Qu'est-ce que le vent solaire pour les enfants. Vent solaire rapide

Flux radial constant de plasma solaire. couronnes dans la production interplanétaire. Le flux d'énergie provenant des profondeurs du Soleil chauffe le plasma corona jusqu'à 1,5 à 2 millions de K. DC. le chauffage n'est pas compensé par la perte d'énergie due au rayonnement, car la couronne est petite. L'excès d'énergie signifie. les diplômes sont emportés par le S. siècle. (=1027-1029 erg/s). La couronne n'est donc pas en position hydrostatique. équilibre, il se développe continuellement. Selon la composition du S. siècle. ne diffère pas du plasma corona (le plasma contient principalement des protons, des électrons, quelques noyaux d'hélium, de l'oxygène, du silicium, du soufre et des ions de fer). A la base de la couronne (à 10 mille km de la photosphère du Soleil), les particules ont un rayon radial de l'ordre de plusieurs centaines de m/s, à une distance de plusieurs. solaire rayons, il atteint la vitesse du son dans le plasma (100 -150 km/s), près de l'orbite terrestre la vitesse des protons est de 300-750 km/s, et leurs espaces. - de plusieurs salutations à plusieurs des dizaines d'heures en 1 cm3. Avec l'aide de l'espace interplanétaire. stations, il a été établi que jusqu'à l'orbite de Saturne, la densité flux h-c S.v. diminue selon la loi (r0/r)2, où r est la distance au Soleil, r0 est le niveau initial. S.v. emporte avec lui les boucles des lignes électriques solaires. mag. champs qui forment le champ magnétique interplanétaire. . Combinaison de radial mouvements h-ts S.v. avec la rotation du Soleil cela donne à ces lignes la forme de spirales. Structure à grande échelle de mag. Les champs à proximité du Soleil ont la forme de secteurs dans lesquels le champ est dirigé depuis le Soleil ou vers lui. La taille de la cavité occupée par le S. v. n'est pas connue avec précision (son rayon ne serait apparemment pas inférieur à 100 UA). Aux limites de cette cavité il y a une dynamique S.v. doit être équilibré par la pression du gaz interstellaire, galactique. mag. champs et galactique espace rayons. Au voisinage de la Terre, la collision du flux de h-c S. v. avec géomagnétique Le champ génère une onde de choc stationnaire devant la magnétosphère terrestre (du côté du Soleil, fig.).

S.v. s'écoule pour ainsi dire autour de la magnétosphère, limitant son étendue dans l'espace. Changements d'intensité solaire associés aux éruptions solaires, phénomènes. basique cause de perturbations géomagnétiques. champs et magnétosphère (orages magnétiques).

Derrière le Soleil, il perd du nord. =2X10-14 partie de sa masse Msol. Il est naturel de supposer que l'écoulement de matière, semblable à celui du S.E., existe également dans d'autres étoiles (""). Cela devrait être particulièrement intense étoiles massives(avec une masse = plusieurs dixièmes de Msolns) et avec une température de surface élevée (= 30-50 mille K) et pour les étoiles à atmosphère étendue (géantes rouges), puisque dans le premier cas il y a une couronne stellaire très développée qui suffit haute énergie, pour surmonter la gravité de l'étoile, et dans le second - une parabole faible. vitesse (vitesse de fuite ; (voir VITESSES SPATIALES)). Moyens. Les pertes de masse liées au vent stellaire (= 10-6 Msol/an et plus) peuvent affecter de manière significative l'évolution des étoiles. À son tour, le vent stellaire crée des « bulles » de gaz chauds dans le milieu interstellaire – sources de rayons X. radiation.

Physique dictionnaire encyclopédique. - M. : Encyclopédie soviétique. . 1983 .

VENT SOLAIRE - flux continu de plasma origine solaire, Soleil) dans l'espace interplanétaire. Aux températures élevées qui existent dans la couronne solaire (1,5 * 10 9 K), la pression des couches sus-jacentes ne peut pas équilibrer la pression du gaz de la substance de la couronne et la couronne se dilate.

La première preuve de l'existence du poste. les flux de plasma provenant du Soleil ont été obtenus par L. L. Biermann dans les années 1950. sur l'analyse des forces agissant sur les queues de plasma des comètes. En 1957, Yu. Parker (E. Parker), analysant les conditions d'équilibre de la matière couronne, montra que la couronne ne peut pas être dans des conditions hydrostatiques. Épouser. caractéristiques de S. v. sont donnés dans le tableau. 1. S. coule. peut être divisé en deux classes : lente - avec une vitesse de 300 km/s et rapide - avec une vitesse de 600-700 km/s. Les flux rapides proviennent de régions de la couronne solaire, où se trouve la structure du champ magnétique. les champs sont proches du radial. trous coronaux. Flux lentspp. V. sont apparemment associés aux zones de la couronne, dans lesquelles se trouvent donc Tableau 1. - Caractéristiques moyennes du vent solaire en orbite terrestre

Tableau 2.- Relatif composition chimique vent solaire

En plus du principal des composants de l'eau solaire - des protons et des électrons ; des particules ont également été trouvées dans sa composition. température des ions S. v. permettent de déterminer la température électronique de la couronne solaire.

