что представляет собой солнечный ветер
Солнечный ветер
По телевизору или радио иногда можно услышать сообщение, что в ближайшие дни из-за воздействия солнечного ветра будут наблюдаться северные сияния, возникнут перебои в работе интернета, мобильных и прочих технических устройств. Вспышки на Солнце сегодня никого не удивляют, но мало кто представляет, как возникают ветровые потоки с ближайшей звезды, какое влияние они оказывают на планету.
Что такое солнечный ветер?
Обычно под словом ветер мы подразумеваем воздушный поток, состоящий из определенного набора газов, находящихся в земной атмосфере. Но есть другое понятие – солнечный ветер. Это ионизированный поток частиц, вытекающих из короны звезды в окружающий космос. Источниками потока являются все существующие звезды, поэтому можно употреблять название «звездный ветер», оно тоже правильное.
Раскаленное состояние звезды обусловлено происходящими внутри нее термоядерными процессами. Корональная часть Солнца разогрета примерно до 1 млн. градусов. В таких температурных условиях атомы движутся с невероятной скоростью, сталкиваются и разлетаются во все стороны. Газы, входящие в состав короны, расширяются, стремятся занять как можно больше пространства.
Газовый поток, удаляясь от светила, набирает скорость, долетает до Земли за несколько суток. В составе солнечного ветра находятся типичные для Солнца элементы: гелий, водород, некоторое количество железа, кремния, серы. Вышедшая из поверхностного слоя звезды масса частиц имеет температуру около 200000°C. Она движется в космическом пространстве со скоростью 300 – 500 км/с, если солнечная активность низкая. Но если корона активна, то скорость солнечного ветра может достигать 1000 – 1200 км/с. Каждую секунду Солнце испускает около 1 млн. тонн ионизированных частиц.
История изучения
Описываемый процесс известен астрономам с 50-х годов 20 века. В астрономии плотно занимаются изучением космического ветра, но до сих пор некоторые его характеристики до конца не исследованы. Агентство NASA реализует космические программы для изучения звездных потоков ветра:
Виды солнечного ветра
Звездный ветер характеризуется непостоянством. Из-за бурных процессов, происходящих в звездных недрах, он меняет скорость и мощность. Выделяются потоки:
Быстрый солнечный ветер
Может вытекать из короны в течение нескольких месяцев, достигает скорости 600 – 800 км/с. Образуется при появлении корональной дыры – участка в поверхностном слое Солнца, отличающегося более низкими показателями температуры и плотности вещества.
Спокойные и быстрые ветры составляют во временном отношении большую часть (53%) всех солнечных излучений.
Медленный солнечный ветер
Исходит из спокойных экваториальных областей коронального слоя, имеет скорость 300 – 500 км/с. Достигает Земли минимум за несколько часов, максимум за 3 суток. Он плотнее быстрого, именно его воздействию кометы обязаны появлением горящего хвоста.
Если бы Земля не была защищена магнитным полем, то жизнь на планете была бы уничтожена медленным излучением.
Возмущенные потоки
Представляют собой кратковременные, отличающиеся неоднородностью и структурной сложностью выплески, вызывающие возмущения магнитосферы Земли. То есть это резкие выбросы коронального вещества, перед которыми идет ударная волна, провоцирующая отклонение планетарного магнитного поля.
В процессе корональный слой выбрасывает огромную протонно-электронную массу, включающую ядра гелия и кислорода, небольшой процент тяжелых элементов. Эта масса несется в космическом пространстве с огромной скоростью, поскольку весь энергетический импульс затрачивается на ускорение. Иногда возмущенные потоки фиксируются перед быстрым излучением из корональной дыры.
Магнитная буря, вызванная данным видом ветра, вызывает ухудшение самочувствия у восприимчивых людей, негативно влияет на технику (мобильные и радиоустройства, интернет-связь).
Для Солнечной системы излучаемый Солнцем ветер является надежной защитой от губительных межзвездных газов. Ветровой поток формирует гелиосферу – защитную газовую оболочку, которую не может преодолеть космическое излучение. На нашей планете под воздействием излучения образовались магнитосфера и радиационные пояса, появляются северные сияния.
