및 팽창의 비구형 특성을 고려합니다. 물질 S.v.에 대한 접근 연속 매체에 대한 방법은 IMF의 존재와 다양한 유형의 불안정성으로 인해 발생하는 SW 플라즈마 상호 작용의 집단적 특성에 의해 정당화됩니다. S.v. 기본을 제공합니다 코로나에서 열에너지가 유출되기 때문이다. 채층으로의 열 전달, 전자석. 고도로 이온화된 코로나 물질로부터의 방사선과 태양 에너지의 전자 열전도율. 열을 확립하기에는 불충분 왕관의 균형. 전자 열 전도성은 주변 온도의 느린 감소를 보장합니다. 거리가 있어서. S.v. 전체적으로 태양 에너지에서 눈에 띄는 역할을 하지 않습니다. 그것에 의해 운반되는 에너지 플럭스는 ~ 10 -8입니다

1957년에 시카고 대학교 E. 파커 교수는 “태양풍”으로 알려진 현상을 이론적으로 예측했습니다. 이 예측은 K.I. 그룹이 소련 Luna-2 및 Luna-3 우주선에 설치된 장비를 사용하여 실험적으로 확인하는 데 2년이 걸렸습니다. 이 현상은 무엇입니까?

태양풍은 전자와 양성자의 밀도가 대략 동일하기 때문에(준중성 조건) 태양으로부터 멀어지는 방향으로 가속되는 완전히 이온화된 수소 가스의 흐름으로, 일반적으로 완전 이온화 수소 플라즈마라고 합니다. 지구 궤도 영역(1 천문 단위 또는 태양으로부터 1 AU)에서 속도는 양성자 온도 T E » 100,000 K 및 약간 더 높은 전자 온도에서 V E » 400-500 km/sec의 평균 값에 도달합니다( 여기와 이하에서 색인 "E"는 지구의 궤도를 나타냅니다. 이러한 온도에서 속도는 음속보다 1AU 더 빠릅니다. 지구 궤도 지역의 태양풍 흐름은 초음속(또는 극초음속)입니다. 측정된 양성자(또는 전자)의 농도는 매우 작으며 입방 센티미터당 n E » 10-20개의 입자에 해당합니다. 양성자와 전자 외에도 알파 입자 (양성자 농도의 몇 퍼센트 정도), 소량의 더 무거운 입자 및 행성 간 자기장이 행성 간 공간에서 발견되었으며 그 평균 유도 값은 다음과 같습니다. 지구 궤도에서 몇 감마 정도에 해당합니다(1g = 10 –5 가우스).

정적 태양 코로나 아이디어의 붕괴.

꽤 오랫동안 모든 별의 대기는 정수압 평형 상태에 있다고 믿어졌습니다. 주어진 별의 중력 인력이 압력 구배(먼 거리에서 별 대기의 압력 변화)와 관련된 힘과 균형을 이루는 상태 아르 자형별의 중심에서. 수학적으로, 이 평형은 상미분 방정식으로 표현됩니다.

어디 G– 중력 상수, 중* – 별의 질량, 피 r – 어떤 거리에서의 압력과 질량 밀도 아르 자형별에서. 이상기체의 상태방정식으로 질량밀도 표현하기

아르 자형= r RT

압력과 온도를 통해 결과 방정식을 통합하면 소위 기압 공식( 아르 자형– 가스 상수), 일정한 온도의 특별한 경우 티처럼 보인다

어디 피 0 - 별 대기의 기저부 압력을 나타냅니다. 아르 자형 = 아르 자형 0). Parker의 연구 이전에는 태양 대기가 다른 별의 대기와 마찬가지로 정수압 평형 상태에 있다고 믿었으므로 그 상태는 유사한 공식에 의해 결정되었습니다. 태양 표면의 약 10,000K에서 태양 코로나의 1,000,000K까지 온도가 급격히 증가하는 비정상적이고 아직 완전히 이해되지 않은 현상을 고려하여 S. Chapman은 정적 태양 코로나 이론을 개발했습니다. 태양계를 둘러싼 지역 성간 매체로 원활하게 전환됩니다. S. Chapman의 생각에 따르면 태양을 중심으로 회전하는 지구는 정적 태양 코로나에 잠겨 있습니다. 이 관점은 오랫동안 천체 물리학자들에 의해 공유되어 왔습니다.

