Şekil 1. Helisküre

Şekil 2. Güneş patlaması.

Güneş rüzgarı - sürekli bir plazma akışı güneş kökenli Güneş'ten yaklaşık olarak radyal olarak yayılıyor ve kendisiyle doluyor güneş sistemi 100 AU mertebesinde güneş merkezli mesafelere. S.v., güneş koronasının gaz-dinamik genişlemesi sırasında oluşur. gezegenlerarası uzay.

Dünya yörüngesindeki Güneş rüzgarının ortalama özellikleri: hız 400 km/s, proton yoğunluğu - 6 ila 1, proton sıcaklığı 50.000 K, elektron sıcaklığı 150.000 K, yoğunluk manyetik alan 5 oersted. Güneş rüzgarı akımları iki sınıfa ayrılabilir: yaklaşık 300 km/s hızla yavaş ve 600-700 km/s hızla hızlı. Güneş'in farklı manyetik alan yönelimlerine sahip bölgeleri üzerinde ortaya çıkan güneş rüzgarı, farklı yönelimli gezegenler arası manyetik alanlara sahip akışlar oluşturur - gezegenlerarası manyetik alanın sektör yapısı olarak adlandırılır.

Gezegenlerarası sektör yapısı, Güneş rüzgarının gözlemlenen büyük ölçekli yapısının, gezegenlerarası manyetik alanın radyal bileşeninin farklı yönlerine sahip çift sayıda sektöre bölünmesidir.

Güneş rüzgarının özellikleri (hız, sıcaklık, parçacık konsantrasyonu, vb.) ayrıca ortalama olarak her sektörün kesitinde doğal olarak değişir, bu da sektör içinde hızlı bir Güneş rüzgarı akışının varlığıyla ilişkilidir. Sektörlerin sınırları genellikle Güneş rüzgarının yavaş akışında bulunur. Çoğu zaman Güneş ile birlikte dönen iki veya dört sektör gözlenir. Güneş rüzgârının büyük ölçekli koronal manyetik alanı esnetmesiyle oluşan bu yapı, birkaç güneş dönüşü boyunca gözlemlenebiliyor. Sektör yapısı, gezegenler arası ortamda Güneş ile birlikte dönen bir akım tabakasının varlığının bir sonucudur. Mevcut tabaka manyetik alanda bir sıçrama yaratır: katmanın üstünde, gezegenler arası manyetik alanın radyal bileşeninin bir işareti vardır, altında - diğeri. Mevcut tabaka yaklaşık olarak güneş ekvatorunun düzleminde bulunur ve katlanmış bir yapıya sahiptir. Güneş'in dönmesi, mevcut tabakanın kıvrımlarının spiral şeklinde bükülmesine yol açar ("balerin etkisi" olarak adlandırılır). Tutulum düzlemine yakın olan gözlemci, kendisini gezegenler arası manyetik alanın radyal bileşeninin farklı işaretlerine sahip sektörlerde bulduğu için kendisini mevcut tabakanın üstünde veya altında bulur.

Güneş rüzgarı, Güneş rüzgarını etkili bir şekilde saptırabilecek engellerin etrafından aktığında (Merkür, Dünya, Jüpiter, Satürn'ün manyetik alanları veya Venüs'ün ve görünüşe göre Mars'ın iletken iyonosferleri), bir yay şok dalgası oluşur. Güneş rüzgarı şok dalgasının önünde yavaşlayıp ısınıyor, bu da onun engelin etrafından akmasını sağlıyor. Aynı zamanda, Güneş rüzgarında, şekli ve boyutu gezegenin manyetik alanının basıncı ve akan plazma akışının basıncının dengesi ile belirlenen manyetosfer olan bir boşluk oluşur. Şok dalgası cephesinin kalınlığı yaklaşık 100 km'dir. Güneş rüzgârının iletken olmayan bir cisimle (Ay) etkileşimi durumunda bir şok dalgası ortaya çıkmaz: plazma akışı yüzey tarafından emilir ve vücudun arkasında yavaş yavaş güneş enerjisiyle doldurulan bir boşluk oluşur. rüzgar plazması.

Koronal plazma çıkışının durağan süreci, güneş patlamalarıyla ilişkili durağan olmayan süreçlerle üst üste gelir. Güçlü güneş patlamaları sırasında, koronanın alt bölgelerinden gezegenler arası ortama madde püskürtülür. Bu aynı zamanda güneş rüzgarı plazmasında ilerledikçe yavaş yavaş yavaşlayan bir şok dalgası da üretir.

