태양풍이 지구까지 이동하는 시간. 태양풍이란 무엇이며 어떻게 발생합니까? 사람이 태양풍을 느낄 수 있나요?

섭씨 110만도까지 도달할 수 있습니다. 따라서 이러한 온도에서는 입자가 매우 빠르게 움직입니다. 태양의 중력은 그들을 붙잡을 수 없으며 그들은 별을 떠납니다.

태양의 활동은 11년 주기로 다양합니다. 동시에 흑점의 수, 방사선 수준, 우주로 방출되는 물질의 질량도 변합니다. 그리고 이러한 변화는 태양풍의 특성, 즉 자기장, 속도, 온도 및 밀도에 영향을 미칩니다. 그렇기 때문에 태양풍다른 특성을 가질 수 있습니다. 그들은 그 근원이 태양에서 정확히 어디에 위치했는지에 달려 있습니다. 그리고 이 영역이 얼마나 빨리 회전하는지에 따라 달라집니다.

태양풍의 속도는 코로나 구멍의 물질 이동 속도보다 빠릅니다. 그리고 초당 800km에 도달합니다. 이 구멍은 태양의 극과 저위도에 나타납니다. 태양에서의 활동이 최소인 기간 동안 크기가 가장 커집니다. 태양풍에 의해 운반되는 물질의 온도는 800,000C에 도달할 수 있습니다.

적도 주위에 위치한 관상 기 벨트에서는 태양풍이 약 300km로 더 천천히 이동합니다. 초당. 느린 태양풍을 타고 이동하는 물질의 온도는 160만 ℃에 달하는 것으로 확인됐다.

태양과 그 대기는 플라즈마와 양전하와 음전하를 띤 입자의 혼합물로 구성되어 있습니다. 온도가 매우 높습니다. 따라서 물질은 태양풍에 의해 끊임없이 태양을 떠납니다.

지구에 미치는 영향

태양풍이 태양을 떠날 때, 하전된 입자와 자기장을 운반합니다. 모든 방향으로 방출되는 태양풍 입자는 끊임없이 지구에 영향을 미칩니다. 이 과정은 흥미로운 효과를 만들어냅니다.

태양풍에 의해 운반된 물질이 행성 표면에 도달하면 지구상에 존재하는 모든 형태의 생명체에 심각한 손상을 입힐 것입니다. 따라서 지구 자기장은 방패 역할을 하여 궤도의 방향을 바꿉니다. 태양 입자행성 주변. 하전된 입자는 외부로 "흐르는" 것처럼 보입니다. 태양풍의 영향은 지구 자기장을 변화시켜 우리 행성의 밤 쪽에서 변형되고 늘어납니다.

때때로 태양은 코로나 질량 방출(CME) 또는 태양 폭풍으로 알려진 대량의 플라즈마를 방출합니다. 이는 태양 최대치로 알려진 태양주기의 활동 기간 동안 가장 자주 발생합니다. CME는 표준 태양풍보다 더 강한 영향을 미칩니다.

지구와 같은 태양계의 일부 물체는 자기장으로 보호됩니다. 그러나 그들 중 다수는 그러한 보호를 받지 못합니다. 우리 지구의 위성은 표면을 보호하지 못합니다. 따라서 태양풍에 최대로 노출됩니다. 태양에 가장 가까운 행성인 수성은 자기장을 가지고 있습니다. 일반적인 표준풍으로부터 행성을 보호하지만 CME와 같은 더 강력한 플레어를 견딜 수는 없습니다.

고속 및 저속 태양풍이 서로 상호작용할 때 회전 상호작용 영역(CIR)이라고 알려진 밀집된 영역이 생성됩니다. 지구 대기와 충돌할 때 지자기 폭풍을 일으키는 곳이 바로 이러한 지역입니다.

태양풍과 그것이 전달하는 하전 입자는 지구 위성과 GPS(Global Positioning System)에 영향을 미칠 수 있습니다. 강력한 폭발은 수십 미터 떨어진 GPS 신호를 사용할 때 위성을 손상시키거나 좌표 오류를 일으킬 수 있습니다.

태양풍은 의 모든 행성에 도달합니다. NASA의 뉴호라이즌스 임무는 와 사이를 여행하는 동안 그것을 발견했습니다.

