Die Atmosphäre der Sonne besteht zu 90 % aus Wasserstoff. Der am weitesten von der Oberfläche entfernte Teil wird als Korona der Sonne bezeichnet und ist bei totalen Sonnenfinsternissen deutlich sichtbar. Die Temperatur der Korona erreicht 1,5-2 Millionen K, und das Gas der Korona ist vollständig ionisiert. Bei einer solchen Plasmatemperatur beträgt die thermische Geschwindigkeit von Protonen etwa 100 km/s und die von Elektronen mehrere tausend Kilometer pro Sekunde. Um die Sonnenanziehung zu überwinden, reicht eine Anfangsgeschwindigkeit von 618 km/s, der zweiten Raumgeschwindigkeit der Sonne, aus. Daher tritt ständig Plasma aus der Sonnenkorona in den Weltraum aus. Dieser Fluss von Protonen und Elektronen wird Sonnenwind genannt.

Nachdem sie die Anziehungskraft der Sonne überwunden haben, fliegen die Teilchen des Sonnenwinds auf geraden Bahnen. Die Geschwindigkeit jedes Partikels bei der Entfernung ändert sich fast nicht, kann aber unterschiedlich sein. Diese Geschwindigkeit hängt hauptsächlich vom Zustand der Sonnenoberfläche, vom "Wetter" auf der Sonne ab. Im Mittel beträgt sie v ≈ 470 km/s. Der Sonnenwind legt die Entfernung zur Erde in 3-4 Tagen zurück. Die Dichte der darin enthaltenen Partikel nimmt umgekehrt proportional zum Quadrat der Entfernung zur Sonne ab. In einem Abstand, der dem Radius der Erdumlaufbahn entspricht, befinden sich in 1 cm 3 im Durchschnitt 4 Protonen und 4 Elektronen.

Der Sonnenwind reduziert die Masse unseres Sterns - der Sonne - um 10 9 kg pro Sekunde. Obwohl diese Zahl im Maßstab der Erde groß erscheint, ist sie in Wirklichkeit klein: Die Abnahme der Sonnenmasse kann nur über ein Vielfaches des heutigen Sonnenalters von etwa 5 Milliarden Jahren beobachtet werden.

Interessant und ungewöhnlich ist die Wechselwirkung des Sonnenwindes mit dem Magnetfeld. Es ist bekannt, dass sich geladene Teilchen in einem Magnetfeld H üblicherweise entlang eines Kreises oder entlang Schraubenlinien bewegen. Dies gilt jedoch nur, wenn das Magnetfeld stark genug ist. Genauer gesagt ist es für die Kreisbewegung geladener Teilchen erforderlich, dass die Energiedichte des Magnetfelds H 2 /8π größer ist als die kinetische Energiedichte des sich bewegenden Plasmas ρv 2 /2. Beim Sonnenwind ist die Situation umgekehrt: Das Magnetfeld ist schwach. Daher bewegen sich geladene Teilchen in geraden Linien, während das Magnetfeld nicht konstant ist, bewegt es sich zusammen mit dem Teilchenstrom, als ob er von diesem Strom an die Peripherie des Sonnensystems getragen würde. Die Richtung des Magnetfeldes im gesamten interplanetaren Raum bleibt dieselbe wie auf der Sonnenoberfläche zum Zeitpunkt der Freisetzung des Sonnenwindplasmas.

Das Magnetfeld ändert seine Richtung in der Regel viermal, wenn es um den Äquator der Sonne geht. Die Sonne dreht sich: Punkte am Äquator machen eine Umdrehung in T \u003d 27 Tagen. Daher ist das interplanetare Magnetfeld spiralförmig ausgerichtet (siehe Abb.), und das gesamte Bild dieses Musters dreht sich nach der Rotation der Sonnenoberfläche. Der Rotationswinkel der Sonne ändert sich mit φ = 2π/T. Der Abstand von der Sonne wächst mit der Geschwindigkeit des Sonnenwindes: r = vt. Daher die Spiralgleichung in Abb. hat die Form: φ = 2πr/vT. Im Abstand der Erdbahn (r = 1,5 · 10 · 11 m) beträgt der Neigungswinkel des Magnetfeldes zum Radiusvektor, wie man leicht nachprüfen kann, 50°. Im Durchschnitt wird dieser Winkel von Raumfahrzeugen gemessen, aber nicht ganz in der Nähe der Erde. In der Nähe der Planeten ist das Magnetfeld jedoch anders angeordnet (siehe Magnetosphäre).

