Reisetid for solvinden til jorden. Hva er solvind og hvordan oppstår den? Kan en person føle solvinden?

Kan nå verdier opp til 1,1 millioner grader Celsius. Derfor, med en slik temperatur, beveger partiklene seg veldig raskt. Solens tyngdekraft kan ikke holde dem – og de forlater stjernen.

Solens aktivitet varierer over en 11-års syklus. Samtidig endres antall solflekker, strålingsnivåer og massen av materiale som kastes ut i rommet. Og disse endringene påvirker egenskapene til solvinden - dens magnetfelt, hastighet, temperatur og tetthet. Derfor solfylt vind kan ha forskjellige egenskaper. De avhenger av hvor nøyaktig dens kilde var lokalisert på solen. Og de avhenger også av hvor raskt dette området roterte.

Hastigheten til solvinden er høyere enn bevegelseshastigheten til materialet i koronalhullene. Og når 800 kilometer i sekundet. Disse hullene vises ved solens poler og på dens lave breddegrader. De blir størst i størrelse i perioder hvor aktiviteten på solen er minimal. Temperaturer på materiale som bæres av solvinden kan nå 800 000 C.

I det koronale streamerbeltet som ligger rundt ekvator, beveger solvinden seg saktere - omtrent 300 km. per sekund. Det er fastslått at temperaturen på materie som beveger seg i den langsomme solvinden når 1,6 millioner C.

Solen og dens atmosfære er sammensatt av plasma og en blanding av positivt og negativt ladede partikler. De har ekstremt høye temperaturer. Derfor forlater materie hele tiden Solen, båret bort av solvinden.

Innvirkning på jorden

Når solvinden forlater solen, bærer den ladede partikler og magnetiske felt. Solvindpartikler som sendes ut i alle retninger påvirker hele tiden planeten vår. Denne prosessen gir interessante effekter.

Hvis materiale som bæres av solvinden når planetens overflate, vil det forårsake alvorlig skade på enhver form for liv som finnes på. Derfor fungerer jordens magnetfelt som et skjold, og omdirigerer baner solpartikler rundt planeten. Ladede partikler ser ut til å "flyte" utenfor den. Påvirkningen fra solvinden endrer jordas magnetfelt på en slik måte at det deformeres og strekkes på nattsiden av planeten vår.

Noen ganger skyter solen ut store volumer plasma kjent som koronale masseutkast (CME), eller solstormer. Dette skjer oftest i den aktive perioden av solsyklusen, kjent som solmaksimum. CME-er har en sterkere effekt enn standard solvind.

Noen kropper i solsystemet, som Jorden, er skjermet av et magnetfelt. Men mange av dem har ikke slik beskyttelse. Jordens satellitt har ingen beskyttelse for overflaten. Derfor opplever den maksimal eksponering for solvind. Merkur, den nærmeste planeten til solen, har et magnetfelt. Den beskytter planeten mot vanlige standardvinder, men den er ikke i stand til å motstå kraftigere fakler som CME-er.

Når høy- og lavhastighets solvinder samhandler med hverandre, skaper de tette områder kjent som roterende samvirkende områder (CIR). Det er disse områdene som forårsaker geomagnetiske stormer når de kolliderer med jordens atmosfære.

Solvinden og de ladede partiklene den bærer kan påvirke jordsatellitter og Global Positioning Systems (GPS). Kraftige utbrudd kan skade satellitter eller forårsake posisjonsfeil når du bruker GPS-signaler på titalls meter unna.

Solvinden når alle planeter i . NASAs New Horizons-oppdrag oppdaget det mens de reiste mellom og.

Studerer solvinden

Forskere har visst om eksistensen av solvind siden 1950-tallet. Men til tross for dens alvorlige innvirkning på jorden og astronauter, kjenner forskerne fortsatt ikke mange av dens egenskaper. Flere romoppdrag de siste tiårene har forsøkt å forklare dette mysteriet.

NASAs Ulysses-oppdrag ble skutt opp i verdensrommet 6. oktober 1990 og studerte solen på forskjellige breddegrader. Hun målte ulike egenskaper til solvinden i mer enn ti år.