Au N. siècle. des différences sont observées. types d'ondes : Langmuir, siffleurs, ion-acoustique, ondes dans le plasma). Certaines ondes de type Alfvén sont générées sur le Soleil, et d'autres sont excitées dans le milieu interplanétaire. La génération d'ondes atténue les écarts de la fonction de distribution des particules par rapport à la fonction maxwellienne et, en combinaison avec l'influence du magnétisme. champs vers le plasma conduit au fait que S. v. se comporte comme continuum. Les ondes de type Alfvén jouent un rôle important dans l'accélération des petites composantes de S.

Riz. 1. Vent solaire massif. Par axe horizontal- le rapport de la masse d'une particule à sa charge, verticalement - le nombre de particules enregistrées dans la fenêtre énergétique de l'appareil en 10 s. Les chiffres avec un signe « + » indiquent la charge de l'ion.

Flux N. dans. est supersonique par rapport aux vitesses des types d'ondes qui fournissent l'eff. transfert d'énergie au S. siècle. (Alfven, son). Alfven et le son Numéro de Mach C. V. 7. En circulant du côté nord. obstacles capables de le dévier efficacement (champs magnétiques de Mercure, de la Terre, de Jupiter, de Saturne ou des ionosphères conductrices de Vénus et, apparemment, de Mars), une onde de choc d'arc au départ se forme. vagues, ce qui lui permet de contourner un obstacle. A la même époque, au Nord du siècle. une cavité se forme - la magnétosphère (soit la sienne, soit induite), la forme et les dimensions de la forme sont déterminées par la balance de pression magnétique. champs de la planète et la pression du flux de plasma (voir. Magnétosphère de la Terre, Magnétosphères des planètes). En cas d'interaction avec S. v. avec un corps non conducteur (par exemple la Lune), aucune onde de choc ne se produit. Le flux de plasma est absorbé par la surface et une cavité se forme derrière le corps, progressivement remplie de plasma C. V.

Sur processus stationnaire la sortie du plasma corona est superposée par des processus non stationnaires associés à éruptions sur le Soleil. Lors de fortes éruptions, des substances sont libérées par le bas. régions coronales dans le milieu interplanétaire. Variations magnétiques).

Riz. 2. Propagation d'une onde de choc interplanétaire et d'éjectas d'une éruption solaire. Les flèches indiquent la direction du mouvement du plasma du vent solaire,

Riz. 3. Types de solutions à l'équation d'expansion corona. La vitesse et la distance sont normalisées à la vitesse critique vk et la distance critique Rk Solution 2 correspond au vent solaire.

L'expansion de la couronne solaire est décrite par un système d'équations de conservation de masse, v k) à un moment critique. distance R et expansion ultérieure à une vitesse supersonique. Cette solution donne une valeur de pression infiniment petite à l'infini, ce qui permet de la concilier avec la faible pression du milieu interstellaire. Ce type de flux a été appelé S. par Yu Parker. , où m est la masse du proton, l'exposant adiabatique et la masse du Soleil. Sur la fig. La figure 4 montre le changement du taux d'expansion par rapport à l'héliocentrique. conductivité thermique, viscosité,

Riz. 4. Profils de vitesse du vent solaire pour le modèle de couronne isothermique à différentes significations température coronale.

S.v. fournit la base sortie d'énergie thermique de la couronne, depuis le transfert de chaleur vers la chromosphère, el.-magn. couronnes et conductivité thermique électroniquepp. V. insuffisant pour établir bilan thermique couronnes La conductivité thermique électronique assure une lente diminution de la température ambiante. avec la distance. luminosité du Soleil.

S.v. entraîne avec lui le champ magnétique coronal dans le milieu interplanétaire. champ. Congelé en plasma lignes électriques Ce champ forme un champ magnétique interplanétaire. champ (IMF). Bien que l'intensité de l'IMF soit faible et sa densité énergétique soit d'environ 1% de la densité cinétique. énergie de l’énergie solaire, elle joue un rôle important en thermodynamique. V. et dans la dynamique des interactions de S. v. avec les corps du système solaire, ainsi qu'avec les cours d'eau du nord. entre eux. Combinaison d'expansion du S. siècle. avec la rotation du Soleil conduit au fait que le mag. les lignes de force figées au nord du siècle ont la forme B R et des composantes magnétiques azimutales. les champs changent différemment avec la distance près du plan de l'écliptique :

où est ang. vitesse de rotation du Soleil, Et - composante radiale de la vitesseC. c., l'indice 0 correspond niveau d'origine. A la distance de l'orbite terrestre, l'angle entre la direction magnétique. champs et R. environ 45°. En grand L magnétique.

Riz. 5. Forme de la ligne du champ magnétique interplanétaire.- vitesse angulaire rotation du Soleil, et est la composante radiale de la vitesse du plasma, R est la distance héliocentrique.

