Солнечный ветер определение. Солнечный ветер. Факты и теория. Медленный солнечный ветер

История

Вероятно, что первым предсказал существование солнечного ветра норвежский исследователь Кристиан Биркеланд (норв. Kristian Birkeland ) в 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 .

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.

В 1955 году советские астрофизики С. К. Всехсвятский, Г. М. Никольский, Е. А. Пономарев и В. И. Чередниченко показали , что протяженная корона теряет энергию на излучение и может находиться в состоянии гидродинамического равновесия только при специальном распределении мощных внутренних источников энергии. Во всех других случаях должен существовать поток вещества и энергии. Этот процесс служит физическим основанием для важного явления - «динамической короны». Величина потока вещества была оценена из следующих соображений: если бы корона находилась в гидростатическом равновесии, то высоты однородной атмосферы для водорода и железа относились бы как 56/1, то есть ионов железа в дальней короне наблюдаться не должно. Но это не так. Железо светится во всей короне, причем FeXIV наблюдается в более высоких слоях, чем FeX, хотя кинетическая температура там ниже. Силой, поддерживающей ионы во «взвешенном» состоянии, может быть импульс, передаваемый при столкновениях восходящим потоком протонов ионам железа. Из условия баланса этих сил легко найти поток протонов. Он оказался таким же, какой следовал из гидродинамической теории, подтвержденной впоследствии прямыми измерениями. Для 1955 г. это было значительным достижением, но в «динамическую корону» никто тогда не поверил.

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» . 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.

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 г.

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.

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

К возмущенным потокам относят межпланетное проявление корональных выбросов массы (СМЕ), а также области сжатия перед быстрыми СМЕ (называемыми в англоязычной литературе Sheath) и перед быстрыми потоками из корональных дыр (называемыми в англоязычной литературе Corotating interaction region - CIR). Около половины случаев наблюдений Sheath и CIR могут иметь впереди себя межпланетную ударную волну. Именно в возмущенных типах солнечного ветра межпланетное магнитное поле может отклоняться от плоскости эклиптики и содержать южную компоненту поля, которая приводит ко многим эффектам космической погоды (геомагнитной активности , включая магнитные бури). Ранее предполагалось, что возмущенные спорадические потоки вызываются солнечными вспышками , однако в настоящее время считается, что спорадические потоки в солнечном ветре обусловлены корональными выбросами. Вместе с тем следует отметить, что и солнечные вспышки , и корональные выбросы связаны с одними и теми же источниками энергии на Солнце и между ними существует статистическая зависимость.

По времени наблюдения различных крупномасштабных типов солнечного ветра быстрые и медленные потоки составляют около 53%, гелиосферный токовый слой 6%, CIR – 10%, CME – 22%, Sheath – 9%, и соотношение между временем наблюдения различных типов сильно изменяется в цикле солнечной активности. .

Феномены, порождаемые солнечным ветром

Солнечный ветер порождает на планетах Солнечной системы , обладающих магнитным полем , такие явления, как магнитосфера , полярные сияния и радиационные пояса планет.

В культуре

«Солнечный ветер» - рассказ известного писателя-фантаста Артура Кларка , написанный в 1963 году .

Примечания

Kristian Birkeland, «Are the Solar Corpuscular Rays that penetrate the Earth’s Atmosphere Negative or Positive Rays?» in Videnskapsselskapets Skrifter , I Mat - Naturv. Klasse No.1, Christiania, 1916.
Philosophical Magazine , Series 6, Vol. 38, No. 228, December, 1919, 674 (on the Solar Wind)
Ludwig Biermann (1951). «Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung». Zeitschrift für Astrophysik 29 : 274.
Всехсвятский С.К., Никольский Г.М., Пономарев Е.А., Чередниченко В.И. (1955). «К вопросу о корпускулярном излучении Солнца». Астрономический журнал 32 : 165.
Christopher T. Russell . Institute of Geophysics and Planetary Physics University of California, Los Angeles . Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 7 февраля 2007.
Roach, John . Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind , National Geographic News (August 27, 2003). Проверено 13 июня 2006.
Eugene Parker (1958). «Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields ». The Astrophysical Journal 128 : 664.
Luna 1 . NASA National Space Science Data Center. Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 4 августа 2007.
(рус.) 40th Anniversary of the Space Era in the Nuclear Physics Scientific Research Institute of the Moscow State University , contains the graph showing particle detection by Луна-1 at various altitudes.
M. Neugebauer and C. W. Snyder (1962). «Solar Plasma Experiment». Science 138 : 1095–1097.
G. W. Pneuman and R. A. Kopp (1971). «Gas-magnetic field interactions in the solar corona». Solar Physics 18 : 258.
Ермолаев Ю. И., Николаева Н. С., Лодкина И. Г., Ермолаев М. Ю. Относительная частота появления и геоэффективность крупномасштабных типов солнечного ветра // Космические исследования . - 2010. - Т. 48. - № 1. - С. 3–32.
Cosmic Rays Hit Space Age High . НАСА (28 сентября 2009). Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 30 сентября 2009. (англ.)

