Slnečné zdroje a typy prúdenia slnečného vetra. Slnečný vietor Ako sa používa na Zemi

Magnetické pole Zeme a slnečný vietor

slnečný vietor

Teplota koruny, vonkajšej vrstvy, môže dosiahnuť hodnoty až 1,1 milióna stupňov Celzia. Preto pri takejto teplote sa častice pohybujú veľmi rýchlo. Gravitácia Slnka ich nedokáže udržať – a opúšťajú hviezdu.

Slnečná aktivita sa mení počas 11-ročného cyklu. Zároveň sa mení počet slnečných škvŕn, úroveň žiarenia a množstvo materiálu vyvrhnutého do vesmíru. A tieto zmeny ovplyvňujú vlastnosti slnečného vetra – jeho magnetické pole, rýchlosť, teplotu a hustotu. Preto môže mať slnečný vietor rôzne vlastnosti. Závisia od toho, kde presne sa na Slnku nachádzal jeho zdroj. A závisia aj od toho, ako rýchlo sa táto oblasť otáčala.

Rýchlosť slnečného vetra je vyššia ako rýchlosť pohybu materiálu koronálnych dier. A dosahuje rýchlosť 800 kilometrov za sekundu. Tieto diery sa objavujú na póloch Slnka a v jeho nízkych zemepisných šírkach. Najväčšie sa stávajú počas období, keď je aktivita na Slnku minimálna. Teplota materiálu prenášaného slnečným vetrom môže dosiahnuť 800 000 C.

Štúdium slnečného vetra

O existencii slnečného vetra vedia vedci už od 50. rokov minulého storočia. Ale napriek jeho vážnemu vplyvu na Zem a astronautov vedci stále nepoznajú mnohé z jeho charakteristík. Niekoľko vesmírnych misií v posledných desaťročiach sa pokúsilo vysvetliť túto záhadu.

Misia NASA Ulysses, ktorá bola vypustená do vesmíru 6. októbra 1990, študovala Slnko v rôznych zemepisných šírkach. Viac ako desať rokov merala rôzne vlastnosti slnečného vetra.

Misia Advanced Composition Explorer mala obežnú dráhu spojenú s jedným zo špeciálnych bodov medzi Zemou a Slnkom. Je známy ako Lagrangeov bod. V tejto oblasti sú rovnako dôležité gravitačné sily zo Slnka a Zeme. A to umožňuje satelitu mať stabilnú obežnú dráhu. Experiment ACE, ktorý bol spustený v roku 1997, študuje slnečný vietor a poskytuje merania konštantného toku častíc v reálnom čase.

Kozmické lode STEREO-A a STEREO-B agentúry NASA študujú okraje Slnka z rôznych uhlov, aby zistili, ako sa vytvára slnečný vietor. Podľa NASA poskytlo STEREO „jedinečný a revolučný pohľad na systém Zem-Slnko“.

Nové misie

NASA plánuje spustiť novú misiu na štúdium Slnka. Vedcom to dáva nádej dozvedieť sa ešte viac o povahe Slnka a slnečného vetra. Spustenie solárnej sondy NASA Parker je plánované na spustenie ( úspešne spustený 8.12.2018 – Navigátor) v lete 2018 bude fungovať tak, že sa doslova „dotkne Slnka“. Po niekoľkých rokoch letu na obežnej dráhe v blízkosti našej hviezdy sa sonda po prvý raz v histórii ponorí do slnečnej koróny. Toto sa urobí s cieľom získať kombináciu fantastických obrázkov a meraní. Experiment zlepší naše chápanie povahy slnečnej koróny a zlepší pochopenie pôvodu a vývoja slnečného vetra.

zo zbierky CHZO "Physics of Near-Earth Space", vol. 2, Apatity, 2000"

1. Úvod

2. KVÁZI-STACIONÁRNE TOKY
2.1 Vysokorýchlostný tok z koronálnych dier
2,2 VSP okraj
2.3 GTS a streamer
24 Medziprúdová plazma

3. STACIONÁRNE TOKY
3.1 Slnečné búrky
3.2 Vymiznutie vlákien
3.3 Vzplanutie a prúdy vlákien

Úvod

Typy slnečného vetra možno rozdeliť do dvoch hlavných skupín: kvázistacionárne a nestacionárne.
Kvázistacionárne prúdenie slnečného vetra je spojené so štrukturálnymi formáciami slnečného magnetického poľa s charakteristickou životnosťou od niekoľkých dní po niekoľko týždňov alebo mesiacov. Nestacionárne toky zahŕňajú toky, ktorých zdrojom sú nestacionárne javy na Slnku so životnosťou kratšou ako jeden deň. V literatúre neexistuje úplná klasifikácia typov slnečného vetra. .
Ak pre kvázistacionárne typy slnečného vetra neexistujú žiadne špeciálne rozdiely v definícii (ide o vysokorýchlostné prúdy z koronálnych dier (HSP z CH), heliosférickú prúdovú vrstvu (HCS) s koronálnymi prúdmi okolo nej), potom definície nestacionárnych typov a ich solárne zdroje sú trochu odlišné. Takže Huddleston a kol., (1995) Nestále toky zahŕňajú prechodné toky z výronov koronálnej hmoty (CME) a ​​oblasť medzi medziplanetárnymi rázovými vlnami a prednými okrajmi výronov koronálnej hmoty po rázovej vlne. Nestále toky zahŕňajú toky z výronov koronálnej hmoty (CME) a ​​plazmy rázových vĺn.
Na druhej strane Ivanov (1996) nestacionárne toky sú určené ich slnečnými zdrojmi, a to: sporadické javy, ako sú erupcie, náhle zmiznutie filamentov v aktívnych oblastiach Slnka a náhle zmiznutie filamentov mimo aktívnych oblastí.

Ryža. 1 Topológie magnetického poľa a súvisiace typy slnečného vetra

Topológie magnetického poľa a súvisiace typy slnečného vetra sú znázornené na obr.
Nižšie bude uvedený popis rôznych typov slnečného vetra a ich slnečných zdrojov, ako aj identifikácia týchto typov prúdenia na obežnej dráhe Zeme.

2. Kvázistacionárne toky

2.1 Vysokorýchlostný tok z koronálnych dier

V práci je uvedený popis vzniku CD a jeho vlastností [Kovalenko, 1983]. Fotosférické magnetické polia na Slnku sú veľké oblasti, v ktorých dominuje jedna polarita s otvorenou konfiguráciou magnetického poľa. Sú oddelené neutrálnymi čiarami. Koronálne diery sa môžu vytvoriť vo vnútri veľkých unipolárnych magnetických oblastí, ak veľkosť týchto oblastí nie je menšia ako 300. Hranice CH sledujú tvar neutrálnej čiary v určitej vzdialenosti od nej. Medzi okrajom CD a neutrálnou čiarou tvoriacou okraj magnetickej bunky je určitá hraničná zóna. V rámci CD nie sú žiadne neutrálne línie a nie sú tam žiadne uzavreté štruktúry. Medzi aktívnymi oblasťami s uzavretou konfiguráciou magnetického poľa sa môžu vytvárať CH v nízkej zemepisnej šírke.
Vývoj CD nastáva so zmenou štruktúry magnetického poľa na jeho hranici. Zrod a deštrukcia CH je jasne spojená so zmenami vo fotosférických magnetických poliach a zodpovedajúcou reštrukturalizáciou konfigurácie koronálnych polí. CH sú dlhoveké útvary s priemernou životnosťou pre fázu poklesu slnečného cyklu od 3 do 20 slnečných otáčok a pre fázu okolo slnečného maxima. aktivita je asi 1-2 solárne otáčky. Životnosť unipolárnych štruktúr presahuje životnosť CD.
Veľkosť a poloha CH na slnečnom povrchu závisí od konfigurácie slnečných magnetických polí, čo je to, čo mení CH v cykle slnečnej aktivity. Polárne CH zmenšujú veľkosť počas fázy zvýšenia aktivity a úplne miznú v maxime a CH majú svoje maximálne veľkosti pri. fáza poklesu aktivity. Rovníkové CH, ktoré sa nachádzajú medzi dvoma aktívnymi oblasťami, sa menia v slnečnom cykle v závislosti od zmien v aktívnych oblastiach: počet CH prudko klesá pri minime a výrazne stúpa pri poklese cyklu, keď existuje veľa bipolárnych magnetických oblastí a zemepisná šírka, v ktorej sú pozorované, sa výrazne znížila. Malé CD sa môžu tvoriť vždy.

Hliadkové pozorovania CH na Zemi sa vykonávajú v línii He1 1083 nm a lokalizácia CH sa získava na spektroheliogramoch. Hlavný rozdiel medzi CD a bežnou tichou korónou je v tom, že ich elektromagnetické žiarenie je menšie v celom rozsahu vlnových dĺžok. CD sú na disku obzvlášť viditeľné v mäkkých röntgenových lúčoch a extrémnom ultrafialovom žiarení. CD sú oblasti koróny s anomálne nízkou koncentráciou a plazmatická koncentrácia klesá a hodnota plazmatickej rýchlosti výrazne stúpa so zvyšujúcim sa stupňom neradiálnej konfigurácie magnetického poľa.

