Saulains vējš.
50. gadu beigās amerikāņu astrofiziķis Jūdžins Pārkers nonāca pie secinājuma, ka, tā kā gāzei Saules vainagā ir augsta temperatūra, kas tiek uzturēta ar attālumu no Saules, tai nepārtraukti jāpaplašina, piepildoties. Saules sistēma. Ar padomju un amerikāņu kosmosa kuģu palīdzību iegūtie rezultāti apstiprināja Pārkera teorijas pareizību.
Starpplanētu telpā patiešām steidzas no Saules virzīta matērijas plūsma, ko sauc par Saules vēju. Tas attēlo Saules vainaga paplašināšanās turpinājumu; Tas sastāv galvenokārt no ūdeņraža atomu (protonu) un hēlija (alfa daļiņu) kodoliem, kā arī no elektroniem. Saules vēja daļiņas lido ar ātrumu vairāki simti kilometru sekundē, attālinoties no Saules par daudziem desmitiem astronomisku vienību - tur, kur Saules sistēmas starpplanētu vide pāriet retinātā starpzvaigžņu gāzē. Un kopā ar vēju starpplanētu telpā tiek pārnesti arī saules magnētiskie lauki.koronālais caurums.
Saule ir pastāvīgas daļiņu plūsmas avots. Neitrīni, elektroni, protoni, alfa daļiņas un smagāki atomu kodoli visi kopā veido Saules korpuskulāro starojumu. Ievērojama šī starojuma daļa ir vairāk vai mazāk nepārtraukta plazmas aizplūšana, tā sauktais saules vējš, kas ir ārējo slāņu paplašinājums. saules atmosfēra- Saules korona. Pie Zemes tā ātrums parasti ir 400–500 km/s. Lādētu daļiņu plūsma tiek izmesta no Saules caur koronālajiem caurumiem - Saules atmosfēras reģioniem ar magnētisko lauku, kas atveras starpplanētu telpā.Kopējais Saules magnētiskais lauks magnētiskās indukcijas līniju veidā ir nedaudz līdzīgs Zemei. Taču zemes lauka spēka līnijas pie ekvatora ir slēgtas un nelaiž garām uz Zemi vērstas lādētas daļiņas. Saules lauka spēka līnijas, gluži pretēji, ir atvērtas ekvatoriālajā reģionā un stiepjas starpplanētu telpā, liecoties kā spirāles. Tas būs izskaidrojams ar to, ka spēka līnijas paliek saistītas ar Sauli, kas griežas ap savu asi. Saules vējš kopā ar tajā "iesalušo" magnētisko lauku veido komētu gāzveida astes, novirzot tās prom no Saules. Satiekot Zemi savā ceļā, Saules vējš spēcīgi deformē tās magnetosfēru, kā rezultātā mūsu planētai ir gara magnētiskā "aste", kas vērsta arī prom no Saules. Zemes magnētiskais lauks jūtīgi reaģē uz saules vielu plūsmām, kas pūš pāri tai.
Saules atmosfērā 90% ir ūdeņradis. Tās vistālāko daļu no virsmas sauc par Saules vainagu, tā ir skaidri redzama pilnībā saules aptumsumi. Koronas temperatūra sasniedz 1,5-2 miljonus K, un vainaga gāze ir pilnībā jonizēta. Pie šādas plazmas temperatūras protonu termiskais ātrums ir aptuveni 100 km/s, bet elektronu – vairāki tūkstoši kilometru sekundē. pietiekami, lai pārvarētu saules gravitāciju sākuma ātrums 618 km/s, otrais Saules kosmosa ātrums. Tāpēc no Saules koronas kosmosā notiek pastāvīga plazmas noplūde. Šo protonu un elektronu plūsmu sauc par saules vēju.
Pārvarējušas Saules pievilcību, saules vēja daļiņas lido pa taisnām trajektorijām. Katras daļiņas ātrums ar izņemšanu gandrīz nemainās, bet tas var būt atšķirīgs. Šis ātrums galvenokārt ir atkarīgs no Saules virsmas stāvokļa, no "laika apstākļiem" uz Saules. Vidēji tas ir v ≈ 470 km/s. Saules vējš attālumu līdz Zemei veic 3-4 dienās. Daļiņu blīvums tajā samazinās apgriezti proporcionāli attāluma līdz Saulei kvadrātam. Attālumā, kas vienāds ar Zemes orbītas rādiusu, vidēji 1 cm 3 ir 4 protoni un 4 elektroni.
Saules vējš samazina mūsu zvaigznes - Saules - masu par 10 9 kg sekundē. Lai gan šis skaitlis Zemes mērogos šķiet liels, patiesībā tas ir mazs: Saules masas samazināšanos var pamanīt tikai tūkstošiem reižu ilgāk par pašreizējo Saules vecumu, kas ir aptuveni 5 miljardi gadu.
