ภาพลมสุริยะแบบเรียลไทม์ (ออนไลน์) ลมแดด

ลมแดด.

ในช่วงปลายทศวรรษ 1950 นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์ชาวอเมริกัน Eugene Parker ได้ข้อสรุปว่าเนื่องจากก๊าซในโคโรนาสุริยะมีอุณหภูมิสูงซึ่งรักษาระยะห่างจากดวงอาทิตย์จึงต้องขยายตัวอย่างต่อเนื่อง ระบบสุริยะ. ผลลัพธ์ที่ได้รับด้วยความช่วยเหลือของยานอวกาศโซเวียตและอเมริกายืนยันความถูกต้องของทฤษฎีของปาร์กเกอร์
ในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ การไหลของสสารที่ส่งตรงมาจากดวงอาทิตย์ซึ่งเรียกว่าลมสุริยะนั้นรีบร้อนมาก มันแสดงถึงความต่อเนื่องของการขยายตัวของโคโรนาสุริยะ ประกอบด้วยนิวเคลียสของอะตอมไฮโดรเจน (โปรตอน) และฮีเลียม (อนุภาคอัลฟา) เป็นหลัก เช่นเดียวกับอิเล็กตรอน อนุภาคของลมสุริยะบินด้วยความเร็วหลายร้อยกิโลเมตรต่อวินาที โดยเคลื่อนตัวออกห่างจากดวงอาทิตย์ด้วยหน่วยดาราศาสตร์หลายสิบหน่วย ไปยังที่ซึ่งตัวกลางระหว่างดาวเคราะห์ของระบบสุริยะจะผ่านเข้าไปในก๊าซระหว่างดวงดาวที่หายาก และพร้อมกับลม สนามแม่เหล็กสุริยะก็ถูกถ่ายโอนไปยังอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ด้วย

หลุมโคโรนา
ดวงอาทิตย์เป็นแหล่งกำเนิดของกระแสอนุภาคอย่างต่อเนื่อง นิวตริโน อิเล็กตรอน โปรตอน อนุภาคแอลฟา และหนักกว่า นิวเคลียสของอะตอมทั้งหมดรวมกันเป็นรังสีเอกซ์ของดวงอาทิตย์ ส่วนสำคัญของการแผ่รังสีนี้คือพลาสมาที่ไหลออกอย่างต่อเนื่องไม่มากก็น้อย ซึ่งเรียกว่าลมสุริยะ ซึ่งเป็นส่วนขยายของชั้นนอก บรรยากาศพลังงานแสงอาทิตย์- โคโรนาสุริยะ ใกล้โลก ความเร็วของมันมักจะอยู่ที่ 400–500 กม./วินาที กระแสของอนุภาคที่มีประจุถูกขับออกจากดวงอาทิตย์ผ่านรูโคโรนา - บริเวณในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ที่มีสนามแม่เหล็กเปิดออกสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์

สนามแม่เหล็กทั้งหมดของดวงอาทิตย์ในรูปของเส้นเหนี่ยวนำแม่เหล็กนั้นคล้ายกับโลกเล็กน้อย แต่เส้นแรงของสนามโลกใกล้กับเส้นศูนย์สูตรถูกปิดและอย่าให้อนุภาคที่มีประจุพุ่งเข้าหาโลกผ่าน ในทางกลับกัน เส้นแรงของสนามสุริยะนั้นเปิดออกในบริเวณเส้นศูนย์สูตรและขยายไปสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์ซึ่งโค้งงอเหมือนเกลียว สิ่งนี้จะอธิบายได้ด้วยความจริงที่ว่าเส้นแรงยังคงเชื่อมต่อกับดวงอาทิตย์ซึ่งหมุนรอบแกนของมัน ลมสุริยะพร้อมกับสนามแม่เหล็กที่ "แข็งตัว" ก่อตัวเป็นหางก๊าซของดาวหางโดยนำพวกมันออกจากดวงอาทิตย์ เมื่อพบกับโลกในทางของมัน ลมสุริยะเปลี่ยนรูปสนามแม่เหล็กอย่างรุนแรง อันเป็นผลมาจากการที่โลกของเรามี "หาง" แม่เหล็กยาวซึ่งพุ่งออกจากดวงอาทิตย์เช่นกัน สนามแม่เหล็กของโลกตอบสนองต่อกระแสของสสารสุริยะที่พัดผ่านมันอย่างละเอียดอ่อน

บรรยากาศของดวงอาทิตย์มีไฮโดรเจน 90% ส่วนที่ไกลที่สุดจากพื้นผิวเรียกว่าโคโรนาของดวงอาทิตย์ มองเห็นได้ชัดเจนเมื่อเต็ม สุริยุปราคา. อุณหภูมิของโคโรนาสูงถึง 1.5-2 ล้านเคลวิน และก๊าซของโคโรนาก็แตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์ ที่อุณหภูมิพลาสม่าเช่นนี้ ความเร็วความร้อนของโปรตอนจะอยู่ที่ประมาณ 100 กม./วินาที และของอิเล็กตรอนจะอยู่ที่หลายพันกิโลเมตรต่อวินาที มากพอที่จะเอาชนะแรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์ได้ ความเร็วเริ่มต้น 618 กม./วินาที ความเร็วในอวกาศที่ 2 ของดวงอาทิตย์ ดังนั้นจึงมีการรั่วไหลของพลาสมาอย่างต่อเนื่องจากโคโรนาสุริยะสู่อวกาศ การไหลของโปรตอนและอิเล็กตรอนนี้เรียกว่าลมสุริยะ

เมื่อเอาชนะแรงดึงดูดของดวงอาทิตย์ อนุภาคของลมสุริยะจะบินไปตามวิถีทางตรง ความเร็วของแต่ละอนุภาคที่มีการกำจัดแทบไม่เปลี่ยนแปลง แต่อาจแตกต่างกันได้ ความเร็วนี้ขึ้นอยู่กับสถานะของพื้นผิวสุริยะเป็นหลัก ใน "สภาพอากาศ" บนดวงอาทิตย์ โดยเฉลี่ยอยู่ที่ ≈ 470 กม./วินาที ลมสุริยะเดินทางไกลถึงโลกใน 3-4 วัน ความหนาแน่นของอนุภาคในนั้นลดลงในสัดส่วนผกผันกับกำลังสองของระยะห่างจากดวงอาทิตย์ ที่ระยะทางเท่ากับรัศมีของวงโคจรของโลกโดยเฉลี่ย 1 ซม. 3 มี 4 โปรตอนและ 4 อิเล็กตรอน