Bir şok dalgasının Dünya'ya ulaşması manyetosferin sıkışmasına yol açar ve ardından genellikle manyetik bir fırtınanın gelişimi başlar.

Güneş rüzgarı, yıldızlararası ortamın basıncının güneş rüzgarının dinamik basıncını dengelediği yaklaşık 100 AU mesafeye kadar uzanır. Yıldızlararası ortamda Güneş rüzgarının süpürdüğü boşluk heliosferi oluşturur. Güneş rüzgârı, içinde donmuş olan manyetik alanla birlikte, düşük enerjili galaktik kozmik ışınların Güneş Sistemi'ne girmesini engeller ve yüksek enerjili kozmik ışınların değişmesine neden olur.

Güneş rüzgarına benzer bir olgu, diğer bazı yıldız türlerinde de (yıldız rüzgarı) keşfedilmiştir.

Güneş'in merkezindeki termonükleer reaksiyonla desteklenen enerji akışı, diğer yıldızların çoğunun aksine, neyse ki son derece kararlıdır. Çoğu, sonunda Güneş'in ince yüzey katmanı (fotosfer) tarafından görünür ve kızılötesi aralıkta elektromanyetik dalgalar şeklinde yayılır. Güneş sabiti (Dünya'nın yörüngesindeki güneş enerjisi akı miktarı) 1370 W/'dir. Bunu herkes için hayal edebiliriz metrekare Dünyanın yüzeyi bir kişinin gücünü temsil ediyor elektrikli su ısıtıcısı. Fotosferin üzerinde Güneş'in koronası bulunur; bu bölge yalnızca Dünya'dan görülebilmektedir. güneş tutulmaları ve milyonlarca derece sıcaklıktaki seyreltilmiş ve sıcak plazmayla doldurulmuştur.

Bu, Dünya'yı etkileyen güneş aktivitesinin ana tezahürlerinin ortaya çıktığı Güneş'in en dengesiz kabuğudur. Güneş'in koronasının tüylü görünümü, manyetik alanının yapısını, yani kuvvet çizgileri boyunca uzanan parlak plazma kümelerini ortaya koyuyor. Koronadan akan sıcak plazma, güneş rüzgârını oluşturur; iyonların (%96'sı hidrojen çekirdekleri - protonlar ve %4'ü helyum çekirdekleri - alfa parçacıklarından oluşur) ve elektronların akışı, 400-800 km/s hızla gezegenler arası uzaya doğru hızlanır. .

Güneş rüzgarı, güneşin manyetik alanını uzatır ve uzaklaştırır.

Bunun nedeni, dış koronadaki plazmanın yönlendirilmiş hareketinin enerjisinin manyetik alanın enerjisinden daha büyük olması ve donma prensibinin alanı plazmanın arkasına sürüklemesidir. Böyle bir radyal çıkışın Güneş'in dönüşüyle ​​\u200b\u200bbirleşmesi (ve manyetik alan yüzeyine "bağlıdır"), gezegenler arası manyetik alanın spiral bir yapısının - Parker spirali olarak adlandırılan - oluşumuna yol açar.

Güneş rüzgarı ve manyetik alan tüm güneş sistemini doldurur ve dolayısıyla Dünya ve diğer tüm gezegenler aslında Güneş'in korona bölgesinde yer alır ve yalnızca etkileri deneyimlemez. elektromanyetik radyasyon aynı zamanda güneş rüzgârı ve güneşin manyetik alanı da.

Minimum aktivite döneminde, güneş manyetik alanının konfigürasyonu dipole yakındır ve Dünya'nın manyetik alanının şekline benzer. Aktivite maksimuma yaklaştıkça, manyetik alanın yapısı tam olarak açıklanamayan nedenlerden dolayı daha karmaşık hale gelir. En güzel hipotezlerden biri, Güneş döndükçe manyetik alanın etrafını sardığını ve yavaş yavaş fotosferin altına daldığını söylüyor. Zamanla, sadece güneş döngüsü sırasında, yüzeyin altında biriken manyetik akı o kadar büyük olur ki, alan çizgileri demetleri dışarı itilmeye başlar.