Saules vēja mijiedarbība ar magnētisko lauku ir interesanta un neparasta. Ir zināms, ka uzlādētas daļiņas parasti pārvietojas magnētiskajā laukā H pa apli vai pa spirālveida līnijām. Tomēr tas ir taisnība tikai tad, ja magnētiskais lauks ir pietiekami spēcīgs. Precīzāk, lādētu daļiņu kustībai pa apli ir nepieciešams enerģijas blīvums magnētiskais lauks H 2 /8π bija lielāks par kustīgās plazmas kinētiskās enerģijas blīvumu ρv 2 /2. Saules vējā situācija ir pretēja: magnētiskais lauks ir vājš. Tāpēc lādētās daļiņas pārvietojas taisnās līnijās, kamēr magnētiskais lauks nav nemainīgs, tas pārvietojas kopā ar daļiņu plūsmu, it kā šī plūsma aiznestu uz Saules sistēmas perifēriju. Magnētiskā lauka virziens visā starpplanētu telpā paliek tāds pats, kāds tas bija uz Saules virsmas Saules vēja plazmas izlaišanas brīdī.
Magnētiskais lauks, ejot apkārt Saules ekvatoram, parasti maina virzienu 4 reizes. Saule griežas: punkti uz ekvatora veic apgriezienu T \u003d 27 dienās. Tāpēc starpplanētu magnētiskais lauks ir vērsts pa spirālēm (sk. att.), un viss šī raksta attēls griežas pēc Saules virsmas griešanās. Saules griešanās leņķis mainās kā φ = 2π/T. Attālums no Saules palielinās līdz ar saules vēja ātrumu: r = vt. Līdz ar to spirāļu vienādojums attēlā. ir šāda forma: φ = 2πr/vT. Attālumā no Zemes orbītas (r = 1,5 10 11 m) magnētiskā lauka slīpuma leņķis pret rādiusa vektoru ir, kā var viegli pārbaudīt, 50°. Vidēji šo leņķi mēra ar kosmosa kuģi, bet ne gluži tuvu Zemei. Tomēr planētu tuvumā magnētiskais lauks ir izkārtots citādi (skat. Magnetosfēra).
saulains vējš ir pastāvīga radiāla plazmas aizplūšana no Saules vainaga (sk. Saules koronu) starpplanētu telpā. S. izglītība saistīta ar enerģijas plūsmu, kas no Saules dziļākiem slāņiem nonāk koronā. Acīmredzot magnetohidrodinamiskie un vājie triecienviļņi pārnes enerģiju (skatīt Plazma,
Saule). Lai uzturētu S. gs. ir būtiski, lai viļņu un siltuma vadītspējas nestā enerģija tiktu pārnesta uz vainaga augšējiem slāņiem. Korona, kuras temperatūra ir 1,5-2 miljoni grādu, pastāvīgā karsēšana netiek līdzsvarota ar enerģijas zudumiem starojuma dēļ, jo korona blīvums ir zems. Lieko enerģiju aiznes S. daļiņas. Būtībā S. gs. ir nepārtraukti paplašinās saules korona. Uzkarsētās gāzes spiediens izraisa tās stacionāru hidrodinamisko aizplūšanu ar pakāpeniski pieaugošu ātrumu. Koronas pamatnē (saules vējš 10 000 km no Saules virsmas) daļiņu radiālais ātrums ir simtiem m/sek. vairāku rādiusu attālumā no Saules tas sasniedz skaņas ātrumu plazmā 100-150 km/sek, un 1 a attālumā. e. (netālu no Zemes orbītas) plazmas protonu ātrums ir 300-750 km/sek. Netālu no Zemes orbītas SV plazmas temperatūra, ko nosaka pēc daļiņu ātrumu termiskās komponentes (no daļiņu ātruma starpības un vidējā plūsmas ātruma), klusās Saules periodos ir saules vējš 10 4 K. , iekšā aktīvie periodi sasniedz 4․10 5 K. S. collas. satur tādas pašas daļiņas kā Saules koronā, t.i., galvenokārt protonus un elektronus, ir arī hēlija kodoli (no 2 līdz 20%). Atkarībā no Saules aktivitātes stāvokļa protonu plūsma Zemes orbītas tuvumā svārstās no 5․10 7 līdz 5․10 8 protoniem/( cm 2 ․sek), un to telpiskā koncentrācija - no vairākām daļiņām līdz vairākiem desmitiem daļiņu vienā cm 3 . Ar starpplanētu kosmosa staciju palīdzību ir noskaidrots, ka līdz Jupitera orbītai daļiņu plūsmas blīvums S. izmaiņas ar likumu r –2 ,
kur r- attālums no Saules. Enerģija, ko starpplanētu telpā pārnes saules enerģijas daļiņas. 1 sek, lēsts 10 27–10 29 erg(Saules Saules vēja elektromagnētiskā starojuma enerģija4․10 33 erg/sek).
