Солнечный ветер в космосе. Солнечный ветер

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

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

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

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

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

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

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

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.

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.

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.

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.

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.

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 .

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