Ang kapaligiran ng Araw ay 90% hydrogen. Ang pinakamalayong bahagi nito mula sa ibabaw ay tinatawag na korona ng Araw, ito ay malinaw na nakikita sa panahon ng kabuuang solar eclipses. Ang temperatura ng korona ay umabot sa 1.5-2 milyong K, at ang gas ng korona ay ganap na na-ionize. Sa ganoong temperatura ng plasma, ang thermal velocity ng mga proton ay humigit-kumulang 100 km/s, at ang mga electron ay ilang libong kilometro bawat segundo. Upang madaig ang solar attraction, sapat na ang paunang bilis na 618 km/s, ang pangalawang space velocity ng Araw. Samakatuwid, mayroong patuloy na pagtagas ng plasma mula sa solar corona patungo sa kalawakan. Ang daloy ng mga proton at electron na ito ay tinatawag na solar wind.

Ang pagkakaroon ng pagtagumpayan ang atraksyon ng Araw, ang mga particle ng solar wind ay lumilipad sa mga tuwid na trajectory. Ang bilis ng bawat butil na may pag-alis ay halos hindi nagbabago, ngunit maaari itong mag-iba. Ang bilis na ito ay higit na nakasalalay sa estado ng solar surface, sa "panahon" sa Araw. Sa karaniwan, ito ay v ≈ 470 km/s. Ang solar wind ay naglalakbay sa distansya sa Earth sa loob ng 3-4 na araw. Ang density ng mga particle sa loob nito ay bumababa sa kabaligtaran na proporsyon sa parisukat ng distansya sa Araw. Sa layo na katumbas ng radius ng orbit ng mundo, sa 1 cm 3, sa karaniwan, mayroong 4 na proton at 4 na electron.

Binabawasan ng solar wind ang masa ng ating bituin - ang Araw - ng 10 9 kg bawat segundo. Bagama't ang bilang na ito ay tila malaki sa mga kaliskis ng Earth, sa katotohanan ito ay maliit: ang pagbaba sa solar mass ay maaari lamang mapansin sa mga libu-libong beses na mas mahaba kaysa sa kasalukuyang edad ng Araw, na humigit-kumulang 5 bilyong taon.

Ang pakikipag-ugnayan ng solar wind sa magnetic field ay kawili-wili at hindi pangkaraniwan. Ito ay kilala na ang mga sisingilin na particle ay karaniwang gumagalaw sa isang magnetic field H kasama ng isang bilog o kasama ang mga linya ng helical. Ito ay totoo, gayunpaman, kapag ang magnetic field ay sapat na malakas. Mas tiyak, para sa paggalaw ng mga sisingilin na particle sa isang bilog, kinakailangan na ang density ng enerhiya ng magnetic field H 2 / 8π ay mas malaki kaysa sa kinetic energy density ng gumagalaw na plasma ρv 2 /2. Sa solar wind, ang sitwasyon ay baligtad: mahina ang magnetic field. Samakatuwid, ang mga sisingilin na particle ay gumagalaw sa mga tuwid na linya, habang ang magnetic field ay hindi pare-pareho, ito ay gumagalaw kasama ng daloy ng mga particle, na parang dinadala ng daloy na ito sa paligid ng solar system. Ang direksyon ng magnetic field sa buong interplanetary space ay nananatiling pareho sa ibabaw ng Araw sa oras ng paglabas ng solar wind plasma.

Ang magnetic field, bilang panuntunan, ay nagbabago ng direksyon ng 4 na beses kapag umiikot sa ekwador ng Araw. Ang araw ay umiikot: ang mga punto sa ekwador ay gumagawa ng isang rebolusyon sa T \u003d 27 araw. Samakatuwid, ang interplanetary magnetic field ay nakadirekta sa mga spiral (tingnan ang Fig.), at ang buong larawan ng pattern na ito ay umiikot pagkatapos ng pag-ikot ng solar surface. Ang anggulo ng pag-ikot ng Araw ay nagbabago bilang φ = 2π/T. Ang distansya mula sa Araw ay tumataas sa bilis ng solar wind: r = vt. Kaya ang equation ng mga spiral sa fig. ay may anyo: φ = 2πr/vT. Sa layo ng orbit ng lupa (r = 1.5 10 11 m), ang anggulo ng pagkahilig ng magnetic field sa radius vector ay, na madaling ma-verify, 50°. Sa karaniwan, ang anggulong ito ay sinusukat ng spacecraft, ngunit hindi masyadong malapit sa Earth. Malapit sa mga planeta, gayunpaman, ang magnetic field ay nakaayos nang iba (tingnan ang Magnetosphere).