Saule zaudē no S. in. gada laikā masa, kas vienāda ar saules vēju 2․10 -14 saules masas. S. v. paņem līdzi Saules magnētiskā lauka spēka līniju cilpas (jo spēka līnijas it kā ir "iesaldētas" Saules vainaga izplūstošajā plazmā; sk. Magnetohidrodinamiku). Saules rotācijas kombinācija ar daļiņu radiālo kustību. S. v. piešķir spēka līnijām spirāles formu. Zemes orbītas līmenī magnētiskā lauka stiprums S. v. svārstās no 2,5․10-6 līdz 4․10-4 uh.
Šī lauka vērienīgajai struktūrai ekliptikas plaknē ir sektoru forma, kurā lauks ir vērsts prom no Saules vai pret to (1. att.). Saules zemās aktivitātes periodā (1963-64) tika novēroti 4 sektori, kas saglabājās 1,5 gadus. Pieaugot aktivitātei, jomas struktūra kļuva dinamiskāka, pieauga arī nozaru skaits. Magnētiskais lauks, ko nes S. V., daļēji "izslauka" galaktiskos kosmiskos starus no apkārtējās Saules telpas, kas izraisa to intensitātes izmaiņas uz Zemes. Kosmisko staru variāciju izpēte ļauj izpētīt saules starojumu. uz lielos attālumos no Zemes un, pats galvenais, ārpus ekliptikas plaknes. Par daudzām S. īpašībām in. Tālu no Saules, acīmredzot, būs iespējams mācīties arī no S. plazmas mijiedarbības pētījuma. ar komētu plazmu - sava veida kosmosa zondes. SV aizņemtā dobuma izmērs nav precīzi zināms (kosmosa staciju aprīkojums līdz šim ir izsekojis SV līdz Jupitera orbītai). Pie šī dobuma robežām dinamiskais spiediens S. gs. jālīdzsvaro ar starpzvaigžņu gāzes spiedienu, galaktikas magnētisko lauku un galaktikas kosmiskajiem stariem. Virsskaņas saules plazmas plūsmas sadursme ar ģeomagnētisko lauku rada stacionāru triecienvilni Zemes magnetosfēras priekšā (2. att.). S. v. it kā tas plūst ap magnetosfēru, ierobežojot tā apjomu telpā (sk. Zeme). Daļiņu plūsma S. iekšā. ģeomagnētiskais lauks tiek saspiests no saules puses (šeit magnetosfēras robeža iet attālumā 10 R ⊕ saules vējš - Zemes rādiusi) un tiek pagarināts antisolārā virzienā par desmitiem R ⊕ (tā sauktā "aste"). no magnetosfēras). Slānī starp viļņu fronti un magnetosfēru vairs nav kvaziregulāra starpplanētu magnētiskā lauka, daļiņas pārvietojas pa sarežģītām trajektorijām un dažas no tām var notvert Zemes radiācijas joslās. S. gs. intensitātes izmaiņas. ir galvenais ģeomagnētiskā lauka traucējumu cēlonis (sk. Magnētiskās variācijas),
magnētiskās vētras (skatīt magnētiskās vētras),
polārblāzmas (sk. Auroras), Zemes augšējo atmosfēras slāņu uzsilšana un vairākas biofizikālas un bioķīmiskas parādības (sk. Saules un zemes attiecības). Saule zvaigžņu pasaulē ne ar ko īpašu neizceļas, tāpēc ir likumsakarīgi pieņemt, ka S. V. līdzīga matērijas aizplūšana pastāv arī citās zvaigznēs. Šāds "zvaigžņu vējš", kas ir spēcīgāks par Sauli, tika atklāts, piemēram, karstās zvaigznēs, kuru virsmas temperatūra ir 30-50 tūkstoši K. Termins "S. iekšā." ierosināja amerikāņu fiziķis E. Pārkers (1958), kurš izstrādāja SV hidrodinamiskās teorijas pamatus. Lit.: Parker E., Dinamiskie procesi starpplanētu vidē, trans. no angļu val., M., 1965; Saules vējš, trans. no angļu val., M., 1968; Hundhausen, A., Koronālā izplešanās un saules vējš, tulk. no angļu valodas, M., 1976. M. A. Livšits, S. B. Pikelners.
Lielā padomju enciklopēdija. - M.: Padomju enciklopēdija. 1969-1978 .
