Güneş rüzgarının yüklü parçacıkları. Güneş rüzgarı nedir? Güneş rüzgarı: kökeni, özellikleri

V.B. Baranov, Moskova Devlet Üniversitesi onlara. M.V. Lomonosov

Makale, güneş koronasının (güneş rüzgarı) süpersonik genişlemesi sorununu inceliyor. Dört ana sorun analiz edilmektedir: 1) güneş koronasından plazma çıkışının nedenleri; 2) böyle bir çıkış homojendir; 3) Güneş'ten uzaklığa bağlı olarak güneş rüzgarı parametrelerindeki değişiklikler ve 4) güneş rüzgarının yıldızlararası ortama nasıl aktığı.

giriiş

Amerikalı fizikçi E. Parker'ın, "güneş rüzgarı" olarak adlandırılan ve birkaç yıl sonra Sovyet bilim adamı K. Gringaus'un grubu tarafından, üzerine kurulu aletler kullanılarak deneysel olarak doğrulanan fenomeni teorik olarak öngörmesinden bu yana neredeyse 40 yıl geçti. Luna uzay aracı. 2" ve "Luna-3". güneşli rüzgar Güneş'ten yüksek sesüstü hızla hareket eden, tamamen iyonize edilmiş hidrojen plazmasının, yani yaklaşık olarak aynı yoğunlukta (yarı tarafsızlık koşulu) elektron ve protonlardan oluşan bir gazın akışıdır. Dünya'nın yörüngesinde (Güneş'ten bir astronomik birim (AU), bu akışın VE hızı yaklaşık 400-500 km/s'dir, protonların (veya elektronların) konsantrasyonu ne = santimetreküp başına 10-20 parçacıktır ve bunların sıcaklık Te yaklaşık 100.000 K'ye eşittir (elektron sıcaklığı biraz daha yüksektir).

Gezegenler arası uzayda elektronlara ve protonlara ek olarak, alfa parçacıkları (yüzde birkaç düzeyinde), az miktarda daha ağır parçacıklar ve bir manyetik alan keşfedildi. ortalama değer indüksiyonunun Dünya'nın yörüngesindeki birkaç gama mertebesinde olduğu ortaya çıktı (1

= 10-5 G).

Güneş rüzgarının teorik tahminiyle ilgili küçük bir tarih

Teorik astrofiziğin çok uzun olmayan tarihi boyunca, tüm yıldız atmosferlerinin hidrostatik dengede olduğuna, yani yıldızın yerçekimi kuvvetinin, atmosferindeki basınç gradyanı ile ilişkili kuvvetle dengelendiği bir durumda olduğuna inanılıyordu. merkez yıldızlardan birim uzaklık r başına basınçtaki değişiklik). Matematiksel olarak bu denge olağan olarak ifade edilir. diferansiyel denklem

(1)

G yer çekimi sabiti, M* yıldızın kütlesi, p atmosferik gaz basıncı,

- kütle yoğunluğu. Atmosferdeki sıcaklık dağılımı T verilirse, denge denkleminden (1) ve ideal bir gaz için durum denkleminden

(2)

R'nin gaz sabiti olduğu durumlarda, barometrik formül adı verilen formül kolayca elde edilir; bu formül, sabit sıcaklıkta T şeklinde olacaktır.

(3)

Formül (3)'te p0 değeri, yıldız atmosferinin tabanındaki (r = r0'da) basıncı temsil eder. Bu formülden r için açıktır.

yani yıldızdan çok uzak mesafelerde p basıncı, p0 basıncının değerine bağlı olan sonlu bir sınıra yönelir.

Güneş atmosferinin de diğer yıldızların atmosferleri gibi hidrostatik denge durumunda olduğuna inanıldığından, durumu (1), (2), (3) formüllerine benzer formüllerle belirlendi. Sıcaklığın Güneş yüzeyinde yaklaşık 10.000 dereceden güneş koronasında 1.000.000 dereceye kadar keskin bir şekilde artması şeklindeki olağandışı ve hala tam olarak anlaşılamayan olguyu göz önünde bulundurarak, Chapman (örneğin bkz.) statik güneş korona teorisini geliştirdi. Güneş sistemini çevreleyen yıldızlararası ortama sorunsuz bir şekilde geçmesi gerekiyordu.

Ancak öncü çalışmasında Parker, statik bir güneş koronası için (3) gibi bir formülden elde edilen sonsuzdaki basıncın, tahmin edilen basınç değerinden neredeyse bir kat daha büyük olduğunun ortaya çıktığına dikkat çekti. gözlemlere dayalı yıldızlararası gaz için. Bu tutarsızlığı çözmek için Parker, güneş koronasının statik bir denge durumunda olmadığını, Güneş'i çevreleyen gezegenler arası ortama doğru sürekli olarak genişlediğini öne sürdü. Ayrıca denge denklemi (1) yerine formun hidrodinamik hareket denkleminin kullanılmasını önerdi.

(4)

burada Güneş ile ilişkili koordinat sisteminde V değeri plazmanın radyal hızını temsil eder. Altında

Güneş'in kütlesini ifade eder.

Belirli bir sıcaklık dağılımı T için, denklem (2) ve (4) sistemi, Şekil 2'de sunulan türde çözümlere sahiptir. 1. Bu şekilde a ses hızını, r* ise gaz hızının ses hızına eşit olduğu noktadan uzaklığı göstermektedir (V = a). Açıkçası, Şekil 2'deki yalnızca 1 ve 2 numaralı eğriler. Şekil 1'in Güneş'ten gaz çıkışı sorunu için fiziksel bir anlamı vardır, çünkü 3 ve 4 numaralı eğriler her noktada benzersiz olmayan hız değerlerine sahiptir ve 5 ve 6 numaralı eğriler de çok yüksek hızlara karşılık gelir. güneş atmosferi teleskoplarda gözlemlenmeyen bir olaydır. Parker, eğri 1'e karşılık gelen çözümün doğada gerçekleştiği koşulları analiz etti ve böyle bir çözümden elde edilen basıncı yıldızlararası ortamdaki basınçla eşleştirmek için en gerçekçi durumun, gazın bir ses altı akış (r'de< r*) к сверхзвуковому (при r >r*) ve böyle bir akışa güneş rüzgarı adı verildi. Ancak bu ifade, en çok şuna inanan Chamberlain'in çalışmasında tartışmalıydı: gerçek çözüm, her yerde ses altı "güneş meltemi"ni tanımlayan eğri 2'ye karşılık gelir. Aynı zamanda, Güneş'ten gelen süpersonik gaz akışlarını keşfeden uzay aracı üzerindeki ilk deneyler (örneğin bakınız), literatüre bakılırsa Chamberlain için yeterince güvenilir görünmüyordu.

Pirinç. 1. Yerçekiminin varlığında Güneş yüzeyinden gaz akışının V hızı için tek boyutlu gaz dinamiği denklemlerinin olası çözümleri. Eğri 1, güneş rüzgarına yönelik çözüme karşılık gelir. Burada a ses hızı, r Güneş'e olan uzaklık, r* gaz hızının ses hızına eşit olduğu mesafe ve Güneş'in yarıçapıdır.

Uzaydaki deneylerin tarihi, Parker'ın güneş rüzgarı hakkındaki fikirlerinin doğruluğunu parlak bir şekilde kanıtladı. Güneş rüzgarı teorisine ilişkin ayrıntılı materyal, örneğin monografide bulunabilir.