Parker는 이미 확립된 이러한 아이디어에 타격을 가했습니다. 그는 무한대의 압력이 있다는 사실에 주목했습니다. 아르 자형® Ґ)는 기압 공식에서 구하며 그 당시 국부 성간 매체에 허용된 압력보다 크기가 거의 10배 더 큽니다. 이러한 불일치를 없애기 위해 E. Parker는 태양 코로나가 정수압 평형 상태에 있을 수 없으며 태양을 둘러싼 행성 간 매체로 지속적으로 확장되어야 한다고 제안했습니다. 반경 속도 다섯태양 코로나는 0이 아니다. 더욱이, 그는 유체정역학 평형 방정식 대신에 다음과 같은 형태의 유체역학 운동 방정식을 사용할 것을 제안했습니다. 중 E는 태양의 질량이다.

주어진 온도 분포에 대해 티, 태양으로부터의 거리의 함수로서, 압력에 대한 기압 공식과 질량 보존 방정식을 사용하여 이 방정식을 풀면 다음과 같습니다.

는 태양풍으로 해석될 수 있으며 아음속 흐름에서 전환되는 이 솔루션의 도움으로 정확하게 해석될 수 있습니다. 아르 자형 r *)에서 초음속으로 (에서 아르 자형 > 아르 자형*) 압력은 조정될 수 있습니다 아르 자형국지적인 성간 매체의 압력으로 인해 자연에서 발생하는 것이 바로 태양풍이라고 불리는 이 해법입니다.

행성간 공간에 진입하는 최초의 우주선에서 수행된 행성간 플라즈마 매개변수에 대한 최초의 직접 측정은 초음속 태양풍의 존재에 대한 Parker의 생각이 정확함을 확인했으며 이미 지구 궤도 영역에 있음이 밝혀졌습니다. 태양풍의 속도는 소리의 속도를 훨씬 초과합니다. 그 이후로 태양 대기의 정수압 평형에 대한 채프먼의 생각은 잘못된 것이며 태양 코로나는 행성 간 공간으로 초음속으로 지속적으로 팽창하고 있다는 것은 의심의 여지가 없습니다. 얼마 후, 천문학적 관측에 따르면 다른 많은 별들도 태양풍과 유사한 “항성풍”을 가지고 있는 것으로 나타났습니다.

태양풍은 이론적으로 구형 대칭 유체역학 모델을 기반으로 예측되었음에도 불구하고 현상 자체는 훨씬 더 복잡한 것으로 밝혀졌습니다.

태양풍 운동의 실제 패턴은 무엇입니까?오랫동안 태양풍은 구형 대칭으로 간주되었습니다. 태양의 위도와 경도와 무관합니다. 부터 우주선율리시스 우주선이 발사된 1990년까지 대부분의 비행은 황도면에 있었고, 그러한 우주선에 대한 측정은 이 면에서만 태양풍 매개변수의 분포를 제공했습니다. 혜성 꼬리의 편향 관측에 기초한 계산은 태양풍 매개변수가 태양 위도와 대략적으로 독립되어 있음을 나타냈습니다. 그러나 혜성 관측에 기초한 이 결론은 관측 해석의 어려움으로 인해 충분히 신뢰할 수 없었습니다. 태양풍 매개변수의 세로 의존성은 우주선에 설치된 장비로 측정되었지만 그럼에도 불구하고 중요하지 않았으며 태양 기원의 행성 간 자기장 또는 태양의 단기 비정상 프로세스(주로 태양 플레어)와 관련이 있었습니다. .

황도면에서 플라즈마와 자기장 매개변수를 측정한 결과 태양풍의 매개변수와 자기장의 방향이 서로 다른 소위 섹터 구조가 행성 간 공간에 존재할 수 있음이 나타났습니다. 이러한 구조는 태양과 함께 회전하며 태양 대기의 유사한 구조의 결과이며 매개변수가 태양 경도에 따라 달라짐을 분명히 나타냅니다. 질적 4섹터 구조가 그림 1에 나와 있습니다. 1.