Литература

Паркер Е. Н. Динамические процессы в межпланетной среде / Пер. с англ. М.: Мир, 1965
Пудовкин М. И. Солнечный ветер// Соросовский образовательный журнал, 1996, No 12, с. 87-94.
Хундхаузен А. Расширение короны и солнечный ветер / Пер. с англ. М.: Мир, 1976
Физическая энциклопедия, т.4 - М.:Большая Российская Энциклопедия стр.586 , стр.587 и стр.588
Физика космоса. Маленькая энциклопедия, М.: Советская Энциклопедия, 1986
Гелиосфера (Под ред. И.С. Веселовского, Ю.И. Ермолаева) в монографии Плазменная гелиогеофизика / Под ред. Л. М. Зеленого, И. С. Веселовского. В 2-х т. М.: Физ-матлит, 2008. Т. 1. 672 с.; Т. 2. 560 с.

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 ·

В.Б.Баранов, Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова

В статье рассматривается проблема сверхзвукового расширения солнечной короны (солнечный ветер). Анализируются четыре главные проблемы: 1) причины истечения плазмы из солнечной короны; 2) однородно ли такое истечение; 3) изменение параметров солнечного ветра с удалением от Солнца и 4) как солнечный ветер истекает в межзвездную среду.

Введение

Прошло почти 40 лет с тех пор, как американский физик Е. Паркер теоретически предсказал явление, которое получило название "солнечный ветер" и которое через пару лет было подтверждено экспериментально группой советского ученого К. Грингауза при помощи приборов, установленных на космических аппаратах "Луна-2" и "Луна-3". Солнечный ветер представляет собой поток полностью ионизованной водородной плазмы, то есть газа, состоящего из электронов и протонов примерно одинаковой плотности (условие квазинейтральности), который с большой сверхзвуковой скоростью движется от Солнца. На орбите Земли (на одной астрономической единице (а.е.) от Солнца) скорость VE этого потока равна примерно 400-500 км/с, концентрация протонов (или электронов) ne = 10-20 частиц в кубическом сантиметре, а их температура Te равна примерно 100 000 К (температура электронов несколько выше).

Кроме электронов и протонов в межпланетном пространстве были обнаружены альфа-частицы (порядка нескольких процентов), небольшое количество более тяжелых частиц, а также магнитное поле, средняя величина индукции которого оказалась на орбите Земли порядка нескольких гамм (1

= 10- 5 Гс).

Немного истории, связанной с теоретическим предсказанием солнечного ветра

В течение не столь уж длительной истории теоретической астрофизики считалось, что все атмосферы звезд находятся в гидростатическом равновесии, то есть в состоянии, когда сила гравитационного притяжения звезды уравновешивается силой, связанной с градиентом давления в ее атмосфере (с изменением давления на единицу расстояния r от центра звезды). Математически это равновесие выражается в виде обыкновенного дифференциального уравнения

(1)

где G - гравитационная постоянная, M* - масса звезды, р - давление атмосферного газа,

- его массовая плотность. Если распределение температуры T в атмосфере задано, то из уравнения равновесия (1) и уравнения состояния для идеального газа

(2)

где R - газовая постоянная, легко получается так называемая барометрическая формула, которая в частном случае постоянной температуры Т будет иметь вид

(3)

В формуле (3) величина p0 представляет собой давление у основания атмосферы звезды (при r = r0). Из этой формулы видно, что при r

, то есть на очень больших расстояниях от звезды давление p стремится к конечному пределу, который зависит от значения давления p0.