Солнечный ветер
Со́лнечный ве́тер (англ. Solar wind ) — поток ионизированных частиц (в основном гелиево-водородной плазмы), истекающий из солнечной короны со скоростью 300—1200 км/с в окружающее космическое пространство. Является одним из основных компонентов межпланетной среды.
Множество природных явлений связано с солнечным ветром, в том числе такие явления космической погоды, как магнитные бури и полярные сияния.
В отношении других звёзд употребляется термин звёздный ветер, так что по отношению к солнечному ветру можно сказать «звёздный ветер Солнца».
Не следует путать понятия «солнечный ветер» (поток ионизированных частиц) и «солнечный свет» (поток фотонов). В частности, именно эффект давления солнечного света (а не ветра) используется в проектах так называемых солнечных парусов.
Содержание
История
Вероятно, что первым предсказал существование солнечного ветра норвежский исследователь Кристиан Биркеланд (норв. Kristian Birkeland ) в 1916 г. «С физической точки зрения наиболее вероятно, что солнечные лучи не являются ни положительными ни отрицательными, но и теми и другими вместе». Другими словами, солнечный ветер состоит из отрицательных электронов и положительных ионов. [1]
Три года спустя, в 1919 Фридерик Линдеманн (англ. Frederick Alexander Lindemann ) также предположил, что частицы обоих зарядов, протоны и электроны, приходят от Солнца. [2]
В 1930-х годах ученые определили, что температура солнечной короны должна достигать миллиона градусов, поскольку корона остается достаточно яркой при большом удалении от Солнца, что хорошо видно во время солнечных затмений. Позднее спектроскопические наблюдения подтвердили этот вывод. В середине 50-х британский математик и астроном Сидни Чепмен определил свойства газов при таких температурах. Оказалось, что газ становится великолепным проводником тепла и должен рассеивать его в пространство за пределы орбиты Земли. В то же время немецкий ученый Людвиг Бирманн (нем. Ludwig Franz Benedikt Biermann ) заинтересовался тем фактом, что хвосты комет всегда направлены прочь от Солнца. Бирманн постулировал, что Солнце испускает постоянный поток частиц, которые создают давление на газ, окружающий комету, образуя длинный хвост. [3]
Тремя годами позже Юджин Паркер (англ. Eugene N. Parker ) сделал вывод, что горячее течение от Солнца в чепменовской модели и поток частиц, сдувающий кометные хвосты в гипотезе Бирманна — это два проявления одного и того же явления, которое он назвал «солнечным ветром». [5] [6] Паркер показал, что даже несмотря на то, что солнечная корона сильно притягивается Солнцем, она столь хорошо проводит тепло, что остается горячей на большом расстоянии. Так как с расстоянием от Солнца его притяжение ослабевает, из верхней короны начинается сверхзвуковое истечение вещества в межпланетное пространство. Более того, Паркер был первым, кто указал, что эффект ослабления гравитации имеет то же влияние на гидродинамическое течение, что и сопло Лаваля: оно производит переход течения из дозвуковой в сверхзвуковую фазу. [7]
Теория Паркера была подвергнута жесткой критике. Статья, посланная в 1958 году Astrophysical Journal была забракована двумя рецензентами и только благодаря редактору, Субраманьяну Чандрасекару попала на страницы журнала.
Однако, ускорение ветра до высоких скоростей еще не было понято и не могло быть объяснено из теории Паркера. Первые численные модели солнечного ветра в короне с использованием уравнений магнитной гидродинамики были созданы Пневманом и Кноппом (англ. Pneuman and Knopp ) в 1971 г. [11]
В конце 1990-х с помощью Ультрафиолетового коронального спектрометра (англ. Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS) ) на борту спутника SOHO были проведены наблюдения областей возникновения быстрого солнечного ветра на солнечных полюсах. Оказалось, что ускорение ветра много больше, чем предполагалось, исходя из чисто термодинамического расширения. Модель Паркера предсказывала, что скорость ветра становится сверхзвуковой на высоте 4 радиусов Солнца от фотосферы, а наблюдения показали, что этот переход происходит существенно ниже, примерно на высоте 1 радиуса Солнца, подтверждая, что существует дополнительный механизм ускорения солнечного ветра.
Характеристики
Из-за солнечного ветра Солнце теряет ежесекундно около одного миллиона тонн вещества. Солнечный ветер состоит в основном из электронов, протонов и ядер гелия (альфа-частиц); ядра других элементов и неионизированных частиц (электрически нейтральных) содержатся в очень незначительном количестве.