S. v., surgissant sur des régions du Soleil avec différentes. orientation magnétique champs, vitesse, temp-pa, concentration de particules, etc.) également dans cf. évolution naturelle de la section transversale de chaque secteur, ce qui est associé à l'existence d'un écoulement rapide de l'eau solaire au sein du secteur. Les limites des secteurs se situent généralement dans le courant lent du Nord siècle. Le plus souvent, on observe 2 ou 4 secteurs, tournant avec le Soleil. Cette structure, formée lorsque le S. est retiré. à grande échellemagn. champs corona, peuvent être observés pour plusieurs. révolutions du Soleil. La structure sectorielle du FMI est une conséquence de l'existence d'une couche de courant (CS) dans le milieu interplanétaire, qui tourne avec le Soleil. TS crée une surtension magnétique. champs - le FMI radial a différents signes Par différents côtés TS. Ce TS, prédit par H. Alfven, traverse les parties de la couronne solaire associées aux régions actives du Soleil et sépare ces régions des différentes régions. signes de la composante radiale de l’aimant solaire. champs. Le TS est situé approximativement dans le plan de l’équateur solaire et possède une structure pliée. La rotation du Soleil entraîne la torsion des plis du TC en spirale (Fig. 6). Étant proche du plan de l'écliptique, l'observateur se retrouve soit au-dessus, soit en dessous du TC, ce qui lui fait tomber dans des secteurs avec des signes différents de la composante radiale du FMI.

Près du Soleil au nord. il existe des gradients longitudinaux et latitudinaux de la vitesse des ondes de choc sans collision (Fig. 7). Tout d’abord, une onde de choc se forme, se propageant vers l’avant à partir de la limite des secteurs (onde de choc directe), puis une onde de choc inverse se forme, se propageant vers le Soleil.

Riz. 6. Forme de la couche de courant héliosphérique. Son intersection avec le plan de l'écliptique (incliné par rapport à l'équateur solaire selon un angle de ~ 7°) donne la structure sectorielle observée du champ magnétique interplanétaire.

Riz. 7. Structure du secteur du champ magnétique interplanétaire. Les flèches courtes indiquent la direction du vent solaire, les lignes fléchées indiquent les lignes du champ magnétique, les lignes pointillées indiquent les limites du secteur (l'intersection du plan de dessin avec la couche actuelle).

Parce que la vitesse onde de choc inférieure à la vitesse du vent solaire, elle transporte l’onde de choc inverse dans la direction opposée au Soleil. Des ondes de choc près des limites des secteurs se forment à des distances d’environ 1 UA. e. et peut être tracé à des distances de plusieurs. UN. e. Ces ondes de choc, ainsi que les ondes de choc interplanétaires provenant des éruptions solaires et les ondes de choc circumplanétaires, accélèrent les particules et sont donc une source de particules énergétiques.

S.v. s'étend sur des distances d'environ 100 UA. e., où la pression du milieu interstellaire équilibre la dynamique. pression artérielle La cavité balayée par le S. v. Environnement interplanétaire). ExpansionS. V. avec l'aimant gelé dedans. Ce champ empêche la pénétration des particules galactiques dans le système solaire. espace rayons de basses énergies et conduit à des variations cosmiques. rayons de haute énergie. Un phénomène similaire à celui de S.V. a été découvert dans d'autres étoiles (voir. Vent stellaire).

Lit. : Parker E. N., Dynamique dans le milieu interplanétaire, O. L. Weisberg.

Encyclopédie physique. En 5 tomes. - M. : Encyclopédie soviétique. Rédacteur en chef A.M. Prokhorov. 1988 .

Voyez ce qu'est « VENT SOLAIRE » dans d'autres dictionnaires :

SOLAR WIND, un flux de plasma provenant de la couronne solaire qui remplit le système solaire jusqu'à une distance de 100 unités astronomiques du Soleil, où est la pression milieu interstellaireéquilibre la pression dynamique du flux. La composition principale est constituée de protons, d'électrons, de noyaux... Encyclopédie moderne

VENT SOLAIRE, un flux constant de particules chargées (principalement des protons et des électrons) accéléré haute température CORONA solaire à des vitesses suffisamment élevées pour que les particules puissent surmonter la gravité du Soleil. Le vent solaire dévie... Dictionnaire encyclopédique scientifique et technique

Il y a un flux constant de particules éjectées de couches supérieures atmosphère du Soleil. Nous voyons des traces du vent solaire tout autour de nous. Puissant tempêtes géomagnétiques peut endommager les satellites et systèmes électriques sur Terre, et évoque de belles aurores. Peut-être que sa meilleure preuve est celle-ci longues queues comètes lorsqu'elles passent près du Soleil.

Les particules de poussière d'une comète sont déviées par le vent et éloignées du Soleil, c'est pourquoi les queues des comètes sont toujours dirigées loin de notre étoile.

Vent solaire : origine, caractéristiques

Il provient de la haute atmosphère du Soleil, appelée couronne. Dans cette région, la température est supérieure à 1 million de Kelvin et les particules ont une charge énergétique supérieure à 1 keV. Il existe en réalité deux types de vent solaire : lent et rapide. Cette différence est visible dans les comètes. Si vous regardez attentivement l’image d’une comète, vous verrez qu’elle a souvent deux queues. L’un d’eux est droit et l’autre est plus courbé.

