Atmosfer Matahari adalah 90% hidrogen. Bagian terjauh dari permukaan disebut korona Matahari, terlihat jelas saat gerhana matahari total. Suhu korona mencapai 1,5-2 juta K, dan gas korona terionisasi sempurna. Pada suhu plasma seperti itu, kecepatan termal proton sekitar 100 km/s, dan kecepatan elektron beberapa ribu kilometer per detik. Untuk mengatasi gaya tarik matahari, kecepatan awal 618 km/s, kecepatan ruang kedua Matahari, sudah cukup. Oleh karena itu, ada kebocoran plasma konstan dari korona matahari ke luar angkasa. Aliran proton dan elektron ini disebut angin matahari.

Setelah mengatasi daya tarik Matahari, partikel angin matahari terbang di sepanjang lintasan lurus. Kecepatan setiap partikel dengan penghapusan hampir tidak berubah, tetapi bisa berbeda. Kecepatan ini terutama tergantung pada keadaan permukaan matahari, pada "cuaca" di Matahari. Rata-rata adalah v 470 km/s. Angin matahari menempuh jarak ke Bumi dalam 3-4 hari. Kepadatan partikel di dalamnya berkurang berbanding terbalik dengan kuadrat jarak ke Matahari. Pada jarak yang sama dengan jari-jari orbit bumi, dalam 1 cm 3 rata-rata terdapat 4 proton dan 4 elektron.

Angin matahari mengurangi massa bintang kita - Matahari - sebesar 109 kg per detik. Meskipun jumlah ini tampak besar pada skala Bumi, pada kenyataannya kecil: penurunan massa matahari hanya dapat diamati ribuan kali lebih lama dari usia Matahari saat ini, yaitu sekitar 5 miliar tahun.

Interaksi angin matahari dengan medan magnet menarik dan tidak biasa. Diketahui bahwa partikel bermuatan biasanya bergerak dalam medan magnet H sepanjang lingkaran atau sepanjang garis heliks. Namun, ini benar hanya jika medan magnetnya cukup kuat. Lebih tepatnya, untuk gerakan partikel bermuatan dalam lingkaran, rapat energi medan magnet H 2 /8π harus lebih besar daripada rapat energi kinetik plasma bergerak v 2 /2. Dalam angin matahari, situasinya terbalik: medan magnetnya lemah. Oleh karena itu, partikel bermuatan bergerak dalam garis lurus, sedangkan medan magnet tidak konstan, ia bergerak mengikuti aliran partikel, seolah-olah terbawa oleh aliran ini ke pinggiran tata surya. Arah medan magnet di seluruh ruang antarplanet tetap sama seperti di permukaan Matahari pada saat pelepasan plasma angin matahari.

Medan magnet, sebagai suatu peraturan, mengubah arahnya 4 kali ketika mengelilingi khatulistiwa Matahari. Matahari berputar: titik-titik di khatulistiwa membuat revolusi dalam T \u003d 27 hari. Oleh karena itu, medan magnet antarplanet diarahkan dalam bentuk spiral (lihat Gambar.), dan seluruh gambar pola ini berputar setelah rotasi permukaan matahari. Sudut rotasi Matahari berubah menjadi = 2π/T. Jarak dari Matahari meningkat dengan kecepatan angin matahari: r = vt. Oleh karena itu persamaan spiral pada gambar. memiliki bentuk: = 2πr/vT. Pada jarak orbit bumi (r = 1,5 10 11 m), sudut kemiringan medan magnet terhadap vektor radius adalah, seperti yang dapat dengan mudah diverifikasi, 50°. Rata-rata, sudut ini diukur oleh pesawat ruang angkasa, tetapi tidak cukup dekat dengan Bumi. Namun, di dekat planet, medan magnet diatur secara berbeda (lihat Magnetosfer).