Хотя солнечный ветер исходит из внешнего слоя Солнца, он не отражает реального состава элементов в этом слое, так как в результате процессов дифференциации содержание некоторых элементов увеличивается, а некоторых — уменьшается (FIP-эффект).
Интенсивность солнечного ветра зависит от изменений солнечной активности и его источников. Многолетние наблюдения на орбите Земли (около 150 000 000 км от Солнца) показали, что солнечный ветер структурирован и обычно делится на спокойный и возмущенный (спорадический и рекуррентный). В зависимости от скорости, спокойные потоки солнечного ветра делятся на два класса: медленные (примерно 300—500 км/с около орбиты Земли) и быстрые (500—800 км/с около орбиты Земли). Иногда к стационарному ветру относят область гелиосферного токового слоя, который разделяет области различной полярности межпланетного магнитного поля, и по своим характеристикам близок к медленному ветру.
| Параметр | Средняя величина | Медленный солнечный ветер | Быстрый солнечный ветер |
|---|---|---|---|
| Плотность n, см −3 | 8,8 | 11,9 | 3,9 |
| Скорость V, км/с | 468 | 327 | 702 |
| nV, см −2 ·с −1 | 3,8·10 8 | 3,9·10 8 | 2,7·10 8 |
| Темп. протонов Tp, К | 7·10 4 | 3,4·10 4 | 2,3·10 5 |
| Темп. электронов Te, К | 1,4·10 5 | 1,3·10 5 | 1,0·10 5 |
| Te / Tp | 1,9 | 4,4 | 0,45 |
Медленный солнечный ветер
Медленный солнечный ветер порождается «спокойной» частью солнечной короны (областью корональных стримеров) при её газодинамическом расширении: при температуре короны около 2·10 6 К корона не может находиться в условиях гидростатического равновесия, и это расширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгону коронального вещества до сверхзвуковых скоростей. Нагрев солнечной короны до таких температур происходит вследствие конвективной природы теплопереноса в фотосфере солнца: развитие конвективной турбулентности в плазме сопровождается генерацией интенсивных магнитозвуковых волн; в свою очередь при распространении в направлении уменьшения плотности солнечной атмосферы звуковые волны трансформируются в ударные; ударные волны эффективно поглощаются веществом короны и разогревают её до температуры (1—3)·10 6 К.
Быстрый солнечный ветер
Потоки рекуррентного быстрого солнечного ветра испускаются Солнцем в течение нескольких месяцев и имеют период повторяемости при наблюдениях с Земли в 27 суток (период вращения Солнца). Эти потоки ассоциированы с корональными дырами — областями короны с относительно низкой температурой (примерно 0,8·10 6 К), пониженной плотностью плазмы (всего четверть плотности спокойных областей короны) и радиальным по отношению к Солнцу магнитным полем.
Возмущенные потоки
Феномены, порождаемые солнечным ветром
Благодаря высокой проводимости плазмы солнечного ветра магнитное поле Солнца оказывается вмороженным в истекающие потоки ветра и наблюдается в межпланетной среде в виде межпланетного магнитного поля.