태양풍을 연구하다

과학자들은 1950년대부터 태양풍의 존재를 알고 있었습니다. 그러나 지구와 우주 비행사에 대한 심각한 영향에도 불구하고 과학자들은 여전히 ​​그 특성 중 많은 부분을 알지 못합니다. 최근 수십 년 동안 여러 우주 임무에서 이 미스터리를 설명하려고 시도했습니다.

1990년 10월 6일 우주로 발사된 NASA의 Ulysses 임무는 다양한 위도에서 태양을 연구했습니다. 그녀는 10년 넘게 태양풍의 다양한 특성을 측정했습니다.

Advanced Composition Explorer 임무에는 지구와 태양 사이에 위치한 특별한 지점 중 하나와 관련된 궤도가 있었습니다. 라그랑주점(Lagrange point)으로 알려져 있다. 이 지역에서는 태양과 지구의 중력이 똑같이 중요합니다. 그리고 이를 통해 위성은 안정적인 궤도를 유지할 수 있습니다. 1997년에 시작된 ACE 실험은 태양풍을 연구하고 입자의 일정한 흐름을 측정합니다. 실제 규모시간.

NASA의 STEREO-A 및 STEREO-B 우주선은 태양풍이 어떻게 생성되는지 확인하기 위해 다양한 각도에서 태양의 가장자리를 연구합니다. NASA에 따르면 STEREO는 "지구-태양 시스템에 대한 독특하고 혁신적인 관점"을 제공했습니다.

새로운 임무

NASA는 태양을 연구하기 위한 새로운 임무를 시작할 계획입니다. 이는 과학자들에게 태양과 태양풍의 본질에 대해 더 많은 것을 배울 수 있는 희망을 줍니다. NASA 파커 태양 탐사선 발사 예정 ( 2018년 8월 12일 성공적으로 출시됨 – 네비게이터) 2018년 여름에는 문자 그대로 "태양에 닿는" 방식으로 작동할 예정입니다. 우리 별에 가까운 궤도에서 몇 년 동안 비행한 후 탐사선은 역사상 처음으로 태양 코로나에 뛰어들 것입니다. 이는 환상적인 이미지와 측정값의 조합을 얻기 위해 수행됩니다. 이 실험은 태양 코로나의 본질에 대한 이해를 높이고 태양풍의 기원과 진화에 대한 이해를 향상시킬 것입니다.

태양 플라즈마의 일정한 방사형 흐름. 행성 간 생산의 크라운. 태양의 깊은 곳에서 나오는 에너지의 흐름은 코로나 플라즈마를 150만~200만 K.DC로 가열합니다. 코로나의 밀도가 낮기 때문에 가열은 방사선으로 인한 에너지 손실과 균형을 이루지 않습니다. 과도한 에너지를 의미합니다. 학위는 S. 세기에 의해 옮겨졌습니다. (=1027-1029 에르그/초). 따라서 크라운은 정수압 위치에 있지 않습니다. 균형을 이루면 지속적으로 팽창합니다. S. 세기의 구성에 따르면. 코로나 플라즈마와 다르지 않습니다(플라즈마에는 주로 양성자, 전자, 일부 헬륨 핵, 산소, 실리콘, 황 및 철 이온이 포함되어 있음). 코로나 바닥(태양의 광구에서 10,000km)에서 입자는 수 거리에서 수백 m/s 정도의 방사 속도를 갖습니다. 태양의 반경은 플라즈마에서 음속(100~150km/s)에 도달하고, 지구 궤도 근처에서 양성자의 속도는 300~750km/s이며, 그 공간도 있습니다. 농도 - 여러 가지에서. h-ts 여러 개로 수십 시간 1cm3에. 행성 간 공간의 도움으로. 스테이션은 토성의 궤도까지 밀도가 확립되었습니다. 흐름 h-c S.v. (r0/r)2 법칙에 따라 감소합니다. 여기서 r은 태양으로부터의 거리이고, r0은 초기 수준입니다. S.v. 태양광 전력선의 루프를 운반합니다. 잡지. 행성간 자기장을 형성하는 자기장. 필드. 방사형 운동의 조합 h-c S. v. 태양의 회전으로 인해 이 선이 나선 모양이 됩니다. 탄창의 대규모 구조. 태양 근처의 필드는 필드가 태양에서 또는 태양을 향하는 섹터 형태를 갖습니다. S.v.가 차지하는 공동의 크기는 정확하게 알려져 있지 않습니다(반경은 분명히 100AU 이상입니다). 이 공동의 경계에는 동적 현상이 있습니다. 압력 S.v. 은하계 성간 가스의 압력과 균형을 이루어야합니다. 잡지. 필드와 은하계 공간 광선. 지구 근처에서 h-c S. v.의 흐름이 충돌합니다. 지자기 자기장은 지구 자기권 앞(태양 쪽, 그림)에 고정 충격파를 생성합니다.

