Hva er solvind. solrik vind

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.

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 solenergi opprinnelse, eller med kortsiktige ikke-stasjonære prosesser på Solen (hovedsakelig 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

Atmosfæren til solen er 90 % hydrogen. Den delen som er lengst fra overflaten kalles solkoronaen, og er godt synlig under totale solformørkelser. Temperaturen på koronaen når 1,5-2 millioner K, og koronagassen er fullstendig ionisert. Ved denne plasmatemperaturen er den termiske hastigheten til protoner omtrent 100 km/s, og elektronens hastighet er flere tusen kilometer per sekund. For å overvinne solens tyngdekraft er en starthastighet på 618 km/s tilstrekkelig, den andre kosmiske hastigheten til solen. Derfor lekker plasma konstant fra solkoronaen ut i verdensrommet. Denne strømmen av protoner og elektroner kalles solvinden.

Etter å ha overvunnet solens tyngdekraft, flyr solvindpartikler langs rette baner. Hastigheten til hver partikkel endres nesten ikke med avstanden, men den kan være forskjellig. Denne hastigheten avhenger hovedsakelig av tilstanden soloverflate, fra "været" på solen. I gjennomsnitt er det lik v ≈ 470 km/s. Solvinden reiser avstanden til jorden på 3-4 dager. I dette tilfellet avtar tettheten av partikler i den i omvendt proporsjon med kvadratet på avstanden til solen. I en avstand lik radiusen til jordens bane, 1 cm 3 i gjennomsnitt er det 4 protoner og 4 elektroner.

Solvinden reduserer massen til stjernen vår - Solen - med 10 9 kg per sekund. Selv om dette tallet virker stort på jordisk skala, er det i virkeligheten lite: tapet av solmasse kan bare merkes over tider som er tusenvis av ganger større enn solens moderne tidsalder, som er omtrent 5 milliarder år.

Samspillet mellom solvinden og magnetfeltet er interessant og uvanlig. Det er kjent at ladede partikler vanligvis beveger seg i et magnetfelt H i en sirkel eller langs spirallinjer. Dette gjelder imidlertid bare når magnetfeltet er sterkt nok. Mer presist, for at ladede partikler skal bevege seg i en sirkel, er det nødvendig at energitettheten til magnetfeltet H 2 /8π er større enn den kinetiske energitettheten til det bevegelige plasmaet ρv 2 /2. I solvinden er situasjonen motsatt: magnetfeltet er svakt. Derfor beveger ladede partikler seg i rette linjer, og magnetfeltet er ikke konstant, det beveger seg sammen med strømmen av partikler, som om det ble ført bort av denne strømmen til periferien solsystemet. Retningen til magnetfeltet i hele det interplanetære rommet forblir den samme som den var på overflaten av solen i det øyeblikket solvindplasmaet dukket opp.

Når du reiser langs solens ekvator, endrer magnetfeltet vanligvis retning 4 ganger. Solen roterer: punkter på ekvator fullfører en omdreining i T = 27 dager. Derfor er det interplanetariske magnetfeltet rettet i spiraler (se figur), og hele mønsteret til denne figuren roterer etter rotasjonen av soloverflaten. Solens rotasjonsvinkel endres som φ = 2π/T. Avstanden fra solen øker med hastigheten til solvinden: r = vt. Derav ligningen til spiralene i fig. har formen: φ = 2πr/vT. I en avstand fra jordens bane (r = 1,5 10 11 m) er helningsvinkelen til magnetfeltet til radiusvektoren, som enkelt kan verifiseres, 50°. I gjennomsnitt måles denne vinkelen romskip, men ikke helt nær jorden. I nærheten av planetene er magnetfeltet strukturert annerledes (se Magnetosfæren).

Det er en konstant strøm av partikler som kastes ut fra solens øvre atmosfære. Vi ser bevis på solvinden rundt oss. Kraftige geomagnetiske stormer kan skade satellitter og elektriske systemer på jorden, og forårsake vakre nordlys. Det beste beviset på dette er kanskje de lange halene til kometer når de passerer nær Solen.

Støvpartikler fra en komet blir avledet av vinden og ført bort fra solen, og det er grunnen til at halene til kometer alltid er rettet bort fra stjernen vår.

Solvind: opprinnelse, egenskaper

Den kommer fra solens øvre atmosfære, kalt koronaen. I denne regionen er temperaturen mer enn 1 million Kelvin, og partiklene har en energiladning på mer enn 1 keV. Det er faktisk to typer solvind: sakte og rask. Denne forskjellen kan sees på kometer. Hvis du ser nøye på bildet av en komet, vil du se at de ofte har to haler. En av dem er rett og den andre er mer buet.

Solvindhastighet online nær Jorden, data for de siste 3 dagene

Rask solvind

Den beveger seg med en hastighet på 750 km/s, og astronomer tror den stammer fra koronale hull – områder der magnetfeltlinjer tar veien til overflaten av solen.

Langsom solvind

Den har en hastighet på rundt 400 km/s, og kommer fra ekvatorialbeltet til stjernen vår. Strålingen når jorden, avhengig av hastigheten, fra flere timer til 2-3 dager.

Den langsomme solvinden er bredere og tettere enn den raske solvinden, som skaper kometens store, lyse hale.

Hvis ikke for jordas magnetfelt, ville det ha ødelagt livet på planeten vår. Imidlertid beskytter magnetfeltet rundt planeten oss mot stråling. Formen og størrelsen på magnetfeltet bestemmes av vindens styrke og hastighet.