Fluks radial konstan plasma surya. mahkota dalam produksi antarplanet. Aliran energi yang berasal dari perut Matahari memanaskan plasma korona hingga 1,5-2 juta K. Post. pemanasan tidak seimbang dengan hilangnya energi karena radiasi, karena korona kecil. Kelebihan energi berarti. gelar membawa pergi h-tsy abad S.. (=1027-1029 erg/dtk). Mahkota, oleh karena itu, tidak dalam keadaan hidrostatik. keseimbangan, itu terus berkembang. Menurut komposisi abad S. tidak berbeda dari plasma korona (abad S. terutama mengandung arr. proton, elektron, beberapa inti helium, ion oksigen, silikon, belerang, dan besi). Di dasar korona (10.000 km dari fotosfer matahari) h-tsy memiliki orde radial ratusan m / s, pada jarak beberapa. tenaga surya jari-jarinya, ia mencapai kecepatan suara dalam plasma (100 -150 km / s), di dekat orbit bumi, kecepatan proton adalah 300-750 km / s, dan ruang mereka. - dari beberapa h-ts hingga beberapa puluhan pecahan dalam 1 cm3. Dengan bantuan ruang antarplanet. stasiun ditemukan bahwa hingga orbit Saturnus, kerapatan fluks abad h-c S.. menurun menurut hukum (r0/r)2, di mana r adalah jarak dari Matahari, r0 adalah tingkat awal. S.v. membawa serta lingkaran-lingkaran garis gaya matahari. besar bidang, untuk-rye membentuk magnet antarplanet. . Kombinasi gerakan radial abad h-c S. dengan rotasi Matahari memberi garis-garis ini bentuk spiral. Struktur skala besar magnet. Bidang di sekitar Matahari berbentuk sektor-sektor, di mana bidang diarahkan menjauhi Matahari atau ke arahnya. Ukuran rongga yang ditempati oleh SV tidak diketahui secara pasti (jari-jarinya, tampaknya, tidak kurang dari 100 AU). Pada batas-batas rongga ini dinamis. S.v. harus diimbangi oleh tekanan gas antarbintang, galaksi. besar bidang dan galaksi ruang angkasa sinar. Di sekitar Bumi, tumbukan aliran c-c S.v. dengan geomagnetik medan menghasilkan gelombang kejut stasioner di depan magnetosfer Bumi (dari sisi Matahari, Gambar.).

S.v. seolah-olah mengalir di sekitar magnetosfer, membatasi jangkauannya di depan. Perubahan intensitas abad S. terkait dengan jilatan api matahari, yavl. utama penyebab gangguan geomagnetik. medan magnet dan magnetosfer (badai magnet).

Over the Sun kalah dengan S. in. \u003d 2X10-14 bagian dari massanya Msun. Wajar untuk berasumsi bahwa aliran air, mirip dengan S. V., juga ada di bintang lain (""). Ini harus sangat intens untuk bintang masif (dengan massa = beberapa puluh Msoln) dan dengan suhu permukaan yang tinggi (= 30-50 ribu K) dan untuk bintang dengan atmosfer yang diperpanjang (raksasa merah), karena dalam kasus pertama , bagian dari korona bintang yang sangat berkembang memiliki energi yang cukup tinggi untuk mengatasi daya tarik bintang, dan di bagian kedua, mereka memiliki parabola rendah. kecepatan (kecepatan melarikan diri; (lihat SPACE SPEEDS)). Cara. kehilangan massa dengan angin bintang (= 10-6 Msol/tahun dan lebih) dapat secara signifikan mempengaruhi evolusi bintang. Pada gilirannya, angin bintang menciptakan "gelembung" gas panas di media antarbintang - sumber sinar-X. radiasi.

Kamus Ensiklopedis Fisik. - M.: Ensiklopedia Soviet. . 1983 .

SURYA ANGIN - aliran terus menerus plasma asal matahari, Matahari) ke ruang antarplanet. Pada suhu tinggi yang ada di korona matahari (1,5 * 10 9 K), tekanan lapisan di atasnya tidak dapat mengimbangi tekanan gas zat korona, dan korona mengembang.

Bukti pertama adanya pos. fluks plasma dari Matahari diperoleh L. Birman (L. Biermann) pada 1950-an. pada analisis gaya yang bekerja pada ekor plasma komet. Pada tahun 1957, J. Parker (E. Parker), menganalisis kondisi kesetimbangan zat mahkota, menunjukkan bahwa mahkota tidak dapat berada dalam kondisi hidrostatik. Menikahi karakteristik S diberikan dalam tabel. 1. Arus S. in. dapat dibagi menjadi dua kelas: lambat - dengan kecepatan 300 km / s dan cepat - dengan kecepatan 600-700 km / s. Aliran cepat berasal dari daerah korona matahari, tempat struktur kemagnetan. medan mendekati radial. lubang koronal. Aliran lambat. di. terkait, tampaknya, dengan area mahkota, di mana ada sarana tab. satu. - Karakteristik rata-rata angin matahari di orbit Bumi

Kecepatan
Konsentrasi proton
Suhu proton
Suhu elektron
Kekuatan medan magnet
Kepadatan Fluks Python ....	2.4*10 8 cm -2 *c -1
Kerapatan fluks energi kinetik	0.3 erg*cm -2 *s -1

tab. 2.- Komposisi kimia relatif dari angin matahari

	Konten relatif

	Konten relatif

Selain utama komponen abad S. - proton dan elektron, - partikel juga ditemukan dalam komposisinya Pengukuran ionisasi. suhu ion S. abad. memungkinkan untuk menentukan suhu elektron korona matahari.

Pada abad S. perbedaan diamati. jenis gelombang: Langmuir, siulan, ion-suara, gelombang Plasma). Beberapa gelombang tipe Alfvén dihasilkan di Matahari, dan beberapa tereksitasi di media antarplanet. Generasi gelombang menghaluskan penyimpangan fungsi distribusi partikel dari Maxwellian dan, dalam hubungannya dengan pengaruh magnet. lapangan pada plasma mengarah pada fakta bahwa abad S.. berperilaku seperti kontinum. Gelombang jenis Alfvén berperan besar dalam percepatan komponen kecil C.

