Vento solare. Fatti e teoria. Fatti interessanti sul vento solare (15 foto) Per quanto tempo il vento solare vola sulla terra

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Flusso radiale costante di plasma solare. corone nella produzione interplanetaria. Il flusso di energia proveniente dalle profondità del Sole riscalda il plasma della corona a 1,5-2 milioni di K. DC. il riscaldamento non è bilanciato dalla perdita di energia dovuta alla radiazione, poiché la corona è piccola. Eccesso di energia significa. i gradi vengono portati via dal S. secolo. (=1027-1029 erg/s). La corona, quindi, non è in posizione idrostatica. equilibrio, si espande continuamente. Secondo la composizione del S. secolo. non differisce dal plasma corona (il plasma contiene principalmente protoni, elettroni, alcuni nuclei di elio, ossigeno, silicio, zolfo e ioni ferro). Alla base della corona (a 10mila km dalla fotosfera del Sole), le particelle hanno un raggio radiale dell'ordine di centinaia di m/s, a una distanza di diversi. solare raggi raggiunge la velocità del suono nel plasma (100 -150 km/s), vicino all'orbita terrestre la velocità dei protoni è 300-750 km/s, e i loro spazi. - da diversi h-ts a diversi decine di ore in 1 cm3. Con l'aiuto dello spazio interplanetario. stazioni è stato stabilito che fino all'orbita di Saturno la densità flusso h-c S.v. diminuisce secondo la legge (r0/r)2, dove r è la distanza dal Sole, r0 è il livello iniziale. S.v. porta con sé le spire delle linee solari. mag. campi magnetici che formano il campo magnetico interplanetario. . Combinazione di radiale movimenti h-ts S.v. con la rotazione del Sole conferisce a queste linee la forma di spirali. Struttura su larga scala di mag. I campi nelle vicinanze del Sole hanno la forma di settori, in cui il campo è diretto dal Sole o verso di esso. Non si conosce con precisione la dimensione della cavità occupata dalla S. v. (il suo raggio pare non sia inferiore a 100 UA). Ai confini di questa cavità c'è una dinamica S.v. deve essere bilanciato dalla pressione del gas interstellare, galattico. mag. campi e galattici spazio raggi. In prossimità della Terra, la collisione del flusso di h-c S. v. con geomagnetico campo genera un'onda d'urto stazionaria davanti alla magnetosfera terrestre (dal lato del Sole, Fig.).

S.v. scorre attorno alla magnetosfera, per così dire, limitandone l'estensione nello spazio. Cambiamenti nell'intensità solare associati a fenomeni di brillamenti solari. di base causa di disturbi geomagnetici. campi magnetici e magnetosfera (tempeste magnetiche).

Dietro il Sole perde da nord. =2X10-14 parte della sua massa Msol. È naturale supporre che il deflusso di materia, simile a S.E., esista anche in altre stelle (""). Dovrebbe essere particolarmente intenso nelle stelle massicce (con massa = parecchi decimi di Msolns) e con temperature superficiali elevate (= 30-50 mila K) e nelle stelle con atmosfera estesa (giganti rosse), perché nel primo caso la le particelle di una corona stellare altamente sviluppata hanno un'energia sufficientemente elevata da superare la gravità della stella e, nella seconda, l'energia parabolica è bassa. velocità (velocità di fuga; (vedi VELOCITÀ SPAZIALI)). Significa. Le perdite di massa dovute al vento stellare (= 10-6 Msol/anno e più) possono influenzare significativamente l'evoluzione delle stelle. A sua volta, il vento stellare crea “bolle” di gas caldo nel mezzo interstellare, sorgenti di raggi X. radiazione.

Dizionario enciclopedico fisico. - M.: Enciclopedia sovietica. . 1983 .

VENTO SOLARE - un flusso continuo di plasma di origine solare, il Sole) nello spazio interplanetario. Alle alte temperature, che esistono nella corona solare (1,5 * 10 9 K), la pressione degli strati sovrastanti non può bilanciare la pressione del gas della sostanza della corona, e la corona si espande.