Konstanter radialer Fluss von Sonnenplasma. Kronen in der interplanetaren Produktion. Der Energiefluss aus den Eingeweiden der Sonne erhitzt das Plasma der Korona auf 1,5-2 Millionen K. Post. Die Erwärmung wird nicht durch den Energieverlust durch Strahlung ausgeglichen, da die Korona klein ist. Überschüssige Energie bedeutet. Grad wegtragen h-tsy S. Jahrhundert. (=1027-1029 erg/s). Die Krone ist daher nicht hydrostatisch. Gleichgewicht, es dehnt sich ständig aus. Nach der Zusammensetzung des S. Jahrhunderts. unterscheidet sich nicht vom Plasma der Korona (S. Jahrhundert enthält hauptsächlich einige Protonen, Elektronen, einige Heliumkerne, Sauerstoffionen, Silizium, Schwefel und Eisen). An der Basis der Korona (10.000 km von der Sonnenphotosphäre entfernt) haben h-tsy eine radiale Ordnung von Hunderten von m / s in einer Entfernung von mehreren. Solar- Radien, es erreicht die Schallgeschwindigkeit im Plasma (100 -150 km / s), in der Nähe der Erdumlaufbahn beträgt die Geschwindigkeit der Protonen 300-750 km / s und ihr Weltraum. - von mehreren h-ts bis zu mehreren Zehnerbruchteile in 1 cm3. Mit Hilfe des interplanetaren Raums. Stationen wurde festgestellt, dass bis zur Umlaufbahn des Saturn die Flussdichte von h-c S. Jahrhundert. nimmt gemäß dem Gesetz (r0/r)2 ab, wobei r die Entfernung von der Sonne ist, r0 das Anfangsniveau ist. S. v. trägt die Schleifen der Kraftlinien der Sonnen mit sich. magn. Felder, bis Roggen bilden interplanetarische magn. . Kombination der radialen Bewegung von h-c S. Jahrhundert. mit der Rotation der Sonne gibt diesen Linien die Form von Spiralen. Großflächige Struktur des Magneten. Das Feld in der Nähe der Sonne hat die Form von Sektoren, in denen das Feld von der Sonne weg oder auf sie gerichtet ist. Die Größe des vom SV eingenommenen Hohlraums ist nicht genau bekannt (sein Radius beträgt anscheinend nicht weniger als 100 AE). An den Grenzen dieses Hohlraums dynamisch. S. v. muss durch den Druck des interstellaren galaktischen Gases ausgeglichen werden. magn. Felder und galaktisch Platz Strahlen. In der Nähe der Erde wird die Kollision der Strömung von c-c S. v. mit Erdmagnet Feld erzeugt eine stationäre Stoßwelle vor der Magnetosphäre der Erde (von der Seite der Sonne, Abb.).

S. v. als ob es um die Magnetosphäre fließt und seine Ausdehnung im Pr-ve begrenzt. Änderungen in der Intensität von S. Jahrhundert im Zusammenhang mit Sonneneruptionen, Yavl. hauptsächlich die Ursache für geomagnetische Störungen. Felder und Magnetosphären (magnetische Stürme).

Over the Sun verliert mit S. in. \u003d 2X10-14 Teil seiner Masse Msun. Es liegt nahe anzunehmen, dass ein Wasserausfluss, ähnlich wie bei S. V., auch in anderen Sternen ("") existiert. Es sollte besonders intensiv sein für massereiche Sterne (mit einer Masse = mehrere zehn Msolns) und mit einer hohen Oberflächentemperatur (= 30-50.000 K) und für Sterne mit einer ausgedehnten Atmosphäre (rote Riesen), weil im ersten Fall , Teile einer hochentwickelten Sternkorona haben eine ausreichend hohe Energie, um die Anziehungskraft des Sterns zu überwinden, und in der zweiten haben sie eine niedrige Parabel. Geschwindigkeit (Fluchtgeschwindigkeit; (siehe RAUMGESCHWINDIGKEITEN)). Meint. Massenverluste durch den Sternwind (= 10-6 Msol/yr und mehr) können die Entwicklung von Sternen erheblich beeinflussen. Der Sternwind wiederum erzeugt "Blasen" aus heißem Gas im interstellaren Medium - Quellen von Röntgenstrahlen. Strahlung.

Physikalisches Enzyklopädisches Wörterbuch. - M.: Sowjetische Enzyklopädie. . 1983 .

SONNENWIND - ein kontinuierlicher Strom von Plasma solaren Ursprungs, der Sonne) in den interplanetaren Raum. Bei hohen Temperaturen, die in der Sonnenkorona herrschen (1,5 * 10 9 K), kann der Druck der darüber liegenden Schichten den Gasdruck der Koronasubstanz nicht ausgleichen und die Korona dehnt sich aus.

Der erste Beweis für die Existenz von Post. Plasmafluss von der Sonne, erhalten von L. Birma (L. Biermann) in den 1950er Jahren. zur Analyse der auf Plasmaschweife von Kometen wirkenden Kräfte. 1957 zeigte J. Parker (E. Parker), der die Gleichgewichtsbedingungen der Kronensubstanz analysierte, dass die Krone nicht unter hydrostatischen Bedingungen sein kann. Heiraten Eigenschaften von S sind in der Tabelle angegeben. 1. Ströme von S. in. kann in zwei Klassen unterteilt werden: langsam - mit einer Geschwindigkeit von 300 km / s und schnell - mit einer Geschwindigkeit von 600-700 km / s. Schnelle Ströme kommen aus Regionen der Sonnenkorona, wo die Struktur des Magnetischen liegt. Das Feld ist nahezu radial. koronale Löcher. Langsame Ströme. in. offenbar mit den Bereichen der Krone verbunden, in denen es ein Mittel gibt Tab. ein. - Durchschnittliche Eigenschaften des Sonnenwindes in der Erdumlaufbahn

Geschwindigkeit
Protonenkonzentration
Protonentemperatur
Elektronentemperatur
Magnetische Feldstärke
Python-Flussdichte....	2,4*10 8 cm –2 *c –1
Kinetische Energieflussdichte	0,3 erg*cm –2 *s –1

Tab. 2.- Relative chemische Zusammensetzung des Sonnenwindes

	Relativer Inhalt

	Relativer Inhalt

Neben der Hauptsache In seiner Zusammensetzung wurden auch die Bestandteile des S. Jahrhunderts - Protonen und Elektronen - Teilchen gefunden. Temperatur von Ionen S. Jahrhundert. ermöglichen es, die Elektronentemperatur der Sonnenkorona zu bestimmen.

