A atmosfera do Sol é 90% de hidrogênio. A parte mais distante da superfície é chamada de coroa do Sol, é claramente visível durante os eclipses solares totais. A temperatura da coroa atinge 1,5-2 milhões de K e o gás da coroa é completamente ionizado. Nessa temperatura de plasma, a velocidade térmica dos prótons é de cerca de 100 km/s, e a dos elétrons é de vários milhares de quilômetros por segundo. Para superar a atração solar, uma velocidade inicial de 618 km/s, a segunda velocidade espacial do Sol, é suficiente. Portanto, há um vazamento constante de plasma da coroa solar para o espaço. Esse fluxo de prótons e elétrons é chamado de vento solar.

Tendo superado a atração do Sol, as partículas do vento solar voam ao longo de trajetórias retas. A velocidade de cada partícula com a remoção quase não muda, mas pode ser diferente. Essa velocidade depende principalmente do estado da superfície solar, do "tempo" do Sol. Em média, é v ≈ 470 km/s. O vento solar percorre a distância até a Terra em 3-4 dias. A densidade de partículas nele diminui em proporção inversa ao quadrado da distância ao Sol. A uma distância igual ao raio da órbita da Terra, em 1 cm 3, em média, existem 4 prótons e 4 elétrons.

O vento solar reduz a massa da nossa estrela - o Sol - em 10,9 kg por segundo. Embora esse número pareça grande em escalas terrestres, na realidade é pequeno: a diminuição da massa solar só pode ser percebida ao longo de vezes milhares de vezes mais do que a idade atual do Sol, que é de aproximadamente 5 bilhões de anos.

A interação do vento solar com o campo magnético é interessante e incomum. Sabe-se que partículas carregadas geralmente se movem em um campo magnético H ao longo de um círculo ou ao longo de linhas helicoidais. Isso é verdade, no entanto, apenas quando o campo magnético é forte o suficiente. Mais precisamente, para o movimento de partículas carregadas em círculo, é necessário que a densidade de energia do campo magnético H 2 /8π seja maior que a densidade de energia cinética do plasma em movimento ρv 2 /2. No vento solar, a situação é inversa: o campo magnético é fraco. Portanto, as partículas carregadas se movem em linhas retas, enquanto o campo magnético não é constante, ele se move junto com o fluxo de partículas, como se levado por esse fluxo para a periferia do sistema solar. A direção do campo magnético em todo o espaço interplanetário permanece a mesma que era na superfície do Sol no momento da liberação do plasma do vento solar.

O campo magnético, como regra, muda de direção 4 vezes ao contornar o equador do Sol. O sol gira: pontos no equador fazem uma revolução em T \u003d 27 dias. Portanto, o campo magnético interplanetário é direcionado em espirais (veja a Fig.), e toda a imagem desse padrão gira após a rotação da superfície solar. O ângulo de rotação do Sol muda quando φ = 2π/T. A distância do Sol aumenta com a velocidade do vento solar: r = vt. Daí a equação de espirais na fig. tem a forma: φ = 2πr/vT. A uma distância da órbita da Terra (r = 1,5 10 11 m), o ângulo de inclinação do campo magnético em relação ao vetor raio é, como pode ser facilmente verificado, de 50°. Em média, este ângulo é medido por naves espaciais, mas não muito perto da Terra. Perto dos planetas, no entanto, o campo magnético é organizado de forma diferente (veja Magnetosfera).