La prima prova dell'esistenza della posta. i flussi di plasma provenienti dal Sole sono stati ottenuti da L. L. Biermann negli anni '50. sull'analisi delle forze agenti sulle code di plasma delle comete. Nel 1957, Yu. Parker (E. Parker), analizzando le condizioni di equilibrio della materia della corona, dimostrò che la corona non può essere in condizioni idrostatiche. Mercoledì caratteristiche di S. v. sono riportati in tabella. 1. S. scorre. possono essere divisi in due classi: lento - con una velocità di 300 km/s e veloce - con una velocità di 600-700 km/s. I flussi veloci provengono dalle regioni della corona solare, dove si trova la struttura del campo magnetico. i campi sono vicini al radiale. fori coronali. Flussi lentipp. V. sono apparentemente associati alle zone della corona, in cui vi è quindi Tavolo 1. - Caratteristiche medie del vento solare nell'orbita terrestre

Tavolo 2.- Relativo composizione chimica vento solare

Oltre al principale Nella sua composizione sono stati trovati anche componenti dell'acqua solare: protoni ed elettroni; misurazioni della ionizzazione. temperatura degli ioni S. v. permettono di determinare la temperatura degli elettroni della corona solare.

Nel N. secolo. si osservano differenze. tipi di onde: Langmuir, fischianti, ionoacustiche, onde nel plasma). Alcune delle onde di tipo Alfven sono generate sul Sole, mentre altre sono eccitate nel mezzo interplanetario. La generazione di onde attenua le deviazioni della funzione di distribuzione delle particelle da quella maxwelliana e, in combinazione con l'influenza del magnetismo. campi al plasma porta al fatto che S. v. si comporta come un mezzo continuo. Le onde di tipo Alfvén svolgono un ruolo importante nell'accelerazione di piccole componenti di S.

Riso. 1. Massiccio vento solare. Lungo l'asse orizzontale c'è il rapporto tra la massa di una particella e la sua carica, lungo l'asse verticale c'è il numero di particelle registrate nella finestra energetica del dispositivo in 10 s. I numeri con il segno “+” indicano la carica dello ione.

Flusso N.in. è supersonico in relazione alle velocità di quei tipi di onde che forniscono eff. trasferimento di energia al S. secolo. (Alfven, suono). Alfven e il suono Numero di Mach C. V. 7. Quando si scorre attorno al lato nord. ostacoli capaci di deviarlo efficacemente (campi magnetici di Mercurio, Terra, Giove, Saturno o la ionosfera conduttrice di Venere e, apparentemente, Marte), si forma un'onda d'urto ad arco in partenza. onde, che gli permettono di fluire attorno a un ostacolo. Allo stesso tempo, nel Nord sec. si forma una cavità: la magnetosfera (propria o indotta), la forma e le dimensioni della forma sono determinate dal bilancio della pressione magnetica. campi del pianeta e la pressione del flusso di plasma che scorre (vedi. Magnetosfera della Terra, Magnetosfera dei pianeti). In caso di interazione con S. v. con un corpo non conduttore (ad esempio la Luna), non si verifica un'onda d'urto. Il flusso di plasma viene assorbito dalla superficie e dietro il corpo si forma una cavità, gradualmente riempita di plasma C. V.

Il processo stazionario del deflusso del plasma corona è sovrapposto ai processi non stazionari associati brilla sul Sole. Durante le forti fiammate, le sostanze vengono rilasciate dal fondo. regioni della corona nel mezzo interplanetario. variazioni magnetiche).

Riso. 2. Propagazione di un'onda d'urto interplanetaria e dei materiali espulsi da un brillamento solare. Le frecce indicano la direzione del movimento del plasma del vento solare,

Riso. 3. Tipi di soluzioni dell'equazione dell'espansione della corona. La velocità e la distanza sono normalizzate alla velocità critica vk e la distanza critica Rk corrisponde al vento solare.

L'espansione della corona solare è descritta da un sistema di equazioni di conservazione della massa, v k) in un punto critico. distanza R e successiva espansione a velocità supersonica. Questa soluzione fornisce un valore di pressione all'infinito estremamente piccolo, che consente di conciliarlo con la bassa pressione del mezzo interstellare. Questo tipo di flusso è stato chiamato S. da Yu Parker. , dove m è la massa del protone, è l'esponente adiabatico ed è la massa del Sole. Nella fig. La Figura 4 mostra la variazione del tasso di espansione da eliocentrico. conduttività termica, viscosità,

Riso. 4. Profili di velocità del vento solare per il modello di corona isotermica a diversi valori di temperatura coronale.

