Güneş rüzgarının dünyaya yolculuk süresi. Güneş rüzgarı nedir ve nasıl ortaya çıkar? Bir kişi güneş rüzgarını hissedebilir mi?

1,1 milyon santigrat dereceye kadar değerlere ulaşabilir. Dolayısıyla böyle bir sıcaklığa sahip parçacıklar çok hızlı hareket eder. Güneş'in yerçekimi onları tutamaz ve yıldızı terk ederler.

Güneşin aktivitesi 11 yıllık bir döngü boyunca değişiklik gösterir. Aynı zamanda güneş lekelerinin sayısı, radyasyon seviyeleri ve uzaya fırlatılan malzemenin kütlesi de değişiyor. Ve bu değişiklikler güneş rüzgarının özelliklerini (manyetik alanı, hızı, sıcaklığı ve yoğunluğu) etkiler. Bu yüzden güneşli rüzgar farklı özelliklere sahip olabilir. Kaynağının Güneş'te tam olarak nerede bulunduğuna bağlıdırlar. Ayrıca bu alanın ne kadar hızlı döndüğüne de bağlılar.

Güneş rüzgarının hızı, koronal deliklerdeki malzemenin hareket hızından daha yüksektir. Ve saniyede 800 kilometreye ulaşıyor. Bu delikler Güneş'in kutuplarında ve alçak enlemlerinde görülür. Güneş'teki aktivitenin minimum olduğu dönemlerde boyut olarak en büyük hale gelirler. Güneş rüzgarının taşıdığı malzemenin sıcaklığı 800.000 C'ye ulaşabilmektedir.

Ekvator çevresinde bulunan koronal şerit kuşağında güneş rüzgarı daha yavaş hareket eder - yaklaşık 300 km. her saniye. Yavaş güneş rüzgarında hareket eden maddenin sıcaklığının 1,6 milyon C'ye ulaştığı tespit edilmiştir.

Güneş ve atmosferi plazmadan ve pozitif ve negatif yüklü parçacıkların karışımından oluşur. Son derece yüksek sıcaklıklara sahiptirler. Bu nedenle madde, güneş rüzgârının sürüklediği Güneş'ten sürekli olarak ayrılır.

Dünya Üzerindeki Etki

Güneş rüzgarı Güneş'ten ayrıldığında yüklü parçacıklar ve manyetik alanlar taşır. Her yöne yayılan güneş rüzgarı parçacıkları gezegenimizi sürekli etkiliyor. Bu süreç ilginç etkiler yaratıyor.

Güneş rüzgarının taşıdığı malzeme gezegenin yüzeyine ulaşırsa, üzerinde var olan her türlü yaşam formuna ciddi zararlar verecektir. Bu nedenle, Dünyanın manyetik alanı yörüngeleri yeniden yönlendiren bir kalkan görevi görür. güneş parçacıkları gezegenin etrafında. Yüklü parçacıklar bunun dışında “akışıyor” gibi görünüyor. Güneş rüzgarının etkisi, Dünya'nın manyetik alanını, gezegenimizin gece tarafında deforme olacak ve gerilecek şekilde değiştirir.

Bazen Güneş, koronal kütle püskürmeleri (CME'ler) veya güneş fırtınaları olarak bilinen büyük miktarda plazmayı fırlatır. Bu çoğunlukla güneş maksimumu olarak bilinen güneş döngüsünün aktif döneminde meydana gelir. CME'ler standart güneş rüzgarından daha güçlü bir etkiye sahiptir.

Güneş sistemindeki Dünya gibi bazı cisimler manyetik alanla korunur. Ancak birçoğunun böyle bir koruması yok. Dünyamızın uydusunun yüzeyi için hiçbir koruması yoktur. Bu nedenle güneş rüzgarına maksimum düzeyde maruz kalır. Güneş'e en yakın gezegen olan Merkür'ün manyetik alanı vardır. Gezegeni normal standart rüzgarlardan koruyor ancak CME'ler gibi daha güçlü işaret fişeklerine dayanamıyor.

Yüksek ve düşük hızlı güneş rüzgarları birbirleriyle etkileşime girdiğinde, dönen etkileşimli bölgeler (CIR'ler) olarak bilinen yoğun bölgeler oluştururlar. Dünya atmosferiyle çarpıştıklarında jeomanyetik fırtınalara neden olan bu alanlardır.

