Güneş rüzgarı nedir? güneşli rüzgar

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.

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, ya önemsizdi ve gezegenler arası manyetik alanla ilişkiliydi. güneş kökenli veya Güneş üzerindeki kısa vadeli durağan olmayan süreçlerle (çoğunlukla güneş patlamaları).

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 güneş sistemini çevreleyen yıldızlararası ortamdan güneş rüzgârına nüfuz eden nötr hidrojen atomlarının etkisi. 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

Güneş'in atmosferinin %90'ı hidrojendir. Yüzeyden en uzak olan kısım güneş koronası olarak adlandırılıyor ve tam güneş tutulmaları sırasında açıkça görülebiliyor. Koronanın sıcaklığı 1,5-2 milyon K'ye ulaşır ve korona gazı tamamen iyonlaşır. Bu plazma sıcaklığında protonların termal hızı yaklaşık 100 km/s, elektronların ise saniyede birkaç bin kilometredir. Güneş çekiminin üstesinden gelmek için Güneş'in ikinci kozmik hızı olan 618 km/s'lik bir başlangıç ​​hızı yeterlidir. Bu nedenle plazma sürekli olarak güneş koronasından uzaya sızıyor. Proton ve elektronların bu akışına güneş rüzgarı denir.

Güneş'in yerçekiminin üstesinden gelen güneş rüzgarı parçacıkları düz yörüngeler boyunca uçar. Her parçacığın hızı neredeyse mesafeyle değişmez, ancak farklı olabilir. Bu hız esas olarak duruma bağlıdır güneş yüzeyi, Güneş'teki "hava durumu"ndan. Ortalama olarak v ≈ 470 km/s'ye eşittir. Güneş rüzgarı Dünya'ya olan mesafeyi 3-4 günde kat eder. Bu durumda içindeki parçacıkların yoğunluğu Güneş'e olan uzaklığın karesiyle ters orantılı olarak azalır. Dünyanın yörüngesinin yarıçapına eşit olan 1 cm3 uzaklıkta ortalama 4 proton ve 4 elektron bulunmaktadır.

Güneş rüzgarı, yıldızımız Güneş'in kütlesini saniyede 10 9 kg azaltır. Bu sayı dünya ölçeğinde büyük görünse de gerçekte küçüktür: Güneş'in kütlesindeki kayıp ancak Güneş'in yaklaşık 5 milyar yıl olan modern çağından binlerce kat daha büyük zamanlarda fark edilebilmektedir.

Güneş rüzgârının manyetik alanla etkileşimi ilginç ve sıra dışıdır. Yüklü parçacıkların genellikle H manyetik alanında bir daire veya sarmal çizgiler boyunca hareket ettiği bilinmektedir. Ancak bu yalnızca manyetik alan yeterince güçlü olduğunda doğrudur. Daha kesin olarak, yüklü parçacıkların bir daire içinde hareket edebilmesi için, H 2 /8π manyetik alanının enerji yoğunluğunun, hareketli plazmanın ρv 2 /2 kinetik enerji yoğunluğundan daha büyük olması gerekir. Güneş rüzgârında ise durum tam tersidir; manyetik alan zayıftır. Bu nedenle yüklü parçacıklar düz çizgiler halinde hareket eder ve manyetik alan sabit değildir, sanki bu akış tarafından çevreye taşınıyormuş gibi parçacıkların akışıyla birlikte hareket eder. Güneş Sistemi. Manyetik alanın gezegenler arası uzaydaki yönü, güneş rüzgarı plazmasının ortaya çıktığı anda Güneş'in yüzeyinde olduğu gibi aynı kalır.

Güneş'in ekvatoru boyunca ilerlerken manyetik alan genellikle 4 kez yön değiştirir. Güneş dönüyor: Ekvator üzerindeki noktalar bir devrimi T = 27 günde tamamlıyor. Bu nedenle, gezegenler arası manyetik alan spiraller halinde yönlendirilir (şekle bakın) ve bu şeklin tüm modeli, güneş yüzeyinin dönüşünü takiben döner. Güneş'in dönüş açısı φ = 2π/T olarak değişmektedir. Güneş rüzgarının hızı arttıkça Güneş'ten uzaklık artar: r = vt. Dolayısıyla Şekil 2'deki spirallerin denklemi. şu forma sahiptir: φ = 2πr/vT. Dünyanın yörüngesinden bir mesafede (r = 1,5 x 10 x 11 m), manyetik alanın yarıçap vektörüne eğim açısı, kolayca doğrulanabileceği gibi, 50°'dir. Ortalama olarak bu açı ölçülür uzay gemileri, ancak Dünya'ya pek yakın değil. Gezegenlerin yakınında manyetik alan farklı şekilde yapılandırılmıştır (bkz. Manyetosfer).

Güneş'in üst atmosferinden sürekli bir parçacık akışı vardır. Etrafımızda güneş rüzgârının kanıtlarını görüyoruz. Güçlü jeomanyetik fırtınalar Dünya'daki uydulara ve elektrik sistemlerine zarar verebilir ve güzel kutup ışıklarına neden olabilir. Belki de bunun en iyi kanıtı kuyruklu yıldızların Güneş'in yakınından geçerken ortaya çıkan uzun kuyruklarıdır.

Kuyruklu yıldızın toz parçacıkları rüzgar tarafından saptırılır ve Güneş'ten uzağa taşınır, bu nedenle kuyruklu yıldızların kuyrukları her zaman yıldızımızdan uzağa doğru yönlendirilir.

Güneş rüzgarı: kökeni, özellikleri

Güneş'in korona adı verilen üst atmosferinden geliyor. Bu bölgede sıcaklık 1 milyon Kelvin'in üzerindedir ve parçacıkların enerji yükü 1 keV'nin üzerindedir. Aslında iki tür güneş rüzgarı vardır: yavaş ve hızlı. Bu fark kuyruklu yıldızlarda da görülebilir. Bir kuyruklu yıldızın görüntüsüne yakından bakarsanız genellikle iki kuyruğu olduğunu görürsünüz. Bunlardan biri düz, diğeri ise daha kavislidir.

Dünya yakınında çevrimiçi güneş rüzgar hızı, son 3 güne ait veriler

Hızlı güneş rüzgarı

750 km/s hızla hareket ediyor ve gökbilimciler bunun manyetik alan çizgilerinin Güneş yüzeyine doğru ilerlediği koronal deliklerden kaynaklandığına inanıyorlar.

Yavaş güneş rüzgarı

Yaklaşık 400 km/s hıza sahiptir ve yıldızımızın ekvator kuşağından gelmektedir. Radyasyon, hıza bağlı olarak birkaç saatten 2-3 güne kadar Dünya'ya ulaşır.

Yavaş güneş rüzgarı, kuyruklu yıldızın büyük, parlak kuyruğunu oluşturan hızlı güneş rüzgarından daha geniş ve yoğundur.

Dünyanın manyetik alanı olmasaydı gezegenimizdeki yaşamı yok ederdi. Ancak gezegenin etrafındaki manyetik alan bizi radyasyondan koruyor. Manyetik alanın şekli ve büyüklüğü rüzgarın şiddeti ve hızına göre belirlenir.