S.v. fornisce la base deflusso di energia termica dalla corona, poiché il trasferimento di calore alla cromosfera, el.-magn. corone e conduttività termica elettronicapp. V. sono insufficienti per stabilire l’equilibrio termico della corona. La conduttività termica elettronica garantisce una lenta diminuzione della temperatura ambiente. con distanza. luminosità del Sole.

S.v. trasporta con sé il campo magnetico coronale nel mezzo interplanetario. campo. Le linee di forza di questo campo congelate nel plasma formano un campo magnetico interplanetario. campo (FMI). Sebbene l'intensità del FMI sia bassa e la sua densità di energia sia circa l'1% della densità cinetica. energia dell'energia solare, svolge un ruolo importante nella termodinamica. V. e nella dinamica delle interazioni di S. v. con corpi sistema solare, così come i flussi di S.. tra di loro. Combinazione di espansione del S. sec. con la rotazione del Sole porta al fatto che la mag. le linee di forza congelate nel nord del secolo hanno la forma B R e componenti magnetiche azimutali. i campi cambiano in modo diverso con la distanza vicino al piano dell'eclittica:

dov'è l'ang. velocità di rotazione del Sole, E - componente radiale della velocitàC. c., l'indice 0 corrisponde al livello iniziale. Alla distanza dell'orbita terrestre, l'angolo tra la direzione del magnetico. campi e R circa 45°. In generale L magnetico.

Riso. 5. Forma della linea del campo magnetico interplanetario. - velocità angolare di rotazione del Sole, e - componente radiale della velocità del plasma, R - distanza eliocentrica.

S. v., che sorge su regioni del Sole con differenti. orientamento magnetico campi, velocità, temp-pa, concentrazione di particelle, ecc.) anche in cfr. cambiamento naturale nella sezione trasversale di ciascun settore, che è associato all'esistenza di un rapido flusso di acqua solare all'interno del settore. I confini dei settori si trovano solitamente all'interno del flusso lento del secolo Nord. Molto spesso si osservano 2 o 4 settori che ruotano con il Sole. Questa struttura, si forma quando la S. viene estratta. grande scala. campi corona, possono essere osservati per diversi. rivoluzioni del sole. La struttura settoriale del FMI è una conseguenza dell'esistenza di un foglio di corrente (CS) nel mezzo interplanetario, che ruota insieme al Sole. TS crea un'ondata magnetica. campi - FMI radiale hanno segni diversi sui lati opposti del veicolo. Questa TC, prevista da H. Alfven, passa attraverso quelle parti della corona solare che sono associate a regioni attive sul Sole, e separa queste regioni da quelle diverse. segni della componente radiale del magnete solare. campi. La ST si trova approssimativamente nel piano dell'equatore solare e ha una struttura ripiegata. La rotazione del Sole porta alla torsione delle pieghe della TC in una spirale (Fig. 6). Essendo vicino al piano dell'eclittica, l'osservatore si trova sopra o sotto il TC, per cui cade in settori con segni diversi della componente radiale del FMI.

Vicino al Sole a nord. ci sono gradienti longitudinali e latitudinali della velocità delle onde d'urto senza collisione (Fig. 7). Innanzitutto si forma un'onda d'urto che si propaga in avanti dal confine dei settori (onda d'urto diretta), quindi si forma un'onda d'urto inversa che si propaga verso il Sole.

Riso. 6. Forma dello strato di corrente eliosferica. La sua intersezione con il piano dell'eclittica (inclinato rispetto all'equatore solare di un angolo di ~ 7°) dà la struttura settoriale osservata del campo magnetico interplanetario.

Riso. 7. Struttura del settore del campo magnetico interplanetario. Le frecce corte mostrano la direzione del vento solare, le linee freccia indicano le linee del campo magnetico, le linee tratteggiate indicano i confini del settore (l'intersezione del piano di disegno con lo strato corrente).