Güneş rüzgarı ve taşıdığı yüklü parçacıklar Dünya uydularını ve Küresel Konumlandırma Sistemlerini (GPS) etkileyebilir. Güçlü patlamalar uydulara zarar verebilir veya onlarca metre uzaktaki GPS sinyallerini kullanırken konum hatalarına neden olabilir.

Güneş rüzgarı tüm gezegenlere ulaşır. NASA'nın Yeni Ufuklar misyonu bunu ve arasında seyahat ederken keşfetti.

Güneş rüzgarını incelemek

Bilim insanları güneş rüzgarının varlığını 1950'li yıllardan beri biliyorlardı. Ancak Dünya ve astronotlar üzerindeki ciddi etkisine rağmen bilim insanları hala onun birçok özelliğini bilmiyor. Son yıllardaki birçok uzay görevi bu gizemi açıklamaya çalıştı.

6 Ekim 1990'da uzaya fırlatılan NASA'nın Ulysses misyonu, Güneş'i farklı enlemlerde inceledi. On yıldan fazla bir süre boyunca güneş rüzgârının çeşitli özelliklerini ölçtü.

Advanced Composition Explorer misyonu, Dünya ile Güneş arasında bulunan özel noktalardan biriyle ilişkili bir yörüngeye sahipti. Lagrange noktası olarak bilinir. Bu bölgede Güneş'ten ve Dünya'dan gelen çekim kuvvetleri eşit derecede önemlidir. Bu da uydunun sabit bir yörüngeye sahip olmasını sağlıyor. 1997'de başlayan ACE deneyi, güneş rüzgârını inceliyor ve güneşteki sabit parçacık akışının ölçümlerini sağlıyor. gerçek ölçek zaman.

NASA'nın STEREO-A ve STEREO-B uzay araçları, güneş rüzgârının nasıl oluştuğunu görmek için Güneş'in kenarlarını farklı açılardan inceliyor. NASA'ya göre STEREO, "Dünya-Güneş sisteminin benzersiz ve devrim niteliğinde bir görünümünü" sağladı.

Yeni görevler

NASA, Güneş'i incelemek için yeni bir görev başlatmayı planlıyor. Bilim insanlarına Güneş'in doğası ve güneş rüzgarı hakkında daha fazla şey öğrenme umudu veriyor. NASA Parker güneş sondasının fırlatılması planlanıyor ( başarıyla başlatıldı 08/12/2018 – Navigatör) 2018 yazında tam anlamıyla “Güneş'e dokunacak” şekilde çalışacak. Yıldızımıza yakın yörüngede birkaç yıl süren uçuşun ardından sonda, tarihte ilk kez güneş koronasına dalacak. Bu, harika görüntüler ve ölçümlerin bir kombinasyonunu elde etmek için yapılacaktır. Deney, güneş koronasının doğasına ilişkin anlayışımızı ilerletecek ve güneş rüzgârının kökeni ve evrimi konusundaki anlayışımızı geliştirecek.