Skatiet, kas ir "saules vējš" citās vārdnīcās:
Pastāvīga saules plazmas radiālā plūsma. koronu starpplanētu labajā pusē. Enerģijas plūsma, kas nāk no Saules zarnām, sasilda koronas plazmu līdz 1,5 2 miljoniem K. Post. apkure netiek līdzsvarota ar enerģijas zudumiem starojuma dēļ, jo koronas blīvums ir mazs. ... ... Fiziskā enciklopēdija
Mūsdienu enciklopēdija
SOLAR VĒJS — vienmērīga uzlādētu daļiņu (galvenokārt protonu un elektronu) plūsma, ko Saules CORONA augstā temperatūra paātrina līdz pietiekami lielam ātrumam, lai daļiņas pārvarētu Saules gravitāciju. Saules vējš novirzās... Zinātniskā un tehniskā enciklopēdiskā vārdnīca
saulains vējš- SOLAR WIND, Saules vainaga plazmas plūsma, kas piepilda Saules sistēmu līdz 100 astronomisko vienību attālumam no Saules, kur starpzvaigžņu vides spiediens līdzsvaro plūsmas dinamisko spiedienu. Galvenais sastāvs ir protoni, elektroni, kodoli ... Ilustrētā enciklopēdiskā vārdnīca
Saules korona plazmas aizplūšana starpplanētu telpā. Zemes orbītas līmenī saules vēja daļiņu (protonu un elektronu) vidējais ātrums ir aptuveni 400 km/s, daļiņu skaits ir vairāki desmiti uz 1 cm³ ... Liels enciklopēdiskā vārdnīca
- "SOLAR WIND", PSRS, SCREEN (OSTANKINO), 1982, krās. TV sērijas. Filmas romāna varone ir jaunā zinātniece Nadežda Petrovskaja, kura strādā pie problēmām, kas atrodas dažādu zinātņu krustpunktā.Andreja Popova pēdējais kinodarbs (39 kinolomas). AT…… Kino enciklopēdija
Šim terminam ir arī citas nozīmes, skatiet Saules vējš (filma) ... Wikipedia
Saules korona plazmas aizplūšana starpplanētu telpā. Zemes orbītas līmenī Saules vēja daļiņu (protonu un elektronu) vidējais ātrums ir aptuveni 400 km/s, daļiņu skaits svārstās no dažiem līdz vairākiem desmitiem uz 1 cm3. * * *…… enciklopēdiskā vārdnīca
koncepcija saulains vējš tika ieviesta astronomijā 20. gadsimta 40. gadu beigās, kad amerikāņu astronoms S. Forbušs, mērot kosmisko staru intensitāti, pamanīja, ka tā ievērojami samazinās, palielinoties Saules aktivitātei un diezgan strauji samazinās laikā.
Tas likās diezgan dīvaini. Drīzāk varēja gaidīt pretējo. Galu galā pati Saule ir kosmisko staru piegādātāja. Tāpēc varētu šķist, ka jo augstāka ir mūsu dienasgaismas aktivitāte, jo vairāk daļiņu tai vajadzētu izmest apkārtējā telpā.
Atlika pieņemt, ka Saules aktivitātes pieaugums ietekmē tā, ka tas sāk novirzīt kosmisko staru daļiņas – tās noraidīt.
Tieši tad radās pieņēmums, ka noslēpumainā efekta vaininieki ir lādētu daļiņu plūsmas, kas izplūst no Saules virsmas un iekļūst Saules sistēmas telpā. Šis savdabīgais saules vējš attīra starpplanētu vidi, "izslaukot" no tās kosmisko staru daļiņas.
Par labu šādai hipotēzei, parādības, kas novērotas . Kā zināms, komētu astes vienmēr ir vērstas prom no Saules. Sākotnēji šis apstāklis bija saistīts ar saules staru gaismas spiedienu. Tomēr tika konstatēts, ka gaismas spiediens vien nevar izraisīt visas parādības, kas notiek komētās. Aprēķini ir parādījuši, ka komētu astes veidošanai un novērotajai novirzei ir nepieciešams ietekmēt ne tikai fotonus, bet arī vielas daļiņas.
Fakts, ka Saule izmet lādētu daļiņu - asinsķermenīšu - plūsmas, bija zināms jau pirms tam. Tomēr tika pieņemts, ka šādas plūsmas ir epizodiskas. Bet komētu astes vienmēr ir vērstas prom no Saules, un ne tikai pastiprināšanās periodos. Tas nozīmē, ka arī korpuskulārajam starojumam, kas aizpilda Saules sistēmas telpu, ir pastāvīgi jāpastāv. Tas pastiprinās, palielinoties Saules aktivitātei, bet tas vienmēr pastāv.