Güneş koronasından düzgün bir plazma çıkışı kavramları

Tek boyutlu gaz dinamiği denklemlerinden elde edilebilir bilinen sonuç: Kütle kuvvetlerinin yokluğunda, bir nokta kaynaktan küresel olarak simetrik gaz akışı her yerde ses altı veya ses üstü olabilir. Denklem (4)'te (sağ taraf) yerçekimi kuvvetinin varlığı, Şekil 1'deki eğri 1 gibi çözümlerin ortaya çıkmasına neden olur. 1, yani ses hızından bir geçişle. Tüm süpersonik jet motorlarının temeli olan Laval nozulundaki klasik akışa bir benzetme yapalım. Bu akış Şekil 2'de şematik olarak gösterilmektedir. 2.

Pirinç. 2. Laval nozülündeki akış şeması: 1 - içine düşük hızda çok sıcak havanın sağlandığı, alıcı adı verilen bir tank, 2 - ses altı gaz akışını hızlandırmak için kanalın geometrik sıkıştırma alanı, 3 - süpersonik akışı hızlandırmak için kanalın geometrik genişleme alanı.

Çok yüksek bir sıcaklığa kadar ısıtılan gaz, alıcı adı verilen tank 1'e çok düşük bir hızda beslenir (gazın iç enerjisi, kendisinden çok daha yüksektir). kinetik enerji yönlü hareket). Kanalın geometrik olarak sıkıştırılmasıyla gaz, 2. bölgede (ses altı akış) hızı ses hızına ulaşıncaya kadar hızlandırılır. Bunu daha da hızlandırmak için kanalı genişletmek gerekir (süpersonik akışın 3. bölgesi). Tüm akış bölgesinde, adyabatik (ısı kaynağı olmadan) soğuması nedeniyle gaz ivmesi meydana gelir (kaotik hareketin iç enerjisi, yönlendirilmiş hareketin enerjisine dönüşür).

Söz konusu güneş rüzgarı oluşumu probleminde, alıcının rolü güneş koronası tarafından oynanır ve Laval nozulunun duvarlarının rolü güneş çekiminin yerçekimi kuvvetidir. Parker'ın teorisine göre, ses hızındaki geçişin birkaç güneş yarıçapı uzaklıkta bir yerde gerçekleşmesi gerekir. Ancak teoride elde edilen çözümlerin analizi, Laval nozul teorisinde olduğu gibi güneş koronasının sıcaklığının, gazının süpersonik hızlara çıkması için yeterli olmadığını gösterdi. Ek bir enerji kaynağı olması gerekir. Böyle bir kaynağın şu anda, güneş rüzgarında her zaman mevcut olan (bazen plazma türbülansı olarak da adlandırılır), ortalama akışın üzerine bindirilen ve akışın kendisi artık adyabatik olmayan dalga hareketlerinin dağılımı olarak kabul edilmektedir. Bu tür süreçlerin niceliksel analizi hâlâ daha fazla araştırma gerektirmektedir.

İlginç bir şekilde, yer tabanlı teleskoplar Güneş yüzeyindeki manyetik alanları tespit ediyor. Manyetik indüksiyon B'nin ortalama değeri 1 G olarak tahmin edilmektedir, ancak güneş lekeleri gibi bireysel fotosferik oluşumlarda manyetik alan daha büyük mertebelerde olabilir. Plazma iyi bir elektrik iletkeni olduğundan, güneş manyetik alanlarının Güneş'ten gelen akışla etkileşime girmesi doğaldır. Bu durumda, tamamen gaz dinamiği teorisi, söz konusu olayın eksik bir tanımını sağlar. Etkilemek manyetik alan Güneş rüzgarının akışı ancak manyetik hidrodinamik adı verilen bir bilim çerçevesinde değerlendirilebilir. Bu tür değerlendirmeler hangi sonuçlara yol açıyor? Bu yöndeki öncü çalışmaya göre (ayrıca bakınız), manyetik alan, güneş rüzgarı plazmasında j elektrik akımlarının ortaya çıkmasına neden olur ve bu da güneş rüzgârı plazmasında yönlendirilen bir j x B havuz itici kuvvetinin ortaya çıkmasına neden olur. radyal yöne dik. Sonuç olarak, güneş rüzgarı teğetsel bir hız bileşeni elde eder. Bu bileşen radyal olandan neredeyse iki kat daha küçüktür, ancak Güneş'ten açısal momentumun uzaklaştırılmasında önemli bir rol oynar. Bu durumun sadece Güneş'in değil aynı zamanda "yıldız rüzgarı"nın keşfedildiği diğer yıldızların evriminde de önemli bir rol oynayabileceği varsayılmaktadır. Özellikle, geç spektral sınıftaki yıldızların açısal hızlarındaki keskin düşüşü açıklamak için, dönme momentumunun etraflarında oluşan gezegenlere aktarıldığı hipotezine sıklıkla başvurulur. Güneş'in açısal momentumunu, plazmanın dışarı akışı yoluyla kaybetmesine ilişkin düşünülen mekanizma, bu hipotezin revize edilmesi olasılığını ortaya çıkarmaktadır.

GÜNEŞLİ RÜZGAR- Güneş'ten yaklaşık olarak radyal olarak yayılan ve Güneş Sistemini güneş merkezliye kadar dolduran, güneş kaynaklı sürekli bir plazma akışı. mesafeler R ~ 100 a. e.S.v. Gaz dinamiği sırasında oluşur. Güneş koronasının genişlemesi (bkz. Güneş) gezegenlerarası uzaya. Güneş koronasında bulunan yüksek sıcaklıklarda (1,5*10 9 K), üstteki katmanların basıncı korona maddesinin gaz basıncını dengeleyemez ve korona genişler.

Postanın varlığının ilk kanıtı. Güneş'ten gelen plazma akışları 1950'lerde L. Biermann tarafından elde edildi. Kuyruklu yıldızların plazma kuyruklarına etki eden kuvvetlerin analizi üzerine. 1957 yılında korona maddesinin denge koşullarını analiz eden Yu.Parker (E.Parker), koronanın hidrostatik koşullarda olamayacağını gösterdi. Daha önce varsayıldığı gibi denge, ancak genişlemeli ve mevcut sınır koşulları altında bu genişleme, koronal maddenin süpersonik hızlara kadar hızlanmasına yol açmalıdır (aşağıya bakın). İlk kez Sovyet uzay aracında güneş kaynaklı bir plazma akışı kaydedildi. 1959'da uzay aracı "Luna-2". Varoluş yazısı. Amerika'da aylarca yapılan ölçümler sonucunda Güneş'ten plazma çıkışı kanıtlandı. uzay 1962'de Mariner 2 cihazı.

Evlenmek. S. v.'nin özellikleri tabloda verilmektedir. 1. S. akar. Yavaş - 300 km/s hıza sahip olanlar ve hızlı - 600-700 km/s hıza sahip olanlar olmak üzere iki sınıfa ayrılabilir. Hızlı akışlar, manyetik alanın yapısının olduğu güneş korona bölgelerinden gelir. alanlar radyale yakındır. Bu alanlardan bazıları koronal delikler. Kuzey yüzyılın yavaş akışları. Görünüşe göre tepenin bölgeleriyle bağlantılılar, dolayısıyla içinde teğetsel bir manyetik bileşen var. alanlar.

Masa 1.- Dünya yörüngesindeki güneş rüzgarının ortalama özellikleri

Hız
Proton konsantrasyonu
Proton sıcaklığı
Elektron sıcaklığı
Manyetik alan kuvveti
Python akı yoğunluğu....	2,410 8 cm -2 c -1
Kinetik enerji akısı yoğunluğu	0,3 ergcm -2 s -1

Masa 2.- Akraba kimyasal bileşim Güneş rüzgarı

	Göreli içerik

	Göreli içerik

Ana ek olarak Güneş suyunun bileşenleri protonlar ve elektronlardır; bileşiminde yüksek oranda iyonize parçacıklar da bulunur. oksijen, silikon, kükürt, demir iyonları (Şekil 1). Ay'da açığa çıkan folyolarda hapsolmuş gazlar analiz edilirken Ne ve Ar atomları bulundu. Evlenmek. göreceli kimya S. v. tabloda verilmektedir. 2. İyonizasyon. maddenin durumu S. v. rekombinasyon süresinin genişleme süresine göre kısa olduğu koronadaki seviyeye karşılık gelir İyonizasyon ölçümleri iyonların sıcaklığı S. v. Güneş koronasının elektron sıcaklığını belirlemeyi mümkün kılar.