Beras. 1. Angin matahari besar-besaran. Pada sumbu horizontal - rasio massa partikel terhadap muatannya, pada vertikal - jumlah partikel yang terdaftar di jendela energi perangkat selama 10 detik. Angka-angka dengan tanda "+" menunjukkan muatan ion.

Aliran S. masuk supersonik dalam kaitannya dengan kecepatan jenis gelombang tersebut, to-rye memberikan efek. transfer energi di abad S. (Alvenov, suara). Alvenovskoye dan suara Nomor MachC. di. 7. Saat mengalir di sekitar S. in. rintangan yang mampu secara efektif membelokkannya (medan magnet Merkurius, Bumi, Jupiter, Saturnus atau ionosfer konduksi Venus dan, tampaknya, Mars), gelombang kejut busur keluar terbentuk. gelombang, yang memungkinkan untuk mengalir di sekitar rintangan. Pada saat yang sama di abad S. rongga terbentuk - magnetosfer (memiliki atau diinduksi), bentuk dan ukuran gerombolan ditentukan oleh keseimbangan tekanan magnetik. bidang planet dan tekanan aliran plasma yang mengalir (lihat Gambar. Magnetosfer Bumi, Magnetosfer planet). Dalam hal interaksi abad S. dengan benda non-konduktor (misalnya, Bulan), gelombang kejut tidak terjadi. Aliran plasma diserap oleh permukaan, dan rongga terbentuk di belakang tubuh, yang secara bertahap diisi dengan plasma C. di.

Proses stasioner aliran keluar plasma korona ditumpangkan oleh proses nonstasioner yang terkait dengan menyala di matahari. Dengan wabah yang kuat, materi dikeluarkan dari bawah. daerah korona ke dalam media antarplanet. variasi magnet).

Beras. 2. Propagasi gelombang kejut antarplanet dan ejecta dari solar flare. Panah menunjukkan arah gerak plasma angin surya,

Beras. 3. Jenis solusi persamaan ekspansi korona. Kecepatan dan jarak dinormalisasi ke kecepatan kritis vc dan jarak kritis Rc. Solusi 2 sesuai dengan angin matahari.

Perluasan korona matahari dijelaskan oleh sistem ur-tion kekekalan massa, v k) pada beberapa kritis. jarak R ke dan ekspansi berikutnya dengan kecepatan supersonik. Solusi ini memberikan nilai tekanan yang semakin kecil di tak terhingga, yang memungkinkan untuk mencocokkannya dengan tekanan rendah dari medium antarbintang. Yu.Parker menyebut jalan ini jenis abad S. , di mana m adalah massa proton, adalah indeks adiabatik, adalah massa Matahari. pada gambar. 4 menunjukkan perubahan laju ekspansi dengan heliosentris. konduktivitas termal, viskositas,

Beras. 4. Profil kecepatan angin matahari untuk model korona isotermal pada berbagai nilai suhu koronal.

S.v. menyediakan utama aliran energi panas korona, karena perpindahan panas ke kromosfer, el.-mag. korona dan konduktivitas termal elektronikpp. di. tidak cukup untuk menetapkan keseimbangan termal korona. Konduktivitas termal elektronik memberikan penurunan suhu S. in secara perlahan. dengan jarak. luminositas matahari.

S.v. membawa medan magnet koronal ke dalam media antarplanet. bidang. Garis-garis gaya medan ini membeku ke dalam plasma membentuk medan magnet antarplanet. medan (MMP).Meskipun intensitas IMF kecil dan rapat energinya kira-kira 1% dari rapatan kinetik. energi S. v., ia memainkan peran penting dalam termodinamika S. di. dan dalam dinamika interaksi S. dengan tubuh tata surya, serta aliran S. in. antara mereka sendiri. Kombinasi ekspansi S. dengan rotasi Matahari mengarah pada fakta bahwa magn. garis-garis gaya yang dibekukan pada abad S. memiliki bentuk, B R dan komponen azimuth dari magnet. medan berubah secara berbeda dengan jarak dekat bidang ekliptika:

di mana - ang. kecepatan rotasi matahari dan - komponen kecepatan radial c., indeks 0 sesuai dengan level awal. Pada jarak orbit bumi, sudut antara arah magnet. bidang dan R sekitar 45°. Pada magn L besar.

Beras. 5. Bentuk garis medan medan magnet antarplanet - kecepatan sudut rotasi Matahari, dan - komponen radial kecepatan plasma, R - jarak heliosentris.