Alan çizgilerinin çıkış noktaları, Güneş'in X-ışını görüntülerinde artan plazma parıltısı alanları olarak görülebilen, fotosferde noktalar ve koronada manyetik döngüler oluşturur. Güneş lekelerinin içindeki alanın büyüklüğü, sessiz Güneş'in alanından yüz kat daha büyük olan 0,01 Tesla'ya ulaşır.

Sezgisel olarak, bir manyetik alanın enerjisi alan çizgilerinin uzunluğu ve sayısıyla ilişkilendirilebilir: enerji ne kadar yüksekse, çizgilerin sayısı da o kadar fazladır. Güneş maksimumuna yaklaşıldığında, alanda biriken muazzam enerji periyodik olarak patlayıcı bir şekilde salınmaya başlar ve güneş korona parçacıklarının hızlanması ve ısıtılması için harcanır.

Bu sürece eşlik eden, Güneş'ten gelen keskin, yoğun kısa dalga elektromanyetik radyasyon patlamalarına güneş patlamaları denir. Dünya yüzeyinde, görünür aralıkta parlamalar, güneş yüzeyinin ayrı ayrı alanlarının parlaklığında küçük artışlar olarak kaydedilir.

Bununla birlikte, uzay aracında gerçekleştirilen ilk ölçümler, patlamaların en dikkat çekici etkisinin güneş akışındaki önemli (yüzlerce kata kadar) artış olduğunu gösterdi. x-ışını radyasyonu ve enerji yüklü parçacıklar - güneş kozmik ışınları.

Bazı patlamalar sırasında, önemli miktarda plazma ve manyetik alan da güneş rüzgarına salınır; bu bulutlar, gezegenler arası uzaya doğru hızla genişlemeye başlar ve uçları Güneş'e dayanan manyetik bir döngü şeklini korur.

Bulut içindeki plazma yoğunluğu ve manyetik alanın büyüklüğü, bu parametrelerin güneş rüzgarındaki tipik sessiz zaman değerlerinden onlarca kat daha yüksektir.

Büyük bir patlama sırasında 1025 joule'e kadar enerji salınabilmesine rağmen, solar maksimuma enerji akışındaki genel artış küçüktür ve yalnızca %0,1-0,2 tutarındadır.

Bir hava tahmin spikerinin şu sözlerini duyduğunuzu hayal edin: “Yarın rüzgar çok sertleşecek. Bu bağlamda radyo, mobil iletişim ve internetin işleyişinde kesintiler mümkündür. ABD'nin uzay misyonu ertelendi. Kuzey Rusya'da yoğun kutup ışıkları bekleniyor...”


Şaşıracaksınız: Ne saçmalık, rüzgarın bununla ne ilgisi var? Ancak gerçek şu ki, tahminin başlangıcını kaçırdınız: “Dün gece Güneş'te bir parlama oldu. Güçlü bir güneş rüzgarı akışı Dünya'ya doğru ilerliyor...”

Sıradan rüzgar, hava parçacıklarının (oksijen, nitrojen ve diğer gaz molekülleri) hareketidir. Ayrıca Güneş'ten bir parçacık akışı da akıyor. Güneş rüzgarı denir. Yüzlerce hantal formüle, hesaplamaya ve hararetli bilimsel tartışmaya dalmazsanız, genel olarak resim böyle görünür.

Yıldızımızın içinde bu devasa gaz topunu ısıtan termonükleer reaksiyonlar oluyor. Dış katman olan güneş koronasının sıcaklığı bir milyon dereceye ulaşır. Bu, atomların o kadar hızlı hareket etmesine neden olur ki, çarpıştıklarında birbirlerini parçalara ayırırlar. Isıtılan gazın genleşme eğiliminde olduğu ve daha büyük bir hacim kapladığı bilinmektedir. Burada da benzer bir şey oluyor. Hidrojen, helyum, silikon, kükürt, demir ve diğer maddelerin parçacıkları her yöne dağılır.

Artan bir hız kazanıyorlar ve yaklaşık altı gün içinde Dünya'ya yakın sınırlara ulaşıyorlar. Güneş sakin olsa bile burada güneş rüzgârının hızı saniyede 450 kilometreye ulaşıyor. Bir güneş patlaması devasa bir ateşli parçacık baloncuğu püskürttüğünde hızları saniyede 1200 kilometreye ulaşabilir! Ve "esinti" canlandırıcı denemez - yaklaşık 200 bin derece.

