Storia

Probabilmente il primo a prevedere l'esistenza del vento solare è stato l'esploratore norvegese Kristian Birkeland nella città "Dal 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.

Negli anni '30, gli scienziati hanno stabilito che la temperatura della corona solare dovrebbe raggiungere un milione di gradi, poiché la corona rimane sufficientemente 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 (tedesco. Ludwig Franz Benedikt Biermann ) si interessò 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 di quello 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 (ing. Eugene N. Parker) ha concluso che il flusso caldo dal Sole nel modello di Chapman e il flusso di particelle che volano via 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, inizia un deflusso supersonico di materia nello spazio interplanetario 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, l'accelerazione del vento ad alte velocità non era ancora stata 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 (ing. Pneuman e Knopp) in g.

Alla fine degli anni '90, utilizzando lo spettrometro coronale ultravioletto (ing. Spettrometro coronale ultravioletto (UVCS) ) a bordo del satellite SOHO, sono state effettuate osservazioni delle regioni in cui si è verificato 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

A causa del vento solare, il Sole perde circa un milione di tonnellate di materia ogni secondo. vento soleggiato consiste principalmente di 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 150.000.000 di km dal Sole) hanno dimostrato che il vento solare è strutturato e solitamente si divide in calmo e disturbato (sporadico e ricorrente). A seconda della velocità, i flussi di vento solare calmo sono divisi 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 dell'interplanetario campo magnetico, e le sue caratteristiche sono vicine 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 buchi 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 pensava 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 associati alle stesse fonti di energia sul Sole e tra loro esiste una relazione statistica.

Secondo il tempo di osservazione di vari tipi di vento solare su larga scala, i flussi veloci e lenti sono circa il 53%, lo strato di 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

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

Nella cultura

"Solar Wind" è una storia del 1963 del famoso scrittore di fantascienza Arthur Clarke.

Appunti

1. Kristian Birkeland, "I raggi corpuscolari solari che penetrano nell'atmosfera terrestre sono raggi negativi o positivi?" nel Videnskapsselskapets Skrifter, I Mat - Naturv. Klasse No.1, Christiania, 1916.
2. Rivista filosofica, Serie 6, Vol. 38, n. 228, dicembre 1919, 674 (sul vento solare)
3. Ludwig Biermann (1951). "Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung". Zeitschrift für Astrophysik 29 : 274.
4. Vsekhsvyatsky S.K., Nikolsky G.M., Ponomarev E.A., Cherednichenko V.I. (1955). "Sulla questione della radiazione corpuscolare del Sole". Rivista astronomica 32 : 165.
5. Christopher T. Russell . Institute of Geophysics and Planetary Physics University of California, Los Angeles... Archiviato dall'originale il 22 agosto 2011. Estratto il 7 febbraio 2007.
6. Roach, John... Astrofisico riconosciuto per la scoperta del vento solare, National Geographic News (27 agosto 2003). Estratto il 13 giugno 2006.
7. Eugene Parker (1958). Dinamica del gas interplanetario e dei campi magnetici. The Astrophysical Journal 128 : 664.
8. Luna 1. NASA National Space Science Data Center. Archiviato dall'originale il 22 agosto 2011. Estratto il 4 agosto 2007.
9. (Russo) 40 ° anniversario dell'era spaziale nell'Istituto di ricerca scientifica di fisica nucleare dell'Università statale di Mosca, contiene il grafico che mostra il rilevamento di particelle da Luna-1 a varie altitudini.
10. M. Neugebauer e C. W. Snyder (1962). Esperimento al plasma solare. Scienza 138 : 1095–1097.
11. G. W. Pneuman e R. A. Kopp (1971). "Interazioni del campo magnetico gassoso nella corona solare". Fisica solare 18 : 258.
12. Ermolaev Yu. I., Nikolaeva N.S., Lodkina I. G., Ermolaev M. Yu. Frequenza relativa di occorrenza e geoefficacia di tipi di vento solare su larga scala // Esplorazione dello spazio... - 2010. - T. 48. - N. 1. - P. 3–32.
13. I raggi cosmici hanno colpito l'era spaziale. NASA (28 settembre 2009). Archiviato dall'originale il 22 agosto 2011. Estratto il 30 settembre 2009. (Inglese)

