VENTO SOLEGGIATO - un flusso continuo di plasma di origine solare, che si diffonde approssimativamente radialmente dal Sole e riempie il sistema solare fino ad arrivare ad eliocentrico. distanze R ~ 100 AU. e. C. in. formato quando gasdinamico. espansione della corona solare (vedi. Il Sole) nello spazio interplanetario. Ad alte temperature pax, che esistono nella corona solare (1,5 * 10 9 K), la pressione degli strati sovrastanti non può bilanciare la pressione del gas della materia della corona e la corona si espande.

Le prime prove dell'esistenza della posta. il flusso di plasma dal Sole è stato ottenuto da L. Biermann negli anni '50. sull'analisi delle forze agenti sulle code di plasma delle comete. Nel 1957, Y. Parker (E. Parker), analizzando le condizioni di equilibrio della sostanza corona, dimostrò che la corona non può essere in condizioni idrostatiche. equilibrio, come precedentemente ipotizzato, ma dovrebbe espandersi, e questa espansione nelle condizioni al contorno esistenti dovrebbe portare all'accelerazione della materia coronale a velocità supersoniche (vedi sotto). Per la prima volta, nella missione spaziale sovietica è stato registrato un flusso di plasma di origine solare. apparato "Luna-2" nel 1959. L'esistenza della posta. il deflusso di plasma dal Sole è stato dimostrato come risultato di molti mesi di misurazioni su Amer. cosm. apparato "Mariner-2" nel 1962.

Mercoledì Le caratteristiche di S. sono riportati in tabella. 1. Flussi S. in. può essere diviso in due classi: lento - con una velocità di 300 km / se veloce - con una velocità di 600-700 km / s. Correnti veloci emanano dalle aree della corona solare, dove la struttura di magn. il campo è vicino al radiale. Alcune di queste aree lo sono fori coronali... Ruscelli lenti di S. a. collegato, a quanto pare, con zone della corona, in cui è presente una componente tangenziale di magn. campi.

Tab. 1.- Caratteristiche medie del vento solare nell'orbita terrestre

Tab. 2.- La composizione chimica relativa del vento solare

Oltre al principale. componenti di S. v. - protoni ed elettroni, nella sua composizione anche particelle trovate, altamente ionizzate. ioni di ossigeno, silicio, zolfo, ferro (Fig. 1). Durante l'analisi dei gas intrappolati in fogli esposti sulla Luna, sono stati trovati atomi di Ne e Ar. Mercoledì relativa chem. La composizione di S. del sec. è riportato nella tabella. 2. Ionizzazione. stato della materia C. corrisponde al livello nella corona dove il tempo di ricombinazione è breve rispetto al tempo di espansione Misurazioni di ionizzazione temperatura degli ioni di S. del secolo. consentono di determinare la temperatura elettronica della corona solare.

A S. in. ci sono decomposizione. tipi di onde: Langmuir, whistlers, ion-acoustic, magnetosonic, Alfvén, ecc. (vedi. Onde al plasmaParte delle onde del tipo Alfvén sono generate sul Sole e parte è eccitata nel mezzo interplanetario. La generazione di onde appiana le deviazioni delle f-zioni della distribuzione delle particelle da Maxwellian e in combinazione con l'effetto di magn. campo sul plasma porta al fatto che S. sec. si comporta come un mezzo continuo. Le onde del tipo Alfvén svolgono un ruolo importante nell'accelerazione di piccoli componenti dell'onda d'urto. e nella formazione della f-zione della distribuzione dei protoni. A S. in. si osservano anche discontinuità di contatto e rotazionali, caratteristiche di un plasma magnetizzato.

Figura: 1. Spettro di massa del vento solare. L'asse orizzontale è il rapporto tra la massa delle particelle e la sua carica, l'asse verticale è il numero di particelle registrate nella finestra energetica del dispositivo per 10 s. I numeri con un segno "+" indicano la carica dello ione.

C. stream. è supersonico in relazione alle velocità di quei tipi di onde, a segale fornisce eff. trasmissione di energia a S. sec. (Alfvén, onde sonore e magnetosoniche). Alfvén e il suono Numero di Mach C .nel. nell'orbita terrestre 7. Quando scorre intorno al fiume S. ostacoli capaci di deviarlo efficacemente (i campi magnetici di Mercurio, Terra, Giove, Saturno o ionosfere conduttrici di Venere e, apparentemente, Marte), si forma un'onda d'urto di prua distaccata. C. in. decelera e si riscalda nella parte anteriore dell'ammortizzatore, il che gli consente di scorrere attorno all'ostacolo. Inoltre, nel S. secolo. si forma una cavità - una magnetosfera (intrinseca o indotta), la forma e le dimensioni di un taglio sono determinate dal bilanciamento della pressione di magn. campi del pianeta e la pressione del flusso di plasma fluente (vedi. Magnetosfera della Terra, Magnetosfere di pianeti)... Nel caso dell'interazione di S. in. con un corpo non conduttore (es. la Luna), l'onda d'urto non si verifica. Il flusso di plasma viene assorbito dalla superficie e dietro il corpo si forma una cavità, che viene gradualmente riempita con il plasma solforico.

Il processo stazionario del deflusso del plasma corona si sovrappone ai processi non stazionari associati bagliori sul sole... Con forti razzi, la materia viene espulsa dal fondo. regioni della corona nel mezzo interplanetario. Nello stesso momento si forma anche un'onda d'urto (Fig. 2), gli orli gradualmente rallentano, diffondendosi nel plasma di S. di secolo. L'arrivo di un'onda d'urto sulla Terra provoca la compressione della magnetosfera, dopodiché di solito inizia lo sviluppo dei magneti. tempeste (vedi. Variazioni magnetiche).

Figura: 2. Propagazione di onde d'urto interplanetarie ed espulsione da un brillamento solare. Le frecce mostrano la direzione del movimento del plasma del vento solare, le linee senza la firma - linee di forza campo magnetico.

Figura: 3. Tipi di soluzioni dell'equazione dell'espansione della corona. La velocità e la distanza sono normalizzate alla velocità critica v k e alla distanza critica R k. La soluzione 2 corrisponde al vento solare.