Ang patuloy na radial flux ng solar plasma. mga korona sa paggawa sa pagitan ng mga planeta. Ang daloy ng enerhiya na nagmumula sa bituka ng Araw ay nagpapainit sa plasma ng corona hanggang sa 1.5-2 milyon K. Post. ang pag-init ay hindi balanse ng pagkawala ng enerhiya dahil sa radiation, dahil maliit ang corona. Ang ibig sabihin ng labis na enerhiya. degree carry away h-tsy S. siglo. (=1027-1029 erg/s). Ang korona, samakatuwid, ay wala sa hydrostatic. ekwilibriyo, ito ay patuloy na lumalawak. Ayon sa komposisyon ng S. siglo. ay hindi naiiba sa plasma ng corona (S. century ay naglalaman ng mga pangunahing arr. proton, electron, ilang helium nuclei, oxygen ions, silicon, sulfur, at iron). Sa base ng korona (10,000 km mula sa solar photosphere) ang h-tsy ay may radial order na daan-daang m / s, sa layo na ilang. solar radii, naabot nito ang bilis ng tunog sa plasma (100 -150 km / s), malapit sa orbit ng Earth, ang bilis ng mga proton ay 300-750 km / s, at ang kanilang espasyo. - mula sa ilan h-ts hanggang sa ilan sampu ng mga fraction sa 1 cm3. Sa tulong ng interplanetary space. mga istasyon ito ay natagpuan na hanggang sa orbit ng Saturn, ang flux density ng h-c S. siglo. bumababa ayon sa batas (r0/r)2, kung saan ang r ay ang distansya mula sa Araw, ang r0 ay ang unang antas. S. v. dala nito ang mga loop ng mga linya ng puwersa ng mga araw. magn. fields, to-rye form interplanetary magn. . Kumbinasyon ng radial movement ng h-c S. century. sa pag-ikot ng Araw ay nagbibigay sa mga linyang ito ng hugis ng mga spiral. Malaking istraktura ng magnet. Ang patlang sa paligid ng Araw ay may anyo ng mga sektor, kung saan ang patlang ay nakadirekta palayo sa Araw o patungo dito. Ang laki ng cavity na inookupahan ng SV ay hindi eksaktong kilala (ang radius nito, tila, ay hindi bababa sa 100 AU). Sa mga hangganan ng dynamic na cavity na ito. S. v. dapat balansehin ng presyon ng interstellar gas, galactic. magn. mga patlang at galactic space sinag. Sa paligid ng Earth, ang banggaan ng daloy ng c-c S. v. may geomagnetic field ay bumubuo ng isang nakatigil na shock wave sa harap ng magnetosphere ng Earth (mula sa gilid ng Araw, Fig.).

S. v. na parang dumadaloy sa paligid ng magnetosphere, na nililimitahan ang lawak nito sa pr-ve. Mga pagbabago sa intensity ng S. century na nauugnay sa mga solar flare, yavl. pangunahing ang sanhi ng geomagnetic disturbances. fields at magnetospheres (magnetic storms).

Over the Sun ay natalo kasama si S. in. \u003d 2X10-14 bahagi ng mass nito na Msun. Natural na ipagpalagay na ang pag-agos ng tubig, katulad ng S. V., ay umiiral din sa ibang mga bituin (""). Ito ay dapat lalo na matindi para sa mga malalaking bituin (na may masa = ilang sampu ng Msolns) at may mataas na temperatura sa ibabaw (= 30-50 thousand K) at para sa mga bituin na may pinahabang kapaligiran (mga pulang higante), dahil sa Sa unang kaso , ang mga bahagi ng isang mataas na binuo na stellar corona ay may sapat na mataas na enerhiya upang madaig ang pagkahumaling ng bituin, at sa pangalawa, mayroon silang mababang parabolic. bilis (bilis ng pagtakas; (tingnan ang SPACE SPEEDS)). ibig sabihin. Ang mga pagkawala ng masa sa stellar wind (= 10-6 Msol/yr at higit pa) ay maaaring makabuluhang makaapekto sa ebolusyon ng mga bituin. Sa turn, ang stellar wind ay lumilikha ng "mga bula" ng mainit na gas sa interstellar medium - mga mapagkukunan ng X-ray. radiation.

Pisikal na Encyclopedic Dictionary. - M.: Soviet Encyclopedia. . 1983 .

SOLAR WIND - isang tuluy-tuloy na daloy ng plasma ng solar na pinagmulan, ang Araw) sa interplanetary space. Sa mataas na temperatura, na umiiral sa solar corona (1.5 * 10 9 K), hindi mabalanse ng presyon ng mga nakapatong na layer ang presyon ng gas ng sangkap ng corona, at lumalawak ang corona.

Ang unang katibayan ng pagkakaroon ng post. plasma flux mula sa Araw na nakuha ni L. Birman (L. Biermann) noong 1950s. sa pagsusuri ng mga puwersang kumikilos sa mga buntot ng plasma ng mga kometa. Noong 1957, si J. Parker (E. Parker), na pinag-aaralan ang mga kondisyon ng balanse ng sangkap ng korona, ay nagpakita na ang korona ay hindi maaaring nasa hydrostatic na mga kondisyon. ikasal Mga katangian ni S ay ibinigay sa talahanayan. 1. Daloy ng S. sa. maaaring nahahati sa dalawang klase: mabagal - na may bilis na 300 km / s at mabilis - na may bilis na 600-700 km / s. Ang mga mabilis na daloy ay nagmumula sa mga rehiyon ng solar corona, kung saan ang istraktura ng magnetic. Ang field ay malapit sa radial. mga butas ng korona. Mabagal na daloy. sa. nauugnay, tila, sa mga lugar ng korona, kung saan mayroong isang paraan Tab. isa. - Average na katangian ng solar wind sa orbit ng Earth

Bilis
Konsentrasyon ng proton
Temperatura ng proton
Temperatura ng elektron
Lakas ng magnetic field
Densidad ng Python Flux....	2.4*10 8 cm -2 *c -1
Densidad ng pagkilos ng pagkilos ng kinetic energy	0.3 erg*cm -2 *s -1

Tab. 2.- Kamag-anak na komposisyon ng kemikal ng solar wind

	Kamag-anak na nilalaman

	Kamag-anak na nilalaman

Bilang karagdagan sa pangunahing Ang mga bahagi ng S. ng siglo - mga proton at mga electron, sa komposisyon nito ay matatagpuan din -mga particle, Mga sukat ng ionization. temperatura ng mga ions S. siglo. gawin itong posible upang matukoy ang temperatura ng elektron ng solar corona.