Fluxo radial constante de plasma solar. coroas na produção interplanetária. O fluxo de energia proveniente das entranhas do Sol aquece o plasma da coroa até 1,5-2 milhões de K. Post. o aquecimento não é compensado pela perda de energia devido à radiação, uma vez que a coroa é pequena. Excesso de energia significa. grau levar embora h-tsy S. século. (=1027-1029 erg/s). A coroa, portanto, não é hidrostática. equilíbrio, está em constante expansão. De acordo com a composição do séc. S. não difere do plasma da coroa (século S. contém principalmente prótons, elétrons, alguns núcleos de hélio, íons de oxigênio, silício, enxofre e ferro). Na base da coroa (10.000 km da fotosfera solar) os h-tsy têm uma ordem radial de centenas de m/s, a uma distância de vários. solar raios, atinge a velocidade do som no plasma (100 -150 km / s), perto da órbita da Terra, a velocidade dos prótons é de 300-750 km / s e seu espaço. - de vários h-ts até vários dezenas de frações em 1 cm3. Com a ajuda do espaço interplanetário. estações verificou-se que até a órbita de Saturno, a densidade de fluxo do h-c S. século. diminui de acordo com a lei (r0/r)2, onde r é a distância do Sol, r0 é o nível inicial. S. v. carrega consigo os laços das linhas de força dos sóis. magn. campos, to-rye formam magn interplanetário. . Combinação de movimento radial de h-c S. século. com a rotação do Sol dá a essas linhas a forma de espirais. Estrutura em grande escala do ímã. O campo nas proximidades do Sol tem a forma de setores, nos quais o campo é direcionado para longe do Sol ou em direção a ele. O tamanho da cavidade ocupada pelo SV não é exatamente conhecido (seu raio, aparentemente, não é inferior a 100 UA). Nos limites desta dinâmica da cavidade. S. v. deve ser equilibrada pela pressão do gás interestelar, galáctico. magn. campos e galácticos espaço raios. Nas proximidades da Terra, a colisão do fluxo de c-c S. v. com geomagnético campo gera uma onda de choque estacionária na frente da magnetosfera da Terra (do lado do Sol, Fig.).

S. v. como se fluísse ao redor da magnetosfera, limitando sua extensão na pr-ve. Mudanças na intensidade do século S. associadas a erupções solares, yavl. a Principal a causa das perturbações geomagnéticas. campos e magnetosferas (tempestades magnéticas).

Over the Sun perde com S. in. \u003d 2X10-14 parte de sua massa Msun. É natural supor que a expiração da ilha, semelhante ao século S., também exista em outras estrelas (""). Deve ser especialmente intenso para estrelas massivas (com massa = várias dezenas de Msolns) e com alta temperatura superficial (= 30-50 mil K) e para estrelas com atmosfera estendida (gigantes vermelhas), porque no primeiro caso , partes de uma coroa estelar altamente desenvolvida têm uma energia suficientemente alta para superar a atração da estrela e, na segunda, têm uma baixa parabólica. velocidade (velocidade de escape; (ver VELOCIDADES ESPACIAIS)). Significa. as perdas de massa com o vento estelar (= 10-6 Msol/ano e mais) podem afetar significativamente a evolução das estrelas. Por sua vez, o vento estelar cria "bolhas" de gás quente no meio interestelar - fontes de raios-X. radiação.

Dicionário Enciclopédico Físico. - M.: Enciclopédia Soviética. . 1983 .

VENTO SOLAR - um fluxo contínuo de plasma de origem solar, o Sol) no espaço interplanetário. Em altas temperaturas, que existem na coroa solar (1,5 * 10 9 K), a pressão das camadas sobrejacentes não pode equilibrar a pressão do gás da substância da coroa e a coroa se expande.

A primeira evidência da existência de post. fluxo de plasma do Sol obtido por L. Birmânia (L. Biermann) na década de 1950. na análise das forças que atuam nas caudas de plasma dos cometas. Em 1957, J. Parker (E. Parker), analisando as condições de equilíbrio da substância da coroa, mostrou que a coroa não pode estar em condições hidrostáticas. qua características de S. são dados na tabela. 1. Vazões de S. in. pode ser dividido em duas classes: lento - com velocidade de 300 km/s e rápido - com velocidade de 600-700 km/s. Fluxos rápidos vêm de regiões da coroa solar, onde a estrutura do magnético. campo é próximo ao radial. orifícios coronais. Fluxos lentos. dentro. associada, aparentemente, com as áreas da coroa, nas quais há um meio Aba. 1. - Características médias do vento solar na órbita da Terra

Velocidade
Concentração de prótons
Temperatura do próton
Temperatura do elétron
Força do campo magnético
Densidade de fluxo Python....	2,4*10 8 cm -2 *c -1
Densidade de fluxo de energia cinética	0,3 erg*cm -2 *s -1

Aba. 2.- Composição química relativa do vento solar

	Conteúdo relativo

	Conteúdo relativo

Além do principal os componentes do século S. - prótons e elétrons, - partículas também foram encontradas em sua composição.Medidas de ionização. temperatura de íons S. século. tornam possível determinar a temperatura eletrônica da coroa solar.