Güneş plazmasının sabit radyal akışı. gezegenlerarası üretimde kronlar. Güneş'in derinliklerinden gelen enerji akışı korona plazmasını 1,5-2 milyon K.DC'ye kadar ısıtır. koronanın yoğunluğu düşük olduğundan ısıtma, radyasyona bağlı enerji kaybıyla dengelenmez. Aşırı enerji demektir. dereceler S. yüzyıla kadar taşınır. (=1027-1029 erg/s). Bu nedenle taç hidrostatik konumda değildir. dengede olduğundan sürekli genişler. S. yüzyılın kompozisyonuna göre. korona plazmasından farklı değildir (güneş plazması esas olarak protonları, elektronları, bazı helyum çekirdeklerini, oksijeni, silikonu, kükürt ve demir iyonlarını içerir). Koronanın tabanında (Güneş'in fotosferinden 10 bin km uzakta), parçacıklar birkaç metre uzaklıkta yüzlerce m/s düzeyinde radyal hıza sahiptir. güneş yarıçapları plazmada ses hızına ulaşır (100-150 km/s), Dünya'nın yörüngesine yakın yerlerde protonların hızı 300-750 km/s'dir ve uzayları. konsantrasyon - birkaçından. birkaç kişiye h-ts onlarca saat 1 cm3'te. Gezegenlerarası uzayın yardımıyla. istasyonlarda Satürn'ün yörüngesine kadar yoğunluğun olduğu tespit edildi akış h-c S.v. (r0/r)2 yasasına göre azalır; burada r, Güneş'ten uzaklıktır, r0 ise başlangıç ​​seviyesidir. S.v. Güneş enerjisi hatlarının döngülerini de yanında taşır. mag. gezegenler arası manyetik alanı oluşturan alanlar. alan. Radyal hareket kombinasyonu h-c S. v. Güneş'in dönmesiyle bu çizgilere spiral şeklini verir. Mag'in büyük ölçekli yapısı. Güneş'in yakınındaki alanlar, alanın Güneş'ten veya ona doğru yönlendirildiği sektörler biçimindedir. S. v.'nin kapladığı boşluğun boyutu kesin olarak bilinmemektedir (yarıçapının 100 AU'dan az olmadığı anlaşılmaktadır). Bu boşluğun sınırlarında bir dinamik vardır. tansiyon yıldızlararası gazın, galaktik basıncıyla dengelenmelidir. mag. alanlar ve galaktik uzay ışınlar. Dünya civarında h-c S.v akışının çarpışması. jeomanyetik ile alanı, dünyanın manyetosferinin önünde (Güneş'in yanından, Şekil) sabit bir şok dalgası üretir.

Güneş rüzgarının Dünya'nın manyetosferi üzerindeki etkisi: 1 - manyetik alan çizgileri. Güneşin alanları; 2 - şok dalgası; 3 - Dünyanın manyetosferi; 4 - manyetosfer sınırı; 5 - Dünyanın yörüngesi; 6 - güneş rüzgarının yörüngesi. S.v. manyetosferin etrafında akıyor ve uzaydaki kapsamını sınırlıyor. Güneş patlamaları, fenomenlerle ilişkili güneş yoğunluğundaki değişiklikler. temel Jeomanyetik bozuklukların nedeni. alanlar ve manyetosfer (manyetik fırtınalar). Bir yıl boyunca Güneş kuzeyden kaybeder. =2X10-14 kütlesinin Msol kısmı. GD'ye benzer bir madde çıkışının diğer yıldızlarda da mevcut olduğunu varsaymak doğaldır (). Özellikle büyük kütleli yıldızlarda (kütle = birkaç on Msoln) ve yüksek yüzey sıcaklıklarına (= 30-50 bin K) ve geniş bir atmosfere sahip yıldızlarda (kırmızı devler) yoğun olmalıdır, çünkü ilk durumda, Oldukça gelişmiş bir yıldız koronasının parçacıkları, yıldızın yerçekimini yenebilecek kadar yüksek bir enerjiye sahiptir ve ikincisinde parabolik enerji düşüktür. hız (kaçış hızı; (bkz. UZAY HIZLARI)). Araç. Yıldız rüzgarından kaynaklanan kütle kayıpları (= 10-6 Msol/yıl ve daha fazlası) yıldızların evrimini önemli ölçüde etkileyebilir. Buna karşılık, yıldız rüzgarı yıldızlararası ortamda X-ışını kaynakları olan sıcak gaz yaratır. radyasyon.

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 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 L. 1950'lerde L. Biermann. 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. 1959'da. Varoluş yazısı. Amerika'da aylarca yapılan ölçümler sonucunda Güneş'ten plazma çıkışı kanıtlandı. uzay 1962'de aparat.

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. koronal delikler. Yavaş akışlarS. V. görünüşe göre taç bölgeleriyle ilişkilidir, bu nedenle, Masa 1. - Dünya yörüngesindeki güneş rüzgarının ortalama özellikleri

Hız
Proton konsantrasyonu
Proton sıcaklığı
Elektron sıcaklığı
Tansiyon manyetik alan
Python akı yoğunluğu....	2,4*10 8 cm -2 *c -1
Kinetik enerji akısı yoğunluğu	0,3 erg*cm -2 *s -1

Masa 2.- Güneş rüzgârının bağıl kimyasal bileşimi

	Göreli içerik

	Göreli içerik

Ana ek olarak Güneş suyunun bileşenleri - protonlar ve elektronlar ve bileşiminde parçacıklar da bulundu.İyonizasyon ölçümleri. iyonların sıcaklığı S. v. Güneş koronasının elektron sıcaklığını belirlemeyi mümkün kılar.