Поскольку считалось, что солнечная атмосфера, так же как и атмосферы других звезд, находится в состоянии гидростатического равновесия, то ее состояние определялось формулами, аналогичными формулам (1), (2), (3) . Учитывая необычное и до конца еще непонятое явление резкого возрастания температуры примерно от 10 000 градусов на поверхности Солнца до 1 000 000 градусов в солнечной короне, Чепмен (см., например, ) развил теорию статической солнечной короны, которая должна была плавно переходить в межзвездную среду, окружающую Солнечную систему.

Однако в своей пионерской работе Паркер обратил внимание на то, что давление на бесконечности, получаемое из формулы типа (3) для статической солнечной короны, оказывается почти на порядок величины больше значения давления, которое оценивалось для межзвездного газа на основе наблюдений. Чтобы устранить это расхождение, Паркер предположил, что солнечная корона не находится в состоянии статического равновесия, а непрерывно расширяется в окружающую Солнце межпланетную среду. При этом вместо уравнения равновесия (1) он предложил использовать гидродинамическое уравнение движения вида

(4)

где в системе координат, связанной с Солнцем, величина V представляет собой радиальную скорость движения плазмы. Под

подразумевается масса Солнца.

При заданном распределении температуры Т система уравнений (2) и (4) имеет решения типа представленных на рис. 1. На этом рисунке через a обозначена скорость звука, а r* - расстояние от начала координат, на котором скорость газа равна скорости звука (V = a). Очевидно, что только кривые 1 и 2 на рис. 1 имеют физический смысл для проблемы истечения газа из Солнца, поскольку кривые 3 и 4 имеют неединственные значения скорости в каждой точке, а кривые 5 и 6 соответствуют очень большим скоростям в солнечной атмосфере, что не наблюдается в телескопы. Паркер проанализировал условия, при которых в природе осуществляется решение, соответствующее кривой 1. Он показал, что для согласования давления, получаемого из такого решения, с давлением в межзвездной среде наиболее реален случай перехода газа от дозвукового течения (при r < r*) к сверхзвуковому (при r > r*), и назвал такое течение солнечным ветром. Однако это утверждение оспаривалось в работе Чемберленом, который полагал наиболее реальным решение, соответствующее кривой 2, описывающей всюду дозвуковой "солнечный бриз". При этом первые эксперименты на космических аппаратах (см., например, ), обнаружившие сверхзвуковые потоки газа от Солнца, не казались, судя по литературе, Чемберлену достаточно достоверными.

Рис. 1. Возможные решения одномерных уравнений газовой динамики для скорости V течения газа от поверхности Солнца в присутствии силы гравитации. Кривая 1 соответствует решению для солнечного ветра. Здесь a - скорость звука, r - расстояние от Солнца, r* - расстояние, на котором скорость газа равна скорости звука, - радиус Солнца.

История экспериментов в космическом пространстве блестяще доказала правильность представлений Паркера о солнечном ветре. Подробный материал о теории солнечного ветра можно найти, например, в монографии .

Представления об однородном истечении плазмы из солнечной короны

Из одномерных уравнений газовой динамики можно получить известный результат: при отсутствии массовых сил сферически-симметричное течение газа от точечного источника может быть всюду либо дозвуковым, либо сверхзвуковым. Присутствие в уравнении (4) гравитационной силы (правая часть) приводит к тому, что появляются решения типа кривой 1 на рис. 1, то есть с переходом через скорость звука. Проведем аналогию с классическим течением в сопле Лаваля, которое представляет собой основу всех сверхзвуковых реактивных двигателей. Схематически это течение показано на рис. 2.

Рис. 2. Схема течения в сопле Лаваля: 1 - бак, называемый ресивером, в который с малой скоростью подается очень горячий воздух, 2 - область геометрического поджатия канала с целью ускорения дозвукового потока газа, 3 - область геометрического расширения канала с целью ускорения сверхзвукового потока.

В бак 1, называемый ресивером, с очень маленькой скоростью подается газ, нагретый до очень высокой температуры (внутренняя энергия газа много больше его кинетической энергии направленного движения). Путем геометрического поджатия канала газ ускоряется в области 2 (дозвуковое течение) до тех пор, пока его скорость не достигнет скорости звука. Для дальнейшего его ускорения необходимо канал расширять (область 3 сверхзвукового течения). Во всей области течения ускорение газа происходит за счет его адиабатического (без подвода тепла) охлаждения (внутренняя энергия хаотического движения переходит в энергию направленного движения).

