Сонячний вітер

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Виникнення ударних хвиль при дії сонячного вітру на міжзоряне середовище.

Сонячний вітер — потік іонізованих частинок (в основному геліоводневої плазми), який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300–1200 км/с у навколишній простір у всіх напрямках. Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця, Землі та галактики і галактичний вітер. Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер, зменшуючи його дальність.

Сонячний вітер є зоряним вітром Сонця.

Характеристики[ред.ред. код]

Біля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 км/с, а середня дорівнює 450 км/с. Він виносить із Сонця матерії в темпі 109 кг/с.
Кількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий, як у сонячній короні. Сонячний вітер складається в основному з електронів, протонів та ядер гелію (альфа-частинок); ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількості.
Хоча сонячний вітер виходить із внутрішнього шару Сонця, він не відображає справжнього складу елементів у цьому шарі, оскільки в результаті процесів диференціації вміст деяких елементів збільшується, а деяких — зменшується (FIP-эфект).
Інтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності. В залежності від швидкості потоки сонячного вітру діляться на два класи: повільні (приблизно 300-400 км/с біля орбіти Землі) і швидкі (600–700 км/с біля орбіти Землі). Існують ще спорадичні високошвидкісні (до 1200 км/с) короткочасні потоки.

Параметри сонячного вітру
Параметр Середня величина Повільний сонячний вітер Швидкий сонячний вітер
Густина n, см-3 8,7 11,9 3,9
Швидкість V, км/с 468 327 702
nV , см-2 · с-1 3,8·108 3,9·108 2,7·108
протонів Tp, К° 7·104 3,4·104 2,3·105
електронів Te, К° 1,4·105 1,3·105 1,0·105
Te / Tp 1,9 4,4 0,45

Повільний сонячний вітер[ред.ред. код]

Повільний сонячний вітер породжується «спокійною» частиною сонячної корони при її газодинамічному розширенні: при температурі корони бл. 2×106 К° корона не може знаходитися в умовах гідростатичнї рівноваги, і це розширення за даних граничних умов повинно приводити до розгону корональної речовини до надзвукових швидкостей. Нагрівання сонячної корони до таких температур відбувається внаслідок конвективної природи теплопереносу у фотосфері сонця: розвиток конвективної турбулентності в плазмі супроводжується утворенням інтенсивних магнітозвукових хвиль; у свою чергу при поширенні в напрямку зменшення густини сонячної атмосфери звукові хвилі перетворюються в ударні; ударні хвилі ефективно поглинаються речовиною корони і нагрівають її до температури 1 - 3×106 К°.

Швидкий сонячний вітер[ред.ред. код]

Потоки рекурентного швидкого сонячного вітру випускаються Сонцем протягом декількох місяців і мають період повторюваності при спостереженні із Землі в 27 діб (період обертання Сонця). Ці потоки асоційовані з корональними дірами — областями корони з відносно низькою температурою (приблизно 0,8 х 106 К°), зниженою густиною плазми (всього чверть густини спокійних областей корони) і радіальним стосовно Сонця магнітним полем.

Високошвидкісні потоки[ред.ред. код]

Спорадичні потоки при русі в просторі, заповненому плазмою повільного сонячного вітру, ущільнюють плазму перед своїм фронтом, утворюючи ударну хвилю, що рухається разом із ним. Раніше передбачалося, що такі потоки викликаються сонячними спалахами, однак на сьогодні вважається, що спорадичні високошвидкісні потоки в сонячному вітрі обумовлені корональними викидами. Разом із тим слід зазначити, що і сонячні спалахи, і корональні викиди пов'язані з тими самими активними областями на Сонці і між ними існує статистична залежність.

Дальність вітру[ред.ред. код]

Під впливом галактичного вітру частинки сонячного вітру уповільнюються до передзвукових швидкостей. Район, де це відбувається, називається кінцевим шоком. Далі простягається плащ Сонячної системи, а ще далі — геліопауза. За геліопаузою тиск галактичного вітру перевищує тиск сонячного вітру, і в цьому районі дія сонячного вітру зникає.

Феномени, породжені сонячним вітром[ред.ред. код]

Сонячний вітер утворює геліосферу, завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну систему.
Сонячний вітер породжує на планетах Сонячної системи, що мають магнітне поле, такі явища, як полярні сяйва і радіаційні пояси планет.

Сонячний вітер і тиск світла[ред.ред. код]

Часто люди плутають сонячний вітер з ефектом тиску сонячного світла. Почасти це зв'язано з проектами використання сонячних вітрил: здається природним, що сонячне вітрило повинне надиматися сонячним вітром; у дійсності тиск сонячного світла в кілька тисяч разів перевищує тиск сонячного вітру. Хвости комет, завжди спрямовані в протилежну сторону від Сонця, також утворюються за рахунок тиску світла, а не за рахунок сонячного вітру.

Історія досліджень[ред.ред. код]

Теорія сонячного вітру в її сучасному вигляді була сформульована Ю. Паркером у 1957 році при аналізі умов рівноваги речовини корони.
Існування цього вітру вперше, було експериментально підтверджене лише в 1959 році під час польоту радянського апарата «Місяць-1», і в 1962 році під час польоту американського космічного зонда «Марінер-2» до Венери.

Див. також[ред.ред. код]

Джерела[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]


Сатурн Це незавершена стаття з астрономії.
Ви можете допомогти проекту, виправивши або дописавши її.