Ladede partikler av solvinden. Hva er solvinden? Solvind: opprinnelse, egenskaper

V.B. Baranov, Moskva State University dem. M.V. Lomonosov

Artikkelen undersøker problemet med supersonisk utvidelse av solkoronaen (solvind). Fire hovedproblemer analyseres: 1) årsakene til utstrømningen av plasma fra solkoronaen; 2) er en slik utstrømning homogen; 3) endringer i solvindparametere med avstand fra sola og 4) hvordan solvinden strømmer inn i det interstellare mediet.

Introduksjon

Nesten 40 år har gått siden den amerikanske fysikeren E. Parker teoretisk forutså fenomenet, som ble kalt «solvinden» og som et par år senere ble bekreftet eksperimentelt av gruppen til den sovjetiske forskeren K. Gringaus ved bruk av instrumenter installert på Luna romfartøy. 2" og "Luna-3". solrik vind er en strøm av fullt ionisert hydrogenplasma, det vil si en gass som består av elektroner og protoner med omtrent samme tetthet (kvasinutralitetstilstand), som beveger seg fra solen med høy oversonisk hastighet. I jordens bane (én astronomisk enhet (AU) fra solen), er hastigheten VE for denne strømmen omtrent 400-500 km/s, konsentrasjonen av protoner (eller elektroner) ne = 10-20 partikler per kubikkcentimeter, og deres temperatur Te lik ca. 100 000 K (elektrontemperaturen er litt høyere).

I tillegg til elektroner og protoner ble alfapartikler (i størrelsesorden flere prosent), en liten mengde tyngre partikler, samt et magnetfelt oppdaget i det interplanetære rommet. gjennomsnittlig verdi hvis induksjon viste seg å være i størrelsesorden flere gammaer i jordens bane (1

= 10-5 G).

Litt historie knyttet til den teoretiske forutsigelsen av solvind

I løpet av den ikke så lange historien til teoretisk astrofysikk, ble det antatt at alle stjerneatmosfærer er i hydrostatisk likevekt, det vil si i en tilstand der stjernens gravitasjonskraft balanseres av kraften forbundet med trykkgradienten i atmosfæren (med endringen i trykk per enhetsavstand r fra midtstjernene). Matematisk uttrykkes denne likevekten som den vanlige differensial ligning

(1)

der G er gravitasjonskonstanten, M* er massen til stjernen, p er det atmosfæriske gasstrykket,

- dens massetetthet. Hvis temperaturfordelingen T i atmosfæren er gitt, så fra likevektsligningen (1) og tilstandsligningen for en ideell gass

(2)

hvor R er gasskonstanten, oppnås lett den såkalte barometriske formelen, som i det spesielle tilfellet med en konstant temperatur T vil ha formen

(3)

I formel (3) representerer verdien p0 trykket ved bunnen av stjernens atmosfære (ved r = r0). Fra denne formelen er det klart at for r

, det vil si at ved svært store avstander fra stjernen, tenderer trykket p til en begrenset grense, som avhenger av verdien av trykket p0.

Siden det ble antatt at solatmosfæren, som atmosfæren til andre stjerner, er i en tilstand av hydrostatisk likevekt, ble dens tilstand bestemt av formler som ligner på formler (1), (2), (3). Tatt i betraktning det uvanlige og fortsatt ikke fullt ut forståtte fenomenet med en kraftig økning i temperaturen fra omtrent 10 000 grader på overflaten av solen til 1 000 000 grader i solkoronaen, utviklet Chapman (se for eksempel) teorien om en statisk solkorona, som var ment å gå jevnt over i det interstellare mediet som omgir solsystemet.

Men i sitt banebrytende arbeid trakk Parker oppmerksomheten til det faktum at trykket i det uendelige, hentet fra en formel som (3) for en statisk solkorona, viser seg å være nesten en størrelsesorden større enn trykkverdien som ble estimert for interstellar gass basert på observasjoner. For å løse dette avviket foreslo Parker at solkoronaen ikke er i en statisk likevektstilstand, men utvider seg kontinuerlig inn i det interplanetariske mediet som omgir solen. Dessuten, i stedet for likevektsligningen (1), foreslo han å bruke den hydrodynamiske bevegelsesligningen til formen

(4)

hvor i koordinatsystemet assosiert med solen, representerer verdien V plasmaets radielle hastighet. Under

refererer til solens masse.

For en gitt temperaturfordeling T har likningssystemet (2) og (4) løsninger av typen presentert i fig. 1. I denne figuren angir a lydens hastighet, og r* er avstanden fra origo hvor gasshastigheten er lik lydhastigheten (V = a). Åpenbart er det bare kurvene 1 og 2 i fig. 1 har en fysisk betydning for problemet med gassutstrømning fra solen, siden kurvene 3 og 4 har ikke-unike hastighetsverdier ved hvert punkt, og kurvene 5 og 6 tilsvarer svært høye hastigheter ved solatmosfære, som ikke er observert i teleskoper. Parker analyserte betingelsene som løsningen som tilsvarer kurve 1 realiseres i naturen under. Han viste at for å matche trykket oppnådd fra en slik løsning med trykket i det interstellare mediet, er det mest realistiske tilfellet overgangen av gass fra en subsonisk strømning (ved r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*), og kalte en slik strømning solvinden. Denne uttalelsen ble imidlertid omstridt i arbeidet til Chamberlain, som mente det mest reell løsning, tilsvarende kurve 2, som beskriver den subsoniske «solbrisen» overalt. Samtidig så de første eksperimentene på romfartøyer (se for eksempel), som oppdaget supersoniske gassstrømmer fra Solen, etter litteraturen å dømme ikke til å være tilstrekkelig pålitelige for Chamberlain.

Ris. 1. Mulige løsninger av endimensjonale gassdynamikkligninger for hastigheten V for gassstrømmen fra overflaten av solen i nærvær av tyngdekraften. Kurve 1 tilsvarer løsningen for solvinden. Her er a lydens hastighet, r er avstanden fra solen, r* er avstanden der gasshastigheten er lik lydhastigheten, og er radiusen til solen.

Historien om eksperimenter i verdensrommet har på en strålende måte bevist riktigheten av Parkers ideer om solvinden. Detaljert materiale om teorien om solvind finnes for eksempel i monografien.