L'espansione della corona solare è descritta dal sistema di equazioni per la conservazione della massa, il momento del numero di moto e l'equazione dell'energia. Soluzioni per dec. la natura del cambiamento di velocità con la distanza è mostrata in Fig. 3. Le soluzioni 1 e 2 corrispondono a basse velocità alla base della corona. La scelta tra queste due soluzioni è determinata dalle condizioni all'infinito. La soluzione 1 corrisponde a bassi tassi di espansione della corona e fornisce grandi valori di pressione all'infinito, cioè incontra le stesse difficoltà del modello statico. corone. La soluzione 2 corrisponde alla transizione della velocità di espansione attraverso i valori della velocità del suono ( v a) su alcune critiche. distanza R e successiva espansione a velocità supersonica. Questa soluzione fornisce una pressione infinitamente piccola all'infinito, che rende possibile abbinarla alla bassa pressione del mezzo interstellare. Il corso di questo tipo è stato nominato da J. Parker da S. in. Critico il punto è sopra la superficie del Sole se la temperatura della corona è inferiore a un certo valore critico. senso , dove m è la massa del protone, è l'esponente adiabatico ed è la massa del Sole. Nella fig. 4 mostra la variazione del tasso di espansione da eliocentrico. distanza in funzione della temperatura dell'isoterma. corona isotropa. I modelli successivi di S. in. tenere conto delle variazioni della temperatura coronale con la distanza, la natura bifluida del mezzo (gas di elettroni e protoni), conducibilità termica, viscosità, non sferica. la natura dell'espansione.

Figura: 4. Profili della velocità del vento solare per il modello corona isotermico a diversi valori della temperatura coronale.

C. in. fornisce di base deflusso di energia termica della corona, dal trasferimento di calore alla cromosfera, elettromagnete. radiazione corona e conducibilità termica elettronica di S. secolo. insufficiente per stabilire l'equilibrio termico della corona. La conduttività termica elettronica fornisce una lenta diminuzione della temperatura di S. in. con la distanza. C. in. non gioca alcun ruolo significativo nell'energia del Sole nel suo insieme, poiché il flusso di energia da esso portato è ~ 10-7 luminosità Il Sole.

C. in. porta con sé al mezzo interplanetario il coronale magn. campo. Le linee di forza di questo campo congelate nel plasma formano un magnete interplanetario. campo (MMP). Sebbene l'intensità dell'FMI sia bassa e la sua densità di energia sia di ca. 1% della densità cinetica. energia di un semiconduttore, svolge un ruolo importante nella termodinamica dei semiconduttori. e nella dinamica delle interazioni di S. con i corpi Sistema solare, così come i flussi di S. tra di loro. Combinazione dell'espansione di S. con la rotazione del sole porta al fatto che magn. le linee di forza congelate nel S. secolo hanno una forma prossima alla spirale di Archimede (Fig. 5). Radiale B Re componenti azimutali di magn. i campi variano in modo diverso con la distanza vicino al piano dell'eclittica:

dov'è ang. la velocità di rotazione del sole, e è la componente radiale della velocità della sovrastruttura, l'indice 0 corrisponde al livello iniziale. Alla distanza dell'orbita terrestre, l'angolo tra la direzione di magn. campi e R circa 45 °. In generale A magn. il campo è quasi perpendicolare a R.

Figura: 5. La forma della linea del campo magnetico interplanetario. è la velocità angolare di rotazione del Sole, ed è la componente radiale della velocità del plasma, R è la distanza eliocentrica.

S. secolo, che sorge sulle regioni del Sole con decomposizione. orientamento magn. campi, forme flussi con FMI diversamente orientato. Separazione della grande struttura osservata di S. del sec. per un numero pari di settori con diff. viene chiamata la direzione della componente radiale dell'FMI. struttura del settore interplanetario. Le caratteristiche di S. (velocità, temp-pa, concentrazione di particelle, ecc.) anche in cf. naturalmente cambia nella sezione trasversale di ogni settore, che è associata all'esistenza di un flusso veloce di S. v. all'interno del settore. I confini dei settori si trovano solitamente all'interno del lento flusso di S. a. Molto spesso, si osservano 2 o 4 settori che ruotano con il Sole. Questa struttura, che si è formata durante la tirata di S. del sec. grande scala magn. campi della corona, possono essere osservati per diversi. rivoluzioni del sole. La struttura settoriale del FMI è una conseguenza dell'esistenza di un foglio corrente (TC) nel mezzo interplanetario, che ruota con il Sole. TC crea un salto in magn. campi - le componenti radiali del FMI hanno segni diversi sui lati opposti della ST. Questa ST, predetta da H. Alfven (N. Alfven), passa attraverso quelle parti della corona solare, che sono associate a regioni attive sul Sole, e separa le regioni indicate con decomposizione. segni della componente radiale del solare magn. campi. TS si trova approssimativamente nel piano dell'equatore solare e ha una struttura piegata. La rotazione del Sole porta alla torsione delle pieghe ST a spirale (Fig.6). Essendo vicino al piano dell'eclittica, l'osservatore risulta essere o superiore o inferiore alla ST, per cui si trova in settori con segni diversi della componente radiale FMI.

Vicino al sole nel secolo settentrionale. ci sono gradienti di velocità longitudinali e latitudinali dovuti alla differenza nelle velocità dei flussi veloci e lenti. Con la distanza dal Sole e l'irrigidimento del confine tra i flussi a nord. sorgono gradienti di velocità radiale, che portano alla formazione onde d'urto senza collisioni (fig.7). In primo luogo, si forma un'onda d'urto che si propaga in avanti dal confine dei settori (onda d'urto diretta), quindi si forma un'onda d'urto all'indietro che si propaga al Sole.

Figura: 6. La forma della corrente eliosferica. La sua intersezione con il piano dell'eclittica (inclinata rispetto all'equatore del Sole con un angolo di ~ 7 °) fornisce la struttura settoriale osservata del campo magnetico interplanetario.

Figura: 7. La struttura del settore del campo magnetico interplanetario. Le frecce brevi mostrano la direzione del flusso di plasma del vento solare, linee con frecce - linee del campo magnetico, linea tratteggiata - confini del settore (intersezione del piano della figura con il foglio corrente).

Poiché la velocità dell'onda d'urto è inferiore alla velocità della velocità solare, il plasma trasporta l'onda d'urto all'indietro lontano dal sole. Le onde d'urto vicino ai confini dei settori si formano a distanze di ~ 1 UA. e. e riconducibile a distanze di diversi. e. e. Queste onde d'urto, così come le onde d'urto interplanetarie generate dai brillamenti solari e dalle onde d'urto quasi planetarie, accelerano le particelle e sono, quindi, una fonte di particelle energetiche.

C. in. si estende a distanze di ~ 100 UA. e., dove la pressione del mezzo interstellare bilancia la dinamica. La pressione di S. La cavità spazzata via dal S. sec. nel mezzo interstellare, forma l'eliosfera (vedere. Ambiente interplanetarioL'espansione del S. secolo. insieme al magnesio congelato al suo interno. campo impedisce la penetrazione galattica nel sistema solare. cosm. raggi di basse energie e porta a variazioni cosmiche. raggi di alte energie. Un fenomeno analogo a S. del secolo è stato trovato anche in alcune altre stelle (vedi. Vento stellare).

Illuminato .: Parker E. N., Processi dinamici nel mezzo interplanetario, trad. dall'inglese, M., 1965; B r e d t J., vento soleggiato, per. dall'inglese., M., 1973; Hundhausen A., espansione Corona e vento solare, trans. dall'inglese, M., 1976. O. L. Vaysberg.