N. yüzyılda. farklılıklar gözlenmektedir. dalga türleri: Langmuir, ıslık çalanlar, iyon-akustik, plazmadaki dalgalar). Alfven tipi dalgaların bir kısmı Güneş'te üretilir, bir kısmı da gezegenler arası ortamda uyarılır. Dalgaların üretilmesi, parçacık dağılım fonksiyonunun Maxwellian fonksiyonundan sapmalarını ve manyetizma etkisiyle birlikte yumuşatır. plazmaya olan alanlar S. v. sürekli bir ortam gibi davranır. Alfvén tipi dalgalar S'nin küçük bileşenlerinin ivmelenmesinde büyük rol oynar.

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. Simgeli 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. 7. Kuzey tarafının etrafından 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. 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 plazma C ile doldurulan bir boşluk oluşur. V.

Korona plazma çıkışının durağan süreci, aşağıdakilerle ilişkili durağan olmayan süreçlerle üst üste gelir: Güneş'te parlamalar. Güçlü alevlenmeler sırasında alttan maddeler salınır. korona bölgelerini gezegenlerarası ortama aktarır. Manyetik varyasyonlar).

Pirinç. 2. Gezegenler arası bir şok dalgasının yayılması ve bir güneş patlamasından fırlatılması. Oklar güneş rüzgarı plazmasının hareket yönünü gösterir,

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

Güneş koronasının genişlemesi, kritik bir noktada kütle korunumu denklemleri sistemi (vk) ile tanımlanır. 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. m proton kütlesi, adyabatik üssü ve Güneş'in kütlesidir. İncirde. Şekil 4, güneş merkezliye göre genişleme oranındaki değişimi göstermektedir.

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 elektronik termal iletkenlik V. koronanın termal dengesini sağlamakta yetersizdir. Elektronik termal iletkenlik, ortam sıcaklığının yavaş bir şekilde azalmasını sağlar. mesafe ile. Güneş'in parlaklığı.

S.v. koronal manyetik alanı kendisiyle birlikte gezegenlerarası ortama taşır. alan. Bu alanın plazmada donmuş kuvvet çizgileri gezegenler arası bir manyetik alan oluşturur. alan (MMP). IMF yoğunluğu düşük olmasına ve enerji yoğunluğu kinetik yoğunluğun yaklaşık %1'i olmasına rağmen. Güneş enerjisinin enerjisi, termodinamikte önemli bir rol oynar. V. 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. yüzyılın kuzeyinde donmuş olan kuvvet çizgileri B R ve azimut manyetik bileşenleri biçimindedir. alanlar ekliptik düzleme yakın mesafeye göre farklı şekilde değişir:

Ang nerede? Güneş'in dönüş hızı, Ve - Hızın radyal bileşeniC. c., indeks 0 başlangıç ​​seviyesine karşılık gelir. Dünyanın yörüngesine olan mesafede, manyetik yön arasındaki açı. alanlar ve R yaklaşık 45°. Büyük L manyetikte.

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, hız, temp-pa, parçacık konsantrasyonu, vb.) ayrıca bkz. Her bir sektörün kesitinde doğal olarak değişiklik olması, sektör içinde hızlı bir güneş enerjisi akışının varlığıyla ilişkilidir. Sektörlerin sınırları genellikle Kuzey yüzyılın yavaş akışı içerisinde yer almaktadır. Çoğu zaman Güneş'le birlikte dönen 2 veya 4 sektör gözlenir. S. çekildiğinde oluşan bu yapı. büyük ölçekli mıknatıs. Korona alanları birkaç kez gözlemlenebilir. Güneşin devrimleri. IMF'nin sektör yapısı, gezegenler arası ortamda Güneş ile birlikte dönen bir akım sayfasının (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 TC, güneş koronasının Güneş'teki aktif bölgelerle ilişkili kısımlarından geçerek bu bölgeleri farklı 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, IMF radyal bileşeninin farklı işaretlerine sahip sektörlere düştüğü için kendisini TS'nin üstünde veya altında bulur.