Konsepter om en jevn utstrømning av plasma fra solkoronaen

Fra de endimensjonale gassdynamikkligningene kan man få kjent resultat: i fravær av massekrefter kan den sfærisk symmetriske strømmen av gass fra en punktkilde være overalt enten subsonisk eller supersonisk. Tilstedeværelsen av gravitasjonskraft i ligning (4) (høyre side) fører til utseendet til løsninger som kurve 1 i fig. 1, det vil si med en overgang gjennom lydens hastighet. La oss tegne en analogi med den klassiske strømmen i en Laval-dyse, som er grunnlaget for alle supersoniske jetmotorer. Denne flyten er vist skjematisk i fig. 2.

Ris. 2. Flytdiagram i en Laval-dyse: 1 - en tank kalt en mottaker, som svært varm luft tilføres ved lav hastighet, 2 - et område med geometrisk kompresjon av kanalen for å akselerere den subsoniske gasstrømmen, 3 - et område med geometrisk utvidelse av kanalen for å akselerere den supersoniske strømmen.

Gass oppvarmet til en svært høy temperatur tilføres tank 1, kalt mottakeren, med svært lav hastighet (den indre energien til gassen er mye større enn dens kinetisk energi retningsbestemt bevegelse). Ved geometrisk komprimering av kanalen akselereres gassen i område 2 (subsonisk strømning) til hastigheten når lydhastigheten. For å akselerere den ytterligere, er det nødvendig å utvide kanalen (område 3 av den supersoniske strømmen). I hele strømningsområdet oppstår gassakselerasjon på grunn av dens adiabatiske (uten varmetilførsel) avkjøling (den indre energien til kaotisk bevegelse forvandles til energien til rettet bevegelse).

I problemet med solvinddannelse som vurderes, spilles mottakerens rolle av solkoronaen, og rollen til veggene til Laval-dysen er gravitasjonskraften til soltiltrekningen. I følge Parkers teori skal overgangen gjennom lydens hastighet skje et sted i en avstand på flere solradier. En analyse av løsningene oppnådd i teorien viste imidlertid at temperaturen på solkoronaen ikke er nok til at gassen kan akselerere til supersoniske hastigheter, slik tilfellet er i Laval-dyse-teorien. Det må være en ekstra energikilde. En slik kilde anses for tiden for å være spredning av bølgebevegelser som alltid er tilstede i solvinden (noen ganger kalt plasmaturbulens), overlagret den gjennomsnittlige strømmen, og selve strømmen er ikke lenger adiabatisk. Kvantitativ analyse av slike prosesser krever fortsatt videre forskning.

Interessant nok oppdager bakkebaserte teleskoper magnetiske felt på overflaten av solen. Gjennomsnittsverdien av deres magnetiske induksjon B er estimert til 1 G, men i individuelle fotosfæriske formasjoner, for eksempel i solflekker, kan magnetfeltet være størrelsesordener større. Siden plasma er en god leder av elektrisitet, er det naturlig at solens magnetiske felt samhandler med strømmen fra solen. I dette tilfellet gir en rent gassdynamisk teori en ufullstendig beskrivelse av fenomenet som vurderes. Innflytelse magnetfelt strømmen av solvinden kan bare betraktes innenfor rammen av en vitenskap kalt magnetisk hydrodynamikk. Hvilke resultater fører slike hensyn til? I følge banebrytende arbeid i denne retningen (se også), fører magnetfeltet til utseendet av elektriske strømmer j i solvindplasmaet, som igjen fører til utseendet av en ponderomotorisk kraft j x B, som er rettet i vinkelrett på radiell retning. Som et resultat får solvinden en tangentiell hastighetskomponent. Denne komponenten er nesten to størrelsesordener mindre enn den radielle, men den spiller en betydelig rolle i fjerningen av vinkelmomentum fra solen. Det antas at sistnevnte omstendighet kan spille en betydelig rolle i utviklingen av ikke bare solen, men også andre stjerner der en "stjernevind" har blitt oppdaget. Spesielt for å forklare den kraftige reduksjonen i vinkelhastigheten til stjerner i den sene spektralklassen, påberopes ofte hypotesen om overføring av rotasjonsmomentum til planetene som er dannet rundt dem. Den betraktede mekanismen for tap av vinkelmomentum til solen gjennom utstrømningen av plasma fra den åpner muligheten for å revidere denne hypotesen.

SOLSVIND- en kontinuerlig strøm av plasma av solopprinnelse, som sprer seg omtrent radielt fra solen og fyller solsystemet til det heliosentriske. avstander R ~ 100 a. e. S. v. dannes under gassdynamikk. utvidelse av solkoronaen (se Sol) inn i det interplanetariske rommet. Ved høye temperaturer, som eksisterer i solkoronaen (1,5 * 10 9 K), kan ikke trykket i de overliggende lagene balansere gasstrykket til koronastoffet, og koronaen utvider seg.

Det første beviset på eksistensen av post. plasmastrømmer fra solen ble oppnådd av L. Biermann på 1950-tallet. om analyse av krefter som virker på plasmahalene til kometer. I 1957 viste Yu. Parker (E. Parker), som analyserte likevektsforholdene til koronastoffet, at koronaen ikke kan være under hydrostatiske forhold. likevekt, som tidligere ble antatt, men skulle ekspandere, og denne utvidelsen, under de eksisterende grenseforholdene, skulle føre til akselerasjon av koronalstoff til supersoniske hastigheter (se nedenfor). For første gang ble det registrert en plasmastrøm av solenergi i det sovjetiske romfartøyet. romfartøyet "Luna-2" i 1959. Eksistenspost. utstrømningen av plasma fra solen ble påvist som et resultat av mange måneders målinger i Amerika. rom Mariner 2-apparatet i 1962.

ons. kjennetegn ved S. v. er gitt i tabellen. 1. S. strømmer. kan deles inn i to klasser: sakte - med en hastighet på 300 km/s og rask - med en hastighet på 600-700 km/s. Raske strømmer kommer fra områder av solkoronaen, hvor strukturen til magnetfeltet. feltene er nær radielle. Noen av disse områdene er koronale hull. Langsomme strømmer av Nord-tallet. er tilsynelatende forbundet med kronens områder, der det derfor er en tangentiell magnetisk komponent. Enger.

Bord 1.- Gjennomsnittlige egenskaper for solvinden i jordens bane

Hastighet
Protonkonsentrasjon
Protontemperatur
Elektrontemperatur
Magnetisk feltstyrke
Python-flukstetthet....	2,410 8 cm -2 c -1
Kinetisk energiflukstetthet	0,3 ergcm -2 s -1

Bord 2.- Slektning kjemisk oppbygning sol-vind

	Relativt innhold

	Relativt innhold

I tillegg til det viktigste komponenter i solvann er protoner og elektroner; høyt ioniserte partikler finnes også i sammensetningen. ioner av oksygen, silisium, svovel, jern (fig. 1). Ved analyse av gasser fanget i folier eksponert på månen, ble Ne- og Ar-atomer funnet. ons. relativ kjemi. sammensetning av S. v. er gitt i tabellen. 2. Ionisering. tilstand av materie S. v. tilsvarer nivået i koronaen hvor rekombinasjonstiden er kort sammenlignet med ekspansjonstiden Ioniseringsmålinger temperatur på ioner S. v. gjøre det mulig å bestemme elektrontemperaturen til solkoronaen.

