Atmosfera Soarelui este 90% hidrogen. Cea mai îndepărtată parte a acesteia de suprafață se numește coroana Soarelui, este clar vizibilă în timpul eclipselor totale de soare. Temperatura coroanei ajunge la 1,5-2 milioane K, iar gazul coroanei este complet ionizat. La o astfel de temperatură a plasmei, viteza termică a protonilor este de aproximativ 100 km/s, iar cea a electronilor este de câteva mii de kilometri pe secundă. Pentru a depăși atracția solară, este suficientă o viteză inițială de 618 km/s, a doua viteză spațială a Soarelui. Prin urmare, există o scurgere constantă de plasmă din corona solară în spațiu. Acest flux de protoni și electroni se numește vântul solar.

După ce au depășit atracția Soarelui, particulele vântului solar zboară pe traiectorii drepte. Viteza fiecărei particule cu îndepărtarea aproape nu se schimbă, dar poate fi diferită. Această viteză depinde în principal de starea suprafeței solare, de „vremea” de pe Soare. În medie, este v ≈ 470 km/s. Vântul solar parcurge distanța până la Pământ în 3-4 zile. Densitatea particulelor din el scade invers proporțional cu pătratul distanței până la Soare. La o distanta egala cu raza orbitei pamantului, in 1 cm 3, sunt in medie 4 protoni si 4 electroni.

Vântul solar reduce masa stelei noastre - Soarele - cu 10 9 kg pe secundă. Deși acest număr pare mare la scara Pământului, în realitate este mic: scăderea masei solare poate fi observată doar de ori de mii de ori mai mult decât vârsta actuală a Soarelui, care este de aproximativ 5 miliarde de ani.

Interacțiunea vântului solar cu câmpul magnetic este interesantă și neobișnuită. Se știe că particulele încărcate se mișcă de obicei într-un câmp magnetic H de-a lungul unui cerc sau de-a lungul liniilor elicoidale. Acest lucru este adevărat, însă, numai atunci când câmpul magnetic este suficient de puternic. Mai precis, pentru mișcarea particulelor încărcate într-un cerc, este necesar ca densitatea de energie a câmpului magnetic H 2 /8π să fie mai mare decât densitatea de energie cinetică a plasmei în mișcare ρv 2 /2. În vântul solar, situația este inversată: câmpul magnetic este slab. Prin urmare, particulele încărcate se mișcă în linii drepte, în timp ce câmpul magnetic nu este constant, se mișcă odată cu fluxul de particule, parcă purtate de acest flux la periferia sistemului solar. Direcția câmpului magnetic în întreg spațiul interplanetar rămâne aceeași ca și pe suprafața Soarelui în momentul eliberării plasmei vântului solar.

Câmpul magnetic, de regulă, își schimbă direcția de 4 ori atunci când ocolește ecuatorul Soarelui. Soarele se rotește: punctele de pe ecuator fac o revoluție în T \u003d 27 de zile. Prin urmare, câmpul magnetic interplanetar este direcționat de-a lungul spiralelor (vezi fig.), iar întreaga imagine a acestui model se rotește după rotația suprafeței solare. Unghiul de rotație al Soarelui se modifică ca φ = 2π/T. Distanța față de Soare crește odată cu viteza vântului solar: r = vt. De aici ecuația spiralelor din fig. are forma: φ = 2πr/vT. La o distanţă de orbită terestră (r = 1,5 10 11 m), unghiul de înclinare a câmpului magnetic faţă de vectorul rază este, după cum se poate verifica uşor, de 50°. În medie, acest unghi este măsurat de nave spațiale, dar nu destul de aproape de Pământ. În apropierea planetelor, însă, câmpul magnetic este aranjat diferit (vezi Magnetosfera).