Advanced Composition Explorer-oppdraget hadde en bane knyttet til et av de spesielle punktene som ligger mellom jorden og solen. Det er kjent som Lagrange-punktet. I denne regionen er gravitasjonskrefter fra sola og jorda like viktige. Og dette gjør at satellitten kan ha en stabil bane. Startet i 1997, ACE-eksperimentet studerer solvinden og gir målinger av den konstante fluksen av partikler i ekte skala tid.

NASAs STEREO-A og STEREO-B romfartøy studerer kantene på solen fra forskjellige vinkler for å se hvordan solvinden genereres. I følge NASA ga STEREO et "unikt og revolusjonerende syn på jord-sol-systemet."

Nye oppdrag

NASA planlegger å lansere et nytt oppdrag for å studere solen. Det gir forskerne håp om å lære enda mer om naturen til solen og solvinden. NASA Parker-solsonde planlegges lansert ( vellykket lansert 08/12/2018 – Navigator) sommeren 2018, vil fungere på en slik måte at den bokstavelig talt "berører solen". Etter flere års flukt i bane nær stjernen vår, vil sonden stupe ned i solkoronaen for første gang i historien. Dette vil bli gjort for å få en kombinasjon av fantastiske bilder og mål. Eksperimentet vil fremme vår forståelse av naturen til solkoronaen, og forbedre forståelsen av solvindens opprinnelse og utvikling.

Konstant radiell strømning av solplasma. kroner i interplanetarisk produksjon. Strømmen av energi som kommer fra dypet av solen varmer opp koronaplasmaet til 1,5-2 millioner K. DC. oppvarming balanseres ikke av energitap på grunn av stråling, siden tettheten til koronaen er lav. Overflødig energi betyr. grader er revet med av S. århundre. (=1027-1029 erg/s). Kronen er derfor ikke i en hydrostatisk posisjon. likevekt, utvider den seg kontinuerlig. I henhold til sammensetningen av S. århundre. skiller seg ikke fra koronaplasma (solplasma inneholder hovedsakelig protoner, elektroner, noen heliumkjerner, oksygen, silisium, svovel og jernioner). Ved bunnen av koronaen (10 tusen km fra solens fotosfære) har partikler en radiell hastighet i størrelsesorden hundrevis av m/s, i en avstand på flere. solenergi radier den når lydhastigheten i plasma (100 -150 km/s), nær jordens bane er hastigheten til protoner 300-750 km/s, og deres rom. konsentrasjon - fra flere. h-ts til flere titalls timer i 1 cm3. Ved hjelp av interplanetarisk rom. stasjoner ble det slått fast at opp til banen til Saturn tettheten flyt h-c S.v. avtar i henhold til loven (r0/r)2, der r er avstanden fra solen, r0 er startnivået. S.v. bærer med seg løkkene til solkraftledningene. mag. felt, som danner det interplanetariske magnetfeltet. felt. Kombinasjonen av radiell bevegelse h-c S. v. med solens rotasjon gir det disse linjene form som spiraler. Storskala struktur av mag. Feltene i nærheten av Solen har form av sektorer, der feltet er rettet fra Solen eller mot den. Størrelsen på hulrommet som er okkupert av S. v. er ikke nøyaktig kjent (radiusen er tilsynelatende ikke mindre enn 100 AU). Ved grensene til dette hulrommet er det en dynamikk blodtrykk må balanseres av trykket fra interstellar gass, galaktisk. mag. felt og galaktikk rom stråler. I nærheten av jorden, kollisjonen av strømmen av h-c S. v. med geomagnetisk feltet genererer en stasjonær sjokkbølge foran jordens magnetosfære (fra siden av solen, fig.).