동시에 지상 망원경은 태양 표면의 일반 자기장을 감지합니다. 예를 들어 흑점과 같은 개별 광구 형성에서는 자기장이 훨씬 더 클 수 있지만 평균 값은 1G로 추정됩니다. 플라즈마는 좋은 전기 전도체이기 때문에 태양 자기장은 반원동력의 출현으로 인해 어떻게든 태양풍과 상호 작용합니다. j ґ 비. 이 힘은 반경 방향으로 작습니다. 이는 태양풍의 방사형 성분 분포에 사실상 영향을 미치지 않지만, 방사형 방향에 수직인 방향으로 투영하면 태양풍에 접선 속도 성분이 나타납니다. 이 구성 요소는 방사형 구성 요소보다 크기가 거의 두 자릿수 작지만 태양에서 각운동량을 제거하는 데 중요한 역할을 합니다. 천체 물리학자들은 후자의 상황이 태양뿐만 아니라 항성풍이 감지된 다른 별들의 진화에 중요한 역할을 할 수 있다고 제안합니다. 특히 후기 분광형 별의 각속도의 급격한 감소를 설명하기 위해 별이 주위에 형성된 행성에 회전 운동량을 전달한다는 가설이 자주 인용됩니다. 자기장이 존재할 때 태양의 플라즈마 유출로 인한 태양의 각운동량 손실에 대해 고려된 메커니즘은 이 가설을 수정할 가능성을 열어줍니다.

지구 궤도 영역뿐만 아니라 큰 태양 중심 거리 (예 : Voyager 1 및 2 및 Pioneer 10 및 11 우주선)에서 평균 자기장을 측정 한 결과 황도면에서 거의 일치하는 것으로 나타났습니다. 태양 적도면의 크기와 방향은 공식으로 잘 설명됩니다.

파커에게 받았습니다. 소위 아르키메데스의 파커 나선을 설명하는 이 공식에서 양은 다음과 같습니다. 비아르 자형, 비 j - 자기 유도 벡터의 반경 및 방위각 구성 요소, W - 태양 회전의 각속도, 다섯– 태양풍의 방사형 성분, 지수 "0"은 자기장의 크기가 알려진 태양 코로나 지점을 나타냅니다.

1990년 10월 유럽 우주국(European Space Agency)이 발사한 율리시스(Ulysses) 우주선의 궤도는 이제 황도면에 수직인 평면에서 태양을 공전하도록 계산되었으며 태양풍이 구형 대칭이라는 개념을 완전히 바 꾸었습니다. 그림에서. 그림 2는 Ulysses 우주선에서 측정한 태양풍 양성자의 시선 속도와 밀도 분포를 태양 위도의 함수로 보여줍니다.

이 그림은 태양풍 매개변수의 강한 위도 의존성을 보여줍니다. 일광위도에 따라 태양풍의 속도가 증가하고 양성자 밀도가 감소하는 것으로 나타났습니다. 그리고 황도면에서 시선 속도가 평균 ~ 450km/초이고 양성자 밀도가 ~15cm-3인 경우, 예를 들어 태양 위도 75°에서 이 값은 ~700km/초이고 각각 ~5 cm–3. 위도에 대한 태양풍 매개변수의 의존성은 태양 활동이 최소인 기간 동안 덜 두드러집니다.

태양풍의 비정상 과정.

Parker가 제안한 모델은 태양풍의 구형 대칭과 시간에 대한 매개변수의 독립성(고려 중인 현상의 정상성)을 가정합니다. 그러나 일반적으로 태양에서 일어나는 과정은 고정되어 있지 않으므로 태양풍도 고정되어 있지 않습니다. 매개변수 변경의 특징적인 시간은 매우 다른 규모를 갖습니다. 특히 태양 활동의 11년 주기와 관련된 태양풍 매개변수의 변화가 있습니다. 그림에서. 그림 3은 IMP-8과 보이저 2호 우주선(r)을 이용해 측정한 태양풍의 평균(300일 이상) 동압을 보여준다. 다섯 2) 지구 궤도 영역(1 AU)에서 11년 동안 태양주기태양 활동(그림의 윗부분). 그림의 하단에. 그림 3은 1978년부터 1991년까지의 기간 동안 흑점 수의 변화를 보여줍니다(최대 수는 최대 태양 활동에 해당함). 태양풍의 매개변수는 약 11년이라는 특징적인 시간에 걸쳐 크게 변하는 것을 볼 수 있습니다. 동시에 Ulysses 우주선에 대한 측정에 따르면 이러한 변화는 황도면뿐만 아니라 다른 태양광 위도에서도 발생합니다 (극에서는 태양풍의 동적 압력이 적도보다 약간 높음).