Sa S. siglo. ang mga pagkakaiba ay sinusunod. mga uri ng alon: Langmuir, whistler, ion-sound, Plasma waves). Ang ilan sa mga Alfvén type wave ay nabuo sa Araw, at ang ilan ay nasasabik sa interplanetary medium. Ang henerasyon ng mga alon ay nagpapakinis sa mga paglihis ng pag-andar ng pamamahagi ng mga particle mula sa Maxwellian at, kasabay ng impluwensya ng magnetic. field sa plasma ay humahantong sa ang katunayan na ang S. siglo. kumikilos tulad ng isang continuum. Ang mga alon ng uri ng Alfvén ay may malaking papel sa pagpapabilis ng maliliit na bahagi ng C.

kanin. 1. Napakalaking solar wind. Sa pahalang na axis - ang ratio ng mass ng particle sa singil nito, sa vertical - ang bilang ng mga particle na nakarehistro sa window ng enerhiya ng device sa loob ng 10 s. Ang mga numerong may "+" ay nagpapahiwatig ng singil ng ion.

Stream in ni S. ay supersonic na may kaugnayan sa mga bilis ng mga uri ng mga alon, ang to-rye ay nagbibigay ng eff. paglipat ng enerhiya sa S. siglo. (Alvenov, tunog). Alvenovskoye at tunog Numero ng mach C. sa. 7. Kapag umaagos sa paligid ng S. sa. obstacles na may kakayahang epektibong ilihis ito (ang mga magnetic field ng Mercury, Earth, Jupiter, Saturn o ang conducting ionospheres ng Venus at, tila, Mars), isang papalabas na bow shock wave ay nabuo. mga alon, na nagpapahintulot na dumaloy ito sa paligid ng isang balakid. Sa parehong oras sa S. siglo. nabuo ang isang lukab - ang magnetosphere (pag-aari o sapilitan), ang hugis at sukat ng kuyog ay tinutukoy ng balanse ng magnetic pressure. larangan ng planeta at ang presyon ng daloy ng plasma (tingnan ang Fig. Magnetosphere ng Earth, Magnetosphere ng mga planeta). Sa kaso ng interaksyon S. siglo. na may non-conducting body (hal., ang Buwan), hindi nangyayari ang shock wave. Ang daloy ng plasma ay hinihigop ng ibabaw, at ang isang lukab ay nabuo sa likod ng katawan, na unti-unting napuno ng plasma C. sa.

Ang nakatigil na proseso ng pag-agos ng corona plasma ay pinatong ng mga hindi nakatigil na proseso na nauugnay sa nagliliyab sa araw. Sa malakas na paglaganap, ang bagay ay inilalabas mula sa ibaba. mga rehiyon ng korona sa interplanetary medium. mga pagkakaiba-iba ng magnetic).

kanin. 2. Pagpapalaganap ng isang interplanetary shock wave at ejecta mula sa isang solar flare. Ang mga arrow ay nagpapakita ng direksyon ng paggalaw ng solar wind plasma,

kanin. 3. Mga uri ng solusyon sa corona expansion equation. Ang bilis at distansya ay na-normalize sa kritikal na bilis vc at ang kritikal na distansya na Rc. Ang solusyon 2 ay tumutugma sa solar wind.

Ang pagpapalawak ng solar corona ay inilalarawan ng isang sistema ng ur-tions ng konserbasyon ng masa, v k) sa ilang kritikal. distansya R hanggang at kasunod na pagpapalawak sa supersonic na bilis. Ang solusyon na ito ay nagbibigay ng isang nawawalang maliit na halaga ng presyon sa infinity, na ginagawang posible na itugma ito sa mababang presyon ng interstellar medium. Tinawag ni Yu. Parker ang kurso ng ganitong uri ng S. siglo. , kung saan ang m ay ang masa ng proton, ay ang adiabatic index, ay ang masa ng Araw. Sa fig. Ipinapakita ng 4 ang pagbabago sa rate ng pagpapalawak na may heliocentric. thermal conductivity, lagkit,

kanin. 4. Solar wind velocity profiles para sa isothermal corona model sa iba't ibang halaga ng coronal temperature.

S. v. nagbibigay ng pangunahing pag-agos ng thermal energy ng corona, dahil ang paglipat ng init sa chromosphere, el.-mag. corona at electronic thermal conductivitypp. sa. hindi sapat upang maitatag ang thermal balance ng corona. Nagbibigay ang electronic thermal conductivity ng mabagal na pagbaba sa temperatura ng S. in. may distansya. liwanag ng araw.

S. v. dinadala nito ang coronal magnetic field sa interplanetary medium. patlang. Ang mga linya ng puwersa ng field na ito ay nagyelo sa plasma ay bumubuo ng interplanetary magnetic field. field (MMP). Bagama't maliit ang intensity ng IMF at ang density ng enerhiya nito ay humigit-kumulang 1% ng density ng kinetic. enerhiya S. v., ito ay gumaganap ng isang mahalagang papel sa thermodynamics ng S. sa. at sa dinamika ng pakikipag-ugnayan ni S.. kasama ang mga katawan ng solar system, gayundin ang mga daloy ng S. in. sa pagitan nila. Kumbinasyon ng pagpapalawak ni S. sa pag-ikot ng Araw ay humahantong sa katotohanan na ang magn. ang mga linya ng puwersa na nagyelo sa S. siglo ay may anyo, B R at ang azimuth na mga bahagi ng magnetic. ibang-iba ang pagbabago ng mga field sa layo na malapit sa eroplano ng ecliptic:

saan - ang. bilis ng pag-ikot ng araw at - radial na bahagi ng bilis c., ang index 0 ay tumutugma sa paunang antas. Sa layo ng orbit ng Earth, ang anggulo sa pagitan ng direksyon ng magnetic. mga patlang at R humigit-kumulang 45°. Sa malaking L magn.

kanin. 5. Ang hugis ng field line ng interplanetary magnetic field - ang angular velocity ng pag-ikot ng Araw, at - ang radial component ng plasma velocity, R - ang heliocentric na distansya.