В рассматриваемой проблеме образования солнечного ветра роль ресивера играет солнечная корона, а роль стенок сопла Лаваля - гравитационная сила солнечного притяжения. Согласно теории Паркера, переход через скорость звука должен происходить где-то на расстоянии в несколько солнечных радиусов. Однако анализ получаемых в теории решений показал, что температуры солнечной короны недостаточно, чтобы ее газ мог ускориться до сверхзвуковых скоростей, как это имеет место в теории сопла Лаваля. Должен существовать какой-то дополнительный источник энергии. Таким источником в настоящее время считается диссипация всегда присутствующих в солнечном ветре волновых движений (иногда их называют плазменной турбулентностью), накладывающихся на среднее течение, а само течение уже не является адиабатическим. Количественный анализ таких процессов еще требует своего исследования.

Интересно, что наземные телескопы обнаруживают на поверхности Солнца магнитные поля. Средняя величина их магнитной индукции В оценивается в 1 Гс, хотя в отдельных фотосферных образованиях, например в пятнах, магнитное поле может быть на порядки величины больше. Поскольку плазма является хорошим проводником электричества, то естественно, что солнечные магнитные поля взаимодействуют с ее потоками от Солнца. В этом случае чисто газодинамическая теория дает неполное описание рассматриваемого явления. Влияние магнитного поля на течение солнечного ветра можно рассмотреть только в рамках науки, которая называется магнитной гидродинамикой. К каким результатам приводят такие рассмотрения? Согласно пионерской в этом направлении работе (см. также ), магнитное поле приводит к появлению электрических токов j в плазме солнечного ветра, что, в свою очередь, приводит к появлению пондеромоторной силы j x B, которая направлена в перпендикулярном к радиальному направлении. В результате у солнечного ветра появляется тангенциальная компонента скорости. Эта компонента почти на два порядка меньше радиальной, однако она играет существенную роль в выносе из Солнца момента количества движения. Предполагают, что последнее обстоятельство может играть существенную роль в эволюции не только Солнца, но и других звезд, у которых обнаружен "звездный ветер". В частности, для объяснения резкого уменьшения угловой скорости звезд позднего спектрального класса часто привлекается гипотеза о передаче вращательного момента образующимся вокруг них планетам. Рассмотренный механизм потери углового момента Солнца путем истечения из него плазмы открывает возможность пересмотра этой гипотезы.

Может достигать значений до 1,1 миллиона градусов по Цельсию. Поэтому, имея такую температуру, частицы двигаются очень быстро. Гравитация Солнца не может удержать их — и они покидают звезду.

Активность Солнца меняется в течение 11-летнего цикла. При этом количество солнечных пятен, уровни радиации и масса выброшенного в космос материала меняются. И эти изменения влияют на свойства солнечного ветра — его магнитное поле, скорость, температуру и плотность. Поэтому солнечный ветер может иметь разные характеристики. Они зависят от того, где конкретно находился его источник на Солнце. И еще они зависят от того, насколько быстро вращалась эта область.

Скорость солнечного ветра выше скорости движения вещества корональных отверстий. И достигает 800 километров в секунду. Эти отверстия возникают на полюсах Солнца и в его низких широтах. Они приобретают наибольшие размеры в те периоды, когда активность на Солнце минимальна. Температуры вещества, переносимого солнечным ветром, могут достигать 800 000 C.

В поясе коронального стримера, расположенного вокруг экватора, солнечный ветер движется медленнее — около 300 км. в секунду. Установлено, что температура вещества, перемещающегося в медленном солнечном ветре достигает 1,6 млн. C.

Солнце и его атмосфера состоят из плазмы и смеси положительно и отрицательно заряженных частиц. Они имеют чрезвычайно высокие температуры. Поэтому материя постоянно покидает Солнце, уносимая солнечным ветром.

Воздействие на Землю

Когда солнечный ветер покидает Солнце, он несет заряженные частицы и магнитные поля. Излучаемые во всех направлениях частицы солнечного ветра постоянно воздействует на нашу планету. Этот процесс вызывает интересные эффекты.

Если материал, переносимый солнечным ветром, достигнет поверхности планеты, он нанесет серьезный ущерб любой форме жизни, которая существует на . Поэтому магнитное поле Земли служит щитом, перенаправляя траектории солнечных частиц вокруг планеты. Заряженные частицы как бы «стекают» за ее пределами. Воздействие солнечного ветра изменяет магнитное поле Земли таким образом, что оно деформируется и растягивается на ночной стороне нашей планеты.