Solvindens påvirkning på jordens magnetosfære: 1 - magnetiske feltlinjer. felt av solen; 2 - sjokkbølge; 3 - Jordens magnetosfære; 4 - magnetosfæregrense; 5 - Jordens bane; 6 - banen til solvinden. S.v. strømmer rundt magnetosfæren, og begrenser dens utstrekning i rommet. Endringer i solintensiteten forbundet med solutbrudd, fenomener. grunnleggende årsak til geomagnetiske forstyrrelser. felt og magnetosfære (magnetiske stormer). I løpet av et år taper solen fra nord. =2X10-14 deler av massen Msol. Det er naturlig å anta at en utstrømning av materie som ligner på S.E. også eksisterer i andre stjerner (). Den bør være spesielt intens i massive stjerner (med masse = flere titalls Msolns) og med høye overflatetemperaturer (= 30-50 tusen K) og i stjerner med utvidet atmosfære (røde kjemper), fordi i det første tilfellet partikler av en høyt utviklet stjernekorona har en tilstrekkelig høy energi til å overvinne tyngdekraften til stjernen, og i den andre er parabolenergien lav. hastighet (flukthastighet; (se ROMHASTIGHETER)). Midler. Massetap med stjernevind (= 10-6 Msol/år og mer) kan påvirke utviklingen av stjerner betydelig. På sin side lager stjernevinden varm gass i det interstellare mediet - kilder til røntgenstråler. stråling.

En kontinuerlig strøm av plasma av solopprinnelse som sprer seg omtrent radialt fra solen og fyller solsystemet til det heliosentriske. avstander R ~ 100 a. e. S. v. gassdynamisk dannes. utvidelse av solkoronaen (se Sol) inn i det interplanetære 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. L. Biermann på 1950-tallet. om analyse av krefter som virker på plasmahalene til kometer. I 1957 viste Yu. Parker (E. Parker), ved å analysere forholdene for likevekt av koronastoffet, at koronaen ikke kan være under hydrostatiske forhold. i 1959. Eksistenspost. utstrømningen av plasma fra solen ble påvist som et resultat av mange måneders målinger i Amerika. rom apparat 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. koronale hull. Langsomme strømmerS. V. er tilsynelatende assosiert med områdene av kronen, der det derfor er, Bord 1. - Gjennomsnittlige egenskaper for solvinden i jordens bane

Hastighet
Protonkonsentrasjon
Protontemperatur
Elektrontemperatur
Spenninger magnetfelt
Python-flukstetthet....	2,4*10 8 cm -2 *c -1
Kinetisk energiflukstetthet	0,3 erg*cm -2 *s -1

Bord 2.- Relativ kjemisk sammensetning av solvinden

	Relativt innhold

	Relativt innhold

I tillegg til det viktigste komponenter av solvann - protoner og elektroner, partikler ble også funnet i sammensetningen Målinger av ionisering. temperatur på ioner S. v. gjøre det mulig å bestemme elektrontemperaturen til solkoronaen.

I N. århundre. forskjeller observeres. typer bølger: Langmuir, whistlers, ion-akustiske, bølger i plasma). Noen av bølgene av Alfven-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 til plasma 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.

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 ikon 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 magnetosoniske bølger). Alfven og lyd Mach nummer C. V. 7. Ved flyt rundt nordsiden. hindringer som effektivt kan avlede den (magnetiske felt fra Merkur, Jorden, Jupiter, Saturn eller de ledende ionosfærene til Venus og, tilsynelatende, Mars), dannes en avgående buesjokkbølge. 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 et hulrom dannes bak kroppen, gradvis fylt med plasma C. V.

Den stasjonære prosessen med utstrømning av koronaplasma overlappes av ikke-stasjonære prosesser forbundet med fakler på solen. Ved sterke bluss frigjøres stoffer fra bunnen. korona-regioner inn i det interplanetære mediet. Magnetiske variasjoner).

Ris. 2. Utbredelse av en interplanetarisk sjokkbølge og utstøting fra en solflamme. Pilene indikerer bevegelsesretningen til solvindplasmaet,

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

Utvidelsen av solkoronaen er beskrevet av et system med massekonserveringsligninger, v k) på et kritisk punkt. 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. , der m er protonmassen, er den adiabatiske eksponenten, og er massen til solen. I fig. Figur 4 viser endringen i ekspansjonshastighet fra heliosentrisk.

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 elektronisk varmeledningsevnepp. V. er utilstrekkelige til å etablere den termiske balansen til koronaen. Elektronisk varmeledningsevne sikrer en langsom reduksjon i omgivelsestemperaturen. med avstand. solens lysstyrke.