Bir kişi güneş rüzgarını hissedebilir mi?

Gerçekten de, sıcak parçacıklardan oluşan bir akıntı sürekli olarak aktığına göre, bunun bizi nasıl "üflediğini" neden hissetmiyoruz? Diyelim ki parçacıklar o kadar küçük ki cilt dokunuşlarını hissetmiyor. Ancak dünyevi araçlar tarafından da fark edilmezler. Neden?

Çünkü Dünya, manyetik alanı sayesinde güneş girdaplarından korunmaktadır. Parçacıkların akışı onun etrafından akıyor ve hızla ilerliyor gibi görünüyor. Yalnızca güneş emisyonlarının özellikle güçlü olduğu günlerde manyetik kalkanımız zor anlar yaşar. Bir güneş kasırgası onu kırar ve üst atmosfere doğru patlar. Yabancı parçacıklar neden olur. Hava tahmincileri manyetik alanın keskin biçimde deforme olduğunu söylüyor: manyetik fırtınalar».


Onlar yüzünden uzay uyduları kontrolden çıkıyor. Uçaklar radar ekranlarından kayboluyor. Radyo dalgalarına müdahale ediliyor ve iletişim kesiliyor. Böyle günlerde uydu antenleri kapatılıyor, uçuşlar iptal ediliyor, uzay araçlarıyla “iletişim” kesiliyor. Elektrik şebekelerinde, demiryolu rayları boru hatlarında aniden bir elektrik akımı belirir. Sonuç olarak, trafik ışıkları kendiliğinden yanıyor, gaz boru hatları paslanıyor ve bağlantısı kesilen elektrikli cihazlar yanıyor. Ayrıca binlerce insan rahatsızlık ve hastalık hissediyor.

Güneş rüzgârının kozmik etkileri yalnızca güneş patlamaları sırasında tespit edilemiyor; daha zayıf olmasına rağmen sürekli esiyor.

Bir kuyruklu yıldızın kuyruğunun Güneş'e yaklaştıkça büyüdüğü uzun zamandır biliniyordu. Kuyruklu yıldızın çekirdeğini oluşturan donmuş gazların buharlaşmasına neden olur. Ve güneş rüzgarı bu gazları her zaman Güneş'in ters yönünde bir bulut şeklinde taşır. Böylece toprak rüzgarı bacadan çıkan dumanı çevirir ve ona şu ya da bu şekli verir.

Yıllar süren aktivite artışı sırasında, Dünya'nın galaktik kozmik ışınlara maruz kalması keskin bir şekilde azalır. Güneş rüzgarı öyle bir güç kazanır ki onları gezegen sisteminin eteklerine doğru sürükler.

Manyetik alanı çok zayıf olan, hatta hiç olmayan gezegenler var (örneğin Mars'ta). Burada güneş rüzgârının çılgına dönmesini engelleyen hiçbir şey yok. Bilim adamları, yüz milyonlarca yıl boyunca Mars'ın atmosferini neredeyse "patlayan" kişinin kendisi olduğuna inanıyor. Bu nedenle turuncu gezegen terini, suyunu ve muhtemelen canlı organizmalarını kaybetti.

Güneş rüzgarı nerede ölür?

Henüz kimse kesin cevabı bilmiyor. Parçacıklar hız kazanarak Dünya'nın eteklerine uçuyor. Sonra yavaş yavaş düşüyor ama rüzgar güneş sisteminin en uzak köşelerine ulaşıyor gibi görünüyor. Orada bir yerlerde zayıflıyor ve yıldızlararası maddenin seyrekleşmesi nedeniyle yavaşlıyor.

Şu ana kadar gökbilimciler bunun ne kadar uzakta gerçekleştiğini tam olarak söyleyemezler. Cevap vermek için, Güneş'ten giderek daha uzağa uçan parçacıkları yakalamanız gerekir, ta ki karşılarına çıkmayı bırakana kadar. Bu arada, bunun gerçekleştiği sınır Güneş sisteminin sınırı olarak düşünülebilir.


Gezegenimizden periyodik olarak fırlatılan uzay araçları güneş rüzgarı tuzaklarıyla donatılmıştır. 2016 yılında güneş rüzgarı akışları videoya kaydedildi. Hava raporlarında eski dostumuz dünyanın rüzgarı kadar tanıdık bir "karakter" haline gelmeyeceğini kim bilebilir?