S. v., muncul di atas wilayah Matahari dengan dekomposisi. orientasi magnet. medan, kecepatan, suhu-pa, konsentrasi partikel, dll.) juga lih. perubahan secara teratur pada penampang masing-masing sektor, yang terkait dengan adanya aliran S. yang cepat di dalam sektor tersebut. Batas-batas sektor biasanya terletak di aliran intraslow S. di. Paling sering, 2 atau 4 sektor diamati, berputar dengan Matahari. Struktur ini yang terbentuk pada saat S. menarik diri dari abad. magnet skala besar bidang mahkota, dapat diamati untuk beberapa. revolusi matahari. Struktur sektoral IMF merupakan konsekuensi dari adanya current sheet (TS) di medium antarplanet, yang berotasi bersama Matahari. TS menciptakan gelombang magnet. bidang - IMF radial memiliki tanda yang berbeda di sisi kendaraan yang berbeda. TS ini, diprediksi oleh H. Alfven, melewati bagian-bagian korona matahari, yang terkait dengan daerah aktif di Matahari, dan memisahkan daerah ini dari pembusukan. tanda-tanda komponen radial magnet matahari. bidang. TC terletak kira-kira di bidang ekuator matahari dan memiliki struktur terlipat. Rotasi Matahari menyebabkan puntiran lipatan CS menjadi spiral (Gbr. 6). Berada di dekat bidang ekliptika, pengamat ternyata berada di atas atau di bawah CS, yang karenanya ia jatuh ke sektor dengan tanda-tanda berbeda dari komponen radial IMF.

Dekat Matahari di abad N. ada gradien kecepatan longitudinal dan latitudinal dari gelombang kejut tanpa tumbukan (Gbr. 7). Pertama, gelombang kejut terbentuk yang merambat maju dari batas sektor (gelombang kejut langsung), dan kemudian gelombang kejut terbalik terbentuk yang merambat ke arah Matahari.

Beras. 6. Bentuk lembar arus heliosfer. Perpotongannya dengan bidang ekliptika (miring ke ekuator Matahari pada sudut ~ 7°) memberikan struktur sektoral medan magnet antarplanet yang diamati.

Beras. 7. Struktur sektor medan magnet antarplanet. Panah pendek menunjukkan arah angin matahari, garis panah menunjukkan garis medan magnet, garis putus-putus menunjukkan batas sektor (perpotongan bidang gambar dengan lembar saat ini).

Karena kecepatan gelombang kejut kurang dari kecepatan SV, ia membawa gelombang kejut terbalik ke arah menjauh dari Matahari. Gelombang kejut di dekat batas sektor terbentuk pada jarak ~1 AU. e. dan dapat ditelusuri hingga jarak beberapa. sebuah. e) Gelombang kejut ini, seperti gelombang kejut antarplanet dari semburan matahari dan gelombang kejut sirkumplanet, mempercepat partikel dan dengan demikian merupakan sumber partikel energik.

S.v. meluas hingga jarak ~100 AU. Artinya, di mana tekanan medium antarbintang menyeimbangkan dinamika. tekanan S Rongga disapu oleh S. in. lingkungan antarplanet). MemperluasS. di. bersama dengan magnet yang membeku di dalamnya. medan mencegah penetrasi ke dalam galaksi tata surya. ruang angkasa sinar energi rendah dan menyebabkan variasi kosmik. balok energi tinggi. Sebuah fenomena yang mirip dengan S. V., ditemukan di beberapa bintang lain (lihat. angin bintang).

Lit.: Parker E. N., Dinamika dalam medium antarplanet, O. L. Vaisberg.

Ensiklopedia fisik. Dalam 5 volume. - M.: Ensiklopedia Soviet. Pemimpin Redaksi A. M. Prokhorov. 1988 .

Lihat apa "ANGIN SURYA" di kamus lain:

ANGIN SURYA, aliran plasma korona surya yang mengisi tata surya hingga jarak 100 satuan astronomi dari Matahari, di mana tekanan medium antarbintang mengimbangi tekanan dinamis aliran tersebut. Komposisi utama adalah proton, elektron, inti ... Ensiklopedia Modern

SURYA ANGIN, aliran partikel bermuatan (terutama proton dan elektron) yang dipercepat oleh suhu tinggi CORONA matahari dengan kecepatan yang cukup besar bagi partikel untuk mengatasi gravitasi Matahari. Angin matahari membelokkan ... Kamus ensiklopedis ilmiah dan teknis

V.B. Baranov, Universitas Negeri Lomonosov Moskow M.V. Lomonosov

Artikel tersebut membahas masalah ekspansi supersonik korona matahari (angin matahari). Empat masalah utama dianalisis: 1) alasan aliran plasma dari korona matahari; 2) apakah aliran keluar tersebut homogen; 3) perubahan parameter angin matahari dengan jarak dari matahari dan 4) bagaimana angin matahari mengalir keluar ke medium antarbintang.