S. v., na nagmumula sa mga rehiyon ng Araw na may decomp. magnetic na oryentasyon. field, bilis, temp-pa, konsentrasyon ng mga particle, atbp.) din cf. regular na nagbabago sa cross section ng bawat sektor, na nauugnay sa pagkakaroon ng mabilis na daloy ng S. sa loob ng sektor. Ang mga hangganan ng mga sektor ay karaniwang matatagpuan sa intraslow na daloy ng S. at. Kadalasan, 2 o 4 na sektor ang sinusunod, umiikot kasama ng Araw. Ang istraktura na ito na nabuo sa paglabas ng siglo ni S. malakihang magnetic larangan ng korona, ay maaaring obserbahan para sa ilang. mga rebolusyon ng araw. Ang istrukturang sektoral ng IMF ay bunga ng pagkakaroon ng kasalukuyang sheet (TS) sa interplanetary medium, na umiikot kasama ng Araw. Lumilikha ang TS ng magnetic surge. fields - Ang radial IMF ay may iba't ibang mga palatandaan sa iba't ibang panig ng sasakyan. Ang TS na ito, na hinulaan ni H. Alfven, ay dumadaan sa mga seksyong iyon ng solar corona, na nauugnay sa mga aktibong rehiyon sa Araw, at naghihiwalay sa mga rehiyong ito mula sa pagkabulok. mga palatandaan ng radial na bahagi ng solar magnet. mga patlang. Ang TC ay matatagpuan humigit-kumulang sa eroplano ng solar equator at may nakatiklop na istraktura. Ang pag-ikot ng Araw ay humahantong sa pag-twist ng CS folds sa isang spiral (Larawan 6). Ang pagiging malapit sa eroplano ng ecliptic, ang tagamasid ay lumalabas na nasa itaas o ibaba ng CS, dahil kung saan siya ay nahulog sa mga sektor na may iba't ibang mga palatandaan ng bahagi ng radial ng IMF.

Malapit sa Araw noong N. siglo. may mga longitudinal at latitudinal velocity gradients ng collisionless shock waves (Fig. 7). Una, nabuo ang isang shock wave na kumakalat pasulong mula sa hangganan ng mga sektor (isang direktang shock wave), at pagkatapos ay nabuo ang isang reverse shock wave na kumakalat patungo sa Araw.

kanin. 6. Hugis ng heliospheric current sheet. Ang intersection nito sa eroplano ng ecliptic (nakatagilid sa ekwador ng Araw sa isang anggulo na ~ 7°) ay nagbibigay ng naobserbahang sectoral na istraktura ng interplanetary magnetic field.

kanin. 7. Istraktura ng sektor ng interplanetary magnetic field. Ang mga maikling arrow ay nagpapakita ng direksyon ng solar wind, ang mga linya ng arrow ay nagpapakita ng mga linya ng magnetic field, ang dash-dotted na linya ay nagpapakita ng mga hangganan ng sektor (ang intersection ng figure plane na may kasalukuyang sheet).

Dahil ang bilis ng shock wave ay mas mababa kaysa sa bilis ng SV, dinadala nito ang reverse shock wave sa direksyon palayo sa Araw. Ang mga shock wave na malapit sa mga hangganan ng sektor ay nabuo sa mga distansyang ~1 AU. e. at maaaring masubaybayan sa ilang distansya. a. e. Ang mga shock wave na ito, tulad ng mga interplanetary shock wave mula sa mga solar flare at circumplanetary shock wave, ay nagpapabilis ng mga particle at sa gayon ay pinagmumulan ng mga masipag na particle.

S. v. umaabot sa mga distansyang ~100 AU. Iyon ay, kung saan ang presyon ng interstellar medium ay nagbabalanse sa dynamic. presyon ni S Ang lukab ay natangay ng S. in. kapaligiran sa pagitan ng mga planeta). PagpapalawakS. sa. kasama ang magnet na nagyelo sa loob nito. pinipigilan ng field ang pagtagos sa galactic ng solar system. space mga sinag ng mababang enerhiya at humahantong sa mga pagkakaiba-iba ng kosmiko. mga sinag ng mataas na enerhiya. Isang kababalaghan na kahalintulad sa S. V., na matatagpuan sa ilang iba pang mga bituin (tingnan. stellar wind).

Lit.: Parker E. N., Dynamics sa interplanetary medium, O. L. Vaisberg.

Pisikal na encyclopedia. Sa 5 volume. - M.: Soviet Encyclopedia. Editor-in-Chief A. M. Prokhorov. 1988 .

Tingnan kung ano ang "SOLAR WIND" sa ibang mga diksyunaryo:

SOLAR WIND, ang daloy ng solar corona plasma na pumupuno sa solar system hanggang sa layong 100 astronomical units mula sa Araw, kung saan binabalanse ng pressure ng interstellar medium ang dynamic na pressure ng daloy. Ang pangunahing komposisyon ay mga proton, electron, nuclei ... Modern Encyclopedia

SOLAR WIND, isang tuluy-tuloy na daloy ng mga naka-charge na particle (pangunahin ang mga proton at electron) na pinabilis ng mataas na temperatura ng solar CORONA sa sapat na bilis para madaig ng mga particle ang gravity ng Araw. Ang solar wind ay lumilihis... Pang-agham at teknikal na encyclopedic na diksyunaryo

V.B. Baranov, Lomonosov Moscow State University M.V. Lomonosov

Ang artikulo ay tumatalakay sa problema ng supersonic na pagpapalawak ng solar corona (solar wind). Apat na pangunahing problema ang sinusuri: 1) ang mga dahilan ng pag-agos ng plasma mula sa solar corona; 2) kung ang naturang pag-agos ay homogenous; 3) pagbabago sa mga parameter ng solar wind na may distansya mula sa Araw at 4) kung paano dumadaloy palabas ang solar wind papunta sa interstellar medium.