Koronálne diery sú solárnym zdrojom vysokorýchlostného prúdenia (HSF) slnečného vetra. V práci sa uvažuje o mechanizme tvorby vysokorýchlostných tokov z kompenzátora tlaku [Kovalenko, 1983] a scvrkáva sa na skutočnosť, že v dôsledku divergencie magnetického poľa sa koncentrácia plazmy znižuje a časť energie vĺn Slnka zvyšuje rýchlosť slnečného vetra.
Hlavné parametre VSP boli študované, študované a známe. [Ermolajev, 1990; Kovalenko, 1983]. Rozmery VSP na obežnej dráhe Zeme sú v priemere približne dvakrát väčšie ako zodpovedajúce CD. Maximálna rýchlosť JJZ závisí od stupňa divergencie magnetického poľa v koronálnej diere Trvanie priesečníka Zeme telesa JJZ je od 1 do 10 dní. Priemerné hodnoty parametrov pre telo VSP sú:

vp=450-650 km/s; np = 6 cm-3; B=(4+9) nT, Tr=10,104 K. (zvyšuje sa so zvyšujúcou sa rýchlosťou); parameter β<1; высокое содержание гелия (4 –:6)% . [Ermolajev, 1990; Yermolaev, Stupin, 1997].

Obrázok 2. Typický príklad rozloženia parametrov. v orgáne VSP..

Parametre VSP z CD sa značne líšia tak od prietoku k prietoku, ako aj v rámci toku, ale hlavné vlastnosti, konkrétne veľkosť modulu magnetického poľa, ktorá sa nemení v telese toku IN, nízka, často nižšia ako pri pokojnom slnečnom vetre, koncentrácia n, vysoká rýchlosť, veľmi pomaly klesajúca počas niekoľkých dní, zostávajú povinné pre telo VSP z CD.
Charakteristickým znakom SSW je existencia prúdu dlhých vlakov Alfvenových vĺn šíriacich sa v tele zo Slnka. (High Intensity Long Duration Continuous AE Activity, HDLDCAA). Obdobie týchto Alfvenových siloniek v blízkosti obežnej dráhy Zeme môže byť v priemere T=3+8 hodín. Tieto vlny sú zodpovedné za výskyt zložiek Bz v blízkosti obežnej dráhy Zeme. Typický príklad rozdelenia parametrov. v tele VSP je na obr.2 .

Hrana VSP

Hrana SSW je oblasť interakcie medzi SSW a nízkorýchlostným slnečným vetrom, ktorá oddeľuje plazmu výrazne odlišných vlastností a pôvodu (rozhranie). Nábežná hrana VSP z CH vzniká v dôsledku rotácie VSP spolu so Slnkom a tu rýchly vietor dobieha pomalý a vytvára kompresnú oblasť. Presne povedané, predná hrana VSP nie je kvázistacionárny tok; mal by byť skôr klasifikovaný ako nestacionárny jav, aj keď sa zriedka stáva dostatočne ostrým, aby vytvoril šokové july v rámci 1AU. . Pre hranu sú charakteristické tieto zmeny parametrov: rýchlosť stúpa z úrovne pokojného slnečného vetra na rýchlosť v telese VSP (v priemere od v = 350 do 550 km/s); koncentrácia n prudko stúpa z pokojného slnečného vetra (=5 cm-3) na 20 cm-3 a potom prudko klesá na 5 cm-3 alebo menej; T sa zvyšuje z približne (2K na (10-15).104 K v tele VSP; distribúcia B je zvonovitá s maximom okolo 12+15 nT.

To. pre okraj VSP: vp=550 km/s; np = 20 cm-3; Tr = (10-15).104 K.

Okrem nábežnej hrany má VSP aj druhú, odtokovú hranu, ktorá je však veľmi rozmazaná a je identifikovateľná len malými nárastmi n a V. Rýchlosť je v tomto prípade takmer znížená na rýchlosť pokojného slnečného vetra. a táto hrana nie je veľmi geoefektívna. Prechod Zeme cez okraj VSP trvá asi 12-15 hodín.

Na základe charakteristík CH a SSW, ktoré z nich vychádzajú, opísaných vyššie, je možné identifikovať vysokorýchlostné toky na obežnej dráhe Zeme. V tejto práci berieme len tie prúdy, pre ktoré boli na Slnku koronálne diery zodpovedajúcej magnetickej polarity s posunom asi 2,5+3 dní vzhľadom na dátum prechodu CH cez centrálny poludník, aby sme zohľadnili čas transport slnečnej plazmy zo Slnka.

GTS a streamer

Kvázistacionárne typy slnečného vetra zahŕňajú aj heliosférický prúdový list (HCS) a koronálny streamer. GTS je vytvorená ako deliaca plocha medzi tokmi nesúcimi veľké magnetické polia opačnej polarity. Heliosférická prúdová vrstva obklopuje Slnko a je centrálnou časťou vrstvy heliosférickej plazmy, ktorá je pásom koronálnych lúčov (streamerov). Tieto koronálne lúče vychádzajú z vrcholov prilbovitých štruktúr, ktoré majú vo svojej základni uzavretú konfiguráciu magnetických siločiar, ale samotné magnetické polia lúčov majú otvorenú, nekonvergujúcu konfiguráciu (obr. 2).

Vďaka špecifickej konfigurácii magnetického poľa v HCS a v streameri klesá hustota toku so vzdialenosťou pomalšie ako pri bežnom radiálnom toku, čím sa toku poskytuje vysoká hustota plazmy. [Kovalenko, 1983]. Vrstva heliosférického prúdu je na slnečnom disku viditeľná ako neutrálna čiara, kde sa radiálna zložka rovná nule: Br=0.
HCS je veľmi stabilná formácia v celej heliosfére a existuje bez výrazných zmien už roky, hoci tvar HCS, určený rozložením veľkoplošných magnetických polí na Slnku, sa môže meniť z jednej slnečnej revolúcie na druhú. Tvar HCS a jeho umiestnenie sa obzvlášť zreteľne menia počas cyklu slnečnej aktivity: v rokoch minima sa HCS nachádza približne v rovníkovej rovine Slnka, inokedy, najmä v maxime cyklu, jeho tvar a umiestnenie môže byť ľubovoľné [Kovalenko, 1983]. Na obežnej dráhe Zeme je GCS identifikovaný ako hranica sektorovej štruktúry medziplanetárneho magnetického poľa (IMF).

V literatúre pri určovaní typov prúdenia slnečného vetra niektorí autori zvážiť vrstvu plazmy a GCS spolu, zatiaľ čo iní zvažujú od seba. HTS má však na obežnej dráhe Zeme trochu iné parametre: práve v HTS sa mení znamienko radiálnej zložky MMF, tu má slnečný vietor najnižšiu rýchlosť a najväčšiu hustotu. Na základe týchto vlastností dochádza k identifikácii hydraulických konštrukcií. Streamer sa vyznačuje hustotou, ktorá je nižšia ako v HTS, ale stále je zvýšená v porovnaní s nerušeným vetrom, rýchlosťou vyššou ako v HTS a zvýšením v porovnaní s HTS modulu B. Vo všeobecnosti je najdôležitejší rozdiel od iných typov slaného vetra pre heliosférickú plazmovú vrstvu a HTS je zmena znaku permafrostu a ako ich prirodzená vlastnosť vysoká hustota. V priemere sa tichý streamer vyznačuje nasledujúcimi hodnotami parametrov

vp=360 km/s; np = (10-15) cm-3; Tr = 5,104 K; B=(7-10) nT,

a pre tiché GTS:

vp=350 km/s; np = (20-30) cm-3; Tr = 5,104 K.

Tichá plazmová vrstva sa vyznačuje symetriou hodnôt parametrov na oboch stranách GTS.
Narušený streamer na obežnej dráhe Zeme sa objavuje ako výsledok jeho interakcie s narušeným prúdením slnečného vetra, ktorý môže byť spomalený hustou plazmou streamera, pričom v čase, keď dosiahne Zem, vytvorí komplexnú poruchu. V dôsledku toho môže dôjsť k porušeniu symetrie streamera, k zvýšeniu všetkých parametrov streamera a GCS, ktoré sa môžu značne líšiť od jednej udalosti k druhej: tu sú niektoré z najvyšších hodnôt pre hustota slnečného vetra je možná (n>50 cm-3), rýchlosti sa môžu zvýšiť na (450-500) km/s, pričom sa zvyšuje modul B, zvyšuje sa hmotnostný tok a hustota toku energie. Pre HTS so zvýšenou koncentráciou až do n=(30-40)cm-3, β >1 .