No século S. diferenças são observadas. tipos de ondas: Langmuir, assobiadores, íon-som, ondas de plasma). Algumas das ondas do tipo Alfvén são geradas no Sol e algumas são excitadas no meio interplanetário. A geração de ondas suaviza os desvios da função de distribuição das partículas do Maxwelliano e, em conjunto com a influência do magnético. campo no plasma leva ao fato de que S. século. comporta-se como um continuum. Ondas do tipo Alfvén desempenham um grande papel na aceleração dos pequenos componentes de C.

Arroz. 1. Vento solar maciço. No eixo horizontal - a razão entre a massa da partícula e sua carga, na vertical - o número de partículas registradas na janela de energia do dispositivo por 10 s. Os números com o sinal "+" indicam a carga do íon.

O fluxo de S. é supersônico em relação às velocidades desses tipos de ondas, to-rye fornecer eff. transferência de energia no século S. (Alvenov, som). Alvenovskoye e som Mach número C. dentro. 7. Ao fluir em torno de S. in. obstáculos capazes de desviá-lo efetivamente (os campos magnéticos de Mercúrio, Terra, Júpiter, Saturno ou as ionosferas condutoras de Vênus e, aparentemente, Marte), forma-se uma onda de choque de arco de saída. ondas, o que lhe permite fluir em torno de um obstáculo. Ao mesmo tempo em S. século. forma-se uma cavidade - a magnetosfera (própria ou induzida), a forma e o tamanho do enxame são determinados pelo equilíbrio da pressão magnética. campo do planeta e a pressão do fluxo de plasma fluindo (ver Fig. Magnetosfera da Terra, Magnetosfera dos planetas). No caso da interação S. século. com um corpo não condutor (por exemplo, a Lua), uma onda de choque não ocorre. O fluxo de plasma é absorvido pela superfície e uma cavidade é formada atrás do corpo, que é gradualmente preenchida com plasma C. dentro.

O processo estacionário de fluxo de plasma corona é sobreposto por processos não estacionários associados a chamas no sol. Com surtos fortes, a matéria é ejetada do fundo. regiões da coroa para o meio interplanetário. variações magnéticas).

Arroz. 2. Propagação de uma onda de choque interplanetária e ejeção de uma explosão solar. As setas mostram a direção do movimento do plasma do vento solar,

Arroz. 3. Tipos de soluções para a equação de expansão corona. A velocidade e a distância são normalizadas para a velocidade crítica vc e a distância crítica Rc. A solução 2 corresponde ao vento solar.

A expansão da coroa solar é descrita por um sistema de ur-ções de conservação de massa, v k) em alguns pontos críticos. distância R e expansão subsequente em velocidade supersônica. Esta solução fornece um valor muito pequeno da pressão no infinito, o que torna possível combiná-lo com a baixa pressão do meio interestelar. Yu. Parker chamou o curso deste tipo S. século. , onde m é a massa do próton, é o índice adiabático, é a massa do Sol. Na fig. 4 mostra a mudança na taxa de expansão com heliocêntrico. condutividade térmica, viscosidade,

Arroz. 4. Perfis de velocidade do vento solar para o modelo corona isotérmico em vários valores de temperatura coronal.

S. v. fornece o principal a saída de energia térmica da coroa, desde a transferência de calor para a cromosfera, el.-mag. coronas e condutividade térmica eletrônicapp. dentro. insuficiente para estabelecer o equilíbrio térmico da coroa. A condutividade térmica eletrônica proporciona uma diminuição lenta na temperatura de S. in. com distância. luminosidade do sol.

S. v. transporta o campo magnético coronal com ele para o meio interplanetário. campo. As linhas de força desse campo congeladas no plasma formam o campo magnético interplanetário. campo (MMP), embora a intensidade do IMF seja pequena e sua densidade de energia seja aproximadamente 1% da densidade da cinética. energia S. v., desempenha um papel importante na termodinâmica de S. dentro. e na dinâmica das interações de S.. com os corpos do sistema solar, bem como os fluxos de S. in. entre eles mesmos. Combinação da expansão de S.. com a rotação do Sol leva ao fato de que o magn. as linhas de força congeladas no século S. têm a forma, B R e os componentes azimutais do magnético. campos mudam de forma diferente com a distância perto do plano da eclíptica:

onde - ang. velocidade de rotação do sol e - componente radial da velocidade c., o índice 0 corresponde ao nível inicial. A uma distância da órbita da Terra, o ângulo entre a direção do magnético. campos e R cerca de 45°. Em grande L magn.