Vitesse du vent solaire en ligne près de la Terre, données des 3 derniers jours

Vent solaire rapide

Il se déplace à une vitesse de 750 km/s et les astronomes pensent qu'il provient de trous coronaux, des régions où les lignes de champ magnétique se dirigent vers la surface du Soleil.

Vent solaire lent

Il a une vitesse d'environ 400 km/s et vient de ceinture équatoriale notre étoile. Le rayonnement atteint la Terre, selon la vitesse, entre plusieurs heures et 2-3 jours.

Peut être utilisé non seulement comme dispositif de propulsion voiliers spatiaux, mais aussi comme source d'énergie. L'application la plus célèbre de l'énergie éolienne solaire à ce titre a été proposée pour la première fois par Freeman Dyson, qui a suggéré que civilisation très développée Il est possible de créer une sphère autour d’une étoile qui collecterait toute l’énergie qu’elle émet. Sur cette base, une autre méthode de recherche de civilisations extraterrestres a également été proposée.

Pendant ce temps, une équipe de chercheurs de l'Université de Washington (Washington State University), dirigée par Brooks Harrop, a proposé un concept plus pratique pour utiliser l'énergie solaire éolienne : les satellites Dyson-Harrop. Ce sont des centrales électriques assez simples qui récoltent les électrons du vent solaire. Une longue tige métallique pointée vers le soleil est excitée pour générer un champ magnétique qui attirera les électrons. À l’autre extrémité se trouve un récepteur piège à électrons, composé d’une voile et d’un récepteur.

Selon les calculs de Harrop, un satellite doté d'une tige de 300 mètres, d'une épaisseur de 1 cm et d'un piège de 10 mètres en orbite terrestre pourra « collecter » jusqu'à 1,7 MW. Cela suffit à alimenter environ 1 000 foyers privés. Le même satellite, mais avec une tige d'un kilomètre de long et une voile de 8 400 kilomètres, pourra « collecter » 1 milliard de milliards de gigawatts d'énergie (10 27 W). Il ne reste plus qu'à transférer cette énergie sur Terre afin d'en abandonner tous les autres types.

L'équipe de Harrop propose de transmettre de l'énergie à l'aide d'un faisceau laser. Cependant, si la conception du satellite lui-même est assez simple et tout à fait réalisable sur niveau moderne technologies, alors la création d’un « câble » laser est encore techniquement impossible. Le fait est que pour capter efficacement le vent solaire, le satellite Dyson-Harrop doit se trouver en dehors du plan de l'écliptique, ce qui signifie qu'il se trouve à des millions de kilomètres de la Terre. À cette distance, le faisceau laser produira un point de plusieurs milliers de kilomètres de diamètre. Un système de mise au point adéquat nécessitera un objectif de 10 à 100 mètres de diamètre. En outre, de nombreux dangers liés à d’éventuelles pannes du système ne peuvent être exclus. D'un autre côté, l'énergie est nécessaire dans l'espace lui-même, et les petits satellites Dyson-Harrop pourraient bien en devenir la principale source, remplaçant panneaux solaires et les réacteurs nucléaires.

Imaginez que vous entendiez les paroles d'un présentateur météo : « Demain, le vent va fortement augmenter. À cet égard, il peut y avoir des interruptions dans le fonctionnement de la radio, communications mobiles et Internet. Expédition aux États-Unis retardée mission spatiale. Des aurores intenses sont attendues dans le nord de la Russie... »


Vous serez surpris : quelle absurdité, qu'est-ce que le vent a à voir là-dedans ? Mais le fait est que vous avez raté le début de la prévision : « Hier soir, il y a eu une éruption sur le Soleil. Un puissant courant de vent solaire se dirige vers la Terre… »

Le vent ordinaire est le mouvement des particules d'air (molécules d'oxygène, d'azote et d'autres gaz). Un flux de particules jaillit également du Soleil. C'est ce qu'on appelle le vent solaire. Si vous ne vous plongez pas dans des centaines de formules fastidieuses, de calculs et de débats scientifiques houleux, alors, en général, le tableau ressemble à ceci.

À l'intérieur de notre luminaire, ils vont réactions thermonucléaires, réchauffant cette énorme boule de gaz. La température de la couche externe, la couronne solaire, atteint un million de degrés. Cela fait que les atomes se déplacent si vite que lorsqu’ils entrent en collision, ils se brisent en morceaux. On sait que le gaz chauffé a tendance à se dilater, à occuper plus grand volume. Quelque chose de similaire se produit ici. Les particules d'hydrogène, d'hélium, de silicium, de soufre, de fer et d'autres substances se dispersent dans toutes les directions.

Ils gagnent en vitesse et atteignent les frontières proches de la Terre en six jours environ. Même si le soleil était calme, la vitesse du vent solaire atteint ici 450 kilomètres par seconde. Eh bien, lorsqu'une éruption solaire crache une énorme bulle de particules enflammées, leur vitesse peut atteindre 1 200 kilomètres par seconde ! Et la "brise" ne peut pas être qualifiée de rafraîchissante - environ 200 000 degrés.