VB Baranov, Università statale di Mosca M.V. Lomonosov

L'articolo affronta il problema dell'espansione supersonica della corona solare (vento solare). Vengono analizzati quattro problemi principali: 1) le ragioni del deflusso di plasma dalla corona solare; 2) se tale deflusso è uniforme; 3) il cambiamento dei parametri del vento solare con la distanza dal Sole e 4) come il vento solare fluisce nel mezzo interstellare.

introduzione

Sono passati quasi 40 anni da quando il fisico americano E. Parker predisse teoricamente un fenomeno che fu chiamato "vento solare" e che, un paio di anni dopo, fu confermato sperimentalmente da un gruppo di scienziato sovietico K. Gringauz utilizzando strumenti installati sulla Luna- 2 "e" Luna-3 ". Il vento solare è un flusso di plasma di idrogeno completamente ionizzato, cioè un gas costituito da elettroni e protoni di circa la stessa densità (condizione di quasi neutralità), che si allontana dal Sole ad alta velocità supersonica. Nell'orbita terrestre (a un'unità astronomica (UA) dal Sole), la velocità VE di questo flusso è di circa 400-500 km / s, la concentrazione di protoni (o elettroni) è ne \u003d 10-20 particelle per centimetro cubo e la loro temperatura è Te è di circa 100.000 K (la temperatura dell'elettrone è leggermente più alta).

Oltre agli elettroni e ai protoni, nello spazio interplanetario sono state trovate particelle alfa (dell'ordine di diversi punti percentuali), una piccola quantità di particelle più pesanti, nonché un campo magnetico, la cui induzione media si è trovata nell'orbita terrestre dell'ordine di diversi gamma (1

Un po 'di storia legata alla previsione teorica del vento solare

Durante la non molto lunga storia dell'astrofisica teorica, si credeva che tutte le atmosfere stellari fossero in equilibrio idrostatico, cioè in uno stato in cui la forza di attrazione gravitazionale di una stella è bilanciata dalla forza associata al gradiente di pressione nella sua atmosfera (con una variazione di pressione per unità di distanza r dal centro stelle). Matematicamente, questo equilibrio è espresso sotto forma di un'equazione differenziale ordinaria

dove G è la costante gravitazionale, M * è la massa della stella, p è la pressione del gas atmosferico,

dove R è la costante dei gas si ottiene facilmente la cosiddetta formula barometrica, che nel caso particolare di temperatura costante T avrà la forma

Nella formula (3), il valore p0 è la pressione alla base dell'atmosfera stellare (a r \u003d r0). Si vede da questa formula che per r

Poiché si credeva che l'atmosfera solare, come le atmosfere di altre stelle, fosse in uno stato di equilibrio idrostatico, il suo stato era determinato da formule simili alle formule (1), (2), (3). Tenendo conto del fenomeno insolito e ancora non del tutto compreso di un forte aumento della temperatura da circa 10.000 gradi sulla superficie del Sole a 1.000.000 gradi nella corona solare, Chapman (vedi, ad esempio) ha sviluppato una teoria di una corona solare statica, che avrebbe dovuto passare senza problemi nel mezzo interstellare che circonda il sistema solare.

Tuttavia, nel suo lavoro pionieristico, Parker ha attirato l'attenzione sul fatto che la pressione all'infinito ottenuta da una formula come (3) per una corona solare statica risulta essere quasi un ordine di grandezza superiore al valore di pressione stimato per il gas interstellare sulla base delle osservazioni. Per eliminare questa discrepanza, Parker ha suggerito che la corona solare non è in uno stato di equilibrio statico, ma si espande continuamente nel mezzo interplanetario che circonda il Sole. In questo caso, invece dell'equazione di equilibrio (1), ha proposto di utilizzare l'equazione idrodinamica del moto della forma

dove, nel sistema di coordinate solari, V è la velocità radiale del plasma. Sotto

Per una data distribuzione di temperatura T, il sistema di equazioni (2) e (4) ha soluzioni del tipo mostrato in Fig. 1. In questa figura, a indica la velocità del suono e r * è la distanza dall'origine alla quale la velocità del gas è uguale alla velocità del suono (V \u003d a). Ovviamente solo le curve 1 e 2 di Fig. 1 ha un significato fisico per il problema del deflusso di gas dal Sole, poiché le curve 3 e 4 hanno velocità non uniche in ogni punto e le curve 5 e 6 corrispondono a velocità molto elevate nell'atmosfera solare, che non si osservano con i telescopi. Parker ha analizzato le condizioni in cui si realizza in natura una soluzione corrispondente alla curva 1. Ha mostrato che per far corrispondere la pressione ottenuta da tale soluzione con la pressione nel mezzo interstellare, il caso più realistico è la transizione del gas da un flusso subsonico (a r< r*) к сверхзвуковому (при r > r *), e chiamò tale flusso il vento solare. Tuttavia, questa affermazione è stata contestata nel lavoro di Chamberlain, che ha considerato la soluzione più realistica corrispondente alla curva 2, che descrive ovunque una "brezza solare" subsonica. Allo stesso tempo, i primi esperimenti su veicoli spaziali (vedi, ad esempio,), che hanno scoperto flussi di gas supersonici dal Sole, non sembravano, a giudicare dalla letteratura, sufficientemente affidabili a Chamberlain.

La storia degli esperimenti nello spazio esterno ha brillantemente dimostrato la correttezza delle idee di Parker sul vento solare. Materiale dettagliato sulla teoria del vento solare può essere trovato, ad esempio, in una monografia.

Concetti di un deflusso uniforme di plasma dalla corona solare

Il ben noto risultato può essere ottenuto dalle equazioni unidimensionali della dinamica dei gas: in assenza di forze di massa, un flusso di gas sfericamente simmetrico da una sorgente puntiforme può essere ovunque sia subsonico che supersonico. La presenza della forza gravitazionale nell'equazione (4) (lato destro) porta alla comparsa di soluzioni del tipo di curva 1 in Fig. 1, cioè con una transizione attraverso la velocità del suono. Facciamo un'analogia con il classico flusso dell'ugello di Laval, che è la base di tutti i motori a reazione supersonici. Questo flusso è mostrato schematicamente in Fig. 2.

Il gas riscaldato a una temperatura molto elevata viene immesso nel serbatoio 1, chiamato ricevitore, a una velocità molto bassa (l'energia interna del gas è molto maggiore della sua energia cinetica di movimento diretto). Per compressione geometrica del canale, il gas viene accelerato nella regione 2 (flusso subsonico) fino a quando la sua velocità raggiunge la velocità del suono. Per la sua ulteriore accelerazione, è necessario espandere il canale (regione 3 del flusso supersonico). L'accelerazione del gas nell'intera regione di flusso avviene a causa del suo raffreddamento adiabatico (senza apporto di calore) (l'energia interna del movimento caotico viene convertita in energia del movimento diretto).