Arroz. 5. A forma da linha de campo do campo magnético interplanetário - a velocidade angular da rotação do Sol, e - a componente radial da velocidade do plasma, R - a distância heliocêntrica.

S. v., surgindo sobre as regiões do Sol com decomp. orientação magnética. campos, velocidade, temp-pa, concentração de partículas, etc.) também cf. mudam regularmente na seção transversal de cada setor, o que está associado à existência de um fluxo S. rápido dentro do setor. Os limites dos setores geralmente estão localizados no fluxo intralento de S. at. Na maioria das vezes, 2 ou 4 setores são observados, girando com o Sol. Esta estrutura que se forma na retirada de S. do século. magnético de grande porte campo da coroa, pode ser observado por vários. revoluções do sol. A estrutura setorial do FMI é consequência da existência de uma folha de corrente (TS) no meio interplanetário, que gira junto com o Sol. TS cria um surto magnético. campos - radiais IMF têm sinais diferentes em diferentes lados do veículo. Este TS, previsto por H. Alfven, passa por aquelas partes da coroa solar, que estão associadas a regiões ativas no Sol, e separa essas regiões da decomposição. sinais do componente radial do ímã solar. Campos. O TC está localizado aproximadamente no plano do equador solar e possui uma estrutura dobrada. A rotação do Sol leva à torção das dobras CS em uma espiral (Fig. 6). Estando perto do plano da eclíptica, o observador acaba por estar acima ou abaixo do CS, devido ao qual cai em setores com diferentes sinais do componente radial do IMF.

Perto do Sol no séc. N. existem gradientes de velocidade longitudinais e latitudinais de ondas de choque sem colisões (Fig. 7). Primeiro, forma-se uma onda de choque que se propaga para frente a partir do limite dos setores (uma onda de choque direta) e, em seguida, forma-se uma onda de choque reversa que se propaga em direção ao Sol.

Arroz. 6. Forma da folha de corrente heliosférica. Sua interseção com o plano da eclíptica (inclinado para o equador do Sol em um ângulo de ~ 7°) fornece a estrutura setorial observada do campo magnético interplanetário.

Arroz. 7. Estrutura do setor do campo magnético interplanetário. As setas curtas mostram a direção do vento solar, as linhas de seta mostram as linhas do campo magnético, a linha pontilhada mostra os limites do setor (a interseção do plano da figura com a folha atual).

Como a velocidade da onda de choque é menor que a velocidade do SV, ela carrega a onda de choque reversa na direção oposta ao Sol. Ondas de choque próximas aos limites do setor são formadas a distâncias de ~1 UA. e. e pode ser rastreado a distâncias de vários. uma. e. Essas ondas de choque, como as ondas de choque interplanetárias das explosões solares e as ondas de choque circumplanetárias, aceleram as partículas e são, portanto, uma fonte de partículas energéticas.

S. v. estende-se a distâncias de ~100 UA. Ou seja, onde a pressão do meio interestelar equilibra a dinâmica. pressão de S. A cavidade varrida por S. in. ambiente interplanetário). ExpansãoS. dentro. junto com o ímã congelado nele. campo impede a penetração no sistema solar galáctico. espaço raios de baixa energia e leva a variações cósmicas. raios de alta energia. Um fenômeno semelhante a S. V., encontrado em algumas outras estrelas (ver. vento estelar).

Aceso.: Parker E. N., Dynamics in the interplanetary medium, O. L. Vaisberg.

Enciclopédia física. Em 5 volumes. - M.: Enciclopédia Soviética. Editor-chefe A. M. Prokhorov. 1988 .

Veja o que é "SOLAR WIND" em outros dicionários:

VENTO SOLAR, o fluxo de plasma da coroa solar que preenche o sistema solar até uma distância de 100 unidades astronômicas do Sol, onde a pressão do meio interestelar equilibra a pressão dinâmica do fluxo. A composição principal é prótons, elétrons, núcleos ... Enciclopédia Moderna

VENTO SOLAR, um fluxo constante de partículas carregadas (principalmente prótons e elétrons) acelerado pela alta temperatura do CORONA solar a velocidades suficientemente grandes para que as partículas superem a gravidade do Sol. O vento solar desvia... Dicionário enciclopédico científico e técnico

V.B. Baranov, Universidade Estadual Lomonosov de Moscou M.V. Lomonossov

O artigo trata do problema da expansão supersônica da coroa solar (vento solar). Quatro problemas principais são analisados: 1) as razões para a saída de plasma da coroa solar; 2) se tal escoamento é homogêneo; 3) mudança nos parâmetros do vento solar com a distância do Sol e 4) como o vento solar flui para o meio interestelar.