Flux radial constant al plasmei solare. coroane în producția interplanetară. Fluxul de energie care vine din intestinele Soarelui încălzește plasma coroanei până la 1,5-2 milioane K. Post. încălzirea nu este echilibrată de pierderea de energie din cauza radiațiilor, deoarece corona este mică. Excesul de energie înseamnă. grad duce departe h-tsy S. secolul. (=1027-1029 erg/s). Coroana, prin urmare, nu este în hidrostatică. echilibru, este în continuă expansiune. După alcătuirea secolului S.. nu diferă de plasma coroanei (secolul S. conține în principal protoni, electroni, câteva nuclee de heliu, ioni de oxigen, siliciu, sulf și fier). La baza coroanei (10.000 km de fotosfera solară) h-tsy au un ordin radial de sute de m/s, la o distanță de mai mulți. solar razele, atinge viteza sunetului în plasmă (100 -150 km/s), în apropierea orbitei Pământului, viteza protonilor este de 300-750 km/s, iar spațiul lor. - din mai multe h-ts până la mai multe zeci de fracții în 1 cm3. Cu ajutorul spațiului interplanetar. stații s-a constatat că până pe orbita lui Saturn, densitatea fluxului h-c S. secolului. scade conform legii (r0/r)2, unde r este distanta de la Soare, r0 este nivelul initial. S. v. poartă cu el buclele liniilor de forță ale sorilor. magn. câmpuri, la-secară formează magn interplanetar. . Combinație de mișcare radială a h-c S. sec. odată cu rotația Soarelui dă acestor linii forma de spirale. Structura la scară largă a magnetului. Câmpul din vecinătatea Soarelui are forma unor sectoare, în care câmpul este îndreptat departe de Soare sau spre acesta. Dimensiunea cavității ocupate de SV nu este cunoscută cu exactitate (raza sa, aparent, nu este mai mică de 100 AU). La limitele acestei cavităţi dinamice. S. v. trebuie echilibrat de presiunea gazului interstelar, galactic. magn. câmpuri și galactice spaţiu razele. În vecinătatea Pământului, ciocnirea fluxului de c-c S. v. cu geomagnetic câmpul generează o undă de șoc staționară în fața magnetosferei Pământului (din partea Soarelui, Fig.).

S. v. parcă curge în jurul magnetosferei, limitându-i întinderea în pr-ve. Modificări ale intensității secolului S. asociate cu erupțiile solare, yavl. principal cauza perturbarilor geomagnetice. câmpuri și magnetosfere (furtuni magnetice).

Peste Soare pierde cu S. in. \u003d 2X10-14 parte din masa sa Msun. Este firesc să presupunem că o ieșire de apă, similară cu S. V., există și în alte stele (""). Ar trebui să fie deosebit de intensă pentru stelele masive (cu o masă = câteva zeci de Msolni) și cu o temperatură ridicată a suprafeței (= 30-50 mii K) și pentru stelele cu atmosferă extinsă (giganții roșii), deoarece în primul caz. , părți ale unei coroane stelare foarte dezvoltate au o energie suficient de mare pentru a depăși atracția stelei, iar în a doua, au o parabolă scăzută. viteza (viteza de evacuare; (vezi VITEZE SPATIALE)). Mijloace. pierderile de masă cu vântul stelar (= 10-6 Msol/an și mai mult) pot afecta semnificativ evoluția stelelor. La rândul său, vântul stelar creează „bule” de gaz fierbinte în mediul interstelar - surse de raze X. radiatii.

Dicţionar enciclopedic fizic. - M.: Enciclopedia Sovietică. . 1983 .

VANTUL SOLAR - un flux continuu de plasmă de origine solară, Soarele) în spațiul interplanetar. La temperaturi ridicate, care există în coroana solară (1,5 * 10 9 K), presiunea straturilor de deasupra nu poate echilibra presiunea gazoasă a substanței coronei, iar corona se extinde.

Prima dovadă a existenței postului. fluxul plasmatic de la Soare obtinut de L. Birman (L. Biermann) în anii 1950. asupra analizei forţelor care acţionează asupra cozilor de plasmă ale cometelor. În 1957, J. Parker (E. Parker), analizând condiţiile de echilibru ale substanţei coroanei, a arătat că coroana nu poate fi în condiţii hidrostatice. mier caracteristicile lui S sunt date în tabel. 1. Fluxuri de S. în. poate fi împărțit în două clase: lent - cu o viteză de 300 km/s și rapid - cu o viteză de 600-700 km/s. Fluxurile rapide provin din regiunile coroanei solare, unde structura magnetică. câmpul este aproape de radial. orificii coronare. Fluxuri lente. în. asociat, aparent, cu zonele coroanei, în care există un mijloc Tab. unu. - Caracteristicile medii ale vântului solar pe orbita Pământului

Viteză
Concentrația de protoni
Temperatura protonilor
Temperatura electronilor
Intensitatea câmpului magnetic
Densitatea fluxului Python....	2,4*10 8 cm -2 *c -1
Densitatea fluxului de energie cinetică	0,3 erg*cm -2 *s -1

Tab. 2.- Compoziția chimică relativă a vântului solar

	Conținut relativ

	Conținut relativ

Pe lângă principal componentele secolului S. - protonii si electronii, - particulele s-au gasit si in compozitia lui.Masuratori de ionizare. temperatura ionilor S. sec. fac posibilă determinarea temperaturii electronilor coroanei solare.