Une personne peut-elle ressentir le vent solaire ?

En effet, puisqu'un flux de particules chaudes se précipite constamment, pourquoi ne ressentons-nous pas comment il nous « souffle » ? Disons que les particules sont si petites que la peau ne sent pas leur contact. Mais ils ne sont pas non plus remarqués par les instruments terrestres. Pourquoi?

Parce que la Terre est protégée des vortex solaires par son champ magnétique. Le flux de particules semble circuler autour de lui et se précipiter. Ce n'est que les jours où les émissions solaires sont particulièrement puissantes que notre bouclier magnétique C'est dur. Un ouragan solaire le traverse et fait irruption dans la haute atmosphère. Les particules étrangères provoquent. Le champ magnétique est fortement déformé, les météorologues parlent de « tempêtes magnétiques ».


Ils deviennent incontrôlables satellites spatiaux. Les avions disparaissent des écrans radar. Les ondes radio sont perturbées et les communications sont perturbées. Ces jours-là, les antennes paraboliques sont éteintes, les vols sont annulés et la « communication » avec les vaisseaux spatiaux est interrompue. Dans les réseaux électriques, les voies ferrées, les pipelines, un courant électrique. En conséquence, les feux de circulation s'allument d'eux-mêmes, les gazoducs rouillent et les appareils électriques débranchés grillent. De plus, des milliers de personnes ressentent de l’inconfort et des maladies.

Les effets cosmiques du vent solaire ne peuvent pas être détectés uniquement lors des éruptions solaires : bien qu’il soit plus faible, il souffle constamment.

On a longtemps remarqué que la queue d'une comète grandissait à mesure qu'elle s'approchait du Soleil. Cela provoque l’évaporation des gaz gelés qui forment le noyau de la comète. UN vent solaire transporte ces gaz sous la forme d'un panache, toujours dirigé dans la direction opposée au Soleil. Donc vent de terre déplie la fumée de la cheminée et lui donne une forme ou une autre.

Dans les années activité accrue L'irradiation de la Terre par les particules galactiques diminue fortement rayons cosmiques. Le vent solaire gagne une telle force qu'il les entraîne simplement vers la périphérie système planétaire.

Il existe des planètes qui ont un champ magnétique très faible, voire inexistant (par exemple sur Mars). Rien n’empêche le vent solaire de se déchaîner ici. Les scientifiques pensent que c'est lui qui, pendant des centaines de millions d'années, a presque « fait sauter » son atmosphère depuis Mars. À cause de ça planète orange Ensuite, elle a perdu de l'eau et, éventuellement, des organismes vivants.

Où le vent solaire s'éteint-il ?

Personne ne connaît encore la réponse exacte. Les particules volent vers la périphérie de la Terre, gagnant en vitesse. Puis il diminue progressivement, mais le vent semble atteindre les coins les plus éloignés du système solaire. Quelque part là, il s'affaiblit et est ralenti par la matière interstellaire raréfiée.

Jusqu’à présent, les astronomes ne peuvent pas dire exactement à quelle distance cela se produit. Pour répondre, vous devez attraper des particules qui volent de plus en plus loin du Soleil jusqu'à ce qu'elles cessent de se croiser. À propos, la limite où cela se produit peut être considérée comme la limite du système Solaire.


Equipé de pièges à vent solaire vaisseau spatial, qui sont périodiquement lancés depuis notre planète. En 2016, les flux de vent solaire ont été capturés en vidéo. Qui sait s’il ne deviendra pas un « personnage » aussi familier dans les bulletins météorologiques que notre vieil ami le vent terrestre ?

En 1957, le professeur E. Parker de l’Université de Chicago a prédit théoriquement un phénomène connu sous le nom de « vent solaire ». Il a fallu deux ans pour que cette prédiction soit confirmée expérimentalement à l’aide d’instruments installés sur les vaisseaux spatiaux soviétiques Luna-2 et Luna-3 par le groupe de K.I. Gringauz. Quel est ce phénomène ?

Le vent solaire est un flux d'hydrogène gazeux entièrement ionisé, généralement appelé plasma d'hydrogène entièrement ionisé en raison de la densité à peu près égale d'électrons et de protons (condition de quasi-neutralité), qui s'accélère en s'éloignant du Soleil. Dans la région de l'orbite terrestre (à une unité astronomique ou 1 UA du Soleil), sa vitesse atteint une valeur moyenne de V E » 400–500 km/sec à une température du proton T E » 100 000 K et plusieurs température plus élevéeélectrons (l’indice « E » désigne ci-après l’orbite terrestre). À de telles températures, la vitesse est de 1 UA nettement supérieure à la vitesse du son, c'est-à-dire Le flux du vent solaire dans la région de l’orbite terrestre est supersonique (ou hypersonique). La concentration mesurée de protons (ou d'électrons) est assez faible et s'élève à n E » 10–20 particules par centimètre cube. En plus des protons et des électrons, des particules alpha (de l'ordre de plusieurs pour cent de la concentration en protons) ont été découvertes dans l'espace interplanétaire. petite quantité les particules plus lourdes, ainsi que le champ magnétique interplanétaire, valeur moyenne dont l’induction s’est avérée être de l’ordre de plusieurs gammas sur l’orbite terrestre (1g = 10 –5 gauss).