태양풍이 지구 자기권에 미치는 영향: 1 - 자기장선. 태양의 들판; 2 - 충격파; 3 - 지구의 자기권; 4 - 자기권 경계; 5 - 지구의 궤도; 6 - 태양풍의 궤적. S.v. 자기권 주위로 흐르면서 공간에서의 범위를 제한합니다. 태양 플레어, 현상과 관련된 태양 강도의 변화. 기초적인 지자기 교란의 원인. 자기장과 자기권(자기폭풍). 1년이 지나면 태양은 북쪽에서 집니다. =2X10-14 질량 Msol의 일부입니다. S.E.와 유사한 물질의 유출이 다른 별에도 존재한다고 가정하는 것은 당연하다(). 이는 무거운 별(질량 = Msolns의 수십 분의 1)과 높은 표면 온도(= 30~50,000K) 및 확장된 대기를 가진 별(적색거성)에서 특히 강렬해야 합니다. 고도로 발달된 항성 코로나의 입자는 별의 중력을 극복할 만큼 충분히 높은 에너지를 가지고 있으며, 두 번째로 포물선 에너지는 낮습니다. 속도(탈출 속도, (공간 속도 참조)). 수단. 항성풍(= 10-6 Msol/년 이상)으로 인한 질량 손실은 별의 진화에 큰 영향을 미칠 수 있습니다. 결과적으로, 항성풍은 X선의 원천인 성간 물질에 뜨거운 가스를 생성합니다. 방사.

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

게시물의 존재에 대한 첫 번째 증거. 태양으로부터의 플라즈마 흐름은 L. 1950년대 L. 비어만. 혜성의 플라즈마 꼬리에 작용하는 힘의 분석. 1957년에 Yu. Parker(E. Parker)는 코로나 물질의 평형 상태를 분석하여 코로나가 정수압 상태에 있을 수 없음을 보여주었습니다. 1959년. 존재 포스트. 태양으로부터의 플라즈마 유출은 미국에서 수개월에 걸쳐 측정한 결과 입증되었습니다. 공간 1962년 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. 관상 구멍. M 느린 흐름S. 다섯. 분명히 왕관의 영역과 연관되어 있으므로, 테이블 1. - 지구 궤도의 태양풍의 평균 특성

속도
양성자 농도
양성자 온도
전자 온도
긴장 자기장
파이썬 자속 밀도....	2.4*10 8cm -2 *c -1
운동 에너지 플럭스 밀도	0.3 에르그*cm -2 *s -1

테이블 2.- 태양풍의 상대적 화학적 조성

	상대 콘텐츠

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주요 내용 외에도 태양수의 구성 요소 - 양성자와 전자도 이온화 측정에서 발견되었습니다. 이온의 온도 S. v. 태양 코로나의 전자 온도를 측정하는 것이 가능해졌습니다.

N. 세기에. 차이가 관찰됩니다. 파동의 종류: 랭뮤어(Langmuir), 휘슬러(Whistlers), 이온음향파, 플라즈마파). Alfven 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 S의 작은 구성요소를 가속하는 데 큰 역할을 합니다.