Introdução

Quase 40 anos se passaram desde que o físico americano E. Parker previu teoricamente um fenômeno chamado "vento solar" e que, alguns anos depois, foi confirmado experimentalmente pelo grupo do cientista soviético K. Gringauz usando instrumentos instalados no Luna - 2" e "Luna-3". O vento solar é uma corrente de plasma de hidrogênio totalmente ionizado, ou seja, um gás constituído por elétrons e prótons de aproximadamente a mesma densidade (condição de quase-neutralidade), que se afasta do Sol em alta velocidade supersônica. Na órbita da Terra (uma unidade astronômica (UA) do Sol), a velocidade VE dessa corrente é de aproximadamente 400-500 km/s, a concentração de prótons (ou elétrons) ne = 10-20 partículas por centímetro cúbico, e sua temperatura Te é de aproximadamente 100.000 K (a temperatura do elétron é um pouco mais alta).

Além de elétrons e prótons, partículas alfa (da ordem de alguns por cento), uma pequena quantidade de partículas mais pesadas e um campo magnético foram detectados no espaço interplanetário, cuja indução média acabou sendo na órbita da Terra de a ordem de vários gamas (1

= 10-5 G).

Um pouco de história relacionada à previsão teórica do vento solar

Durante a não tão longa história da astrofísica teórica, acreditava-se que todas as atmosferas das estrelas estão em equilíbrio hidrostático, ou seja, em um estado em que a força da atração gravitacional de uma estrela é equilibrada pela força associada ao gradiente de pressão. em sua atmosfera (com uma mudança na pressão por unidade de distância r das estrelas centrais). Matematicamente, esse equilíbrio é expresso como uma equação diferencial ordinária

(1)

onde G é a constante gravitacional, M* é a massa da estrela, p é a pressão atmosférica do gás,

é a sua densidade de massa. Se a distribuição de temperatura T na atmosfera for dada, então a partir da equação de equilíbrio (1) e da equação de estado para um gás ideal

(2)

onde R é a constante do gás, obtém-se facilmente a chamada fórmula barométrica, que no caso particular de uma temperatura constante T terá a forma

(3)

Na fórmula (3), p0 é a pressão na base da atmosfera estelar (em r = r0). Pode-se ver a partir desta fórmula que para r

, ou seja, a distâncias muito grandes da estrela, a pressão p tende a um limite finito, que depende do valor da pressão p0.

Como se acreditava que a atmosfera solar, assim como as atmosferas de outras estrelas, está em estado de equilíbrio hidrostático, seu estado foi determinado por fórmulas semelhantes às fórmulas (1), (2), (3) . Levando em conta o fenômeno incomum e ainda não totalmente compreendido de um aumento acentuado da temperatura de cerca de 10.000 graus na superfície do Sol para 1.000.000 graus na coroa solar, Chapman (veja, por exemplo) desenvolveu a teoria de uma coroa solar estática , que deveria ter passado suavemente para o meio interestelar ao redor do sistema solar.

No entanto, em seu trabalho pioneiro, Parker notou que a pressão no infinito, obtida a partir de uma fórmula como (3) para a coroa solar estática, acaba sendo quase uma ordem de grandeza maior do que o valor de pressão estimado para o gás interestelar de observações. Para eliminar essa discrepância, Parker sugeriu que a coroa solar não está em um estado de equilíbrio estático, mas está continuamente se expandindo para o meio interplanetário ao redor do Sol. Ao mesmo tempo, em vez da equação de equilíbrio (1), ele propôs usar uma equação hidrodinâmica de movimento da forma

(4)

onde no sistema de coordenadas associado ao Sol, o valor V é a velocidade radial do plasma. Debaixo

refere-se à massa do sol.