ลมสุริยะลดมวลของดาวฤกษ์ของเรา - ดวงอาทิตย์ - ลง 10 9 กิโลกรัมต่อวินาที แม้ว่าจำนวนนี้จะดูมากในมาตราส่วนโลก แต่ในความเป็นจริง มันมีขนาดเล็ก: การลดลงของมวลดวงอาทิตย์สามารถสังเกตเห็นได้นานกว่าอายุปัจจุบันของดวงอาทิตย์หลายพันเท่าเท่านั้น ซึ่งประมาณ 5 พันล้านปี

ปฏิสัมพันธ์ของลมสุริยะกับสนามแม่เหล็กนั้นน่าสนใจและผิดปกติ เป็นที่ทราบกันดีอยู่แล้วว่าอนุภาคที่มีประจุมักจะเคลื่อนที่ในสนามแม่เหล็ก H ตามวงกลมหรือตามแนวเกลียว นี่เป็นความจริง แต่เมื่อสนามแม่เหล็กแรงพอเท่านั้น แม่นยำยิ่งขึ้นสำหรับการเคลื่อนที่ของอนุภาคที่มีประจุในวงกลมนั้นจำเป็นต้องมีความหนาแน่นของพลังงาน สนามแม่เหล็ก H 2 /8π มากกว่าความหนาแน่นของพลังงานจลน์ของพลาสมาที่เคลื่อนที่ ρv 2 /2 ในลมสุริยะ สถานการณ์จะกลับกัน: สนามแม่เหล็กอ่อน ดังนั้นอนุภาคที่มีประจุจะเคลื่อนที่เป็นเส้นตรง ในขณะที่สนามแม่เหล็กไม่คงที่ แต่จะเคลื่อนที่ไปพร้อมกับการไหลของอนุภาค ราวกับว่ากระแสนี้พัดพาไปยังขอบของระบบสุริยะ ทิศทางของสนามแม่เหล็กในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ทั้งหมดยังคงเหมือนเดิมกับพื้นผิวของดวงอาทิตย์ในขณะที่ปล่อยพลาสมาลมสุริยะ

ตามกฎแล้วสนามแม่เหล็กจะเปลี่ยนทิศทาง 4 ครั้งเมื่อโคจรรอบเส้นศูนย์สูตรของดวงอาทิตย์ ดวงอาทิตย์หมุน: จุดบนเส้นศูนย์สูตรทำให้เกิดการปฏิวัติใน T \u003d 27 วัน ดังนั้นสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์จึงมุ่งไปตามเกลียว (ดูรูป) และภาพรวมของรูปแบบนี้จะหมุนหลังจากการหมุนของพื้นผิวสุริยะ มุมการหมุนของดวงอาทิตย์เปลี่ยนเป็น φ = 2π/T ระยะห่างจากดวงอาทิตย์เพิ่มขึ้นตามความเร็วของลมสุริยะ: r = vt. ดังนั้นสมการของเกลียวในรูปที่ มีรูปแบบดังนี้ φ = 2πr/vT ที่ระยะห่างของวงโคจรของโลก (r = 1.5 10 11 ม.) มุมเอียงของสนามแม่เหล็กกับเวกเตอร์รัศมีจะเท่ากับ 50 ° ที่ตรวจสอบได้ง่ายๆ โดยเฉลี่ยแล้ว มุมนี้วัดโดยยานอวกาศ แต่ไม่ใกล้กับโลกมากนัก อย่างไรก็ตาม บริเวณใกล้ดาวเคราะห์มีการจัดเรียงสนามแม่เหล็กแตกต่างกัน (ดู แมกนีโตสเฟียร์)

ลมแดด

คือการไหลออกของพลาสมาในแนวรัศมีคงที่จากโคโรนาสุริยะ (ดู โคโรนาสุริยะ) สู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์ การศึกษาของส เกี่ยวข้องกับการไหลของพลังงานเข้าสู่โคโรนาจากชั้นลึกของดวงอาทิตย์ เห็นได้ชัดว่าคลื่นแมกนีโตไฮโดรไดนามิกและคลื่นกระแทกที่อ่อนแอจะถ่ายเทพลังงาน (ดู พลาสมา ดวงอาทิตย์). เพื่อรักษาส.ศ. มันเป็นสิ่งสำคัญที่พลังงานที่นำพาโดยคลื่นและการนำความร้อนไปยังชั้นบนของโคโรนา ความร้อนคงที่ของโคโรนาซึ่งมีอุณหภูมิ 1.5-2 ล้านองศานั้นไม่สมดุลกับการสูญเสียพลังงานอันเนื่องมาจากรังสีเพราะ ความหนาแน่นของโคโรนาอยู่ในระดับต่ำ พลังงานส่วนเกินถูกดูดกลืนโดยอนุภาคของเอส

โดยพื้นฐานแล้ว S. ศตวรรษ. คือโคโรนาสุริยะที่ขยายตัวอย่างต่อเนื่อง ความดันของก๊าซที่ให้ความร้อนทำให้เกิดการไหลออกทางอุทกพลศาสตร์แบบคงที่ด้วยความเร็วที่เพิ่มขึ้นทีละน้อย ที่ฐานโคโรนา (ลมสุริยะ 10,000 กม.จากพื้นผิวของดวงอาทิตย์) อนุภาคมีความเร็วในแนวรัศมีเป็นร้อย ม/วินาที. ที่ระยะห่างหลายรัศมีจากดวงอาทิตย์ ถึงความเร็วเสียงในพลาสมาที่ 100-150 กม./วินาทีและที่ระยะ 1 ก. e. (ใกล้วงโคจรของโลก) ความเร็วของโปรตอนพลาสม่าคือ 300-750 กม./วินาที. ใกล้วงโคจรของโลก อุณหภูมิของพลาสมา SV ซึ่งกำหนดจากองค์ประกอบทางความร้อนของความเร็วอนุภาค (จากความแตกต่างของความเร็วอนุภาคและความเร็วเฉลี่ยของการไหล) ในช่วงที่สงบ ดวงอาทิตย์คือลมสุริยะ 10 4 K , ใน ช่วงเวลาใช้งานถึง 4․10 5 K. S. ใน มีอนุภาคเช่นเดียวกับโคโรนาสุริยะนั่นคือโปรตอนและอิเล็กตรอนส่วนใหญ่มีนิวเคลียสของฮีเลียม (ตั้งแต่ 2 ถึง 20%) ขึ้นอยู่กับสถานะของกิจกรรมสุริยะ ฟลักซ์ของโปรตอนใกล้วงโคจรของโลกแตกต่างกันไปตั้งแต่ 5․10 7 ถึง 5․10 8 โปรตอน/( ซม 2 ․วินาที) และความเข้มข้นเชิงพื้นที่ - จากอนุภาคหลายตัวไปจนถึงหลายสิบอนุภาคใน 1 ซม 3 . ด้วยความช่วยเหลือของสถานีอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ ได้มีการกำหนดความหนาแน่นฟลักซ์ของอนุภาคของดาว S จนถึงวงโคจรของดาวพฤหัสบดี การเปลี่ยนแปลงตามกฎหมาย r –2 , ที่ไหน r- ระยะห่างจากดวงอาทิตย์ พลังงานที่ส่งไปยังอวกาศระหว่างดาวเคราะห์โดยอนุภาคของพลังงานแสงอาทิตย์ ใน 1 วินาที, ประมาณ 10 27 -10 29 erg(พลังงานรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าของดวงอาทิตย์ ลมสุริยะ4․10 33 erg/วินาที). ดวงอาทิตย์สูญเสียจากเอส. ในระหว่างปีมีมวลเท่ากับมวลลมสุริยะ 2․10 -14 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ เอส วี นำเส้นแรงของสนามแม่เหล็กสุริยะไปด้วย (เนื่องจากเส้นแรง "แข็ง" อยู่ในพลาสมาที่ไหลออกของโคโรนาสุริยะ ดูแมกนีโตไฮโดรไดนามิกส์) การรวมกันของการหมุนของดวงอาทิตย์กับการเคลื่อนที่ในแนวรัศมีของอนุภาค เอส วี ให้เส้นแรงมีรูปร่างเป็นเกลียว ที่ระดับวงโคจรของโลก ความแรงของสนามแม่เหล็กของ S. v. แตกต่างกันไปตั้งแต่ 2.5․10–6 ถึง 4․10–4 เอ่อ. โครงสร้างขนาดใหญ่ของสนามนี้ในระนาบสุริยุปราคามีรูปแบบของภาคที่สนามถูกนำออกจากดวงอาทิตย์หรือไปทางนั้น (รูปที่ 1) ในช่วงที่มีกิจกรรมต่ำของดวงอาทิตย์ (1963-64) มีการสังเกต 4 ส่วนซึ่งคงอยู่เป็นเวลา 1.5 ปี ด้วยกิจกรรมที่เพิ่มขึ้น โครงสร้างของสนามจึงมีพลวัตมากขึ้น และจำนวนภาคส่วนก็เพิ่มขึ้นด้วย