쌀. 1. 태양풍의 질량 스펙트럼. 가로축은 입자의 질량과 전하의 비율이고, 세로축은 10초 동안 장치의 에너지 창에 등록된 입자의 수입니다. 아이콘이 있는 숫자는 이온의 전하량을 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. 7. 북쪽으로 흐를 때. 효과적으로 편향시킬 수 있는 장애물(수성, 지구, 목성, 토성의 자기장 또는 금성 및 분명히 화성의 전도성 전리층)에서 출발하는 활 충격파가 형성됩니다. 지구의 자기권, 행성의 자기권). S. v. 비전도체(예: 달)의 경우 충격파가 발생하지 않습니다. 플라즈마 흐름은 표면에 흡수되고 몸체 뒤에 공동이 형성되어 점차 플라즈마 C로 채워집니다. 다섯.

코로나 플라즈마 유출의 고정 과정은 다음과 관련된 비정상 과정과 중첩됩니다. 태양에 불이 붙습니다.강한 플레어가 발생하는 동안 물질은 바닥에서 방출됩니다. 코로나 영역을 행성 간 매체로 변환합니다. 자기 변형).

쌀. 2. 행성간 ​​충격파의 전파와 태양 플레어로부터의 방출. 화살표는 태양풍 플라즈마의 이동 방향을 나타내며,

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

태양 코로나의 팽창은 어떤 임계점에서 질량 보존 방정식 시스템 vk)로 설명됩니다. 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. , 여기서 m은 양성자 질량, 는 단열 지수, 는 태양의 질량입니다. 그림에서. 그림 4는 태양 중심에서 팽창 속도의 변화를 보여줍니다.

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

S.v. 기본을 제공합니다 채층으로의 열 전달 이후 코로나에서 열 에너지가 유출됨, el.-magn. 코로나 방사선 및 전자 열전도율pp. 다섯. 코로나의 열 균형을 확립하기에는 불충분합니다. 전자 열 전도성은 주변 온도의 느린 감소를 보장합니다. 거리가 있어서. 태양의 광도.

S.v. 코로나 자기장을 행성 간 매체로 운반합니다. 필드. 플라즈마 속으로 얼어붙은 이 자기장의 힘선은 행성간 자기장을 형성합니다. 필드(MMP). IMF 강도는 낮지만 에너지 밀도는 운동 밀도의 약 1%입니다. 태양 에너지의 에너지는 열역학에서 중요한 역할을 합니다. 다섯. 그리고 S. v. 태양계의 몸체와 북쪽의 흐름. 그들 사이에서. S. 세기 확장의 조합. 태양의 회전으로 인해 매기가 발생한다는 사실이 밝혀졌습니다. 세기 북쪽에 얼어붙은 힘의 선은 B R 및 방위각 자기 구성요소의 형태를 갖습니다. 필드는 황도면 근처의 거리에 따라 다르게 변경됩니다.

앙은 어디 있어요? 태양의 회전 속도, 그리고 -속도C의 방사형 구성 요소입니다. c., 인덱스 0은 초기 레벨에 해당합니다. 지구 궤도 거리에서 자기 방향 사이의 각도입니다. 필드와 아르 자형약 45°. 대형 L 자기.

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 필드, 속도, 온도-pa, 입자 농도 등)도 참조. 각 섹터의 단면에서 자연적으로 변화하며, 이는 해당 섹터 내에서 태양수의 빠른 흐름이 존재하는 것과 관련이 있습니다. 부문의 경계는 일반적으로 북세기의 느린 흐름 내에 위치합니다. 대부분 태양과 함께 회전하는 2~4개의 섹터가 관찰됩니다. 이 구조는 S.를 빼냈을 때 형성됩니다. 대규모 확대. 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 측면에 따라 다른 표시가 있습니다. H. Alfven이 예측한 이 TC는 태양의 활성 영역과 관련된 태양 코로나의 일부를 통과하여 이러한 영역을 다른 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 TC 위 또는 아래에 위치하므로 IMF 방사형 구성 요소의 다른 징후가 있는 섹터에 속합니다.

북쪽의 태양 근처. 무충돌 충격파의 속도에는 종방향 및 위도 방향의 기울기가 있습니다(그림 7). 먼저 섹터의 경계에서 전방으로 전파되는 충격파(직접 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 방향을 나타내고, 화살표 선은 자기장 선을 나타내고, 점선 점선은 섹터 경계(도면과 현재 시트의 교차점)를 나타냅니다.

충격파의 속도는 태양 에너지의 속도보다 느리기 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 가속화하므로 에너지 입자의 원천입니다.