Panimula

Halos 40 taon na ang lumipas mula noong theoretically hinulaang ng American physicist na si E. Parker ang isang phenomenon na tinatawag na "solar wind" at kung saan, pagkalipas ng ilang taon, ay eksperimento na nakumpirma ng grupo ng Soviet scientist na si K. Gringauz gamit ang mga instrumentong naka-install sa Luna. - 2" at "Luna-3". Ang solar wind ay isang stream ng ganap na ionized hydrogen plasma, iyon ay, isang gas na binubuo ng mga electron at proton na humigit-kumulang sa parehong density (kondisyon na quasi-neutrality), na gumagalaw palayo sa Araw sa isang mataas na supersonic na bilis. Sa orbit ng Earth (isang astronomical unit (AU) mula sa Araw), ang bilis ng VE ng stream na ito ay humigit-kumulang 400-500 km/s, ang konsentrasyon ng mga proton (o electron) ne = 10-20 particle bawat cubic centimeter, at ang kanilang temperatura Te ay humigit-kumulang 100,000 K (ang temperatura ng elektron ay medyo mas mataas).

Bilang karagdagan sa mga electron at proton, ang mga alpha particle (ng pagkakasunud-sunod ng ilang porsyento), isang maliit na halaga ng mas mabibigat na mga particle, at isang magnetic field ay nakita sa interplanetary space, ang average na halaga ng induction na kung saan ay naging sa Ang orbit ng Earth sa pagkakasunud-sunod ng ilang gammas (1

= 10-5 Gs).

Isang kaunting kasaysayan na nauugnay sa teoretikal na hula ng solar wind

Sa hindi gaanong mahabang kasaysayan ng teoretikal na astrophysics, pinaniniwalaan na ang lahat ng mga atmospheres ng mga bituin ay nasa hydrostatic equilibrium, iyon ay, sa isang estado kung saan ang puwersa ng gravitational attraction ng bituin ay balanse ng puwersa na nauugnay sa gradient ng presyon. sa kapaligiran nito (na may pagbabago sa presyon sa bawat yunit ng distansya r mula sa mga bituin sa gitna). Sa matematika, ang equilibrium na ito ay ipinahayag bilang isang ordinaryong differential equation

(1)

kung saan ang G ay ang gravitational constant, ang M* ay ang masa ng bituin, ang p ay ang atmospheric gas pressure,

ay ang mass density nito. Kung ang distribusyon ng temperatura T sa atmospera ay ibinigay, pagkatapos ay mula sa equation ng equilibrium (1) at ang equation ng estado para sa isang perpektong gas

(2)

kung saan ang R ay ang gas constant, ang tinatawag na barometric formula ay madaling makuha, na sa partikular na kaso ng isang pare-parehong temperatura T ay magkakaroon ng anyo

(3)

Sa formula (3), ang p0 ay ang presyon sa base ng stellar atmosphere (sa r = r0). Makikita mula sa pormula na ito na para sa r

, iyon ay, sa napakalaking distansya mula sa bituin, ang presyon p ay may posibilidad na may hangganan, na nakasalalay sa halaga ng presyon p0.

Dahil pinaniniwalaan na ang solar atmosphere, gayundin ang mga atmospheres ng iba pang mga bituin, ay nasa isang estado ng hydrostatic equilibrium, ang estado nito ay tinutukoy ng mga formula na katulad ng mga formula (1), (2), (3). Isinasaalang-alang ang hindi pangkaraniwan at hindi pa ganap na nauunawaan na kababalaghan ng isang matalim na pagtaas ng temperatura mula sa humigit-kumulang 10,000 degrees sa ibabaw ng Araw hanggang 1,000,000 degrees sa solar corona, si Chapman (tingnan, halimbawa) ay bumuo ng teorya ng isang static na solar corona , na dapat ay maayos na dumaan sa interstellar medium na nakapalibot sa solar system.

Gayunpaman, sa kanyang pangunguna sa trabaho, napansin ni Parker na ang pressure sa infinity, na nakuha mula sa isang formula tulad ng (3) para sa static na solar corona, ay lumalabas na halos isang order ng magnitude na mas malaki kaysa sa pressure value na tinantiya para sa interstellar gas mula sa mga obserbasyon. Upang alisin ang pagkakaibang ito, iminungkahi ni Parker na ang solar corona ay wala sa static na equilibrium, ngunit patuloy na lumalawak sa interplanetary medium na nakapalibot sa Araw. Kasabay nito, sa halip na ang equilibrium equation (1), iminungkahi niyang gumamit ng hydrodynamic equation ng motion ng form.

(4)

kung saan sa coordinate system na nauugnay sa Araw, ang halagang V ay ang radial velocity ng plasma. Sa ilalim

tumutukoy sa masa ng araw.

Para sa isang naibigay na pamamahagi ng temperatura Т, ang sistema ng mga equation (2) at (4) ay may mga solusyon ng uri na ipinapakita sa Fig. 1. Sa figure na ito, ang a ay nagsasaad ng bilis ng tunog, at ang r* ay ang distansya mula sa pinanggalingan kung saan ang bilis ng gas ay katumbas ng bilis ng tunog (V = a). Malinaw, ang mga curve 1 at 2 lamang sa Fig. Ang 1 ay may pisikal na kahulugan para sa problema ng pag-agos ng gas mula sa Araw, dahil ang mga kurba 3 at 4 ay may mga di-natatanging bilis sa bawat punto, at ang mga kurba 5 at 6 ay tumutugma sa napakataas na bilis sa solar na kapaligiran, na hindi nakikita sa mga teleskopyo . Sinuri ni Parker ang mga kondisyon kung saan nangyayari ang isang solusyon na tumutugma sa curve 1 sa kalikasan. Ipinakita niya na upang itugma ang presyon na nakuha mula sa naturang solusyon sa presyon sa interstellar medium, ang pinaka-makatotohanang kaso ay ang paglipat ng gas mula sa isang subsonic daloy (sa r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*), at tinawag itong kasalukuyang solar wind. Gayunpaman, ang assertion na ito ay pinagtatalunan sa gawain ni Chamberlain, na itinuturing na pinaka-makatotohanang solusyon na tumutugma sa curve 2, na naglalarawan sa subsonic na "solar breeze" sa lahat ng dako. Kasabay nito, ang mga unang eksperimento sa spacecraft (tingnan, halimbawa,), na natuklasan ang mga daloy ng supersonic na gas mula sa Araw, ay hindi mukhang, ayon sa panitikan, kay Chamberlain na sapat na maaasahan.