Nel problema considerato della formazione del vento solare, il ruolo del ricevitore è svolto dalla corona solare e il ruolo delle pareti dell'ugello di Laval è giocato dalla forza gravitazionale dell'attrazione solare. Secondo la teoria di Parker, la transizione attraverso la velocità del suono dovrebbe avvenire da qualche parte a una distanza di diversi raggi solari. Tuttavia, l'analisi delle soluzioni ottenute nella teoria ha mostrato che la temperatura della corona solare è insufficiente perché il suo gas acceleri a velocità supersoniche, come nel caso della teoria dell'ugello di Laval. Deve esserci qualche ulteriore fonte di energia. Tale sorgente è attualmente considerata la dissipazione dei moti ondosi sempre presenti nel vento solare (a volte vengono chiamati turbolenze di plasma), sovrapposti alla corrente media, e il flusso stesso non è più adiabatico. Un'analisi quantitativa di tali processi richiede ancora una ricerca.

È interessante notare che i telescopi terrestri rilevano i campi magnetici sulla superficie del sole. Il valore medio della loro induzione magnetica B è stimato in 1 G, sebbene in alcune formazioni fotosferiche, ad esempio nei punti, il campo magnetico possa essere di ordini di grandezza maggiore. Poiché il plasma è un buon conduttore di elettricità, è naturale che i campi magnetici solari interagiscano con i suoi flussi dal Sole. In questo caso, la teoria puramente gas-dinamica fornisce una descrizione incompleta del fenomeno in esame. L'influenza di un campo magnetico sul flusso del vento solare può essere considerata solo nell'ambito di una scienza chiamata magnetoidrodinamica. Quali sono i risultati di tali considerazioni? Secondo il lavoro pionieristico in questa direzione (vedi anche), il campo magnetico porta alla comparsa di correnti elettriche j nel plasma del vento solare, che, a sua volta, porta alla comparsa di una forza ponderomotrice j x B, che è diretta nella direzione perpendicolare alla direzione radiale. Di conseguenza, il vento solare ha una componente di velocità tangenziale. Questo componente è quasi due ordini di grandezza più piccolo del radiale, ma gioca un ruolo significativo nella rimozione del momento angolare dal Sole. Si presume che quest'ultima circostanza possa giocare un ruolo essenziale nell'evoluzione non solo del Sole, ma anche di altre stelle in cui è stato rilevato il "vento stellare". In particolare, per spiegare la forte diminuzione della velocità angolare delle stelle di tipo spettrale tardo, viene spesso utilizzata l'ipotesi del trasferimento del momento rotazionale ai pianeti formati attorno a loro. Il meccanismo considerato della perdita del momento angolare del Sole attraverso il deflusso di plasma da esso apre la possibilità di rivedere questa ipotesi.

Nel 1957, il professore dell'Università di Chicago E. Parker teoricamente predisse il fenomeno, che fu chiamato "vento solare". Ci sono voluti due anni perché questa previsione fosse confermata sperimentalmente con l'aiuto degli strumenti installati sulle navicelle sovietiche "Luna-2" e "Luna-3" dal gruppo di K. I. Gringauz. Cos'è questo fenomeno?

Il vento solare è un flusso di idrogeno gassoso completamente ionizzato, solitamente chiamato plasma di idrogeno completamente ionizzato a causa della densità approssimativamente uguale di elettroni e protoni (condizione di quasi neutralità), che accelera lontano dal Sole. Nell'area dell'orbita terrestre (a una unità astronomica o, a 1 UA dal Sole), la sua velocità raggiunge un valore medio VE "400-500 km / s ad una temperatura del protone TE" 100.000 K e una temperatura elettronica leggermente superiore (l'indice "E" qui e in si riferisce inoltre all'orbita terrestre). A tali temperature, la velocità è significativamente superiore alla velocità del suono di 1 UA; il flusso del vento solare nella regione dell'orbita terrestre è supersonico (o ipersonico). La concentrazione misurata di protoni (o elettroni) è piuttosto piccola e ammonta a n E »10–20 particelle per centimetro cubo. Oltre a protoni ed elettroni, particelle alfa (dell'ordine di diversi percento della concentrazione di protoni), un piccolo numero di particelle più pesanti, nonché un campo magnetico interplanetario, la cui induzione media si è rivelata nell'orbita terrestre dell'ordine di diversi gamma (1g \u003d 10 –5 gauss).

Il crollo del concetto di corona solare statica.

Per molto tempo si è creduto che tutte le atmosfere stellari fossero in uno stato di equilibrio idrostatico, ad es. in uno stato in cui la forza di attrazione gravitazionale di una data stella è bilanciata da una forza associata a un gradiente di pressione (un cambiamento di pressione nell'atmosfera della stella a distanza r dal centro della stella. Matematicamente, questo equilibrio è espresso sotto forma di un'equazione differenziale ordinaria,

dove G - costante gravitazionale, M * - la massa della stella, p e r - pressione e densità di massa a una certa distanza r dalla stella. Esprimendo la densità di massa dall'equazione di stato per un gas ideale

r \u003d r RT

attraverso pressione e temperatura e integrando l'equazione risultante, si ottiene la cosiddetta formula barometrica ( R È il gas costante), che nel caso particolare di temperatura costante T ha la forma

dove p 0 - rappresenta la pressione alla base dell'atmosfera della stella (a r = r 0). Poiché prima del lavoro di Parker si credeva che l'atmosfera solare, come le atmosfere di altre stelle, fosse in uno stato di equilibrio idrostatico, il suo stato era determinato da formule simili. Tenendo conto del fenomeno insolito e non ancora del tutto compreso di un forte aumento della temperatura da circa 10.000 K sulla superficie del Sole a 1.000.000 K nella corona solare, Chapman ha sviluppato la teoria di una corona solare statica, che avrebbe dovuto passare agevolmente nel mezzo interstellare locale che circonda il Sole. sistema. Da ciò ne seguì che, secondo S. Chapman, la Terra, che gira intorno al Sole, è immersa in una corona solare statica. Questo punto di vista è condiviso da molto tempo dagli astrofisici.

Queste nozioni già consolidate furono colpite da Parker. Ha richiamato l'attenzione sul fatto che la pressione all'infinito (a r ® Ґ), che si ottiene dalla formula barometrica, è quasi 10 volte superiore alla pressione accettata in quel momento per il mezzo interstellare locale. Per eliminare questa discrepanza, E. Parker ha suggerito che la corona solare non può essere in equilibrio idrostatico, ma deve espandersi continuamente nel mezzo interplanetario che circonda il Sole, ad es. velocità radiale V la corona solare non è zero. In questo caso, invece dell'equazione dell'equilibrio idrostatico, ha proposto di utilizzare l'equazione idrodinamica del moto della forma, dove M E è la massa del sole.