S.v. ~100AU 거리까지 확장됩니다. 즉, 성간 매체의 압력이 역학적 균형을 이루는 곳입니다. 혈압 S. v. 행성 간 환경). 확장S. 다섯. 그 안에 얼어붙은 자석과 함께. 자기장은 은하계 입자가 태양계로 침투하는 것을 방지합니다. 공간 낮은 에너지의 광선을 방출하고 우주 변화를 일으킵니다. 고에너지 광선. S.V.와 유사한 현상이 일부 다른 별에서도 발견되었습니다.

별풍). 개념태양풍 우주선의 강도를 측정하는 미국 천문학자 S. Forbush가 우주선의 강도가 증가함에 따라 크게 감소한다는 사실을 발견한 20세기 40년대 후반에 천문학에 소개되었습니다.태양 활동

그리고 .

이것은 꽤 이상해 보였습니다. 오히려 그 반대를 기대할 수도 있습니다. 결국 태양 자체는 우주선의 공급원입니다. 그러므로 우리 일광의 활동이 높을수록 주변 공간에 더 많은 입자를 던져야 하는 것처럼 보입니다.

태양 활동의 증가는 우주선 입자를 편향시키기 시작하여 버리는 방식으로 영향을 미친다고 가정해야 합니다. 그때 신비한 효과의 원인이 태양 표면에서 탈출하여 공간을 관통하는 하전 입자의 흐름이라는 가정이 생겼습니다.태양계

. 이 독특한 태양풍은 행성 간 매체를 정화하여 우주 광선 입자를 "청소"합니다. 이러한 가설은 에서 관찰된 현상에서도 뒷받침되었습니다. 아시다시피, 혜성의 꼬리는 항상 태양으로부터 멀어지는 방향을 향하고 있습니다. 처음에 이러한 상황은 가벼운 압력과 관련이 있었습니다.태양 광선

. 그러나 빛의 압력만으로는 혜성에서 일어나는 모든 현상을 일으킬 수 없다는 사실이 밝혀졌습니다. 계산에 따르면 혜성 꼬리의 형성과 관찰된 편향에는 광자뿐만 아니라 물질 입자의 작용도 필요하다는 것이 밝혀졌습니다.

따라서 태양풍은 태양 공간 주위를 지속적으로 분다. 이 태양풍은 무엇으로 구성되어 있으며 어떤 조건에서 발생합니까?

태양 대기의 가장 바깥층은 '코로나'이다. 우리 일광의 대기 중 이 부분은 유난히 희귀합니다. 그러나 입자 이동 속도에 따라 결정되는 코로나의 소위 "운동 온도"는 매우 높습니다. 백만도에 도달합니다. 따라서 코로나 가스는 완전히 이온화되어 양성자, 다양한 원소의 이온 및 자유 전자의 혼합물입니다.

최근에는 태양풍에 헬륨 이온이 포함되어 있다는 사실이 보고되었습니다. 이러한 상황은 하전 입자가 태양 표면에서 방출되는 메커니즘을 밝혀줍니다. 태양풍이 전자와 양성자로만 구성되어 있다면, 이는 순전히 열적 과정으로 인해 형성되며 끓는 물 표면 위에 형성된 증기와 같다고 가정할 수 있습니다. 그러나 헬륨 원자의 핵은 양성자보다 4배 더 무겁기 때문에 증발을 통해 방출될 가능성이 없습니다. 아마도 태양풍의 형성은 활동과 관련이 있습니다 자기력. 태양으로부터 멀리 날아가는 플라즈마 구름은 자기장을 가지고 있는 것처럼 보입니다. 서로 다른 질량과 전하를 가진 입자들을 함께 "고정"시키는 일종의 "시멘트" 역할을 하는 것이 바로 이러한 필드입니다.

천문학자들이 수행한 관찰과 계산에 따르면 우리가 태양에서 멀어질수록 코로나의 밀도가 점차 감소하는 것으로 나타났습니다. 그러나 지구 궤도 영역에서는 여전히 0과 눈에 띄게 다른 것으로 나타났습니다. 즉, 우리 행성은 태양 대기 안에 위치하고 있습니다.