I N. århundre. forskjeller observeres. typer bølger: Langmuir, whistlers, ion-sonic, magnetosonic, Alfven, etc. (se. Bølger i plasma Noen av bølgene av Alfvén-typen genereres på Solen, og noen er opphisset i det interplanetære mediet. Genereringen av bølger jevner ut avvik i partikkelfordelingsfunksjonen fra den Maxwellske og, i kombinasjon med påvirkning av magnetisme. felt på plasmaet fører til at S. v. oppfører seg som et kontinuerlig medium. Alfvén-type bølger spiller en stor rolle i akselerasjonen av små komponenter av solbølger. og i dannelsen av protonfordelingsfunksjonen. I N. århundre. kontakt og rotasjonsdiskontinuiteter som er karakteristiske for magnetisert plasma, er også observert.

Ris. 1. Massespekteret til solvinden. Langs den horisontale aksen er forholdet mellom massen til en partikkel og ladningen, langs den vertikale aksen er antall partikler registrert i energivinduet til enheten på 10 s. Tall med et "+"-tegn indikerer ladningen til ionet.

Strøm N. inn. er supersonisk i forhold til hastighetene til de bølgetypene som gir eff. overføring av energi til S. århundre. (Alfven, lyd og magnetosone bølger). Alfven og lyd Mach nummer C.V. i jordas bane 7. Når den flyter rundt nordøst. hindringer som er i stand til effektivt å avlede den (magnetiske felt fra Merkur, Jorden, Jupiter, Saturn eller de ledende ionosfærene til Venus og, tilsynelatende, Mars), dannes en avgående buesjokkbølge. S.v. bremser ned og varmes opp foran sjokkbølgen, noe som gjør at den kan flyte rundt hindringen. På samme tid, i Nord-tallet. det dannes et hulrom - magnetosfæren (enten sin egen eller indusert), formen og dimensjonene til formen bestemmes av balansen mellom magnetisk trykk. feltene på planeten og trykket til den strømmende plasmastrømmen (se. Jordens magnetosfære, planetenes magnetosfære). Ved interaksjon med S. v. med et ikke-ledende legeme (for eksempel månen), oppstår det ikke en sjokkbølge. Plasmastrømmen absorberes av overflaten, og det dannes et hulrom bak kroppen, som gradvis fylles med plasma fra plasmaet.

Den stasjonære prosessen med utstrømning av koronaplasma overlappes av ikke-stasjonære prosesser assosiert med solflammer. Ved sterke bluss frigjøres stoffer nedenfra. korona-regioner inn i det interplanetære mediet. I dette tilfellet dannes det også en sjokkbølge (fig. 2), som gradvis bremser, og sprer seg i plasmaet til solsystemet. Ankomsten av en sjokkbølge til jorden forårsaker kompresjon av magnetosfæren, hvoretter utviklingen av magnetisme vanligvis begynner. stormer (se Magnetiske variasjoner).

Ris. 2. Utbredelse av en interplanetarisk sjokkbølge og utstøting fra et solutbrudd. Pilene viser bevegelsesretningen til solvindplasmaet, linjene uten bildetekst er magnetfeltlinjene.

Ris. 3. Typer løsninger til koronaekspansjonsligningen. Hastighet og avstand er normalisert til den kritiske hastigheten vk og den kritiske avstanden Rk. Løsning 2 tilsvarer solvinden.

Utvidelsen av solkoronaen er beskrevet av et system av ligninger for bevaring av masse, vinkelmomentum og energiligninger. Løsninger som møter ulike arten av endringen i hastighet med avstand er vist i fig. 3. Løsning 1 og 2 tilsvarer lave hastigheter ved bunnen av kronen. Valget mellom disse to løsningene bestemmes av forholdene ved uendelig. Løsning 1 tilsvarer lave ekspansjonshastigheter av koronaen og gir store trykkverdier i det uendelige, det vil si at den møter de samme vanskelighetene som den statiske modellen. kroner Løsning 2 tilsvarer overgangen av ekspansjonshastigheten gjennom hastigheten til lydverdier ( v til) på noen kritiske. avstand R til og påfølgende ekspansjon ved supersonisk hastighet. Denne løsningen gir en forsvinnende liten verdi av trykk i det uendelige, som gjør det mulig å forene det med lavtrykket til det interstellare mediet. Denne typen flyt ble kalt S. av Yu. Parker. Kritisk punktet er over overflaten av solen hvis temperaturen på koronaen er mindre enn en viss kritisk verdi. verdier , der m er protonmassen, er den adiabatiske eksponenten, og er massen til solen. I fig. Figur 4 viser endringen i ekspansjonshastighet fra heliosentrisk. avstand avhengig av isotermisk temperatur. isotrop korona. Etterfølgende modeller av S. århundre. ta hensyn til variasjoner i koronal temperatur med avstand, to-væske natur av mediet (elektron og proton gasser), termisk ledningsevne, viskositet, ikke-sfærisk. ekspansjons natur.

Ris. 4. Solvindhastighetsprofiler for den isotermiske koronamodellen ved forskjellige verdier av koronal temperatur.

S.v. gir det grunnleggende utstrømning av termisk energi fra koronaen, siden varmeoverføring til kromosfæren, el-magn. Koronastråling og termisk elektronledningsevne er utilstrekkelige til å etablere den termiske balansen til koronaen. Elektronisk varmeledningsevne sikrer en langsom reduksjon i omgivelsestemperaturen. med avstand. S.v. spiller ingen merkbar rolle i energien til solen som helhet, siden energistrømmen som føres bort av den er ~10 -7 lysstyrke Sol.