N. yüzyılda. farklılıklar gözlenmektedir. dalga türleri: Langmuir, ıslık çalanlar, iyon-sonik, manyetosonik, Alfven, vb. (bkz. Plazmadaki dalgalar Alfvén tipi dalgaların bir kısmı Güneş'te üretiliyor, bir kısmı da gezegenler arası ortamda heyecanlanıyor. Dalgaların üretilmesi, parçacık dağılım fonksiyonunun Maxwellian fonksiyonundan sapmalarını ve manyetizma etkisiyle birlikte yumuşatır. plazmadaki alanlar S. v. sürekli bir ortam gibi davranır. Alfvén tipi dalgalar, güneş dalgalarının küçük bileşenlerinin hızlanmasında büyük rol oynar. ve proton dağılım fonksiyonunun oluşumunda. N. yüzyılda. Mıknatıslanmış plazmanın karakteristik özelliği olan temas ve dönme süreksizlikleri de gözlenir.

Pirinç. 1. Güneş rüzgarının kütle spektrumu. Yatay eksen boyunca bir parçacığın kütlesinin yüküne oranı, dikey eksen boyunca ise cihazın enerji penceresinde 10 saniye içinde kaydedilen parçacıkların sayısı yer alır. “+” işaretli sayılar iyonun yükünü gösterir.

N. akışı. eff sağlayan dalga türlerinin hızlarına göre süpersoniktir. enerjinin S. yüzyıla aktarımı. (Alfven, ses ve manyetosonik dalgalar). Alfven ve ses Mach sayısı C.V. Dünya'nın yörüngesinde 7. Kuzeydoğu etrafında akarken. onu etkili bir şekilde saptırabilecek engeller (Merkür, Dünya, Jüpiter, Satürn'ün manyetik alanları veya Venüs'ün ve görünüşe göre Mars'ın iletken iyonosferleri), giden bir yay şok dalgası oluşur. S.v. Şok dalgasının ön kısmı yavaşlar ve ısınır, bu da onun engelin etrafından akmasını sağlar. Aynı zamanda Kuzey yüzyılda. bir boşluk oluşur - manyetosfer (kendi başına veya indüklenmiş), şeklin şekli ve boyutları manyetik basınç dengesi tarafından belirlenir. Gezegenin alanları ve akan plazma akışının basıncı (bkz. Dünyanın manyetosferi, gezegenlerin manyetosferleri). S. v. ile etkileşim halinde. iletken olmayan bir cisimle (örneğin Ay) bir şok dalgası oluşmaz. Plazma akışı yüzey tarafından emilir ve vücudun arkasında yavaş yavaş plazmadan gelen plazma ile doldurulan bir boşluk oluşur.

Korona plazma çıkışının durağan süreci, aşağıdakilerle ilişkili durağan olmayan süreçlerle üst üste gelir: Güneş ışınları. Güçlü alevlenmeler sırasında maddeler aşağıdan salınır. korona bölgelerini gezegenlerarası ortama aktarır. Bu durumda, güneş sisteminin plazmasında yayılan, yavaş yavaş yavaşlayan bir şok dalgası da oluşur (Şekil 2). Bir şok dalgasının Dünya'ya ulaşması manyetosferin sıkışmasına neden olur ve bundan sonra genellikle manyetizmanın gelişimi başlar. fırtınalar (bkz. Manyetik varyasyonlar).

Pirinç. 2. Gezegenler arası bir şok dalgasının yayılması ve bir güneş patlamasından kaynaklanan püskürme. Oklar güneş rüzgarı plazmasının hareket yönünü gösterir, başlığı olmayan çizgiler manyetik alan çizgileridir.

Pirinç. 3. Korona genişleme denkleminin çözüm türleri. Hız ve mesafe, kritik hız vk ve kritik mesafe Rk'ye göre normalleştirilir. Çözüm 2, güneş rüzgarına karşılık gelir.

Güneş koronasının genişlemesi, kütlenin korunumu, açısal momentum ve enerji denklemlerinden oluşan bir denklem sistemi ile tanımlanır. Çeşitli ihtiyaçları karşılayan çözümler Mesafeye bağlı olarak hızdaki değişimin doğası Şekil 2'de gösterilmektedir. 3. Çözüm 1 ve 2, tepenin tabanındaki düşük hızlara karşılık gelir. Bu iki çözüm arasındaki seçim sonsuzdaki koşullar tarafından belirlenir. Çözüm 1, koronanın düşük genleşme oranlarına karşılık gelir ve sonsuzda büyük basınç değerleri verir, yani statik modelle aynı zorluklarla karşılaşır. kronlar Çözüm 2, genişleme hızının ses değerlerinin hızıyla geçişine karşılık gelir ( v'ye) bazı kritik konularda. R mesafesi ve ardından süpersonik hızda genişleme. Bu çözüm, sonsuzda yok denecek kadar küçük bir basınç değeri verir, bu da onu yıldızlararası ortamın düşük basıncıyla bağdaştırmayı mümkün kılar. Bu tür akışa Yu Parker tarafından S. adı verildi. Kritik Koronanın sıcaklığı belirli bir kritik değerin altındaysa bu nokta Güneş yüzeyinin üzerindedir. değerler m proton kütlesi, adyabatik üssü ve Güneş'in kütlesidir. İncirde. Şekil 4, güneş merkezliye göre genişleme oranındaki değişimi göstermektedir. mesafe izotermal sıcaklığa bağlıdır. izotropik korona. S. yüzyılın sonraki modelleri. Uzaklık, ortamın iki sıvılı yapısı (elektron ve proton gazları), termal iletkenlik, viskozite ve küresel olmayan durum ile koronal sıcaklıktaki değişiklikleri dikkate alın. genişlemenin doğası.

Pirinç. 4. Farklı koronal sıcaklık değerlerinde izotermal korona modeli için güneş rüzgar hızı profilleri.

S.v. temel sağlar Kromosfere ısı transferinden bu yana koronadan termal enerji çıkışı, el-magn. Korona radyasyonu ve elektron termal iletkenliği koronanın termal dengesini sağlamakta yetersizdir. Elektronik termal iletkenlik, ortam sıcaklığının yavaş bir şekilde azalmasını sağlar. mesafe ile. S.v. Güneş'in taşıdığı enerji akışı ~10 -7 olduğundan, bir bütün olarak Güneş'in enerjisinde gözle görülür bir rol oynamaz. parlaklık Güneş.

S.v. koronal manyetik alanı kendisiyle birlikte gezegenlerarası ortama taşır. alan. Bu alanın plazmada donmuş alan çizgileri gezegenler arası bir manyetik alan oluşturur. alan (MMP). IMF yoğunluğu düşük ve enerji yoğunluğu yaklaşık olmasına rağmen. Kinetik yoğunluğun %1'i Güneş enerjisinin enerjisi, güneş enerjisinin termodinamiğinde büyük rol oynar. ve S. v.'nin etkileşim dinamiklerinde. güneş sisteminin gövdeleri ve kuzeydeki akarsularla. onların arasında. S. yüzyılın genişlemesinin birleşimi. Güneş'in dönmesiyle mag gerçeğine yol açar. kuzey yüzyıla doğru donmuş kuvvet çizgileri Arşimed spiraline yakın bir şekle sahiptir (Şek. 5). Radyal BR ve azimut manyetik bileşenleri. alanlar ekliptik düzleme yakın mesafeye göre farklı şekilde değişir:

Ang nerede? Güneş'in dönüş hızı, Ve- merkezi havanın hızının radyal bileşeni, indeks 0 başlangıç seviyesine karşılık gelir. Dünyanın yörüngesine olan uzaklıkta, manyetik yönler arasındaki açı. alanlar ve R yaklaşık 45°. Büyük L manyetikte. alan neredeyse R'ye diktir.