코로나가 태양 근처에서 어느 정도 안정적이라면 거리가 멀어질수록 우주로 확장되는 경향이 있습니다. 그리고 태양에서 멀어질수록 팽창 속도는 빨라집니다. 미국 천문학자 E. 파커(E. Parker)의 계산에 따르면 이미 1천만km 거리에 있는 코로나 입자는 그 속도를 초과하는 속도로 움직입니다.

따라서 결론은 태양 코로나가 우리 행성계의 공간을 통해 부는 태양풍이라는 것을 암시합니다.

이러한 이론적 결론은 우주 로켓과 인공 지구 위성에 대한 측정을 통해 완전히 확인되었습니다. 태양풍은 항상 지구 근처에 존재하며 약 400km/초의 속도로 "불어옵니다".

태양풍은 어디까지 부나요? 이론적 고려 사항에 따르면, 한 경우에는 태양풍이 이미 궤도 영역에서 가라앉고 다른 경우에는 마지막 행성 명왕성의 궤도를 넘어 매우 먼 거리에 여전히 존재하는 것으로 나타났습니다. 그러나 이는 태양풍의 전파 가능성에 대한 이론적으로 극단적인 한계일 뿐입니다. 관측치만이 정확한 경계를 나타낼 수 있습니다.

태양의 상층 대기에서는 끊임없이 입자가 방출됩니다. 우리는 우리 주변 곳곳에서 태양풍의 증거를 봅니다. 강력한 지자기 폭풍은 지구상의 위성과 전기 시스템을 손상시키고 아름다운 오로라를 일으킬 수 있습니다. 아마도 이에 대한 가장 좋은 증거는 혜성이 태양 가까이 지나갈 때 나타나는 긴 꼬리일 것입니다.

혜성의 먼지 입자는 바람에 의해 방향이 바뀌어 태양으로부터 멀리 떨어져 나갑니다. 이것이 바로 혜성의 꼬리가 항상 우리 별에서 멀어지는 이유입니다.

태양풍 : 기원, 특성

그것은 코로나라고 불리는 태양의 상층 대기에서 나옵니다. 이 영역의 온도는 100만 켈빈 이상이며 입자의 에너지 전하는 1keV 이상입니다. 실제로 태양풍에는 느린 것과 빠른 두 가지 유형이 있습니다. 이 차이는 혜성에서도 볼 수 있습니다. 혜성의 이미지를 자세히 보면 꼬리가 두 개 있는 경우가 많다는 것을 알 수 있습니다. 그 중 하나는 직선이고 다른 하나는 더 구부러져 있습니다.

지구 근처 온라인 태양풍 속도, 지난 3일간의 데이터

빠른 태양풍

이 별은 750km/s의 속도로 움직이고 있으며, 천문학자들은 이 별이 자기장 선이 태양 표면까지 도달하는 지역인 코로나 구멍에서 비롯된 것이라고 믿고 있습니다.

느린 태양풍

속도는 약 400km/s이며, 우리 별의 적도대에서 나옵니다. 방사선은 속도에 따라 몇 시간에서 2-3일까지 지구에 도달합니다.

사람들의 관심이 점점 더 많아지고 있습니다. 태양풍에 관한 흥미로운 사실. 이 현상은 무엇입니까? 1940년대 후반에 정통한 천체 물리학자들은 태양이 에너지를 모으고 있다고 결론지었습니다. 기체 물질성간 우주 공간에서. 이러한 이유로 태양을 향하는 바람의 존재에 관한 이론이 제시되었습니다. 얼마 후 과학자들은 태양풍의 존재도 확인할 수 있었지만 약간의 수정을 거쳐 바람은 태양으로부터 다른 방향으로 나옵니다. 몇 가지를 살펴보자 흥미로운 사실이 현상에 대해:

1. 우선, '태양풍'의 정의는 기상학적 현상이 아니라 천체물리학적 현상을 기술한다는 점을 알아야 합니다. 이 과정은 주변 공간으로 플라즈마를 지속적으로 방출하는 것입니다. 이 바람을 통해 태양은 그 안에 포함된 과도한 에너지를 제거하는 것처럼 보입니다.
2. 실제로, 태양은 주변 우주 공간에서 물질을 축적하는 대신 축을 중심으로 지구의 1회전에 해당하는 기간당 백만 톤에 해당하는 양으로 포함된 물질을 다른 방향으로 내보냅니다.
3. 태양으로부터 멀어지는 입자의 속도는 온도가 훨씬 더 높은 유사한 물질에 의해 밀려나기 때문에 지속적으로 증가합니다. 또한, 태양의 인력은 흐름의 구성 요소인 플라즈마 입자에 작용하는 것을 점차 중단합니다.

