СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР

       

постоянный радиальный поток плазмы солн. короны в межпланетное пр-во. Поток энергии, идущий из недр Солнца, нагревает плазму короны до 1,5— 2 млн. К. Пост. нагрев не уравновешивается потерей энергии за счёт излучения, т. к. плотность короны мала. Избыточную энергию в значит. степени уносят ч-цы С. в. (=1027—1029 эрг/с). Корона, т. о., не находится в гидростатич. равновесии, она непрерывно расширяется. По составу С. в. не отличается от плазмы короны (С. в. содержит гл. обр. протоны, эл-ны, немного ядер гелия, ионов кислорода, кремния, серы, железа). У основания короны (в 10 тыс. км от фотосферы Солнца) ч-цы имеют радиальную скорость порядка сотен м/с, на расстоянии неск. солн. радиусов она достигает скорости звука в плазме (100 —150 км/с), у орбиты Земли скорость протонов составляет 300—750 км/с, а их пространств. концентрация — от неск. ч-ц до неск. десятков ч-ц в 1 см3. При помощи межпланетных косм. станций установлено, что вплоть до орбиты Сатурна плотность потока ч-ц С. в. убывает по закону (r0/r)2, где r — расстояние от Солнца, r0 — исходный уровень. С. в. уносит с собой петли силовых линий солн. магн. поля, к-рые образуют межпланетное магн. поле. Сочетание радиального движения ч-ц С. в. с вращением Солнца придаёт этим линиям форму спиралей. Крупномасштабная структура магн. поля в окрестностях Солнца имеет вид секторов, в к-рых поле направлено от Солнца или к нему. Размер полости, занятой С. в., точно не известен (радиус её, по-видимому, не меньше 100 а. е.). У границ этой полости динамич. давление С. в. должно уравновешиваться давлением межзвёздного газа, галактич. магн. поля и галактич. косм. лучей. В окрестностях Земли столкновение потока ч-ц С. в. с геомагн. полем порождает стационарную ударную волну перед земной магнитосферой (со стороны Солнца, рис.).

Вз-ствие солнечного ветра с магнитосферой Земли: 1 — силовые линии магн. поля Солнца; 2 — ударная волна; 3 — магнитосфера Земли; 4 — граница магнитосферы; 5 — орбита Земли; 6 — траектория ч-цы солнечного ветра.

С. в. как бы обтекает магнитосферу, ограничивая её протяжённость в пр-ве. Изменения интенсивности С. в., связанные со вспышками на Солнце, явл. осн. причиной возмущений геомагн. поля и магнитосферы (магн. бурь).

За год Солнце теряет с С. в. =2X10-14 часть своей массы Mсолн. Естественно считать, что истечение в-ва, подобное С. в., существует и у др. звёзд («звёздный ветер»). Он должен быть особенно интенсивным у массивных звёзд (с массой = неск. дес. Mсолн) и с высокой темп-рой поверхности (= 30—50 тыс. К) и у звёзд с протяжённой атмосферой (красных гигантов), т. к. в первом случае ч-цы сильно развитой звёздной короны обладают достаточно высокой энергией, чтобы преодолеть притяжение звезды, а во втором — низка параболич. скорость (скорость ускользания; (см. КОСМИЧЕСКИЕ СКОРОСТИ)). Значит. потери массы со звёздным ветром (= 10-6 Мсолн/год и больше) могут существенно влиять на эволюцию звёзд. В свою очередь звёздный ветер создаёт в межзвёздной среде «пузыри» горячего газа — источники рентг. излучения.

Физический энциклопедический словарь. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1983.

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР

- непрерывный поток плазмы солнечного происхождения, <распространяющийся приблизительно радиально от Солнца и заполняющий Солнечнуюсистему до гелиоцентрич. расстояний R ~ 100 а. е. С. в. образуется пригазодинамич. расширении солнечной короны (см. Солнце )в межпланетноепространство. При высоких темп-pax, к-рые существуют в солнечной короне(1,5*10⁹ К), давление вышележащих слоев не может уравновесить газовое давление веществакороны, и корона расширяется.

