Quelle est la condition nécessaire à l’apparition du vent solaire. vent solaire

Imaginez que vous entendiez les paroles d'un présentateur météo : « Demain, le vent va fortement augmenter. À cet égard, des interruptions du fonctionnement de la radio, des communications mobiles et d'Internet sont possibles. La mission spatiale américaine a été retardée. 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 solaire. 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.

Des réactions thermonucléaires se produisent à l’intérieur de notre étoile, 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 et à occuper un volume plus important. 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 a du mal. 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 ».


À cause d’eux, les satellites spatiaux deviennent incontrôlables. 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. Un courant électrique apparaît soudainement dans les réseaux électriques, les voies ferrées et les pipelines. 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. Et le vent solaire emporte ces gaz sous la forme d’un panache, toujours dirigé dans la direction opposée au Soleil. C'est ainsi que le vent terrestre détourne la fumée de la cheminée et lui donne une forme ou une autre.

Au cours des années d'activité accrue, l'exposition de la Terre aux rayons cosmiques galactiques diminue fortement. Le vent solaire acquiert une telle force qu’il les entraîne simplement à la périphérie du 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 cela, la planète orange a perdu de la sueur et 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.


Les vaisseaux spatiaux lancés périodiquement depuis notre planète sont équipés de pièges à vent solaire. 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 ?

VENT SOLAIRE- un flux continu d'origine solaire, s'étalant approximativement radialement depuis le Soleil et remplissant le Système Solaire jusqu'à l'héliocentrique. distances R ~ 100 a. e. se forme pendant la dynamique des gaz. expansion de la couronne solaire (voir 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 matière 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. 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 coronale, montra que la couronne ne peut pas être dans des conditions hydrostatiques. l'équilibre, comme on l'avait supposé précédemment, mais devrait s'étendre, et cette expansion, dans les conditions aux limites existantes, devrait conduire à l'accélération de la matière coronale jusqu'à des vitesses supersoniques (voir ci-dessous). Pour la première fois, un flux de plasma d'origine solaire a été enregistré dans le vaisseau spatial soviétique. vaisseau spatial "Luna-2" en 1959. Poste d'existence. la sortie de plasma du Soleil a été prouvée à la suite de plusieurs mois de mesures en Amérique. espace l'appareil Mariner 2 en 1962.

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. Certains de ces domaines sont trous coronaux. Flux lents du Nord siècle. sont apparemment liés aux régions de la couronne, dans lesquelles se trouve donc une composante magnétique tangentielle. champs.

Tableau 1.- Caractéristiques moyennes du vent solaire en orbite terrestre

Tableau 2.- Composition chimique relative du vent solaire

En plus du principal les composants de l'eau solaire sont des protons et des électrons sont également présents dans sa composition. ions d'oxygène, de silicium, de soufre, de fer (Fig. 1). Lors de l’analyse des gaz piégés dans des feuilles exposées sur la Lune, des atomes de Ne et d’Ar ont été découverts. Épouser. chimie relative. composition de S. v. est donné dans le tableau. 2. Ionisation. état des lieux S. v. correspond au niveau de la couronne où le temps de recombinaison est court par rapport au temps d'expansion Mesures d'ionisation 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, sons ioniques, magnétosoniques, Alfven, etc. (voir. Ondes dans le plasma Certaines ondes de type Alfven 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. les champs sur le plasma conduisent au fait que S. v. se comporte comme un milieu continu. Les ondes de type Alfvén jouent un rôle important dans l'accélération de petites composantes de l'onde solaire. et dans la formation de la fonction de distribution des protons. Au N. siècle. Des discontinuités de contact et de rotation caractéristiques du plasma magnétisé sont également observées.

Riz. 1. Spectre de masse du vent solaire. Le long de l’axe horizontal se trouve le rapport entre la masse de la particule et sa charge, le long de l’axe vertical se trouve le nombre de particules enregistrées dans la fenêtre d’énergie 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, ondes sonores et magnétosoniques). Alfven et le son Numéro de Mach C.V. sur l'orbite terrestre 7. Lorsqu'il circule vers le nord-est. 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. S.v. ralentit et s'échauffe à l'avant de l'onde de choc, ce qui lui permet de contourner l'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 l'équilibre de la 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, qui se remplit progressivement de plasma provenant du plasma.