S.v. bærer det koronale magnetfeltet med seg inn i det interplanetære mediet. felt. Kraftlinjene til dette feltet frosset inn i plasmaet danner et interplanetært magnetfelt. felt (MMP). Selv om IMF-intensiteten er lav og energitettheten er omtrent 1 % av den kinetiske tettheten. energi av solenergi, spiller den en viktig rolle i termodynamikk. V. 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 formen B R og asimutale magnetiske komponenter. felt endres annerledes med avstand nær ekliptikkplanet:

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

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, hastighet, temp-pa, partikkelkonsentrasjon osv.) også i jfr. endres naturlig i tverrsnittet av hver sektor, noe som er assosiert med eksistensen av en rask strøm av solvann innenfor sektoren. Grensene til sektorene er vanligvis plassert innenfor den langsomme flyten av det nordlige århundret. Oftest observeres 2 eller 4 sektorer som roterer med solen. Denne strukturen, dannet når S. trekkes ut. storskalamagn. koronafelt, kan observeres for flere. omdreininger av solen. Sektorstrukturen til IMF er en konsekvens av eksistensen av et strømark (CS) i det interplanetære mediet, som roterer sammen med solen. TS skaper en magnetisk bølge. felt - radielle komponenter av IMF har forskjellige tegn på forskjellige sider av kjøretøyet. Denne TC, spådd av H. Alfven, passerer gjennom de delene av solkoronaen som er assosiert med aktive områder på Solen, og skiller disse områdene fra de forskjellige. 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 i nærheten av ekliptikkplanet, befinner observatøren seg enten over eller under TS, på grunn av dette faller han inn i sektorer med forskjellige tegn på IMFs radielle komponent.

Nær solen i nord. det er langsgående og breddegradienter av hastigheten til kollisjonsfrie sjokkbølger (fig. 7). Først dannes det en sjokkbølge som forplanter seg fremover fra grensen til sektorene (direkte 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, pilede linjer indikerer magnetiske feltlinjer, stiplede linjer indikerer sektorgrenser (skjæringspunktet mellom tegneplanet og gjeldende ark).

Siden hastigheten til sjokkbølgen er mindre enn hastigheten til solenergien, fører plasmaet med seg den omvendte sjokkbølgen i retning bort fra solen. Sjokkbølger nær sektorgrenser 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. Interplanetært miljø). UtviderS. V. sammen med magneten frosset inn i den. feltet hindrer inntrengning av galaktiske partikler inn i solsystemet. rom stråler av lave energier og fører til kosmiske variasjoner. høyenergistråler. Et fenomen som ligner SV har blitt oppdaget i noen andre stjerner (se. Stjernevind).

Konsept solfylt vind ble introdusert i astronomi på slutten av 40-tallet av det 20. århundre, da den amerikanske astronomen S. Forbush, som målte intensiteten til kosmiske stråler, la merke til at den avtok betydelig med økende solaktivitet og synker ganske kraftig i løpet av .

Dette virket ganske merkelig. Man kan heller forvente det motsatte. Tross alt er solen selv en leverandør av kosmiske stråler. Derfor ser det ut til at jo høyere aktiviteten til dagslyset vårt er, desto flere partikler bør det sende ut i det omkringliggende rommet.

Det gjenstår å anta at økningen i solaktiviteten påvirker på en slik måte at den begynner å avlede kosmiske strålepartikler - å kaste dem bort.

Det var da antakelsen oppsto at synderne bak den mystiske effekten var strømmer av ladede partikler som rømte fra overflaten av solen og trengte inn i verdensrommet solsystemet. Denne særegne solvinden renser det interplanetariske mediet, og "sveiper" partikler av kosmiske stråler ut av det.

En slik hypotese ble også støttet av fenomener observert i. Som du vet, er komethaler alltid rettet bort fra solen. Opprinnelig var denne omstendigheten assosiert med lett trykk solstråler. Imidlertid ble det funnet at lett trykk alene ikke kan forårsake alle fenomenene som oppstår i kometer. Beregninger har vist at for dannelse og observert avbøyning av komethaler er virkningen av ikke bare fotoner, men også materiepartikler nødvendig.