Tādējādi saules vējš nepārtraukti pūš ap Saules telpu. No kā sastāv šis saules vējš un kādos apstākļos tas rodas?
Saules atmosfēras ārējais slānis ir korona. Šī mūsu dienasgaismas atmosfēras daļa ir neparasti reta. Bet tā saucamā koronas "kinētiskā temperatūra", ko nosaka daļiņu ātrums, ir ļoti augsta. Tas sasniedz miljonu grādu. Tāpēc koronālā gāze ir pilnībā jonizēta un ir protonu, dažādu elementu jonu un brīvo elektronu maisījums.
Nesen bija ziņa, ka saules vējā ir hēlija joni. Šis apstāklis izgaismo mehānismu, ar kuru lādētas daļiņas tiek izmestas no Saules virsmas. Ja saules vējš sastāvētu tikai no elektroniem un protoniem, tad tomēr varētu pieņemt, ka tas veidojas tīri termisku procesu rezultātā un ir kaut kas līdzīgs tvaikam, kas veidojas virs verdoša ūdens virsmas. Tomēr hēlija atomu kodoli ir četras reizes smagāki par protoniem, un tāpēc maz ticams, ka tie iztvaikotu. Visticamāk, saules vēja veidošanās ir saistīta ar magnētisko spēku darbību. Lidojot prom no Saules, plazmas mākoņi it kā aiznes sev līdzi magnētiskos laukus. Tieši šie lauki kalpo kā tāds "cements", kas "sastiprina" kopā daļiņas ar dažādu masu un lādiņiem.
Astronomu veiktie novērojumi un aprēķini liecina, ka, attālinoties no Saules, vainaga blīvums pakāpeniski samazinās. Bet izrādās, ka Zemes orbītas reģionā tas joprojām manāmi atšķiras no nulles. Citiem vārdiem sakot, mūsu planēta atrodas saules atmosfērā.
Ja korona ir vairāk vai mazāk stabila Saules tuvumā, tad, attālumam palielinoties, tai ir tendence izplesties kosmosā. Un jo tālāk no Saules, jo lielāks ir šīs izplešanās ātrums. Pēc amerikāņu astronoma E. Pārkera aprēķiniem, jau 10 miljonu km attālumā koronālās daļiņas pārvietojas ar ātrumu, kas pārsniedz ātrumu .
Tādējādi secinājums liek domāt, ka Saules korona ir saules vējš, kas pūš ap mūsu planētu sistēmas telpu.
Šos teorētiskos secinājumus pilnībā apstiprināja mērījumi uz kosmosa raķetēm un mākslīgajiem zemes pavadoņiem. Izrādījās, ka Saules vējš vienmēr eksistē pie Zemes – tas "pūš" ar ātrumu aptuveni 400 km/sek.
Cik tālu pūš saules vējš? Ar teorētiskiem apsvērumiem vienā gadījumā izrādās, ka Saules vējš norimst jau orbītas apgabalā, otrā, ka tas joprojām pastāv ļoti lielā attālumā aiz pēdējās planētas Plutona orbītas. Taču tās ir tikai teorētiski Saules vēja iespējamās izplatīšanās galējās robežas. Precīzu robežu var norādīt tikai novērojumi.
Pastāvīga saules plazmas radiālā plūsma. kronas starpplanētu ražošanā. Enerģijas plūsma, kas nāk no Saules zarnām, sasilda koronas plazmu līdz 1,5-2 miljoniem K. Post. apkure netiek līdzsvarota ar enerģijas zudumu starojuma dēļ, jo koronas blīvums ir zems. Pārmērīga enerģija nozīmē. grāds aiznest prom h-tsy S. gs. (=1027-1029 erg/s). Tāpēc vainags nav hidrostatiskā stāvoklī. līdzsvars, tas nepārtraukti paplašinās. Pēc sastāva S. gs. neatšķiras no vainaga plazmas (S. gs. satur galvenokārt arr. protonus, elektronus, dažus hēlija kodolus, skābekļa jonus, silīciju, sēru un dzelzi). Koronas pamatnē (10 000 km no Saules fotosfēras) daļiņu radiālais ātrums ir simtiem m/s, vairāku attālumā. saules rādiusos, tas sasniedz skaņas ātrumu plazmā (100-150 km/s), netālu no Zemes orbītas, protonu ātrums ir 300-750 km/s, un to telpā. koncentrācija - no vairākiem. h-ts līdz vairākiem desmitiem frakciju 1 cm3. Ar starpplanētu telpas palīdzību. stacijas konstatēja, ka līdz pat Saturna orbītai blīvums plūsma h-c S. v. samazinās saskaņā ar likumu (r0/r)2, kur r ir attālums no Saules, r0 ir sākuma līmenis. S. v. nes sev līdzi saulīšu spēka līniju cilpas. magn. lauki, rudzu forma starpplanētu magn. lauks. Radiālās kustības kombinācija h-c S. gs. ar Saules rotāciju piešķir šīm līnijām spirāles formu. Magnēta liela mēroga struktūra. Laukam Saules tuvumā ir sektoru forma, kuros lauks ir vērsts prom no Saules vai pret to. Dobuma izmērs, ko aizņem SV, nav precīzi zināms (tā rādiuss, acīmredzot, nav mazāks par 100 AU). Pie šīs dobuma dinamikas robežām. S. spiedienu jālīdzsvaro ar starpzvaigžņu gāzes spiedienu, galaktikas. magn. lauki un galaktika telpa stariem. Zemes tuvumā c-c plūsmas sadursme S. v. ar ģeomagnētisko lauks ģenerē stacionāru triecienvilni Zemes magnetosfēras priekšā (no Saules puses, att.).