Im S. Jahrhundert. Unterschiede beobachtet werden. Wellenarten: Langmuir, Pfeifer, Ionenschall, Plasmawellen). Einige der Wellen vom Alfvén-Typ werden auf der Sonne erzeugt, andere werden im interplanetaren Medium angeregt. Die Erzeugung von Wellen glättet die Abweichungen der Teilchenverteilungsfunktion von der Maxwell-Funktion und in Kombination mit dem Einfluss des Magneten. Feld auf dem Plasma führt dazu, dass S. Jahrhundert. verhält sich wie ein Kontinuum. Wellen vom Alfven-Typ spielen eine große Rolle bei der Beschleunigung kleiner Komponenten von C.

Reis. 1. Massiver Sonnenwind. Auf der horizontalen Achse - das Verhältnis der Masse des Teilchens zu seiner Ladung, auf der vertikalen - die Anzahl der Teilchen, die im Energiefenster des Geräts für 10 s registriert wurden. Die Zahlen mit einem "+"-Zeichen geben die Ladung des Ions an.

S. strömt ein. ist Überschall in Bezug auf die Geschwindigkeiten dieser Wellentypen, to-rye liefern eff. Energieübertragung im S. Jahrhundert. (Alvenov, Ton). Alvenovskoye und Ton Machzahl C. in. 7. Beim Umfließen von S. in. Hindernisse, die es effektiv ablenken können (die Magnetfelder von Merkur, Erde, Jupiter, Saturn oder die leitenden Ionosphären der Venus und anscheinend des Mars), wird eine ausgehende Bugstoßwelle gebildet. Wellen, die es ihm ermöglichen, ein Hindernis zu umfließen. Zur gleichen Zeit im S. Jahrhundert. es bildet sich ein Hohlraum - die Magnetosphäre (eigen oder induziert), Form und Größe des Schwarms werden durch das Gleichgewicht des magnetischen Drucks bestimmt. Feld des Planeten und dem Druck des strömenden Plasmastroms (siehe Abb. Magnetosphäre der Erde, Magnetosphäre der Planeten). Im Falle der Interaktion S. Jahrhundert. bei einem nicht leitenden Körper (z. B. dem Mond) tritt keine Stoßwelle auf. Der Plasmastrom wird von der Oberfläche absorbiert und hinter dem Körper bildet sich ein Hohlraum, der sich allmählich mit Plasma C füllt. in.

Der stationäre Prozess des Corona-Plasma-Ausflusses wird von damit verbundenen instationären Prozessen überlagert Fackeln auf der Sonne. Bei starken Ausbrüchen wird Materie von unten herausgeschleudert. Regionen der Korona in das interplanetare Medium. magnetische Schwankungen).

Reis. 2. Ausbreitung einer interplanetaren Stoßwelle und Auswurf einer Sonneneruption. Die Pfeile zeigen die Bewegungsrichtung des Sonnenwindplasmas,

Reis. 3. Arten von Lösungen der Koronaausdehnungsgleichung. Geschwindigkeit und Entfernung sind normiert auf die kritische Geschwindigkeit vc und die kritische Entfernung Rc. Lösung 2 entspricht dem Sonnenwind.

Die Ausdehnung der Sonnenkorona wird durch ein System von Ur-tionen der Massenerhaltung, v k) auf einige kritische beschrieben. Abstand R to und anschließende Expansion mit Überschallgeschwindigkeit. Diese Lösung ergibt einen verschwindend kleinen Wert des Drucks im Unendlichen, was eine Anpassung an den niedrigen Druck des interstellaren Mediums ermöglicht. Yu Parker nannte den Lauf dieses Typs S. Century. , wobei m die Masse des Protons ist, der adiabatische Index ist, die Masse der Sonne ist. Auf Abb. 4 zeigt die Änderung der Expansionsrate mit heliozentrisch. Wärmeleitfähigkeit, Viskosität,

Reis. 4. Sfür das isotherme Koronamodell bei verschiedenen Werten der Koronaltemperatur.

S. v. liefert die wichtigsten Abfluss thermischer Energie der Korona, da Wärmeübertragung auf die Chromosphäre, el.-mag. Korona und elektronische Wärmeleitfähigkeitpp. in. nicht ausreicht, um das thermische Gleichgewicht der Korona herzustellen. Die elektronische Wärmeleitfähigkeit sorgt für eine langsame Abnahme der Temperatur von S. in. mit Abstand. Leuchtkraft der Sonne.

S. v. trägt das koronale Magnetfeld mit sich in das interplanetare Medium. Feld. Die im Plasma eingefrorenen Feldlinien dieses Feldes bilden das interplanetare Magnetfeld. Feld (MMP), obwohl die Intensität des IMF gering ist und seine Energiedichte ca. 1% der Dichte des kinetischen beträgt. Energie S. v. spielt es eine wichtige Rolle in der Thermodynamik von S. in. und in der Dynamik von S.'s Interaktionen. mit den Körpern des Sonnensystems sowie den Flüssen von S. in. untereinander. Kombination der Expansion von S. mit der Rotation der Sonne führt dazu, dass die magn. Die im S. Jahrhundert eingefrorenen Kraftlinien haben die Form, B R und die Azimutkomponenten des Magneten. Felder ändern sich unterschiedlich mit der Entfernung in der Nähe der Ebene der Ekliptik:

wo - ang. Rotationsgeschwindigkeit der Sonne und - Radialkomponente der Geschwindigkeit c., Index 0 entspricht der Anfangsstufe. In einer Entfernung von der Erdumlaufbahn der Winkel zwischen der Richtung des Magneten. Felder u R etwa 45°. Bei großem L magn.