pengantar

Hampir 40 tahun telah berlalu sejak fisikawan Amerika E. Parker secara teoritis meramalkan sebuah fenomena yang disebut "angin matahari" dan yang, beberapa tahun kemudian, secara eksperimental dikonfirmasi oleh kelompok ilmuwan Soviet K. Gringauz menggunakan instrumen yang dipasang di Luna - 2" dan "Luna-3". Angin matahari adalah aliran plasma hidrogen yang terionisasi penuh, yaitu gas yang terdiri dari elektron dan proton dengan kerapatan yang kira-kira sama (kondisi quasi-netralitas), yang bergerak menjauhi Matahari dengan kecepatan supersonik tinggi. Dalam orbit Bumi (satu unit astronomi (AU) dari Matahari), kecepatan VE aliran ini kira-kira 400-500 km/s, konsentrasi proton (atau elektron) ne = 10-20 partikel per sentimeter kubik, dan suhu mereka Te kira-kira 100.000 K (suhu elektron agak lebih tinggi).

Selain elektron dan proton, partikel alfa (dengan orde beberapa persen), sejumlah kecil partikel yang lebih berat, dan medan magnet terdeteksi di ruang antarplanet, nilai rata-rata induksi yang ternyata berada di Orbit bumi orde beberapa gamma (1

= 10-5 Gs).

Sedikit sejarah terkait prediksi teori angin matahari

Selama sejarah astrofisika teoretis yang tidak begitu lama, diyakini bahwa semua atmosfer bintang berada dalam kesetimbangan hidrostatik, yaitu, dalam keadaan ketika gaya tarik gravitasi bintang seimbang dengan gaya yang terkait dengan gradien tekanan. di atmosfernya (dengan perubahan tekanan per satuan jarak r dari pusat bintang). Secara matematis, kesetimbangan ini dinyatakan sebagai persamaan diferensial biasa

(1)

di mana G adalah konstanta gravitasi, M* adalah massa bintang, p adalah tekanan gas atmosfer,

adalah kerapatan massanya. Jika distribusi suhu T di atmosfer diberikan, maka dari persamaan kesetimbangan (1) dan persamaan keadaan untuk gas ideal

(2)

di mana R adalah konstanta gas, rumus barometrik yang disebut mudah diperoleh, yang dalam kasus tertentu suhu konstan T akan memiliki bentuk

(3)

Dalam rumus (3), p0 adalah tekanan di dasar atmosfer bintang (pada r = r0). Dari rumus tersebut dapat diketahui bahwa untuk r

, yaitu, pada jarak yang sangat jauh dari bintang, tekanan p cenderung ke batas yang terbatas, yang bergantung pada nilai tekanan p0.

Karena diyakini bahwa atmosfer matahari, serta atmosfer bintang-bintang lain, berada dalam keadaan kesetimbangan hidrostatik, keadaannya ditentukan oleh rumus yang mirip dengan rumus (1), (2), (3) . Mempertimbangkan fenomena yang tidak biasa dan belum sepenuhnya dipahami tentang peningkatan suhu yang tajam dari sekitar 10.000 derajat di permukaan Matahari menjadi 1.000.000 derajat di korona matahari, Chapman (lihat, misalnya) mengembangkan teori korona matahari statis , yang seharusnya dengan mulus masuk ke medium antarbintang yang mengelilingi tata surya.

Namun, dalam karya perintisnya, Parker memperhatikan bahwa tekanan di tak terhingga, yang diperoleh dari rumus seperti (3) untuk korona matahari statis, ternyata hampir satu urutan besarnya lebih besar daripada nilai tekanan yang diperkirakan untuk gas antarbintang dari pengamatan. Untuk menghilangkan perbedaan ini, Parker menyarankan bahwa korona matahari tidak berada dalam keseimbangan statis, tetapi terus berkembang ke media antarplanet yang mengelilingi Matahari. Pada saat yang sama, alih-alih persamaan kesetimbangan (1), ia mengusulkan untuk menggunakan persamaan gerak hidrodinamik dalam bentuk

(4)

dimana dalam sistem koordinat yang berhubungan dengan Matahari, nilai V adalah kecepatan radial plasma. Dibawah

mengacu pada massa matahari.

Untuk distribusi suhu tertentu , sistem persamaan (2) dan (4) memiliki solusi dari jenis yang ditunjukkan pada Gambar. 1. Pada gambar ini, a menunjukkan kecepatan suara, dan r* adalah jarak dari titik asal di mana kecepatan gas sama dengan kecepatan suara (V = a). Jelas, hanya kurva 1 dan 2 pada Gambar. 1 memiliki arti fisik untuk masalah aliran keluar gas dari Matahari, karena kurva 3 dan 4 memiliki kecepatan yang tidak unik di setiap titik, dan kurva 5 dan 6 sesuai dengan kecepatan yang sangat tinggi di atmosfer matahari, yang tidak diamati dalam teleskop . Parker menganalisis kondisi di mana solusi yang sesuai dengan kurva 1. Dia menunjukkan bahwa untuk mencocokkan tekanan yang diperoleh dari solusi tersebut dengan tekanan dalam medium antarbintang, kasus yang paling realistis adalah transisi gas dari a aliran subsonik (pada r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*), dan menyebut arus ini angin matahari. Namun, pernyataan ini dibantah dalam karya Chamberlain, yang menganggap solusi paling realistis sesuai dengan kurva 2, yang menggambarkan "angin matahari" subsonik di mana-mana. Pada saat yang sama, percobaan pertama pada pesawat ruang angkasa (lihat, misalnya,), yang menemukan aliran gas supersonik dari Matahari, tampaknya, menurut literatur, tidak cukup dapat diandalkan oleh Chamberlain.