Солнечный ветер образует границу гелиосферы, благодаря чему препятствует проникновению межзвёздного газа в Солнечную систему. Магнитное поле солнечного ветра значительно ослабляет приходящие извне галактические космические лучи. Локальное повышение межпланетного магнитного поля приводит к краткосрочным понижениям космических лучей, Форбуш-понижениям, а крупномасштабные уменьшения поля приводят к их долгосрочным возрастаниям. Так в 2009 году, в период затянувшегося минимума солнечной активности, интенсивность излучения вблизи Земли выросла на 19 % относительно всех наблюдаемых ранее максимумов. [13]
В культуре
Примечания
Литература
См. также
Ссылки
 Солнце | ||
|---|---|---|
| Структура | Ядро · Зона лучистого переноса · Конвективная зона |  |
| Атмосфера | Фотосфера · Хромосфера · Солнечная корона | |
| Расширенная структура | Гелиосфера (Гелиосферный токовый слой · Граница ударной волны) · Гелиосферная мантия · Гелиопауза · Головная ударная волна | |
| Относящиеся к Солнцу феномены | Солнечное затмение · Солнечная активность (Солнечные пятна · Солнечные вспышки · Корональные выбросы массы) · Солнечная радиация (Вариации солнечного излучения) · Корональные дыры · Корональные петли · Факелы · Гранулы · Флоккулы · Протуберанцы и волокна · Спикулы · Супергрануляция · Солнечный ветер · Волна Мортона | |
| Связанные темы | Солнечная система · Солнечное динамо · Звёздная эволюция | |
| Спектральный класс: G2 | ||
Полезное
Смотреть что такое «Солнечный ветер» в других словарях:
СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР — постоянный радиальный поток плазмы солн. короны в межпланетное пр во. Поток энергии, идущий из недр Солнца, нагревает плазму короны до 1,5 2 млн. К. Пост. нагрев не уравновешивается потерей энергии за счёт излучения, т. к. плотность короны мала.… … Физическая энциклопедия
СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР — СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР, поток плазмы солнечной короны, заполняющий Солнечную систему до расстояния 100 астрономических единиц от Солнца, где давление межзвездной среды уравновешивает динамическое давление потока. Основной состав протоны, электроны, ядра … Современная энциклопедия
СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР — СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР, устойчивый поток заряженных частиц (главным образом, протонов и электронов), разгоняемый высокой температурой солнечной КОРОНЫ до скоростей, достаточно больших, чтобы частицы преодолели тяготение Солнца. Солнечный ветер отклоняет … Научно-технический энциклопедический словарь
Солнечный ветер — СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР, поток плазмы солнечной короны, заполняющий Солнечную систему до расстояния 100 астрономических единиц от Солнца, где давление межзвездной среды уравновешивает динамическое давление потока. Основной состав протоны, электроны, ядра … Иллюстрированный энциклопедический словарь
СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР — истечение плазмы солнечной короны в межпланетное пространство. На уровне орбиты Земли средняя скорость частиц солнечного ветра (протонов и электронов) около 400 км/с, число частиц несколько десятков в 1 см³ … Большой Энциклопедический словарь
СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР — «СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР», СССР, ЭКРАН (ОСТАНКИНО), 1982, цв. Телесериал. Героиня киноромана молодой ученый Надежда Петровская, работающаянад проблемами, находящимися на стыке различных наук.Последняя работа в кино Андрея Попова (39 ролей в кино). В… … Энциклопедия кино
Солнечный ветер — представляет собой постоянное радиальное истечение плазмы солнечной короны (См. Солнечная корона) в межпланетное пространство. Образование С. в. связано с потоком энергии, поступающим в корону из более глубоких слоев Солнца. По видимому,… … Большая советская энциклопедия
солнечный ветер — истечение плазмы солнечной короны в межпланетное пространство. На уровне орбиты Земли средняя скорость частиц солнечного ветра (протонов и электронов) около 400 км/с, число частиц от нескольких единиц до нескольких десятков в 1 см3. * * *… … Энциклопедический словарь
солнечный ветер — косм. Поток заряженных частиц, исходящий от Солнца. В основном солнечный ветер состоит из полностью или частично ионизированных водорода и гелия (вещество, находящееся в таком состоянии, получило название плазмы), которые летят со средней… … Универсальный дополнительный практический толковый словарь И. Мостицкого
солнечный ветер — Saulės vėjas statusas T sritis fizika atitikmenys: angl. solar wind vok. Sonnenwind, m rus. солнечный ветер, m pranc. vent solaire, m … Fizikos terminų žodynas
СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР
СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР – это поток заряженных частиц (плазмы), увлекающий за собой силовые линии магнитных полей Солнца и обтекающий магнитосферу Земли
В 1957 профессор Чикагского университета Е.Паркер теоретически предсказал явление, которое и получило наименование «солнечный ветер». Понадобилось два года, чтобы это предсказание было подтверждено экспериментально при помощи приборов, установленных на советских космических аппаратах «Луна-2» и «Луна-3» группой К.И.Грингауза. Что же представляет собой это явление?