Reis. 5. Die Form der Feldlinie des interplanetaren Magnetfeldes, - die Winkelgeschwindigkeit der Rotation der Sonne und - die radiale Komponente der Plasmageschwindigkeit, R - der heliozentrische Abstand.

S. v., entstehend über den Regionen der Sonne mit decomp. magnetische Ausrichtung. Felder, Geschwindigkeit, Temp-pa, Teilchenkonzentration etc.) vgl. ändern sich regelmäßig im Querschnitt jedes Sektors, was mit der Existenz eines schnellen S.-Flusses innerhalb des Sektors verbunden ist. Die Grenzen der Sektoren liegen meist in der Intraslow-Strömung von S. bei. Meistens werden 2 oder 4 Sektoren beobachtet, die sich mit der Sonne drehen. Diese Struktur, die sich beim Herausziehen von S. aus dem Jahrhundert bildet. großflächig magnetisch Bereich der Krone, kann für mehrere beobachtet werden. Umdrehungen der Sonne. Die sektorale Struktur des IMF ist eine Folge der Existenz eines Stromblattes (TS) im interplanetaren Medium, das zusammen mit der Sonne rotiert. TS erzeugt eine magnetische Überspannung. Felder - radial IMF haben unterschiedliche Zeichen auf verschiedenen Seiten des Fahrzeugs. Diese von H. Alfven vorhergesagte TS durchläuft jene Abschnitte der Sonnenkorona, die aktiven Regionen auf der Sonne zugeordnet sind, und trennt diese Regionen von der Zersetzung. Vorzeichen der radialen Komponente des Sonnenmagneten. Felder. Der TC liegt etwa in der Ebene des Sonnenäquators und hat eine gefaltete Struktur. Die Rotation der Sonne führt dazu, dass sich die CS-Falten zu einer Spirale winden (Abb. 6). In der Nähe der Ebene der Ekliptik stellt sich heraus, dass sich der Beobachter entweder über oder unter dem CS befindet, wodurch er in Sektoren mit unterschiedlichen Vorzeichen der IMF-Radialkomponente fällt.

In der Nähe der Sonne im N. Jahrhundert. es gibt Längs- und Quergeschwindigkeitsgradienten kollisionsfreier Stoßwellen (Abb. 7). Zuerst wird eine Schockwelle gebildet, die sich von der Grenze der Sektoren vorwärts ausbreitet (eine direkte Schockwelle), und dann wird eine umgekehrte Schockwelle gebildet, die sich in Richtung Sonne ausbreitet.

Reis. 6. Form der heliosphärischen Stromschicht. Ihr Schnittpunkt mit der Ebene der Ekliptik (in einem Winkel von ~ 7° zum Äquator der Sonne geneigt) ergibt die beobachtete sektorale Struktur des interplanetaren Magnetfelds.

Reis. 7. Struktur des Sektors des interplanetaren Magnetfelds. Die kurzen Pfeile zeigen die Richtung des Sonnenwindes, die Pfeillinien zeigen die magnetischen Feldlinien, die strichpunktierte Linie zeigt die Sektorgrenzen (der Schnittpunkt der Figurenebene mit dem Stromblatt).

Da die Geschwindigkeit der Stoßwelle geringer ist als die Geschwindigkeit des SV, trägt sie die umgekehrte Stoßwelle in Richtung von der Sonne weg mit. Stoßwellen in der Nähe der Sektorgrenzen bilden sich in Entfernungen von ~1 AE. h., und kann auf Entfernungen von mehreren verfolgt werden. a. e) Diese Stoßwellen beschleunigen wie interplanetare Stoßwellen von Sonneneruptionen und zirkumplanetare Stoßwellen Teilchen und sind somit eine Quelle energetischer Teilchen.

S. v. reicht bis zu Entfernungen von ~100 AE. Das heißt, wo der Druck des interstellaren Mediums die Dynamik ausgleicht. S.s Druck Der Hohlraum von S. in gefegt. interplanetare Umgebung). ExpandingS. in. zusammen mit dem darin eingefrorenen Magneten. Feld verhindert das Eindringen in das galaktische Sonnensystem. Platz Strahlen niedriger Energie und führt zu kosmischen Schwankungen. Strahlen hoher Energie. Ein zu S. V. analoges Phänomen, das bei einigen anderen Sternen gefunden wurde (vgl. Sternenwind).

Zündete.: Parker E. N., Dynamik im interplanetaren Medium, O. L. Vaisberg.

Physische Enzyklopädie. In 5 Bänden. - M.: Sowjetische Enzyklopädie. Chefredakteur A. M. Prochorow. 1988 .

Sehen Sie, was "SONNENWIND" in anderen Wörterbüchern ist:

SONNENWIND, der Strom des Sonnenkoronaplasmas, der das Sonnensystem bis zu einer Entfernung von 100 astronomischen Einheiten von der Sonne füllt, wo der Druck des interstellaren Mediums den dynamischen Druck des Stroms ausgleicht. Die Hauptzusammensetzung besteht aus Protonen, Elektronen, Kernen ... Moderne Enzyklopädie

SONNENWIND, ein stetiger Strom geladener Teilchen (hauptsächlich Protonen und Elektronen), der durch die hohe Temperatur der Sonnen-CORONA auf Geschwindigkeiten beschleunigt wird, die groß genug sind, damit die Teilchen die Schwerkraft der Sonne überwinden können. Der Sonnenwind lenkt ab... Wissenschaftliches und technisches Lexikon

V. B. Baranov, Staatliche Lomonossow-Universität Moskau MV Lomonossow

Der Artikel befasst sich mit dem Problem der Überschallausdehnung der Sonnenkorona (Sonnenwind). Vier Hauptprobleme werden analysiert: 1) die Gründe für den Austritt von Plasma aus der Sonnenkorona; 2) ob ein solcher Abfluss homogen ist; 3) Änderung der Parameter des Sonnenwinds mit der Entfernung von der Sonne und 4) wie der Sonnenwind in das interstellare Medium strömt.