Medziprúdová plazma

Medzi kvázistacionárne toky v práci Bol tiež identifikovaný typ nízkorýchlostnej studenej hustej plazmy, ktorá vzniká v slnečnom vetre medzi streamerom a vysokorýchlostnými tokmi z CH. Tento typ na obežnej dráhe Zeme je identifikovaný ako nekompresné zvýšenie hustoty typu III Nekompresné vylepšenie dencity (NCDE) [Kovalenko, Filippov, 1982] a vyznačuje sa malou hodnotou modulu B=3 nT; nízke T = 2,104 K; nízka rýchlosť v = 350 km/s a mierne zvýšená hustota n = (10-2 cm-3). Tento typ prúdenia slnečného vetra je obzvlášť bežný počas poklesu slnečného cyklu, keď až 75% všetkých veľkých koronálnych dier bolo sprevádzaných NCDE v slnečnom vetre. Trvanie priesečníka týchto tokov so Zemou je približne 14 hodín.

3. Nestále toky

Slnečné búrky

Nestále prúdenie slnečného vetra je spôsobené nestabilnými sporadickými javmi na Slnku. Najúčinnejší z nich je tzv slnečná búrka, keď sa v relatívne krátkom čase (=2,103 s) uvoľní značné množstvo energie (1erg).
V optickej oblasti je slnečná búrka viditeľná ako slnečná erupcia, prejavujúca sa najmä náhlym zvýšením jasu žiarenia čiary Hα. Súčasne sú pozorované intenzívne röntgenové, ultrafialové a rádiové emisie, rázové vlny a emisie plazmových oblakov. Historicky sa slnečná búrka zvyčajne nazýva jednoducho kromosférická erupcia a všetky ostatné udalosti sa nazývajú sprievodné udalosti, hoci toto všetko je jediný, veľmi zložitý jav, ktorý pokrýva takmer všetky vrstvy od fotosféry po korónu a medziplanetárny priestor.
Parametre optického záblesku sú skóre určené veľkosťou plochy na päťbodovej stupnici, trvaním a jasom. Svetlice sú viditeľné od niekoľkých minút do niekoľkých hodín, najpravdepodobnejšia doba trvania vzplanutia je pre body 3 a 4 asi 1 hodina. Na základe zábleskov mäkkého röntgenového žiarenia sprevádzajúcich erupciu a ich maximálnej intenzity v rozsahu 1- 8 A, svetlice sú rozdelené do 3 tried: ( S, M, X). Medzi charakteristikami erupcií na základe optických a röntgenových charakteristík neexistuje jednoznačná zhoda.Väčšina slnečných erupcií sa vyskytuje v komplexných multipolárnych aktívnych oblastiach počas obdobia ich rýchleho vývoja.

Postupnosť vývoja slnečných búrok („scenár“) nie je všeobecne akceptovaná. Nižšie uvádzame niektoré z nich. Prebieha [Mogilevskij, 1987] Predpokladá sa, že fundamentálnym základom týchto dejov sú nelineárne vlnové procesy vo forme osamelých porúch (MHD solitóny, MHD vlnové vlaky) vystupujúcich zo subfotosférických vrstiev aktívnych oblastí. Ten môže poskytnúť: primeraný výkon energie a hmoty (=1016 g), dostatočný nielen na vznik optických erupcií, ale aj na zabezpečenie generovania koronálnych prechodov. Koronálne prechody spojené nejakým spôsobom s optickými erupciami sa nazývajú F prechodové javy. Energia koronálnych prechodov je rádovo väčšia ako energia najväčších optických erupcií a začínajú na úrovni fotosféry a chromosféry o 15-25 minút skôr. Zdá sa, že celý komplex javov erupcie možno považovať za sekundárny, určený prechodom F prechodu cez aktívnu oblasť. Koronálne prechody sú lepšie známe ako výrony koronálnej hmoty. (CME - Coronal Mass Injection).

V prac Predpokladá sa, že hlavnou príčinou slnečnej aktivity je vývoj slnečného magnetického poľa. V tomto prípade v dôsledku nestability, opätovného spojenia a vzostupu nového fotosférického materiálu s inou polaritou je vyvrhnutá významná hmota hmoty (CME), ktorá sa šíri v koróne a slnečnom vetre a môže vyvolať rázovú vlnu. a vedú k zrýchleniu niektorých častíc v koróne a slnečnom vetre na významné energie. Po dosiahnutí obežnej dráhy Zeme môže táto medziplanetárna porucha spôsobiť geomagnetickú búrku, keď sa Zem zrazí najskôr s rázovou vlnou a potom so samotným CME, ktorý je na obežnej dráhe Zeme identifikovaný ako magnetický oblak, aj keď zostáva nejasné, či materiál vo vnútri CME sa zrodilo pri výbuchu, to znamená v chromosfére alebo v samotnej koróne.

V dielach Bravo je popísaný trochu iný scenár. Vznik nového fotosférického materiálu opačnej polarity, ktorý je sám osebe bežným javom na Slnku, vedie k reštrukturalizácii magnetických polí v slnečnej fotosfére. Ak k tomu dôjde v blízkosti koronálnej prilby alebo koronálnej diery, potom môže reštrukturalizácia magnetického poľa viesť k CME, ktoré sa bude šíriť pozdĺž otvorených siločiar magnetického poľa až po obežnú dráhu Zeme.

Vymiznutie vlákien

Ďalším možným zdrojom sporadického nestabilného toku slnečného vetra je koronálny prechodný jav typu EP [Chertok, 1987] jeho prejavom na povrchu slnka je náhle zmiznutie veľkých tmavých filamentov pozorovaných na disku pri absorpcii čiary H>α. Charakteristický čas tejto udalosti sa pohybuje od desiatok minút až po hodiny. Vlákno viditeľné na končatine sa nazýva výbežok a jeho zmiznutie je viditeľné ako erupcia tohto výčnelku, niekedy na dlhú dobu a vo vzdialenosti niekoľkých polomerov slnka.
Životnosť filamentov sa pohybuje od minút do týždňov, prominencia sa vyznačuje vysokou hustotou a nižšou teplotou ako okolitá koronálna plazma. Podľa charakteru pohybu a premenlivosti sa delia do troch tried: pokojné, aktívne a erupčné. Aktívne vlákna majú zvyčajne tvar slučky (jedno alebo viac za sebou). Eruptívne vlákna sú charakterizované prudkými a náhlymi zmenami. Niektoré z nich úzko súvisia so slnečnými erupciami, ktoré tvoria súčasť procesu erupcie. Avšak vymiznutie vlákna môže byť tiež nezávislý proces ako v aktívnej oblasti, tak aj mimo nej.
Zmiznutie vlákna môže byť v rádiovom dosahu sprevádzané hlukovou búrkou a/alebo slabým výbuchom typu IV. Koronálne prechody typu EP majú pri heliocentrickej vzdialenosti r=1,5+10 Rc podobu rozpínajúcej sa slučky, bubliny alebo celého systému slučiek. Aj keď môžu existovať aj iné formy: vejárovité, svietiace halo, difúzne oblaky. Charakteristická rýchlosť expanzie je od 100 do 400 km/s, niekedy až 800 km/s.

Uvoľnená energia je v priemere 1 erg. Existuje úzky vzťah medzi pohyblivým vláknom a CME? S najväčšou pravdepodobnosťou možno vlákno v koróne považovať za CME alebo jej časť. Na výstupe z koróny je teda vyvrhnutý materiál (CME) spojený s inými formami slnečnej aktivity, ako sú slnečné erupcie a erupčné výbežky. CME sa rodia v oblastiach s uzavretými magnetickými siločiarami v dolnej koróne. Tieto oblasti uzavretého magnetického poľa sú zvyčajne umiestnené na základni koronálneho streamera, ale CME sa môžu objaviť aj v oveľa vyšších heliogeografických šírkach a bez spojenia s aktívnymi oblasťami.

V tých sporadických udalostiach slnečnej aktivity, keď sú CME a erupcie v tesnom časovom vzťahu, CME začína o 15-25 minút skôr a často je miesto erupcie blízko jedného z okrajov CME, pretože CME je oveľa širšia (desiatky stupňov). . CME sa často (1/3 všetkých prípadov) vyskytuje v kombinácii s dlhotrvajúcimi udalosťami (veľa hodín) v oblasti mäkkého röntgenového žiarenia (LDE - Long Duration Events). LDE pravdepodobne súvisí s preskupením slnečnej koróny po ejekcii CME a zahŕňa tvorbu nových slučiek horúceho materiálu nízko v koróne.

Nábežné hrany rýchlych CME majú radiálne rýchlosti od Slnka oveľa väčšie ako rýchlosti slnečného vetra, takže pred CME by sa mala vytvoriť rázová vlna. Prakticky všetky šoky v slnečnom vetre pochádzajú z pohybu CME, ktoré sa na 1AU vyznačujú nasledujúcimi vlastnosťami:

1. Protiprúd (pozdĺž poľa) halo elektrónov; 2. Protiprúd energetických protónov (>20 keV); 3. Zvýšený obsah hélia (He++/H+ >-0,08); 4. Znížená teplota iónov a elektrónov; 5. Silné magnetické polia (> 8 nT); 6. Nízke plazmatické číslo β<1); 7. Malé zmeny intenzity magnetického poľa; 8. Rotácia magnetického poľa.