Солнечный ветер – это поток полностью ионизованного водородного газа, называемого обычно полностью ионизованной водородной плазмой в силу примерно одинаковой плотности электронов и протонов (условие квазинейтральности), который с ускорением движется от Солнца. В районе орбиты Земли (на одной астрономической единице или, на 1 АЕ от Солнца) его скорость достигает среднего значения VE » 400–500 км/сек при температуре протонов TE » 100 000К и несколько большей температуре электронов (индекс «Е» здесь и в дальнейшем относится к орбите Земли). При таких температурах скорость на 1 АЕ существенно превосходит скорость звука, т.е. поток солнечного ветра в районе орбиты Земли является сверхзвуковым (или гиперзвуковым). Измеренная концентрация протонов (или электронов) достаточно мала и составляет величину nE » 10–20 частиц в кубическом сантиметре. Кроме протонов и электронов, в межпланетном космическом пространстве были обнаружены альфа-частицы (порядка нескольких процентов от концентрации протонов), небольшое количество более тяжелых частиц, а также межпланетное магнитное поле, средняя величина индукции которого оказалась на орбите Земли порядка нескольких гамм (1g = 10 –5 гаусс).
Крах представления о статической солнечной короне.
В течение достаточно длительного времени считалось, что все атмосферы звезд находятся в состоянии гидростатического равновесия, т.е. в состоянии, когда сила гравитационного притяжения данной звезды уравновешивается силой, связанной с градиентом давления (изменением давления в атмосфере звезды на расстоянии r от центра звезды. Математически это равновесие выражается в виде обыкновенного дифференциального уравнения,
где G – гравитационная постоянная, M* – масса звезды, p и r – давление и массовая плотность на некотором расстоянии r от звезды. Выражая массовую плотность из уравнения состояния для идеального газа
через давление и температуру и интегрируя полученное уравнение, получаем так называемую барометрическую формулу (R – газовая постоянная), которая в частном случае постоянной температуры Т имеет вид
где p0 – представляет собой давление у основания атмосферы звезды (при r = r0). Поскольку до работы Паркера считалось, что солнечная атмосфера, так же как и атмосферы других звезд, находится в состоянии гидростатического равновесия, то ее состояние определялось аналогичными формулами. Учитывая необычное и не до конца еще понятое явление резкого возрастания температуры примерно от 10 000 К на поверхности Солнца до 1 000 000 К в солнечной короне, С.Чепмен развил теорию статической солнечной короны, которая должна была плавно переходить в локальную межзвездную среду, окружающую Солнечную систему. Отсюда следовало, что, согласно представлениям С.Чепмена, Земля, совершающая свои обороты вокруг Солнца, погружена в статическую солнечную корону. Эта точка зрения в течение длительного времени разделялась астрофизиками.
Удар по этим уже установившимся представлениям был нанесен Паркером. Он обратил внимание на то, что давление на бесконечности (при r ® Ґ), которое получается из барометрической формулы, по величине почти в 10 раз превосходит давление, которое было принято в то время для локальной межзвездной среды. Чтобы устранить это расхождение Е.Паркер предположил, что солнечная корона не может находиться в гидростатическом равновесии, а должна непрерывно расширяться в окружающую Солнце межпланетную среду, т.е. радиальная скорость V солнечной короны не равна нулю. При этом вместо уравнения гидростатического равновесия он предложил использовать гидродинамическое уравнение движения вида, где МЕ – масса Солнца.
При заданном распределении температуры Т, как функции расстояния от Солнца, решение этого уравнения с использованием барометрической формулы для давления и уравнение сохранения массы в виде
можно трактовать как солнечный ветер и именно при помощи этого решения с переходом от дозвукового течения (при r r*) можно согласовать давление р с давлением в локальной межзвездной среде, а, следовательно, именно это решение, названное солнечным ветром, осуществляется в природе.
Первые прямые измерения параметров межпланетной плазмы, которые проводились на первых космических аппаратах, выходивших в межпланетное космическое пространство, подтвердили правильность идеи Паркера о наличии сверхзвукового солнечного ветра, причем оказалось, что уже в районе орбиты Земли скорость солнечного ветра намного превосходит скорость звука. С тех пор нет сомнения, что представление Чепмена о гидростатическом равновесии солнечной атмосферы ошибочно, а солнечная корона непрерывно расширяется со сверхзвуковой скоростью в межпланетное космическое пространство. Несколько позже астрономические наблюдения показали, что и многие другие звезды обладают «звездными ветрами», аналогичными солнечному ветру.