S.v. bærer det koronale magnetfeltet med seg inn i det interplanetære mediet. felt. Feltlinjene til dette feltet frosset inn i plasmaet danner et interplanetært magnetfelt. felt (MMP). Selv om IMF-intensiteten er lav og energitettheten er ca. 1 % av kinetisk tetthet energi av solenergi, spiller den en stor rolle i termodynamikken til solenergi. og i dynamikken til interaksjoner til S. v. med solsystemets kropper, så vel som bekkene i nord. seg imellom. Kombinasjon av utvidelse av S. århundre. med solens rotasjon fører til at mag. kraftlinjene frosset inn i det nordlige århundret har en form nær Arkimedes-spiralen (fig. 5). Radial B R og asimutale magnetiske komponenter. felt endres annerledes med avstand nær ekliptikkplanet:

hvor er ang. rotasjonshastigheten til solen, Og- radiell komponent av hastigheten til den sentrale luften, indeks 0 tilsvarer startnivået. I avstanden til jordens bane, vinkelen mellom retningen til den magnetiske. felt og R ca 45°. På stor L magnetisk. feltet er nesten vinkelrett på R.

Ris. 5. Formen på den interplanetære magnetfeltlinjen. - vinkelhastighet for solens rotasjon, og - radiell komponent av plasmahastighet, R - heliosentrisk avstand.

S. v., som oppstår over områder av solen med forskjellige. magnetisk orientering felt, danner strømmer med ulikt orientert permafrost. Separasjon av den observerte storskalastrukturen til solsystemet. for et jevnt antall sektorer med forskjellige retningen til den radielle komponenten til IMF kalles. interplanetær sektorstruktur. Kjennetegn ved S. v. (fart, temp-pa, partikkelkonsentrasjon osv.) også på ons. endres naturlig i tverrsnittet av hver sektor, noe som er forbundet med eksistensen av en rask strøm av solvann inne i sektoren. Grensene til sektorene er vanligvis plassert innenfor den langsomme strømmen i nord. Oftest observeres 2 eller 4 sektorer som roterer med solen. Denne strukturen, dannet når S. trekkes ut. storskala mag. koronafelt, kan observeres for flere. omdreininger av solen. Sektorstrukturen til IMF er en konsekvens av eksistensen av et strømlag (CS) i det interplanetariske mediet, som roterer sammen med solen. TS skaper en magnetisk bølge. felt - de radielle komponentene til IMF har forskjellige tegn på forskjellige sider av kjøretøyet. Denne TS, spådd av H. Alfven, passerer gjennom de delene av solkoronaen som er assosiert med aktive områder på Solen, og skiller disse områdene fra de ulike områdene. tegn på den radielle komponenten av solmagneten. Enger. TS befinner seg omtrent i planet til solekvator og har en foldet struktur. Solens rotasjon fører til vridning av foldene til TC til en spiral (fig. 6). Når han er nær ekliptikkplanet, befinner observatøren seg enten over eller under TS, noe som gjør at han havner i sektorer med forskjellige tegn på IMFs radielle komponent.

Nær solen i nord. Det er lengde- og breddegradienter forårsaket av forskjellen i hastighetene til raske og langsomme strømmer. Når du beveger deg bort fra solen og grensen mellom bekkene i nord blir brattere. radielle hastighetsgradienter oppstår, som fører til formasjonen kollisjonsfrie sjokkbølger(Fig. 7). Først dannes det en sjokkbølge som forplanter seg fremover fra grensen til sektorene (en fremadgående sjokkbølge), og deretter dannes det en omvendt sjokkbølge som forplanter seg mot solen.

Ris. 6. Form på det heliosfæriske strømlaget. Dens skjæring med det ekliptiske planet (skrå mot solens ekvator i en vinkel på ~ 7°) gir den observerte sektorstrukturen til det interplanetariske magnetfeltet.

Ris. 7. Struktur av den interplanetariske magnetfeltsektoren. Korte piler viser retningen til solvindens plasmastrøm, linjer med piler - magnetiske feltlinjer, stiplede linjer - sektorgrenser (skjæringspunktet mellom tegneplanet og det gjeldende laget).

Siden hastigheten til sjokkbølgen er mindre enn hastigheten til solenergien, fører plasmaet med seg den omvendte sjokkbølgen i retning bort fra solen. Sjokkbølger nær sektorgrensene dannes i avstander på ~1 AU. e. og kan spores til avstander på flere. EN. e. Disse sjokkbølgene, så vel som interplanetære sjokkbølger fra solflammer og sirkumplanetære sjokkbølger, akselererer partikler og er derfor en kilde til energiske partikler.

S.v. strekker seg til avstander på ~100 AU. e. hvor trykket til det interstellare mediet balanserer dynamikken. blodtrykk Hulrommet feid av S. v. i det interstellare mediet, danner heliosfæren (se. Interplanetarisk miljø) Utvider S. v. sammen med magneten frosset inn i den. feltet forhindrer penetrasjon av galaktiske partikler inn i solsystemet. rom stråler av lave energier og fører til variasjoner i kosmisk. høyenergistråler. Et fenomen som ligner SV har også blitt oppdaget i visse andre stjerner (se Stjernevind).

Litt.: Parker E. N., Dynamiske prosesser i det interplanetære mediet, trans. fra engelsk, M., 1965; Brandt J., Solvind, overs. fra English, M., 1973; Hundhausen A., Corona Expansion and the Solar Wind, trans. fra engelsk, M., 1976. O. L. Weisberg.

solrik vind

- en kontinuerlig strøm av plasma av solopprinnelse, som sprer seg omtrent radielt fra solen og fyller solsystemet til det heliosentriske. avstander ~100 AU S.v. dannes under gassdynamikk. utvidelse til interplanetarisk rom. Ved høye temperaturer, som eksisterer i solkoronaen (K), kan ikke trykket i de overliggende lagene balansere gasstrykket til koronastoffet, og koronaen utvider seg.

Det første beviset på eksistensen av en konstant strøm av plasma fra solen ble innhentet av L. Biermann (Tyskland) på 1950-tallet. om analyse av krefter som virker på plasmahalene til kometer. I 1957 viste Yu. Parker (USA), som analyserte likevektsforholdene til koronastoffet, at koronaen ikke kan være under hydrostatiske forhold. likevekt, som tidligere antatt, bør utvide seg, og denne ekspansjonen, under de eksisterende grenseforholdene, bør føre til akselerasjon av koronal materie til supersoniske hastigheter.

Gjennomsnittlige egenskaper til S.v. er gitt i tabellen. 1. For første gang ble en plasmastrøm av solenergi registrert på det andre sovjetiske romfartøyet. rakett "Luna-2" i 1959. Eksistensen av en konstant utstrømning av plasma fra solen ble bevist som et resultat av mange måneders målinger i Amerika. AMS Mariner 2 i 1962

Tabell 1. Gjennomsnittlige egenskaper for solvinden i jordbane

Hastighet	400 km/s
Protontetthet	6 cm -3
Protontemperatur	TIL
Elektrontemperatur	TIL
Magnetisk feltstyrke	E
Protonflukstetthet	cm -2 s -1
Kinetisk energiflukstetthet	0,3 ergsm -2 s -1

Streams N.v. kan deles inn i to klasser: sakte - med en hastighet på km/s og rask - med en hastighet på 600-700 km/s. Raske strømmer kommer fra de områdene av koronaen der magnetfeltet er nær radialt. Noen av disse områdene er . Langsomme strømmer N.W. er tilsynelatende knyttet til de områdene av kronen der det er mening. tangentiell komponent mag. Enger.