Güneş plazmasının sabit radyal akışı. gezegenlerarası üretimde kronlar. Güneş'in derinliklerinden gelen enerji akışı korona plazmasını 1,5-2 milyon K.DC'ye kadar ısıtır. Korona küçük olduğundan ısıtma, radyasyona bağlı enerji kaybıyla dengelenmez. Aşırı enerji demektir. dereceler S. yüzyıla kadar taşınır. (=1027-1029 erg/s). Bu nedenle taç hidrostatik konumda değildir. dengede olduğundan sürekli genişler. S. yüzyılın kompozisyonuna göre. korona plazmasından farklı değildir (güneş plazması esas olarak protonları, elektronları, bazı helyum çekirdeklerini, oksijeni, silikonu, kükürt ve demir iyonlarını içerir). Koronanın tabanında (Güneş'in fotosferinden 10 bin km uzakta), parçacıklar birkaç metre uzaklıkta yüzlerce m/s mertebesinde radyal radyallere sahiptir. güneş yarıçapları plazmada ses hızına ulaşır (100-150 km/s), Dünya'nın yörüngesine yakın yerlerde protonların hızı 300-750 km/s'dir ve uzayları. - birkaç kişiden birkaç kişiye h-ts onlarca saat 1 cm3'te. Gezegenlerarası uzayın yardımıyla. istasyonlarda Satürn'ün yörüngesine kadar yoğunluğun olduğu tespit edildi akış h-c S.v. (r0/r)2 yasasına göre azalır; burada r, Güneş'ten uzaklıktır, r0 ise başlangıç ​​seviyesidir. S.v. Güneş enerjisi hatlarının döngülerini de yanında taşır. mag. gezegenler arası manyetik alanı oluşturan alanlar. . Radyal kombinasyonu hareketler h-ts S.v. Güneş'in dönmesiyle bu çizgilere spiral şeklini verir. Mag'in büyük ölçekli yapısı. Güneş'in yakınındaki alanlar, alanın Güneş'ten veya ona doğru yönlendirildiği sektörler biçimindedir. S. v.'nin kapladığı boşluğun boyutu kesin olarak bilinmemektedir (yarıçapının 100 AU'dan az olmadığı anlaşılmaktadır). Bu boşluğun sınırlarında bir dinamik vardır. S.v. yıldızlararası gazın, galaktik basıncıyla dengelenmelidir. mag. alanlar ve galaktik uzay ışınlar. Dünya civarında h-c S.v akışının çarpışması. jeomanyetik ile alanı, dünyanın manyetosferinin önünde (Güneş'in yanından, Şekil) sabit bir şok dalgası üretir.

S.v. manyetosferin etrafında akıyor ve uzaydaki kapsamını sınırlıyor. Güneş patlamaları, fenomenlerle ilişkili güneş yoğunluğundaki değişiklikler. temel Jeomanyetik bozuklukların nedeni. alanlar ve manyetosfer (manyetik fırtınalar).

Güneş için kuzeyden kaybeder. =2X10-14 kütlesinin Msol kısmı. GD'ye benzer şekilde madde çıkışının diğer yıldızlarda da ("") mevcut olduğunu varsaymak doğaldır. Özellikle büyük kütleli yıldızlarda (kütle = birkaç on Msoln) ve yüksek yüzey sıcaklıklarına (= 30-50 bin K) ve geniş bir atmosfere sahip yıldızlarda (kırmızı devler) yoğun olmalıdır, çünkü ilk durumda, Oldukça gelişmiş bir yıldız koronasının parçacıkları, yıldızın yerçekimini yenebilecek kadar yüksek bir enerjiye sahiptir ve ikincisinde parabolik enerji düşüktür. hız (kaçış hızı; (bkz. UZAY HIZLARI)). Araç. Yıldız rüzgarından kaynaklanan kütle kayıpları (= 10-6 Msol/yıl ve daha fazlası) yıldızların evrimini önemli ölçüde etkileyebilir. Buna karşılık, yıldız rüzgarı yıldızlararası ortamda X-ışını kaynakları olan sıcak gaz "kabarcıkları" yaratır. radyasyon.

Fiziksel ansiklopedik sözlük. - M .: Sovyet Ansiklopedisi. . 1983 .