태양풍 매개변수의 변화는 훨씬 더 작은 시간 규모에서도 발생할 수 있습니다. 예를 들어, 태양의 플레어와 태양 코로나의 다양한 영역에서 발생하는 다양한 플라즈마 유출 속도로 인해 행성 간 공간에서 행성 간 충격파가 형성되며, 이는 속도, 밀도, 압력 및 온도의 급격한 상승을 특징으로 합니다. 그들의 형성 메커니즘은 그림 1에 질적으로 표시되어 있습니다. 4. 가스(예: 태양 플라즈마)의 빠른 흐름이 느린 가스 흐름을 따라잡을 때 접촉 지점에 가스 매개변수의 임의의 간격이 나타나 질량, 운동량 보존 법칙이 적용됩니다. 에너지가 만족스럽지 않습니다. 이러한 불연속성은 자연에 존재할 수 없으며 특히 두 개의 충격파(질량, 운동량 및 에너지 보존 법칙은 소위 Hugoniot 관계로 이어짐)와 접선 불연속(동일한 보존 법칙으로 인해 발생함)으로 나뉩니다. 압력과 수직 속도 구성 요소가 연속적이어야 한다는 사실입니다. 그림에서. 도 4에서는 이 과정이 구형 대칭 플레어의 단순화된 형태로 표시됩니다. 전방 충격파, 접선 불연속부 및 두 번째 충격파(역충격)로 구성된 이러한 구조는 전방 충격파가 태양의 속도보다 더 빠른 속도로 이동하는 방식으로 태양으로부터 이동한다는 점에 유의해야 합니다. 태양풍의 경우 역충격은 태양풍의 속도보다 약간 낮은 속도로 태양으로부터 이동하며 접선 불연속의 속도는 태양풍의 속도와 같습니다. 이러한 구조는 우주선에 설치된 장비에 의해 정기적으로 기록됩니다.

태양으로부터의 거리에 따른 태양풍 매개변수의 변화.

태양으로부터의 거리에 따른 태양풍 속도의 변화는 두 가지 힘, 즉 태양 중력의 힘과 압력 변화(압력 구배)와 관련된 힘에 의해 결정됩니다. 중력은 태양으로부터의 거리의 제곱에 비례하여 감소하므로 태양 중심 거리가 멀면 중력의 영향이 미미합니다. 계산에 따르면 이미 지구 궤도에 있는 경우 압력 구배의 영향뿐만 아니라 그 영향도 무시할 수 있습니다. 결과적으로 태양풍의 속도는 거의 일정하다고 볼 수 있습니다. 더욱이 이는 음속(초음속 흐름)을 크게 초과합니다. 그러면 위의 태양 코로나에 대한 유체 역학 방정식으로부터 밀도 r은 1/로 감소합니다. 아르 자형 2. 미국 우주선 보이저 1호와 2호, 파이오니어 10호와 11호는 1970년대 중반에 발사되어 현재 태양으로부터 수십 개의 천문 단위 거리에 위치하며 태양풍의 매개변수에 대한 이러한 아이디어를 확인했습니다. 그들은 또한 행성간 자기장에 대해 이론적으로 예측된 파커 아르키메데스 나선을 확인했습니다. 그러나 태양 코로나가 팽창함에 따라 온도는 단열 냉각 법칙을 따르지 않습니다. 태양으로부터 매우 먼 거리에서는 태양풍이 따뜻해지는 경향이 있습니다. 이러한 가열은 두 가지 이유, 즉 플라즈마 난류와 관련된 에너지 소실과 주변 성간 매질에서 태양풍으로 침투하는 중성 수소 원자의 영향에 기인할 수 있습니다. 태양계. 두 번째 이유는 또한 위에서 언급한 우주선에서 감지된 태양 중심 거리가 먼 곳에서 태양풍이 어느 정도 제동되는 것으로 이어집니다.