Einführung

Fast 40 Jahre sind vergangen, seit der amerikanische Physiker E. Parker theoretisch ein Phänomen namens "Sonnenwind" vorhersagte, das einige Jahre später von der Gruppe des sowjetischen Wissenschaftlers K. Gringauz mit Instrumenten, die auf der Luna montiert waren, experimentell bestätigt wurde - 2" und "Luna-3". Der Sonnenwind ist ein Strom aus vollständig ionisiertem Wasserstoffplasma, also einem Gas, das aus Elektronen und Protonen etwa gleicher Dichte besteht (Quasi-Neutralitätsbedingung), das sich mit hoher Überschallgeschwindigkeit von der Sonne entfernt. In der Umlaufbahn der Erde (eine astronomische Einheit (AE) von der Sonne entfernt) beträgt die Geschwindigkeit VE dieses Stroms ungefähr 400-500 km/s, die Konzentration von Protonen (oder Elektronen) ne = 10-20 Teilchen pro Kubikzentimeter und ihre Temperatur Te beträgt etwa 100.000 K (die Elektronentemperatur ist etwas höher).

Neben Elektronen und Protonen wurden im interplanetaren Raum Alpha-Teilchen (in der Größenordnung von wenigen Prozent), eine kleine Menge schwererer Teilchen und ein Magnetfeld nachgewiesen, dessen durchschnittlicher Induktionswert sich als auf dem befand Erdumlaufbahn in der Größenordnung von mehreren Gammas (1

= 10-5 Gs).

Ein bisschen Geschichte im Zusammenhang mit der theoretischen Vorhersage des Sonnenwinds

Während der nicht allzu langen Geschichte der theoretischen Astrophysik wurde angenommen, dass sich alle Atmosphären von Sternen im hydrostatischen Gleichgewicht befinden, dh in einem Zustand, in dem die Kraft der Gravitationsanziehung eines Sterns durch die mit dem Druckgradienten verbundene Kraft ausgeglichen wird in seiner Atmosphäre (mit einer Druckänderung pro Entfernungseinheit r von den Zentralsternen). Mathematisch wird dieses Gleichgewicht als gewöhnliche Differentialgleichung ausgedrückt

(1)

wobei G die Gravitationskonstante ist, M* die Masse des Sterns ist, p der atmosphärische Gasdruck ist,

ist seine Massendichte. Ist die Temperaturverteilung T in der Atmosphäre gegeben, dann aus der Gleichgewichtsgleichung (1) und der Zustandsgleichung für ein ideales Gas

(2)

wo R die Gaskonstante ist, erhält man leicht die sogenannte barometrische Formel, die im speziellen Fall einer konstanten Temperatur T die Form haben wird

(3)

In Formel (3) ist p0 der Druck am Boden der Sternatmosphäre (bei r = r0). Aus dieser Formel ist ersichtlich, dass für r

, d. h. in sehr großen Entfernungen vom Stern strebt der Druck p gegen eine endliche Grenze, die vom Wert des Drucks p0 abhängt.

Da angenommen wurde, dass sich die Sonnenatmosphäre sowie die Atmosphären anderer Sterne in einem Zustand des hydrostatischen Gleichgewichts befinden, wurde ihr Zustand durch Formeln ähnlich den Formeln (1), (2), (3) bestimmt. Unter Berücksichtigung des ungewöhnlichen und noch nicht vollständig verstandenen Phänomens eines starken Temperaturanstiegs von etwa 10.000 Grad auf der Sonnenoberfläche auf 1.000.000 Grad in der Sonnenkorona entwickelte Chapman (siehe zum Beispiel) die Theorie einer statischen Sonnenkorona , die glatt in das interstellare Medium, das das Sonnensystem umgibt, hätte übergehen sollen.

In seiner Pionierarbeit bemerkte Parker jedoch, dass der Druck im Unendlichen, der sich aus einer Formel wie (3) für die statische Sonnenkorona ergibt, fast eine Größenordnung größer ist als der Druckwert, der für interstellares Gas aus geschätzt wurde Beobachtungen. Um diese Diskrepanz zu beseitigen, schlug Parker vor, dass sich die Sonnenkorona nicht im statischen Gleichgewicht befindet, sondern sich kontinuierlich in das die Sonne umgebende interplanetare Medium ausdehnt. Gleichzeitig schlug er vor, anstelle der Gleichgewichtsgleichung (1) eine hydrodynamische Bewegungsgleichung der Form zu verwenden

(4)

wobei in dem der Sonne zugeordneten Koordinatensystem der Wert V die Radialgeschwindigkeit des Plasmas ist. Unter

bezieht sich auf die Masse der Sonne.