Faktisk var det kjent før at solen sender ut strømmer av ladede partikler - blodlegemer. Det ble imidlertid antatt at slike strømmer var episodiske. Men komethaler er alltid rettet i motsatt retning av solen, og ikke bare i perioder med intensivering. Dette betyr at korpuskulær stråling som fyller rommet i solsystemet må eksistere konstant. Den intensiveres med økende solaktivitet, men eksisterer alltid.

Dermed blåser solvinden kontinuerlig rundt i solrommet. Hva består denne solvinden av, og under hvilke forhold oppstår den?

Det ytterste laget av solatmosfæren er "koronaen". Denne delen av atmosfæren i dagslyset vårt er uvanlig sjeldent. Men den såkalte "kinetiske temperaturen" til koronaen, bestemt av hastigheten på partikkelbevegelsen, er veldig høy. Den når en million grader. Derfor er koronalgass fullstendig ionisert og er en blanding av protoner, ioner av ulike grunnstoffer og frie elektroner.

Nylig ble det rapportert at solvinden inneholder heliumioner. Denne omstendigheten kaster lys over mekanismen som ladede partikler blir kastet ut fra overflaten av solen. Hvis solvinden bare bestod av elektroner og protoner, så kunne man likevel anta at den er dannet på grunn av rene termiske prosesser og er noe sånt som damp dannet over overflaten av kokende vann. Kjernene til heliumatomer er imidlertid fire ganger tyngre enn protoner og vil derfor neppe bli kastet ut gjennom fordampning. Mest sannsynlig er dannelsen av solvinden assosiert med handlingen magnetiske krefter. Når de flyr bort fra solen, ser det ut til at plasmaskyer tar med seg magnetfelt. Det er disse feltene som fungerer som den slags "sement" som "fester" sammen partikler med forskjellige masser og ladninger.

Observasjoner og beregninger utført av astronomer har vist at når vi beveger oss bort fra Solen, avtar tettheten til koronaen gradvis. Men det viser seg at i området rundt jordens bane er det fortsatt merkbart forskjellig fra null. Planeten vår ligger med andre ord inne i solatmosfæren.

Hvis koronaen er mer eller mindre stabil nær Solen, har den en tendens til å utvide seg ut i verdensrommet etter hvert som avstanden øker. Og jo lenger fra Solen, desto høyere hastighet er denne utvidelsen. Ifølge beregningene til den amerikanske astronomen E. Parker, allerede i en avstand på 10 millioner km, beveger koronalpartikler seg med hastigheter som overstiger hastigheten.

Dermed antyder konklusjonen seg selv at solkoronaen er solvinden som blåser gjennom rommet til planetsystemet vårt.

Disse teoretiske konklusjonene ble fullstendig bekreftet av målinger på romraketter og kunstige jordsatellitter. Det viste seg at solvinden alltid eksisterer nær jorden - den "blåser" med en hastighet på omtrent 400 km/sek.

Hvor langt blåser solvinden? Basert på teoretiske betraktninger viser det seg i det ene tilfellet at solvinden avtar allerede i området rundt banen, i det andre - at den fortsatt eksisterer i svært stor avstand utenfor banen til den siste planeten Pluto. Men dette er bare teoretisk ekstreme grenser for mulig utbredelse av solvinden. Bare observasjoner kan indikere den nøyaktige grensen.

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.

Folk får mer og mer oppmerksomhet interessante fakta om solvinden. Hva er dette fenomenet? På slutten av 1940-tallet konkluderte kunnskapsrike astrofysikere at solen samlet gassformige stoffer fra det interstellare verdensrommet. Av denne grunn ble teorien fremsatt om eksistensen av vind rettet mot solen. Etter en tid kunne forskere til og med bekrefte eksistensen av solvinden, men med en liten endring: vinden kommer fra solen i forskjellige retninger. La oss se på noen få interessante fakta om dette fenomenet:

1. Først av alt må du vite at definisjonen av "solvind" beskriver et astrofysisk fenomen, ikke et meteorologisk fenomen. Denne prosessen er en kontinuerlig stråling av plasma inn i det omkringliggende rommet. Gjennom denne vinden ser det ut til at solen fjerner overflødig energi som den inneholder.
2. Faktisk, i stedet for å akkumulere stoffer fra det omkringliggende ytre rom, kaster solen ut i forskjellige retninger stoffet den inneholder i et volum som tilsvarer en million tonn per periode, tilsvarende en omdreining av jorden rundt sin akse.
3. Hastigheten til partikler som beveger seg bort fra solen øker stadig, siden de presses av lignende materie, hvis temperatur er mye høyere. I tillegg slutter solens tiltrekningskraft gradvis å virke på plasmapartikler, som er komponenter i strømmene.

   3
   

4. På omtrent 20 000 km fra overflaten kan hastigheten til plasmapartikler tilsvare titusenvis av meter per sekund. Etter å ha tilbakelagt en avstand som tilsvarer flere diametre av solen, blir hastigheten til plasmapartiklene tusen ganger større. I nærheten av planeten vår blir denne hastigheten hundrevis av ganger høyere, og deres tetthet blir mye lavere enn atmosfærens.

   4
   

5. Strømmen inkluderer for det meste protoner og elektroner, men den inneholder også kjerner av helium og andre grunnstoffer.

   5
   

6. Temperaturen til plasmapartikler lokalisert helt i begynnelsen av strømmene solvind tilsvarer omtrent to millioner grader Kelvin. Når du beveger deg bort, øker temperaturen først til 20 millioner grader og først da begynner den å synke. Når vindstrømmene når planeten vår, avkjøles plasmapartiklene til omtrent 10 000 grader.
7. Når solutbrudd oppstår, tilsvarer temperaturen på plasmaet nær jorden 100 tusen grader.

   7
   

8. Vår planets magnetfelt beskytter oss godt mot denne strålingen. Strømmer av solvinder flyter bokstavelig talt rundt jordens atmosfære og sveiper videre inn i det omkringliggende rommet, og reduserer gradvis deres tetthet.
9. Fra tid til annen er intensiteten av passerende strømmer av plasmapartikler så høy at atmosfæren på planeten vår har problemer med å reflektere deres innvirkning. Naturligvis avtar solvindstrømmene, men først etter en tid.

   9
   

10. Når kraftige strømmer av solvinder interagerer intensivt med magnetfeltet på planeten vår, kan vi observere nordlys i polarområdene, og også registrere dannelsen av magnetiske stormer.

    10
    

11. Fordelingen av solvind kan ikke kalles enhetlig. Fordelingshastigheten kan nå sitt maksimum når vinden passerer over de såkalte koronalhullene. Den tregeste strømmen av bekker kan registreres over streamere. Strømmer med forskjellige strømningshastigheter krysser hverandre og med planeten vår.

    11
    

12. Vi har lært å få størst mulig informasjon om solvinden takket være spesialutviklet romfartøy. Listen over slike teknologiske enheter inkluderer den velkjente Ulysses-satellitten, takket være hvilken vår kunnskap om solvinden har endret seg betydelig. Kjemisk oppbygning og hastigheten på plasmastrømmer ble studert takket være en så bemerkelsesverdig enhet. I tillegg, ved hjelp av satellitten, var det mulig å bestemme nivået på magnetfeltet til planeten vår.
13. En annen ACE-satellitt ble skutt opp i bane tilbake i 1997 nær L1 Lagrange-punktet. Det er på dette tidspunktet at solen og jordens tyngdekraft er i balanse. Om bord på denne maskinen er det enheter som kontinuerlig overvåker strømmen av solvind slik at folk kan utforske informasjon om retningsbestemte plasmapartikler i sanntid, begrenset til territoriet til L1-sektoren.
14. Nylig forårsaket solvinden en geomagnetisk storm på jorden. Intense strømmer kom ut av koronaråpningen inn i solatmosfære. Slike hull kan dannes i armaturet selv i tilfeller der det er fullstendig fravær av aktive soner.
15. I dag har det dannet seg et koronalt hull på solen.. Strømmer av plasmapartikler med høy distribusjonstetthet nådde planeten i midten av juni, noe som forårsaket utviklingen av geomagnetiske stormer.