Ad una data distribuzione della temperatura T, in funzione della distanza dal Sole, la soluzione di questa equazione utilizzando la formula barometrica per la pressione e l'equazione di conservazione della massa nella forma

può essere interpretato come un vento solare ed è con l'aiuto di questa soluzione con il passaggio da un flusso subsonico (a r r *) a supersonico (a r > r *) la pressione può essere abbinata r con la pressione nel mezzo interstellare locale, e quindi è questa decisione, chiamata vento solare, che si realizza in natura.

Le prime misurazioni dirette dei parametri del plasma interplanetario, effettuate sulla prima navicella spaziale entrata nello spazio interplanetario, hanno confermato la correttezza dell'idea di Parker della presenza di un vento solare supersonico, e si è scoperto che già nella regione dell'orbita terrestre la velocità del vento solare è molto superiore alla velocità del suono. Da allora, non c'è dubbio che l'idea di Chapman dell'equilibrio idrostatico dell'atmosfera solare sia sbagliata, e la corona solare si espande continuamente a velocità supersonica nello spazio interplanetario. Un po 'più tardi, le osservazioni astronomiche hanno mostrato che molte altre stelle hanno anche "venti stellari" simili al vento solare.

Nonostante il fatto che il vento solare fosse previsto teoricamente sulla base di un modello idrodinamico sfericamente simmetrico, il fenomeno stesso si è rivelato molto più complicato.

Qual è l'immagine reale del movimento del vento solare?Per molto tempo il vento solare è stato considerato sfericamente simmetrico, ad es. indipendentemente dalla latitudine e longitudine solare. Dal momento che il veicolo spaziale fino al 1990, quando è stato lanciato il veicolo spaziale Ulisse, ha volato principalmente sul piano dell'eclittica, le misurazioni su tale veicolo spaziale hanno fornito la distribuzione dei parametri del vento solare solo su questo piano. I calcoli basati sulle osservazioni della deviazione delle code delle comete indicavano un'indipendenza approssimativa dei parametri del vento solare dalla latitudine solare; tuttavia, questa conclusione basata sulle osservazioni cometarie non era sufficientemente affidabile a causa delle difficoltà nell'interpretare queste osservazioni. Sebbene la dipendenza longitudinale dei parametri del vento solare fosse misurata da strumenti installati su veicoli spaziali, tuttavia, era insignificante e associata a un campo magnetico interplanetario di origine solare o a processi non stazionari a breve termine sul Sole (principalmente con brillamenti solari).

Le misurazioni dei parametri del plasma e del campo magnetico nel piano dell'eclittica hanno mostrato che le cosiddette strutture settoriali con diversi parametri del vento solare e diverse direzioni del campo magnetico possono esistere nello spazio interplanetario. Tali strutture ruotano con il Sole e indicano chiaramente che sono una conseguenza di una struttura simile nell'atmosfera solare, i cui parametri dipendono, quindi, dalla longitudine solare. La struttura a quattro settori è mostrata qualitativamente in Fig. 1.

In questo caso, i telescopi terrestri rilevano il campo magnetico generale sulla superficie del Sole. Il suo valore medio è stimato in 1 G, sebbene in alcune formazioni fotosferiche, ad esempio nelle macchie solari, il campo magnetico possa essere di ordini di grandezza maggiore. Poiché il plasma è un buon conduttore di elettricità, i campi magnetici solari in un modo o nell'altro interagiscono con il vento solare a causa della comparsa della forza ponderomotrice j ґ B... Questa forza è piccola nella direzione radiale, ad es. praticamente non influenza la distribuzione della componente radiale del vento solare, tuttavia la sua proiezione nella direzione perpendicolare alla direzione radiale porta alla comparsa di una componente di velocità tangenziale nel vento solare. Sebbene questa componente sia quasi due ordini di grandezza più piccola di quella radiale, svolge un ruolo essenziale nella rimozione del momento angolare dal Sole. Gli astrofisici suggeriscono che quest'ultima circostanza possa svolgere un ruolo significativo nell'evoluzione non solo del Sole, ma anche di altre stelle in cui è stato rilevato il vento stellare. In particolare, per spiegare la forte diminuzione della velocità angolare delle stelle di tipo tardo spettrale, viene spesso utilizzata l'ipotesi che trasferiscano il momento rotazionale ai pianeti che si formano intorno a loro. Il meccanismo considerato della perdita del momento angolare del Sole attraverso il deflusso di plasma da esso in presenza di un campo magnetico apre la possibilità di rivedere questa ipotesi.

Le misurazioni del campo magnetico medio non solo nella regione dell'orbita terrestre, ma anche a grandi distanze eliocentriche (ad esempio, sui veicoli spaziali Voyager 1 e 2 e Pioneer 10 e 11) hanno dimostrato che nel piano dell'eclittica, che quasi coincide con il piano dell'equatore solare , la sua grandezza e direzione sono ben descritte dalle formule

ottenuto da Parker. In queste formule che descrivono la cosiddetta spirale di Parker Archimede, le quantità B r, B j sono le componenti radiali e azimutali del vettore di induzione magnetica, rispettivamente, W è la velocità angolare della rotazione del Sole, V - la componente radiale del vento solare, l'indice "0" si riferisce al punto della corona solare in cui è nota l'ampiezza del campo magnetico.

Il lancio da parte dell'Agenzia spaziale europea nell'ottobre 1990 della navicella Ulisse, la cui traiettoria è stata calcolata in modo tale che attualmente orbita attorno al Sole su un piano perpendicolare al piano dell'eclittica, ha cambiato completamente l'idea che il vento solare sia sfericamente simmetrico. Nella fig. La Figura 2 mostra le distribuzioni della velocità radiale e della densità dei protoni del vento solare in funzione della latitudine solare misurata sulla sonda Ulisse.

Questa figura mostra una forte dipendenza latitudinale dei parametri del vento solare. Si è scoperto che la velocità del vento solare aumenta e la densità del protone diminuisce con la latitudine eliografica. E se nel piano dell'eclittica la velocità radiale è in media ~ 450 km / sec e la densità del protone è ~ 15 cm –3, allora, ad esempio, a 75 ° di latitudine solare questi valori sono ~ 700 km / sec e ~ 5 cm –3, rispettivamente. La dipendenza dei parametri del vento solare dalla latitudine è meno pronunciata durante i periodi di attività solare minima.

Processi non stazionari nel vento solare.