Para uma dada distribuição de temperatura Т, o sistema de equações (2) e (4) tem soluções do tipo mostrado nas Figs. 1. Nesta figura, a denota a velocidade do som e r* é a distância da origem na qual a velocidade do gás é igual à velocidade do som (V = a). Obviamente, apenas as curvas 1 e 2 nas Figs. 1 têm um significado físico para o problema da saída de gás do Sol, uma vez que as curvas 3 e 4 têm velocidades não únicas em cada ponto, e as curvas 5 e 6 correspondem a velocidades muito altas na atmosfera solar, o que não é observado em telescópios . Parker analisou as condições em que se implementa na natureza uma solução correspondente à curva 1. Mostrou que para igualar a pressão obtida de tal solução com a pressão no meio interestelar, o caso mais realista é a transição do gás de um fluxo subsônico (em r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*), e chamou essa corrente de vento solar. No entanto, essa afirmação foi contestada no trabalho de Chamberlain, que considerou a solução mais realista correspondente à curva 2, que descreve a "brisa solar" subsônica em todos os lugares. Ao mesmo tempo, os primeiros experimentos em espaçonaves (ver, por exemplo), que descobriram fluxos de gás supersônico do Sol, não pareciam, a julgar pela literatura, a Chamberlain suficientemente confiáveis.

Arroz. 1. Possíveis soluções de equações unidimensionais da dinâmica dos gases para a velocidade V do fluxo de gás da superfície do Sol na presença de força gravitacional. A curva 1 corresponde à solução para o vento solar. Aqui a é a velocidade do som, r é a distância do Sol, r* é a distância na qual a velocidade do gás é igual à velocidade do som, é o raio do Sol.

A história dos experimentos no espaço sideral provou brilhantemente a exatidão das idéias de Parker sobre o vento solar. Material detalhado sobre a teoria do vento solar pode ser encontrado, por exemplo, na monografia.

Idéias sobre o fluxo uniforme de plasma da coroa solar

A partir das equações unidimensionais da dinâmica dos gases, pode-se obter o resultado bem conhecido: na ausência de forças de corpo, um fluxo de gás esfericamente simétrico de uma fonte pontual pode ser subsônico ou supersônico em todos os lugares. A presença da força gravitacional (lado direito) na equação (4) leva ao aparecimento de soluções como a curva 1 na Fig. 1, ou seja, com a transição pela velocidade do som. Façamos uma analogia com o fluxo clássico no bocal Laval, que é a base de todos os motores a jato supersônicos. Esquematicamente, esse fluxo é mostrado na Fig. 2.

Arroz. Fig. 2. Esquema do fluxo no bocal Laval: 1 - um tanque chamado receptor, no qual é fornecido ar muito quente em baixa velocidade, 2 - a região da compressão geométrica do canal para acelerar o subsônico fluxo de gás, 3 - a região da expansão geométrica do canal para acelerar o fluxo supersônico.

O tanque 1, chamado de receptor, é abastecido com um gás aquecido a uma temperatura muito alta a uma velocidade muito baixa (a energia interna do gás é muito maior que sua energia cinética de movimento direcionado). Por meio de uma compressão geométrica do canal, o gás é acelerado na região 2 (fluxo subsônico) até que sua velocidade atinja a velocidade do som. Para sua maior aceleração, é necessário expandir o canal (região 3 do fluxo supersônico). Em toda a região de fluxo, o gás é acelerado devido ao seu resfriamento adiabático (sem fornecimento de calor) (a energia interna do movimento caótico é convertida em energia do movimento direcionado).

No problema considerado da formação do vento solar, o papel do receptor é desempenhado pela coroa solar, e o papel das paredes do bocal Laval é desempenhado pela força gravitacional da atração solar. De acordo com a teoria de Parker, a transição através da velocidade do som deve ocorrer em algum lugar a uma distância de vários raios solares. No entanto, uma análise das soluções obtidas na teoria mostrou que a temperatura da coroa solar não é suficiente para que seu gás seja acelerado a velocidades supersônicas, como é o caso da teoria do bocal de Laval. Deve haver alguma fonte adicional de energia. Tal fonte é atualmente considerada a dissipação de movimentos ondulatórios sempre presentes no vento solar (às vezes chamado de turbulência de plasma), sobrepostos ao fluxo médio, e o próprio fluxo deixa de ser adiabático. A análise quantitativa de tais processos ainda requer mais pesquisas.