GÜNEŞ RÜZGARI - güneş kaynaklı plazmanın (Güneş) gezegenler arası uzaya sürekli akışı. Güneş koronasında bulunan yüksek sıcaklıklarda (1,5*10 9 K), üstteki katmanların basıncı korona maddesinin gaz basıncını dengeleyemez ve korona genişler.

Postanın varlığının ilk kanıtı. Güneş'ten gelen plazma akışları L. 1950'lerde L. Biermann. Kuyruklu yıldızların plazma kuyruklarına etki eden kuvvetlerin analizi üzerine. 1957'de korona maddesinin denge koşullarını analiz eden Yu. Parker (E. Parker), koronanın hidrostatik koşullarda olamayacağını gösterdi. Çar. S. v.'nin özellikleri tabloda verilmektedir. 1. S. akar. Yavaş - 300 km/s hıza sahip olanlar ve hızlı - 600-700 km/s hıza sahip olanlar olmak üzere iki sınıfa ayrılabilir. Hızlı akışlar, manyetik alanın yapısının olduğu güneş korona bölgelerinden gelir. alanlar radyale yakındır. koronal delikler. Yavaş akışlar V. görünüşe göre taç bölgeleriyle ilişkilidir, bu nedenle, Masa 1. - Dünya yörüngesindeki güneş rüzgarının ortalama özellikleri

Masa 2.- Akraba kimyasal bileşim güneş rüzgarı

Ana ek olarak Güneş suyunun bileşenleri - protonlar ve elektronlar; iyonizasyon ölçümlerinde parçacıklar da bulundu. iyonların sıcaklığı S. v. Güneş koronasının elektron sıcaklığını belirlemeyi mümkün kılar.

N. yüzyılda. farklılıklar gözlenmektedir. dalga türleri: Langmuir, ıslık çalanlar, iyon-akustik, plazmadaki dalgalar). Alfven tipi dalgaların bir kısmı Güneş'te üretilir, bir kısmı da gezegenler arası ortamda uyarılır. Dalgaların üretilmesi, parçacık dağılım fonksiyonunun Maxwellian fonksiyonundan sapmalarını ve manyetizma etkisiyle birlikte yumuşatır. plazmaya yönelik alanlar S. v. sürekli bir ortam gibi davranır. Alfven tipi dalgalar oynuyor büyük rol S'nin küçük bileşenlerinin ivmelenmesinde.

Pirinç. 1. Büyük güneş rüzgarı. Yatay eksen boyunca bir parçacığın kütlesinin yüküne oranı, dikey eksen boyunca ise cihazın enerji penceresinde 10 saniye içinde kaydedilen parçacıkların sayısı yer alır. “+” işaretli sayılar iyonun yükünü gösterir.

N. akışı. eff sağlayan dalga türlerinin hızlarına göre süpersoniktir. enerjinin S. yüzyıla aktarımı. (Alfven, ses). Alfven ve ses Mach sayısı C. V. 7. Kuzey tarafının etrafından akarken. onu etkili bir şekilde saptırabilecek engeller (Merkür, Dünya, Jüpiter, Satürn'ün manyetik alanları veya Venüs'ün ve görünüşe göre Mars'ın iletken iyonosferleri), giden bir yay şok dalgası oluşur. Bir engelin etrafından akmasına izin veren dalgalar. Aynı zamanda Kuzey yüzyılda. bir boşluk oluşur - manyetosfer (kendi başına veya indüklenmiş), yapının şekli ve boyutları manyetik basınç dengesi tarafından belirlenir. Gezegenin alanları ve akan plazma akışının basıncı (bkz. Dünyanın manyetosferi, gezegenlerin manyetosferleri). S. v. ile etkileşim halinde. iletken olmayan bir cisimle (örneğin Ay) bir şok dalgası ortaya çıkmaz. Plazma akışı yüzey tarafından emilir ve vücudun arkasında yavaş yavaş plazma C ile doldurulan bir boşluk oluşur. V.

Korona plazma çıkışının durağan süreci, aşağıdakilerle ilişkili durağan olmayan süreçlerle üst üste gelir: Güneş'te alevler. Güçlü alevlenmeler sırasında alttan maddeler salınır. korona bölgelerini gezegenlerarası ortama aktarır. Manyetik varyasyonlar).