kanin. 1. Mga posibleng solusyon ng one-dimensional equation ng gas dynamics para sa bilis V ng daloy ng gas mula sa ibabaw ng Araw sa pagkakaroon ng gravitational force. Ang curve 1 ay tumutugma sa solusyon para sa solar wind. Narito ang a ay ang bilis ng tunog, ang r ay ang distansya mula sa Araw, ang r* ay ang distansya kung saan ang bilis ng gas ay katumbas ng bilis ng tunog, ay ang radius ng Araw.

Ang kasaysayan ng mga eksperimento sa outer space ay napakatalino na pinatunayan ang kawastuhan ng mga ideya ni Parker tungkol sa solar wind. Ang detalyadong materyal sa teorya ng solar wind ay matatagpuan, halimbawa, sa monograph.

Mga ideya tungkol sa pare-parehong pag-agos ng plasma mula sa solar corona

Mula sa mga one-dimensional na equation ng gas dynamics, maaaring makuha ng isa ang kilalang resulta: sa kawalan ng pwersa ng katawan, ang isang spherically simetriko na daloy ng gas mula sa isang point source ay maaaring maging subsonic o supersonic sa lahat ng dako. Ang pagkakaroon ng gravitational force (kanang bahagi) sa equation (4) ay humahantong sa paglitaw ng mga solusyon tulad ng curve 1 sa Fig. 1, iyon ay, kasama ang paglipat sa bilis ng tunog. Gumuhit tayo ng pagkakatulad sa klasikal na daloy sa Laval nozzle, na siyang batayan ng lahat ng supersonic jet engine. Sa eskematiko, ang daloy na ito ay ipinapakita sa Fig. 2.

kanin. Fig. 2. Scheme ng daloy sa Laval nozzle: 1 - isang tangke, na tinatawag na receiver, kung saan ang napakainit na hangin ay ibinibigay sa mababang bilis, 2 - ang lugar ng geometric compression ng channel upang mapabilis ang subsonic na daloy ng gas, 3 - ang lugar ng geometric na pagpapalawak ng channel upang mapabilis ang supersonic na daloy.

Ang tangke 1, na tinatawag na receiver, ay binibigyan ng gas na pinainit sa napakataas na temperatura sa napakababang bilis (ang panloob na enerhiya ng gas ay mas malaki kaysa sa kinetic energy nito ng nakadirekta na paggalaw). Sa pamamagitan ng isang geometric na compression ng channel, ang gas ay pinabilis sa rehiyon 2 (subsonic flow) hanggang ang bilis nito ay umabot sa bilis ng tunog. Para sa karagdagang acceleration nito, kinakailangan upang palawakin ang channel (rehiyon 3 ng supersonic na daloy). Sa buong rehiyon ng daloy, ang gas ay pinabilis dahil sa kanyang adiabatic (walang supply ng init) na paglamig (ang panloob na enerhiya ng magulong paggalaw ay na-convert sa enerhiya ng nakadirekta na paggalaw).

Sa itinuturing na problema ng pagbuo ng solar wind, ang papel ng receiver ay nilalaro ng solar corona, at ang papel ng mga dingding ng Laval nozzle ay nilalaro ng gravitational force ng solar attraction. Ayon sa teorya ni Parker, ang paglipat sa bilis ng tunog ay dapat mangyari sa isang lugar sa layo na ilang solar radii. Gayunpaman, ang isang pagsusuri sa mga solusyon na nakuha sa teorya ay nagpakita na ang temperatura ng solar corona ay hindi sapat para sa gas nito na mapabilis sa supersonic na bilis, tulad ng kaso sa Laval nozzle theory. Dapat mayroong karagdagang mapagkukunan ng enerhiya. Ang nasabing pinagmulan ay kasalukuyang itinuturing na ang pagwawaldas ng mga galaw ng alon na laging naroroon sa solar wind (minsan ay tinatawag na plasma turbulence), nakapatong sa mean flow, at ang daloy mismo ay hindi na adiabatic. Ang quantitative analysis ng naturang mga proseso ay nangangailangan pa rin ng karagdagang pananaliksik.