สนามแม่เหล็กที่ S. V. พัดพาไป ส่วนหนึ่ง "กวาด" รังสีคอสมิกของกาแลคซีจากอวกาศ circumsolar ซึ่งนำไปสู่การเปลี่ยนแปลงในความเข้มของพวกมันบนโลก การศึกษาความแปรปรวนของรังสีคอสมิกทำให้สามารถตรวจสอบการแผ่รังสีดวงอาทิตย์ได้ บน ระยะทางไกลจากโลกและที่สำคัญที่สุด นอกระนาบสุริยุปราคา เกี่ยวกับคุณสมบัติของเอส.อิน. ห่างไกลจากดวงอาทิตย์ เห็นได้ชัดว่ายังเป็นไปได้ที่จะเรียนรู้จากการศึกษาปฏิสัมพันธ์ของเอส. พลาสมา ด้วยพลาสม่าของดาวหาง - ยานสำรวจอวกาศชนิดหนึ่ง ขนาดของโพรงที่ถูกครอบครองโดย SV นั้นไม่ทราบแน่ชัด (อุปกรณ์ของสถานีอวกาศได้ติดตาม SV ไปยังวงโคจรของดาวพฤหัสบดีแล้ว) ที่ขอบเขตของช่องนี้ แรงกดดันแบบไดนามิกของศตวรรษที่ S. จะต้องสมดุลกันด้วยความดันของก๊าซระหว่างดวงดาว สนามแม่เหล็กของดาราจักร และรังสีคอสมิกของดาราจักร การชนกันของการไหลของพลาสมาโซลาร์โซลาร์ที่มีความเร็วเหนือเสียงกับสนามแม่เหล็กโลกทำให้เกิดคลื่นกระแทกที่อยู่นิ่งที่ด้านหน้าของสนามแม่เหล็กโลก (รูปที่ 2) เอส วี ราวกับว่ามันไหลไปรอบ ๆ แมกนีโตสเฟียร์ จำกัดขอบเขตในอวกาศ (ดู Earth) การไหลของอนุภาคเอส. สนามแม่เหล็กโลกถูกบีบอัดจากด้านสุริยะ (ที่นี่ขอบเขตของสนามแม่เหล็กผ่านที่ระยะทาง 10 R ⊕ ลมสุริยะ - รัศมีของโลก) และขยายออกไปในทิศทางต้านสุริยะด้วยสิบ R ⊕ (ที่เรียกว่า "หาง" ของสนามแม่เหล็ก) ในชั้นระหว่างหน้าคลื่นและสนามแม่เหล็ก ไม่มีสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์กึ่งปกติอีกต่อไป อนุภาคเคลื่อนที่ไปตามวิถีที่ซับซ้อน และบางส่วนสามารถจับได้ในแถบการแผ่รังสีของโลก การเปลี่ยนแปลงความรุนแรงของศตวรรษเอส เป็นสาเหตุหลักของการรบกวนในสนามแม่เหล็กโลก (ดู ความแปรผันของสนามแม่เหล็ก) พายุแม่เหล็ก (ดู พายุแม่เหล็ก) แสงออโรร่า (ดูออโรรา) ความร้อนของชั้นบรรยากาศชั้นบนของโลก และปรากฏการณ์ทางชีวฟิสิกส์และชีวเคมีจำนวนหนึ่ง (ดู ความสัมพันธ์ระหว่างดวงอาทิตย์กับโลก) ดวงอาทิตย์ไม่ได้มีลักษณะพิเศษใดๆ ในโลกของดวงดาว ดังนั้นจึงเป็นเรื่องปกติที่จะสันนิษฐานว่าสสารที่ไหลออกซึ่งคล้ายกับ S. V. มีอยู่ในดาวดวงอื่นเช่นกัน "ลมดาว" ดังกล่าวซึ่งมีพลังมากกว่าดวงอาทิตย์ถูกค้นพบเช่นในดาวฤกษ์ร้อนที่มีอุณหภูมิพื้นผิว 30-50,000 เค คำว่า "S. ใน." ถูกเสนอโดยนักฟิสิกส์ชาวอเมริกัน E. Parker (1958) ผู้พัฒนารากฐานของทฤษฎีอุทกพลศาสตร์ของ SV

ย่อ: Parker E. , กระบวนการไดนามิกในตัวกลางระหว่างดาวเคราะห์, ทรานส์ จากภาษาอังกฤษ, M. , 1965; ลมสุริยะทรานส์ จากภาษาอังกฤษ, M. , 1968; Hundhausen, A. การขยายตัวของโคโรนาและลมสุริยะ จากภาษาอังกฤษ, ม., 1976.

เอ็ม. เอ. ลิฟชิตส์, เอส.บี. พิเกลเนอร์

สารานุกรมแห่งสหภาพโซเวียตผู้ยิ่งใหญ่ - ม.: สารานุกรมโซเวียต. 1969-1978 .