În secolul S.. se observa diferente. tipuri de unde: Langmuir, whislers, ion-sunet, unde de plasmă). Unele dintre undele de tip Alfvén sunt generate pe Soare, iar unele sunt excitate în mediul interplanetar. Generarea undelor netezește abaterile funcției de distribuție a particulelor de la Maxwellian și, în legătură cu influența magnetică. câmp pe plasmă duce la faptul că S. sec. se comportă ca un continuum. Undele de tip Alfvén joacă un rol important în accelerarea componentelor mici ale lui C.

Orez. 1. Vânt solar masiv. Pe axa orizontală - raportul dintre masa particulei și sarcina sa, pe verticală - numărul de particule înregistrate în fereastra de energie a dispozitivului timp de 10 s. Numerele cu semnul „+” indică sarcina ionului.

pârâul lui S. în. este supersonică în raport cu vitezele acelor tipuri de valuri, to-rye furnizează eff. transferul de energie în secolul S.. (Alvenov, sunet). Alvenovskoye și sunet Numărul Mach C.în. 7. Când curge în jurul S. în. obstacole capabile să-l devieze eficient (câmpurile magnetice ale lui Mercur, Pământului, Jupiter, Saturn sau ionosferele conducătoare ale lui Venus și, aparent, Marte), se formează o undă de șoc în arc de ieșire. valuri, ceea ce îi permite să curgă în jurul unui obstacol. Totodată în secolul S.. se formează o cavitate - magnetosfera (proprie sau indusă), forma și mărimea roiului sunt determinate de echilibrul presiunii magnetice. câmpul planetei și presiunea fluxului de plasmă care curge (vezi Fig. Magnetosfera Pământului, Magnetosfera planetelor).În cazul interacţiunii S. sec. cu un corp neconductor (de exemplu, Luna), nu are loc o undă de șoc. Fluxul de plasmă este absorbit de suprafață și se formează o cavitate în spatele corpului, care este umplută treptat cu plasmă C. în.

Procesul staționar de ieșire a plasmei corona este suprapus de procese nestaționare asociate cu erupții pe soare. Cu focare puternice, materia este ejectată de jos. regiuni ale coroanei în mediul interplanetar. variatii magnetice).

Orez. 2. Propagarea unei unde de șoc interplanetar și ejecta dintr-o erupție solară. Săgețile arată direcția de mișcare a plasmei vântului solar,

Orez. 3. Tipuri de soluții ale ecuației de expansiune corona. Viteza și distanța sunt normalizate la viteza critică vc și la distanța critică Rc. Soluția 2 corespunde vântului solar.

Expansiunea coroanei solare este descrisă de un sistem de ur-ri de conservare a masei, v k) pe unele critice. distanța R până la și expansiunea ulterioară la viteză supersonică. Această soluție oferă o valoare extrem de mică a presiunii la infinit, ceea ce face posibilă potrivirea acesteia cu presiunea scăzută a mediului interstelar. Yu. Parker a numit cursul acestui tip S. secol. , unde m este masa protonului, este indicele adiabatic, este masa Soarelui. Pe fig. 4 arată modificarea ratei de expansiune cu heliocentric. conductivitate termică, vâscozitate,

Orez. 4. Profile de viteză a vântului solar pentru modelul corona izotermă la diferite valori ale temperaturii coronale.

S. v. oferă principalul scurgerea energiei termice a coroanei, deoarece transferul de căldură către cromosferă, el.-mag. coroane și conductivitate termică electronicăpp. în. insuficient pentru stabilirea echilibrului termic al coroanei. Conductivitatea termică electronică asigură o scădere lentă a temperaturii S. in. cu distanta. luminozitatea soarelui.

S. v. transportă câmpul magnetic coronal cu el în mediul interplanetar. camp. Liniile de forță ale acestui câmp înghețate în plasmă formează câmpul magnetic interplanetar. câmp (MMP).Deși intensitatea IMF este mică și densitatea sa de energie este de aproximativ 1% din densitatea cineticii. energie S. v., joacă un rol important în termodinamica lui S. în. iar în dinamica interacţiunilor lui S.. cu corpurile sistemului solar, precum și cu fluxurile de S. în. între ei. Combinația expansiunii lui S. cu rotatia Soarelui duce la faptul ca magn. liniile de forță înghețate în secolul S. au forma, B R și componentele azimutale ale magneticului. câmpurile se schimbă diferit cu distanța în apropierea planului eclipticii:

unde - ang. viteza de rotație a soarelui și - componenta radială a vitezei c., indicele 0 corespunde nivelului inițial. La o distanță de orbita Pământului, unghiul dintre direcția magneticului. câmpuri și R aproximativ 45°. La mare L mag.