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4. 표면으로부터 약 20,000km 떨어진 곳에서 플라즈마 입자의 속도는 초당 수만 미터에 해당할 수 있습니다. 태양의 몇 직경에 해당하는 거리를 이동한 후 플라즈마 입자의 속도는 수천 배 더 빨라집니다. 우리 행성 근처에서 이 속도는 수백 배 더 빨라지고 밀도는 대기보다 훨씬 낮아집니다.

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5. 흐름에는 대부분 양성자와 전자가 포함되어 있지만 헬륨 핵과 기타 원소도 포함되어 있습니다.

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6. 흐름의 맨 처음에 위치한 플라즈마 입자의 온도 태양풍약 200만 켈빈도에 해당합니다. 멀리 이동함에 따라 온도는 처음에는 2천만도까지 증가한 다음 감소하기 시작합니다. 바람의 흐름이 지구에 도달하면 플라즈마 입자는 약 10,000도까지 냉각됩니다.
7. 태양 플레어가 발생하면 지구 근처의 플라즈마 온도는 10만도에 해당합니다..

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8. 우리 행성의 자기장은 이러한 방사선으로부터 우리를 잘 보호해 줍니다.. 태양풍의 흐름은 말 그대로 지구 대기 주위를 흐르며 주변 공간으로 더 멀리 휩쓸려 점차 밀도를 감소시킵니다.
9. 때때로 플라즈마 입자 흐름의 강도가 너무 높아서 지구의 대기가 그 영향을 반영하는 데 어려움을 겪습니다. 당연히 태양풍의 흐름은 물러나지만 시간이 좀 지나야 합니다.

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10. 강력한 태양풍 흐름이 지구의 자기장과 집중적으로 상호 작용할 때 우리는 극지방의 오로라를 관찰할 수 있을 뿐만 아니라 자기 폭풍의 형성도 기록할 수 있습니다.

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11. 태양풍의 분포는 균일하다고 할 수 없습니다. 바람이 소위 코로나 구멍 위로 지나갈 때 분포 속도가 최대에 도달할 수 있습니다. 가장 느린 스트림 흐름은 스트리머 위에 기록될 수 있습니다. 유속이 다른 하천은 서로 그리고 지구와 교차합니다.

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12. 우리는 특별히 개발된 기술 덕분에 태양풍에 대한 가장 많은 정보를 얻는 방법을 배웠습니다. 우주선. 이러한 기술 장치 목록에는 잘 알려진 Ulysses 위성이 포함되어 있습니다. 덕분에 태양풍에 대한 지식이 크게 바뀌었습니다. 화학 성분이러한 놀라운 장치 덕분에 플라즈마 흐름의 속도가 연구되었습니다. 또한 위성의 도움으로 지구의 자기장 수준을 확인할 수 있었습니다.
13. 또 다른 ACE 위성은 1997년 L1 라그랑주 지점 근처에서 궤도로 발사되었습니다.. 이 시점에서 태양과 지구의 중력이 균형을 이룬다. 이 기계에는 태양풍의 흐름을 지속적으로 모니터링하는 장치가 있어 사람들이 L1 구역의 영역으로 제한된 방향성 플라즈마 입자에 대한 정보를 실시간으로 탐색할 수 있습니다.
14. 최근 태양풍이 지구에 지자기폭풍을 일으켰다.. 관상 동맥 개구부에서 강렬한 흐름이 나왔습니다. 태양 대기. 이러한 구멍은 활성 영역이 전혀 없는 경우에도 발광체에 형성될 수 있습니다.
15. 오늘날 태양에 코로나 구멍이 형성되었습니다.. 분포 밀도가 높은 플라즈마 입자의 흐름이 6월 중순에 행성에 도달하여 지자기 폭풍이 발생했습니다.