Letteratura

• Parker E.N. Processi dinamici nel mezzo interplanetario / Per. dall'inglese. M .: Mir, 1965
• Pudovkin M.I. Vento solare // Giornale educativo Soros, 1996, n. 12, p. 87-94.
• Contro Hundhausen A. Espansione della corona e del vento solare / Per. dall'inglese. Mosca: Mir, 1976
• Enciclopedia fisica, vol.4 - M .: Great Russian Encyclopedia p. 586, p. 587 e p. 588
• Fisica dello spazio. Little Encyclopedia, Mosca: Enciclopedia sovietica, 1986
• Heliosphere (Ed. By I.S. Veselovsky, Yu.I. Ermolaev) nella monografia Plasma Heliogeophysics / Ed. L. M. Zeleny, I. S. Veselovsky. In 2 volumi M .: Fiz-matlit, 2008. T. 1. 672 p.; T. 2.560 s.

Guarda anche

Collegamenti

Il Sole
Struttura	Nucleo · Zona di trasferimento radiante · Zona convettiva
Atmosfera	Fotosfera · Cromosfera · Corona solare
Esteso struttura	Eliosfera (foglio corrente eliosferico · Confine dell'onda d'urto) · Mantello eliosferico · Eliopausa · Onda d'urto della testa
Legato al sole fenomeni	Eclissi solare · Attività solare (macchie solari ·

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, linee senza firma - linee di forza del 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 del sistema solare, così come 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 solare, trans. dall'inglese., M., 1973; Hundhausen A., espansione Corona e vento solare, trans. dall'inglese, M., 1976. O. L. Vaysberg.

Flusso radiale costante del plasma solare. corona nella produzione interplanetaria. Il flusso di energia proveniente dall'interno del Sole riscalda il plasma corona a 1,5-2 milioni di K. Costante. il riscaldamento non è bilanciato dalla perdita di energia dovuta alla radiazione, poiché la corona è piccola. Significa energia in eccesso. i gradi sono portati via dai ch-ts di S. del secolo. (\u003d 1027-1029 erg / s). La corona, quindi, non è idrostatica. equilibrio, è in continua espansione. Secondo la composizione del S. sec. non differisce dal plasma della corona (S. secolo contiene hl. arr. protoni, el-ny, pochi nuclei di elio, ioni di ossigeno, silicio, zolfo, ferro). Alla base della corona (a 10mila km dalla fotosfera del Sole) i ch-ts hanno una radiale dell'ordine di centinaia di m / s, a una distanza di parecchi. sole raggi raggiunge la velocità del suono nel plasma (100-150 km / s), vicino all'orbita terrestre la velocità dei protoni è di 300-750 km / se i loro spazi. - da diversi. ch-c a diversi. decine di ch-c in 1 cm3. Con l'aiuto dello spazio interplanetario. stazioni stabilirono che fino all'orbita di Saturno, la densità di flusso ch-c S. in. decresce secondo la legge (r0 / r) 2, dove r è la distanza dal Sole, r0 è il livello iniziale. C. in. porta con sé gli anelli delle linee di forza del sole. magn. campi, a segale formano il magn interplanetario. ... Combinazione radiale movimento ch-ch C. in. con la rotazione del Sole dà a queste linee la forma di spirali. Struttura su larga scala di magn. il campo in prossimità del Sole ha la forma di settori, in cui il campo è diretto dal Sole o verso di esso. La dimensione della cavità occupata dalla testa di aspirazione non è nota esattamente (il suo raggio, a quanto pare, non è inferiore a 100 UA). Ai confini di questa cavità, dinamico. C. in. deve essere bilanciata dalla pressione del gas interstellare, galattico. magn. campi e galattici. cosm. raggi. In prossimità della Terra, la collisione del flusso con un geomagn. campo genera un'onda d'urto stazionaria davanti alla magnetosfera terrestre (dal lato del Sole, Fig.).