Orez. 5. Forma liniei de câmp a câmpului magnetic interplanetar - viteza unghiulară de rotație a Soarelui și - componenta radială a vitezei plasmei, R - distanța heliocentrică.

S. v., răsărit peste regiunile Soarelui cu decomp. orientare magnetică. câmpuri, viteză, temp-pa, concentrație de particule etc.) cf. modificarea regulată a secțiunii transversale a fiecărui sector, ceea ce este asociat cu existența unui flux rapid de S. în cadrul sectorului. Limitele sectoarelor sunt de obicei situate în fluxul intralent al S. la. Cel mai adesea se observă 2 sau 4 sectoare care se rotesc cu Soarele. Această structură care se formează la scoaterea lui S. din sec. magnetic la scară mare câmpul coroanei, poate fi observat pentru mai multe. revoluțiile soarelui. Structura sectorială a FMI este o consecință a existenței unei foi de curent (TS) în mediul interplanetar, care se rotește împreună cu Soarele. TS creează o supratensiune magnetică. câmpurile - radiale IMF au semne diferite pe diferite părți ale vehiculului. Acest TS, prezis de H. Alfven, trece prin acele secțiuni ale coroanei solare, care sunt asociate cu regiuni active de pe Soare, și separă aceste regiuni de descompunere. semne ale componentei radiale a magnetului solar. câmpuri. TC este situat aproximativ în planul ecuatorului solar și are o structură pliată. Rotirea Soarelui duce la răsucirea pliurilor CS într-o spirală (Fig. 6). Fiind aproape de planul eclipticii, observatorul se dovedește a fi fie deasupra, fie sub CS, datorită căruia se încadrează în sectoare cu semne diferite ale componentei radiale FMI.

Aproape de Soare în secolul N. există gradienți longitudinali și latitudinali de viteză a undelor de șoc fără coliziune (Fig. 7). Mai întâi, se formează o undă de șoc care se propagă înainte de la limita sectoarelor (o undă de șoc directă), iar apoi se formează o undă de șoc inversă care se propagă spre Soare.

Orez. 6. Forma foii de curent heliosferic. Intersecția sa cu planul eclipticii (înclinată față de ecuatorul Soarelui la un unghi de ~ 7°) dă structura sectorială observată a câmpului magnetic interplanetar.

Orez. 7. Structura sectorului câmpului magnetic interplanetar. Săgețile scurte arată direcția vântului solar, liniile săgeți arată liniile câmpului magnetic, linia punctată cu liniile punctate arată limitele sectorului (intersecția planului figurii cu foaia curentă).

Deoarece viteza undei de șoc este mai mică decât viteza SV, ea duce unda de șoc inversă în direcția îndepărtată de Soare. Undele de șoc în apropierea limitelor sectorului se formează la distanțe de ~1 UA. e. și poate fi urmărită la distanțe de mai multe. A. e. Aceste unde de șoc, precum undele de șoc interplanetare de la erupțiile solare și undele de șoc circumplanetare, accelerează particulele și sunt astfel o sursă de particule energetice.

S. v. se extinde la distanțe de ~100 UA. Adică, acolo unde presiunea mediului interstelar echilibrează dinamica. presiunea lui S Cavitatea măturată în sus de S. în. mediul interplanetar). ExtindereS. în. împreună cu magnetul înghețat în el. câmpul împiedică pătrunderea în sistemul solar galactic. spaţiu raze de energii joase si duce la variatii cosmice. fascicule de înaltă energie. Un fenomen asemănător cu S. V., găsit în alte stele (vezi. Vânt stelar).

Lit.: Parker E. N., Dinamica în mediul interplanetar, O. L. Vaisberg.

Enciclopedie fizică. În 5 volume. - M.: Enciclopedia Sovietică. Redactor-șef A. M. Prokhorov. 1988 .

Vedeți ce este „VANTUL SOLAR” în alte dicționare:

SOLAR WIND, fluxul de plasmă corona solară care umple sistemul solar până la o distanță de 100 de unități astronomice de Soare, unde presiunea mediului interstelar echilibrează presiunea dinamică a fluxului. Compoziția principală este protoni, electroni, nuclee... Enciclopedia modernă

VANTUL SOLAR, un flux constant de particule încărcate (în principal protoni și electroni) accelerat de temperatura ridicată a CORONA solară la viteze suficient de mari pentru ca particulele să învingă gravitația Soarelui. Vântul solar deviază... Dicționar enciclopedic științific și tehnic

V.B. Baranov, Universitatea de Stat din Moscova Lomonosov M.V. Lomonosov

Articolul tratează problema expansiunii supersonice a coroanei solare (vântul solar). Sunt analizate patru probleme principale: 1) motivele ieșirii de plasmă din corona solară; 2) dacă un astfel de flux este omogen; 3) modificarea parametrilor vântului solar cu distanța de la Soare și 4) modul în care vântul solar curge în mediul interstelar.