Иногда Солнце выбрасывает большие объемы плазмы, известные как выбросы корональной массы (CME), или солнечные бури. Чаще всего это происходит в период активного периода солнечного цикла, известного как солнечный максимум. CME имеют более сильный эффект, чем стандартный солнечный ветер.

Некоторые тела Солнечной системы, как и Земля, экранированы магнитным полем. Но многие из них такой защиты не имеют. Спутник нашей Земли — не имеет никакой защиты для своей поверхности. Поэтому испытывает максимальное воздействие солнечного ветра. У Меркурия, ближайшей к Солнцу планеты, есть магнитное поле. Оно защищает планету от обычного стандартного ветра, однако оно не способно противостоять более мощным вспышкам, таким как CME.

Когда высоко — и низкоскоростные потоки солнечного ветра взаимодействуют друг с другом, они создают плотные области, известные как области с вращающимся взаимодействием (CIR). Именно эти области вызывают геомагнитные бури при столкновении с земной атмосферой.

Солнечный ветер и заряженные частицы, которые он несет, могут влиять на спутники Земли и Глобальные системы позиционирования (GPS). Мощные всплески могут повредить спутники или вызвать ошибки определений координат при использовании сигналов GPS в десятки метров.

Солнечный ветер достигает всех планет в . Миссия NASA New Horizons обнаружила его, когда путешествовала между и .

Изучение солнечного ветра

Ученым известно о существовании солнечного ветра с 1950-х годов. Но несмотря на его серьезное воздействие на Землю и космонавтов, ученые все еще не знают многих его характеристик. Несколько космических миссий, совершенных в последние десятилетия, пытались объяснить эту тайну.

Запущенная в космос 6 октября 1990 года миссия NASA Ulysses изучала Солнце на разных его широтах. Она измеряла различные свойства солнечного ветра в течение более чем десяти лет.

Миссия Advanced Composition Explorer () имела орбиту, связанную с одной из особых точек, находящихся между Землей и Солнцем. Она известна как точка Лагранжа. В этой области гравитационные силы от Солнца и Земли имеют одинаковое значение. И это позволяет спутнику иметь стабильную орбиту. Начатый в 1997 году эксперимент ACE изучает солнечный ветер и обеспечивает измерения постоянного потока частиц в реальном масштабе времени.

Космические аппараты NASA STEREO-A и STEREO-B изучают края Солнца с разных сторон, чтобы увидеть, как рождается солнечный ветер. По данным NASA , STEREO представила «уникальный и революционный взгляд на систему Земля — Солнце».

Новые миссии

NASA планирует запуск новой миссии по изучению Солнца. Она дает ученым надежду узнать еще больше о природе Солнца и солнечного ветра. Солнечный зонд NASA Parker , планируемый к запуску (успешно запущен 12.08.2018 — Navigator ) летом 2018 года, будет работать таким образом, чтобы буквально «коснуться Солнца». Спустя несколько лет полета на орбите, близкой к нашей звезде, зонд впервые в истории погрузится в корону Солнца. Это будет сделано для того, чтобы получить комбинацию фантастических изображений и измерений. Эксперимент продвинет вперед наше понимание природы солнечной короны, и улучшит понимание происхождения и эволюции солнечного ветра.

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter .

Существует постоянный поток частиц, выбрасываемых из верхних слоев атмосферы Солнца. Мы видим свидетельство солнечного ветра вокруг нас. Мощные геомагнитные бури могут повреждать спутники и электрические системы на Земле, и вызывать красивые полярные сияния. Возможно, лучшее его доказательство, это длинные хвосты комет, когда они проходят вблизи Солнца.

Частицы пыли кометы отклоняются ветром и уносятся от Солнца, вот почему хвосты комет всегда направлены от нашего светила.

Солнечный ветер: происхождение, характеристики

Он исходит из верхних слоев атмосферы Солнца, называемой короной. В этом регионе температура более 1 миллиона Кельвинов, и частицы имеют заряд энергии более чем 1 кэВ. Есть фактически два вида солнечного ветра: медленный и быстрый. Это различие можно увидеть в кометах. Если вы посмотрите на изображение кометы внимательно, то увидите, что они часто имеют два хвоста. Один из них прямой, а другой более изогнутый.

Скорость Солнечного ветра онлайн вблизи Земли, данные за последние 3 дня

Быстрый Солнечный ветер

Он движется со скоростью 750 км/с, и астрономы полагают, что он происходят из корональных дыр — регионов, где силовые линии магнитного поля пробиваются к поверхности Солнца.