Für eine gegebene Temperaturverteilung Т hat das System der Gleichungen (2) und (4) Lösungen des in den Fig. 1 und 2 gezeigten Typs. 1. In dieser Abbildung bezeichnet a die Schallgeschwindigkeit und r* ist der Abstand vom Ursprung, bei dem die Gasgeschwindigkeit gleich der Schallgeschwindigkeit ist (V = a). Offensichtlich sind nur die Kurven 1 und 2 in den Fign. 1 haben eine physikalische Bedeutung für das Problem des Gasaustritts aus der Sonne, da die Kurven 3 und 4 an jedem Punkt nicht eindeutige Geschwindigkeiten haben und die Kurven 5 und 6 sehr hohen Geschwindigkeiten in der Sonnenatmosphäre entsprechen, die in Teleskopen nicht beobachtet werden . Parker analysierte die Bedingungen, unter denen eine Lösung entsprechend Kurve 1 in der Natur auftritt, und zeigte, dass der realistischste Fall, um den aus einer solchen Lösung erhaltenen Druck mit dem Druck im interstellaren Medium in Einklang zu bringen, der Übergang von Gas aus einem Unterschall ist fließen (bei r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*) und nannte diese Strömung den Sonnenwind. Diese Behauptung wurde jedoch in der Arbeit von Chamberlain bestritten, der die realistischste Lösung entsprechend der Kurve 2 betrachtete, die überall die subsonische "Sonnenbrise" beschreibt. Gleichzeitig erschienen Chamberlain die ersten Experimente mit Raumfahrzeugen (siehe zum Beispiel), die Überschallgasströme von der Sonne entdeckten, nach der Literatur nicht ausreichend zuverlässig.

Reis. 1. Mögliche Lösungen von eindimensionalen Gleichungen der Gasdynamik für die Geschwindigkeit V der Gasströmung von der Sonnenoberfläche in Gegenwart von Gravitationskraft. Kurve 1 entspricht der Lösung für den Sonnenwind. Dabei ist a die Schallgeschwindigkeit, r der Abstand von der Sonne, r* der Abstand, bei dem die Gasgeschwindigkeit gleich der Schallgeschwindigkeit ist, der Radius der Sonne.

Die Geschichte der Weltraumexperimente hat auf brillante Weise die Richtigkeit von Parkers Ideen über den Sonnenwind bewiesen. Ausführliches Material zur Theorie des Sonnenwindes findet sich beispielsweise in der Monographie.

Vorstellungen über den gleichmäßigen Plasmaaustritt aus der Sonnenkorona

Aus den eindimensionalen Gleichungen der Gasdynamik erhält man das bekannte Ergebnis: Ohne Körperkräfte kann eine kugelsymmetrische Gasströmung aus einer Punktquelle überall entweder Unter- oder Überschall sein. Das Vorhandensein der Gravitationskraft (rechte Seite) in Gleichung (4) führt zum Auftreten von Lösungen wie Kurve 1 in Abb. 1, also mit dem Übergang durch die Schallgeschwindigkeit. Ziehen wir eine Analogie zur klassischen Strömung in der Laval-Düse, die die Grundlage aller Überschallstrahltriebwerke ist. Schematisch ist dieser Ablauf in Abb. 2.

Reis. Abb. 2. Strömungsschema in der Laval-Düse: 1 - ein Tank, Empfänger genannt, in den sehr heiße Luft mit niedriger Geschwindigkeit zugeführt wird, 2 - der Bereich der geometrischen Kompression des Kanals zur Beschleunigung der Unterschallgasstrom, 3 - der Bereich der geometrischen Ausdehnung des Kanals, um den Überschallstrom zu beschleunigen.

Tank 1, der als Empfänger bezeichnet wird, wird mit Gas versorgt, das bei sehr niedriger Geschwindigkeit auf eine sehr hohe Temperatur erhitzt wird (die innere Energie des Gases ist viel größer als seine kinetische Energie der gerichteten Bewegung). Durch eine geometrische Stauchung des Kanals wird das Gas im Bereich 2 (Unterschallströmung) beschleunigt, bis seine Geschwindigkeit Schallgeschwindigkeit erreicht. Zu seiner weiteren Beschleunigung ist eine Erweiterung des Kanals (Bereich 3 der Überschallströmung) erforderlich. Im gesamten Strömungsbereich wird Gas aufgrund seiner adiabaten (ohne Wärmezufuhr) Abkühlung beschleunigt (die innere Energie der chaotischen Bewegung wird in die Energie der gerichteten Bewegung umgewandelt).

In dem betrachteten Problem der Bildung des Sonnenwindes spielt die Sonnenkorona die Rolle des Empfängers und die Rolle der Wände der Lavaldüse die Gravitationskraft der Sonnenanziehung. Nach Parkers Theorie sollte der Übergang durch die Schallgeschwindigkeit irgendwo in einer Entfernung von mehreren Sonnenradien erfolgen. Eine Analyse der in der Theorie erhaltenen Lösungen zeigte jedoch, dass die Temperatur der Sonnenkorona nicht ausreicht, um ihr Gas auf Überschallgeschwindigkeit zu beschleunigen, wie dies in der Laval-Düsen-Theorie der Fall ist. Es muss eine zusätzliche Energiequelle vorhanden sein. Als eine solche Quelle wird derzeit die Dissipation von Wellenbewegungen angesehen, die im Sonnenwind immer vorhanden sind (manchmal als Plasmaturbulenz bezeichnet), die der mittleren Strömung überlagert ist und die Strömung selbst nicht mehr adiabat ist. Die quantitative Analyse solcher Prozesse bedarf noch weiterer Forschung.