Kuzeyde Güneş'e yakın. çarpışmasız şok dalgalarının hızının boylamsal ve enlemsel değişimleri vardır (Şekil 7). İlk önce sektörlerin sınırından ileriye doğru yayılan bir şok dalgası (doğrudan 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 gösterir, oklu çizgiler manyetik alan çizgilerini, kesikli çizgiler sektör sınırlarını (çizim düzleminin mevcut sayfa ile 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. Gezegenlerarası çevre). GenişleyenS. V. içinde donmuş mıknatısla birlikte. alan galaktik parçacıkların güneş sistemine nüfuz etmesini önler. uzay Düşük enerjili ışınlar kozmik değişimlere yol açar. yüksek enerjili ışınlar. Diğer bazı yıldızlarda S.V.'ye benzer bir fenomen keşfedildi (bkz. Yıldız rüzgarı).

Konsept güneşli rüzgar astronomiye, 20. yüzyılın 40'lı yıllarının sonlarında, kozmik ışınların yoğunluğunu ölçen Amerikalı gökbilimci S. Forbush'un, artan ışınlarla önemli ölçüde azaldığını fark etmesiyle tanıtıldı. güneş aktivitesi ve sırasında oldukça keskin bir şekilde düşüyor.

Bu oldukça tuhaf görünüyordu. Aksine tam tersi beklenebilir. Sonuçta Güneş'in kendisi kozmik ışınların tedarikçisidir. Bu nedenle, gün ışığımızın aktivitesi ne kadar yüksek olursa, çevredeki alana o kadar fazla parçacık yayması gerektiği anlaşılıyor.

Güneş aktivitesindeki artışın, kozmik ışın parçacıklarını saptırmaya - onları fırlatmaya başlayacak şekilde etkilediği varsayılmaktadır.

O zaman gizemli etkinin suçlularının Güneş'in yüzeyinden kaçan ve uzaya nüfuz eden yüklü parçacık akıntıları olduğu varsayımı ortaya çıktı. Güneş Sistemi. Bu tuhaf güneş rüzgarı, kozmik ışın parçacıklarını "süpürerek" gezegenler arası ortamı temizler.

Böyle bir hipotez aynı zamanda gözlemlenen olaylarla da desteklendi. Bildiğiniz gibi kuyruklu yıldızların kuyrukları daima Güneş'ten uzağa doğru yönlendirilir. Başlangıçta bu durum hafif basınçla ilişkilendirildi Güneş ışınları. Ancak hafif basıncın tek başına kuyruklu yıldızlarda meydana gelen tüm olaylara neden olamayacağı bulundu. Hesaplamalar, kuyruklu yıldız kuyruklarının oluşumu ve gözlemlenen sapması için yalnızca fotonların değil, aynı zamanda madde parçacıklarının da hareketinin gerekli olduğunu göstermiştir.

Aslına bakılırsa, Güneş'in yüklü parçacıklardan (parçacıklardan) oluşan akışlar yaydığı daha önce biliniyordu. Ancak bu tür akışların aralıklı olduğu varsayılmıştır. Ancak kuyruklu yıldızın kuyrukları yalnızca yoğunlaşma dönemlerinde değil, her zaman Güneş'in tersi yönde yönlendirilir. Bu, güneş sisteminin alanını dolduran parçacık radyasyonunun sürekli var olması gerektiği anlamına gelir. Artan güneş aktivitesiyle birlikte yoğunlaşır, ancak her zaman mevcuttur.

Böylece güneş rüzgarı sürekli olarak güneş alanının etrafında esmektedir. Bu güneş rüzgarı neyden oluşuyor ve hangi koşullar altında ortaya çıkıyor?

Güneş atmosferinin en dış katmanı “korona”dır. Gün ışığımızın atmosferinin bu kısmı alışılmadık derecede seyrekleşmiştir. Ancak parçacık hareketinin hızıyla belirlenen koronanın "kinetik sıcaklığı" çok yüksektir. Bir milyon dereceye ulaşır. Bu nedenle koronal gaz tamamen iyonizedir ve protonların, çeşitli elementlerin iyonlarının ve serbest elektronların bir karışımıdır.