결론.

따라서 태양풍은 물리적 현상이는 우주 공간의 자연 조건에 위치한 플라즈마 과정 연구와 관련된 순전히 학문적 관심일 뿐만 아니라 지구 근처에서 발생하는 과정을 연구할 때 고려해야 할 요소이기도 합니다. , 어느 정도 우리 삶에 영향을 미칩니다. 특히, 지구 자기권 주위를 흐르는 고속 태양풍의 흐름은 지구 자기권의 구조에 영향을 미치며, 태양에서의 비정상 과정(예: 플레어)은 다음과 같은 결과를 초래할 수 있습니다. 자기 폭풍, 무선 통신을 방해하고 날씨에 민감한 사람들의 안녕에 영향을 미칩니다. 태양풍은 태양 코로나에서 발생하므로 지구 궤도 영역의 특성은 중요한 연구에 좋은 지표입니다. 실제 활동태양-지상 연결의 사람. 그러나 이것은 다른 영역이다. 과학적 연구, 이 기사에서는 다루지 않겠습니다.

블라디미르 바라노프

우주 항해 선박의 추진 장치뿐만 아니라 에너지원으로도 사용될 수 있습니다. 이러한 능력에서 태양풍의 가장 유명한 용도는 프리먼 다이슨(Freeman Dyson)이 처음 제안한 것인데, 그는 고도로 발달된 문명이 별 주위에 별이 방출하는 모든 에너지를 모으는 구체를 만들 수 있다고 제안했습니다. 이를 바탕으로 외계 문명을 찾는 또 다른 방법도 제안됐다.

한편, 브룩스 해롭(Brooks Harrop)이 이끄는 워싱턴 대학교(워싱턴 주립 대학교) 연구팀은 태양풍 에너지를 사용하기 위한 보다 실용적인 개념인 다이슨-하롭 위성을 제안했습니다. 그들은 태양풍으로부터 전자를 수확하는 매우 단순한 발전소입니다. 태양을 향하는 긴 금속 막대에 에너지가 공급되어 전자를 끌어당기는 자기장이 생성됩니다. 다른 쪽 끝에는 돛과 수신기로 구성된 전자 트랩 수신기가 있습니다.

Harrop의 계산에 따르면 지구 궤도에 있는 300m 막대, 1cm 두께 및 10m 트랩을 갖춘 위성은 최대 1.7MW를 "수집"할 수 있습니다. 이는 약 1,000개의 개인 주택에 전력을 공급할 수 있는 양입니다. 동일한 위성이지만 길이가 킬로미터에 달하고 돛이 8400킬로미터에 달하면 10억 기가와트(10 27 W)의 에너지를 "수집"할 수 있습니다. 남은 것은 다른 모든 유형을 버리기 위해 이 에너지를 지구로 옮기는 것입니다.

Harrop 팀은 레이저 빔을 사용하여 에너지를 전송하는 것을 제안합니다. 그러나 위성 자체의 설계가 현재 기술 수준에서 매우 간단하고 실행 가능하다면 레이저 "케이블"을 만드는 것은 여전히 기술적으로 불가능합니다. 사실 태양풍을 효과적으로 수집하려면 Dyson-Harrop 위성이 황도면 외부에 있어야 하며 이는 지구에서 수백만 킬로미터 떨어져 있음을 의미합니다. 이 거리에서 레이저 빔은 직경이 수천 킬로미터에 달하는 지점을 생성합니다. 적절한 포커싱 시스템을 위해서는 직경이 10~100미터에 달하는 렌즈가 필요합니다. 또한 가능한 시스템 오류로 인한 많은 위험을 배제할 수 없습니다. 반면에 우주 자체에서도 에너지가 필요하며 소형 Dyson-Harrop 위성이 태양 전지판과 원자로를 대체하여 주요 공급원이 될 수 있습니다.