Pirinç. 2. Gezegenler arası bir şok dalgasının yayılması ve bir güneş patlamasından fırlatılması. Oklar güneş rüzgarı plazmasının hareket yönünü gösterir,

Pirinç. 3. Korona genişleme denkleminin çözüm türleri. Hız ve mesafe, kritik hız vk'ye normalize edilir ve kritik mesafeRk, Güneş rüzgarına karşılık gelir.

Güneş koronasının genişlemesi, kritik bir noktada kütle korunumu denklemleri sistemi (vk) ile tanımlanır. R mesafesi ve ardından süpersonik hızda genişleme. Bu çözüm, sonsuzda yok denecek kadar küçük bir basınç değeri verir, bu da onu yıldızlararası ortamın düşük basıncıyla bağdaştırmayı mümkün kılar. Bu tür akışa Yu Parker tarafından S. adı verildi. m proton kütlesi, adyabatik üssü ve Güneş'in kütlesidir. Şek. Şekil 4, güneş merkezliye göre genişleme oranındaki değişimi göstermektedir. termal iletkenlik, viskozite,

Pirinç. 4. İzotermik korona modeli için güneş rüzgar hızı profilleri farklı anlamlar koronal sıcaklık.

S.v. temel sağlar Kromosfere ısı transferinden bu yana koronadan termal enerji çıkışı, el.-magn. koronalar ve elektronik termal iletkenlik V. koronanın termal dengesini sağlamakta yetersizdir. Elektronik termal iletkenlik, ortam sıcaklığının yavaş bir şekilde azalmasını sağlar. mesafe ile. Güneş'in parlaklığı.

S.v. koronal manyetik alanı kendisiyle birlikte gezegenlerarası ortama taşır. alan. Bu alanın plazmada donmuş kuvvet çizgileri gezegenler arası bir manyetik alan oluşturur. IMF'nin yoğunluğu düşük olmasına rağmen enerji yoğunluğu kinetik yoğunluğun %1'i kadardır. Güneş enerjisinin enerjisi, termodinamikte önemli bir rol oynar. V. ve S. v.'nin etkileşim dinamiklerinde. güneş sisteminin gövdeleri ve kuzeydeki akarsularla. kendi aralarında. S. yüzyılın genişlemesinin birleşimi. Güneş'in dönmesiyle mag gerçeğine yol açar. yüzyılın kuzeyinde donmuş olan kuvvet çizgileri B R ve azimut manyetik bileşenleri biçimindedir. alanlar ekliptik düzleme yakın mesafeye göre farklı şekilde değişir:

Ang nerede? Güneş'in dönüş hızı, Ve - Hızın radyal bileşeniC. c., indeks 0 başlangıç ​​seviyesine karşılık gelir. Dünyanın yörüngesine olan mesafede, manyetik yönler arasındaki açı. alanlar ve R yaklaşık 45°. Büyük L manyetikte.

Pirinç. 5. Gezegenlerarası manyetik alan çizgisinin şekli.- açısal hız Güneş'in dönüşü ve plazma hızının radyal bileşenidir, R güneş merkezli mesafedir.

S. v., Güneş'in farklı bölgeleri üzerinde ortaya çıkıyor. manyetik yönelim alanlar, hız, temp-pa, parçacık konsantrasyonu, vb.) ayrıca bkz. Her bir sektörün kesitinde doğal olarak değişiklik olması, sektör içinde hızlı bir güneş enerjisi akışının varlığıyla ilişkilidir. Sektörlerin sınırları genellikle Kuzey yüzyılın yavaş akışı içerisinde yer almaktadır. Çoğu zaman Güneş'le birlikte dönen 2 veya 4 sektör gözlenir. S. çekildiğinde oluşan bu yapı. büyük ölçekli mıknatıs. Korona alanları birkaç kez gözlemlenebilir. Güneşin devrimleri. IMF'nin sektör yapısı, gezegenler arası ortamda Güneş ile birlikte dönen bir akım katmanının (CS) varlığının bir sonucudur. TS manyetik bir dalgalanma yaratır. alanlar - radyal IMF'nin sahip olduğu farklı işaretler aracın karşı taraflarında. H. Alfven'in öngördüğü bu TC, güneş koronasının Güneş'teki aktif bölgelerle ilişkili kısımlarından geçerek bu bölgeleri farklı bölgelerden ayırıyor. Güneş mıknatısının radyal bileşeninin işaretleri. alanlar. TS, yaklaşık olarak güneş ekvatorunun düzleminde bulunur ve kıvrımlı bir yapıya sahiptir. Güneş'in dönmesi, TC'nin kıvrımlarının bir spiral şeklinde bükülmesine yol açar (Şekil 6). Ekliptik düzlemin yakınında bulunan gözlemci, IMF radyal bileşeninin farklı işaretlerine sahip sektörlere düştüğü için kendisini TC'nin üstünde veya altında bulur.

