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

1. 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.
2. Philosophical Magazine , Series 6, Vol. 38, No. 228, December, 1919, 674 (on the Solar Wind)
3. Ludwig Biermann (1951). «Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung». Zeitschrift für Astrophysik 29 : 274.
4. Всехсвятский С.К., Никольский Г.М., Пономарев Е.А., Чередниченко В.И. (1955). «К вопросу о корпускулярном излучении Солнца». Астрономический журнал 32 : 165.
5. Christopher T. Russell . Institute of Geophysics and Planetary Physics University of California, Los Angeles . Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 7 февраля 2007.
6. Roach, John . Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind , National Geographic News (August 27, 2003). Проверено 13 июня 2006.
7. Eugene Parker (1958). «Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields ». The Astrophysical Journal 128 : 664.
8. Luna 1 . NASA National Space Science Data Center. Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 4 августа 2007.
9. (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.
10. M. Neugebauer and C. W. Snyder (1962). «Solar Plasma Experiment». Science 138 : 1095–1097.
11. G. W. Pneuman and R. A. Kopp (1971). «Gas-magnetic field interactions in the solar corona». Solar Physics 18 : 258.
12. 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.
13. 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

Атмосфера Солнца на 90% состоит из водорода. Самая удаленная от поверхности ее часть называется короной Солнца, она отчетливо видна при полных солнечных затмениях. Температура короны достигает 1,5-2 млн. К, и газ короны полностью ионизирован. При такой температуре плазмы тепловая скорость протонов порядка 100 км/с, а электронов - несколько тысяч километров в секунду. Для преодоления солнечного притяжения достаточна начальная скорость 618 км/с, вторая космическая скорость Солнца. Поэтому постоянно происходит утечка плазмы из солнечной короны в космос. Этот поток протонов и электронов и называется солнечным ветром.

Преодолев притяжение Солнца, частицы солнечного ветра летят по прямым траекториям. Скорость каждой частицы с удалением почти не меняется, но бывает она разной. Эта скорость зависит главным образом от состояния солнечной поверхности, от «погоды» на Солнце. В среднем она равна v ≈ 470 км/с. Расстояние до Земли солнечный ветер проходит за 3-4 суток. При этом плотность частиц в нем убывает обратно пропорционально квадрату расстояния до Солнца. На расстоянии, равном радиусу земной орбиты, в 1 см 3 в среднем находится 4 протона и 4 электрона.

Солнечный ветер уменьшает массу нашей звезды - Солнца - на 10 9 кг в секунду. Хотя это число по земным масштабам и кажется большим, реально оно мало: убыль солнечной массы может быть замечена только за времена, в тысячи раз превышающие современный возраст Солнца, который равен приблизительно 5 млрд. лет.

Интересно и непривычно взаимодействие солнечного ветра с магнитным полем. Известно, что заряженные частицы обычно движутся в магнитном поле Н по окружности или по винтовым линиям. Это верно, однако, только когда магнитное поле достаточно сильное. Точнее говоря, для движения заряженных частиц по окружности нужно, чтобы плотность энергии магнитного поля H 2 /8π была больше, чем плотность кинетической энергии движущейся плазмы ρv 2 /2. В солнечном ветре ситуация обратная: магнитное поле слабое. Поэтому заряженные частицы движутся по прямым, а магнитное поле при этом не постоянно, оно перемещается вместе с потоком частиц, как бы уносится этим потоком на периферию Солнечной системы. Направление магнитного поля во всем межпланетном пространстве остается таким, каким оно было на поверхности Солнца в момент выхода плазмы солнечного ветра.

Магнитное поле при обходе вдоль экватора Солнца, как правило, меняет свое направление 4 раза. Солнце вращается: точки на экваторе совершают оборот за Т = 27 суток. Поэтому межпланетное магнитное поле направлено по спиралям (см. рис.), а вся картина этого рисунка вращается вслед за вращением солнечной поверхности. Угол поворота Солнца меняется, как φ = 2π/Т. Расстояние от Солнца увеличивается со скоростью солнечного ветра: г = vt. Отсюда уравнение спиралей на рис. имеет вид: φ = 2πr/vT. На расстоянии земной орбиты (r = 1,5 10 11 м) угол наклона магнитного поля к радиусу-вектору составляет, как легко проверить, 50°. В среднем такой угол и измеряется космическими кораблями, но не совсем близко от Земли. Вблизи же планет магнитное поле устроено иначе (см. Магнитосфера).