ดูว่า "ลมสุริยะ" ในพจนานุกรมอื่น ๆ คืออะไร:

ฟลักซ์เรเดียลคงที่ของโซลาร์พลาสมา โคโรนาเข้าสู่อวกาศ การไหลของพลังงานที่มาจากลำไส้ของดวงอาทิตย์ทำให้พลาสมาของโคโรนาร้อนขึ้นถึง 1.5 2 ล้านเคโพสต์ ความร้อนไม่สมดุลกับการสูญเสียพลังงานเนื่องจากการแผ่รังสีเนื่องจากความหนาแน่นของโคโรนาต่ำ ... ... สารานุกรมทางกายภาพ

สารานุกรมสมัยใหม่

SOLAR WIND การไหลของอนุภาคที่มีประจุ (ส่วนใหญ่เป็นโปรตอนและอิเล็กตรอน) อย่างต่อเนื่องโดยเร่งด้วยอุณหภูมิสูงของ CORONA ของสุริยะเพื่อให้มีขนาดใหญ่พอที่อนุภาคจะเอาชนะแรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์ ลมสุริยะหันเห... พจนานุกรมสารานุกรมวิทยาศาสตร์และเทคนิค

ลมแดด- SOLAR WIND ซึ่งเป็นกระแสพลาสมาของโคโรนาสุริยะ เติมระบบสุริยะให้ห่างจากดวงอาทิตย์ถึง 100 หน่วยดาราศาสตร์ โดยที่ความดันของตัวกลางระหว่างดวงดาวจะปรับสมดุลแรงดันไดนามิกของการไหล องค์ประกอบหลักคือโปรตอน อิเล็กตรอน นิวเคลียส ... พจนานุกรมสารานุกรมภาพประกอบ

การไหลออกของพลาสมาโซลาร์โคโรนาสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์ ที่ระดับวงโคจรของโลก ความเร็วเฉลี่ยของอนุภาคลมสุริยะ (โปรตอนและอิเล็กตรอน) อยู่ที่ประมาณ 400 กม./วินาที จำนวนอนุภาคหลายสิบต่อ 1 ซม.³ ... ใหญ่ พจนานุกรมสารานุกรม

- "SOLAR WIND", สหภาพโซเวียต, หน้าจอ (OSTANKINO), 1982, สี ละครโทรทัศน์. นางเอกของนวนิยายภาพยนตร์คือนักวิทยาศาสตร์รุ่นเยาว์ Nadezhda Petrovskaya ซึ่งทำงานเกี่ยวกับปัญหาที่จุดตัดของวิทยาศาสตร์ต่างๆ ผลงานภาพยนตร์เรื่องล่าสุดของ Andrey Popov (39 บทภาพยนตร์) ที่… … สารานุกรมภาพยนตร์

คำนี้มีความหมายอื่น ดู ลมสุริยะ (ฟิล์ม) ... Wikipedia

การไหลออกของพลาสมาโซลาร์โคโรนาสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์ ที่ระดับวงโคจรของโลก ความเร็วเฉลี่ยของอนุภาคลมสุริยะ (โปรตอนและอิเล็กตรอน) อยู่ที่ประมาณ 400 กม./วินาที จำนวนของอนุภาคแตกต่างกันไปตั้งแต่สองสามถึงหลายสิบต่อ 1 ซม. 3 * * *… … พจนานุกรมสารานุกรม

แนวคิด ลมแดดถูกนำมาใช้ในด้านดาราศาสตร์เมื่อปลายยุค 40 ของศตวรรษที่ 20 เมื่อนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน S. Forbush ตรวจวัดความเข้มของรังสีคอสมิก สังเกตว่าการลดลงอย่างมีนัยสำคัญเมื่อกิจกรรมสุริยะเพิ่มขึ้นและลดลงค่อนข้างมากในช่วง .

มันดูค่อนข้างแปลก ค่อนข้างจะตรงกันข้าม ท้ายที่สุดแล้วดวงอาทิตย์เองก็เป็นผู้จัดหารังสีคอสมิก ดังนั้นดูเหมือนว่ายิ่งกิจกรรมในเวลากลางวันของเราสูงเท่าไรก็ยิ่งควรโยนอนุภาคเข้าไปในพื้นที่โดยรอบมากขึ้นเท่านั้น

ยังคงต้องสันนิษฐานว่าการเพิ่มขึ้นของกิจกรรมแสงอาทิตย์ส่งผลกระทบในลักษณะที่มันเริ่มเบี่ยงเบนอนุภาคของรังสีคอสมิก - เพื่อปฏิเสธพวกมัน

ตอนนั้นเองที่ข้อสันนิษฐานเกิดขึ้นว่าผู้กระทำผิดของเอฟเฟกต์ลึกลับคือกระแสของอนุภาคที่มีประจุไฟฟ้าหนีออกจากพื้นผิวของดวงอาทิตย์และเจาะพื้นที่ของระบบสุริยะ ลมสุริยะที่แปลกประหลาดนี้ทำความสะอาดตัวกลางระหว่างดาวเคราะห์ "กวาด" อนุภาคของรังสีคอสมิกออกจากมัน

เพื่อสนับสนุนสมมติฐานดังกล่าว ปรากฏการณ์ที่สังเกตได้ใน อย่างที่คุณทราบ หางของดาวหางจะชี้ออกจากดวงอาทิตย์เสมอ ในขั้นต้น เหตุการณ์นี้เกี่ยวข้องกับแรงกดของแสงจากแสงอาทิตย์ อย่างไรก็ตาม พบว่าแรงดันแสงเพียงอย่างเดียวไม่สามารถทำให้เกิดปรากฏการณ์ทั้งหมดที่เกิดขึ้นในดาวหางได้ การคำนวณได้แสดงให้เห็นว่าสำหรับการก่อตัวและการสังเกตการโก่งตัวของหางดาวหาง จำเป็นต้องมีอิทธิพลไม่เพียงแต่โฟตอนเท่านั้น แต่ยังรวมถึงอนุภาคของสสารด้วย

ตามความเป็นจริง ความจริงที่ว่าดวงอาทิตย์พ่นกระแสของอนุภาคที่มีประจุ - เม็ดโลหิต เป็นที่รู้จักกันก่อนหน้านั้น อย่างไรก็ตาม สันนิษฐานว่ากระแสดังกล่าวเป็นตอน แต่หางของดาวหางมักจะพุ่งออกจากดวงอาทิตย์เสมอ และไม่ใช่เฉพาะในช่วงที่มีการขยายสัญญาณเท่านั้น ซึ่งหมายความว่าการแผ่รังสีของกล้ามเนื้อที่เติมพื้นที่ของระบบสุริยะจะต้องมีอยู่ตลอดเวลา มันทวีความรุนแรงขึ้นด้วยกิจกรรมแสงอาทิตย์ที่เพิ่มขึ้น แต่ก็มีอยู่เสมอ

ดังนั้นลมสุริยะจึงพัดรอบพื้นที่สุริยะอย่างต่อเนื่อง ลมสุริยะนี้ประกอบด้วยอะไรและเกิดขึ้นภายใต้สภาวะใด?