Interessanterweise detektieren bodengestützte Teleskope Magnetfelder auf der Sonnenoberfläche. Der Mittelwert ihrer magnetischen Induktion B wird auf 1 G geschätzt, obwohl in einzelnen photosphärischen Formationen, beispielsweise punktuell, das Magnetfeld um Größenordnungen größer sein kann. Da Plasma ein guter elektrischer Leiter ist, ist es natürlich, dass die solaren Magnetfelder mit seinen Strömen von der Sonne interagieren. In diesem Fall liefert eine rein gasdynamische Theorie eine unvollständige Beschreibung des betrachteten Phänomens. Der Einfluss des Magnetfeldes auf die Strömung des Sonnenwindes kann nur im Rahmen einer Wissenschaft namens Magnetohydrodynamik betrachtet werden. Was sind die Ergebnisse solcher Überlegungen? Nach Pionierarbeiten in diese Richtung (siehe auch ) führt das Magnetfeld zum Auftreten elektrischer Ströme j im Plasma des Sonnenwinds, was wiederum zum Auftreten einer ponderomotorischen Kraft j x B führt, die gerichtet ist in einer Richtung senkrecht zur radialen Richtung. Als Ergebnis hat der Sonnenwind eine tangentiale Geschwindigkeitskomponente. Diese Komponente ist fast zwei Größenordnungen kleiner als die radiale Komponente, spielt aber eine bedeutende Rolle bei der Entfernung des Drehimpulses von der Sonne. Es wird vermutet, dass letzterer Umstand nicht nur bei der Entwicklung der Sonne, sondern auch bei anderen Sternen, bei denen ein „Sternwind“ entdeckt wurde, eine bedeutende Rolle spielt. Insbesondere zur Erklärung der starken Abnahme der Winkelgeschwindigkeit von Sternen des späten Spektraltyps wird häufig die Hypothese der Übertragung von Drehimpuls auf die um sie gebildeten Planeten herangezogen. Der betrachtete Mechanismus des Drehimpulsverlustes der Sonne durch den Plasmaaustritt aus ihr eröffnet die Möglichkeit, diese Hypothese zu revidieren.

Stellen Sie sich vor, Sie hätten die Worte des Ansagers in der Wettervorhersage gehört: „Morgen wird der Wind stark auffrischen. Dabei sind Betriebsunterbrechungen von Funk, Mobilfunk und Internet möglich. US-Weltraummission verzögert. Im Norden Russlands werden intensive Polarlichter erwartet…“.


Sie werden überrascht sein: Was für ein Unsinn, was hat der Wind damit zu tun? Fakt ist aber, dass Sie den Anfang der Vorhersage verpasst haben: „Letzte Nacht gab es eine Sonneneruption. Ein starker Strom von Sonnenwind bewegt sich auf die Erde zu…“.

Gewöhnlicher Wind ist die Bewegung von Luftpartikeln (Moleküle aus Sauerstoff, Stickstoff und anderen Gasen). Auch von der Sonne kommt ein Teilchenstrom. Er wird Sonnenwind genannt. Wenn Sie sich nicht mit Hunderten von umständlichen Formeln, Berechnungen und hitzigen wissenschaftlichen Streitigkeiten befassen, sieht das Bild im Allgemeinen wie folgt aus.

In unserer Leuchte laufen thermonukleare Reaktionen ab, die diesen riesigen Gasball erhitzen. Die Temperatur der äußeren Schicht - die Sonnenkorona erreicht eine Million Grad. Dadurch bewegen sich die Atome mit einer solchen Geschwindigkeit, dass sie sich beim Zusammenstoß gegenseitig in Stücke schlagen. Es ist bekannt, dass ein erhitztes Gas dazu neigt, sich auszudehnen und ein größeres Volumen einzunehmen. Hier geschieht etwas Ähnliches. Partikel aus Wasserstoff, Helium, Silizium, Schwefel, Eisen und anderen Substanzen streuen in alle Richtungen.

Sie gewinnen immer mehr an Geschwindigkeit und erreichen in etwa sechs Tagen die erdnahen Grenzen. Selbst wenn die Sonne ruhig stand, erreicht die Geschwindigkeit des Sonnenwindes hier bis zu 450 Kilometer pro Sekunde. Nun, wenn die Sonneneruption eine riesige feurige Partikelblase ausstößt, kann ihre Geschwindigkeit 1200 Kilometer pro Sekunde erreichen! Und Sie können es nicht als erfrischende „Brise“ bezeichnen - ungefähr 200.000 Grad.

Kann ein Mensch den Sonnenwind spüren?

In der Tat, da der Strom heißer Partikel ständig rauscht, warum spüren wir nicht, wie er uns "bläst"? Angenommen, die Partikel sind so klein, dass die Haut ihre Berührung nicht spürt. Aber auch von terrestrischen Geräten werden sie nicht wahrgenommen. Wieso den?

Denn die Erde ist durch ihr Magnetfeld vor Sonnenwirbeln geschützt. Der Partikelstrom umfließt ihn gleichsam und rauscht weiter. Nur an Tagen mit besonders starker Sonneneinstrahlung hat es unser Magnetschild schwer. Ein solarer Hurrikan bricht hindurch und bricht in die obere Atmosphäre ein. Alien-Partikel verursachen . Das Magnetfeld ist stark deformiert, Meteorologen sprechen von "Magnetstürmen".


Wegen ihnen geraten Weltraumsatelliten außer Kontrolle. Flugzeuge verschwinden von den Radarschirmen. Funkwellen werden gestört und die Kommunikation wird unterbrochen. An solchen Tagen werden Satellitenschüsseln abgeschaltet, Flüge gestrichen und die „Kommunikation“ mit Raumfahrzeugen unterbrochen. In elektrischen Netzen, Eisenbahnschienen, Pipelines entsteht plötzlich ein elektrischer Strom. Dadurch schalten Ampeln von selbst, Gasleitungen rosten und abgeschaltete Elektrogeräte brennen durch. Außerdem fühlen sich Tausende von Menschen unwohl und unwohl.