C. in. sembra scorrere intorno alla magnetosfera, limitandone la lunghezza nel viale. Cambiamenti nell'intensità dell'energia solare associata ai brillamenti solari, yavl. principale la causa del disturbo geomagn. campi e magnetosfere (tempeste magnetiche).

Per il Sole, perde da nord. \u003d 2X10-14 parte della sua massa Msol. È naturale supporre che un deflusso di una sostanza, simile a un S. secolo, esista anche per altre stelle (""). Dovrebbe essere particolarmente intenso nelle stelle massicce (con una massa \u003d diversi decimali di Msuns) e con una temperatura superficiale elevata (\u003d 30-50 mila K) e nelle stelle con atmosfera estesa (giganti rosse), poiché in Nel primo caso, le particelle di una corona stellare fortemente sviluppata hanno un'energia sufficientemente alta per superare l'attrazione della stella, e nel secondo, la parabolica è bassa. velocità (velocità di fuga; (vedi VELOCITÀ SPAZIALE)). Si intende. la perdita di massa con vento stellare (\u003d 10-6 Msol / anno e più) può influenzare in modo significativo l'evoluzione delle stelle. A sua volta, il vento stellare crea "bolle" di gas caldo nel mezzo interstellare - fonti di raggi X. radiazione.

Dizionario enciclopedico fisico. - M .: enciclopedia sovietica. . 1983 .

SOLAR WIND è un flusso continuo di plasma di origine solare, 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 (L. Biermann) negli anni '50. sull'analisi delle forze che agiscono 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. 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. Flussi veloci provenienti dalle aree della corona solare, dove la struttura di magn. il campo è vicino al radiale. fori coronali. Flusso lento p. nel. sono collegati, apparentemente, con aree della corona, in cui c'è un mezzo, 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 si trovano anche -particelle, Misure 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-sound, onde al plasma). Parte 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. campi naplasma porta al fatto che S. secolo. si comporta come un mezzo continuo. Le onde del tipo Alfvén svolgono un ruolo importante nell'accelerazione dei piccoli componenti C.

Figura: 1. Enorme vento solare. L'asse orizzontale è il rapporto tra la massa delle particelle e la sua carica e 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 ionica.

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

Il processo stazionario di deflusso del plasma corona è sovrapposto da processi non stazionari associati bagliori sul sole. Con forti razzi, la materia viene espulsa dal fondo. regioni della corona nel mezzo interplanetario. 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,

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, v k) ad una certa criticità. distanza R e successiva espansione a velocità supersonica. Questa soluzione fornisce una pressione infinitamente piccola all'infinito, che gli consente di essere abbinato alla bassa pressione del mezzo interstellare. Il corso di questo tipo è stato nominato da J. Parker da S. in. , 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. conducibilità termica, viscosità,

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, poiché il trasferimento di calore alla cromosfera, el.-magn. corona e conducibilità termica elettronicapp. nel. insufficiente per stabilire l'equilibrio termico della corona. La conducibilità termica elettronica fornisce una lenta diminuzione della temperatura di S. in. con la distanza. la luminosità del 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 (IMF) Sebbene l'intensità dell'IMF sia bassa e la densità della sua energia sia circa l'1% della densità cinetica. energia di S. in., gioca un ruolo importante nella termodinamica p. nel. e nella dinamica delle interazioni di S. con i corpi del sistema solare, così come 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 la forma, B R e componenti azimutali di magn. i campi cambiano in modo diverso con la distanza vicino al piano dell'eclittica:

dov'è ang. la velocità di rotazione del sole, e - componente della velocità radiale c., 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.

Figura: 5. La forma della linea di forza 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, velocità, temp-pa, concentrazione di particelle, ecc.) anche in cf. naturalmente cambia la sezione trasversale di ogni settore, che è associata all'esistenza di un flusso veloce di S. in. I confini dei settori si trovano solitamente all'interno del flusso lento del nord. Molto spesso ci sono 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 del settore 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 -radiali IMF hanno segni diversi su diversi lati del veicolo. 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 sopra o sotto la ST, a causa della quale cade in settori con segni diversi della componente radiale dell'IMF.