Najspoľahlivejším z nich je však protiprúdový tok supertermálnych halo elektrónov s energiou > 80 eV, čo znamená uzavretú topológiu magnetického poľa typickú pre CME, na rozdiel od otvorenej topológie siločiar vo vnútri normálneho slnečného vetra.
Iba 1/3 CME je sprevádzaná rázovou vlnou a len 1/6 CME smerujúca k Zemi spôsobuje veľkú geomagnetickú búrku. Laná medziplanetárneho prúdu sú zvyčajne známe ako magnetické oblaky, ak sila magnetického poľa prekročí 1AU≈10 nT. Frekvencia výskytu CME sa v cykle slnečnej aktivity výrazne líši, v rokoch maxima predstavuje asi 6 prípadov za mesiac a v rokoch s minimom slnečnej aktivity 8 prípadov za rok. Medziplanetárne poruchy spojené s rýchlymi CME, ktoré sa vyznačujú vysokou rýchlosťou a vysokou intenzitou magnetického poľa (často s veľkou južnou zložkou), môžu byť veľmi geoefektívne. Veľmi silné magnetické polia pri takýchto poruchách sú hlavne výsledkom kompresie v medziplanetárnom prostredí. Orientácia poľa pred CME (toto je priestor medzi čelom rázu a samotným CME, nazývaný rázová vrstva) je efektom prekrytia siločiar v blízkosti OME, zatiaľ čo orientácia poľa v rámci samotného CME je určené podmienkami na Slnku.
Veľmi veľké geomagnetické búrky spôsobuje CME s rázovou vlnou alebo len rázovou vlnou, veľké búrky môže spôsobiť aj len CME. Je zrejmé, že rázovú vlnu možno pozorovať v samostatnom bode bez CME, pretože rázová vlna zaberá oveľa väčší priestor () ako vyvolávajúca CME (50-700).
Prechodné výrony materiálu zo Slnka vo forme CME sú teda najlepším spojením medzi slnečnou aktivitou a neopakovateľnými udalosťami v magnetosfére Zeme.
Správanie CME v čase je modelované .
Nestále prúdenie v medziplanetárnom priestore na obežnej dráhe Zeme má dve veľké štrukturálne oblasti: rázové vlny a magnetické oblaky. Príchod rázovej vlny na Zem sa identifikuje podľa dvoch hlavných kritérií [ Zastenker, Borodková, 1984; Borrini a kol., 1982; Ivanov, 1996]:

1. Registrácia náhleho nástupu SC alebo náhleho impulzu SI v magnetickom poli Zeme; 2. Veľká prudká a súčasná zmena parametrov slnečného vetra:dv>150 km/s; nATmôže sa niekoľkokrát zvýšiť;dB>0,zvýšené kolísanie elektrického poľa a toku plazmy, prudký nárast toku energie.

Čas oneskorenia rázovej vlny v porovnaní so slnečnou búrkou je dT = tsc - tstorm = 24-48 hodín.

Svetlice a prúdy vlákien

Historicky sa sporadické prehánky iniciované veľkými slnečnými búrkami so slnečnými erupciami nazývajú vzplanúť(príklad správania parametrov v prúde erupcie je znázornený na obr. 3) a tie, ktoré sú iniciované náhlym vymiznutím filamentov - vláknina. Keďže na obežnej dráhe Zeme majú mierne odlišné charakteristiky, budeme ich posudzovať oddelene a nazývame ich erupcie a vlákna. V modeloch svetlicových prúdov buď, ako v práci, [Hundhausen, 1976], dve hranice: predná časť rýchlej MHD rázovej vlny a hranica vyvrhnutia erupcie a dve štrukturálne oblasti: rázová vrstva a erupcia erupcie, alebo ako v dielach Ivanova päť štruktúrnych hraníc: čelo rýchleho rázu Sf, čelo pomalého rázu Ss, magnetopauza magnetického oblaku Ri; vnútorná hranica hraničnej vrstvy Rl"; hranica He++-obohatenej plazmy (plazmopauza) Rп/SUB> a podľa toho päť štruktúrnych oblastí: Sf - Ss - hlavová šoková vrstva rýchlej vlny (hustá, horúca turbulentná plazma so zvýšeným magnetické pole, dt - hodiny;) Ss - Ri - nárazová vrstva pomalej vlny (hustá, n=nmax pre celý tok, horúca turbulentná plazma so zníženým magnetickým poľom, B=Bmin pre celý tok); Ri - Ri " hraničná vrstva v silnom poli s klesajúcim n, relatívne vysoká úroveň turbulencie; Ri" - Rп - vnútorná časť magnetického oblaku so silným B=Bmax pre celý tok, pravidelné pole, ktorého smer sa spravidla líši od smeru v okolí a s nízkymi hodnotami hustoty; za Rп - plazmovou sférou.

Obrázok 3. Typická distribúcia parametrov v prúde flare.

V prípade tokov vlákien, ktoré sú pravdepodobne spôsobené prechodnými javmi typu EP, je najvýraznejší veľký nárast hustoty (2- až 7-krát) relatívne tichého slnečného vetra. Tieto zvýšenia hustoty môžu byť často nekomprimované (NCDE typ 1 [Kovalenko, Filippov, 1982], vyznačujú sa: ostrým frontom, krátkym trvaním (dt=10 hodín), dobou šírenia sa k Zemi 3-4 dni, vysokou hustotou (n>≈ 25 cm ~), rýchlosťou v>400 km/s a zvýšeným Hodnota IMF (B>10 nT). Často pred nimi nie je žiadna rázová vlna. Približne v polovici týchto javov však k zvýšeniu hustoty dochádza súčasne so zvýšením rýchlosti a teploty protónov [Ivanov, Kharshiladze, 1994]. Pre takéto "stlačené" zvýšenia hustoty často dochádzalo k náhlym nástupom (SC a SI) a rázovej vlne. V porovnaní s tokmi flare sú toky vlákien husté, pomalé a studené.

Zastavme sa ešte pri jednom aspekte interakcie Slnka a Zeme. Slnečná aktivita sa často vyvíja tak, že prúdy z niekoľkých slnečných zdrojov môžu súčasne vstúpiť na obežnú dráhu Zeme; to závisí od scenára slnečnej búrky a od umiestnenia týchto zdrojov, keď kvázistacionárne aj prechodné toky interagujú. V dôsledku toho sa na obežnej dráhe Zeme objavuje zložené prúdenie s veľmi zložitými charakteristikami, často s niekoľkými maximami a s výrazne vyššími parametrami, než aké sú charakteristické pre jeden zdroj. Práve tieto kompozitné toky v slnečnom vetre môžu spôsobiť najväčšie geomagnetické a polárne udalosti na Zemi.

Toky z rôznych zdrojov na Slnku majú teda rôzne, ale dobre definované limity parametrov na obežnej dráhe Zeme. Navyše, kvázistacionárne prúdenia v slnečnom vetre nemenia svoje charakteristiky počas doby, ktorú Zem potrebuje na prekročenie týchto prúdov počas svojho obehu okolo Slnka. Deň nestacionárnych procesov je charakterizovaný rýchlou zmenou parametrov prúdenia ako pri jeho vzniku, tak aj pri jeho šírení, pričom najtypickejším príkladom nestacionárneho prúdenia je rázová vlna.

Hlavné parametre rôznych typov slnečného vetra sú zhrnuté v tabuľke.

Charakteristika rôznych typov prúdov slnečného vetra

Ministerstvo školstva Bieloruskej republiky

slnečný vietor

Dokončené:

žiak 11. ročníka

Čaplinsky Viktor Sergejevič

Skontrolované:

učiteľ fyziky

Simonovič N. N.

Borisov 2004

Úvod.

Uplynulo 40 rokov odvtedy, čo americký fyzik E. Parker teoreticky predpovedal jav, ktorý sa nazýval „slnečný vietor“ a ktorý o pár rokov neskôr experimentálne potvrdila skupina sovietskeho vedca K. Gringausa pomocou prístrojov inštalovaných na Lune. -2 kozmická loď“ a „Luna-3“. Slnečný vietor je prúd plne ionizovanej vodíkovej plazmy, teda plynu pozostávajúceho z elektrónov a protónov približne rovnakej hustoty (podmienka kvazineutrality), ktorý sa vysokou nadzvukovou rýchlosťou vzďaľuje od Slnka. Na obežnej dráhe Zeme (1 A.U. od Slnka) je rýchlosť tohto prúdenia približne 400-500 km/s, koncentrácia protónov (alebo elektrónov) je 10-20 častíc na centimeter kubický a ich teplota je približne 100 000 K. (teplota elektrónov je niekoľkonásobne vyššia).