Kuzeyde Güneş'e yakın. çarpışmasız şok dalgalarının hızının boylamsal ve enlemsel değişimleri vardır (Şekil 7). İlk önce sektörlerin sınırından ileriye doğru yayılan bir şok dalgası (doğrudan şok dalgası) oluşur ve ardından Güneş'e doğru yayılan ters bir şok dalgası oluşur.

Pirinç. 6. Heliosferik akım katmanının şekli. Ekliptik düzlemle kesişmesi (güneş ekvatoruna ~ 7° açıyla eğimli), gezegenler arası manyetik alanın gözlemlenen sektör yapısını verir.

Pirinç. 7. Gezegenlerarası manyetik alan sektörünün yapısı. Kısa oklar güneş rüzgârının yönünü, oklu çizgiler manyetik alan çizgilerini, kesikli çizgiler ise sektörün sınırlarını (çizim düzleminin mevcut katmanla kesişimi) gösterir.

Şok dalgasının hızı güneş enerjisinin hızından küçük olduğundan ters şok dalgasını Güneş'ten uzak yönde taşır. Sektör sınırlarına yakın şok dalgaları ~1 AU mesafelerde oluşur. e. ve birkaç mesafeye kadar takip edilebilir. A. e. Bu şok dalgalarının yanı sıra güneş patlamalarından ve gezegen çevresindeki şok dalgalarından kaynaklanan gezegenler arası şok dalgaları parçacıkları hızlandırır ve dolayısıyla enerjik parçacıkların kaynağıdır.

S.v. ~100 AU mesafelere kadar uzanır. örneğin yıldızlararası ortamın basıncının dinamiği dengelediği yer. tansiyon S. v. tarafından süpürülen boşluk. Gezegenlerarası çevre). GenişleyenS. V. içinde donmuş mıknatısla birlikte. alan galaktik parçacıkların güneş sistemine nüfuz etmesini önler. uzay Düşük enerjili ışınlar kozmik değişimlere yol açar. yüksek enerjili ışınlar Diğer bazı yıldızlarda da S.V.'ye benzer bir fenomen keşfedildi (bkz. Yıldız rüzgarı).

Yandı: Parker E. N., Gezegenlerarası ortamda dinamikler, O. L. Weisberg.

Fiziksel ansiklopedi. 5 cilt halinde. - M .: Sovyet Ansiklopedisi. Genel Yayın Yönetmeni A. M. Prokhorov. 1988 .

Diğer sözlüklerde "SOLAR RÜZGAR" ın ne olduğunu görün:

Modern ansiklopedi

GÜNEŞ RÜZGARI, yüklü parçacıkların (çoğunlukla protonlar ve elektronlar) hızlanarak sabit akışı yüksek sıcaklık Solar CORONA, parçacıkların Güneş'in yerçekimini yenmesine yetecek kadar yüksek hızlara ulaşacak. Güneş rüzgarı yön değiştiriyor... Bilimsel ve teknik ansiklopedik sözlük

güneş rüzgarı- GÜNEŞ RÜZGARI, Güneş Sistemini Güneş'ten 100 astronomik birim mesafeye kadar dolduran, güneş koronasından gelen bir plazma akışıdır; burada yıldızlararası ortamın basıncı, akışın dinamik basıncını dengeler. Ana bileşim protonlar, elektronlar, çekirdeklerdir... Resimli Ansiklopedik Sözlük

Plazmanın güneş koronasından gezegenler arası uzaya çıkışı. Dünyanın yörüngesi düzeyinde, güneş rüzgarı parçacıklarının (protonlar ve elektronlar) ortalama hızı yaklaşık 400 km/s'dir, parçacıkların sayısı 1 cm'de birkaç ondur... Büyük Ansiklopedik Sözlük