ชั้นนอกสุดของชั้นบรรยากาศสุริยะคือโคโรนา ส่วนนี้ของบรรยากาศในเวลากลางวันของเรานั้นหายากผิดปกติ แต่สิ่งที่เรียกว่า "อุณหภูมิจลน์" ของโคโรนาซึ่งกำหนดโดยความเร็วของอนุภาคนั้นสูงมาก มันถึงล้านองศา ดังนั้นก๊าซโคโรนัลจึงแตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์และเป็นส่วนผสมของโปรตอน ไอออนขององค์ประกอบต่างๆ และอิเล็กตรอนอิสระ

เมื่อเร็ว ๆ นี้มีข้อความว่าลมสุริยะประกอบด้วยไอออนฮีเลียม เหตุการณ์นี้ทำให้กระจ่างเกี่ยวกับกลไกที่อนุภาคที่มีประจุถูกขับออกจากพื้นผิวของดวงอาทิตย์ หากลมสุริยะประกอบด้วยอิเล็กตรอนและโปรตอนเท่านั้น ก็อาจสันนิษฐานได้ว่าเกิดจากกระบวนการทางความร้อนล้วนๆ และมีลักษณะคล้ายไอน้ำที่ก่อตัวเหนือผิวน้ำเดือด อย่างไรก็ตาม นิวเคลียสของอะตอมฮีเลียมนั้นหนักกว่าโปรตอนสี่เท่า ดังนั้นจึงไม่น่าจะถูกขับออกมาโดยการระเหย เป็นไปได้มากว่าการก่อตัวของลมสุริยะนั้นสัมพันธ์กับการกระทำของแรงแม่เหล็ก เมฆพลาสมาที่บินออกจากดวงอาทิตย์ก็นำสนามแม่เหล็กไปด้วย เป็นทุ่งเหล่านี้ที่ทำหน้าที่เป็น "ปูนซีเมนต์" ที่ "ยึด" อนุภาคที่มีมวลและประจุต่างกัน

การสังเกตและการคำนวณโดยนักดาราศาสตร์ได้แสดงให้เห็นว่าเมื่อเราเคลื่อนตัวออกห่างจากดวงอาทิตย์ ความหนาแน่นของโคโรนาจะค่อยๆ ลดลง แต่ปรากฎว่าในบริเวณวงโคจรของโลกยังคงแตกต่างจากศูนย์อย่างเห็นได้ชัด กล่าวอีกนัยหนึ่ง โลกของเราอยู่ภายในชั้นบรรยากาศสุริยะ

หากโคโรนามีความเสถียรไม่มากก็น้อยเมื่ออยู่ใกล้ดวงอาทิตย์ เมื่อระยะทางเพิ่มขึ้น โคโรนาก็มีแนวโน้มที่จะขยายไปสู่อวกาศ และยิ่งห่างจากดวงอาทิตย์มากเท่าใด อัตราการขยายตัวนี้ก็จะยิ่งสูงขึ้น จากการคำนวณของนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน E. Parker ซึ่งอยู่ห่างออกไป 10 ล้านกม. อนุภาคโคโรนาลจะเคลื่อนที่ด้วยความเร็วที่เกินความเร็ว .

ดังนั้น ข้อสรุปจึงแนะนำตัวเองว่าโคโรนาสุริยะคือลมสุริยะที่พัดรอบพื้นที่ของระบบดาวเคราะห์ของเรา

ข้อสรุปทางทฤษฎีเหล่านี้ได้รับการยืนยันอย่างเต็มที่จากการวัดจรวดอวกาศและดาวเทียมโลกเทียม ปรากฎว่าลมสุริยะอยู่ใกล้โลกเสมอ - มัน "พัด" ด้วยความเร็วประมาณ 400 กม./วินาที

ลมสุริยะพัดไปไกลแค่ไหน? เมื่อพิจารณาตามทฤษฎีแล้ว ในกรณีหนึ่งปรากฎว่าลมสุริยะสงบลงแล้วในบริเวณวงโคจร ในอีกกรณีหนึ่ง ลมสุริยะยังคงอยู่ในระยะทางไกลมากนอกวงโคจรของดาวเคราะห์ดวงสุดท้ายพลูโต แต่ในทางทฤษฎีแล้ว สิ่งเหล่านี้เป็นเพียงขีดจำกัดสุดโต่งของการแพร่กระจายของลมสุริยะที่เป็นไปได้ การสังเกตเท่านั้นที่สามารถระบุขอบเขตที่แน่นอนได้

ฟลักซ์เรเดียลคงที่ของโซลาร์พลาสมา มงกุฎในการผลิตระหว่างดาวเคราะห์ การไหลของพลังงานที่มาจากลำไส้ของดวงอาทิตย์ทำให้พลาสมาของโคโรนาร้อนขึ้นถึง 1.5-2 ล้านเคโพสต์ ความร้อนไม่สมดุลกับการสูญเสียพลังงานเนื่องจากการแผ่รังสี เนื่องจากความหนาแน่นของโคโรนาต่ำ พลังงานส่วนเกินหมายถึง องศาดำเนินการไป h-tsy S. ศตวรรษ. (=1027-1029 เอิร์ก/วิ) เม็ดมะยมจึงไม่อยู่ในสภาวะไฮโดรสแตติก สมดุลมันขยายตัวอย่างต่อเนื่อง ตามองค์ประกอบของศตวรรษส. ไม่แตกต่างจากพลาสมาของโคโรนา (ศตวรรษที่ S. ประกอบด้วยโปรตอนส่วนใหญ่, อิเล็กตรอน, นิวเคลียสฮีเลียมสองสามตัว, ออกซิเจนไอออน, ซิลิกอน, กำมะถันและเหล็ก) ที่ฐานของโคโรนา (10,000 กม. จากโฟโตสเฟียร์สุริยะ) อนุภาคมีความเร็วในแนวรัศมีของลำดับหลายร้อย m/s ที่ระยะห่างหลายเท่า แสงอาทิตย์ รัศมี มันถึงความเร็วของเสียงในพลาสมา (100 -150 km / s) ใกล้วงโคจรของโลกความเร็วของโปรตอนคือ 300-750 km / s และพื้นที่ของพวกมัน ความเข้มข้น - จากหลาย ๆ h-ts มากถึงหลาย เศษส่วนหลายสิบใน 1 cm3 ด้วยความช่วยเหลือของอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ สถานีพบว่าขึ้นถึงวงโคจรของดาวเสาร์ ความหนาแน่น ไหล h-cเอส วี ลดลงตามกฎหมาย (r0/r)2 โดยที่ r คือระยะห่างจากดวงอาทิตย์ r0 คือระดับเริ่มต้น เอส วี นำห่วงของเส้นแรงของดวงอาทิตย์ไปด้วย แม็กน. ฟิลด์ to-rye แบบขยายระหว่างดาวเคราะห์ สนาม. การผสมผสานของการเคลื่อนไหวในแนวรัศมีของศตวรรษที่ h-c S. ด้วยการหมุนของดวงอาทิตย์ทำให้เส้นเหล่านี้มีรูปร่างเป็นเกลียว โครงสร้างขนาดใหญ่ของแม่เหล็ก สนามในบริเวณใกล้เคียงกับดวงอาทิตย์มีรูปแบบของเซกเตอร์ซึ่งสนามนั้นถูกนำออกจากดวงอาทิตย์หรือไปทางนั้น ขนาดของช่องที่ครอบครองโดย SV นั้นไม่ทราบแน่ชัด (เห็นได้ชัดว่ารัศมีของมันไม่น้อยกว่า 100 AU) ที่ขอบเขตของช่องนี้แบบไดนามิก ความกดดันของส จะต้องสมดุลด้วยความดันของก๊าซระหว่างดาวกาแล็กซี่ แม็กน. ทุ่งนาและกาแล็กซี่ ช่องว่าง รังสีเอกซ์ บริเวณใกล้โลกเกิดการชนกันของการไหลของ c-c S. v. ด้วย geomagnetic สนามสร้างคลื่นกระแทกนิ่งที่ด้านหน้าของสนามแม่เหล็กของโลก (จากด้านข้างของดวงอาทิตย์, รูปที่.)