Son zamanlarda güneş rüzgarının helyum iyonları içerdiği bildirildi. Bu durum, yüklü parçacıkların Güneş yüzeyinden fırlatılma mekanizmasına ışık tutmaktadır. Güneş rüzgarı yalnızca elektronlardan ve protonlardan oluşuyorsa, o zaman bunun tamamen termal işlemler nedeniyle oluştuğu ve kaynar su yüzeyinin üzerinde oluşan buhar gibi bir şey olduğu varsayılabilir. Ancak helyum atomlarının çekirdekleri protonlardan dört kat daha ağırdır ve bu nedenle buharlaşma yoluyla dışarı atılmaları pek olası değildir. Büyük olasılıkla, güneş rüzgarının oluşumu eylemle ilişkilidir. manyetik kuvvetler. Güneş'ten uzaklaşan plazma bulutları, manyetik alanları da beraberlerinde götürüyor gibi görünüyor. Farklı kütle ve yüklere sahip parçacıkları birbirine "bağlayan" bir tür "çimento" görevi görenler işte bu alanlardır.

Gökbilimciler tarafından yapılan gözlemler ve hesaplamalar, Güneş'ten uzaklaştıkça korona yoğunluğunun giderek azaldığını göstermiştir. Ancak Dünya'nın yörüngesi bölgesinde hala sıfırdan belirgin şekilde farklı olduğu ortaya çıktı. Yani gezegenimiz güneş atmosferinin içinde yer alıyor.

Eğer korona Güneş'in yakınında az çok sabitse, mesafe arttıkça uzaya doğru genişleme eğilimi gösterir. Ve Güneş'ten uzaklaştıkça bu genişlemenin hızı da artar. Amerikalı gökbilimci E. Parker'ın hesaplamalarına göre, halihazırda 10 milyon km uzaklıktaki koronal parçacıklar, hızı aşan hızlarda hareket ediyor.

Dolayısıyla sonuç, güneş koronasının gezegen sistemimizin uzayında esen güneş rüzgarı olduğunu öne sürüyor.

Bu teorik sonuçlar, uzay roketleri ve yapay Dünya uyduları üzerinde yapılan ölçümlerle tamamen doğrulandı. Güneş rüzgarının her zaman Dünya'nın yakınında var olduğu ortaya çıktı; saniyede yaklaşık 400 km hızla "esiyor".

Güneş rüzgarı ne kadar uzağa esiyor? Teorik değerlendirmelere dayanarak, bir durumda güneş rüzgarının zaten yörünge bölgesinde azaldığı, diğerinde ise son gezegen Plüton'un yörüngesinin çok ötesinde hala var olduğu ortaya çıkıyor. Ancak bunlar, güneş rüzgarının olası yayılmasının yalnızca teorik olarak aşırı sınırlarıdır. Yalnızca gözlemler kesin sınırı gösterebilir.

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.

İnsanlar giderek daha fazla ilgi görüyor güneş rüzgarı hakkında ilginç gerçekler. Bu fenomen nedir? 1940'ların sonlarında bilgili astrofizikçiler Güneş'in topladığı sonucuna vardılar. gaz halindeki maddeler yıldızlararası uzaydan. Bu nedenle güneşe doğru yönlendirilen rüzgarın varlığına dair teori ortaya atıldı. Bir süre sonra bilim adamları güneş rüzgârının varlığını bile doğrulayabildiler, ancak küçük bir değişiklikle: Rüzgar Güneş'ten farklı yönlerden geliyor. Birkaçına bakalım ilginç gerçekler bu fenomen hakkında:

1. Öncelikle “güneş rüzgarı” tanımının meteorolojik değil astrofiziksel bir olguyu tanımladığını bilmeniz gerekir. Bu süreç, çevredeki boşluğa sürekli bir plazma ışınımıdır. Bu rüzgar sayesinde Güneş, içerdiği fazla enerjiyi ortadan kaldırıyor gibi görünüyor.
2. Aslında Güneş, kendisini çevreleyen uzaydan madde biriktirmek yerine, Dünya'nın kendi ekseni etrafında bir dönüşüne karşılık gelen periyotta bir milyon tona eşit bir hacimde içerdiği maddeyi farklı yönlere fırlatır.
3. Güneş'ten uzaklaşan parçacıkların hızı, sıcaklığı çok daha yüksek olan benzer maddeler tarafından itildiği için sürekli artmaktadır. Ek olarak, Güneş'in çekim kuvveti, akışların bileşenleri olan plazma parçacıkları üzerindeki etkisini yavaş yavaş durdurur.