Saules vēja ietekme uz Zemes magnetosfēru: 1 - magnētiskā lauka līnijas. Saules lauki; 2 - triecienvilnis; 3 - Zemes magnetosfēra; 4 - magnetosfēras robeža; 5 - Zemes orbīta; 6 - Saules vēja trajektorija. S. v. it kā tas plūst ap magnetosfēru, ierobežojot tā apjomu pr-ve. S. gadsimta intensitātes izmaiņas, kas saistītas ar saules uzliesmojumiem, javl. galvenais ģeomagnētisko traucējumu cēlonis. lauki un magnetosfēras (magnētiskās vētras). Gada laikā Saule zaudē no S. in. \u003d 2X10-14 daļa no tās masas Msun. Ir dabiski pieņemt, ka ūdens aizplūšana, līdzīga S. V., pastāv arī citās zvaigznēs (). Tam jābūt īpaši intensīvam masīvām zvaigznēm (ar masu = vairāki desmiti Msolnu) un ar augstu virsmas temperatūru (= 30-50 tūkst. K) un zvaigznēm ar paplašinātu atmosfēru (sarkanie milži), jo pirmajā gadījumā , augsti attīstītas zvaigžņu vainaga daļām ir pietiekami augsta enerģija, lai pārvarētu zvaigznes pievilcību, un, otrkārt, tām ir zema parabola. ātrums (bēgšanas ātrums; (skat. KOSMOSA ĀTRUMS)). Līdzekļi. masas zudumi ar zvaigžņu vēju (= 10-6 Msol/gadā un vairāk) var būtiski ietekmēt zvaigžņu evolūciju. Savukārt zvaigžņu vējš rada karstu gāzi starpzvaigžņu vidē – rentgenstaru avotos. starojums.
Nepārtraukta no saules iegūtas plazmas plūsma, kas izplatās aptuveni radiāli no Saules un piepilda Saules sistēmu līdz heliocentriskajam. attālumi R ~ 100 a.u. e.s.v. veidojas gāzes dinamika. Saules vainaga paplašināšanās (sal. Sv) starpplanētu telpā. Augstās temperatūrās, kas pastāv Saules koronā (1,5 * 10 9 K), virsējo slāņu spiediens nevar līdzsvarot koronas vielas gāzes spiedienu, un vainags izplešas.Pirmā liecība par pasta esamību. plazmas plūsma no Saules, ko ieguva L. Birmanis (L. Biermann) 1950. gados. par to spēku analīzi, kas iedarbojas uz komētu plazmas astēm. 1957. gadā Dž.Pārkers (E.Pārkers), analizējot vainaga vielas līdzsvara apstākļus, parādīja, ka vainags nevar atrasties hidrostatiskos apstākļos. 1959. gadā. Esamības amats. Plazmas aizplūšana no Saules tika pierādīta daudzu mēnešu mērījumu rezultātā uz Amer. telpa aparāts 1962. gadā.
Tr S. īpašības ir norādīti tabulā. 1. S. plūsmas. var iedalīt divās klasēs: lēnie - ar ātrumu 300 km / s un ātri - ar ātrumu 600-700 km / s. Ātras plūsmas nāk no Saules vainaga reģioniem, kur atrodas magnētiskā struktūra. lauks ir tuvu radiālajam. koronālie caurumi. Lēna plūsmaspp. iekšā. saistīta, acīmredzot, ar vainaga zonām, kurās ir līdzeklis Tab. viens. - Saules vēja vidējās īpašības Zemes orbītā
Ātrums
Protonu koncentrācija
Protonu temperatūra
Elektronu temperatūra
Magnētiskā lauka stiprums
Python plūsmas blīvums...