L’effondrement de l’idée d’une couronne solaire statique.

Pendant longtemps, on a cru que toutes les atmosphères stellaires étaient dans un état d'équilibre hydrostatique, c'est-à-dire dans un état où la force attraction gravitationnelle d’une étoile donnée est équilibrée par la force associée au gradient de pression (le changement de pression dans l’atmosphère de l’étoile à une distance r du centre de l'étoile. Mathématiquement, cet équilibre s'exprime sous la forme d'une équation différentielle ordinaire,

Où G– constante gravitationnelle, M.* – masse de l'étoile, p et r – pression et densité de masse à une certaine distance r de l'étoile. Exprimer la densité de masse à partir de l'équation d'état d'un gaz parfait

r=r RT

grâce à la pression et à la température et en intégrant l'équation résultante, nous obtenons la formule dite barométrique ( R.– constante des gaz), qui dans le cas particulier température constante T on dirait

Où p 0 – représente la pression à la base de l’atmosphère de l’étoile (à r = r 0). Puisqu’avant les travaux de Parker, on croyait que l’atmosphère solaire, comme celle des autres étoiles, était dans un état d’équilibre hydrostatique, son état était déterminé par des formules similaires. Compte tenu du phénomène inhabituel et pas encore entièrement compris forte augmentation Avec des températures allant d'environ 10 000 K à la surface du Soleil à 1 000 000 K dans la couronne solaire, S. Chapman a développé la théorie d'une couronne solaire statique, censée passer en douceur dans le milieu interstellaire local entourant le système solaire. Il s'ensuit que, selon les idées de S. Chapman, la Terre, effectuant ses révolutions autour du Soleil, est immergée dans une couronne solaire statique. Ce point de vue est partagé depuis longtemps par les astrophysiciens.

Parker a porté un coup dur à ces idées déjà établies. Il a attiré l'attention sur le fait que la pression à l'infini (à r® Ґ), qui est obtenu à partir de formule barométrique, est presque 10 fois supérieure à la pression acceptée à l’époque pour le milieu interstellaire local. Pour éliminer cette divergence, E. Parker a suggéré que la couronne solaire ne peut pas être en équilibre hydrostatique, mais doit s'étendre continuellement dans le milieu interplanétaire entourant le Soleil, c'est-à-dire vitesse radiale V la couronne solaire n'est pas nulle. De plus, au lieu de l'équation d'équilibre hydrostatique, il a proposé d'utiliser une équation de mouvement hydrodynamique de la forme, où M E est la masse du Soleil.

À distribution donnée température T, en fonction de la distance au Soleil, résoudre cette équation en utilisant la formule barométrique de la pression et l'équation de conservation de la masse sous la forme

peut être interprété comme le vent solaire et précisément à l'aide de cette solution avec le passage du flux subsonique (à r r *) à supersonique (à r > r*) la pression peut être ajustée r avec la pression dans le milieu interstellaire local, et c'est donc cette solution, appelée vent solaire, qui est mise en œuvre dans la nature.

Les premières mesures directes des paramètres du plasma interplanétaire, qui ont été effectuées sur le premier vaisseau spatial entrant dans l'espace interplanétaire, ont confirmé l'exactitude de l'idée de Parker sur la présence d'un vent solaire supersonique, et il s'est avéré que déjà dans la région de l'orbite terrestre la vitesse du vent solaire dépasse de loin la vitesse du son. Depuis lors, il ne fait aucun doute que l'idée de Chapman sur l'équilibre hydrostatique de l'atmosphère solaire est erronée, et la couronne solaire s'étend continuellement à une vitesse supersonique dans l'espace interplanétaire. Un peu plus tard, des observations astronomiques ont montré que de nombreuses autres étoiles ont des « vents stellaires » similaires au vent solaire.

Malgré le fait que le vent solaire ait été prédit théoriquement sur la base d'un modèle hydrodynamique à symétrie sphérique, le phénomène lui-même s'est avéré beaucoup plus complexe.

Quelle est la véritable tendance du mouvement du vent solaire ? Pendant longtemps, le vent solaire a été considéré comme étant à symétrie sphérique, c'est-à-dire indépendant de la latitude et de la longitude solaires. Étant donné que les engins spatiaux avant 1990, lorsque le vaisseau spatial Ulysse a été lancé, volaient principalement dans le plan de l'écliptique, les mesures sur ces engins spatiaux ont donné des distributions des paramètres du vent solaire uniquement dans ce plan. Les calculs basés sur les observations de la déviation des queues cométaires ont indiqué une indépendance approximative des paramètres du vent solaire par rapport à la latitude solaire. Cependant, cette conclusion basée sur les observations cométaires n'était pas suffisamment fiable en raison des difficultés d'interprétation de ces observations. Bien que la dépendance longitudinale des paramètres du vent solaire ait été mesurée par des instruments installés sur des engins spatiaux, elle était néanmoins soit insignifiante et associée au champ magnétique interplanétaire d'origine solaire, soit à des processus non stationnaires à court terme sur le Soleil (principalement des éruptions solaires). .