Несмотря на то, что солнечный ветер предсказан теоретически на основе сферически-симметричной гидродинамической модели, само явление оказалось значительно сложнее.
Какова реальная картина движения солнечного ветра? В течение длительного времени солнечный ветер считался сферически-симметричным, т.е. независимым от солнечных широты и долготы. Поскольку космические аппараты до 1990, когда был запущен космический аппарат «Улисс» (Ulysses), в основном, летали в плоскости эклиптики, то измерения на таких космических аппаратах давали распределения параметров солнечного ветра только в этой плоскости. Расчеты, проводимые по наблюдениям отклонения хвостов комет, указывали на приблизительную независимость параметров солнечного ветра от солнечной широты, однако, этот вывод на основании кометных наблюдений не был достаточно надежен из-за сложностей интерпретации этих наблюдений. Хотя долготная зависимость параметров солнечного ветра измерялась приборами, установленными на космических аппаратах, тем не менее, она была либо незначительной и связывалась с межпланетным магнитным полем солнечного происхождения, либо с кратковременными нестационарными процессами на Солнце (главным образом, с солнечными вспышками).
Измерения параметров плазмы и магнитного поля в плоскости эклиптики показали, что в межпланетном пространстве могут существовать так называемые секторные структуры с различными параметрами солнечного ветра и различным направлением магнитного поля. Такие структуры вращаются вместе с Солнцем и явно указывают на то, что они являются следствием аналогичной структуры в солнечной атмосфере, параметры которой зависят, таким образом, от солнечной долготы. Качественно четырехсекторная структура показана на рис. 1.
При этом наземные телескопы обнаруживают общее магнитное поле на поверхности Солнца. Его средняя величина оценивается в 1 Гс, хотя в отдельных фотосферных образованиях, например, в солнечных пятнах магнитное поле может быть на порядки величины больше. Поскольку плазма является хорошим проводником электричества, то солнечные магнитные поля так или иначе взаимодействуют с солнечным ветром вследствие появления пондеромоторной силы j ґ B. Эта сила мала в радиальном направлении, т.е. она практически не влияет на распределение радиальной компоненты солнечного ветра, однако ее проекция на перпендикулярное к радиальному направление приводит к появлению у солнечного ветра тангенциальной компоненты скорости. Хотя эта компонента почти на два порядка меньше радиальной, она играет существенную роль в выносе из Солнца момента количества движения. Астрофизики предполагают, что последнее обстоятельство может играть существенную роль в эволюции не только Солнца, но и у других звезд, у которых обнаружен звездный ветер. В частности, для объяснения резкого уменьшения угловой скорости звезд позднего спектрального класса часто привлекается гипотеза о передаче ими вращательного момента образующимся вокруг них планетам. Рассмотренный механизм потери углового момента Солнца путем истечения из него плазмы в присутствии магнитного поля открывает возможность пересмотра этой гипотезы.
Измерения среднего магнитного поля не только в районе орбиты Земли, но и на больших гелиоцентрических расстояниях (например, на космических аппаратах «Вояджер 1 и 2» и «Пионер 10 и 11») показали, что в плоскости эклиптики, почти совпадающей с плоскостью солнечного экватора, его величина и направление хорошо описывается формулами
Запуск Европейским космическим агентством в октябре 1990 космического аппарата «Улисс», траектория которого была рассчитана таким образом, что в настоящее время он вращается вокруг Солнца в плоскости, перпендикулярной плоскости эклиптики, полностью изменил представления о том, что солнечный ветер сферически симметричен. На рис. 2 представлены измеренные на аппарате «Улисс» распределения радиальной скорости и плотности протонов солнечного ветра как функции солнечной широты.
Из этого рисунка видна сильная широтная зависимость параметров солнечного ветра. Оказалось, что скорость солнечного ветра возрастает, а плотность протонов уменьшается с гелиографической широтой. И если в плоскости эклиптики радиальная скорость в среднем
450 км/cек, а плотность протонов
5 см –3 соответственно. Зависимость параметров солнечного ветра от широты менее выражена в периоды минимума солнечной активности.
Нестационарные процессы в солнечном ветре.