Pirinç. 5. Gezegenlerarası manyetik alan çizgisinin şekli. - Güneş'in açısal dönüş hızı ve - plazma hızının radyal bileşeni, R - güneş merkezli mesafe.

S. v., Güneş'in farklı bölgeleri üzerinde ortaya çıkıyor. manyetik yönelim alanlar, farklı yönelimli permafrost ile akışlar oluşturur. Güneş sisteminin büyük ölçekli yapısının gözlenen ayrılması. farklı özelliklere sahip çift sayıda sektör için IMF'nin radyal bileşeninin yönü denir. gezegenlerarası sektör yapısı. S. v.'nin özellikleri (hız, sıcaklık-pa, parçacık konsantrasyonu, vb.) yine Çarşamba günü. Her bir sektörün kesitinde doğal olarak değişiklik olması, sektör içinde hızlı bir güneş enerjisi akışının varlığıyla ilişkilidir. Sektörlerin sınırları genellikle kuzeyin yavaş akışında yer almaktadır. Çoğu zaman Güneş'le birlikte dönen 2 veya 4 sektör gözlenir. S. çekildiğinde oluşan bu yapı. büyük ölçekli mag. Korona alanları birkaç kez gözlemlenebilir. Güneşin devrimleri. IMF'nin sektör yapısı, gezegenler arası ortamda Güneş ile birlikte dönen bir akım katmanının (CS) varlığının bir sonucudur. TS manyetik bir dalgalanma yaratır. alanlar - IMF'nin radyal bileşenleri, aracın farklı taraflarında farklı işaretlere sahiptir. H. Alfven'in öngördüğü bu TS, güneş koronasının Güneş'teki aktif bölgelerle ilişkili kısımlarından geçerek bu bölgeleri çeşitli bölgelerden ayırıyor. Güneş mıknatısının radyal bileşeninin işaretleri. alanlar. TS, yaklaşık olarak güneş ekvatorunun düzleminde bulunur ve kıvrımlı bir yapıya sahiptir. Güneş'in dönmesi, TC'nin kıvrımlarının bir spiral şeklinde bükülmesine yol açar (Şekil 6). Ekliptik düzlemin yakınında bulunan gözlemci, kendisini IMF radyal bileşeninin farklı işaretlerine sahip sektörlerde bulduğu için kendisini TS'nin üstünde veya altında bulur.

Kuzeyde Güneş'e yakın. Hızlı ve yavaş akışların hızlarındaki farklılıktan kaynaklanan boylamsal ve enlemsel hız gradyanları vardır. Güneş'ten uzaklaştıkça kuzeydeki akarsular arasındaki sınır daha dik hale gelir. oluşumuna yol açan radyal hız gradyanları ortaya çıkar çarpışmayan şok dalgaları(Şekil 7). İlk önce sektörlerin sınırından ileriye doğru yayılan bir şok dalgası (ileri şok dalgası) oluşur ve ardından Güneş'e doğru yayılan ters bir şok dalgası oluşur.

Pirinç. 6. Heliosferik akım katmanının şekli. Ekliptik düzlemle kesişmesi (güneş ekvatoruna ~ 7° açıyla eğimli), gezegenler arası manyetik alanın gözlemlenen sektör yapısını verir..

Pirinç. 7. Gezegenlerarası manyetik alan sektörünün yapısı. Kısa oklar, güneş rüzgarı plazma akışının yönünü, oklu çizgiler - manyetik alan çizgileri, kesikli noktalı çizgiler - sektör sınırlarını (çizim düzleminin mevcut katmanla kesişimi) gösterir..

Şok dalgasının hızı güneş enerjisinin hızından daha az olduğundan plazma ters şok dalgasını Güneş'ten uzağa doğru sürükler. Sektör sınırlarına yakın şok dalgaları ~1 AU mesafelerde oluşur. e. ve birkaç mesafeye kadar takip edilebilir. A. e.Bu şok dalgalarının yanı sıra güneş patlamalarından ve gezegen çevresindeki şok dalgalarından kaynaklanan gezegenler arası şok dalgaları parçacıkları hızlandırır ve dolayısıyla enerjik parçacıkların kaynağıdır.

S.v. ~100 AU mesafelere kadar uzanır. örneğin yıldızlararası ortamın basıncının dinamiği dengelediği yer. tansiyon S. v. tarafından süpürülen boşluk. yıldızlararası ortamda heliosferi oluşturur (bkz. Gezegenlerarası çevre) Genişleyen S. v. içinde donmuş mıknatısla birlikte. alan galaktik parçacıkların Güneş Sistemine nüfuz etmesini engeller. uzay Düşük enerjili ışınlar kozmik değişikliklere yol açar. yüksek enerjili ışınlar. S.V.'ye benzer bir olgu diğer bazı yıldızlarda da keşfedilmiştir (bkz. Yıldız rüzgarı).

Aydınlatılmış.: Parker E. N., Gezegenlerarası ortamda dinamik süreçler, çev. İngilizce'den, M., 1965; Brandt J., Solar Wind, çev. İngilizce'den, M., 1973; Hundhausen A., Corona Genişlemesi ve Güneş Rüzgarı, çev. İngilizceden, M., 1976. OL Weisberg.

güneşli rüzgar

- Güneş'ten yaklaşık olarak radyal olarak yayılan ve Güneş Sistemini güneş merkezliye kadar dolduran, güneş kaynaklı sürekli bir plazma akışı. mesafeler ~100 AU S.v. Gaz dinamiği sırasında oluşur. gezegenlerarası uzaya doğru genişleme. Güneş koronasında (K) bulunan yüksek sıcaklıklarda, üstteki katmanların basıncı korona maddesinin gaz basıncını dengeleyemez ve korona genişler.

Güneş'ten sürekli bir plazma akışının varlığına dair ilk kanıt, 1950'lerde L. Biermann (Almanya) tarafından elde edildi. Kuyruklu yıldızların plazma kuyruklarına etki eden kuvvetlerin analizi üzerine. 1957 yılında korona maddesinin denge koşullarını analiz eden Yu.Parker (ABD), koronanın hidrostatik koşullarda olamayacağını gösterdi. Denge, daha önce varsayıldığı gibi genişlemeli ve mevcut sınır koşulları altında bu genişleme, koronal maddenin süpersonik hızlara kadar hızlanmasına yol açmalıdır.

S.v.'nin ortalama özellikleri tabloda verilmektedir. 1. İlk kez, ikinci Sovyet uzay aracında güneş kaynaklı bir plazma akışı kaydedildi. 1959'da "Luna-2" roketi. Amerika'da aylarca yapılan ölçümler sonucunda Güneş'ten sürekli bir plazma çıkışının varlığı kanıtlandı. 1962'de AMS Mariner 2

Tablo 1. Dünya yörüngesindeki güneş rüzgarının ortalama özellikleri

Hız	400 km/s
Proton Yoğunluğu	6 cm -3
Proton sıcaklığı	İLE
Elektron sıcaklığı	İLE
Manyetik alan kuvveti	e
Proton akı yoğunluğu	cm -2 sn -1
Kinetik enerji akısı yoğunluğu	0,3 ergsm -2 sn -1

Streams N.v. Yavaş - km/s hızla ve hızlı - 600-700 km/s hızla olmak üzere iki sınıfa ayrılabilir. Hızlı akışlar, manyetik alanın radyale yakın olduğu korona bölgelerinden gelir. Bu alanlardan bazıları . Yavaş akıntılar görünüşe göre tacın anlamı olan alanlarıyla ilişkilidir. teğet bileşen mag. alanlar.