Kapansin-pansin, ang mga teleskopyo na nakabatay sa lupa ay nakakakita ng mga magnetic field sa ibabaw ng Araw. Ang average na halaga ng kanilang magnetic induction B ay tinatantya sa 1 G, bagaman sa mga indibidwal na photospheric formations, halimbawa, sa mga spot, ang magnetic field ay maaaring mga order ng magnitude na mas malaki. Dahil ang plasma ay isang mahusay na konduktor ng kuryente, natural na ang solar magnetic field ay nakikipag-ugnayan sa mga daloy nito mula sa Araw. Sa kasong ito, ang isang purong gas-dynamic na teorya ay nagbibigay ng hindi kumpletong paglalarawan ng hindi pangkaraniwang bagay na isinasaalang-alang. Ang impluwensya ng magnetic field sa daloy ng solar wind ay maaari lamang isaalang-alang sa loob ng balangkas ng isang agham na tinatawag na magnetohydrodynamics. Ano ang mga resulta ng naturang pagsasaalang-alang? Ayon sa gawaing pangunguna sa direksyong ito (tingnan din ), ang magnetic field ay humahantong sa paglitaw ng mga electric current j sa plasma ng solar wind, na, naman, ay humahantong sa paglitaw ng isang ponderomotive force j x B, na nakadirekta sa isang direksyon na patayo sa direksyon ng radial. Bilang resulta, ang solar wind ay may tangential velocity component. Ang bahaging ito ay halos dalawang order ng magnitude na mas maliit kaysa sa radial, ngunit ito ay gumaganap ng isang makabuluhang papel sa pag-alis ng angular momentum mula sa Araw. Ipinapalagay na ang huling pangyayari ay maaaring may mahalagang papel sa ebolusyon hindi lamang ng Araw, kundi pati na rin ng iba pang mga bituin kung saan natuklasan ang isang "stellar wind". Sa partikular, upang ipaliwanag ang matalim na pagbaba sa angular na bilis ng mga bituin ng huling uri ng parang multo, ang hypothesis ng paglipat ng rotational momentum sa mga planeta na nabuo sa kanilang paligid ay madalas na ginagamit. Ang itinuturing na mekanismo ng pagkawala ng angular momentum ng Araw sa pamamagitan ng pag-agos ng plasma mula dito ay nagbubukas ng posibilidad na baguhin ang hypothesis na ito.

Isipin na narinig mo ang mga salita ng tagapagbalita sa pagtataya ng panahon: “Bukas ay lalakas nang husto ang hangin. Kaugnay nito, posible ang mga pagkaantala sa pagpapatakbo ng radyo, mga mobile na komunikasyon at Internet. Naantala ang misyon sa kalawakan ng US. Inaasahan ang matinding aurora sa hilaga ng Russia…”.


Magugulat ka: anong katarantaduhan, ano ang kinalaman ng hangin dito? Ngunit ang katotohanan ay napalampas mo ang simula ng pagtataya: "Kagabi nagkaroon ng solar flare. Ang isang malakas na daloy ng solar wind ay gumagalaw patungo sa Earth…”.

Ang ordinaryong hangin ay ang paggalaw ng mga particle ng hangin (mga molekula ng oxygen, nitrogen at iba pang mga gas). Dumadaloy din ang daloy ng mga particle mula sa Araw. Ito ay tinatawag na solar wind. Kung hindi mo malalaman ang daan-daang masalimuot na mga formula, kalkulasyon at pinainit na mga hindi pagkakaunawaan sa agham, kung gayon, sa pangkalahatan, ang larawan ay lilitaw tulad ng sumusunod.

Ang mga thermonuclear reaction ay nangyayari sa loob ng ating luminary, na nagpapainit sa malaking bola ng mga gas na ito. Ang temperatura ng panlabas na layer - ang solar corona ay umabot sa isang milyong degree. Dahil dito, ang mga atomo ay gumagalaw nang napakabilis na kapag sila ay nagbanggaan, sila ay nagkakawatak-watak. Ito ay kilala na ang isang pinainit na gas ay may posibilidad na lumawak at sumasakop sa isang mas malaking volume. May katulad na nangyayari dito. Ang mga particle ng hydrogen, helium, silicon, sulfur, iron at iba pang mga sangkap ay nakakalat sa lahat ng direksyon.

Sila ay nakakakuha ng higit at higit na bilis at sa halos anim na araw ay narating nila ang malapit sa mga hangganan ng Earth. Kahit na ang araw ay kalmado, ang bilis ng solar wind ay umaabot dito hanggang 450 kilometro bawat segundo. Buweno, kapag ang solar flare ay pumutok ng isang malaking nagniningas na bula ng mga particle, ang kanilang bilis ay maaaring umabot sa 1200 kilometro bawat segundo! At hindi mo ito matatawag na isang nakakapreskong "hangin" - mga 200 libong degree.

Nararamdaman ba ng isang tao ang solar wind?

Sa katunayan, dahil ang daloy ng maiinit na mga particle ay patuloy na nagmamadali, bakit hindi natin nararamdaman kung paano ito "humihip" sa atin? Ipagpalagay na ang mga particle ay napakaliit na ang balat ay hindi nararamdaman ang kanilang paghawak. Ngunit hindi rin sila napapansin ng mga terrestrial device. Bakit?

Dahil ang Earth ay protektado mula sa solar vortices ng magnetic field nito. Ang daloy ng mga particle ay umaagos sa paligid nito, kumbaga, at patuloy na dumadaloy. Sa mga araw lamang na partikular na malakas ang solar emissions na nahihirapan ang ating magnetic shield. Isang solar hurricane ang dumaan dito at sumabog sa itaas na kapaligiran. Ang mga alien particle ay sanhi ng . Ang magnetic field ay matindi ang deformed, ang mga forecasters ay nagsasalita tungkol sa "magnetic storms."


Dahil sa kanila, nawawalan ng kontrol ang mga satellite sa kalawakan. Ang mga eroplano ay nawawala sa mga screen ng radar. Ang mga radio wave ay naaabala at ang mga komunikasyon ay naaabala. Sa gayong mga araw, naka-off ang mga satellite dish, nakansela ang mga flight, at naaantala ang "komunikasyon" sa spacecraft. Sa mga de-koryenteng network, ang mga riles ng tren, mga pipeline, isang electric current ay biglang ipinanganak. Mula dito, naglilipat ang mga ilaw ng trapiko nang mag-isa, ang mga pipeline ng gas ay kinakalawang, at ang mga nakadiskonektang electrical appliances ay nasusunog. Dagdag pa, libu-libong tao ang nakakaramdam ng kakulangan sa ginhawa at kakulangan sa ginhawa.

Ang mga cosmic effect ng solar wind ay maaaring makita hindi lamang sa panahon ng mga flare sa Araw: ito ay, kahit na mas mahina, ngunit patuloy na umiihip.