I tillegg til hovedkomponentene i S.v. - protoner og elektroner - partikler, høyt ioniserte ioner av oksygen, silisium, svovel og jern ble også funnet i sammensetningen (fig. 1). Ved analyse av gasser fanget i folier eksponert på månen, ble Ne- og Ar-atomer funnet. Gjennomsnittlig kjem. sammensetning av S.v. er gitt i tabellen. 2.

Tabell 2. Relativ kjemisk sammensetning av solvinden

Element	Slektning innhold
H	0,96
3 Han
4 Han	0,04
O
Ne
Si
Ar
Fe

Ionisering materietilstand S.v. tilsvarer nivået i koronaen hvor rekombinasjonstiden blir liten sammenlignet med ekspansjonstiden, dvs. på avstand. Ioniseringsmålinger iontemperaturer S.v. gjøre det mulig å bestemme elektrontemperaturen til solkoronaen.

S.v. bærer det koronale magnetfeltet med seg inn i det interplanetære mediet. felt. Feltlinjene til dette feltet frosset inn i plasmaet danner et interplanetært magnetfelt. felt (MMP). Selv om IMF-intensiteten er lav og energitettheten er ca. 1 % av kinetikken energi av solenergi, spiller den en stor rolle i termodynamikken til solenergi. og i dynamikken i interaksjoner mellom S.v. med solsystemets kropper og bekkene i nord. seg imellom. Kombinasjon av ekspansjon S.v. med solens rotasjon fører til at mag. kraftlyonium frosset i S.V. har en form nær Archimedes’ spiraler (fig. 2). Radial og asimutal komponent av mag. felt nær ekliptikkplanet endres med avstand:
,
Hvor R- heliosentrisk avstand, - vinkelhastighet for solens rotasjon, u R- radiell hastighetskomponent S.v., indeks "0" tilsvarer startnivået. I avstanden til jordens bane, vinkelen mellom de magnetiske retningene. felt og retning til solen, på stor heliosentrisk. IMF-avstandene er nesten vinkelrett på retningen til solen.

S.v., som oppstår over områder av solen med forskjellige magnetiske orienteringer. felt, former flyter i ulikt orientert permafrost - den såkalte. interplanetarisk magnetfelt.

I N.v. Ulike typer bølger er observert: Langmuir, whistlers, ion-soniske, magnetosonic, etc. (se). Noen bølger genereres på solen, noen er opphisset i det interplanetære mediet. Genereringen av bølger jevner ut avvik i partikkelfordelingsfunksjonen fra den Maxwellske og fører til at S.V. oppfører seg som et kontinuerlig medium. Alfvén-type bølger spiller en stor rolle i akselerasjonen av små komponenter av S.V. og i dannelsen av protonfordelingsfunksjonen. I N.v. Kontakt- og rotasjonsdiskontinuiteter, karakteristiske for magnetisert plasma, blir også observert.

Stream N.w. yavl. supersonisk i forhold til hastigheten til de typer bølger som gir effektiv overføring av energi inn i S.V. (Alfvén, lyd og magnetosone bølger), Alfvén og lyd Mach tall S.v. i bane rundt jorden. Når du trimmer S.V. hindringer som effektivt kan avlede S.v. (magnetiske felt av Merkur, Jorden, Jupiter, Staurn eller de ledende ionosfærene til Venus og tilsynelatende Mars), dannes en buesjokkbølge. S.v. bremser ned og varmes opp foran sjokkbølgen, noe som gjør at den kan flyte rundt hindringen. Samtidig ble det i N.v. det dannes et hulrom - magnetosfæren (enten sin egen eller indusert), formen og størrelsen på strukturen bestemmes av balansen mellom magnetisk trykk. feltene til planeten og trykket til den strømmende plasmastrømmen (se). Laget av oppvarmet plasma mellom sjokkbølgen og den strømlinjeformede hindringen kalles. overgangsregion. Temperaturene til ioner foran sjokkbølgen kan øke med 10-20 ganger, elektroner - med 1,5-2 ganger. Sjokkbølgefenomen. , er termaliseringen av strømmen sikret ved kollektive plasmaprosesser. Tykkelsen på sjokkbølgefronten er ~100 km og bestemmes av veksthastigheten (magnetosonisk og/eller lavere hybrid) under samspillet mellom den motgående strømmen og en del av ionestrømmen som reflekteres fra fronten. Ved interaksjon mellom S.v. med et ikke-ledende legeme (Månen) oppstår det ikke en sjokkbølge: plasmastrømmen absorberes av overflaten, og bak kroppen dannes en SW som gradvis fylles med plasma. hulrom.

Den stasjonære prosessen med utstrømning av koronaplasma overlappes av ikke-stasjonære prosesser assosiert med. Under sterke solutbrudd blir materie kastet ut fra de nedre delene av koronaen inn i det interplanetære mediet. I dette tilfellet dannes det også en sjokkbølge (fig. 3), kantene bremses gradvis ned når de beveger seg gjennom plasmaet til SW. Ankomsten av en sjokkbølge til jorden fører til kompresjon av magnetosfæren, hvoretter utviklingen av magnetisme vanligvis begynner. stormer