S.v.'nin ana bileşenlerine ek olarak. - protonlar ve elektronlar - parçacıklar, yüksek derecede iyonize oksijen, silikon, kükürt ve demir iyonları da bileşiminde bulundu (Şekil 1). Ay'da açığa çıkan folyolarda hapsolmuş gazlar analiz edilirken Ne ve Ar atomları bulundu. Ortalama kimya. S.v.'nin bileşimi tabloda verilmektedir. 2.

Tablo 2. Güneş rüzgârının bağıl kimyasal bileşimi

Öğe	Akraba içerik
H	0,96
3 O
4 O	0,04
Ö
Hayır
Si
Ar
Fe

İyonlaşma maddenin durumu S.v. rekombinasyon süresinin genişleme süresine kıyasla küçüldüğü koronadaki seviyeye karşılık gelir; mesafe üzerinde. İyonizasyon ölçümleri iyon sıcaklıkları S.v. Güneş koronasının elektron sıcaklığını belirlemeyi mümkün kılar.

S.v. koronal manyetik alanı kendisiyle birlikte gezegenlerarası ortama taşır. alan. Bu alanın plazmada donmuş alan çizgileri gezegenler arası bir manyetik alan oluşturur. alan (MMP). IMF yoğunluğu düşük ve enerji yoğunluğu yaklaşık olmasına rağmen. kinetik değerinin %1'i Güneş enerjisinin enerjisi, güneş enerjisinin termodinamiğinde büyük rol oynar. ve S.v. arasındaki etkileşimlerin dinamiklerinde. Güneş Sisteminin gövdeleri ve Kuzeyin akıntılarıyla. onların arasında. Genişletme kombinasyonu S.v. Güneş'in dönmesiyle mag gerçeğine yol açar. S.V.'de donmuş güç lyoniumları Arşimet'in spirallerine yakın bir şekle sahiptir (Şekil 2). Mag'in radyal ve azimut bileşeni. ekliptik düzlemine yakın alanlar mesafeye göre değişir:
,
Nerede R- güneş merkezli mesafe, - Güneş'in açısal dönüş hızı, sen R- radyal hız bileşeni S.v., indeks “0” başlangıç seviyesine karşılık gelir. Dünyanın yörüngesine olan uzaklıkta, manyetik yönler arasındaki açı. Güneş merkezli, büyük güneş merkezli alanlar ve yön. IMF mesafeleri Güneş yönüne neredeyse diktir.

S.v., Güneş'in farklı manyetik yönelimlere sahip bölgeleri üzerinde ortaya çıkıyor. alanlar, farklı yönelimli permafrosttaki akışları oluşturur - buna sözde. gezegenlerarası manyetik alan.

N.v.'de Çeşitli dalga türleri gözlenir: Langmuir, ıslık çalanlar, iyon-sonik, manyetosonik vb. (bkz.). Dalgaların bir kısmı Güneş'te üretilir, bir kısmı da gezegenler arası ortamda uyarılır. Dalgaların üretilmesi, parçacık dağılım fonksiyonunun Maxwellian fonksiyonundan sapmalarını yumuşatır ve S.V. sürekli bir ortam gibi davranır. Alfvén tipi dalgalar, S.V.'nin küçük bileşenlerinin hızlanmasında büyük rol oynar. ve proton dağılım fonksiyonunun oluşumunda. N.v.'de Mıknatıslanmış plazmanın özelliği olan temas ve dönme süreksizlikleri de gözlenir.

Akış N.w. yavl. Enerjinin S.V'ye etkili bir şekilde aktarılmasını sağlayan bu tür dalgaların hızına göre süpersonik. (Alfvén, ses ve manyetosonik dalgalar), Alfvén ve ses Mach sayıları S.v. Dünya yörüngesinde. S.V.'yi düzeltirken. S.v.'yi etkili bir şekilde saptırabilecek engeller. (Merkür, Dünya, Jüpiter, Staurn'un manyetik alanları veya Venüs'ün iletken iyonosferleri ve görünüşe göre Mars), bir yay şok dalgası oluşur. S.v. Şok dalgasının ön kısmı yavaşlar ve ısınır, bu da onun engelin etrafından akmasını sağlar. Aynı zamanda N.v. bir boşluk oluşur - manyetosfer (kendi başına veya indüklenmiş), yapının şekli ve boyutu manyetik basınç dengesi ile belirlenir. Gezegenin alanları ve akan plazma akışının basıncı (bkz.). Şok dalgası ile aerodinamik engel arasındaki ısıtılmış plazma tabakasına denir. geçiş bölgesi. Şok dalgasının önündeki iyonların sıcaklıkları 10-20 kat, elektronların sıcaklığı ise 1,5-2 kat artabilir. Şok dalgası fenomeni. akışın termalizasyonu kolektif plazma işlemleriyle sağlanır. Şok dalgası cephesinin kalınlığı ~100 km'dir ve karşıdan gelen akış ile önden yansıyan iyon akışının bir kısmının etkileşimi sırasındaki büyüme oranı (manyetosonik ve/veya alt hibrit) tarafından belirlenir. S.v. iletken olmayan bir cisimle (Ay) bir şok dalgası ortaya çıkmaz: plazma akışı yüzey tarafından emilir ve vücudun arkasında yavaş yavaş plazma ile doldurulan bir SW oluşur. boşluk.

Korona plazma çıkışının durağan süreci, ilişkili durağan olmayan süreçlerle üst üste gelir. Güçlü güneş patlamaları sırasında, koronanın alt bölgelerinden gezegenler arası ortama madde fırlatılır. Bu durumda bir şok dalgası da oluşur (Şekil 3), SW'nin plazması boyunca hareket ederken kenarlar yavaş yavaş yavaşlar. Bir şok dalgasının Dünya'ya ulaşması manyetosferin sıkışmasına yol açar ve bundan sonra genellikle manyetizmanın gelişimi başlar. fırtınalar

Güneş koronasının genişlemesini açıklayan denklem, kütle ve açısal momentumun korunumu denklemleri sisteminden elde edilebilir. Hızdaki değişimin mesafeyle farklı doğasını tanımlayan bu denklemin çözümleri Şekil 1'de gösterilmektedir. 4. Çözüm 1 ve 2, tepenin tabanındaki düşük hızlara karşılık gelir. Bu iki çözüm arasındaki seçim sonsuzdaki koşullar tarafından belirlenir. Çözüm 1, koronanın düşük genleşme oranlarına karşılık gelir (J. Chamberlain, ABD'ye göre “güneş esintisi”) ve sonsuzda büyük basınç değerleri verir, yani. Statik modelle aynı zorluklarla karşılaşır. kronlar Çözüm 2, genişleme hızının ses hızına geçişine karşılık gelir ( vK) belirli bir rom kritik üzerinde. mesafe RK ve ardından süpersonik hızda genişleme. Bu çözüm, sonsuzda yok denecek kadar küçük bir basınç değeri verir, bu da onu yıldızlararası ortamın düşük basıncıyla bağdaştırmayı mümkün kılar. Parker bu tür akımlara güneş rüzgarı adını verdi. Kritik Koronanın sıcaklığı belirli bir kritik değerin altındaysa bu nokta Güneş yüzeyinin üzerindedir. değerler, nerede M- proton kütlesi, - adyabatik indeks. İncirde. Şekil 5, güneş merkezliye göre genişleme oranındaki değişimi göstermektedir. mesafe izotermal sıcaklığa bağlıdır. izotropik korona. S.v.'nin sonraki modelleri. Uzaklığa bağlı olarak koronal sıcaklıktaki değişiklikleri, ortamın iki sıvılı yapısını (elektron ve proton gazları), termal iletkenliği, viskoziteyi ve genleşmenin küresel olmayan doğasını hesaba katın. Maddeye yaklaşım S.v. Sürekli bir ortamın nasıl oluşturulacağı, IMF'nin varlığı ve çeşitli istikrarsızlık türlerinin neden olduğu SW plazma etkileşiminin kolektif doğası ile haklı çıkar. S.v. temel sağlar koronadan termal enerjinin çıkışı, çünkü kromosfere ısı transferi, elektromıknatıs. yüksek oranda iyonize korona maddesinden gelen radyasyon ve güneş enerjisinin elektronik termal iletkenliği. termal oluşturmak için yetersiz tacın dengesi. Elektronik termal iletkenlik, ortam sıcaklığının yavaş bir şekilde azalmasını sağlar. mesafe ile. S.v. bir bütün olarak Güneş'in enerjisinde gözle görülür bir rol oynamaz çünkü onun tarafından taşınan enerji akışı ~ 10 -8