Медленный солнечный ветер

Он имеет скорость порядка 400 км/с, и приходит из экваториального пояса нашей звезды. Излучение доходит до Земли, в зависимости от скорости, от нескольких часов, до 2-3 дней.

Медленный солнечный ветер шире и плотнее, чем быстрый, который создает большой, яркий хвост кометы.

Если бы не магнитное поле Земли, то он уничтожил бы жизнь на нашей планете. Однако, магнитное поле вокруг планеты, защищает нас от радиации. Форма и размер магнитного поля определяется силой и скоростью ветра.

Рисунок 1. Гелисфера

Рисунок 2. Солнечная вспышка.

Солнечный ветер - непрерывный поток плазмы солнечного происхождения, распространяющийся приблизительно радиально от Солнца и заполняющий собой Солнечную систему до гелиоцентрический расстояний порядка 100 а.е. С.в.образуется при газодинамическом расширении солнечной короны в межпланетное пространство.

Средние характеристики Солнечного ветра на орбите Земли: скорость 400 км/с, плотность протонов - 6 на 1, температура протонов 50 000 К, температура электронов 150000 К, напряжённость магнитного поля 5·эрстед. Потоки Солнечного ветра можно разделить на два класса: медленные - со скоростью около 300 км/с и быстрые - со скоростью 600-700 км/с. Солнечный ветер возникающий над областями Солнца с различной ориентацией магнитного поля, образует потоки с различно ориентированным межпланетным магнитным полем - так называемую секторную структуру межпланетного магнитного поля.

Межпланетная секторная структура - это разделение наблюдаемой крупномасштабной структуры Солнечного ветра на чётное число секторов с различным направлением радиального компонента межпланетного магнитного поля.

Характеристики Солнечного ветра (скорость, температура, концентрация частиц и др.) также в среднем закономерно изменяются в сечении каждого сектора, что связано с существованием внутри сектора быстрого потока Солнечного ветра. Границы секторов обычно располагаются внутри медленного потока Солнечного ветра Чаще всего наблюдаются два или четыре сектора, вращающихся вместе с Солнцем. Эта структура, образующаяся при вытягивании Солнечного ветра крупномасштабного магнитного поля короны, может наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Секторная структура является следствием существования токового слоя в межпланетной среде, который вращается вместе с Солнцем. Токовый слой создаёт скачок магнитного поля: выше слоя радиальный компонент межпланетного магнитного поля имеет один знак, ниже - другой. Токовый слой располагается приблизительно в плоскости солнечного экватора и имеет складчатую структуру. Вращение Солнца приводит к закручиванию складок токового слоя в спирали (так называемый "эффект балерины"). Находясь вблизи плоскости эклиптики наблюдатель оказывается то выше, то ниже токового слоя, благодаря чему попадает в секторы с различными знаками радиального компонента межпланетного магнитного поля.

При обтекании Солнечным ветром препятствия, способных эффективно отклонять Солнечный ветер (магнитные поля Меркурия, Земли, Юпитера, Сатурна или проводящие ионосферы Венеры и, по-видимому, Марса), образуется головная отошедшая ударная волна. Солнечный ветер тормозится и разогревается на фронте ударной волны, что позволяет ему обтекать препятствие. При этом в Солнечном ветре формируется полость - магнитосфера, форма и размер которой определяются балансом давления магнитного поля планеты и давления обтекающего потока плазмы. Толщина фронта ударной волны - порядка 100 км. В случае взаимодействия Солнечного ветра с непроводящим телом (Луна) ударная волна не возникает: поток плазмы поглощается поверхностью, а за телом образуется постепенно заполняемая плазмой Солнечного ветра полость.

На стационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарные процессы, связанные со вспышками на Солнце. При сильных солнечных вспышках происходит выброс вещества из нижних областей короны в межпланетную среду. При этом также образуется ударная волна, которая постепенно замедляется при движении через плазму Солнечного ветра.

Приход ударной волны к Земли приводит к сжатию магнитосферы, после которого обычно начинается развитие магнитной бури.

Солнечный ветер простирается до расстояния около 100 а.е., где давление межзвёздной среды уравновешивает динамическое давление Солнечного ветра. Полость, заметаемая Солнечным ветром в межзвёздной среде, образует гелиосферу. Солнечный ветер вместе с вмороженным в него магнитным полем препятствует проникновению в Солнечную систему галактических космических лучей малых энергий и приводит к вариациям космических лучей больших энергий.