Curiosamente, os telescópios terrestres detectam campos magnéticos na superfície do Sol. O valor médio de sua indução magnética B é estimado em 1 G, embora em formações fotosféricas individuais, por exemplo, em manchas solares, o campo magnético possa ser de ordem de magnitude maior. Como o plasma é um bom condutor de eletricidade, é natural que os campos magnéticos solares interajam com seus fluxos do Sol. Neste caso, uma teoria puramente gasodinâmica fornece uma descrição incompleta do fenômeno em consideração. A influência do campo magnético no fluxo do vento solar só pode ser considerada no âmbito de uma ciência chamada magnetohidrodinâmica. Quais são os resultados de tais considerações? De acordo com trabalhos pioneiros nessa direção (ver também ), o campo magnético leva ao aparecimento de correntes elétricas j no plasma do vento solar, que, por sua vez, leva ao aparecimento de uma força ponderomotriz j x B, que é direcionada em uma direção perpendicular à direção radial. Como resultado, o vento solar tem uma componente de velocidade tangencial. Este componente é quase duas ordens de magnitude menor que o radial, mas desempenha um papel significativo na remoção do momento angular do Sol. Supõe-se que esta última circunstância possa desempenhar um papel significativo na evolução não apenas do Sol, mas também de outras estrelas nas quais um "vento estelar" foi descoberto. Em particular, para explicar a diminuição acentuada da velocidade angular das estrelas do tipo espectral tardio, a hipótese da transferência do momento rotacional para os planetas formados ao seu redor é frequentemente invocada. O mecanismo considerado da perda do momento angular do Sol pela saída de plasma dele abre a possibilidade de revisar essa hipótese.

Imagine que você ouviu as palavras do locutor na previsão do tempo: “Amanhã o vento vai pegar forte. Nesse sentido, são possíveis interrupções na operação de rádio, comunicações móveis e Internet. Missão espacial dos EUA atrasada. Auroras intensas são esperadas no norte da Rússia…”.


Você ficará surpreso: que bobagem, o que o vento tem a ver com isso? Mas o fato é que você perdeu o início da previsão: “Ontem à noite houve uma erupção solar. Uma poderosa corrente de vento solar está se movendo em direção à Terra…”.

O vento comum é o movimento de partículas de ar (moléculas de oxigênio, nitrogênio e outros gases). Um fluxo de partículas também corre do Sol. É chamado de vento solar. Se você não se aprofundar em centenas de fórmulas complicadas, cálculos e disputas científicas acaloradas, em geral, a imagem aparece da seguinte maneira.

Reações termonucleares estão acontecendo dentro de nossa luminária, aquecendo essa enorme bola de gases. A temperatura da camada externa - a coroa solar atinge um milhão de graus. Isso faz com que os átomos se movam a tal velocidade que, quando colidem, eles se esmagam em pedacinhos. Sabe-se que um gás aquecido tende a se expandir e ocupar um volume maior. Algo semelhante está acontecendo aqui. Partículas de hidrogênio, hélio, silício, enxofre, ferro e outras substâncias se espalham em todas as direções.

Eles estão ganhando cada vez mais velocidade e em cerca de seis dias alcançam as fronteiras próximas à Terra. Mesmo que o sol estivesse calmo, a velocidade do vento solar chega até aqui a 450 quilômetros por segundo. Bem, quando a explosão solar explode uma enorme bolha de partículas de fogo, sua velocidade pode chegar a 1200 quilômetros por segundo! E você não pode chamar de "brisa" refrescante - cerca de 200 mil graus.

Uma pessoa pode sentir o vento solar?

De fato, uma vez que o fluxo de partículas quentes está constantemente correndo, por que não sentimos como ele nos "explode"? Suponha que as partículas sejam tão pequenas que a pele não sinta seu toque. Mas eles também não são percebidos pelos dispositivos terrestres. Por quê?

Porque a Terra está protegida dos vórtices solares pelo seu campo magnético. O fluxo de partículas flui em torno dele, por assim dizer, e se precipita mais. É apenas nos dias em que as emissões solares são particularmente fortes que nosso escudo magnético tem dificuldade. Um furacão solar o atravessa e explode na atmosfera superior. Partículas alienígenas causam . O campo magnético é fortemente deformado, os meteorologistas falam sobre "tempestades magnéticas".


Por causa deles, os satélites espaciais ficam fora de controle. Os aviões desaparecem das telas de radar. As ondas de rádio sofrem interferência e as comunicações são interrompidas. Nesses dias, as antenas parabólicas são desligadas, os voos são cancelados e a “comunicação” com a espaçonave é interrompida. Nas redes elétricas, trilhos ferroviários, oleodutos, uma corrente elétrica nasce de repente. A partir disso, os semáforos mudam sozinhos, os gasodutos enferrujam e os aparelhos elétricos desconectados queimam. Além disso, milhares de pessoas sentem desconforto e desconforto.