Ligningen som beskriver utvidelsen av solkoronaen kan fås fra systemet med bevaringsligninger for masse og vinkelmomentum. Løsningene til denne ligningen, som beskriver den forskjellige karakteren av endringen i hastighet med avstand, er vist i fig. 4. Løsning 1 og 2 tilsvarer lave hastigheter ved bunnen av kronen. Valget mellom disse to løsningene bestemmes av forholdene ved uendelig. Løsning 1 tilsvarer lave ekspansjonshastigheter av koronaen («solar breeze», ifølge J. Chamberlain, USA) og gir store trykkverdier i det uendelige, dvs. møter de samme vanskelighetene som den statiske modellen. kroner Løsning 2 tilsvarer overgangen av ekspansjonshastigheten gjennom lydens hastighet ( v K) på en viss romkritisk. avstand R K og påfølgende ekspansjon med supersonisk hastighet. Denne løsningen gir en forsvinnende liten verdi av trykk i det uendelige, som gjør det mulig å forene det med lavtrykket til det interstellare mediet. Parker kalte denne typen strøm for solvinden. Kritisk punktet er over overflaten av solen hvis temperaturen på koronaen er mindre enn en viss kritisk verdi. verdier, hvor m- protonmasse, - adiabatisk indeks. I fig. Figur 5 viser endringen i ekspansjonshastighet fra heliosentrisk. avstand avhengig av isotermisk temperatur. isotrop korona. Etterfølgende modeller av S.v. ta hensyn til variasjoner i koronaltemperaturen med avstand, to-væske-naturen til mediet (elektron- og protongasser), termisk ledningsevne, viskositet og ekspansjonens ikke-sfæriske natur. Tilnærming til substans S.v. hvordan et kontinuerlig medium er rettferdiggjort av tilstedeværelsen av IMF og den kollektive karakteren av interaksjonen av SW-plasmaet, forårsaket av ulike typer ustabilitet. S.v. gir det grunnleggende utstrømning av termisk energi fra koronaen, pga varmeoverføring til kromosfæren, elektromagnet. stråling fra høyt ionisert koronamateriale og elektronisk varmeledningsevne for solenergi. utilstrekkelig til å etablere termisk balansen av kronen. Elektronisk varmeledningsevne sikrer en langsom reduksjon i omgivelsestemperaturen. med avstand. S.v. spiller ingen merkbar rolle i energien til solen som helhet, fordi energifluksen som føres bort av den er ~ 10 -8

I 1957 forutså professor E. Parker ved University of Chicago teoretisk fenomenet, som ble kalt «solvinden». Det tok to år før denne spådommen ble bekreftet eksperimentelt ved bruk av instrumenter installert på de sovjetiske Luna-2 og Luna-3 romfartøyene av K.I. Gringauzs gruppe. Hva er dette fenomenet?

Solvinden er en strøm av fullt ionisert hydrogengass, vanligvis kalt fullt ionisert hydrogenplasma på grunn av den omtrent like tettheten av elektroner og protoner (kvasinutralitetstilstand), som akselererer bort fra solen. I området rundt jordens bane (ved én astronomisk enhet eller 1 AU fra solen), når hastigheten en gjennomsnittsverdi på V E » 400–500 km/sek ved en protontemperatur T E » 100 000 K og en litt høyere elektrontemperatur ( indeks "E" her og i det følgende refererer til jordens bane). Ved slike temperaturer er hastigheten betydelig høyere enn lydhastigheten med 1 AU, dvs. Strømmen av solvind i området rundt jordens bane er supersonisk (eller hypersonisk). Den målte konsentrasjonen av protoner (eller elektroner) er ganske liten og utgjør n E » 10–20 partikler per kubikkcentimeter. I tillegg til protoner og elektroner ble alfapartikler (i størrelsesorden flere prosent av protonkonsentrasjonen), en liten mengde tyngre partikler, samt et interplanetært magnetfelt oppdaget i det interplanetære rommet, hvis gjennomsnittlige induksjonsverdi viste seg. å være i størrelsesorden flere gamma i jordens bane (1g = 10 –5 gauss).

Sammenbruddet av ideen om en statisk solkorona.

I ganske lang tid ble det antatt at alle stjerneatmosfærer er i en tilstand av hydrostatisk likevekt, dvs. i en tilstand der gravitasjonskraften til en gitt stjerne balanseres av kraften knyttet til trykkgradienten (endringen i trykk i stjernens atmosfære på avstand r fra midten av stjernen. Matematisk uttrykkes denne likevekten som en vanlig differensialligning,

Hvor G- gravitasjonskonstant, M* – massen til stjernen, s og r – trykk og massetetthet i en viss avstand r fra stjernen. Uttrykker massetetthet fra tilstandsligningen for en ideell gass

R= r RT

gjennom trykk og temperatur og integrering av den resulterende ligningen, får vi den såkalte barometriske formelen ( R– gasskonstant), som i det spesielle tilfellet med konstant temperatur T ser ut som

Hvor s 0 – representerer trykket ved bunnen av stjernens atmosfære (kl r = r 0). Siden det før Parkers arbeid ble antatt at solatmosfæren, som atmosfæren til andre stjerner, var i en tilstand av hydrostatisk likevekt, ble dens tilstand bestemt av lignende formler. Ved å ta i betraktning det uvanlige og ennå ikke fullt forståtte fenomenet med en kraftig økning i temperaturen fra omtrent 10 000 K på overflaten av solen til 1 000 000 K i solkoronaen, utviklet S. Chapman teorien om en statisk solkorona, som ble antatt. for jevn overgang til det lokale interstellare mediet som omgir solsystemet. Det fulgte at, i henhold til ideene til S. Chapman, er jorden, som gjør sine revolusjoner rundt solen, nedsenket i en statisk solkorona. Dette synspunktet har vært delt av astrofysikere i lang tid.

Parker ga et slag mot disse allerede etablerte ideene. Han trakk oppmerksomheten til det faktum at trykket i det uendelige (kl r® Ґ), som er hentet fra den barometriske formelen, er nesten 10 ganger større i størrelse enn trykket som ble akseptert på den tiden for det lokale interstellare mediet. For å eliminere denne diskrepansen foreslo E. Parker at solkoronaen ikke kan være i hydrostatisk likevekt, men kontinuerlig må utvide seg inn i det interplanetariske mediet som omgir Solen, dvs. radiell hastighet V solkorona er ikke null. Dessuten, i stedet for ligningen for hydrostatisk likevekt, foreslo han å bruke en hydrodynamisk bevegelsesligning for formen, der M E er massen til solen.

For en gitt temperaturfordeling T, som en funksjon av avstanden fra solen, løse denne ligningen ved å bruke den barometriske formelen for trykk og massekonserveringsligningen i formen

kan tolkes som solvinden og nettopp ved hjelp av denne løsningen med overgangen fra subsonisk strømning (kl. r r *) til supersonisk (at r > r*) trykket kan justeres R med trykk i det lokale interstellare mediet, og derfor er det denne løsningen, kalt solvinden, som utføres i naturen.

De første direkte målingene av parametrene til interplanetært plasma, som ble utført på det første romfartøyet som kom inn i det interplanetære rommet, bekreftet riktigheten av Parkers idé om tilstedeværelsen av supersonisk solvind, og det viste seg at allerede i området av jordens bane. hastigheten til solvinden overstiger langt lydens hastighet. Siden den gang har det ikke vært noen tvil om at Chapmans idé om den hydrostatiske likevekten til solatmosfæren er feil, og solkoronaen utvider seg kontinuerlig med supersonisk hastighet inn i det interplanetære rommet. Noe senere viste astronomiske observasjoner at mange andre stjerner har «stjernevind» som ligner på solvinden.