Beras. 1. Kemungkinan solusi persamaan satu dimensi dinamika gas untuk kecepatan V aliran gas dari permukaan Matahari dengan adanya gaya gravitasi. Kurva 1 sesuai dengan solusi untuk angin matahari. Di sini a adalah kecepatan suara, r adalah jarak dari Matahari, r* adalah jarak di mana kecepatan gas sama dengan kecepatan suara, adalah jari-jari Matahari.

Sejarah eksperimen di luar angkasa dengan cemerlang membuktikan kebenaran ide Parker tentang angin matahari. Materi rinci tentang teori angin matahari dapat ditemukan, misalnya, dalam monografi.

Gagasan tentang aliran plasma yang seragam dari korona matahari

Dari persamaan satu dimensi dinamika gas, seseorang dapat memperoleh hasil yang terkenal: dengan tidak adanya gaya tubuh, aliran gas simetris bola dari sumber titik dapat berupa subsonik atau supersonik di mana-mana. Adanya gaya gravitasi (sisi kanan) pada persamaan (4) menyebabkan munculnya solusi seperti kurva 1 pada Gambar. 1, yaitu dengan transisi melalui kecepatan suara. Mari kita menggambar analogi dengan aliran klasik di nozzle Laval, yang merupakan dasar dari semua mesin jet supersonik. Secara skematis, aliran ini ditunjukkan pada Gambar. 2.

Beras. Fig. 2. Skema aliran di nozzle Laval: 1 - tangki, yang disebut penerima, di mana udara yang sangat panas disuplai dengan kecepatan rendah, 2 - area kompresi geometris saluran untuk mempercepat aliran gas subsonik, 3 - area ekspansi geometris saluran untuk mempercepat aliran supersonik.

Tangki 1, yang disebut penerima, disuplai dengan gas yang dipanaskan hingga suhu yang sangat tinggi pada kecepatan yang sangat rendah (energi internal gas jauh lebih besar daripada energi kinetiknya dari gerakan terarah). Melalui kompresi geometris saluran, gas dipercepat di wilayah 2 (aliran subsonik) hingga kecepatannya mencapai kecepatan suara. Untuk percepatan lebih lanjut, perlu untuk memperluas saluran (wilayah 3 aliran supersonik). Di seluruh wilayah aliran, gas dipercepat karena pendinginan adiabatik (tanpa suplai panas) (energi internal gerakan kacau diubah menjadi energi gerakan terarah).

Dalam masalah pembentukan angin matahari yang dipertimbangkan, peran penerima dimainkan oleh korona matahari, dan peran dinding nosel Laval dimainkan oleh gaya gravitasi tarik-menarik matahari. Menurut teori Parker, transisi melalui kecepatan suara harus terjadi di suatu tempat pada jarak beberapa jari-jari matahari. Namun, analisis solusi yang diperoleh dalam teori menunjukkan bahwa suhu korona matahari tidak cukup untuk gasnya dipercepat ke kecepatan supersonik, seperti yang terjadi pada teori nosel Laval. Harus ada beberapa sumber energi tambahan. Sumber seperti itu saat ini dianggap sebagai disipasi gerakan gelombang yang selalu ada dalam angin matahari (kadang-kadang disebut turbulensi plasma), ditumpangkan pada aliran rata-rata, dan aliran itu sendiri tidak lagi adiabatik. Analisis kuantitatif dari proses tersebut masih membutuhkan penelitian lebih lanjut.