Модель, предложенная Паркером, предполагает сферическую симметрию солнечного ветра и независимость его параметров от времени (стационарность рассматриваемого явления). Однако процессы, происходящие на Солнце, вообще говоря, не являются стационарными, а следовательно, и солнечный ветер не является стационарным. Характерные времена изменения параметров имеют самые различные масштабы. В частности, имеют место изменения параметров солнечного ветра, связанные с 11-летним циклом солнечной активности. На рис. 3 показано измеренное при помощи космических аппаратов IMP-8 и Voyager-2 среднее (за 300 дней) динамическое давление солнечного ветра (r V 2 ) в районе орбиты Земли (на 1 АЕ) в течение одного 11-летнего солнечного цикла солнечной активности (верхняя часть рисунка). На нижней части рис. 3 изображено изменение числа солнечных пятен за время с 1978 по 1991 (максимальное число соответствует максимуму солнечной активности). Видно, что параметры солнечного ветра существенно меняются за характерное время порядка 11-лет. При этом измерения на космическом аппарате «Улисс» показали, что такие изменения происходят не только в плоскости эклиптики, но и на других гелиографических широтах (на полюсах динамическое давление солнечного ветра несколько выше, чем на экваторе).
Изменения параметров солнечного ветра могут происходить и на гораздо меньших временных масштабах. Так, например, вспышки на Солнце и разные скорости истечения плазмы из разных областей солнечной короны приводят к тому, что в межпланетном пространстве образуются межпланетные ударные волны, которые характеризуются резким скачком скорости, плотности, давления, температуры. Качественно механизм их образования показан на рис. 4. Когда быстрый поток какого-либо газа (например, солнечной плазмы) догоняет более медленный, то в месте их соприкосновения возникает произвольный разрыв параметров газа, на котором не выполняются законы сохранения массы, импульса и энергии. Такой разрыв не может существовать в природе и распадается, в частности, на две ударные волны (на них законы сохранения массы импульса и энергии приводят к так называемым соотношениям Гюгонио) и тангенциальный разрыв (те же законы сохранения приводят к тому, что на нем давление и нормальная компонента скорости должны быть непрерывны). На рис. 4 этот процесс показан в упрощенной форме сферически симметричной вспышки. Здесь надо отметить, что такие структуры, состоящие из впереди идущей ударной волны (forward shock), тангенциального разрыва и второй ударной волны (reverse shock) движутся от Солнца таким образом, что forward shock движется со скоростью, большей скорости солнечного ветра, reverse shock движется от Солнца со скоростью несколько меньшей скорости солнечного ветра, а скорость тангенциального разрыва равна скорости солнечного ветра. Такие структуры регулярно регистрируются приборами, установленными на космических аппаратах.
Нестационарность солнечного ветра может проявляться и на гораздо меньших временных интервалах, связанных, например, с так называемой «плазменной турбулентностью», однако эти процессы достаточно сложны.
Об изменении параметров солнечного ветра с расстоянием от солнца.
Заключение.
Таким образом, солнечный ветер – это физическое явление, которое представляет не только чисто академический интерес, связанный с изучением процессов в плазме, находящейся в естественных условиях космического пространства, но и фактор, который необходимо учитывать при изучении процессов, происходящих в окрестности Земли, поскольку эти процессы в той или иной степени оказывают влияние на нашу жизнь. В частности, высокоскоростные потоки солнечного ветра, обтекая магнитосферу Земли, влияют на ее строение, а нестационарные процессы на Солнце (например, вспышки) могут приводить к магнитным бурям, нарушающим радиосвязь и влияющим на самочувствие метеочувствительных людей. Поскольку солнечный ветер зарождается в солнечной короне, то его свойства в районе орбиты Земли являются хорошим индикатором для изучения важных для практической деятельности человека солнечно-земных связей. Однако это уже другая область научных исследований, которой мы не будем касаться в настоящей статье.
Parker E. // Astrophys. J., 1958, V. 128, № 3
Chapman S. // Atmos. Terr. Phys., 1959, V. 15, № 1–2.
Грингауз К.И., Безруких В.В., Озеров В.Д., Рыбчинский Р.Е. Докл. АН СССР, т. 131, 1960, № 6
Neugebauer M., Snyder C. // Science, 1962, V. 138, No 3545.
Weber E., Davis L. // Astrophys. J., 1967, V. 148, № 1, Pt. 1.
Баранов В.Б., Краснобаев К.В. Гидродинамическая теория космической плазмы. М., Наука, 1967