Introducere

Au trecut aproape 40 de ani de când fizicianul american E. Parker a prezis teoretic un fenomen numit „vânt solar” și care, câțiva ani mai târziu, a fost confirmat experimental de grupul savantului sovietic K. Gringauz folosind instrumente montate pe Luna. - 2" și "Luna-3". Vântul solar este un flux de plasmă de hidrogen complet ionizată, adică un gaz format din electroni și protoni de aproximativ aceeași densitate (condiție de cvasi-neutralitate), care se îndepărtează de Soare cu o viteză supersonică mare. Pe orbita Pământului (o unitate astronomică (UA) de la Soare), viteza VE a acestui flux este de aproximativ 400-500 km/s, concentrația de protoni (sau electroni) ne = 10-20 de particule pe centimetru cub și temperatura lor Te este de aproximativ 100.000 K (temperatura electronilor este ceva mai mare).

Pe lângă electroni și protoni, în spațiul interplanetar au fost detectate particule alfa (de ordinul a câteva procente), o cantitate mică de particule mai grele și un câmp magnetic, a cărui valoare medie a inducției s-a dovedit a fi pe Orbita Pământului de ordinul mai multor gama (1

= 10-5 Gs).

Un pic de istorie legat de predicția teoretică a vântului solar

În istoria nu atât de lungă a astrofizicii teoretice, s-a crezut că toate atmosferele stelelor sunt în echilibru hidrostatic, adică într-o stare în care forța de atracție gravitațională a unei stele este echilibrată de forța asociată cu gradientul de presiune. în atmosfera sa (cu o modificare a presiunii pe unitatea de distanță r de stelele centrale). Matematic, acest echilibru este exprimat ca o ecuație diferențială obișnuită

(1)

unde G este constanta gravitațională, M* este masa stelei, p este presiunea atmosferică a gazului,

este densitatea sa de masă. Dacă este dată distribuția temperaturii T în atmosferă, atunci din ecuația de echilibru (1) și ecuația de stare pentru un gaz ideal

(2)

unde R este constanta gazului, se obține cu ușurință așa-numita formulă barometrică, care în cazul particular al unei temperaturi constante T va avea forma

(3)

În formula (3), p0 este presiunea de la baza atmosferei stelare (la r = r0). Din această formulă se poate observa că pentru r

, adică la distanţe foarte mari de stea, presiunea p tinde spre o limită finită, care depinde de valoarea presiunii p0.

Deoarece se credea că atmosfera solară, precum și atmosferele altor stele, se află într-o stare de echilibru hidrostatic, starea sa a fost determinată prin formule similare cu formulele (1), (2), (3) . Luând în considerare fenomenul neobișnuit și încă neînțeles pe deplin al unei creșteri brusce a temperaturii de la aproximativ 10.000 de grade pe suprafața Soarelui la 1.000.000 de grade în coroana solară, Chapman (vezi, de exemplu) a dezvoltat teoria unei coroane solare statice. , care ar fi trebuit să treacă fără probleme în mediul interstelar din jurul sistemului solar.

Totuși, în munca sa de pionierat, Parker a observat că presiunea la infinit, obținută dintr-o formulă ca (3) pentru coroana solară statică, se dovedește a fi aproape cu un ordin de mărime mai mare decât valoarea presiunii care a fost estimată pentru gazul interstelar din observatii. Pentru a elimina această discrepanță, Parker a sugerat că corona solară nu este în echilibru static, ci se extinde continuu în mediul interplanetar din jurul Soarelui. În același timp, în locul ecuației de echilibru (1), el a propus să se folosească o ecuație hidrodinamică a mișcării de forma

(4)

unde în sistemul de coordonate asociat cu Soarele, valoarea V este viteza radială a plasmei. Sub

se referă la masa soarelui.