Perché la velocità onda d'urto inferiore alla velocità del vento solare, trasporta l'onda d'urto inversa nella direzione opposta al Sole. Le onde d'urto vicino ai confini del settore si formano a distanze di ~ 1 UA. e. e possono essere fatti risalire a distanze di diversi. UN. e. Queste onde d'urto, così come le onde d'urto interplanetarie provenienti dai brillamenti solari e le onde d'urto circumplanetarie, accelerano le particelle e sono, quindi, una fonte di particelle energetiche.

S.v. si estende a distanze di ~ 100 AU. e., dove la pressione del mezzo interstellare bilancia la dinamica. pressione sanguigna La cavità spazzata dal S. v. Ambiente interplanetario). EspansioneS. V. insieme al magnete congelato al suo interno. campo impedisce la penetrazione di particelle galattiche nel sistema solare. spazio raggi di basse energie e porta a variazioni cosmiche. raggi ad alta energia. Un fenomeno simile alla S.V. è stato scoperto in alcune altre stelle (vedi. Vento stellare).

Lett.: Parker E. N., Dinamica nel mezzo interplanetario, O. L. Weisberg.

Enciclopedia fisica. In 5 volumi. - M.: Enciclopedia sovietica. Redattore capo A. M. Prokhorov. 1988 .

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VENTO SOLARE, un flusso di plasma proveniente dalla corona solare che riempie il Sistema Solare fino ad una distanza di 100 unità astronomiche dal Sole, dove la pressione del mezzo interstellare bilancia la pressione dinamica del flusso. La composizione principale è protoni, elettroni, nuclei... Enciclopedia moderna

VENTO SOLARE, un flusso costante di particelle cariche (principalmente protoni ed elettroni) accelerato dal calore della CORONA solare a velocità sufficientemente elevate da consentire alle particelle di superare la gravità del Sole. Il vento solare devia... Dizionario enciclopedico scientifico e tecnico

Concetto vento solare fu introdotto nell'astronomia alla fine degli anni '40 del XX secolo, quando l'astronomo americano S. Forbush, misurando l'intensità dei raggi cosmici, notò che diminuiva significativamente all'aumentare attività solare e scende abbastanza bruscamente durante .

Sembrava piuttosto strano. Piuttosto ci si aspetterebbe il contrario. Dopotutto, il Sole stesso è un fornitore di raggi cosmici. Pertanto, sembrerebbe che quanto maggiore è l'attività della nostra luce diurna, tanto più particelle dovrebbe emettere nello spazio circostante.

Resta da presumere che l'aumento dell'attività solare influenzi in modo tale da iniziare a deviare le particelle dei raggi cosmici, per buttarle via.

Fu allora che nacque l'ipotesi che i colpevoli del misterioso effetto fossero flussi di particelle cariche che fuoriuscivano dalla superficie del Sole e penetravano nello spazio del sistema solare. Questo peculiare vento solare pulisce il mezzo interplanetario, “spazzando via” le particelle dei raggi cosmici.

Tale ipotesi è stata supportata anche da fenomeni osservati in. Come sai, le code delle comete sono sempre dirette lontano dal Sole. Inizialmente, questa circostanza era associata alla leggera pressione della luce solare. Tuttavia, si è scoperto che la pressione della luce da sola non può causare tutti i fenomeni che si verificano nelle comete. I calcoli hanno dimostrato che per la formazione e la deflessione osservata delle code delle comete, è necessaria l'azione non solo dei fotoni, ma anche delle particelle di materia.

In effetti, prima si sapeva che il Sole emette flussi di particelle cariche: i corpuscoli. Si è tuttavia ipotizzato che tali flussi fossero episodici. Ma le code delle comete sono sempre dirette nella direzione opposta al Sole, e non solo durante i periodi di intensificazione. Ciò significa che la radiazione corpuscolare che riempie lo spazio del sistema solare deve esistere costantemente. Si intensifica con l'aumento dell'attività solare, ma esiste sempre.

Pertanto, il vento solare soffia continuamente nello spazio solare. In cosa consiste questo vento solare e in quali condizioni si forma?