Menariknya, teleskop berbasis darat mendeteksi medan magnet di permukaan Matahari. Nilai rata-rata induksi magnet B diperkirakan sebesar 1 G, meskipun dalam formasi fotosfer individu, misalnya, di tempat, medan magnet dapat berlipat ganda lebih besar. Karena plasma adalah konduktor listrik yang baik, maka wajar jika medan magnet matahari berinteraksi dengan alirannya dari Matahari. Dalam hal ini, teori dinamika gas murni memberikan deskripsi yang tidak lengkap tentang fenomena yang sedang dipertimbangkan. Pengaruh medan magnet pada aliran angin matahari hanya dapat dipertimbangkan dalam kerangka ilmu yang disebut magnetohidrodinamika. Apa hasil dari pertimbangan tersebut? Menurut pekerjaan perintis dalam arah ini (lihat juga ), medan magnet menyebabkan munculnya arus listrik j dalam plasma angin matahari, yang, pada gilirannya, mengarah pada munculnya gaya gerak j x B, yang diarahkan dalam arah tegak lurus terhadap arah radial. Akibatnya, angin matahari memiliki komponen kecepatan tangensial. Komponen ini hampir dua kali lipat lebih kecil dari komponen radial, tetapi memainkan peran penting dalam menghilangkan momentum sudut dari Matahari. Diasumsikan bahwa keadaan terakhir mungkin memainkan peran penting dalam evolusi tidak hanya Matahari, tetapi juga bintang-bintang lain di mana "angin bintang" telah ditemukan. Secara khusus, untuk menjelaskan penurunan tajam dalam kecepatan sudut bintang-bintang jenis spektral akhir, hipotesis transfer momentum rotasi ke planet-planet yang terbentuk di sekitarnya sering digunakan. Mekanisme yang dipertimbangkan tentang hilangnya momentum sudut Matahari oleh aliran keluar plasma darinya membuka kemungkinan untuk merevisi hipotesis ini.

Bayangkan Anda mendengar kata-kata penyiar dalam ramalan cuaca: “Besok angin akan bertiup kencang. Dalam hal ini, gangguan dalam pengoperasian radio, komunikasi seluler, dan Internet dimungkinkan. Misi luar angkasa AS tertunda. Aurora yang intens diperkirakan akan terjadi di utara Rusia…”.


Anda akan terkejut: omong kosong apa, apa hubungannya angin dengan itu? Tetapi kenyataannya adalah bahwa Anda melewatkan awal ramalan: “Tadi malam ada jilatan api matahari. Aliran kuat angin matahari bergerak menuju Bumi…”.

Angin biasa adalah pergerakan partikel udara (molekul oksigen, nitrogen, dan gas lainnya). Aliran partikel juga mengalir dari Matahari. Ini disebut angin matahari. Jika Anda tidak mempelajari ratusan rumus rumit, perhitungan, dan perselisihan ilmiah yang memanas, maka, secara umum, gambarnya muncul sebagai berikut.

Reaksi termonuklir sedang berlangsung di dalam benda termasyhur kita, memanaskan bola gas yang sangat besar ini. Suhu lapisan luar - korona matahari mencapai satu juta derajat. Hal ini menyebabkan atom-atom bergerak dengan kecepatan sedemikian rupa sehingga ketika mereka bertabrakan, mereka saling menghancurkan hingga berkeping-keping. Diketahui bahwa gas yang dipanaskan cenderung memuai dan menempati volume yang lebih besar. Hal serupa terjadi di sini. Partikel hidrogen, helium, silikon, belerang, besi, dan zat lainnya tersebar ke segala arah.

Kecepatan mereka semakin meningkat dan dalam waktu sekitar enam hari mereka mencapai perbatasan dekat Bumi. Bahkan jika matahari sedang tenang, kecepatan angin matahari mencapai di sini hingga 450 kilometer per detik. Nah, ketika suar matahari meletuskan gelembung partikel yang sangat besar, kecepatannya bisa mencapai 1200 kilometer per detik! Dan Anda tidak dapat menyebutnya "angin" yang menyegarkan - sekitar 200 ribu derajat.

Dapatkah seseorang merasakan angin matahari?

Memang, karena aliran partikel panas terus-menerus mengalir deras, mengapa kita tidak merasakan bagaimana ia "menghembus" kita? Misalkan partikelnya sangat kecil sehingga kulit tidak merasakan sentuhannya. Tetapi mereka juga tidak diperhatikan oleh perangkat terestrial. Mengapa?

Karena Bumi dilindungi dari pusaran matahari oleh medan magnetnya. Aliran partikel mengalir di sekitarnya, seolah-olah, dan mengalir lebih jauh. Hanya pada hari-hari ketika emisi matahari sangat kuat, perisai magnet kita mengalami kesulitan. Badai matahari menerobosnya dan meledak ke atmosfer bagian atas. Partikel asing menyebabkan Medan magnet berubah bentuk secara tajam, peramal berbicara tentang "badai magnet".


Karena mereka, satelit luar angkasa lepas kendali. Pesawat menghilang dari layar radar. Gelombang radio terganggu dan komunikasi terganggu. Pada hari-hari seperti itu, parabola dimatikan, penerbangan dibatalkan, dan "komunikasi" dengan pesawat ruang angkasa terputus. Di jaringan listrik, rel kereta api, pipa, arus listrik tiba-tiba lahir. Dari sini, lampu lalu lintas menyala sendiri, pipa gas berkarat, dan peralatan listrik yang terputus terbakar. Ditambah lagi, ribuan orang merasa tidak nyaman dan tidak nyaman.

Efek kosmik angin matahari dapat dideteksi tidak hanya selama suar di Matahari: ia, meskipun lebih lemah, tetapi berhembus terus-menerus.