ผลกระทบของลมสุริยะกับสนามแม่เหล็กของโลก: 1 - เส้นสนามแม่เหล็ก ทุ่งของดวงอาทิตย์; 2 - คลื่นกระแทก; 3 - แมกนีโตสเฟียร์ของโลก; 4 - ขอบเขตของสนามแม่เหล็ก; 5 - วงโคจรของโลก; 6 - วิถีของลมสุริยะ เอส วี ราวกับว่ามันไหลไปรอบๆสนามแม่เหล็ก การเปลี่ยนแปลงของความเข้มของศตวรรษเอสที่เกี่ยวข้องกับเปลวสุริยะ yavl หลัก สาเหตุของการรบกวนทางธรณีแม่เหล็ก สนามและสนามแม่เหล็ก (พายุแม่เหล็ก) ในระหว่างปีที่ดวงอาทิตย์สูญเสียจากเอส. \u003d 2X10-14 ส่วนหนึ่งของมวล Msun เป็นเรื่องปกติที่จะสมมติว่ามีน้ำไหลออกซึ่งคล้ายกับ S. V. มีอยู่ในดาวดวงอื่นด้วย () มันควรจะเข้มข้นเป็นพิเศษสำหรับดาวมวลมาก (ที่มีมวล = หลายสิบ Msolns) และมีอุณหภูมิพื้นผิวสูง (= 30-50,000 K) และสำหรับดาวฤกษ์ที่มีบรรยากาศขยาย (ดาวยักษ์แดง) เพราะในกรณีแรก บางส่วนของโคโรนาดาวฤกษ์ที่พัฒนาแล้วอย่างสูงมีพลังงานสูงเพียงพอที่จะเอาชนะแรงดึงดูดของดาวฤกษ์ และในส่วนที่สอง พวกมันมีพาราโบลาต่ำ ความเร็ว (ความเร็วหนี (ดู SPACE SPEEDS)) วิธี. การสูญเสียมวลด้วยลมดาวฤกษ์ (= 10-6 Msol/ปี และมากกว่านั้น) อาจส่งผลกระทบอย่างมีนัยสำคัญต่อการวิวัฒนาการของดาว ในทางกลับกัน ลมดาวทำให้เกิดก๊าซร้อนในตัวกลางระหว่างดาว - แหล่งกำเนิดรังสีเอกซ์ รังสี

กระแสพลาสมาที่มาจากแสงอาทิตย์อย่างต่อเนื่องซึ่งแพร่กระจายประมาณรัศมีจากดวงอาทิตย์และเติมระบบสุริยะไปยังศูนย์กลางเฮลิโอเซนทริค ระยะทาง R ~ 100 au อีเอสวี ไดนามิกของแก๊สเกิดขึ้น การขยายตัวของโคโรนาสุริยะ (cf. ดวงอาทิตย์) สู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์ ที่อุณหภูมิสูงซึ่งมีอยู่ในโคโรนาสุริยะ (1.5 * 10 9 K) ความดันของชั้นที่อยู่ด้านบนไม่สามารถปรับสมดุลแรงดันแก๊สของสารโคโรนาและโคโรนาจะขยายตัว

หลักฐานเบื้องต้นของการมีอยู่ของโพสต์ พลาสมาฟลักซ์จากดวงอาทิตย์ที่ได้จาก L. Birman (L. Biermann) ในปี 1950 การวิเคราะห์แรงที่กระทำต่อหางพลาสม่าของดาวหาง ในปี 1957 J. Parker (E. Parker) วิเคราะห์สภาวะสมดุลของสารของเม็ดมะยม พบว่าเม็ดมะยมไม่สามารถอยู่ในสภาวะที่หยุดนิ่งได้ ในปี พ.ศ. 2502 ตำแหน่งการดำรงอยู่ พลาสมาที่ไหลออกจากดวงอาทิตย์ได้รับการพิสูจน์แล้วว่าเป็นผลมาจากการวัดค่า Amer เป็นเวลาหลายเดือน ช่องว่าง เครื่องในปี 2505

พุธ คุณสมบัติของส. จะได้รับในตาราง 1. กระแสของส.ว. สามารถแบ่งออกเป็นสองประเภท: ช้า - ด้วยความเร็ว 300 km / s และเร็ว - ด้วยความเร็ว 600-700 km / s กระแสน้ำอย่างรวดเร็วมาจากบริเวณของโคโรนาสุริยะ ซึ่งเป็นโครงสร้างของแม่เหล็ก สนามอยู่ใกล้กับรัศมี หลุมโคโรนา การไหลช้า ใน. เห็นได้ชัดว่าเกี่ยวข้องกับพื้นที่ของมงกุฎซึ่งมีวิธีการ แท็บ หนึ่ง. - ลักษณะเฉลี่ยของลมสุริยะในวงโคจรของโลก

ความเร็ว
ความเข้มข้นของโปรตอน
อุณหภูมิโปรตอน
อุณหภูมิอิเล็กตรอน
ความแรงของสนามแม่เหล็ก
ไพทอน ฟลักซ์ ความหนาแน่น....	2.4*10 8 ซม. -2 *c -1
ความหนาแน่นของฟลักซ์พลังงานจลน์	0.3 เอิร์ก*ซม. -2 *วิ -1