Die kosmischen Auswirkungen des Sonnenwinds lassen sich nicht nur bei Flares auf der Sonne nachweisen: Er ist zwar schwächer, weht aber ständig.

Es ist seit langem zu beobachten, dass der Schweif eines Kometen wächst, wenn er sich der Sonne nähert. Es bringt die gefrorenen Gase, die den Kometenkern bilden, zum Verdampfen. Und der Sonnenwind trägt diese Gase in Form einer Wolke, die immer in die entgegengesetzte Richtung von der Sonne gerichtet ist. Der Erdwind dreht also den Rauch aus dem Schornstein und gibt ihm die eine oder andere Form.

Während Jahren erhöhter Aktivität nimmt die Exposition der Erde gegenüber galaktischer kosmischer Strahlung stark ab. Der Sonnenwind wird so stark, dass er sie einfach an den Rand des Planetensystems fegt.

Es gibt Planeten, auf denen das Magnetfeld sehr schwach ist, wenn nicht sogar ganz fehlt (z. B. auf dem Mars). Hier hindert nichts den Sonnenwind am Umherstreifen. Wissenschaftler glauben, dass er es war, der über Hunderte von Millionen Jahren seine Atmosphäre fast vom Mars „ausgeblasen“ hätte. Aus diesem Grund verlor der orangefarbene Planet Schweiß und Wasser und möglicherweise lebende Organismen.

Wo lässt der Sonnenwind nach?

Die genaue Antwort kennt noch niemand. Teilchen fliegen in die Nähe der Erde und nehmen an Geschwindigkeit zu. Dann fällt es allmählich ab, aber es scheint, dass der Wind die entferntesten Ecken des Sonnensystems erreicht. Irgendwo dort schwächt es sich ab und wird durch verdünnte interstellare Materie abgebremst.

Bislang können Astronomen nicht genau sagen, wie weit dies geschieht. Um zu antworten, müssen Sie Partikel einfangen, die immer weiter von der Sonne wegfliegen, bis sie aufhören, sie zu treffen. Übrigens kann die Grenze, an der dies passieren wird, als die Grenze des Sonnensystems angesehen werden.


Fallen für den Sonnenwind sind mit Raumfahrzeugen ausgestattet, die regelmäßig von unserem Planeten gestartet werden. Im Jahr 2016 wurden Sonnenwindströme auf Video festgehalten. Wer weiß, ob er nicht der gleiche vertraute "Charakter" der Wetterberichte wird wie unser alter Freund - der Wind der Erde?

Es kann nicht nur als Propeller für Weltraumsegelboote, sondern auch als Energiequelle genutzt werden. Die berühmteste Anwendung des Sonnenwinds in dieser Funktion wurde zuerst von Freeman Dyson vorgeschlagen, der vorschlug, dass eine hochentwickelte Zivilisation eine Kugel um einen Stern schaffen könnte, die die gesamte von ihr emittierte Energie sammeln würde. Ausgehend davon wurde auch eine andere Methode zur Suche nach außerirdischen Zivilisationen vorgeschlagen.

In der Zwischenzeit hat ein Forscherteam der University of Washington (Washington State University) unter der Leitung von Brooks Harrop (Brooks Harrop) ein praktischeres Konzept für die Nutzung der Sonnenwindenergie vorgeschlagen - Dyson-Harrop-Satelliten. Sie sind ziemlich einfache Kraftwerke, die Elektronen aus dem Sonnenwind sammeln. Ein langer Metallstab, der auf die Sonne gerichtet ist, wird mit Energie versorgt, um ein Magnetfeld zu erzeugen, das Elektronen anzieht. Am anderen Ende befindet sich ein Elektronenfallenempfänger, bestehend aus einem Segel und einem Empfänger.

Nach Berechnungen von Harrop kann ein Satellit mit einem 300-Meter-Stab, 1 cm dick und einer 10-Meter-Falle in der Erdumlaufbahn bis zu 1,7 MW „einsammeln“. Das reicht aus, um etwa 1000 Privathaushalte mit Energie zu versorgen. Derselbe Satellit, aber mit einem ein Kilometer langen Stab und einem Segel von 8400 Kilometern, wird in der Lage sein, bereits 1 Milliarde Milliarden Gigawatt Energie (10 27 W) zu „sammeln“. Es bleibt nur, diese Energie auf die Erde zu übertragen, um alle ihre anderen Formen aufzugeben.

Harrops Team schlägt vor, Energie mit einem Laserstrahl zu übertragen. Wenn jedoch das Design des Satelliten selbst recht einfach und nach dem derzeitigen Stand der Technik durchaus machbar ist, ist die Herstellung eines Laser-"Kabels" technisch immer noch unmöglich. Tatsache ist, dass der Dyson-Harrop-Satellit, um den Sonnenwind effektiv zu sammeln, außerhalb der Ebene der Ekliptik liegen muss, was bedeutet, dass er sich Millionen von Kilometern von der Erde entfernt befindet. In einer solchen Entfernung erzeugt der Laserstrahl einen Punkt mit einem Durchmesser von Tausenden von Kilometern. Ein adäquates Fokussiersystem würde ein Objektiv mit einem Durchmesser zwischen 10 und 100 Metern erfordern. Zudem sind viele Gefahren durch mögliche Systemausfälle nicht auszuschließen. Andererseits wird Energie auch im Weltraum selbst benötigt, und kleine Dyson-Harrop-Satelliten könnten durchaus ihre Hauptquelle werden und Sonnenkollektoren und Kernreaktoren ersetzen.