Os efeitos cósmicos do vento solar podem ser detectados não apenas durante as explosões no Sol: ele é, embora mais fraco, mas sopra constantemente.

Há muito se observa que a cauda de um cometa cresce à medida que se aproxima do Sol. Isso faz com que os gases congelados que formam o núcleo do cometa evaporem. E o vento solar carrega esses gases na forma de uma pluma, sempre direcionada na direção oposta do Sol. Assim, o vento terrestre afasta a fumaça da chaminé e lhe dá uma forma ou outra.

Durante anos de atividade aumentada, a exposição da Terra aos raios cósmicos galácticos cai drasticamente. O vento solar está ganhando tanta força que simplesmente os varre para os arredores do sistema planetário.

Existem planetas em que o campo magnético é muito fraco, se não completamente ausente (por exemplo, em Marte). Aqui nada impede que o vento solar percorra. Os cientistas acreditam que foi ele quem, ao longo de centenas de milhões de anos, quase “explodiu” sua atmosfera de Marte. Por causa disso, o planeta laranja perdeu suor e água e, possivelmente, organismos vivos.

Onde o vento solar diminui?

Ninguém sabe a resposta exata ainda. As partículas voam para a vizinhança da Terra, ganhando velocidade. Depois cai gradualmente, mas parece que o vento atinge os cantos mais distantes do sistema solar. Em algum lugar lá ele enfraquece e é desacelerado pela matéria interestelar rarefeita.

Até agora, os astrônomos não podem dizer exatamente até onde isso acontece. Para responder, você precisa pegar partículas, voando cada vez mais longe do Sol, até que elas parem de cruzar. A propósito, o limite onde isso acontecerá pode ser considerado o limite do sistema solar.


Armadilhas para o vento solar são equipadas com naves espaciais que são lançadas periodicamente do nosso planeta. Em 2016, os fluxos de vento solar foram capturados em vídeo. Quem sabe se ele não se tornará o mesmo "personagem" familiar dos boletins meteorológicos que nosso velho amigo - o vento da terra?

Pode ser usado não apenas como hélice para veleiros espaciais, mas também como fonte de energia. A aplicação mais famosa do vento solar nessa capacidade foi proposta pela primeira vez por Freeman Dyson, que sugeriu que uma civilização altamente desenvolvida poderia criar uma esfera em torno de uma estrela que coletaria toda a energia emitida por ela. A partir disso, outro método de busca por civilizações extraterrestres também foi proposto.

Enquanto isso, uma equipe de pesquisadores da Universidade de Washington (Washington State University) liderada por Brooks Harrop (Brooks Harrop) propôs um conceito mais prático para o uso da energia eólica solar - os satélites Dyson-Harrop. São usinas de energia bastante simples que coletam elétrons do vento solar. Uma longa haste de metal apontada para o Sol é energizada para gerar um campo magnético que atrairá elétrons. Na outra extremidade está um receptor de armadilha de elétrons, que consiste em uma vela e um receptor.

De acordo com os cálculos de Harrop, um satélite com uma haste de 300 metros, 1 cm de espessura e uma armadilha de 10 metros, na órbita da Terra, poderá “coletar” até 1,7 MW. Isso é suficiente para fornecer energia para cerca de 1.000 casas particulares. O mesmo satélite, mas com uma haste de um quilômetro e uma vela de 8.400 quilômetros, poderá "coletar" já 1 bilhão de bilhões de gigawatts de energia (10 27 W). Resta apenas transferir essa energia para a Terra para abandonar todas as suas outras formas.

A equipe de Harrop propõe transferir energia usando um feixe de laser. No entanto, se o design do próprio satélite for bastante simples e bastante viável no nível atual de tecnologia, a criação de um "cabo" de laser ainda é tecnicamente impossível. O fato é que, para coletar efetivamente o vento solar, o satélite Dyson-Harrop deve estar fora do plano da eclíptica, o que significa que está localizado a milhões de quilômetros da Terra. A essa distância, o feixe de laser produzirá um ponto com milhares de quilômetros de diâmetro. Um sistema de focagem adequado exigiria uma lente entre 10 e 100 metros de diâmetro. Além disso, muitos perigos de possíveis falhas do sistema não podem ser excluídos. Por outro lado, a energia também é necessária no próprio espaço, e pequenos satélites Dyson-Harrop podem se tornar sua principal fonte, substituindo painéis solares e reatores nucleares.