Til tross for at solvinden ble spådd teoretisk basert på en sfærisk symmetrisk hydrodynamisk modell, viste selve fenomenet seg å være mye mer komplekst.

Hva er det virkelige mønsteret for solvindbevegelse? I lang tid ble solvinden ansett som kulesymmetrisk, d.v.s. uavhengig av solbredde og lengdegrad. Fordi det romfartøy Fram til 1990, da romfartøyet Ulysses ble skutt opp, var de fleste flygningene i ekliptikkplanet, og målinger på slike romfartøyer ga fordelinger av solvindparametere bare i dette flyet. Beregninger basert på observasjoner av avbøyningen av komethaler indikerte en omtrentlig uavhengighet av solvindparametere fra solbreddegrad, men denne konklusjonen basert på kometobservasjoner var ikke tilstrekkelig pålitelig på grunn av vanskelighetene med å tolke disse observasjonene. Selv om den langsgående avhengigheten av solvindparametere ble målt av instrumenter installert på romfartøyer, var den likevel enten ubetydelig og assosiert med det interplanetariske magnetfeltet av solopprinnelse, eller med kortsiktige ikke-stasjonære prosesser på solen (hovedsakelig med solutbrudd) .

Målinger av plasma- og magnetfeltparametere i ekliptikkplanet har vist at såkalte sektorstrukturer med forskjellige parametere for solvinden og forskjellige retninger av magnetfeltet kan eksistere i det interplanetære rommet. Slike strukturer roterer med Solen og indikerer tydelig at de er en konsekvens av en lignende struktur i solatmosfæren, hvis parametere dermed avhenger av sollengdegrad. Den kvalitative firesektorstrukturen er vist i fig. 1.

Samtidig oppdager bakkebaserte teleskoper det generelle magnetfeltet på overflaten av solen. Dens gjennomsnittlige verdi er estimert til 1 G, men i individuelle fotosfæriske formasjoner, for eksempel i solflekker, kan magnetfeltet være størrelsesordener større. Siden plasma er en god leder av elektrisitet, samvirker solmagnetiske felt på en eller annen måte med solvinden på grunn av utseendet til ponderomotorisk kraft j ґ B. Denne kraften er liten i radiell retning, dvs. den har praktisk talt ingen effekt på fordelingen av den radielle komponenten av solvinden, men dens projeksjon i en retning vinkelrett på den radielle retningen fører til utseendet til en tangentiell hastighetskomponent i solvinden. Selv om denne komponenten er nesten to størrelsesordener mindre enn den radielle, spiller den en betydelig rolle i fjerningen av vinkelmomentum fra solen. Astrofysikere antyder at sistnevnte omstendighet kan spille en betydelig rolle i utviklingen av ikke bare solen, men også andre stjerner der en stjernevind har blitt oppdaget. Spesielt for å forklare den kraftige reduksjonen i vinkelhastigheten til stjerner i den sene spektralklassen, påberopes ofte hypotesen om at de overfører rotasjonsmomentum til planetene som er dannet rundt dem. Den betraktede mekanismen for tap av vinkelmomentum til solen ved utstrømning av plasma fra den i nærvær av et magnetfelt åpner muligheten for å revidere denne hypotesen.

Målinger av det gjennomsnittlige magnetfeltet ikke bare i området rundt jordens bane, men også ved store heliosentriske avstander (for eksempel på romfartøyene Voyager 1 og 2 og Pioneer 10 og 11) viste at i ekliptikkplanet, nesten sammenfallende med planet til solekvator, dens størrelse og retning er godt beskrevet av formlene

mottatt av Parker. I disse formlene, som beskriver den såkalte parkerske spiralen til Archimedes, er mengdene B r, B j - henholdsvis radielle og asimutale komponenter til den magnetiske induksjonsvektoren, W - vinkelhastigheten til solens rotasjon, V– radiell komponent av solvinden, indeks "0" refererer til punktet på solkoronaen der størrelsen på magnetfeltet er kjent.

Den europeiske romfartsorganisasjonens oppskyting av romfartøyet Ulysses i oktober 1990, hvis bane ble beregnet slik at den nå går i bane rundt solen i et plan vinkelrett på ekliptikkplanet, endret fullstendig ideen om at solvinden er sfærisk symmetrisk. I fig. Figur 2 viser fordelingene av radiell hastighet og tetthet av solvindprotoner målt på romfartøyet Ulysses som en funksjon av solbreddegrad.

Denne figuren viser en sterk breddegradsavhengighet av solvindparametere. Det viste seg at hastigheten til solvinden øker, og tettheten av protoner avtar med heliografisk breddegrad. Og hvis i ekliptikkplanet den radielle hastigheten i gjennomsnitt er ~450 km/sek, og protontettheten er ~15 cm–3, så er disse verdiene for eksempel ved 75° solbredde ~700 km/sek. ~5 cm–3, henholdsvis. Avhengigheten av solvindparametere av breddegrad er mindre uttalt i perioder med minimal solaktivitet.

Ikke-stasjonære prosesser i solvinden.

Modellen foreslått av Parker antar den sfæriske symmetrien til solvinden og uavhengigheten til dens parametere fra tid (stasjonaritet av fenomenet som vurderes). Imidlertid er prosessene som skjer på solen, generelt sett, ikke stasjonære, og derfor er ikke solvinden stasjonær. De karakteristiske tidspunktene for endringer i parametere har svært forskjellige skalaer. Spesielt er det endringer i solvindparametere knyttet til den 11-årige syklusen av solaktivitet. I fig. Figur 3 viser det gjennomsnittlige (over 300 dager) dynamiske trykket til solvinden målt ved bruk av romfartøyene IMP-8 og Voyager-2 (r V 2) i området av jordens bane (ved 1 AU) i ett 11 år solsyklus solaktivitet (øvre del av figuren). På bunnen av fig. Figur 3 viser endringen i antall solflekker i perioden fra 1978 til 1991 (maksimalt antall tilsvarer maksimal solaktivitet). Man kan se at parametrene til solvinden endrer seg betydelig over en karakteristisk tid på rundt 11 år. Samtidig viste målinger på romfartøyet Ulysses at slike endringer ikke bare skjer i ekliptikkplanet, men også på andre heliografiske breddegrader (ved polene er det dynamiske trykket til solvinden litt høyere enn ved ekvator).