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. короны мала. Избыточную энергию в значит. степени уносят ч-цы С. в. (=1027-1029 эрг/с). Корона, т. о., не находится в гидростатич. равновесии, она непрерывно расширяется. По составу С. в. не отличается от плазмы короны (С. в. содержит гл. обр. протоны, эл-ны, немного ядер гелия, ионов кислорода, кремния, серы, железа). У основания короны (в 10 тыс. км от фотосферы Солнца) ч-цы имеют радиальную порядка сотен м/с, на расстоянии неск. солн. радиусов она достигает скорости звука в плазме (100 -150 км/с), у орбиты Земли скорость протонов составляет 300-750 км/с, а их пространств. - от неск. ч-ц до неск. десятков ч-ц в 1 см3. При помощи межпланетных косм. станций установлено, что вплоть до орбиты Сатурна плотность потока ч-ц С. в. убывает по закону (r0/r)2, где r - расстояние от Солнца, r0 - исходный уровень. С. в. уносит с собой петли силовых линий солн. магн. поля, к-рые образуют межпланетное магн. . Сочетание радиального движения ч-ц С. в. с вращением Солнца придаёт этим линиям форму спиралей. Крупномасштабная структура магн. поля в окрестностях Солнца имеет вид секторов, в к-рых поле направлено от Солнца или к нему. Размер полости, занятой С. в., точно не известен (радиус её, по-видимому, не меньше 100 а. е.). У границ этой полости динамич. С. в. должно уравновешиваться давлением межзвёздного газа, галактич. магн. поля и галактич. косм. лучей. В окрестностях Земли столкновение потока ч-ц С. в. с геомагн. полем порождает стационарную ударную волну перед земной магнитосферой (со стороны Солнца, рис.).

С. в. как бы обтекает магнитосферу, ограничивая её протяжённость в пр-ве. Изменения интенсивности С. в., связанные со вспышками на Солнце, явл. осн. причиной возмущений геомагн. поля и магнитосферы (магн. бурь).

За Солнце теряет с С. в. =2X10-14 часть своей массы Mсолн. Естественно считать, что истечение в-ва, подобное С. в., существует и у др. звёзд (« »). Он должен быть особенно интенсивным у массивных звёзд (с массой = неск. дес. Mсолн) и с высокой темп-рой поверхности (= 30-50 тыс. К) и у звёзд с протяжённой атмосферой (красных гигантов), т. к. в первом случае ч-цы сильно развитой звёздной короны обладают достаточно высокой энергией, чтобы преодолеть притяжение звезды, а во втором - низка параболич. скорость (скорость ускользания; (см. КОСМИЧЕСКИЕ СКОРОСТИ)). Значит. потери массы со звёздным ветром (= 10-6 Мсолн/год и больше) могут существенно влиять на эволюцию звёзд. В свою очередь звёздный ветер создаёт в межзвёздной среде «пузыри» горячего газа - источники рентг. излучения.

Физический энциклопедический словарь. - М.: Советская энциклопедия . . 1983 .

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР - непрерывный поток плазмы солнечного происхождения, Солнце)в межпланетноепространство. При высоких темп-pax, к-рые существуют в солнечной короне(1,5*10 9 К), давление вышележащих слоев не может уравновесить газовое давление веществакороны, и корона расширяется.

Первые свидетельства существования пост. потока плазмы от Солнца полученыЛ. Бирманом (L. Biermann) в 1950-х гг. по анализу сил, действующих на плазменныехвосты комет. В 1957 Ю. Паркер (Е. Parker), анализируя условия равновесиявещества короны, показал, что корона не может находиться в условиях гидростатич. Ср. характеристики С. в. приведены в табл. 1. Потоки С. в. можно разделитьна два класса: медленные - со скоростью 300 км/с и быстрые - со скоростью 600-700 км/с. Быстрые потоки исходятиз областей солнечной короны, где структура магн. поля близка к радиальной. корональными дырами. Медленные потокиС. в. связаны, по-видимому, с областями короны, в к-рых имеется значит, Табл. 1.- Средние характеристики солнечного ветра на орбите Земли

Табл. 2.- Относительный химический состав солнечного ветра

Помимо осн. составляющих С. в.- протонов и электронов, в его составетакже обнаружены -частицы, Измерения ионизац. темп-ры ионов С. в. позволяют определять электроннуютемп-ру солнечной короны.

В С. в. наблюдаются разл. типы волн: ленгмюровские, вистлеры, ионно-звуковые, Волны в плазме). Частьволн альвеновского типа генерируется на Солнце, часть - возбуждается вмежпланетной среде. Генерация волн сглаживает отклонения ф-ции распределениячастиц от максвелловской и в совокупности с воздействием магн. поля наплазму приводит к тому, что С. в. ведёт себя как сплошная среда. Волныальвеновского типа играют большую роль в ускорении малых составляющих С.

Рис. 1. Массовый солнечного ветра. По горизонтальной оси -отношение массы частицы к её заряду, по вертикальной - число частиц, зарегистрированныхв энергетическом окне прибора за 10 с. Цифры со значком «+» обозначаютзаряд иона.