Telah lama diamati bahwa ekor komet tumbuh saat mendekati Matahari. Hal ini menyebabkan gas beku yang membentuk inti komet menguap. Dan angin matahari membawa gas-gas ini dalam bentuk gumpalan, selalu diarahkan ke arah yang berlawanan dari Matahari. Jadi angin darat mengubah asap dari cerobong asap dan memberikannya satu atau lain bentuk.

Selama bertahun-tahun peningkatan aktivitas, paparan Bumi terhadap sinar kosmik galaksi turun tajam. Angin matahari memperoleh kekuatan sedemikian rupa sehingga hanya menyapu mereka ke pinggiran sistem planet.

Ada planet di mana medan magnetnya sangat lemah, jika tidak sama sekali tidak ada (misalnya, di Mars). Di sini tidak ada yang mencegah angin matahari berkeliaran. Para ilmuwan percaya bahwa dialah yang, selama ratusan juta tahun, hampir "meledakkan" atmosfernya dari Mars. Karena itu, planet oranye kehilangan keringat dan air dan, mungkin, organisme hidup.

Di mana angin matahari mereda?

Belum ada yang tahu jawaban pastinya. Partikel terbang ke sekitar Bumi, menambah kecepatan. Kemudian berangsur-angsur turun, tetapi tampaknya angin mencapai sudut terjauh tata surya. Di suatu tempat di sana ia melemah dan diperlambat oleh materi antarbintang yang langka.

Sejauh ini, para astronom tidak bisa mengatakan secara pasti seberapa jauh hal ini terjadi. Untuk menjawab, Anda perlu menangkap partikel, terbang semakin jauh dari Matahari, sampai mereka berhenti datang. Omong-omong, batas di mana ini akan terjadi dapat dianggap sebagai batas tata surya.


Perangkap untuk angin matahari dilengkapi dengan pesawat ruang angkasa yang diluncurkan secara berkala dari planet kita. Pada 2016, aliran angin matahari direkam dalam video. Siapa yang tahu jika dia tidak akan menjadi "karakter" laporan cuaca yang sama seperti teman lama kita - angin bumi?

Ini dapat digunakan tidak hanya sebagai baling-baling untuk perahu layar ruang angkasa, tetapi juga sebagai sumber energi. Penerapan paling terkenal dari angin matahari dalam kapasitas ini pertama kali diusulkan oleh Freeman Dyson, yang menyarankan bahwa peradaban yang sangat maju dapat menciptakan bola di sekitar bintang yang akan mengumpulkan semua energi yang dipancarkan olehnya. Berdasarkan ini, metode lain untuk mencari peradaban luar bumi juga diusulkan.

Sementara itu, tim peneliti di University of Washington (Washington State University), yang dipimpin oleh Brooks Harrop (Brooks Harrop) mengusulkan konsep yang lebih praktis untuk menggunakan energi angin matahari - satelit Dyson-Harrop. Mereka adalah pembangkit listrik yang cukup sederhana yang mengumpulkan elektron dari angin matahari. Batang logam panjang yang diarahkan ke Matahari diberi energi untuk menghasilkan medan magnet yang akan menarik elektron. Di ujung lain adalah penerima perangkap elektron, yang terdiri dari layar dan penerima.

Menurut perhitungan Harrop, satelit dengan batang 300 meter, tebal 1 cm dan perangkap 10 meter, di orbit Bumi akan mampu "mengumpulkan" hingga 1,7 MW. Ini cukup untuk menyediakan energi bagi sekitar 1000 rumah pribadi. Satelit yang sama, tetapi dengan batang satu kilometer dan layar sejauh 8.400 kilometer, akan dapat "mengumpulkan" 1 miliar miliar gigawatt energi (10 27 W). Tetap hanya untuk mentransfer energi ini ke Bumi untuk meninggalkan semua bentuk lainnya.

Tim Harrop mengusulkan untuk mentransfer energi menggunakan sinar laser. Namun, jika desain satelit itu sendiri cukup sederhana dan cukup layak pada tingkat teknologi saat ini, maka pembuatan "kabel" laser secara teknis masih tidak mungkin. Faktanya adalah bahwa untuk mengumpulkan angin matahari secara efektif, satelit Dyson-Harrop harus berada di luar bidang ekliptika, yang berarti terletak jutaan kilometer dari Bumi. Pada jarak seperti itu, sinar laser akan menghasilkan titik dengan diameter ribuan kilometer. Sistem pemfokusan yang memadai akan membutuhkan lensa dengan diameter antara 10 dan 100 meter. Selain itu, banyak bahaya dari kemungkinan kegagalan sistem tidak dapat dikecualikan. Di sisi lain, energi juga dibutuhkan di ruang angkasa itu sendiri, dan satelit kecil Dyson-Harrop mungkin menjadi sumber utamanya, menggantikan panel surya dan reaktor nuklir.