Pentru o distribuție dată de temperatură Т, sistemul de ecuații (2) și (4) are soluții de tipul prezentat în Fig. 1. În această figură, a denotă viteza sunetului, iar r* este distanța de la origine la care viteza gazului este egală cu viteza sunetului (V = a). Evident, numai curbele 1 și 2 din Fig. 1 au o semnificație fizică pentru problema curgerii de gaze din Soare, deoarece curbele 3 și 4 au viteze neunice în fiecare punct, iar curbele 5 și 6 corespund unor viteze foarte mari în atmosfera solară, ceea ce nu se observă la telescoape. . Parker a analizat condițiile în care este implementată în natură o soluție corespunzătoare curbei 1. El a arătat că pentru a potrivi presiunea obținută dintr-o astfel de soluție cu presiunea din mediul interstelar, cel mai realist caz este trecerea gazului dintr-un flux subsonic (la r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*), și a numit acest curent vântul solar. Cu toate acestea, această afirmație a fost contestată în lucrarea lui Chamberlain, care a considerat soluția cea mai realistă corespunzătoare curbei 2, care descrie „adierea solară” subsonică peste tot. În același timp, primele experimente pe nave spațiale (vezi, de exemplu,), care au descoperit fluxuri supersonice de gaz de la Soare, nu i s-au părut, judecând după literatură, lui Chamberlain suficient de fiabile.

Orez. 1. Soluții posibile ale ecuațiilor unidimensionale ale dinamicii gazelor pentru viteza V a curgerii gazelor de la suprafața Soarelui în prezența unei forțe gravitaționale. Curba 1 corespunde soluției pentru vântul solar. Aici a este viteza sunetului, r este distanța de la Soare, r* este distanța la care viteza gazului este egală cu viteza sunetului, este raza Soarelui.

Istoria experimentelor din spațiul cosmic a dovedit cu brio corectitudinea ideilor lui Parker despre vântul solar. Material detaliat despre teoria vântului solar poate fi găsit, de exemplu, în monografie.

Idei despre fluxul uniform de plasmă din coroana solară

Din ecuațiile unidimensionale ale dinamicii gazelor, se poate obține rezultatul binecunoscut: în absența forțelor corpului, un flux de gaz simetric sferic dintr-o sursă punctuală poate fi subsonic sau supersonic peste tot. Prezența forței gravitaționale (partea dreaptă) în ecuația (4) duce la apariția unor soluții precum curba 1 din Fig. 1, adică cu trecerea prin viteza sunetului. Să facem o analogie cu fluxul clasic în duza Laval, care stă la baza tuturor motoarelor cu reacție supersonice. Schematic, acest flux este prezentat în Fig. 2.

Orez. Fig. 2. Schema de curgere în duza Laval: 1 - un rezervor, numit receptor, în care este introdus aer foarte cald cu o viteză mică, 2 - regiunea compresiei geometrice a canalului pentru a accelera subsonicul fluxul de gaz, 3 - regiunea expansiunii geometrice a canalului pentru a accelera fluxul supersonic.

Rezervorul 1, numit receptor, este alimentat cu gaz încălzit la o temperatură foarte mare la o viteză foarte mică (energia internă a gazului este mult mai mare decât energia sa cinetică de mișcare direcționată). Prin intermediul unei compresii geometrice a canalului, gazul este accelerat în regiunea 2 (flux subsonic) până când viteza sa atinge viteza sunetului. Pentru accelerarea sa în continuare, este necesară extinderea canalului (regiunea 3 a fluxului supersonic). În întreaga regiune de curgere, gazul este accelerat datorită răcirii adiabatice (fără aport de căldură) (energia internă a mișcării haotice este transformată în energia mișcării direcționate).

În problema considerată a formării vântului solar, rolul receptorului este jucat de corona solară, iar rolul pereților duzei Laval este jucat de forța gravitațională a atracției solare. Conform teoriei lui Parker, trecerea prin viteza sunetului ar trebui să aibă loc undeva la o distanță de mai multe raze solare. Cu toate acestea, o analiză a soluțiilor obținute în teorie a arătat că temperatura coroanei solare nu este suficientă pentru ca gazul său să fie accelerat la viteze supersonice, așa cum este cazul în teoria duzelor Laval. Trebuie să existe o sursă suplimentară de energie. O astfel de sursă este considerată în prezent a fi disiparea mișcărilor valurilor, care sunt întotdeauna prezente în vântul solar (uneori se numesc turbulență de plasmă), suprapuse debitului mediu, iar fluxul în sine nu mai este adiabatic. Analiza cantitativă a unor astfel de procese necesită încă cercetări suplimentare.