Поток С. в. является сверхзвуковым по отношению к скоростям тех типовволн, к-рые обеспечивают эфф. передачу энергии в С. в. (альвеновские, звуковыеи ). Альвеновское и звуковое Маха число С. в. 7. При обтекании С. в. препятствий, способных эффективно отклонять его(магн. поля Меркурия, Земли, Юпитера, Сатурна или проводящие ионосферыВенеры и, по-видимому, Марса), образуется отошедшая головная ударная волна. волны, что позволяетему обтекать препятствие. При этом в С. в. формируется полость - магнитосфера(собственная или индуцированная), форма и размеры к-рой определяются балансомдавления магн. поля планеты и давления обтекающего потока плазмы (см. МагнитосфераЗемли, Магнитосферы планет). В случае взаимодействия С. в. с непроводящимтелом (напр., Луна) ударная волна не возникает. Поток плазмы поглощаетсяповерхностью, а за телом образуется полость, постепенно заполняемая плазмойС. в.

На стационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарныепроцессы, связанные со вспышками на Солнце. При сильных вспышкахпроисходит выброс вещества из ниж. областей короны в межпланетную среду. Магнитныевариации).

Рис. 2. Распространение межпланетной ударней волны и выброса от солнечнойвспышки. Стрелками показано направление движения плазмы солнечного ветра,

Рис. 3. Типы решений уравнения расширения короны. Скорость и расстояниенормированы на критическую скорость v к и критическое расстояниеR к. Решение 2 соответствует солнечному ветру.

Расширение солнечной короны описывается системой ур-ний сохранения массы, v к)на нек-ром критич. расстоянии R к и последующемурасширению со сверхзвуковой скоростью. Это решение даёт исчезающе малоезначение давления на бесконечности, что позволяет согласовать его с малымдавлением межзвёздной среды. Течение этого типа Ю. Паркер назвал С. в. , где m - масса протона,- показатель адиабаты,- масса Солнца. На рис. 4 показано изменение скорости расширения с гелиоцентрич. теплопроводность, вязкость,

Рис. 4. Профили скорости солнечного ветра для модели изотер» мическойкороны при различных значениях корональной температуры.

С. в. обеспечивает осн. отток тепловой энергии короны, т. к. теплопередачав хромосферу, эл.-магн. короны и электронная теплопроводностьС. в. недостаточны для установления теплового баланса короны. Электроннаятеплопроводность обеспечивает медленное убывание темп-ры С. в. с расстоянием. светимости Солнца.

С. в. уносит с собой в межпланетную среду корональное магн. поле. Вмороженныев плазму силовые линии этого поля образуют межпланетное магн. поле (ММП).Хотя напряжённость ММП невелика и плотность его энергии составляет ок.1% от плотности кинетич. энергии С. в., оно играет большую роль в термодинамикеС. в. и в динамике взаимодействий С. в. с телами Солнечной системы, а такжепотоков С. в. между собой. Комбинация расширения С. в. с вращением Солнцаприводит к тому, что магн. силовые линии, вмороженные в С. в., имеют форму, B R иазимутальная компоненты магн. поля по-разному изменяются с расстоянием вблизи плоскостиэклиптики:

где - угл. скорость вращения Солнца, и - радиальная компонента скоростиС. в., индекс 0 соответствует исходному уровню. На расстоянии орбиты Землиугол между направлением магн. поля и R порядка 45°. При больших Л магн.

Рис. 5. Форма силовой линии межпланетного магнитного поля.- угловая скорость вращения Солнца, и - радиальная компонента скоростиплазмы, R - гелиоцентрическое расстояние.

С. в., возникающий над областями Солнца с разл. ориентацией магн. поля, скорость, темп-pa, концентрация частиц и др.) также в ср. закономерноизменяются в сечении каждого сектора, что связано с существованием внутрисектора быстрого потока С. в. Границы секторов обычно располагаются внутримедленного потока С. в. Чаще всего наблюдаются 2 или 4 сектора, вращающихсявместе с Солнцем. Эта структура, образующаяся при вытягивании С. в. крупномасштабногомагн. поля короны, может наблюдаться в течение неск. оборотов Солнца. Секторнаяструктура ММП - следствие существования токового слоя (ТС) в межпланетнойсреде, к-рый вращается вместе с Солнцем. ТС создаёт скачок магн. поля -радиальные ММП имеют разные знаки по разные стороны ТС. ЭтотТС, предсказанный X. Альвеном (Н. Alfven), проходит через те участки солнечнойкороны, к-рые связаны с активными областями на Солнце, и разделяет указанныеобласти с разл. знаками радиальной компоненты солнечного магн. поля. ТСрасполагается приблизительно в плоскости солнечного экватора и имеет складчатуюструктуру. Вращение Солнца приводит к закручиванию складок ТС в спирали(рис. 6). Находясь вблизи плоскости эклиптики, наблюдатель оказываетсято выше, то ниже ТС, благодаря чему попадает в секторы с разными знакамирадиальной компоненты ММП.