Okrem elektrónov a protónov, alfa častice (rádovo niekoľko percent), malé množstvo ťažších častíc, ako aj magnetické pole, ktorého priemerná indukčná hodnota sa ukázala byť rádovo niekoľko gama (g = 10 -5 Gauss) na obežnej dráhe Zeme, boli objavené v medziplanetárnom priestore.

Ako ukazujú pozorovania na palubách vesmírnych satelitov Zeme a iných kozmických lodí s vysokým orbitálnym apogeom, medziplanetárny priestor je vyplnený mimoriadne aktívnym médiom - plazmou slnečného vetra. Slnečný vietor pochádza z horných vrstiev atmosféry Slnka a jeho hlavné parametre určujú zodpovedajúce parametre slnečnej atmosféry. Vzťah medzi fyzikálnymi charakteristikami slnečného vetra v blízkosti obežnej dráhy Zeme a fyzikálnymi javmi v slnečnej atmosfére sa však ukazuje ako mimoriadne zložitý a navyše sa mení v závislosti od slnečnej aktivity konkrétnej situácie na Slnku. Preto sa pre zjednodušenie popisu predpokladá, že pozorovaný slnečný vietor pozostáva z troch zložiek:

1. Pokojný slnečný vietor - neustále existujúci tok slnečnej plazmy, vypĺňajúci celý medziplanetárny priestor až po hranice heliosféry (50 - 200 A.E.)

2. Kvázistacionárne vysokorýchlostné toky slnečnej plazmy zodpovedné za opakujúce sa geomagnetické poruchy

3. Sporadické vysokorýchlostné toky sú relatívne krátkodobé, mimoriadne heterogénne a štrukturálne zložité útvary zodpovedné za sporadické geomagnetické poruchy.

Trochu teórie súvisiacej s teoretickou predpoveďou slnečného vetra.

Počas nie tak dlhej histórie teoretickej astrofyziky sa verilo, že všetky hviezdne atmosféry sú v hydrostatickej rovnováhe, teda v stave, keď sila gravitačnej príťažlivosti hviezdy je vyvážená silou spojenou s jej tlakovým gradientom v atmosfére. (so zmenou tlaku na jednotku vzdialenosti r od stredu hviezdy). Matematicky to možno znázorniť takto:

Ak je dané rozloženie teplôt T v atmosfére, tak z rovnice rovnováhy (1) a zo stavovej rovnice ideálneho plynu.

získa sa takzvaný barometrický vzorec, ktorý v konkrétnom prípade konštantnej teploty T bude mať tvar

Zo vzorca (3) je zrejmé, že pri r®¥, teda vo veľmi veľkých vzdialenostiach od hviezdy, tlak p smeruje ku konečnej hranici, ktorá závisí od p 0 .

Keďže sa verilo, že slnečná atmosféra, podobne ako atmosféry iných hviezd, je v stave hydrostatickej rovnováhy, jej stav bol opísaný vzorcami podobnými vzorcom (1)-(3) S prihliadnutím na nezvyčajné a dodnes úplne nepochopiteľné jav prudkého zvýšenia teploty z približne 10 000 stupňov na povrchu Slnka na 1 000 000 stupňov v slnečnej koróne, Chapman vyvinul teóriu statickej slnečnej koróny, ktorá by plynulo prešla do medzihviezdneho prostredia obklopujúceho Slnečnú sústavu.

Vo svojej práci však Parker upozornil na skutočnosť, že tlak v nekonečne, získaný zo vzorca (3) pre statickú korónu, sa ukázal byť takmer o rád väčší ako hodnota tlaku, ktorá bola odhadnutá pre medzihviezdny plyn. na pozorovaniach. Na vyriešenie tohto rozporu Parker navrhol, že slnečná koróna nie je v stave statickej rovnováhy, ale neustále expanduje do medziplanetárneho prostredia obklopujúceho Slnko. Navyše namiesto rovnice (1) navrhol použiť hydrodynamickú pohybovú rovnicu formy

kde v súradnicovom systéme spojenom so Slnkom hodnota V predstavuje radiálnu rýchlosť plazmy. M označuje hmotnosť Slnka.

Pre dané rozloženie teploty T má systém rovníc (2) a (4) riešenia uvedené na obr.

Na tomto obrázku a označuje rýchlosť zvuku, r * je vzdialenosť od začiatku, v ktorej sa rýchlosť plynu rovná rýchlosti zvuku (V = a). Je zrejmé, že iba krivky 1 a 2 na obr. majú fyzikálny význam pre problém odtoku plynu zo Slnka, pretože krivky 3 a 4 majú nejedinečné hodnoty rýchlosti v každom bode a krivky 5 a 6 zodpovedajú veľmi vysokým rýchlostiam v slnečnej atmosfére, ktoré nie sú pozorované v ďalekohľadoch. Parker analyzoval, za akých podmienok sa v prírode realizuje riešenie zodpovedajúce krivke 1. Ukázal, že na zosúladenie tlaku získaného z takéhoto roztoku s tlakom v medzihviezdnom médiu je najreálnejší prípad prechodu plynu z podzvukový prúd (pri r< r *) к сверхзвуковому (при r >r *), a nazval takýto prúd slnečný vietor.

História experimentov vo vesmíre brilantne dokázala správnosť Parkerových predstáv o slnečnom vetre. Podrobný materiál o teórii slnečného vetra nájdete napríklad v monografii.

Koncepty rovnomerného odtoku plazmy zo slnečnej koróny.

Z jednorozmerných rovníc dynamiky plynu možno získať dobre známy výsledok: pri absencii hmotnostných síl môže byť sféricky symetrický tok plynu z bodového zdroja všade buď podzvukový alebo nadzvukový. Prítomnosť gravitačnej sily v rovnici (4) (pravá strana) vedie k riešeniam typu krivky 1 na obr. 1, teda s prechodom cez rýchlosť zvuku.

Nakreslime si analógiu s klasickým prúdením v Lavalovej tryske, ktorá je základom všetkých nadzvukových prúdových motorov. Tento tok je schematicky znázornený na obr. Plyn ohriaty na veľmi vysokú teplotu sa privádza do nádrže 1, nazývanej prijímač, veľmi nízkou rýchlosťou (vnútorná energia plynu je oveľa väčšia ako kinetická energia usmerneného pohybu). Geometrickým stláčaním kanála sa plyn zrýchľuje v oblasti 2 (podzvukové prúdenie), kým jeho rýchlosť nedosiahne rýchlosť zvuku. Na jeho ďalšie zrýchlenie je potrebné rozšíriť kanál (oblasť 3 nadzvukového prúdenia). V celej oblasti prúdenia dochádza k zrýchleniu plynu v dôsledku jeho adiabatického (bez prívodu tepla) ochladzovania (vnútorná energia chaotického pohybu sa premieňa na energiu usmerneného pohybu).

V uvažovanom probléme tvorby slnečného vetra zohráva úlohu prijímača slnečná koróna a úlohou stien Lavalovej dýzy je gravitačná sila slnečného pôvodu. Podľa Parkerovej teórie by prechod cez rýchlosť zvuku mal nastať niekde vo vzdialenosti niekoľkých slnečných polomerov. Analýza riešení získaných v teórii však ukázala, že teplota slnečnej koróny nestačí na to, aby sa jej plyn zrýchlil na nadzvukovú rýchlosť, ako je to v prípade teórie Lavalových dýz. Musí existovať nejaký dodatočný zdroj energie. Za takýto zdroj sa v súčasnosti považuje rozptýlenie pohybov vĺn, ktoré sú vždy prítomné v slnečnom vetre (turbulencia plazmy), superponované na priemerný prietok a samotné prúdenie už nie je adiabatické. (pozri Pokojný slnečný vietor) Kvantitatívny príklad takýchto procesov si ešte vyžaduje ďalší výskum. Zaujímavé je, že pozemné teleskopy detegujú magnetické polia na povrchu Slnka. Priemerná hodnota ich magnetickej indukcie B sa odhaduje na 1 G, aj keď v jednotlivých fotosférických útvaroch, napríklad v slnečných škvrnách, môže byť magnetické pole rádovo väčšie. Keďže plazma je dobrým vodičom elektriny, je prirodzené, že slnečné toky a magnetické polia interagujú s jej tokmi zo Slnka. V tomto prípade čisto plynno-dynamická teória poskytuje neúplný popis uvažovaného javu. Vplyv magnetického poľa na prúdenie slnečného vetra možno uvažovať v rámci magnetohydrodynamiky. K čomu to vedie? Podľa priekopníckej práce v tomto smere (pozri tiež) vedie magnetické pole k vzniku pondemotivickej sily j x B, ktorá je nasmerovaná kolmo na radiálny smer. Výsledkom je, že slnečný vietor získava tangenciálnu zložku rýchlosti. Táto zložka je takmer o dva rády menšia ako radiálna, ale zohráva významnú úlohu pri odstraňovaní momentu hybnosti zo Slnka. Predpokladá sa, že posledná uvedená okolnosť môže hrať významnú úlohu vo vývoji nielen Slnka, ale aj iných hviezd, v ktorých bol objavený „hviezdny vietor“. Najmä na vysvetlenie prudkého poklesu uhlovej rýchlosti hviezd neskorej spektrálnej triedy sa často odvoláva na hypotézu prenosu rotačnej hybnosti na planéty vytvorené okolo nich. Uvažovaný mechanizmus straty momentu hybnosti Slnka odtokom plazmy otvára možnosť revízie tejto hypotézy.