1957'de Chicago Üniversitesi profesörü E. Parker, "güneş rüzgarı" adı verilen olguyu teorik olarak öngördü. Bu tahminin, K.I. Gringauz'un grubu tarafından Sovyet Luna-2 ve Luna-3 uzay aracına yerleştirilen aletler kullanılarak deneysel olarak doğrulanması iki yıl sürdü. Bu fenomen nedir?

Güneş rüzgarı, Güneş'ten uzaklaşan, yaklaşık olarak eşit elektron ve proton yoğunluğuna (yarı tarafsızlık koşulu) bağlı olarak genellikle tamamen iyonize hidrojen plazması olarak adlandırılan, tamamen iyonize edilmiş bir hidrojen gazı akışıdır. Dünyanın yörünge bölgesinde (bir astronomik birim veya Güneş'ten 1 AU uzakta), hızı T E » 100.000 K proton sıcaklığında ve biraz daha yüksek elektron sıcaklığında ortalama VE » 400-500 km/sn değerine ulaşır ( Burada ve bundan sonra “E” indeksi Dünya'nın yörüngesini ifade etmektedir). Bu tür sıcaklıklarda hız, ses hızından 1 AU kadar önemli ölçüde daha yüksektir, yani. Dünyanın yörüngesindeki güneş rüzgarının akışı süpersoniktir (veya hipersoniktir). Protonların (veya elektronların) ölçülen konsantrasyonu oldukça küçüktür ve santimetreküp başına 10-20 parçacık tutarındadır. Protonlara ve elektronlara ek olarak, gezegenler arası uzayda alfa parçacıkları (proton konsantrasyonunun yüzde birkaçı civarında), az miktarda daha ağır parçacıklar ve ayrıca gezegenler arası bir manyetik alan keşfedildi ve ortalama indüksiyon değeri ortaya çıktı. Dünya'nın yörüngesinde birkaç gama mertebesinde olmalıdır (1g = 10 –5 gauss).

Statik güneş koronası fikrinin çöküşü.

Uzun bir süre boyunca tüm yıldız atmosferlerinin hidrostatik denge durumunda olduğuna inanılıyordu. belirli bir yıldızın yerçekimsel çekim kuvvetinin, basınç gradyanı (yıldızın atmosferindeki belirli bir mesafedeki basınçtaki değişiklik) ile ilişkili kuvvetle dengelendiği bir durumda R yıldızın merkezinden. Matematiksel olarak bu denge sıradan bir diferansiyel denklem olarak ifade edilir:

Nerede G- yerçekimi sabiti, M* – yıldızın kütlesi, P ve r – belli bir mesafedeki basınç ve kütle yoğunluğu R yıldızdan. İdeal bir gaz için kütle yoğunluğunun hal denkleminden ifade edilmesi

R= r RT

basınç ve sıcaklık yoluyla ve elde edilen denklemin entegrasyonu ile barometrik formül olarak adlandırılan formülü elde ederiz ( R– gaz sabiti), sabit sıcaklık durumunda T benziyor

Nerede P 0 – yıldızın atmosferinin tabanındaki basıncı temsil eder ( R = R 0). Parker'ın çalışmasından önce, diğer yıldızların atmosferleri gibi güneş atmosferinin de hidrostatik denge durumunda olduğuna inanılıyordu ve durumu benzer formüllerle belirleniyordu. Güneş yüzeyindeki sıcaklığın yaklaşık 10.000 K'den güneş koronasında 1.000.000 K'ye keskin bir şekilde yükselmesi şeklindeki olağandışı ve henüz tam olarak anlaşılmayan fenomeni dikkate alan S. Chapman, statik güneş korona teorisini geliştirdi. Güneş sistemini çevreleyen yerel yıldızlararası ortama sorunsuz bir şekilde geçiş yapmak. Bunu, S. Chapman'ın fikirlerine göre, Güneş etrafında devrim yapan Dünya'nın statik bir güneş koronasına daldırıldığı takip etti. Bu bakış açısı astrofizikçiler tarafından uzun süredir paylaşılıyor.

Parker zaten yerleşik olan bu fikirlere bir darbe indirdi. Sonsuzdaki basıncın ( R Barometrik formülden elde edilen ® Ґ), yerel yıldızlararası ortam için o dönemde kabul edilen basınçtan neredeyse 10 kat daha büyüktür. Bu tutarsızlığı ortadan kaldırmak için E. Parker, güneş koronasının hidrostatik dengede olamayacağını, ancak Güneş'i çevreleyen gezegenler arası ortama sürekli olarak genişlemesi gerektiğini, yani. radyal hız V Güneş koronası sıfır değil. Dahası, hidrostatik denge denklemi yerine formun hidrodinamik hareket denklemini kullanmayı önerdi; M E Güneş'in kütlesidir.

Belirli bir sıcaklık dağılımı için T, Güneş'ten uzaklığın bir fonksiyonu olarak, bu denklemi basınç için barometrik formülü ve formdaki kütlenin korunumu denklemini kullanarak çözme

Güneş rüzgarı olarak yorumlanabilir ve tam olarak bu çözümün yardımıyla ses altı akıştan geçişle ( R r *) süpersonikten (at R > R*) basınç ayarlanabilir R Yerel yıldızlararası ortamda basınç vardır ve bu nedenle doğada gerçekleştirilen, güneş rüzgarı adı verilen bu çözümdür.

Gezegenlerarası uzaya giren ilk uzay aracında gerçekleştirilen gezegenlerarası plazma parametrelerinin ilk doğrudan ölçümleri, Parker'ın süpersonik güneş rüzgarının varlığına ilişkin fikrinin doğruluğunu doğruladı ve bunun zaten Dünya'nın yörüngesi bölgesinde olduğu ortaya çıktı. Güneş rüzgarının hızı ses hızını çok aşıyor. O zamandan beri, Chapman'ın güneş atmosferinin hidrostatik dengesine ilişkin fikrinin hatalı olduğuna ve güneş koronasının süpersonik hızla gezegenler arası uzaya doğru sürekli olarak genişlediğine şüphe yoktu. Bir süre sonra astronomik gözlemler, diğer birçok yıldızın güneş rüzgarına benzer "yıldız rüzgarlarına" sahip olduğunu gösterdi.

Güneş rüzgarının teorik olarak küresel simetrik hidrodinamik modele dayalı olarak tahmin edilmesine rağmen, olayın kendisinin çok daha karmaşık olduğu ortaya çıktı.