Первые свидетельства существования пост. потока плазмы от Солнца полученыЛ. Бирманом (L. Biermann) в 1950-х гг. по анализу сил, действующих на плазменныехвосты комет. В 1957 Ю. Паркер (Е. Parker), анализируя условия равновесиявещества короны, показал, что корона не может находиться в условиях гидростатич. <равновесия, как это раньше предполагалось, а должна расширяться, и эторасширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгонукоронального вещества до сверхзвуковых скоростей (см. ниже). Впервые потокплазмы солнечного происхождения был зарегистрирован на советском космич. <аппарате «Луна-2» в 1959. Существование пост. истечения плазмы из Солнцабыло доказано в результате многомесячных измерений на амер. космич. аппарате«Маринер-2» в 1962.

Ср. характеристики С. в. приведены в табл. 1. Потоки С. в. можно разделитьна два класса: медленные - со скоростью 300 км/с и быстрые - со скоростью 600-700 км/с. Быстрые потоки исходятиз областей солнечной короны, где структура магн. поля близка к радиальной. <Часть этих областей являются корональными дырами. Медленные потокиС. в. связаны, по-видимому, с областями короны, в к-рых имеется значит, <тангенциальный компонент магн. поля.

Табл. 1.- Средние характеристики солнечного ветра на орбите Земли

Скорость	400 км/с
Концентрация протонов	6 см -3
Температура протонов	5*104 К
Температура электронов	1,5*105 К
Напряжённость магнитного поля	5*10-5 Э
Плотность потока питонов ....	2,4*108 см -2*c-1
Плотность потока кинетической энергии	0,3 эрг*см -2*с -1

Табл. 2.- Относительный химический состав солнечного ветра

Элемент	Относительное содержание
Н	0,96
3 Не	1,7*10-5
4 Не	0,04
0	5*10-4

Элемент	Относительное содержание
Ne	7,5*10-5
Si	7,5*10-5
Ar	3,0*10-6
Fe	4,7*10-5

Помимо осн. составляющих С. в.- протонов и электронов, в его составетакже обнаружены -частицы, <высокоионизов. ионы кислорода, кремния, серы, железа (рис. 1). При анализегазов, захваченных в экспонированных на Луне фольгах, найдены атомы Neи Аг. Ср. относительный хим. состав С. в. приведён в табл. 2. Ионизац. <состояние вещества С. в. соответствует тому уровню в короне, где времярекомбинации мало по сравнению со временем расширения Измерения ионизац. темп-ры ионов С. в. позволяют определять электроннуютемп-ру солнечной короны.

В С. в. наблюдаются разл. типы волн: ленгмюровские, вистлеры, ионно-звуковые, <магнитозвуковые, альвеновские и др. (см. Волны в плазме). Частьволн альвеновского типа генерируется на Солнце, часть - возбуждается вмежпланетной среде. Генерация волн сглаживает отклонения ф-ции распределениячастиц от максвелловской и в совокупности с воздействием магн. поля наплазму приводит к тому, что С. в. ведёт себя как сплошная среда. Волныальвеновского типа играют большую роль в ускорении малых составляющих С. <в. и в формировании ф-ции распределения протонов. В С. в. наблюдаются такжеконтактные и вращательные разрывы, характерные для замагниченной плазмы.

Рис. 1. Массовый спектр солнечного ветра. По горизонтальной оси -отношение массы частицы к её заряду, по вертикальной - число частиц, зарегистрированныхв энергетическом окне прибора за 10 с. Цифры со значком «+» обозначаютзаряд иона.

Поток С. в. является сверхзвуковым по отношению к скоростям тех типовволн, к-рые обеспечивают эфф. передачу энергии в С. в. (альвеновские, звуковыеи магнитозвуковые волны). Альвеновское и звуковое Маха число С. в. <на орбите Земли 7. При обтекании С. в. препятствий, способных эффективно отклонять его(магн. поля Меркурия, Земли, Юпитера, Сатурна или проводящие ионосферыВенеры и, по-видимому, Марса), образуется отошедшая головная ударная волна. <С. в. тормозится и разогревается на фронте ударной волны, что позволяетему обтекать препятствие. При этом в С. в. формируется полость - магнитосфера(собственная или индуцированная), форма и размеры к-рой определяются балансомдавления магн. поля планеты и давления обтекающего потока плазмы (см. МагнитосфераЗемли, Магнитосферы планет). В случае взаимодействия С. в. с непроводящимтелом (напр., Луна) ударная волна не возникает. Поток плазмы поглощаетсяповерхностью, а за телом образуется полость, постепенно заполняемая плазмойС. в.

На стационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарныепроцессы, связанные со вспышками на Солнце. При сильных вспышкахпроисходит выброс вещества из ниж. областей короны в межпланетную среду. <При этом также образуется ударная волна (рис. 2), к-рая постепенно замедляется, <распространяясь в плазме С. в. Приход ударной волны к Земле вызывает сжатиемагнитосферы, после к-рого обычно начинается развитие магн. бури (см. Магнитныевариации).

Рис. 2. Распространение межпланетной ударней волны и выброса от солнечнойвспышки. Стрелками показано направление движения плазмы солнечного ветра, <линии без подписи - силовые линии магнитного поля.

Рис. 3. Типы решений уравнения расширения короны. Скорость и расстояниенормированы на критическую скорость v _к и критическое расстояниеR _к. Решение 2 соответствует солнечному ветру.

Расширение солнечной короны описывается системой ур-ний сохранения массы, <момента кол-ва движения и уравнения энергии. Решения, отвечающие разл. <характеру изменения скорости с расстоянием, показаны на рис. 3. Решения1 и 2 соответствуют малым скоростям в основании короны. Выбор между этимидвумя решениями определяется условиями на бесконечности. Решение 1 соответствуетмалым скоростям расширения короны и даёт большие значения давления на бесконечности, <т. е. встречается с теми же трудностями, что и модель статич. короны. Решение2 соответствует переходу скорости расширения через значения скорости звука(v _к )на нек-ром критич. расстоянии R _к и последующемурасширению со сверхзвуковой скоростью. Это решение даёт исчезающе малоезначение давления на бесконечности, что позволяет согласовать его с малымдавлением межзвёздной среды. Течение этого типа Ю. Паркер назвал С. в. <Критич. точка находится над поверхностью Солнца, если темп-ра короны меньшенек-рого критич. значения , где m - масса протона,- показатель адиабаты,- масса Солнца. На рис. 4 показано изменение скорости расширения с гелиоцентрич. <расстоянием в зависимости от темп-ры изотермич. изотропной короны. Последующиемодели С. в. учитывают вариации корональной темп-ры с расстоянием, двухжидкостныйхарактер среды (электронный и протонный газы), теплопроводность, вязкость, <несферич. характер расширения.

Рис. 4. Профили скорости солнечного ветра для модели изотер» мическойкороны при различных значениях корональной температуры.

С. в. обеспечивает осн. отток тепловой энергии короны, т. к. теплопередачав хромосферу, эл.-магн. излучение короны и электронная теплопроводностьС. в. недостаточны для установления теплового баланса короны. Электроннаятеплопроводность обеспечивает медленное убывание темп-ры С. в. с расстоянием. <С. в. не играет сколько-нибудь заметной роли в энергетике Солнца в целом, <т. к. поток энергии, уносимый им, составляет ~10^-7 светимости Солнца.

С. в. уносит с собой в межпланетную среду корональное магн. поле. Вмороженныев плазму силовые линии этого поля образуют межпланетное магн. поле (ММП).Хотя напряжённость ММП невелика и плотность его энергии составляет ок.1% от плотности кинетич. энергии С. в., оно играет большую роль в термодинамикеС. в. и в динамике взаимодействий С. в. с телами Солнечной системы, а такжепотоков С. в. между собой. Комбинация расширения С. в. с вращением Солнцаприводит к тому, что магн. силовые линии, вмороженные в С. в., имеют форму, <близкую к спирали Архимеда (рис. 5). Радиальная B_R иазимутальная компоненты магн. поля по-разному изменяются с расстоянием вблизи плоскостиэклиптики:

где - угл. скорость вращения Солнца, и - радиальная компонента скоростиС. в., индекс 0 соответствует исходному уровню. На расстоянии орбиты Землиугол между направлением магн. поля и R порядка 45°. При больших Л магн. <поле почти перпендикулярно R.