Вблизи Солнца в С. в. существуют долготные и широтные градиенты скорости, бесстолкновителъныхударных волн (рис. 7). Сначала образуется ударная волна, распространяющаясявперёд от границы секторов (прямая ударная волна), а затем образуется обратнаяударная волна, распространяющаяся к Солнцу.

Рис. 6. Форма гелио-сферного токового слоя. Пересечение его с плоскостьюэклиптики (наклонённой к экватору Солнца под углом ~ 7°) даёт наблюдаемуюсекторную структуру межпланетного магнитного поля.

Рис. 7. Структура сектора межпланетного магнитного поля. Короткиестрелки показывают направление солнечного ветра, линии сострелками - силовые линии магнитного поля, штрихпунктир - границы сектора(пересечение плоскости рисунка с токовым слоем).

Т. к. скорость ударной волны меньше скорости С. в., увлекаетобратную ударную волну в направлении от Солнца. Ударные волны вблизи границсекторов образуются на расстояниях ~1 а. е. и прослеживаются до расстоянийв неск. а. е. Эти ударные волны, так же как и межпланетные ударные волныот вспышек на Солнце и околопланетные ударные волны, ускоряют частицы иявляются, т. о., источником энергичных частиц.

С. в. простирается до расстояний ~100 а. е., где давление межзвёзднойсреды уравновешивает динамич. давление С. в. Полость, заметаемая С. в. Межпланетная среда). РасширяющийсяС. в. вместе с вмороженным в него магн. полем препятствует проникновениюв Солнечную систему галактич. космич. лучей малых энергий и приводит квариациям космич. лучей больших энергий. Явление, аналогичное С. в., обнаруженои у нек-рых др. звёзд (см. Звёздный ветер).

Лит.: Паркер Е. Н., Динамические в межпланетной среде, О. Л. Вайсберг.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. - М.: Советская энциклопедия . Главный редактор А. М. Прохоров . 1988 .

Смотреть что такое "СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР" в других словарях:

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, 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

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 V E » 400–500 км/сек при температуре протонов T E » 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 n E » 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

р = rRT

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 p 0 – представляет собой давление у основания атмосферы звезды (при r = r 0). 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 М Е – 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 *) к сверхзвуковому (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

полученными Паркером. В этих формулах, описывающих так называемую паркеровскую спираль Архимеда, величины B r , B j – радиальная и азимутальная компоненты вектора магнитной индукции соответственно, W – угловая скорость вращения Солнца, V – радиальная компонента солнечного ветра, индекс «0» относится к точке солнечной короны, в которой величина магнитного поля известна.

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 ~15 см –3 , то, например, на 75° солнечной широты эти величины ~700км/сек и ~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.

Об изменении параметров солнечного ветра с расстоянием от солнца.

Изменение скорости солнечного ветра с расстоянием от Солнца определяется двумя силами: силой солнечной гравитации и силой, связанной с изменением давления (градиентом давления). Поскольку сила гравитации убывает как квадрат расстояния от Солнца, то на больших гелиоцентрических расстояниях ее влияние несущественно. Расчеты показывают, что уже на орбите Земли ее влиянием, также как и влиянием градиента давления, можно пренебречь. Следовательно, скорость солнечного ветра можно считать почти постоянной. При этом она существенно превосходит скорость звука (течение гиперзвуковое). Тогда из приведенного выше гидродинамического уравнения для солнечной короны следует, что плотность r убывает как 1/r 2 . Американские космические аппараты «Вояджер 1 и 2», «Пионер 10 и 11», запущенные в середине 1970-ых и сейчас находящиеся на расстояниях от Солнца в несколько десятков астрономических единиц, подтвердили эти представления о параметрах солнечного ветра. Они подтвердили также и предсказанную теоретически паркеровскую спираль Архимеда для межпланетного магнитного поля. Однако температура не следует адиабатическому закону охлаждения при расширении солнечной короны. На очень больших расстояниях от Солнца солнечный ветер имеет даже тенденцию к разогреву. Такой разогрев может быть обусловлен двумя причинами: диссипацией энергии, связанной с плазменной турбулентностью, и влиянием нейтральных атомов водорода, проникающих в солнечный ветер из межзвездной среды, окружающей солнечную систему. Вторая причина приводит и к некоторому торможению солнечного ветра на больших гелиоцентрических расстояниях, обнаруженная на вышеупомянутых космических аппаратах.

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.

Владимир Баранов