   3
   

4. Yüzeyden yaklaşık 20.000 km uzakta, plazma parçacıklarının hızı saniyede onbinlerce metreye karşılık gelebilmektedir. Güneş'in birkaç çapına karşılık gelen bir mesafe kat edildikten sonra plazma parçacıklarının hızı bin kat daha fazla olur. Gezegenimizin yakınında bu hız yüzlerce kat artıyor ve yoğunlukları atmosferinkinden çok daha düşük oluyor.

   4
   

5. Akış çoğunlukla protonları ve elektronları içerir, ancak aynı zamanda helyum ve diğer elementlerin çekirdeklerini de içerir.

   5
   

6. Akışların en başında bulunan plazma parçacıklarının sıcaklığı güneş rüzgarları yaklaşık iki milyon Kelvin derecesine karşılık gelir. Uzaklaştıkça sıcaklık önce 20 milyon dereceye çıkıyor, sonra düşmeye başlıyor. Rüzgar akımları gezegenimize ulaştığında plazma parçacıkları yaklaşık 10.000 dereceye kadar soğur.
7. Güneş patlamaları meydana geldiğinde Dünya'ya yakın plazmanın sıcaklığı 100 bin dereceye tekabül ediyor.

   7
   

8. Gezegenimizin manyetik alanı bizi bu radyasyondan çok iyi koruyor. Güneş rüzgarlarının akıntıları kelimenin tam anlamıyla dünya atmosferinin etrafında akar ve çevredeki alana doğru daha da ilerleyerek yoğunluklarını yavaş yavaş azaltır.
9. Zaman zaman plazma parçacıklarının akışının yoğunluğu o kadar yüksektir ki gezegenimizin atmosferi bunların etkilerini yansıtmada zorluk çeker. Doğal olarak güneş rüzgarı akışı geriliyor, ancak ancak bir süre sonra.

   9
   

10. Güçlü güneş rüzgarı akımları gezegenimizin manyetik alanıyla yoğun bir şekilde etkileşime girdiğinde, kutup bölgelerindeki auroraları gözlemleyebiliyoruz, ayrıca manyetik fırtınaların oluşumunu da kaydedebiliyoruz.

    10
    

11. Güneş rüzgarlarının dağılımına tekdüze denemez. Rüzgar, koronal delikler olarak adlandırılan deliklerin üzerinden geçtiğinde dağıtım hızı maksimuma ulaşabilir. Akışların en yavaş akışı, akışların üzerinde kaydedilebilir. Debileri farklı olan dereler birbirleriyle ve gezegenimizle kesişiyor.

    11
    

12. Özel olarak geliştirilen teknoloji sayesinde güneş rüzgarı hakkında en fazla bilgiyi elde etmeyi öğrendik. uzay aracı. Bu tür teknolojik cihazların listesi, güneş rüzgarı hakkındaki bilgimizin önemli ölçüde değiştiği ünlü Ulysses uydusunu da içeriyor. Kimyasal bileşim ve böylesine dikkat çekici bir cihaz sayesinde plazma akışlarının hızı incelendi. Ayrıca uydu yardımıyla gezegenimizin manyetik alanının seviyesini belirlemek mümkün oldu.
13. Başka bir ACE uydusu, 1997 yılında L1 Lagrange noktası yakınında yörüngeye fırlatıldı.. İşte bu noktada güneş ve dünyanın yerçekimi dengededir. Bu makinede, insanların L1 sektörü bölgesiyle sınırlı olmak üzere, yönlü plazma parçacıkları hakkındaki bilgileri gerçek zamanlı olarak keşfedebilmeleri için güneş rüzgarlarının akışını sürekli izleyen cihazlar bulunmaktadır.
14. Son zamanlarda güneş rüzgarı Dünya'da jeomanyetik bir fırtınaya neden oldu. Koroner açıklıktan yoğun akışlar geldi güneş atmosferi. Bu tür delikler, aktif bölgelerin tamamen bulunmadığı durumlarda bile armatürde oluşabilir.
15. Bugün Güneş'te bir koronal delik oluştu.. Yüksek dağılım yoğunluğuna sahip plazma parçacıklarının akışları Haziran ortasına kadar gezegene ulaştı ve bu da jeomanyetik fırtınaların gelişmesine neden oldu.