Vicino al sole nel secolo settentrionale. ci sono gradienti di velocità longitudinali e latitudinali di onde d'urto senza collisione (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 eclittico (inclinato 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 corte mostrano la direzione del vento solare, le linee con le frecce mostrano le linee del campo magnetico, la linea tratteggiata mostra i confini del settore (l'intersezione del piano della figura con il foglio corrente).

Poiché la velocità dell'onda d'urto è inferiore alla velocità dell'arco solare, 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. Ambiente interplanetario). Espandere C. nel. 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., Dinamica nel mezzo interplanetario, O. L. Vaisberg.

Enciclopedia fisica. In 5 volumi. - M .: enciclopedia sovietica. Capo redattore A.M. Prokhorov. 1988 .

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Può essere utilizzato non solo come dispositivo di propulsione per velieri spaziali, ma anche come fonte di energia. L'uso più famoso del vento solare in questa capacità è stato proposto per la prima volta da Freeman Dyson, il quale ha suggerito che una civiltà altamente sviluppata potrebbe creare una sfera attorno a una stella che raccolga tutta l'energia che emette. Partendo da questo, è stato proposto anche un altro metodo di ricerca di civiltà extraterrestri.

Nel frattempo, un gruppo di ricerca della Washington State University guidato da Brooks Harrop ha proposto un concetto più pratico per sfruttare l'energia del vento solare - i satelliti Dyson-Harrop. Sono centrali elettriche abbastanza semplici che raccolgono elettroni dal vento solare. Una lunga barra di metallo puntata verso il sole viene energizzata per generare un campo magnetico che attirerà gli elettroni. All'altra estremità c'è un ricevitore trappola di elettroni, costituito da una vela e un ricevitore.

Secondo i calcoli di Harrop, un satellite con un'asta di 300 metri, di 1 cm di spessore e una trappola di 10 metri, in orbita terrestre sarà in grado di "raccogliere" fino a 1,7 MW. Questo è sufficiente per alimentare circa 1.000 case private. Lo stesso satellite, ma con un'asta lunga un chilometro e una vela di 8400 chilometri, sarà in grado di “raccogliere” già 1 miliardo di miliardi di gigawatt di energia (10 27 W). Resta solo da trasferire questa energia alla Terra per abbandonare tutti i suoi altri tipi.

Il team di Harrop suggerisce di trasmettere energia usando un raggio laser. Tuttavia, se il design del satellite stesso è abbastanza semplice e abbastanza fattibile a livello tecnologico moderno, la creazione di un "cavo" laser è ancora tecnicamente impossibile. Il fatto è che per la raccolta efficace del vento solare, il satellite Dyson-Harrop deve trovarsi al di fuori del piano dell'eclittica, il che significa che si trova a milioni di chilometri dalla Terra. A questa distanza, il raggio laser produrrà un punto di migliaia di chilometri di diametro. Un adeguato sistema di messa a fuoco richiederebbe una lente da 10 a 100 metri di diametro. Inoltre, molti pericoli non possono essere esclusi da possibili guasti del sistema. D'altra parte, l'energia è necessaria nello spazio stesso, e i piccoli satelliti Dyson-Harrop potrebbero benissimo diventare la sua fonte principale, sostituendo pannelli solari e reattori nucleari.

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. Tale riscaldamento può essere dovuto a due ragioni: la dissipazione di energia associata alla turbolenza del plasma e l'influenza di atomi di idrogeno neutri che penetrano nel vento solare dal mezzo interstellare circostante 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 fluiscono intorno alla magnetosfera terrestre, influenzano la sua struttura e processi non stazionari sul Sole (ad esempio, i brillamenti) possono portare a tempeste magnetiche, interrompendo le comunicazioni radio e compromettendo 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