Možno tiež poznamenať, že merania priemerného magnetického poľa v oblasti obežnej dráhy Zeme ukázali, že jeho veľkosť a smer sú dobre opísané vzorcami získanými z jednoduchších úvah Parkera ().

Vo vzorcoch (5), popisujúcich Parker Archimedovu špirálu pre medziplanetárne magnetické pole v rovine slnečného rovníka, takmer zhodnú s rovinou ekliptiky, sú veličiny B r, B j radiálne a azimutálne zložky magnetickej indukcie. vektor, W je uhlová rýchlosť rotácie Slnka, V je radiálna rýchlosť slnečného vetra, index 0 sa vzťahuje na bod v slnečnej koróne, pri ktorom je známa veľkosť magnetického poľa.

Prúdi slnečný vietor rovnomerne a stacionárne z povrchu Slnka?

Predtým diskutovaná koncepcia odtoku plazmy zo slnečnej koróny je založená na predpoklade, že slnečná koróna je homogénna a stacionárna, to znamená, že jej teplota a hustota nezávisia od slnečnej dĺžky a času. Slnečný vietor možno v tomto prípade považovať za sféricky symetrické (v závislosti len od heliocentrickej vzdialenosti) stacionárne prúdenie. Až do roku 1990 lietali všetky kozmické lode v blízkosti slnečnej ekliptiky, čo neumožňovalo priame meracie metódy overiť mieru závislosti parametrov slnečného vetra od slnečnej šírky. Nepriame pozorovania vychýlenia chvostov komét letiacich mimo rovinu ekliptiky ukázali, že pri prvej aproximácii takáto závislosť neexistuje. Merania v rovine ekliptiky však ukázali, že v medziplanetárnom priestore môžu existovať takzvané sektorové štruktúry s rôznymi parametrami slnečného vetra a rôznymi smermi magnetického poľa. Takéto štruktúry rotujú so Slnkom a jasne naznačujú, že sú dôsledkom podobnej štruktúry v slnečnej atmosfére, ktorej parametre závisia od zemepisnej dĺžky. Kvalitatívna štvorsektorová štruktúra je znázornená na obr.

Záver o nezávislosti slnečného vetra v zemepisnej šírke na základe pozorovaní komét nebol dostatočne spoľahlivý z dôvodu zložitosti ich interpretácie a pozorovania slnečnej koróny ukázali, že je heterogénna v zemepisnej šírke aj dĺžke a tiež podlieha silným časové zmeny spojené s 11 - letným cyklom slnečnej aktivity, a s rôznymi nestacionárnymi procesmi s kratším časovým odstupom. (Napríklad s bleskami)

Situácia sa dramaticky zmenila vypustením kozmickej lode Ulysses Európskou vesmírnou agentúrou v októbri 1990, ktorej hlavným cieľom je skúmať medziplanetárnu plazmu mimo roviny slnečnej ekliptiky. Tieto štúdie sa začali vo februári 1992, keď zariadenie pomocou gravitačného poľa Jupitera opustilo rovinu ekliptiky a zamierilo najprv do oblastí južného pólu Slnka (máj - september 1994) a potom do oblastí od severu. pole (máj - september 1995). Väčšina získaných výsledkov sa teraz starostlivo študuje, ale už teraz je možné vyvodiť určité závery o závislosti parametrov slnečného vetra od slnečnej šírky (veľké množstvo vedeckých správ o týchto problémoch je publikovaných v americkom časopise Science, 1995, ročník 268, 19. mája).

Najmä sa ukázalo, že rýchlosť slnečného vetra sa zvyšuje a jeho hustota prudko klesá s heliografickou zemepisnou šírkou. Rýchlosť slnečného vetra nameraná napríklad kozmickou loďou Ulysses sa zmenila zo 450 km/s v rovine ekliptiky na približne 700 km/s pri -75° slnečnej šírky. Treba však poznamenať, že miera rozdielu parametrov slnečného vetra v rovine ekliptiky a mimo nej závisí od cyklu slnečnej aktivity.

Vzplanutia na Slnku a rôzne rýchlosti odtoku plazmy z rôznych oblastí jeho povrchu vedú v medziplanetárnom priestore k vzniku rázových vĺn, ktoré sa vyznačujú prudkým skokom v rýchlosti, hustote a teplote. Kvalitatívne je tento mechanizmus ich vzniku znázornený na obr.4.

Keď rýchle prúdenie dobieha pomalé, vzniká v mieste ich dotyku ľubovoľná medzera v parametroch, pri ktorej nie sú splnené zákony zachovania hmoty, hybnosti a energie. Takáto diskontinuita v prírode nemôže existovať a rozpadá sa najmä na dve rázové vlny a tangenciálnu diskontinuitu (v druhej je normálna zložka rýchlosti spojitá), ako je znázornené na obr. 4, a pre proces vzplanutia na Slnku. a na obr. 4 bc v prípade, keď rýchlejší prúd z jednej oblasti slnečnej koróny dobieha pomalší prúd z inej oblasti. Rázové vlny a tangenciálne diskontinuity, znázornené na obr. 4, sú prenášané slnečným vetrom na veľké heliocentrické vzdialenosti a pravidelne ich zaznamenávajú kozmické lode.

Ako sa menia vlastnosti slnečného vetra so vzdialenosťou od Slnka?

Ako je možné vidieť z rovnice (4), zmenu rýchlosti slnečného vetra určujú dve sily: sila slnečnej gravitácie a sila spojená so zmenou tlaku. Výpočty ukazujú, že vo veľkých vzdialenostiach od Slnka (takmer už od 1 AU) sa tlak takmer nemení na hodnote, to znamená, že jeho zmena je veľmi malá a sila spojená s tlakom prakticky chýba. Gravitačná sila klesá so štvorcom vzdialenosti od Slnka a je tiež malá pri dostatočne veľkých heliocentrických vzdialenostiach. Keďže obe sily sú veľmi malé, potom sa podľa teórie rýchlosť slnečného vetra stáva takmer konštantnou a zároveň výrazne prevyšuje tú zvukovú (ako sa hovorí, prúdenie je nadzvukové). Americká kozmická loď Voyager - 1 a -2 a Pioneer - 10 a -11, ktorá vyštartovala ešte v 70. rokoch a teraz sa nachádza vo vzdialenosti niekoľkých desiatok astronomických jednotiek od Slnka, experimentálne potvrdila teoretické predpovede o slnečnom vetre. Najmä sa ukázalo, že jeho rýchlosť je v priemere takmer konštantná a hustota r klesá ako 1/r 2 v súlade s rovnicou zachovania hmoty pre sféricky symetrický prípad:

Teplota sa neriadi adiabatickým zákonom, čo znamená existenciu niektorých zdrojov tepla. Takýmito zdrojmi by mohol byť už spomínaný rozptyl vĺn alebo neutrálne vodíkové atómy prenikajúce z medzihviezdneho média do Slnečnej sústavy. ()

Je zrejmé, že rýchlosť slnečného vetra nemôže byť konštantná donekonečna, ako vyplýva z rovnice dynamiky plynu (pozri napr. obr. 1), keďže Slnečnú sústavu obklopuje medzihviezdny plyn s konečným tlakom. Preto by mal byť slnečný vietor vo veľkých vzdialenostiach od Slnka brzdený plynom v medzihviezdnom médiu. Tento problém je podrobne diskutovaný v. Tu len poznamenávame, že plynulé spomalenie plynodynamického prúdenia z nadzvukového na podzvukové, napríklad v Lavalovej dýze (obr. 2.), zúžením kanála je nemožné: skok v parametroch plynu vo forme nutne sa musí vytvoriť rázová vlna. Podobná situácia môže nastať aj pri slnečnom vetre. K brzdeniu slnečného vetra v dôsledku protitlaku medzihviezdneho média by malo dôjsť prostredníctvom rázovej vlny (Terminačný šok alebo TS). Jeho poloha silne závisí od parametrov medzihviezdneho média. Rázová vlna TS sa podľa teoretických výpočtov nachádza vo vzdialenosti 80 – 100 A.E. zo Slnka, čo umožňuje v najbližších rokoch odhaliť ho meracími prístrojmi inštalovanými na kozmickej lodi Voyager.

Pokojný slnečný vietor.