Les mesures des paramètres du plasma et du champ magnétique dans le plan de l'écliptique ont montré que les structures dites sectorielles avec différents paramètres du vent solaire et dans des directions différentes champ magnétique. De telles structures tournent avec le Soleil et indiquent clairement qu'elles sont la conséquence d'une structure similaire dans atmosphère solaire, dont les paramètres dépendent donc de la longitude solaire. La structure qualitative en quatre secteurs est présentée dans la Fig. 1.

Dans le même temps, les télescopes au sol détectent le champ magnétique général à la surface du Soleil. Sa valeur moyenne est estimée à 1 G, bien que dans certaines formations photosphériques, par exemple dans les taches solaires, le champ magnétique puisse être plusieurs fois supérieur. Le plasma étant un bon conducteur d'électricité, les champs magnétiques solaires interagissent d'une manière ou d'une autre avec le vent solaire en raison de l'apparition d'une force pondéromotrice. j ґ B. Cette force est faible dans la direction radiale, c'est-à-dire elle n'a pratiquement aucun effet sur la répartition de la composante radiale du vent solaire, mais sa projection sur une direction perpendiculaire à la direction radiale conduit à l'apparition d'une composante de vitesse tangentielle au vent solaire. Bien que cette composante soit presque deux ordres de grandeur inférieure à la composante radiale, elle joue un rôle important dans la suppression du moment cinétique du Soleil. Les astrophysiciens suggèrent que cette dernière circonstance pourrait jouer un rôle important dans l'évolution non seulement du Soleil, mais aussi d'autres étoiles dans lesquelles des vents stellaires ont été détectés. En particulier, pour expliquer la forte diminution de la vitesse angulaire des étoiles de la fin classe spectrale l'hypothèse qu'ils transmettent couple planètes qui se forment autour d'eux. Mécanisme de perte considéré moment cinétique Le soleil, par la sortie du plasma en présence d'un champ magnétique, ouvre la possibilité de réviser cette hypothèse.

Les mesures du champ magnétique moyen non seulement dans la région de l'orbite terrestre, mais également à de grandes distances héliocentriques (par exemple, sur les vaisseaux spatiaux Voyager 1 et 2 et Pioneer 10 et 11) ont montré que dans le plan de l'écliptique, coïncidant presque avec le plan de l'équateur solaire, sa magnitude et sa direction sont bien décrites par les formules

reçu par Parker. Dans ces formules, qui décrivent la spirale dite parkerienne d'Archimède, les quantités B r, B j – composantes radiales et azimutales du vecteur induction magnétique, respectivement, W – vitesse angulaire de rotation du Soleil, V– composante radiale du vent solaire, l'indice « 0 » désigne le point de la couronne solaire où l'amplitude du champ magnétique est connue.

Lancement en Europe agence spatiale en octobre 1990, la sonde Ulysse, dont la trajectoire a été calculée de telle sorte qu'elle tourne actuellement autour du Soleil dans un avion, perpendiculaire au planécliptique, a complètement changé l’idée selon laquelle le vent solaire est à symétrie sphérique. Sur la fig. La figure 2 montre les distributions de vitesse radiale et de densité des protons du vent solaire mesurées sur la sonde spatiale Ulysses en fonction de la latitude solaire.

Cette figure montre une forte dépendance latitudinale des paramètres du vent solaire. Il s'est avéré que la vitesse du vent solaire augmente et que la densité des protons diminue avec la latitude héliographique. Et si dans le plan de l'écliptique la vitesse radiale est en moyenne d'environ 450 km/sec et la densité de protons d'environ 15 cm–3, alors, par exemple, à 75° de latitude solaire, ces valeurs sont d'environ 700 km/sec et ~5 cm–3, respectivement. La dépendance des paramètres du vent solaire à la latitude est moins prononcée pendant les périodes de minimum activité solaire.

Processus non stationnaires dans le vent solaire.

Le modèle proposé par Parker suppose symétrie sphérique le vent solaire et l'indépendance de ses paramètres par rapport au temps (stationnarité du phénomène considéré). Cependant, les processus qui se produisent sur le Soleil, en général, ne sont pas stationnaires, et donc le vent solaire n'est pas stationnaire. Les temps caractéristiques d'évolution des paramètres ont des échelles très différentes. En particulier, il existe des changements dans les paramètres du vent solaire associés au cycle d'activité solaire de 11 ans. Sur la fig. La figure 3 montre la pression dynamique moyenne (sur 300 jours) du vent solaire mesurée à l'aide des vaisseaux spatiaux IMP-8 et Voyager-2 (r V 2) dans la zone de l'orbite terrestre (à 1 UA) pendant 11 ans cycle solaire activité solaire ( partie supérieure dessin). Au bas de la fig. La figure 3 montre l'évolution du nombre de taches solaires de 1978 à 1991 ( nombre maximum correspond à l'activité solaire maximale). On constate que les paramètres du vent solaire évoluent de manière significative sur une durée caractéristique d'environ 11 ans. Dans le même temps, des mesures sur la sonde spatiale Ulysses ont montré que de tels changements se produisent non seulement dans le plan de l'écliptique, mais également à d'autres latitudes héliographiques (aux pôles, la pression dynamique du vent solaire est légèrement supérieure à celle de l'équateur).