Interesant este că telescoapele de la sol detectează câmpurile magnetice de pe suprafața Soarelui. Valoarea medie a inducției lor magnetice B este estimată la 1 G, deși în formațiunile fotosferice individuale, de exemplu, în pete, câmpul magnetic poate fi cu ordine de mărime mai mare. Deoarece plasma este un bun conductor de electricitate, este firesc ca câmpurile magnetice solare să interacționeze cu fluxurile sale de la Soare. În acest caz, o teorie pur gaz-dinamică oferă o descriere incompletă a fenomenului luat în considerare. Influența câmpului magnetic asupra fluxului vântului solar poate fi considerată doar în cadrul unei științe numite magnetohidrodinamică. Care sunt rezultatele unor astfel de considerații? Conform lucrărilor de pionierat în această direcție (vezi și ), câmpul magnetic duce la apariția curenților electrici j în plasma vântului solar, care, la rândul său, duce la apariția unei forțe ponderomotrice j x B, care este direcționată într-o direcție perpendiculară pe direcția radială. Ca urmare, vântul solar are o componentă de viteză tangenţială. Această componentă este cu aproape două ordine de mărime mai mică decât cea radială, dar joacă un rol semnificativ în îndepărtarea momentului unghiular de la Soare. Se presupune că această din urmă împrejurare poate juca un rol semnificativ în evoluția nu numai a Soarelui, ci și a altor stele în care a fost descoperit un „vânt stelar”. În special, pentru a explica scăderea bruscă a vitezei unghiulare a stelelor de tip spectral târziu, este adesea invocată ipoteza transferului momentului de rotație către planetele formate în jurul lor. Mecanismul considerat al pierderii momentului unghiular al Soarelui prin ieșirea de plasmă din acesta deschide posibilitatea revizuirii acestei ipoteze.

Imaginați-vă că ați auzit cuvintele crainicului în prognoza meteo: „Mâine vântul se va ridica puternic. În acest sens, sunt posibile întreruperi în funcționarea radioului, a comunicațiilor mobile și a internetului. Misiunea spațială a SUA a fost amânată. Sunt așteptate aurore intense în nordul Rusiei...”.


Vei fi surprins: ce prostie, ce legatura are vantul cu el? Dar adevărul este că ai ratat începutul prognozei: „Aseară a fost o erupție solară. Un curent puternic de vânt solar se îndreaptă spre Pământ...”.

Vântul obișnuit este mișcarea particulelor de aer (molecule de oxigen, azot și alte gaze). De asemenea, un flux de particule iese din Soare. Se numește vântul solar. Dacă nu vă aprofundați în sute de formule greoaie, calcule și dispute științifice aprinse, atunci, în general, imaginea apare după cum urmează.

Reacțiile termonucleare au loc în interiorul luminii noastre, încălzind această minge uriașă de gaze. Temperatura stratului exterior - coroana solară atinge un milion de grade. Acest lucru face ca atomii să se miște cu o viteză atât de mare încât atunci când se ciocnesc, se zdrobesc unul pe altul în bucăți. Se știe că un gaz încălzit tinde să se extindă și să ocupe un volum mai mare. Ceva similar se întâmplă aici. Particulele de hidrogen, heliu, siliciu, sulf, fier și alte substanțe se împrăștie în toate direcțiile.

Aceștia câștigă din ce în ce mai multă viteză și în aproximativ șase zile ajung la granițele din apropierea Pământului. Chiar dacă soarele era calm, viteza vântului solar ajunge aici până la 450 de kilometri pe secundă. Ei bine, atunci când erupția solară erupe o bulă uriașă de particule, viteza lor poate atinge 1200 de kilometri pe secundă! Și nu o puteți numi o „briză” răcoritoare - aproximativ 200 de mii de grade.

Poate o persoană să simtă vântul solar?

Într-adevăr, din moment ce fluxul de particule fierbinți se grăbește constant, de ce nu simțim cum ne „suflă”? Să presupunem că particulele sunt atât de mici încât pielea nu le simte atingerea. Dar nici dispozitivele terestre nu sunt observate. De ce?

Pentru că Pământul este protejat de vârtejurile solare prin câmpul său magnetic. Fluxul de particule curge în jurul lui, așa cum ar fi, și se grăbește mai departe. Numai în zilele în care emisiile solare sunt deosebit de puternice scutul nostru magnetic are dificultăți. Un uragan solar străpunge ea și izbucnește în atmosfera superioară. Particulele extraterestre cauzează . Câmpul magnetic este puternic deformat, prognozatorii vorbesc despre „furtuni magnetice”.


Din cauza lor, sateliții spațiali scapă de sub control. Avioanele dispar de pe ecranele radarului. Undele radio sunt interferate și comunicațiile sunt întrerupte. În astfel de zile, antenele parabolice sunt oprite, zborurile sunt anulate și „comunicația” cu navele spațiale este întreruptă. În rețelele electrice, șinele de cale ferată, conductele se naște dintr-o dată un curent electric. Din aceasta, semafoarele se schimbă de la sine, conductele de gaz ruginesc, iar aparatele electrice deconectate se ard. În plus, mii de oameni simt disconfort și disconfort.