Рис. 5. Форма силовой линии межпланетного магнитного поля.- угловая скорость вращения Солнца, и - радиальная компонента скоростиплазмы, R - гелиоцентрическое расстояние.

С. в., возникающий над областями Солнца с разл. ориентацией магн. поля, <образует потоки с различно ориентированным ММП. Разделение наблюдаемойкрупномасштабной структуры С. в. на чётное число секторов с разл. направлениемрадиального компонента ММП наз. межпланетной секторной структурой. ХарактеристикиС. в. (скорость, темп-pa, концентрация частиц и др.) также в ср. закономерноизменяются в сечении каждого сектора, что связано с существованием внутрисектора быстрого потока С. в. Границы секторов обычно располагаются внутримедленного потока С. в. Чаще всего наблюдаются 2 или 4 сектора, вращающихсявместе с Солнцем. Эта структура, образующаяся при вытягивании С. в. крупномасштабногомагн. поля короны, может наблюдаться в течение неск. оборотов Солнца. Секторнаяструктура ММП - следствие существования токового слоя (ТС) в межпланетнойсреде, к-рый вращается вместе с Солнцем. ТС создаёт скачок магн. поля -радиальные компоненты ММП имеют разные знаки по разные стороны ТС. ЭтотТС, предсказанный X. Альвеном (Н. Alfven), проходит через те участки солнечнойкороны, к-рые связаны с активными областями на Солнце, и разделяет указанныеобласти с разл. знаками радиальной компоненты солнечного магн. поля. ТСрасполагается приблизительно в плоскости солнечного экватора и имеет складчатуюструктуру. Вращение Солнца приводит к закручиванию складок ТС в спирали(рис. 6). Находясь вблизи плоскости эклиптики, наблюдатель оказываетсято выше, то ниже ТС, благодаря чему попадает в секторы с разными знакамирадиальной компоненты ММП.

Вблизи Солнца в С. в. существуют долготные и широтные градиенты скорости, <обусловленные разностью скоростей быстрых и медленных потоков. По мереудаления от Солнца и укручения границы между потоками в С. в. возникаютрадиальные градиенты скорости, к-рые приводят к образованию бесстолкновителъныхударных волн (рис. 7). Сначала образуется ударная волна, распространяющаясявперёд от границы секторов (прямая ударная волна), а затем образуется обратнаяударная волна, распространяющаяся к Солнцу.

Рис. 6. Форма гелио-сферного токового слоя. Пересечение его с плоскостьюэклиптики (наклонённой к экватору Солнца под углом ~ 7°) даёт наблюдаемуюсекторную структуру межпланетного магнитного поля.

Рис. 7. Структура сектора межпланетного магнитного поля. Короткиестрелки показывают направление течения плазмы солнечного ветра, линии сострелками - силовые линии магнитного поля, штрихпунктир - границы сектора(пересечение плоскости рисунка с токовым слоем).

Т. к. скорость ударной волны меньше скорости С. в., плазма увлекаетобратную ударную волну в направлении от Солнца. Ударные волны вблизи границсекторов образуются на расстояниях ~1 а. е. и прослеживаются до расстоянийв неск. а. е. Эти ударные волны, так же как и межпланетные ударные волныот вспышек на Солнце и околопланетные ударные волны, ускоряют частицы иявляются, т. о., источником энергичных частиц.

С. в. простирается до расстояний ~100 а. е., где давление межзвёзднойсреды уравновешивает динамич. давление С. в. Полость, заметаемая С. в. <в межзвёздной среде, образует гелиосферу (см. Межпланетная среда). РасширяющийсяС. в. вместе с вмороженным в него магн. полем препятствует проникновениюв Солнечную систему галактич. космич. лучей малых энергий и приводит квариациям космич. лучей больших энергий. Явление, аналогичное С. в., обнаруженои у нек-рых др. звёзд (см. Звёздный ветер).

Лит.: Паркер Е. Н., Динамические процессы в межпланетной среде, <пер. с англ., М., 1965; Б р а н д т Д ж., Солнечный ветер, пер. с англ.,М., 1973; Хундхаузен А., Расширение короны и солнечный ветер, пер. с англ.,М., 1976. О. Л. Вайсберг.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.