แท็บ 2.- ญาติ องค์ประกอบทางเคมีลมสุริยะ

	เนื้อหาที่เกี่ยวข้อง

	เนื้อหาที่เกี่ยวข้อง

นอกเหนือจากหลัก องค์ประกอบของศตวรรษเอส - โปรตอนและอิเล็กตรอน - อนุภาคยังพบในองค์ประกอบของมัน การวัดไอออไนซ์ อุณหภูมิของไอออน ศตวรรษ. ทำให้สามารถกำหนดอุณหภูมิอิเล็กตรอนของโคโรนาสุริยะได้

ในศตวรรษที่ S. มีการสังเกตความแตกต่าง ประเภทของคลื่น: Langmuir, ผิวปาก, เสียงไอออน, คลื่นพลาสม่า) คลื่นประเภทอัลฟเวนบางส่วนถูกสร้างขึ้นบนดวงอาทิตย์ และบางส่วนก็ตื่นเต้นในตัวกลางระหว่างดาวเคราะห์ การสร้างคลื่นทำให้การเบี่ยงเบนของฟังก์ชันการกระจายของอนุภาคจาก Maxwellian ราบรื่นและร่วมกับอิทธิพลของแม่เหล็ก สนามบนพลาสมานำไปสู่ความจริงที่ว่า ศตวรรษเอส. ทำตัวเหมือนต่อเนื่อง คลื่นประเภท Alfven มีบทบาทสำคัญในการเร่งความเร็วของส่วนประกอบขนาดเล็กของ C

ข้าว. 1. สเปกตรัมมวลของลมสุริยะ บนแกนนอน - อัตราส่วนของมวลของอนุภาคต่อประจุ ในแนวตั้ง - จำนวนอนุภาคที่ลงทะเบียนในหน้าต่างพลังงานของอุปกรณ์เป็นเวลา 10 วินาที ตัวเลขที่มีไอคอนแสดงถึงประจุของไอออน

กระแสของเอส. มีความเร็วเหนือเสียงเมื่อเทียบกับความเร็วของคลื่นประเภทนั้น การถ่ายโอนพลังงานในศตวรรษที่ S. (คลื่น Alfven, โซนิคและแมกนีโตโซนิก). Alvenovskoye และเสียง เลขเครื่อง Cใน. 7. เมื่อไหลรอบส. สิ่งกีดขวางที่สามารถเบี่ยงเบนมันได้อย่างมีประสิทธิภาพ (สนามแม่เหล็กของดาวพุธ, โลก, ดาวพฤหัสบดี, ดาวเสาร์หรือไอโอโนสเฟียร์ที่เป็นตัวนำของดาวศุกร์และเห็นได้ชัดว่าดาวอังคาร) ทำให้เกิดคลื่นกระแทกโค้งคำนับ แมกนีโตสเฟียร์ของโลก, แมกนีโตสเฟียร์ของดาวเคราะห์) ในกรณีของปฏิสัมพันธ์ ส. ศตวรรษ. กับวัตถุที่ไม่นำไฟฟ้า (เช่น ดวงจันทร์) จะไม่เกิดคลื่นกระแทก การไหลของพลาสมาจะถูกดูดซับโดยพื้นผิวและโพรงจะเกิดขึ้นหลังร่างกายซึ่งค่อย ๆ เต็มไปด้วยพลาสมาซี ใน.

กระบวนการหยุดนิ่งของการไหลออกของโคโรนาพลาสมาถูกทับด้วยกระบวนการที่ไม่คงที่ที่เกี่ยวข้องกับ เปลวไฟบนดวงอาทิตย์ด้วยการระบาดที่รุนแรง สสารจะถูกขับออกจากด้านล่าง พื้นที่ของโคโรนาเข้าสู่ตัวกลางระหว่างดาวเคราะห์ รูปแบบแม่เหล็ก)

ข้าว. 2. การแพร่กระจายของคลื่นกระแทกระหว่างดาวเคราะห์และการปล่อยออกจากเปลวไฟจากดวงอาทิตย์ ลูกศรแสดงทิศทางการเคลื่อนที่ของพลาสมาลมสุริยะ

ข้าว. 3. ประเภทของการแก้ปัญหาสมการการขยายตัวของโคโรนา ความเร็วและระยะทางถูกทำให้เป็นมาตรฐานเป็นความเร็ววิกฤต vc และระยะทางวิกฤต Rc โซลูชันที่ 2 สอดคล้องกับลมสุริยะ

การขยายตัวของโคโรนาสุริยะอธิบายโดยระบบของการอนุรักษ์มวล v k) ในบางวิกฤต ระยะทาง R ถึงและการขยายตัวที่ตามมาด้วยความเร็วเหนือเสียง สารละลายนี้ให้ค่าความดันเพียงเล็กน้อยที่ระยะอนันต์ ซึ่งทำให้สามารถจับคู่กับความดันต่ำของตัวกลางระหว่างดวงดาวได้ ยู ปาร์คเกอร์ เรียกลักษณะนี้ว่าศตวรรษ ส. โดยที่ m คือมวลของโปรตอน คือดัชนีอะเดียแบติก คือมวลของดวงอาทิตย์ ในรูป 4 แสดงการเปลี่ยนแปลงของอัตราการขยายตัวด้วยเฮลิโอเซนทริค

ข้าว. 4. โปรไฟล์ความเร็วลมสุริยะสำหรับแบบจำลองไอโซเทอร์มอลโคโรนาที่ค่าอุณหภูมิโคโรนาต่างๆ

เอส วี ให้หลัก การไหลของพลังงานความร้อนของโคโรนาเนื่องจากการถ่ายเทความร้อนไปยังโครโมสเฟียร์ el.-mag รังสีโคโรนาและการนำความร้อนอิเล็กทรอนิกส์pp. ใน. ไม่เพียงพอที่จะสร้างสมดุลความร้อนของโคโรนา การนำความร้อนแบบอิเล็กทรอนิกส์ทำให้อุณหภูมิของ S. in ลดลงอย่างช้าๆ ด้วยระยะทาง ความส่องสว่างของดวงอาทิตย์