Efectele cosmice ale vântului solar pot fi detectate nu numai în timpul erupțiilor asupra Soarelui: acesta este, deși mai slab, dar suflă constant.

S-a observat mult timp că coada unei comete crește pe măsură ce se apropie de Soare. Determină evaporarea gazelor înghețate care formează nucleul cometei. Iar vântul solar transportă aceste gaze sub forma unui penaj, întotdeauna îndreptat în direcția opusă față de Soare. Deci vântul terestru întoarce fumul din coș și îi dă o formă sau alta.

În anii de activitate crescută, expunerea Pământului la razele cosmice galactice scade brusc. Vântul solar capătă atât de puternic încât pur și simplu îi mătură la periferia sistemului planetar.

Există planete în care câmpul magnetic este foarte slab, dacă nu complet absent (de exemplu, pe Marte). Aici nimic nu împiedică vântul solar să se deplaseze. Oamenii de știință cred că el a fost cel care, de-a lungul a sute de milioane de ani, aproape că și-a „suflat” atmosfera de pe Marte. Din această cauză, planeta portocalie a pierdut transpirație și apă și, posibil, organisme vii.

Unde se potolește vântul solar?

Nimeni nu știe încă răspunsul exact. Particulele zboară în vecinătatea Pământului, crescând viteză. Apoi cade treptat, dar se pare că vântul ajunge în cele mai îndepărtate colțuri ale sistemului solar. Undeva acolo slăbește și este decelerat de materia interstelară rarefiată.

Până acum, astronomii nu pot spune exact cât de departe se întâmplă acest lucru. Pentru a răspunde, trebuie să prindeți particule, zburând din ce în ce mai departe de Soare, până când nu mai apar. Apropo, limita în care se va întâmpla acest lucru poate fi considerată limita sistemului solar.


Capcanele pentru vântul solar sunt echipate cu nave spațiale care sunt lansate periodic de pe planeta noastră. În 2016, fluxurile de vânt solar au fost surprinse pe video. Cine știe dacă nu va deveni același „personaj” familiar al rapoartelor meteo ca vechiul nostru prieten - vântul pământului?

Poate fi folosit nu numai ca elice pentru ambarcațiunile cu pânze spațiale, ci și ca sursă de energie. Cea mai faimoasă aplicație a vântului solar în această capacitate a fost propusă pentru prima dată de Freeman Dyson, care a sugerat că o civilizație foarte dezvoltată ar putea crea o sferă în jurul unei stele care să colecteze toată energia emisă de aceasta. Pornind de aici, a fost propusă și o altă metodă de căutare a civilizațiilor extraterestre.

Între timp, o echipă de cercetători de la Universitatea din Washington (Washington State University), condusă de Brooks Harrop (Brooks Harrop) a propus un concept mai practic pentru utilizarea energiei solare eoliene – sateliții Dyson-Harrop. Sunt centrale electrice destul de simple care colectează electroni din vântul solar. O tijă metalică lungă îndreptată spre Soare este alimentată pentru a genera un câmp magnetic care va atrage electroni. La celălalt capăt se află un receptor de capcană de electroni, format dintr-o velă și un receptor.

Conform calculelor lui Harrop, un satelit cu tija de 300 de metri, grosime de 1 cm și capcană de 10 metri, pe orbita Pământului va putea „colecta” până la 1,7 MW. Acest lucru este suficient pentru a furniza energie pentru aproximativ 1000 de case private. Același satelit, dar cu o tijă de un kilometru și o velă de 8400 de kilometri, va putea „colecta” deja 1 miliard de miliard de gigawați de energie (10 27 W). Rămâne doar să transferăm această energie pe Pământ pentru a abandona toate celelalte forme ale sale.

Echipa lui Harrop propune să transfere energie folosind un fascicul laser. Cu toate acestea, dacă proiectarea satelitului în sine este destul de simplă și destul de fezabilă la nivelul actual de tehnologie, atunci crearea unui „cablu” laser este încă imposibilă din punct de vedere tehnic. Cert este că, pentru a colecta eficient vântul solar, satelitul Dyson-Harrop trebuie să se afle în afara planului eclipticii, ceea ce înseamnă că este situat la milioane de kilometri de Pământ. La o asemenea distanță, fasciculul laser va produce o pată de mii de kilometri în diametru. Un sistem de focalizare adecvat ar necesita o lentilă cu diametrul cuprins între 10 și 100 de metri. În plus, multe pericole din posibile defecțiuni ale sistemului nu pot fi excluse. Pe de altă parte, energia este necesară și în spațiul însuși, iar micii sateliți Dyson-Harrop ar putea deveni principala sa sursă, înlocuind panourile solare și reactoarele nucleare.