Lo strato più esterno dell'atmosfera solare è la "corona". Questa parte dell'atmosfera della nostra luce diurna è insolitamente rarefatta. Ma la cosiddetta “temperatura cinetica” della corona, determinata dalla velocità del movimento delle particelle, è molto elevata. Raggiunge il milione di gradi. Pertanto il gas coronale è completamente ionizzato ed è una miscela di protoni, ioni di vari elementi ed elettroni liberi.

Recentemente è stato riferito che il vento solare contiene ioni di elio. Questa circostanza fa luce sul meccanismo mediante il quale le particelle cariche vengono espulse dalla superficie del Sole. Se il vento solare fosse costituito solo da elettroni e protoni, si potrebbe ancora supporre che si sia formato a causa di processi puramente termici e sia qualcosa di simile al vapore formato sopra la superficie dell'acqua bollente. Tuttavia, i nuclei degli atomi di elio sono quattro volte più pesanti dei protoni e quindi difficilmente vengono espulsi per evaporazione. Molto probabilmente, la formazione del vento solare è associata all'azione delle forze magnetiche. Quando si allontanano dal Sole, le nubi di plasma sembrano portare con sé campi magnetici. Sono questi campi che servono come quella sorta di “cemento” che “lega” insieme particelle con masse e cariche diverse.

Osservazioni e calcoli effettuati dagli astronomi hanno dimostrato che man mano che ci allontaniamo dal Sole, la densità della corona diminuisce gradualmente. Ma si scopre che nella regione dell’orbita terrestre è ancora notevolmente diverso da zero. In altre parole, il nostro pianeta si trova all'interno dell'atmosfera solare.

Se la corona è più o meno stabile vicino al Sole, all’aumentare della distanza tende ad espandersi nello spazio. E più ci si allontana dal Sole, maggiore è la velocità di questa espansione. Secondo i calcoli dell'astronomo americano E. Parker, già a una distanza di 10 milioni di km, le particelle coronali si muovono a velocità superiori alla velocità.

Pertanto, la conclusione suggerisce che la corona solare è il vento solare che soffia attraverso lo spazio del nostro sistema planetario.

Queste conclusioni teoriche sono state pienamente confermate dalle misurazioni sui razzi spaziali e sui satelliti artificiali della Terra. Si è scoperto che il vento solare esiste sempre vicino alla Terra: “soffia” ad una velocità di circa 400 km/sec.

Quanto lontano soffia il vento solare? Sulla base di considerazioni teoriche, in un caso si scopre che il vento solare si sta già placando nella regione dell'orbita, nell'altro - che esiste ancora a una distanza molto grande oltre l'orbita dell'ultimo pianeta Plutone. Ma questi sono solo limiti teoricamente estremi della possibile propagazione del vento solare. Solo le osservazioni possono indicare il confine esatto.

Può raggiungere valori fino a 1,1 milioni di gradi Celsius. Pertanto, avendo una tale temperatura, le particelle si muovono molto velocemente. La gravità del Sole non può trattenerli e lasciano la stella.

L'attività del sole varia nel corso di un ciclo di 11 anni. Allo stesso tempo, cambiano il numero di macchie solari, i livelli di radiazione e la massa di materiale espulso nello spazio. E questi cambiamenti influenzano le proprietà del vento solare: il suo campo magnetico, la velocità, la temperatura e la densità. Pertanto, il vento solare può avere caratteristiche diverse. Dipendono da dove si trovava esattamente la sua fonte sul Sole. E dipendono anche dalla velocità con cui ha ruotato quest'area.

La velocità del vento solare è superiore alla velocità di movimento del materiale dei fori coronali. E raggiunge gli 800 chilometri al secondo. Questi buchi compaiono ai poli del Sole e alle sue basse latitudini. Diventano di dimensioni maggiori durante i periodi in cui l'attività sul Sole è minima. La temperatura del materiale trasportato dal vento solare può raggiungere gli 800.000 C.

Nella fascia coronale situata attorno all'equatore, il vento solare si muove più lentamente - circa 300 km. al secondo. È stato stabilito che la temperatura della materia in movimento nel vento solare lento raggiunge 1,6 milioni di C.

Il sole e la sua atmosfera sono composti da plasma e da una miscela di particelle cariche positivamente e negativamente. Hanno estremamente alte temperature. Pertanto, la materia lascia costantemente il Sole, portata via dal vento solare.