Il modello proposto da Parker assume la simmetria sferica del vento solare e l'indipendenza dei suoi parametri dal tempo (stazionarietà del fenomeno in esame). Tuttavia, i processi che avvengono sul Sole, in generale, non sono stazionari, e quindi nemmeno il vento solare è stazionario. I tempi caratteristici di variazione dei parametri hanno scale molto diverse. In particolare, ci sono cambiamenti nei parametri del vento solare associati al ciclo di 11 anni di attività solare. Nella fig. 3 mostra la pressione dinamica media (oltre 300 giorni) del vento solare misurata utilizzando il veicolo spaziale IMP-8 e Voyager-2 (r V 2) nella regione dell'orbita terrestre (di 1 UA) durante un ciclo solare di 11 anni di attività solare (parte superiore della figura). Nella parte inferiore della Fig. 3 mostra la variazione del numero di macchie solari dal 1978 al 1991 (il numero massimo corrisponde alla massima attività solare). Si può vedere che i parametri del vento solare cambiano significativamente in un tempo caratteristico di circa 11 anni. Allo stesso tempo, le misurazioni sulla sonda Ulisse hanno mostrato che tali cambiamenti si verificano non solo sul piano dell'eclittica, ma anche ad altre latitudini eliografiche (ai poli, la pressione dinamica del vento solare è leggermente superiore a quella dell'equatore).

I cambiamenti nei parametri del vento solare possono verificarsi anche su scale temporali molto più piccole. Ad esempio, i brillamenti solari e le diverse velocità di deflusso del plasma da diverse regioni della corona solare portano alla formazione di onde d'urto interplanetarie nello spazio interplanetario, che sono caratterizzate da un brusco salto di velocità, densità, pressione e temperatura. Il meccanismo della loro formazione è mostrato qualitativamente in Fig. 4. Quando un flusso veloce di qualsiasi gas (ad esempio, plasma solare) raggiunge uno più lento, si verifica una discontinuità arbitraria dei parametri del gas nel punto di contatto, sulla quale le leggi di conservazione di massa, quantità di moto ed energia non sono soddisfatte. Una tale discontinuità non può esistere in natura e si scompone, in particolare, in due onde d'urto (sulle quali le leggi di conservazione di massa, quantità di moto ed energia portano alle cosiddette relazioni di Hugoniot) e una discontinuità tangenziale (le stesse leggi di conservazione portano al fatto che la pressione e la componente normale della velocità dovrebbe essere continua). Nella fig. 4 questo processo è mostrato in una forma semplificata di un chiarore sferico simmetrico. Va notato qui che tali strutture, costituite da uno shock in avanti, una discontinuità tangenziale e una seconda onda d'urto (shock inverso) si muovono dal Sole in modo tale che lo shock in avanti si sposta a una velocità maggiore della velocità del vento solare e lo shock inverso si muove dal Sole con una velocità leggermente inferiore alla velocità del vento solare, e la velocità della discontinuità tangenziale è uguale alla velocità del vento solare. Tali strutture vengono regolarmente registrate da strumenti installati su veicoli spaziali.

Cambiamenti nei parametri del vento solare con la distanza dal sole.

La variazione della velocità del vento solare con la distanza dal Sole è determinata da due forze: la forza di gravità solare e la forza associata a una variazione di pressione (gradiente di pressione). Poiché la forza di gravità diminuisce al quadrato della distanza dal Sole, la sua influenza è insignificante a grandi distanze eliocentriche. I calcoli mostrano che già nell'orbita terrestre, la sua influenza, così come l'influenza del gradiente di pressione, può essere trascurata. Di conseguenza, la velocità del vento solare può essere considerata pressoché costante. Inoltre, supera notevolmente la velocità del suono (flusso ipersonico). Quindi segue dall'equazione idrodinamica sopra per la corona solare che la densità r diminuisce come 1 / r 2. I veicoli spaziali americani Voyager 1 e 2, Pioneer 10 e 11, lanciati a metà degli anni '70 e ora situati a una distanza di diverse decine di unità astronomiche dal Sole, hanno confermato queste idee sui parametri del vento solare. Hanno anche confermato la spirale di Parker Archimede teoricamente prevista per il campo magnetico interplanetario. Tuttavia, la temperatura non segue la legge del raffreddamento adiabatico mentre la corona solare si espande. A distanze molto grandi dal Sole, il vento solare tende addirittura a riscaldarsi. Questo riscaldamento può essere dovuto a due ragioni: la dissipazione di energia associata alla turbolenza del plasma e l'influenza degli atomi di idrogeno neutri che penetrano nel vento solare dal mezzo interstellare che circonda il sistema solare. La seconda ragione porta anche a una certa decelerazione del vento solare a grandi distanze eliocentriche, riscontrata sulla suddetta navicella.

Conclusione.

Pertanto, il vento solare è un fenomeno fisico che non è solo di interesse puramente accademico associato allo studio dei processi nel plasma in condizioni naturali dello spazio esterno, ma anche un fattore che deve essere preso in considerazione quando si studiano i processi che avvengono in prossimità della Terra, poiché questi i processi in un modo o nell'altro hanno un impatto sulle nostre vite. In particolare, flussi ad alta velocità del vento solare, che scorrono intorno alla magnetosfera terrestre, influenzano la sua struttura e processi non stazionari sul Sole (ad esempio, i brillamenti) possono portare a tempeste magnetiche che interrompono le comunicazioni radio e influenzano il benessere delle persone meteosensibili. Poiché il vento solare ha origine nella corona solare, le sue proprietà nella regione dell'orbita terrestre sono un buon indicatore per lo studio delle relazioni solare-terrestre che sono importanti per l'attività pratica umana. Tuttavia, questa è già un'altra area della ricerca scientifica, che non tratteremo in questo articolo.

Vladimir Baranov

Vento solare e magnetosfera terrestre.

Vento soleggiato ( Vento solare) è il flusso di particelle megaionizzate (principalmente plasma di elio-idrogeno) che esce dalla corona solare a una velocità di 300-1200 km / s nello spazio circostante. È uno dei componenti principali del mezzo interplanetario.

Molti fenomeni naturali sono associati al vento solare, inclusa la meteorologia spaziale come tempeste magnetiche e aurore.

Non si devono confondere i concetti di "vento solare" (un flusso di particelle ionizzate che arriva dal Sole in 2-3 giorni) e "luce solare" (un flusso di fotoni che arriva dal Sole alla Terra in media in 8 minuti e 17 secondi). In particolare, è l'effetto della pressione della luce solare (non del vento) che viene utilizzato nei cosiddetti progetti di vele solari. La forma del motore per utilizzare l'impulso degli ioni del vento solare come fonte di spinta è una vela elettrica.

Storia

L'ipotesi dell'esistenza di un flusso costante di particelle che volano dal Sole è stata suggerita per la prima volta dall'astronomo britannico Richard Carrington. Nel 1859, Carrington e Richard Hodgson osservarono indipendentemente quello che in seguito fu chiamato un brillamento solare. Il giorno successivo si è verificata una tempesta geomagnetica e Carrington ha ipotizzato una connessione tra questi fenomeni. Successivamente, George Fitzgerald ha suggerito che la materia viene periodicamente accelerata dal Sole e raggiunge la Terra in pochi giorni.

Nel 1916, l'esploratore norvegese Christian Birkeland scrisse: "Da un punto di vista fisico, è molto probabile che i raggi del sole non siano né positivi né negativi, ma entrambi insieme". In altre parole, il vento solare è costituito da elettroni negativi e ioni positivi.