Endringer i solvindparametere kan også forekomme på mye mindre tidsskalaer. For eksempel fører utbrudd på solen og forskjellige hastigheter av plasmautstrømning fra forskjellige regioner av solkoronaen til dannelsen av interplanetære sjokkbølger i det interplanetære rommet, som er preget av et kraftig hopp i hastighet, tetthet, trykk og temperatur. Mekanismen for deres dannelse er vist kvalitativt i fig. 4. Når en rask strøm av en hvilken som helst gass (for eksempel solplasma) fanger opp med en langsommere, oppstår et vilkårlig gap i parametrene til gassen ved kontaktpunktet, der lovene for bevaring av masse, momentum og energi er ikke fornøyd. En slik diskontinuitet kan ikke eksistere i naturen og brytes spesielt opp i to sjokkbølger (på dem fører lovene om bevaring av masse, momentum og energi til de såkalte Hugoniot-relasjonene) og en tangentiell diskontinuitet (de samme bevaringslovene fører til til det faktum at på den må trykket og normalhastighetskomponenten være kontinuerlig). I fig. 4 er denne prosessen vist i forenklet form av en sfærisk symmetrisk fakkel. Det skal bemerkes her at slike strukturer, bestående av en forovergående sjokkbølge, en tangentiell diskontinuitet og en andre sjokkbølge (omvendt sjokk), beveger seg fra solen på en slik måte at foroversjokket beveger seg med en hastighet som er større enn hastigheten til solvinden, det omvendte sjokket beveger seg fra Solen med en hastighet som er litt lavere enn hastigheten til solvinden, og hastigheten til den tangentielle diskontinuiteten er lik hastigheten til solvinden. Slike strukturer blir regelmessig registrert av instrumenter installert på romfartøy.

På endringer i solvindparametere med avstand fra solen.

Endringen i solvindhastighet med avstand fra sola bestemmes av to krefter: kraften til solens tyngdekraft og kraften forbundet med endringer i trykk (trykkgradient). Siden tyngdekraften avtar som kvadratet av avstanden fra solen, er dens innflytelse ubetydelig ved store heliosentriske avstander. Beregninger viser at allerede i jordens bane kan dens innflytelse, så vel som påvirkningen av trykkgradienten, neglisjeres. Følgelig kan hastigheten til solvinden anses som nesten konstant. Dessuten overskrider den lydhastigheten betydelig (hypersonisk flyt). Så fra den hydrodynamiske ligningen ovenfor for solkoronaen følger det at tettheten r avtar som 1/ r 2. De amerikanske romfartøyene Voyager 1 og 2, Pioneer 10 og 11, som ble lansert på midten av 1970-tallet og nå plassert i avstand fra solen til flere titalls astronomiske enheter, bekreftet disse ideene om parametrene til solvinden. De bekreftet også den teoretisk forutsagte Parker Archimedes-spiralen for det interplanetariske magnetfeltet. Temperaturen følger imidlertid ikke den adiabatiske avkjølingsloven ettersom solkoronaen utvider seg. På svært store avstander fra solen har solvinden til og med en tendens til å varmes opp. Slik oppvarming kan skyldes to årsaker: energispredning assosiert med plasmaturbulens og påvirkningen av nøytrale hydrogenatomer som trenger inn i solvinden fra det interstellare mediet som omgir solsystemet. Den andre grunnen fører også til en viss bremsing av solvinden ved store heliosentriske avstander, oppdaget på det ovennevnte romfartøyet.

Konklusjon.

Dermed er solvinden fysiske fenomen, som ikke bare er av rent akademisk interesse knyttet til studiet av prosesser i plasma lokalisert i de naturlige forholdene i det ytre rom, men også en faktor som må tas i betraktning når man studerer prosesser som skjer i nærheten av jorden, siden disse prosessene , i en eller annen grad påvirke livet vårt. Spesielt høyhastighets solvindstrømmer som strømmer rundt jordens magnetosfære påvirker strukturen, og ikke-stasjonære prosesser på solen (for eksempel fakler) kan føre til magnetiske stormer som forstyrrer radiokommunikasjon og påvirker velværet til været. sensitive mennesker. Siden solvinden har sin opprinnelse i solkoronaen, er dens egenskaper i området rundt jordens bane en god indikator for å studere viktige praktiske aktiviteter person med solar-terrestriske forbindelser. Dette er imidlertid et annet område Vitenskapelig forskning, som vi ikke kommer inn på i denne artikkelen.

Vladimir Baranov

Den kan brukes ikke bare som en fremdriftsenhet for romseilskip, men også som en energikilde. Den mest kjente bruken av solvinden i denne egenskapen ble først foreslått av Freeman Dyson, som foreslo at en høyt utviklet sivilisasjon kunne skape en kule rundt en stjerne som ville samle all energien den sendte ut. Basert på dette ble det også foreslått en annen metode for å søke etter utenomjordiske sivilisasjoner.

I mellomtiden foreslo et team av forskere ved University of Washington (Washington State University), ledet av Brooks Harrop, et mer praktisk konsept for bruk av solvindenergi - Dyson-Harrop-satellittene. De er ganske enkle kraftverk som høster elektroner fra solvinden. En lang metallstang som peker mot solen blir energisert for å generere et magnetfelt som vil tiltrekke seg elektroner. I den andre enden er en elektronfellemottaker bestående av et seil og en mottaker.

I følge Harrops beregninger vil en satellitt med en 300 meter stang, 1 cm tykk og en 10 meter felle i jordbane kunne "samle" opptil 1,7 MW. Dette er nok til å drive cirka 1000 private hjem. Den samme satellitten, men med en kilometer lang stang og et seil på 8400 kilometer, vil kunne "samle" 1 milliard milliarder gigawatt energi (10 27 W). Alt som gjenstår er å overføre denne energien til Jorden for å forlate alle andre typer av den.

Harrops team foreslår å overføre energi ved hjelp av en laserstråle. Imidlertid, hvis utformingen av selve satellitten er ganske enkel og ganske gjennomførbar på det nåværende teknologinivået, er det fortsatt teknisk umulig å lage en "laserkabel". Faktum er at for å effektivt kunne samle solvind, må Dyson-Harrop-satellitten ligge utenfor ekliptikkplanet, noe som betyr at den befinner seg millioner av kilometer fra jorden. På denne avstanden vil laserstrålen produsere en flekk som er tusenvis av kilometer i diameter. Et tilstrekkelig fokuseringssystem vil kreve et objektiv fra 10 til 100 meter i diameter. I tillegg kan mange farer fra mulige systemfeil ikke utelukkes. På den annen side kreves det energi også i selve verdensrommet, og små Dyson-Harrop-satellitter kan godt bli dens hovedkilde, og erstatte solcellepaneler og atomreaktorer.