Impatto sulla Terra

Quando il vento solare lascia il Sole, trasporta particelle cariche e campi magnetici. Le particelle del vento solare emesse in tutte le direzioni hanno un impatto costante sul nostro pianeta. Questo processo produce effetti interessanti.

Se il materiale trasportato dal vento solare raggiungesse la superficie del pianeta, causerebbe gravi danni a qualsiasi forma di vita esistente. Pertanto, il campo magnetico terrestre funge da scudo, reindirizzando le traiettorie delle particelle solari attorno al pianeta. Le particelle cariche sembrano “fluire” al di fuori di esso. L'influenza del vento solare modifica il campo magnetico terrestre in modo tale da deformarlo e allungarlo sul lato notturno del nostro pianeta.

A volte il Sole espelle grandi volumi di plasma noti come espulsioni di massa coronale (CME) o tempeste solari. Ciò si verifica più spesso durante il periodo attivo del ciclo solare, noto come massimo solare. Le CME hanno un effetto più forte del vento solare standard.

Alcuni corpi del sistema solare, come la Terra, sono schermati campo magnetico. Ma molti di loro non hanno tale protezione. Il satellite della nostra Terra non ha protezione per la sua superficie. Pertanto, sperimenta la massima esposizione al vento solare. Mercurio, il pianeta più vicino al Sole, ha un campo magnetico. Protegge il pianeta dai normali venti standard, ma non è in grado di resistere a brillamenti più potenti come quelli CME.

Quando i venti solari ad alta e bassa velocità interagiscono tra loro, creano regioni dense note come regioni interagenti rotanti (CIR). Sono queste aree che provocano tempeste geomagnetiche quando entrano in collisione con l'atmosfera terrestre.

Il vento solare e le particelle cariche che trasporta possono influenzare i satelliti terrestri e i sistemi di posizionamento globale (GPS). Raffiche potenti possono danneggiare i satelliti o causare errori di posizione quando si utilizzano segnali GPS a decine di metri di distanza.

Il vento solare raggiunge tutti i pianeti in . La missione New Horizons della NASA lo ha scoperto mentre viaggiava tra e.

Studiare il vento solare

Gli scienziati conoscono l’esistenza del vento solare sin dagli anni ’50. Ma nonostante il suo grave impatto sulla Terra e sugli astronauti, gli scienziati non conoscono ancora molte delle sue caratteristiche. Diverse missioni spaziali negli ultimi decenni hanno tentato di spiegare questo mistero.

Lanciata nello spazio il 6 ottobre 1990, la missione Ulysses della NASA ha studiato il Sole a diverse latitudini. Ha misurato varie proprietà del vento solare per più di dieci anni.

La missione Advanced Composition Explorer () aveva un'orbita associata a uno dei punti singolari situato tra la Terra e il Sole. È noto come punto di Lagrange. In questa zona forze gravitazionali dal Sole e dalla Terra hanno lo stesso significato. E questo consente al satellite di avere un'orbita stabile. Lanciato nel 1997, l'esperimento ACE studia il vento solare e fornisce misurazioni in tempo reale del flusso costante di particelle.

Le navicelle spaziali STEREO-A e STEREO-B della NASA studiano i bordi del Sole da diverse angolazioni per vedere come viene generato il vento solare. Secondo la NASA, STEREO ha fornito "una visione unica e rivoluzionaria del sistema Terra-Sole".

Nuove missioni

La NASA sta pianificando di lanciare una nuova missione per studiare il Sole. Ciò dà agli scienziati la speranza di imparare ancora di più sulla natura del Sole e del vento solare. La sonda solare Parker della NASA è prevista per il lancio ( lanciato con successo il 08/12/2018 – Navigator) nell'estate 2018, funzionerà in modo tale da “toccare letteralmente il Sole”. Dopo diversi anni di volo in orbita vicino alla nostra stella, la sonda si immergerà nella corona solare per la prima volta nella storia. Questo verrà fatto in modo da ottenere una combinazione di immagini e misurazioni fantastiche. L’esperimento migliorerà la nostra comprensione della natura della corona solare e migliorerà la comprensione dell’origine e dell’evoluzione del vento solare.