Tre anni dopo, nel 1919, Frederick Lindemann suggerì anche che le particelle di entrambe le cariche, protoni ed elettroni, provenissero dal Sole.

Negli anni '30, gli scienziati hanno stabilito che la temperatura della corona solare dovrebbe raggiungere un milione di gradi, poiché la corona rimane abbastanza luminosa a una grande distanza dal Sole, che è chiaramente visibile durante le eclissi solari. Successive osservazioni spettroscopiche hanno confermato questa conclusione. A metà degli anni '50, il matematico e astronomo britannico Sidney Chapman determinò le proprietà dei gas a queste temperature. Si è scoperto che il gas diventa un eccellente conduttore di calore e dovrebbe dissiparlo nello spazio oltre l'orbita terrestre. Allo stesso tempo, lo scienziato tedesco Ludwig Biermann si è interessato al fatto che le code delle comete sono sempre dirette lontano dal Sole. Biermann ha ipotizzato che il sole emetta un flusso costante di particelle che pressurizzano il gas che circonda la cometa, formando una lunga coda.

Nel 1955, gli astrofisici sovietici S.K. Vsekhsvyatsky, G.M. Nikolsky, E.A.Ponomarev e V.I. Cherednichenko hanno dimostrato che una corona estesa perde energia per le radiazioni e può essere in uno stato di equilibrio idrodinamico solo con una distribuzione speciale di potenti fonti interne energia. In tutti gli altri casi, deve esserci un flusso di materia ed energia. Questo processo funge da base fisica per un fenomeno importante: la "corona dinamica". L'entità del flusso di materia è stata stimata dalle seguenti considerazioni: se la corona fosse in equilibrio idrostatico, le altezze di un'atmosfera omogenea per idrogeno e ferro sarebbero 56/1, cioè non si dovrebbero osservare ioni di ferro nella corona lontana. Ma non è così. Il ferro brilla in tutta la corona, con FeXIV osservato negli strati più alti di FeX, sebbene la temperatura cinetica sia più bassa lì. La forza che mantiene gli ioni in uno stato "sospeso" può essere la quantità di moto trasmessa dalle collisioni di un flusso protonico ascendente agli ioni di ferro. È facile trovare il flusso di protoni dalla condizione dell'equilibrio di queste forze. Si è rivelato essere lo stesso seguito dalla teoria idrodinamica, che è stata successivamente confermata da misurazioni dirette. Per il 1955, questo fu un risultato significativo, ma allora nessuno credeva nella "corona dinamica".

Tre anni dopo, Eugene Parker concluse che la corrente calda del Sole nel modello di Chapman e il flusso di particelle che soffia dalle code delle comete nell'ipotesi di Biermann sono due manifestazioni dello stesso fenomeno, che ha chiamato "Vento solare"... Parker ha dimostrato che anche se la corona solare è fortemente attratta dal sole, conduce il calore così bene da rimanere calda per una grande distanza. Poiché la sua attrazione si indebolisce con la distanza dal Sole, un deflusso supersonico di materia nello spazio interplanetario inizia dalla corona superiore. Inoltre, Parker è stato il primo a sottolineare che l'effetto di indebolimento della gravità ha lo stesso effetto sul flusso idrodinamico dell'ugello Laval: produce una transizione di flusso da una fase subsonica a una supersonica.

La teoria di Parker è stata pesantemente criticata. Un articolo inviato nel 1958 all'Astrophysical Journal fu respinto da due revisori ed è stato solo grazie all'editore, Subramanian Chandrasekhar, che è apparso sulle pagine della rivista.

Tuttavia, nel gennaio 1959, le prime misurazioni dirette delle caratteristiche del vento solare (Konstantin Gringauz, IKI RAS) furono effettuate dal sovietico Luna-1, utilizzando un contatore a scintillazione e un rilevatore di ionizzazione di gas installato su di esso. Tre anni dopo, le stesse misurazioni furono effettuate dall'americana Marcia Neugebauer utilizzando i dati della stazione Mariner-2.

Tuttavia l'accelerazione del vento ad alte velocità non era ancora compresa e non poteva essere spiegata dalla teoria di Parker. I primi modelli numerici del vento solare nella corona utilizzando le equazioni della magnetoidrodinamica furono creati da Pnevman e Knopp nel 1971.

Alla fine degli anni '90, utilizzando lo spettrometro coronale ultravioletto ( Spettrometro coronale ultravioletto (UVCS) ) a bordo sono state effettuate le osservazioni delle regioni di occorrenza di un vento solare veloce ai poli solari. Si è scoperto che l'accelerazione del vento è molto maggiore di quanto ipotizzato in base all'espansione puramente termodinamica. Il modello di Parker ha previsto che la velocità del vento diventa supersonica a un'altitudine di 4 raggi solari dalla fotosfera, e le osservazioni hanno dimostrato che questa transizione avviene significativamente più in basso, a circa 1 raggio solare, confermando che esiste un meccanismo aggiuntivo per accelerare il vento solare.

Specifiche

La corrente eliosferica è il risultato dell'influenza del campo magnetico rotante del Sole sul plasma nel vento solare.

A causa del vento solare, il Sole perde circa un milione di tonnellate di materia ogni secondo. Il vento solare è composto principalmente da elettroni, protoni e nuclei di elio (particelle alfa); nuclei di altri elementi e particelle non ionizzate (elettricamente neutre) sono contenuti in quantità molto piccole.

Sebbene il vento solare provenga dallo strato esterno del Sole, non riflette la composizione reale degli elementi in questo strato, poiché a seguito di processi di differenziazione, il contenuto di alcuni elementi aumenta e alcuni diminuisce (effetto FIP).

L'intensità del vento solare dipende dai cambiamenti nell'attività solare e dalle sue sorgenti. Osservazioni a lungo termine nell'orbita terrestre (a circa 150 milioni di km dal Sole) hanno dimostrato che il vento solare è strutturato ed è solitamente suddiviso in calmo e disturbato (sporadico e ricorrente). I flussi calmi, a seconda della velocità, si dividono in due classi: lento (circa 300-500 km / s vicino all'orbita terrestre) e veloce (500-800 km / s vicino all'orbita terrestre). A volte il vento stazionario si riferisce alla regione del foglio di corrente eliosferica, che separa le regioni di diversa polarità del campo magnetico interplanetario, e per le sue caratteristiche è vicina al vento lento.

Vento solare lento

Il vento solare lento è generato dalla parte "calma" della corona solare (la regione delle stelle filanti coronali) durante la sua espansione gasdinamica: ad una temperatura della corona di circa 2 · 10 6 K, la corona non può essere in equilibrio idrostatico, e questa espansione nelle condizioni al contorno esistenti dovrebbe portare ad un'accelerazione della corona sostanze a velocità supersoniche. Il riscaldamento della corona solare a tali temperature avviene a causa della natura convettiva del trasferimento di calore nella fotosfera solare: lo sviluppo di turbolenze convettive nel plasma è accompagnato dalla generazione di intense onde magnetosoniche; a loro volta, quando si propagano nella direzione della diminuzione della densità dell'atmosfera solare, le onde sonore si trasformano in onde d'urto; le onde d'urto vengono efficacemente assorbite dal materiale corona e lo riscaldano fino a una temperatura di (1-3) 10 6 K.