2,4*10 8 cm -2 *c -1
Kinētiskās enerģijas plūsmas blīvums
0,3 erg*cm -2 *s -1
Tab. 2.- Radinieks ķīmiskais sastāvs saules vējš
Relatīvs saturs
Relatīvs saturs
Papildus galvenajam tā sastāvā tika atrastas arī S. gadsimta sastāvdaļas - protoni un elektroni, - daļiņas.Jonizācijas mērījumi. jonu temperatūra S. gs. ļauj noteikt Saules vainaga elektronu temperatūru.
S. gadsimtā. tiek novērotas atšķirības. viļņu veidi: Langmuir, whistlers, jonu skaņa, plazmas viļņi). Daži no Alfvén tipa viļņiem tiek ģenerēti uz Saules, un daži ir satraukti starpplanētu vidē. Viļņu ģenerēšana izlīdzina daļiņu sadalījuma funkcijas novirzes no Maksvela un saistībā ar magnētisko ietekmi. lauks uz plazmas noved pie tā, ka S. gs. uzvedas kā kontinuums. Alfvén tipa viļņiem ir liela nozīme C mazo komponentu paātrinājumā.
Rīsi. 1. Saules vēja masu spektrs. Uz horizontālās ass - daļiņas masas attiecība pret tās lādiņu, uz vertikālās - daļiņu skaits, kas reģistrēts ierīces enerģijas logā 10 s. Cipari ar ikonu norāda jona lādiņu.
S. straume iekšā. ir virsskaņas attiecībā pret šo viļņu veidu ātrumu, to-rudzi nodrošina eff. enerģijas pārnese S. gadsimtā. (Alfven, skaņas un magnetozona viļņi). Alvenovskoje un skaņa Maha skaitlis C. iekšā. 7. Kad plūst ap S. iekšā. šķēršļi, kas spēj to efektīvi novirzīt (Merkursa, Zemes, Jupitera, Saturna magnētiskie lauki vai vadošās Venēras jonosfēras un, šķiet, Marss), veidojas izejošais priekšgala triecienvilnis. Zemes magnetosfēra, planētu magnetosfēra). Mijiedarbības gadījumā S. gs. ar nevadošu ķermeni (piem., Mēnesi), triecienvilnis nenotiek. Plazmas plūsmu absorbē virsma, un aiz ķermeņa veidojas dobums, kas pakāpeniski tiek piepildīts ar plazmu C. iekšā.
Korona plazmas aizplūšanas stacionāro procesu pārklāj nestacionāri procesi, kas saistīti ar uzliesmojumi saulē. Ar spēcīgiem uzliesmojumiem viela tiek izmesta no apakšas. vainaga reģionus starpplanētu vidē. magnētiskās variācijas).
Rīsi. 2. Starpplanētu triecienviļņa un saules uzliesmojuma izmešanas izplatīšanās. Bultiņas parāda saules vēja plazmas kustības virzienu,
Rīsi. 3. Korona izplešanās vienādojuma atrisinājumu veidi. Ātrumu un attālumu normalizē līdz kritiskajam ātrumam vc un kritiskajam attālumam Rc. 2. risinājums atbilst saules vējam.
Saules vainaga izplešanos raksturo masas saglabāšanas ur-ciju sistēma, v k) uz dažiem kritiskiem. attālums R līdz un sekojoša izplešanās virsskaņas ātrumā. Šis risinājums dod izzūdoši mazu spiediena vērtību bezgalībā, kas ļauj to saskaņot ar starpzvaigžņu vides zemo spiedienu. Yu Parker sauca šī tipa gaitu S. gadsimtā.
, kur m ir protona masa, ir adiabātiskais indekss, ir Saules masa. Uz att. 4 parāda izplešanās ātruma izmaiņas ar heliocentrisku.
Rīsi. 4. Saules vēja ātruma profili izotermiskajam korona modelim pie dažādām koronālās temperatūras vērtībām.
S. v. nodrošina galveno koronas siltumenerģijas aizplūšana, jo siltuma pārnese uz hromosfēru, el.-mag. korona starojums un elektroniskā siltumvadītspēja pp. iekšā. nepietiekams, lai noteiktu vainaga termisko līdzsvaru. Elektroniskā siltumvadītspēja nodrošina lēnu S. in temperatūras pazemināšanos. ar attālumu. saules spožums.