Podľa moderných konceptov sa energia v hlbinách Slnka generuje počas procesov jadrovej fúzie:

kde e + - znamená pozitrón, n - neutríno, g - g - kvantum. V dôsledku vyššie uvedených procesov sa 1,0078 g vodíka zmení na 1,0000 g hélia a zvyšná hmota sa zmení na kinetickú energiu častíc a energiu žiarenia. Rýchlosť uvoľňovania energie počas reakcií protón-protónového cyklu je určená výrazom:

Je známe, že u hviezd ako Slnko zohráva tepelná vodivosť zanedbateľnú úlohu, takže energia vyrobená vo vnútri Slnka sa prenáša na jeho povrch najmä prenosom žiarenia, teda v dôsledku jeho absorpcie a následného opätovného -emisie.

Radiačný prenos slnečnej energie sa však v horných vrstvách Slnka stáva neúčinným. Faktom je, že s klesajúcou teplotou slnečnej hmoty sa znižuje stupeň jej ionizácie a prítomnosť neutrálnych atómov vodíka v nej výrazne znižuje jej priehľadnosť. To následne vedie k ešte rýchlejšiemu poklesu teploty Slnka so vzdialenosťou od stredu, v dôsledku čoho má akýkoľvek elementárny objem slnečnej hmoty stúpajúci z hlbín Slnka vyššiu teplotu a nižšiu hustotu. než okolitá plazma, čo vedie k rozvoju takzvanej konvekčnej nestability . Podmienky na jeho vybudenie sú suverénne splnené v povrchových vrstvách Slnka r > 0,86R o, kde sa energia prenáša najmä vo forme tepelnej energie plazmy obsiahnutej v prvkoch hmoty vystupujúcej z hlbín Slnka. Rozvoj intenzívnej turbulencie v povrchových vrstvách Slnka zabezpečuje nielen prenos energie na jeho povrch, ale vedie aj k rozvoju javov, ktoré zohrávajú kľúčovú úlohu v slnečno-pozemskej fyzike. Po prvé, vývoj konvekčnej turbulencie v plazme je sprevádzaný generovaním intenzívnych magnetosonických vĺn. Zvukové vlny, ktoré sa šíria v slnečnej atmosfére, kde hustota plazmy s výškou rýchlo klesá, sa transformujú na rázové vlny. Látka ich účinne absorbuje, v dôsledku čoho sa jej teplota zvyšuje a v slnečnej koróne dosahuje hodnotu (1-3) 10 6 . Zároveň značnú časť protónov v slnečnej koróne nedokáže udržať jej gravitačné pole, čo vedie k neustálej expanzii koróny do kozmického priestoru, teda ku generovaniu slnečného vetra.

Vysokorýchlostný slnečný vietor.

Ako je možné vidieť z údajov uvedených v tabuľke 1, vysokorýchlostný vietor sa vyznačuje zvýšenou rýchlosťou (okolo 700 km/s), zníženou hustotou plazmy (n=4 cm -3) a zvýšenou teplotou iónov. Pred diskusiou o možných zdrojoch týchto tokov si však pripomeňme, že existujú minimálne dva typy takýchto tokov: rekurentné a magnetické.

Opakujúce sa prúdy.

Opakujúce sa prúdy vysokorýchlostného slnečného vetra sa vyznačujú predovšetkým tým, že existujú dlhé mesiace a pravidelne sa objavujú v blízkosti Zeme asi po 27 dňoch (obdobie revolúcie Slnka), čo naznačuje relatívne dlhú životnosť. ich zdrojov. Pôvod týchto prúdov zostával dlhé roky záhadou, pretože nezodpovedali žiadnym viditeľným útvarom na povrchu Slnka. V súčasnosti však možno považovať za preukázané, že diskutované prúdenia vznikajú na Slnku v oblasti takzvaných dier.

Koronálne diery sú jasne viditeľné na fotografiách Slnka z kozmických lodí v röntgenovom a extrémnom ultrafialovom rozsahu slnečného žiarenia. (pozri obr. 6.), kde sú zaznamenané ako rozsiahle oblasti so zníženou (niekoľkonásobne) intenzitou žiarenia, siahajúce od polárnych šírok k rovníku alebo aj na opačnú pologuľu. Dĺžka koronálnych otvorov v zemepisnej dĺžke je 30 o -90 o. V súlade s tým je čas potrebný na prechod koronálnej diery cez centrálny poludník Slnka (v dôsledku rotácie Slnka) 4 až 6 dní, čo je celkom v súlade s trvaním existencie zodpovedajúcich vysokorýchlostných tokov. v blízkosti Zeme. Znížená intenzita röntgenového žiarenia v oblasti koronálnych dier môže byť určená tak zníženou hustotou plazmy v týchto oblastiach, ako aj jej nižšou teplotou. Pozemné pozorovania koróny počas zatmení Slnka skutočne ukazujú, že v koróne sú oblasti s relatívne nízkou hustotou plazmy, najmä vo vysokých zemepisných šírkach. Zároveň je teplota plazmy v oblasti koronálnych dier asi 0,8 * 10 6 K, čo je výrazne nižšia teplota ako teplota tichej koróny a hustota plazmy v koronálnej diere je 0,25 hustoty tichej koróny. .

Koronálne diery teda skutočne predstavujú oblasti so zníženou hustotou a teplotou plazmy. Čo spôsobuje tieto korónové prvky v týchto oblastiach, nie je úplne jasné. V tomto ohľade je pozoruhodné, že koronálne diery sa spravidla zhodujú s oblasťami unipolárneho magnetického poľa s kváziradiálnymi alebo mierne sa rozbiehajúcimi siločiarami. Otvorené siločiary magnetického poľa nebránia radiálnej expanzii koronálnej plazmy, čo môže vysvetliť zníženú hustotu koronálnej plazmy v oblasti otvorov a zvýšenie rýchlosti slnečného vetra, ktorý sa v nich vytvára. Zároveň zvýšenie rýchlosti slnečného vetra v dôsledku priaznivej konfigurácie magnetických siločiar nemôže kompenzovať jeho pokles spojený s nízkou teplotou plazmy v uvažovaných oblastiach a vysvetliť výskyt vysokorýchlostných tokov. , je potrebné predpokladať prítomnosť silného zdroja MHD vĺn v koronálnych dierach. Žiaľ, priame dôkazy o existencii takýchto vĺn v oblasti koronálnych dier sa zatiaľ nepodarilo získať.

Sporadické vysokorýchlostné toky.

Druhým typom vysokorýchlostných prúdov v slnečnom vetre sú krátkodobé (doba cesty okolo Zeme t = 1 - 2 dni), často extrémne intenzívne (rýchlosť slnečného vetra do 1200 km/s) prúdy, ktoré majú veľmi veľkú pozdĺžny rozsah. Pohybujúc sa v medziplanetárnom priestore naplnenom plazmou relatívne pomalého, pokojného slnečného vetra, vysokorýchlostné prúdenie túto plazmu akoby rozrýva, v dôsledku čoho sa pred jej prednou časťou vytvorí vystupujúca rázová vlna, ktorá sa pohybuje s tým. Priestor medzi čelom prúdenia a čelom odchádzajúcej rázovej vlny je vyplnený hustou (niekoľko desiatok častíc na 1 cm 3) a horúcou plazmou.

Predtým sa predpokladalo, že sporadické toky v slnečnom toku boli spôsobené slnečnými erupciami a podobnými javmi. V poslednom čase sa však názor na túto vec zmenil a väčšina výskumníkov, najmä zahraničných, sa prikláňa k názoru, podľa ktorého sú sporadické vysokorýchlostné prúdenie v slnečnom vetre spôsobené emisiami tzv.

Koronálne ejekcie, najjasnejšie pozorované v blízkosti slnečnej vetvy, sú niektoré relatívne rozšírené plazmové formácie pohybujúce sa smerom nahor od základne slnečnej koróny. Záver, že sporadické prúdy v slnečnom vetre sú spojené práve s koronálnymi ejekciami (alebo CME), a nie s erupciami, je založený na nasledujúcich experimentálnych faktoch:

1. Napriek staticky významnému prepojeniu medzi sporadickými prúdmi a slnečnými erupciami neexistuje medzi nimi jednoznačná súvislosť, to znamená, že na jednej strane sú pozorované erupcie, ktoré nespôsobujú rázové vlny, a na druhej strane vysokorýchlostné toky. sú pozorované, ktorým nepredchádzajú svetlice.

2. Slnečné erupcie priamo nesúvisia s koronálnymi výronmi.

Vzťah medzi medziplanetárnymi otrasmi, koronálnymi výronmi a slnečnými erupciami podrobne študoval N. Sheeley a kol. koronálne ejekcie v nízkej zemepisnej šírke. Zároveň len 52 % rovnakých rázových vĺn bolo spojených so slnečnými erupciami.