Явление, аналогичное Солнечному ветру, обнаружено и у некоторых типов других звёзд (звёздный ветер).

Поток энергии Солнца, питаемый термоядерной реакцией в его центре, к счастью, исключительно стабилен, не в пример большинству других звезд. Большая его часть в конце концов испускается тонким поверхностным слоем Солнца - фотосферой - в виде электромагнитных волн видимого и инфракрасного диапазона. Солнечная постоянная (величина потока солнечной энергии на орбите Земли) равна 1370 Вт/. Можно представить, что на каждый квадратный метр поверхности Земли приходится мощность одного электрического чайника. Над фотосферой расположена корона Солнца - зона, видимая с Земли только во время солнечных затмений и заполненная разреженной и горячей плазмой с температурой в миллионы градусов.

Это самая нестабильная оболочка Солнца, в которой зарождаются основные проявления солнечной активности, влияющие на Землю. Косматый вид короны Солнца демонстрирует структуру его магнитного поля - светящиеся сгустки плазмы вытянуты вдоль силовых линий. Горячая плазма, истекающая из короны, формирует солнечный ветер - поток ионов (состоящий на 96% из ядер водорода - протонов и на 4% из ядер гелия - альфа- частиц) и электронов, разгоняющийся в межпланетное пространство со скоростью 400-800 км/с.

Солнечный ветер растягивает и уносит с собой солнечное магнитное поле.

Это происходит потому, что энергия направленного движения плазмы во внешней короне больше, чем энергия магнитного поля, и принцип вмороженности увлекает поле за плазмой. Комбинация такого радиального истечения с вращением Солнца (а магнитное поле "прикреплено" и к его поверхности) приводит к образованию спиральной структуры межпланетного магнитного поля - так называемой спирали Паркера.

Солнечный ветер и магнитное поле заполняют всю Солнечную систему, и, таким образом, Земля и все другие планеты фактически находятся в короне Солнца, испытывая воздействие не только электромагнитного излучения, но еще и солнечного ветра и солнечного магнитного поля.

В период минимума активности конфигурация солнечного магнитного поля близка к дипольной и похожа на форму магнитного поля Земли. При приближении к максимуму активности структура магнитного поля по не вполне понятным причинам усложняется. Одна из наиболее красивых гипотез гласит, что при вращении Солнца магнитное поле как бы навивается на него, постепенно погружаясь под фотосферу. Со временем, в течение как раз солнечного цикла, магнитный поток, накопленный под поверхностью, становится таким большим, что жгуты силовых линий начинают выталкиваться наружу.

Места выхода силовых линий образуют пятна на фотосфере и магнитные петли в короне, видимые как области повышенного свечения плазмы на рентгеновских изображениях Солнца. Величина поля внутри солнечных пятен достигает 0,01 тесла, в сто раз больше, чем поле спокойного Солнца.

Интуитивно энергию магнитного поля можно связать с длиной и количеством силовых линий: их тем больше, чем выше энергия. При подходе к солнечному максимуму накопленная в поле огромная энергия начинает периодически взрывным образом высвобождаться, расходуясь на ускорение и разогрев частиц солнечной короны.

Резкие интенсивные всплески коротковолнового электромагнитного излучения Солнца, сопровождающие этот процесс, носят название солнечных вспышек. На поверхности Земли вспышки регистрируются в видимом диапазоне как небольшие увеличения яркости отдельных участков солнечной поверхности.

Однако уже первые измерения, выполненные на борту космических аппаратов, показали, что наиболее заметным эффектом вспышек оказывается значительное (до сотен раз) увеличение потока солнечного рентгеновского излучения и энергичных заряженных частиц - солнечных космических лучей.

Во время некоторых вспышек происходят также выбросы значительного количества плазмы и магнитного поля в солнечный ветер - так называемых магнитных облаков, которые начинают быстро расширяться в межпланетное пространство, сохраняя форму магнитной петли с концами, опирающимися на Солнце.

Плотность плазмы и величина магнитного поля внутри облака в десятки раз превосходят типичные для спокойного времени значения этих параметров в солнечном ветре.

Несмотря на то, что во время крупной вспышки может выделиться до 1025 джоулей энергии, общее увеличение потока энергии в солнечный максимум невелико и составляет всего 0,1-0,2%.