S. v. nes koronālo magnētisko lauku sev līdzi starpplanētu vidē. lauks. Šī lauka spēka līnijas, kas iesaldētas plazmā, veido starpplanētu magnētisko lauku. lauks (MMP). Lai gan SVF intensitāte ir maza un tā enerģijas blīvums ir aptuveni 1% no kinētikas blīvuma. enerģija S. v., tai ir svarīga loma S termodinamikā. iekšā. un S. mijiedarbības dinamikā. ar Saules sistēmas ķermeņiem, kā arī S. plūsmām iekšā. savā starpā. S. paplašināšanās kombinācija. ar Saules rotāciju noved pie tā, ka magn. S. gadsimtā iesaldētajām spēka līnijām ir magnētiskā forma, B R un azimuta komponenti. lauki mainās atšķirīgi atkarībā no attāluma ekliptikas plaknes tuvumā:
kur - ang. saules griešanās ātrums un -ātruma radiālā komponente c., indekss 0 atbilst sākotnējam līmenim. Attālumā no Zemes orbītas leņķis starp magnētiskā virziena virzienu. lauki un R apmēram 45°. Lielā L magn.
Rīsi. 5. Forma lauka līnija starpplanētu magnētiskais lauks. - leņķiskais ātrums Saules rotācija, u ir plazmas ātruma radiālā komponente, R ir heliocentriskais attālums.
S. v., kas rodas virs Saules apgabaliem ar dekomp. magnētiskā orientācija. lauki, ātrums, temp-pa, daļiņu koncentrācija utt.) arī sk. regulāri mainās katra sektora šķērsgriezums, kas ir saistīts ar straujas S. plūsmas esamību sektora ietvaros. Sektoru robežas parasti atrodas iekšlēnajā S. plūsmā plkst. Visbiežāk tiek novēroti 2 vai 4 sektori, kas rotē kopā ar Sauli. Šī struktūra, kas veidojas S. izraujoties no gadsimta. liela mēroga magnētisks vainaga lauks, var novērot vairākiem. saules apgriezieni. SVF sektorālā struktūra ir sekas tam, ka starpplanētu vidē pastāv strāvas loksne (TS), kas rotē kopā ar Sauli. TS rada magnētisko pārspriegumu. lauki - ir SVF radiālās sastāvdaļas dažādas zīmes transportlīdzekļa pretējās pusēs. Šī TS, ko prognozēja H. Alfvens, iet caur tām Saules vainaga daļām, kas ir saistītas ar aktīviem Saules reģioniem, un atdala šos reģionus no sadalīšanās. saules magnēta radiālās sastāvdaļas pazīmes. lauki. TS atrodas aptuveni Saules ekvatora plaknē un tai ir salocīta struktūra. Saules rotācija noved pie CS kroku savērpšanās spirālē (6. att.). Atrodoties tuvu ekliptikas plaknei, novērotājs izrādās vai nu virs vai zem CS, kā dēļ viņš iekrīt sektoros ar dažādām SVF radiālās komponentes pazīmēm.
Pie Saules N. gs. pastāv bezsadursmes triecienviļņu garen- un platuma ātruma gradienti (7. att.). Vispirms veidojas triecienvilnis, kas izplatās uz priekšu no sektoru robežas (tiešais triecienvilnis), un pēc tam veidojas reversais triecienvilnis, kas izplatās Saules virzienā.
Rīsi. 6. Heliosfēras strāvas loksnes forma. Tās krustpunkts ar ekliptikas plakni (sliecas pret Saules ekvatoru ~ 7° leņķī) dod novēroto starpplanētu magnētiskā lauka sektorālo struktūru.
Rīsi. 7. Starpplanētu magnētiskā lauka sektora uzbūve. Īsās bultiņas parāda saules vēja plazmas plūsmas virzienu, bultiņu līnijas parāda magnētiskā lauka līnijas, ar svītru punktētā līnija parāda sektora robežas (attēlas plaknes krustojumu ar pašreizējo lapu).
Tā kā trieciena viļņa ātrums ir mazāks par SW ātrumu, plazma piesaista apgriezto triecienvilni virzienā, kas ir prom no Saules. Trieciena viļņi pie sektora robežām veidojas ~1 AU attālumos. e. un to var izsekot vairāku attālumu attālumā. a. e. Šie triecienviļņi, piemēram, starpplanētu triecienviļņi no saules uzliesmojumiem un apļveida triecienviļņi, paātrina daļiņas un tādējādi ir enerģētisko daļiņu avots.
S. v. sniedzas līdz ~100 AU attālumiem. Tas ir, kur starpzvaigžņu vides spiediens līdzsvaro dinamiku. S. spiedienu Dobumā, ko slaucīja S. iekšā. starpplanētu vide). PaplašinotS. iekšā. kopā ar tajā iesaldēto magnētu. lauks novērš iekļūšanu Saules sistēmas galaktikā. telpa zemas enerģijas stari un noved pie kosmiskām variācijām. augstas enerģijas stari. Parādība, kas līdzīga S. V., kas atrodama dažās citās zvaigznēs (sk. Zvaigžņu vējš).