Matagal nang naobserbahan na ang buntot ng isang kometa ay lumalaki habang papalapit ito sa Araw. Nagiging sanhi ito ng pag-evaporate ng mga nagyeyelong gas na bumubuo sa nucleus ng kometa. At dinadala ng solar wind ang mga gas na ito sa anyo ng isang balahibo, palaging nakadirekta sa kabaligtaran ng direksyon mula sa Araw. Kaya't pinapalitan ng hanging terrestrial ang usok mula sa tsimenea at binibigyan ito ng isang anyo o iba pa.

Sa mga taon ng pagtaas ng aktibidad, ang pagkakalantad ng Earth sa mga galactic cosmic ray ay bumaba nang husto. Ang solar wind ay nakakakuha ng ganoong lakas na ito ay nagwawalis sa kanila hanggang sa labas ng planetary system.

May mga planeta kung saan ang magnetic field ay napakahina, kung hindi man ganap na wala (halimbawa, sa Mars). Dito walang pumipigil sa solar wind na gumala. Naniniwala ang mga siyentipiko na siya ang, sa paglipas ng daan-daang milyong taon, halos "pinutok" ang kapaligiran nito mula sa Mars. Dahil dito, nawalan ng pawis at tubig ang orange na planeta at, posibleng, mga buhay na organismo.

Saan humupa ang solar wind?

Wala pang nakakaalam ng eksaktong sagot. Ang mga particle ay lumilipad sa paligid ng Earth, na tumataas ng bilis. Pagkatapos ay unti-unting bumagsak, ngunit tila ang hangin ay umabot sa pinakamalayong sulok ng solar system. Sa isang lugar doon ito ay humihina at nababawasan ng bilis ng rarefied interstellar matter.

Sa ngayon, hindi masasabi ng mga astronomo kung gaano kalayo ito nangyayari. Upang masagot, kailangan mong mahuli ang mga particle, na lumilipad nang palayo ng palayo mula sa Araw, hanggang sa huminto ang mga ito sa pagtawid. Sa pamamagitan ng paraan, ang limitasyon kung saan ito mangyayari ay maaaring ituring na hangganan ng solar system.


Ang mga bitag para sa solar wind ay nilagyan ng spacecraft na pana-panahong inilulunsad mula sa ating planeta. Noong 2016, nakunan sa video ang mga solar wind stream. Sino ang nakakaalam kung hindi siya magiging katulad ng pamilyar na "karakter" ng mga ulat ng lagay ng panahon gaya ng dati nating kaibigan - ang hangin ng lupa?

Maaari itong gamitin hindi lamang bilang isang propeller para sa mga bangka sa kalawakan, kundi pati na rin bilang isang mapagkukunan ng enerhiya. Ang pinakatanyag na aplikasyon ng solar wind sa kapasidad na ito ay unang iminungkahi ni Freeman Dyson, na nagmungkahi na ang isang mataas na maunlad na sibilisasyon ay maaaring lumikha ng isang globo sa paligid ng isang bituin na mangolekta ng lahat ng enerhiya na ibinubuga nito. Pagpapatuloy mula dito, iminungkahi din ang isa pang paraan ng paghahanap ng mga extraterrestrial na sibilisasyon.

Samantala, ang isang pangkat ng mga mananaliksik sa Unibersidad ng Washington (Washington State University), na pinamumunuan ni Brooks Harrop (Brooks Harrop) ay nagmungkahi ng isang mas praktikal na konsepto para sa paggamit ng solar wind energy - Dyson-Harrop satellite. Ang mga ito ay medyo simpleng mga power plant na nangongolekta ng mga electron mula sa solar wind. Ang isang mahabang metal rod na nakatutok sa Araw ay binibigyang lakas upang makabuo ng magnetic field na makaakit ng mga electron. Sa kabilang dulo ay isang electron trap receiver, na binubuo ng isang layag at isang receiver.

Ayon sa mga kalkulasyon ni Harrop, ang isang satellite na may 300-meter rod, 1 cm ang kapal at isang 10-meter trap, sa orbit ng Earth ay makakapag-"collect" ng hanggang 1.7 MW. Ito ay sapat na upang magbigay ng enerhiya para sa halos 1000 pribadong bahay. Ang parehong satellite, ngunit may isang kilometrong baras at isang layag na 8400 kilometro, ay magagawang "mangolekta" ng 1 bilyong gigawatts ng enerhiya (10 27 W). Ito ay nananatiling lamang upang ilipat ang enerhiya na ito sa Earth upang iwanan ang lahat ng iba pang mga anyo nito.

Ang koponan ni Harrop ay nagmumungkahi na maglipat ng enerhiya gamit ang isang laser beam. Gayunpaman, kung ang disenyo ng satellite mismo ay medyo simple at medyo magagawa sa kasalukuyang antas ng teknolohiya, kung gayon ang paglikha ng isang "cable" ng laser ay imposible pa rin sa teknikal. Ang katotohanan ay upang epektibong mangolekta ng solar wind, ang Dyson-Harrop satellite ay dapat na nasa labas ng eroplano ng ecliptic, na nangangahulugang ito ay matatagpuan milyun-milyong kilometro mula sa Earth. Sa ganoong distansya, ang laser beam ay gagawa ng isang lugar na libu-libong kilometro ang lapad. Ang isang sapat na sistema ng pagtutok ay mangangailangan ng isang lens sa pagitan ng 10 at 100 metro ang lapad. Bilang karagdagan, maraming mga panganib mula sa mga posibleng pagkabigo ng system ay hindi maaaring ibukod. Sa kabilang banda, ang enerhiya ay kinakailangan din sa kalawakan mismo, at ang maliliit na Dyson-Harrop satellite ay maaaring maging pangunahing pinagmumulan nito, na pinapalitan ang mga solar panel at nuclear reactor.