Ako výsledok podrobnej analýzy týchto údajov bolo možné ukázať, že ak zo zoznamu vylúčime rázové vlny pozorované za slnečnou končatinou, potom počet vĺn spojených s erupciami vzrastie na 85 %, teda spojenie rázové vlny s erupciami nie sú horšie ako s koronálnymi ejekciami. Okrem toho, ako ukázali Harrison a kol., (1990), koronálne ejekcie (s rýchlosťou okolo 1000 km/s), ktoré sú zvyčajne spojené s medziplanetárnou rázovou vlnou, začínajú svoj pohyb v koróne súčasne so začiatkom koróny. vzplanúť.

Záver, že slnečné erupcie nie sú zapojené do medziplanetárnych rázových vĺn, sa teda nezdá úplne presvedčivý a budeme aj naďalej považovať slnečné erupcie za jeden z hlavných zdrojov vysokorýchlostných tokov v slnečnom vetre.

Čo sa týka mechanizmu generovania samotných erupcií (a, prirodzene, tokov s nimi spojených), najpopulárnejší je v súčasnosti model erupcie, ktorý v roku 1964 navrhol Petschek, založený na hypotéze magnetického opätovného spojenia. Vývoj slnečnej erupcie v rámci Petschekovho modelu je znázornený na obr.

V tomto modeli sa ukazuje, že siločiary magnetického poľa aktívnej oblasti sú od určitej úrovne prerušené a tvoria dve výkonové trubice s antiparalelnými poľami oddelenými prúdovou vrstvou. V určitom okamihu v dôsledku rozvoja iónovo-akustickej alebo iónovo-cyklotrónovej nestability vodivosť plazmy v určitom bode 1 (obr. 7a) v plazmovej vrstve prudko klesne, v dôsledku čoho sa prúdová vrstva rozbije a magnetické pole linky sú znovu pripojené. Magnetická energia sa rýchlo mení na kinetickú a tepelnú energiu

Nastáva plazma a intenzívne zahrievanie a zrýchlenie plazmy (obr. 7, b). Zrýchlené častice, pohybujúce sa pozdĺž otvorených magnetických siločiar, opúšťajú chromosféru a sú vymrštené do medziplanetárneho priestoru (obr. 5c). Súčasne energetické elektróny pohybujúce sa nahor, prechádzajúce cez korónu a interagujúce s ňou, môžu spôsobiť výbuchy rádiovej emisie. Frekvencia rádiového vyžarovania v dôsledku poklesu plazmatickej koncentrácie pozadia rýchlo klesá, keď sa elektróny pohybujú nahor (čo zodpovedá takzvaným rádiovým výbuchom typu III)

Častice pohybujúce sa pozdĺž siločiar magnetického poľa smerom k Slnku zahrievajú plazmu v spodnej chromosfére a fotosfére, čo spôsobuje zvýšenie jasu emisií vodíka a vytváranie vysokoteplotného koronálneho oblaku. Plazma urýchľovaná smerom od Slnka vytvára vysokorýchlostný tok a súvisiacu rázovú vlnu.

Záver.

Superpozícia tokov slnečnej plazmy opísaná vyššie a ich interakcia vytvárajú zložitý a neustále sa meniaci systém nazývaný slnečný vietor.

Z vyššie uvedeného môžeme konštatovať, že slnečný vietor je fyzikálny jav, ktorý nie je len čisto akademickým záujmom spojeným so štúdiom procesov v plazme nachádzajúcich sa v prirodzených podmienkach kozmického priestoru, ale aj faktorom, ktorý treba brať do úvahy. pri štúdiu procesov prebiehajúcich v okolí našej planéty Zem, ktoré v konečnom dôsledku ovplyvňujú naše životy. Je to spôsobené tým, že vysokorýchlostné prúdy slnečného vetra prúdiace okolo Zeme ovplyvňujú jej magnetosféru, ktorá je priamo spojená so spodnými vrstvami atmosféry. Tento vplyv do značnej miery závisí od procesov prebiehajúcich na Slnku, pretože sú spojené s pôvodom samotného slnečného vetra. Slnečný vietor je teda dobrým ukazovateľom na štúdium slnečno-pozemských spojení, ktoré sú dôležité pre praktickú ľudskú činnosť. Toto je však ďalšia oblasť vedeckého výskumu, ktorá sa v tejto práci nezohľadňuje.

Literatúra.

1. Parker E. // Astophys.J. 1958. V. 128. Číslo 3.

2. Chapman S.//J.Atmos. Terr. Phys.1959. V.15.č.1/2.

3. komorník J. //Astrophys. J. 1961. V.133. č. 2.

4. Gringauz K.I., Bezrukikh V.V., Ozerov V.D., Rybchinsky R.E.// Dokl. Akadémie vied ZSSR. 1960. T.131 č.6.

5. Baranov V.B., Krasnobaev K.V., Hydrodynamická teória vesmírnej plazmy. M.: Nauka, 1977.

6. Weber E., Davis L. //Astrophys. J. 1967.V.148. č. 1. Pt.1.

7. Parker E. Dynamické procesy v medziplanetárnom prostredí. M.: Mir, 1965.

8. Baranov V.B. Vplyv medzihviezdneho média na štruktúru heliosféry // Soros Educational Journal. 1996. Číslo 11. S.73-79.

9. Hundhausen A. Expanzia koróny a slnečný vietor. M.: Mir, 1976. 302 s.

10. Gibson E. Pokojné slnko M.: Mir, 1977, 408 s.

11. Kovalenko V.A. Slnečný vietor. M.: Nauka, 1983, 272 s.

12. Pudovkin M.I.// J. Geophys.Res. 1995 V.100.Č.A5. P7917

13. Pudovkin M.I.// Rept.Prog.in Phys.1995. V58. č. 9.P.929.

14. Pudovkin M.I., Semenov V.S. Teória opätovného spojenia a interakcie slnečného vetra s magnetosférou Zeme. M.: Nauka, 1985.126 s.

Rýchlosťou 300–1200 km/s do okolitého vesmíru.

Charakteristika

Vďaka slnečnému vetru stráca Slnko každú sekundu asi milión ton hmoty. Slnečný vietor pozostáva hlavne z elektrónov, protónov a jadier hélia (); jadrá iných prvkov a neionizované častice (elektricky neutrálne) sú obsiahnuté vo veľmi malých množstvách.

Slnečný vietor síce pochádza z vonkajšej vrstvy Slnka, ale neodráža skutočné zloženie prvkov v tejto vrstve, keďže v dôsledku procesov diferenciácie sa obsah niektorých prvkov zvyšuje a niektorých znižuje (FIP efekt).

Intenzita slnečného vetra závisí od zmien aktivity a jej zdrojov. V závislosti od rýchlosti sa prúdy slnečného vetra delia do dvoch tried: pomaly(približne 300-400 km/s okolo obežnej dráhy) a rýchlo(600–700 km/s okolo obežnej dráhy Zeme).

Existujú aj sporadické vysoká rýchlosť(do 1200 km/s) krátkodobé prietoky.

Pomalý slnečný vietor

Pomalý slnečný vietor generuje „tichá“ časť počas svojej plynodynamickej expanzie: pri koronálnej teplote asi 2 × 10 6 K nemôže byť koróna v podmienkach hydrostatickej rovnováhy a táto expanzia za existujúcich okrajových podmienok , by malo viesť k zrýchleniu koronálnej hmoty na nadzvukovú rýchlosť. K ohrevu slnečnej koróny na takéto teploty dochádza v dôsledku povahy prenosu tepla pri: rozvoj konvekčnej turbulencie v plazme je sprevádzaný tvorbou intenzívnych magnetosonických vĺn; zasa pri šírení v smere znižovania hustoty slnečnej atmosféry sa zvukové vlny premieňajú na rázové vlny; sú účinne absorbované korónovou hmotou a zahrievajú ju na teplotu 1 - 3 × 10 6 K.

Rýchly slnečný vietor

Prúdy opakujúceho sa rýchleho slnečného vetra sa vyžarujú počas niekoľkých mesiacov a pri pozorovaní zo Zeme majú periódu návratu 27 dní (obdobie rotácie Slnka). Tieto prúdenia sú spojené s - oblasťami koróny s relatívne nízkou teplotou (asi 0,8 × 10 6 K), zníženou hustotou (len štvrtina hustoty pokojových oblastí koróny) a radiálnymi k Slnku.

Vysokorýchlostné prúdy

Sporadické toky, keď sa pohybujú v priestore naplnenom pomalým slnečným vetrom, kondenzujú plazmu pred ich prednou časťou a vytvárajú plazmu, ktorá sa s ňou pohybuje. Predtým sa predpokladalo, že takéto prúdy boli spôsobené slnečnými erupciami, ale teraz (2005) sa verí, že sporadické vysokorýchlostné prúdy v slnečnom vetre sú spôsobené koronálnymi ejekciami. Zároveň je potrebné poznamenať, že slnečné erupcie aj koronálne ejekcie sú spojené s rovnakými aktívnymi oblasťami na Slnku a existuje medzi nimi vzťah.