Les changements dans les paramètres du vent solaire peuvent également se produire sur des échelles de temps beaucoup plus courtes. Par exemple, les éruptions solaires et différentes vitesses sortie de plasma de différents domaines La couronne solaire conduit à la formation d’ondes de choc interplanétaires dans l’espace interplanétaire, caractérisées par une forte augmentation de la vitesse, de la densité, de la pression et de la température. Le mécanisme de leur formation est montré qualitativement sur la Fig. 4. Lorsqu'un flux rapide d'un gaz (par exemple, le plasma solaire) rattrape un flux plus lent, un écart arbitraire dans les paramètres du gaz apparaît au point de contact, dans lequel les lois de conservation de la masse, de l'impulsion et l'énergie ne sont pas satisfaites. Une telle discontinuité ne peut exister dans la nature et se décompose notamment en deux ondes de choc (sur celles-ci les lois de conservation de la masse, de la quantité de mouvement et de l'énergie conduisent aux relations dites de Hugoniot) et une discontinuité tangentielle (les mêmes lois de conservation conduisent au fait que la pression et la composante de vitesse normale doivent être continues). Sur la fig. 4, ce processus est représenté sous la forme simplifiée d'un évasement à symétrie sphérique. Il convient de noter ici que de telles structures, constituées d'une onde de choc avant, d'une discontinuité tangentielle et d'une deuxième onde de choc (choc inverse), se déplacent depuis le Soleil de telle manière que le choc avant se déplace à une vitesse supérieure à la vitesse de le vent solaire, le choc inverse se déplace du Soleil à une vitesse légèrement inférieure à la vitesse du vent solaire, et la vitesse de la discontinuité tangentielle est égale à la vitesse du vent solaire. De telles structures sont régulièrement enregistrées par des instruments installés sur des engins spatiaux.

Sur les changements des paramètres du vent solaire avec la distance au soleil.

La variation de la vitesse du vent solaire en fonction de la distance au Soleil est déterminée par deux forces : la force gravité solaire et la force associée au changement de pression (gradient de pression). Puisque la force de gravité diminue avec le carré de la distance au Soleil, son influence est insignifiante aux grandes distances héliocentriques. Les calculs montrent que déjà sur l'orbite terrestre, son influence, ainsi que celle du gradient de pression, peuvent être négligées. Par conséquent, la vitesse du vent solaire peut être considérée comme quasi constante. De plus, elle dépasse largement la vitesse du son (flux hypersonique). Ensuite, de l'équation hydrodynamique ci-dessus pour la couronne solaire, il s'ensuit que la densité r diminue comme 1/ r 2. Les vaisseaux spatiaux américains Voyager 1 et 2, Pioneer 10 et 11, lancés au milieu des années 1970 et désormais situés à des distances du Soleil de plusieurs dizaines d'unités astronomiques, ont confirmé ces idées sur les paramètres du vent solaire. Ils ont également confirmé la spirale théorique de Parker Archimède pour le champ magnétique interplanétaire. Cependant, la température ne suit pas la loi du refroidissement adiabatique à mesure que la couronne solaire se dilate. Très longues distances du Soleil, le vent solaire a même tendance à se réchauffer. Un tel échauffement peut être dû à deux raisons : la dissipation d'énergie associée à la turbulence du plasma et l'influence des atomes d'hydrogène neutres pénétrant dans le vent solaire depuis le milieu interstellaire environnant. système solaire. La deuxième raison conduit également à un certain freinage du vent solaire à de grandes distances héliocentriques, détecté sur le vaisseau spatial mentionné ci-dessus.

Conclusion.

Ainsi, le vent solaire est phénomène physique, qui n'a pas seulement un intérêt purement académique associé à l'étude des processus dans le plasma dans des conditions naturelles espace extra-atmosphérique, mais aussi un facteur qui doit être pris en compte lors de l'étude des processus se produisant à proximité de la Terre, puisque ces processus, à un degré ou à un autre, influencent nos vies. En particulier, les flux de vent solaire à grande vitesse circulant autour de la magnétosphère terrestre affectent sa structure, et processus non stationnaires sur le Soleil (par exemple, des éruptions) peuvent entraîner orages magnétiques, perturbant les communications radio et affectant le bien-être des personnes sensibles aux conditions météorologiques. Puisque le vent solaire prend son origine dans la couronne solaire, ses propriétés dans la région de l’orbite terrestre sont un bon indicateur pour étudier des phénomènes importants. activités pratiques personne de connexions solaire-terrestre. Cependant, c'est un autre domaine recherche scientifique, que nous n’aborderons pas dans cet article.

Vladimir Baranov