Vento solare veloce

I flussi di un vento solare veloce ricorrente vengono emessi dal Sole per diversi mesi e hanno un periodo di ricorrenza per le osservazioni dalla Terra di 27 giorni (il periodo di rotazione del Sole). Questi flussi sono associati a fori coronali - regioni della corona con una temperatura relativamente bassa (circa 0,8 · 10 6 K), una densità del plasma ridotta (solo un quarto della densità delle regioni tranquille della corona) e un campo magnetico radiale al Sole.

Flussi disturbati

I flussi perturbati includono la manifestazione interplanetaria di espulsioni di massa coronale (CME), nonché regioni di compressione davanti a CME veloci (chiamate Sheath nella letteratura inglese) e prima di flussi veloci da fori coronali (chiamate regioni di interazione corotante - CIR nella letteratura inglese). Circa la metà delle osservazioni di Sheath e CIR può avere uno shock interplanetario di fronte a loro. È nei tipi disturbati di vento solare che il campo magnetico interplanetario può deviare dal piano dell'eclittica e contenere la componente meridionale del campo, il che porta a molti effetti della meteorologia spaziale (attività geomagnetica, comprese le tempeste magnetiche). In precedenza si presumeva che i flussi sporadici disturbati fossero causati da eruzioni solari, ma ora si ritiene che i flussi sporadici nel vento solare siano dovuti a espulsioni coronali. Allo stesso tempo, va notato che sia i brillamenti solari che le espulsioni coronali sono associate alle stesse fonti di energia sul Sole e c'è una relazione statistica tra loro.

Secondo il tempo di osservazione di vari tipi di vento solare su larga scala, i flussi veloci e lenti sono circa il 53%, la corrente eliosferica è del 6%, il CIR è il 10%, il CME è il 22%, la guaina è del 9% e il rapporto tra i tempi di osservazione di diversi tipi varia notevolmente nel ciclo solare. attività.

Fenomeni del vento solare

A causa dell'elevata conduttività del plasma del vento solare, il campo magnetico del Sole viene congelato nei flussi del vento in uscita e viene osservato nel mezzo interplanetario sotto forma di un campo magnetico interplanetario.

Il vento solare forma il confine dell'eliosfera, impedendone così la penetrazione. Il campo magnetico del vento solare attenua notevolmente i raggi cosmici galattici provenienti dall'esterno. Un aumento locale del campo magnetico interplanetario porta a diminuzioni a breve termine dei raggi cosmici, Forbush diminuisce e diminuzioni su larga scala del campo portano a aumenti a lungo termine. Quindi nel 2009, durante il periodo di un minimo prolungato di attività solare, l'intensità della radiazione vicino alla Terra è aumentata del 19% rispetto a tutti i massimi osservati in precedenza.

Il vento solare genera sul sistema solare, che possiede un campo magnetico, fenomeni come la magnetosfera, le aurore e le fasce di radiazione dei pianeti.

L'atmosfera del Sole è composta al 90% da idrogeno. La sua parte più distante dalla superficie è chiamata corona del Sole ed è chiaramente visibile durante le eclissi solari totali. La temperatura della corona raggiunge 1,5-2 milioni di K e il gas corona è completamente ionizzato. A tale temperatura del plasma, la velocità termica dei protoni è di circa 100 km / s e degli elettroni - diverse migliaia di chilometri al secondo. Per superare l'attrazione solare è sufficiente una velocità iniziale di 618 km / s, la seconda velocità cosmica del Sole. Pertanto, c'è una perdita costante di plasma dalla corona solare nello spazio. Questo flusso di protoni ed elettroni è chiamato vento solare.

Superata l'attrazione del Sole, le particelle del vento solare volano lungo traiettorie rettilinee. La velocità di ciascuna particella cambia appena con la rimozione, ma può essere diversa. Questa velocità dipende principalmente dallo stato della superficie solare, dal "tempo" sul Sole. In media è pari av ≈ 470 km / s. Il vento solare supera la distanza dalla Terra in 3-4 giorni. In questo caso, la densità delle particelle al suo interno diminuisce in proporzione inversa al quadrato della distanza dal Sole. Ad una distanza pari al raggio dell'orbita terrestre, in 1 cm 3 ci sono mediamente 4 protoni e 4 elettroni.

Il vento solare riduce la massa della nostra stella - il Sole - di 10,9 kg al secondo. Sebbene questo numero sembri grande sulla scala terrestre, in realtà è piccolo: la diminuzione della massa solare può essere vista solo per migliaia di volte più lunga dell'attuale età del Sole, che è di circa 5 miliardi di anni.

L'interazione del vento solare con un campo magnetico è interessante e insolita. È noto che le particelle cariche di solito si muovono in un campo magnetico H lungo un cerchio o lungo linee elicoidali. Questo è vero, tuttavia, solo quando il campo magnetico è abbastanza forte. Più precisamente, per il moto di particelle cariche in circolo, la densità di energia del campo magnetico H 2 / 8π deve essere maggiore della densità di energia cinetica del plasma in movimento ρv 2/2. Nel vento solare la situazione è opposta: il campo magnetico è debole. Pertanto, le particelle cariche si muovono in linea retta e il campo magnetico non è costante, si muove insieme al flusso delle particelle, come se fosse portato via da questo flusso alla periferia del sistema solare. La direzione del campo magnetico nell'intero spazio interplanetario rimane la stessa che era sulla superficie del Sole al momento dell'uscita del plasma del vento solare.

Il campo magnetico, di regola, cambia la sua direzione 4 volte quando si cammina lungo l'equatore del Sole. Il sole ruota: i punti all'equatore completano una rivoluzione in T \u003d 27 giorni. Pertanto, il campo magnetico interplanetario è diretto lungo delle spirali (vedi Fig.), E l'intera immagine di questa figura ruota seguendo la rotazione della superficie solare. L'angolo di rotazione del Sole cambia come φ \u003d 2π / T. La distanza dal Sole aumenta con la velocità del vento solare: r \u003d vt. Da qui l'equazione delle spirali in Fig. ha la forma: φ \u003d 2πr / vT. A distanza dell'orbita terrestre (r \u003d 1,5 10 11 m), l'angolo di inclinazione del campo magnetico rispetto al vettore del raggio è, come è facile verificare, di 50 °. In media, un tale angolo viene misurato da un veicolo spaziale, ma non molto vicino alla Terra. In prossimità dei pianeti, il campo magnetico è organizzato in modo diverso (vedi Magnetosfera).