Güneş rüzgarı hareketinin gerçek modeli nedir? Uzun bir süre boyunca güneş rüzgarının küresel olarak simetrik olduğu düşünülüyordu. Güneşin enlem ve boylamından bağımsızdır. Çünkü uzay aracı Ulysses uzay aracının fırlatıldığı 1990 yılına kadar uçuşların çoğu ekliptik düzlemdeydi ve bu tür uzay aracında yapılan ölçümler, güneş rüzgarı parametrelerinin yalnızca bu düzlemdeki dağılımlarını veriyordu. Kuyruklu yıldız kuyruklarının sapmasına ilişkin gözlemlere dayalı hesaplamalar, güneş rüzgarı parametrelerinin güneş enleminden yaklaşık olarak bağımsız olduğunu gösterdi; ancak kuyruklu yıldız gözlemlerine dayanan bu sonuç, bu gözlemlerin yorumlanmasındaki zorluklar nedeniyle yeterince güvenilir değildi. Güneş rüzgarı parametrelerinin uzunlamasına bağımlılığı, uzay aracına monte edilen aletlerle ölçülse de, yine de önemsizdi ve güneş kaynaklı gezegenler arası manyetik alanla ya da Güneş üzerindeki kısa vadeli durağan olmayan süreçlerle (esas olarak güneş patlamalarıyla) ilişkiliydi. .

Ekliptik düzlemdeki plazma ve manyetik alan parametrelerinin ölçümleri, güneş rüzgarının farklı parametrelerine ve manyetik alanın farklı yönlerine sahip sektör yapılarının gezegenler arası uzayda var olabileceğini göstermiştir. Bu tür yapılar Güneş ile birlikte dönüyor ve bunların güneş atmosferindeki benzer bir yapının sonucu olduklarını, dolayısıyla parametreleri güneş boylamına bağlı olduğunu açıkça gösteriyor. Niteliksel dört sektörlü yapı Şekil 2'de gösterilmektedir. 1.

Aynı zamanda yer tabanlı teleskoplar Güneş yüzeyindeki genel manyetik alanı tespit eder. Ortalama değerinin 1 G olduğu tahmin edilmektedir, ancak bireysel fotosferik oluşumlarda, örneğin güneş lekelerinde, manyetik alan daha büyük mertebelerde olabilir. Plazma iyi bir elektrik iletkeni olduğundan, güneş manyetik alanları, havuz hareket kuvvetinin ortaya çıkması nedeniyle bir şekilde güneş rüzgârıyla etkileşime girer. J ґ B. Bu kuvvet radyal yönde küçüktür, yani. güneş rüzgarının radyal bileşeninin dağılımı üzerinde neredeyse hiçbir etkisi yoktur, ancak radyal yöne dik bir yöne yansıması, güneş rüzgarında teğetsel bir hız bileşeninin ortaya çıkmasına neden olur. Bu bileşen radyal olandan neredeyse iki kat daha küçük olmasına rağmen, Güneş'ten açısal momentumun uzaklaştırılmasında önemli bir rol oynar. Astrofizikçiler, ikinci durumun yalnızca Güneş'in değil, aynı zamanda yıldız rüzgarının tespit edildiği diğer yıldızların evriminde de önemli bir rol oynayabileceğini öne sürüyor. Özellikle, geç spektral sınıftaki yıldızların açısal hızlarındaki keskin düşüşü açıklamak için, dönme momentumunu etraflarında oluşan gezegenlere aktardıkları hipotezine sıklıkla başvurulur. Manyetik alanın varlığında plazmanın dışarı akışı nedeniyle Güneş'in açısal momentumunu kaybetmesine ilişkin düşünülen mekanizma, bu hipotezin revize edilmesi olasılığını ortaya çıkarmaktadır.

Ortalama manyetik alanın yalnızca Dünya'nın yörüngesi bölgesinde değil, aynı zamanda büyük güneş merkezli mesafelerde (örneğin, Voyager 1 ve 2 ve Pioneer 10 ve 11 uzay aracında) ölçümleri, ekliptik düzlemde neredeyse çakıştığını gösterdi. Güneş ekvatorunun düzlemi, büyüklüğü ve yönü formüllerle iyi açıklanmıştır

Parker tarafından karşılandı. Arşimed'in Parker sarmalı olarak adlandırılan sarmalını tanımlayan bu formüllerde miktarlar B R, B j – sırasıyla manyetik indüksiyon vektörünün radyal ve azimut bileşenleri, W – Güneş’in dönüşünün açısal hızı, V– güneş rüzgarının radyal bileşeni, “0” indeksi, manyetik alanın büyüklüğünün bilindiği güneş korona noktasını ifade eder.

Avrupa Uzay Ajansı'nın Ekim 1990'da, yörüngesi artık tutulma düzlemine dik bir düzlemde Güneş'in etrafında dönecek şekilde hesaplanan Ulysses uzay aracını fırlatması, güneş rüzgârının küresel olarak simetrik olduğu fikrini tamamen değiştirdi. İncirde. Şekil 2, güneş enleminin bir fonksiyonu olarak Ulysses uzay aracında ölçülen güneş rüzgarı protonlarının radyal hız ve yoğunluğunun dağılımlarını göstermektedir.

Bu şekil, güneş rüzgarı parametrelerinin güçlü bir enlemsel bağımlılığını göstermektedir. Heliografik enlemle birlikte güneş rüzgârının hızının arttığı ve proton yoğunluğunun azaldığı ortaya çıktı. Ve eğer ekliptik düzlemde radyal hız ortalama ~450 km/sn ve proton yoğunluğu ~15 cm–3 ise, o zaman örneğin 75° güneş enleminde bu değerler ~700 km/sn olur ve ~5 cm–3 sırasıyla. Güneş rüzgarı parametrelerinin enleme bağlılığı, minimum güneş aktivitesi dönemlerinde daha az belirgindir.

Güneş rüzgarında durağan olmayan süreçler.

Parker tarafından önerilen model, güneş rüzgârının küresel simetrisini ve parametrelerinin zamandan bağımsızlığını (göz önünde bulundurulan olgunun durağanlığı) varsayar. Ancak Güneş'te meydana gelen süreçler genel olarak durağan değildir ve dolayısıyla güneş rüzgarı da durağan değildir. Parametrelerdeki değişimlerin karakteristik zamanları çok farklı ölçeklere sahiptir. Özellikle, güneş aktivitesinin 11 yıllık döngüsüyle ilişkili güneş rüzgarı parametrelerinde değişiklikler var. İncirde. Şekil 3, IMP-8 ve Voyager-2 uzay aracı (r) kullanılarak ölçülen güneş rüzgarının ortalama (300 günün üzerindeki) dinamik basıncını göstermektedir. V 2) 11 yıl boyunca Dünya'nın yörüngesi alanında (1 AU'da) güneş döngüsü güneş aktivitesi (şeklin üst kısmı). Şek. Şekil 3, 1978'den 1991'e kadar olan dönemde güneş lekelerinin sayısındaki değişimi göstermektedir (maksimum sayı, maksimum güneş aktivitesine karşılık gelir). Güneş rüzgarının parametrelerinin yaklaşık 11 yıllık bir karakteristik süre içerisinde önemli ölçüde değiştiği görülmektedir. Aynı zamanda, Ulysses uzay aracında yapılan ölçümler, bu tür değişikliklerin yalnızca ekliptik düzlemde değil, aynı zamanda diğer heliografik enlemlerde de meydana geldiğini gösterdi (kutuplarda, güneş rüzgarının dinamik basıncı ekvatordan biraz daha yüksektir).