เอส วี นำสนามแม่เหล็กโคโรนาลเข้าสู่ตัวกลางระหว่างดาวเคราะห์ สนาม. เส้นแรงของสนามนี้แข็งตัวในพลาสมาก่อให้เกิดสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ ฟิลด์ (MMP) แม้ว่าความเข้มของ IMF จะน้อยและความหนาแน่นของพลังงานอยู่ที่ประมาณ 1% ของความหนาแน่นของจลนศาสตร์ พลังงาน S. v. มันมีบทบาทสำคัญในอุณหพลศาสตร์ของ S. ใน. และในไดนามิกของการโต้ตอบของเอส กับร่างของระบบสุริยะเช่นเดียวกับกระแสของเอส. ระหว่างกัน การผสมผสานของการขยายตัวของส. กับการหมุนของดวงอาทิตย์ทำให้เกิดแม็กนอล เส้นแรงที่ถูกแช่แข็งในศตวรรษที่ S. มีรูปแบบ B R และองค์ประกอบราบของแม่เหล็ก ทุ่งนาเปลี่ยนไปตามระยะทางใกล้ระนาบสุริยุปราคาต่างกันไป:

ที่ไหน - อ่างทอง ความเร็วในการหมุนของดวงอาทิตย์ และ -องค์ประกอบรัศมีของความเร็ว c. ดัชนี 0 สอดคล้องกับระดับเริ่มต้น ที่ระยะห่างของวงโคจรของโลก มุมระหว่างทิศทางของแม่เหล็ก ทุ่งนาและ Rประมาณ 45 องศา ที่ขนาดใหญ่ L.

ข้าว. 5. รูปร่าง เส้นสนามสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ - ความเร็วเชิงมุมการหมุนของดวงอาทิตย์ u เป็นองค์ประกอบในแนวรัศมีของความเร็วพลาสมา R คือระยะทางเฮลิโอเซนตริก

S. v. เกิดขึ้นเหนือภูมิภาคของดวงอาทิตย์ด้วยการสลายตัว การวางแนวแม่เหล็ก สนาม ความเร็ว อุณหภูมิ-pa ความเข้มข้นของอนุภาค ฯลฯ) ยังเปรียบเทียบ การเปลี่ยนแปลงอย่างสม่ำเสมอในส่วนตัดขวางของแต่ละภาคส่วนที่เกี่ยวข้องกับการมีอยู่ของกระแส S. ที่รวดเร็วภายในเซกเตอร์ ขอบเขตของเซกเตอร์มักจะอยู่ในกระแสอินทราสโลว์ของส. ส่วนใหญ่มักจะสังเกต 2 หรือ 4 ส่วนหมุนไปพร้อมกับดวงอาทิตย์ โครงสร้างนี้ซึ่งเกิดขึ้นจากการที่เอสดึงออกมาจากศตวรรษ แม่เหล็กขนาดใหญ่ สนามของมงกุฎสามารถสังเกตได้หลาย การปฏิวัติของดวงอาทิตย์ โครงสร้างเซกเตอร์ของ IMF เป็นผลมาจากการมีอยู่ของชีตปัจจุบัน (TS) ในตัวกลางระหว่างดาวเคราะห์ซึ่งหมุนไปพร้อมกับดวงอาทิตย์ TS สร้างคลื่นแม่เหล็ก เขตข้อมูล - องค์ประกอบรัศมีของกองทุนการเงินระหว่างประเทศมี สัญญาณต่างๆที่ด้านตรงข้ามของรถ TS นี้ทำนายโดย H. Alfven ผ่านส่วนต่างๆ ของโคโรนาสุริยะ ซึ่งสัมพันธ์กับบริเวณที่มีความเคลื่อนไหวบนดวงอาทิตย์ และแยกบริเวณเหล่านี้ออกจากการสลายตัว สัญญาณขององค์ประกอบรัศมีของแม่เหล็กแสงอาทิตย์ ฟิลด์ TS ตั้งอยู่บนระนาบของเส้นศูนย์สูตรโดยประมาณและมีโครงสร้างแบบพับ การหมุนของดวงอาทิตย์นำไปสู่การบิดของ CS พับเป็นเกลียว (รูปที่ 6) เมื่ออยู่ใกล้ระนาบสุริยุปราคา ผู้สังเกตการณ์จึงปรากฏว่าอยู่สูงหรือต่ำกว่าเส้น CS เนื่องจากเขาตกอยู่ในส่วนต่างๆ ที่มีสัญญาณต่างกันขององค์ประกอบเรเดียลของกองทุนการเงินระหว่างประเทศ

ใกล้ดวงอาทิตย์ในศตวรรต มีการไล่ระดับความเร็วตามยาวและตามขวางของคลื่นกระแทกที่ไม่มีการชนกัน (รูปที่ 7) ขั้นแรก คลื่นกระแทกจะเกิดขึ้นที่แพร่กระจายไปข้างหน้าจากขอบเขตของเซกเตอร์ (คลื่นกระแทกโดยตรง) จากนั้นจึงเกิดคลื่นกระแทกย้อนกลับที่แพร่กระจายไปยังดวงอาทิตย์

ข้าว. 6. รูปร่างของแผ่นกระแสเฮลิโอสเฟียร์ จุดตัดกับระนาบสุริยุปราคา (เอียงไปที่เส้นศูนย์สูตรของดวงอาทิตย์ที่มุม ~ 7°) ให้โครงสร้างเซกเตอร์ของสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์

ข้าว. 7. โครงสร้างของเซกเตอร์ของสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ ลูกศรสั้นแสดงทิศทางการไหลของพลาสมาลมสุริยะ เส้นลูกศรแสดงเส้นสนามแม่เหล็ก เส้นประแสดงขอบเขตของเซกเตอร์ (จุดตัดของระนาบร่างกับแผ่นปัจจุบัน)

เนื่องจากความเร็วของคลื่นกระแทกนั้นน้อยกว่าความเร็วของ SW พลาสมาจะกักคลื่นกระแทกย้อนกลับในทิศทางที่อยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ คลื่นกระแทกใกล้ขอบเขตของเซกเตอร์เกิดขึ้นที่ระยะทาง ~1 AU จ. และสามารถติดตามระยะทางได้หลายทาง ก. e. คลื่นกระแทกเหล่านี้ เช่น คลื่นกระแทกระหว่างดาวเคราะห์จากเปลวสุริยะและคลื่นกระแทกรอบดาวเคราะห์ เร่งอนุภาคและด้วยเหตุนี้จึงเป็นที่มาของอนุภาคที่มีพลัง

เอส วี ขยายไปถึงระยะทาง ~ 100 AU นั่นคือจุดที่แรงกดของตัวกลางระหว่างดวงดาวทำให้เกิดความสมดุลของไดนามิก ความกดดันของส โพรงกวาดขึ้นโดย S. in. สภาพแวดล้อมระหว่างดาวเคราะห์) ขยายส. ใน. พร้อมกับแม่เหล็กที่แข็งเข้าไว้ สนามป้องกันการเจาะเข้าไปในกาแลคซีระบบสุริยะ ช่องว่าง รังสีของพลังงานต่ำและนำไปสู่การแปรผันของจักรวาล ลำแสงพลังงานสูง ปรากฏการณ์ที่คล้ายกับ S.V. ซึ่งพบในดาวดวงอื่นบางดวง (ดู ลมดาว)