Güneş rüzgarı parametrelerindeki değişiklikler de çok daha küçük zaman ölçeklerinde meydana gelebilir. Örneğin, Güneş'teki patlamalar ve güneş koronasının farklı bölgelerinden farklı oranlarda plazma çıkışı, gezegenler arası uzayda hız, yoğunluk, basınç ve sıcaklıkta keskin bir sıçrama ile karakterize edilen gezegenler arası şok dalgalarının oluşumuna yol açar. Oluşumlarının mekanizması niteliksel olarak Şekil 2'de gösterilmektedir. 4. Herhangi bir gazın hızlı akışı (örneğin güneş plazması) daha yavaş olanı yakaladığında, gazın parametrelerinde, kütlenin korunumu yasalarının, momentumun korunduğu temas noktasında keyfi bir boşluk belirir. ve enerji tatmin olmuyor. Böyle bir süreksizlik doğada var olamaz ve özellikle iki şok dalgasına (bunlarda kütlenin, momentumun ve enerjinin korunumu yasaları Hugoniot bağıntılarına yol açar) ve teğetsel bir süreksizliğe (aynı korunum yasaları yol açar) ayrılır. basınç ve normal hız bileşeninin sürekli olması gerektiği gerçeğine dayanmaktadır). İncirde. Şekil 4'te bu süreç küresel simetrik bir parlamanın basitleştirilmiş formunda gösterilmektedir. Burada şunu belirtmek gerekir ki, ileri şok dalgası, teğetsel süreksizlik ve ikinci şok dalgasından (ters şok) oluşan bu tür yapılar, ileri şokun Güneş'in hızından daha büyük bir hızla hareket edeceği şekilde Güneş'ten hareket eder. Güneş rüzgarı, ters şok Güneş'ten güneş rüzgarının hızından biraz daha düşük bir hızla hareket eder ve teğetsel süreksizliğin hızı güneş rüzgarının hızına eşittir. Bu tür yapılar, uzay aracına monte edilen cihazlarla düzenli olarak kaydedilmektedir.

Güneşten uzaklığa bağlı olarak güneş rüzgarı parametrelerindeki değişiklikler üzerine.

Güneş rüzgarının hızının Güneş'ten uzaklığa bağlı değişimi iki kuvvet tarafından belirlenir: Güneşin yerçekimi kuvveti ve basınçtaki değişikliklerle ilişkili kuvvet (basınç gradyanı). Yerçekimi kuvveti Güneş'ten uzaklığın karesi kadar azaldığından, büyük güneş merkezli mesafelerde etkisi önemsizdir. Hesaplamalar, halihazırda Dünya'nın yörüngesindeyken, basınç gradyanının etkisinin yanı sıra etkisinin de ihmal edilebileceğini gösteriyor. Sonuç olarak güneş rüzgarının hızı neredeyse sabit kabul edilebilir. Üstelik ses hızını (hipsonik akış) önemli ölçüde aşar. Daha sonra güneş koronası için yukarıdaki hidrodinamik denklemden r yoğunluğunun 1/ olarak azaldığı sonucu çıkar. R 2. 1970'lerin ortasında fırlatılan ve şu anda Güneş'ten onlarca astronomik birim uzaklıkta bulunan Amerikan uzay aracı Voyager 1 ve 2, Pioneer 10 ve 11, güneş rüzgarının parametreleri hakkındaki bu fikirleri doğruladı. Ayrıca gezegenler arası manyetik alan için teorik olarak tahmin edilen Parker Arşimet spiralini de doğruladılar. Ancak güneş koronası genişledikçe sıcaklık adyabatik soğuma kanununa uymaz. Güneş'ten çok uzak mesafelerde güneş rüzgarı ısınma eğilimi bile gösterir. Bu ısınmanın iki nedeni olabilir: Plazma türbülansı ile ilişkili enerji dağılımı ve çevredeki yıldızlararası ortamdan güneş rüzgârına nüfuz eden nötr hidrojen atomlarının etkisi. Güneş Sistemi. İkinci neden ise, yukarıda bahsedilen uzay aracında tespit edilen, güneş rüzgarının güneş merkezli uzak mesafelerde bir miktar frenlenmesine de yol açmaktadır.

Çözüm.

Böylece güneş rüzgarı fiziksel olay Bu sadece uzayın doğal koşullarında bulunan plazmadaki süreçlerin incelenmesiyle ilgili tamamen akademik ilgi değil, aynı zamanda Dünya çevresinde meydana gelen süreçleri incelerken dikkate alınması gereken bir faktördür, çünkü bu süreçler bir dereceye kadar hayatımızı etkiler. Özellikle, Dünya'nın manyetosferi etrafında akan yüksek hızlı güneş rüzgarı akışları, onun yapısını etkiler ve Güneş üzerindeki durağan olmayan süreçler (örneğin, patlamalar), radyo iletişimini bozan ve hava durumunu etkileyen manyetik fırtınalara yol açabilir. hassas insanlar. Güneş rüzgarı güneş koronasından kaynaklandığı için, Dünya'nın yörüngesindeki özellikleri önemli çalışmalar için iyi bir göstergedir. pratik aktiviteler güneş-karasal bağlantıları olan kişi. Ancak bu farklı bir alan bilimsel araştırma Bu yazıda değinmeyeceğimiz bir konu.

Vladimir Baranov

Sadece uzay yelkenli gemileri için bir itici cihaz olarak değil, aynı zamanda bir enerji kaynağı olarak da kullanılabilir. Güneş rüzgarının bu kapasitede en meşhur kullanımı ilk olarak Freeman Dyson tarafından ileri sürülmüştü; kendisi oldukça gelişmiş bir uygarlığın, bir yıldızın etrafında onun yaydığı tüm enerjiyi toplayacak bir küre oluşturabileceğini öne sürmüştü. Buna dayanarak, dünya dışı uygarlıkları aramanın başka bir yöntemi de önerildi.

Bu arada, Brooks Harrop liderliğindeki Washington Üniversitesi'nden (Washington Eyalet Üniversitesi) bir araştırmacı ekibi, güneş rüzgarı enerjisini kullanmak için daha pratik bir konsept olan Dyson-Harrop uydularını önerdi. Güneş rüzgarından elektron toplayan oldukça basit enerji santralleridir. Güneşe doğrultulmuş uzun bir metal çubuğa, elektronları çekecek bir manyetik alan oluşturacak şekilde enerji verilir. Diğer uçta ise bir yelken ve bir alıcıdan oluşan bir elektron tuzağı alıcısı bulunur.

Harrop'un hesaplamalarına göre Dünya yörüngesinde 300 metre çubuk, 1 cm kalınlık ve 10 metre tuzak bulunan bir uydu, 1,7 MW'a kadar "toplama" yapabilecek. Bu, yaklaşık 1.000 özel evin elektrik ihtiyacını karşılamaya yetiyor. Aynı uydu, ancak kilometre uzunluğunda bir çubuk ve 8400 kilometrelik bir yelkenle, 1 milyar milyar gigawatt (10 27 W) enerji "toplayabilecek". Geriye kalan tek şey, diğer tüm türlerini terk etmek için bu enerjiyi Dünya'ya aktarmaktır.

Harrop'un ekibi, bir lazer ışını kullanarak enerji aktarmayı öneriyor. Bununla birlikte, uydunun tasarımının mevcut teknoloji düzeyinde oldukça basit ve oldukça uygulanabilir olması durumunda, bir lazer “kablosunun” oluşturulması teknik olarak hala imkansızdır. Gerçek şu ki, güneş rüzgarını etkili bir şekilde toplamak için Dyson-Harrop uydusunun ekliptik düzlemin dışında yer alması gerekiyor, bu da onun Dünya'dan milyonlarca kilometre uzakta olduğu anlamına geliyor. Bu mesafede lazer ışını binlerce kilometre çapında bir nokta oluşturacaktır. Yeterli bir odaklama sistemi, çapı 10 ila 100 metre arasında olan bir mercek gerektirecektir. Ayrıca olası sistem arızalarından kaynaklanan birçok tehlike de göz ardı edilemez. Öte yandan, uzayın kendisi de enerjiye ihtiyaç duyuyor ve küçük Dyson-Harrop uyduları, güneş panelleri ve nükleer reaktörlerin yerini alarak enerjinin ana kaynağı haline gelebilir.