Le processus stationnaire de sortie du plasma corona est superposé à des processus non stationnaires associés à éruptions solaires. Lors de fortes éruptions, des substances sont libérées par le bas. régions coronales dans le milieu interplanétaire. Dans ce cas, une onde de choc se forme également (Fig. 2), qui ralentit progressivement et se propage dans le plasma du système solaire. L'arrivée d'une onde de choc sur la Terre provoque une compression de la magnétosphère, après quoi commence généralement le développement du magnétisme. tempêtes (voir Variations magnétiques).

Riz. 2. Propagation d'une onde de choc interplanétaire et éjection d'une éruption solaire. Les flèches montrent la direction du mouvement du plasma du vent solaire, les lignes sans légende sont les lignes du champ magnétique.

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 la masse, du moment cinétique et des équations d'énergie. Des solutions qui répondent à divers la nature du changement de vitesse avec la distance est représentée sur la Fig. 3. Les solutions 1 et 2 correspondent à des vitesses faibles à la base de la couronne. Le choix entre ces deux solutions est déterminé par les conditions à l'infini. La solution 1 correspond à de faibles taux d'expansion de la couronne et donne de grandes valeurs de pression à l'infini, c'est-à-dire qu'elle rencontre les mêmes difficultés que le modèle statique. couronnes La solution 2 correspond à la transition du taux d'expansion à travers la vitesse des valeurs sonores ( v à) sur certains critiques. 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. Critique le point est au-dessus de la surface du Soleil si la température de la couronne est inférieure à une certaine valeur critique. valeurs , 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. distance en fonction de la température isotherme. couronne isotrope. Les modèles ultérieurs de S. v. prendre en compte les variations de température coronale avec la distance, la nature biliquide du milieu (gaz d'électrons et de protons), la conductivité thermique, la viscosité, l'asphérique. nature de l’expansion.

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

S.v. fournit la base sortie d'énergie thermique de la couronne, depuis le transfert de chaleur vers la chromosphère, el-magn. Rayonnement corona et conductivité thermique électronique sont insuffisants pour établir le bilan thermique de la couronne. La conductivité thermique électronique assure une lente diminution de la température. avec la distance. S.v. ne joue aucun rôle notable dans l'énergie du Soleil dans son ensemble, puisque le flux d'énergie qu'il entraîne est de ~10 -7 luminosité Soleil.

S.v. entraîne avec lui le champ magnétique coronal dans le milieu interplanétaire. champ. Les lignes de champ de ce champ figées dans le plasma forment un champ magnétique interplanétaire. champ (MMP). Bien que l'intensité du FMI soit faible et que sa densité énergétique soit d'env. 1% de la densité cinétique énergie de l'énergie solaire, elle joue un rôle important dans la thermodynamique de l'énergie solaire. 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 une forme proche de la spirale d'Archimède (Fig. 5). Radial B.R. et des composants magnétiques azimutaux. 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 vitesse de l'air central, l'indice 0 correspond au niveau initial. A la distance de l'orbite terrestre, l'angle entre la direction du magnétique. champs et R. environ 45°. En grand L magnétique. le champ est presque perpendiculaire à R.

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

S. v., surgissant sur des régions du Soleil avec des. orientation magnétique champs, forme des écoulements avec un pergélisol différemment orienté. Séparation de la structure à grande échelle observée du système solaire. pour un nombre pair de secteurs avec des la direction de la composante radiale du FMI est appelée. structure du secteur interplanétaire. Caractéristiques de S. v. (vitesse, temp-pa, concentration de particules, etc.) également le mercredi. changement naturel dans la section transversale de chaque secteur, ce qui est associé à l'existence d'un écoulement rapide de l'eau solaire à l'intérieur du secteur. Les limites des secteurs se situent généralement dans le courant lent du nord. Le plus souvent, on observe 2 ou 4 secteurs, tournant avec le Soleil. Cette structure, formée lorsque le S. est retiré. magazine à grande échelle. 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 - les composants radiaux du FMI ont des signes différents sur différents côtés du véhicule. 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 TS, ce qui lui permet de se retrouver dans des secteurs présentant des signes différents de la composante radiale du FMI.

Près du Soleil au nord. Il existe des gradients de vitesse longitudinaux et latitudinaux provoqués par la différence de vitesse des écoulements rapides et lents. À mesure que l’on s’éloigne du Soleil, la frontière entre les cours d’eau au nord devient plus abrupte. des gradients de vitesse radiale apparaissent, ce qui conduit à la formation 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 avant), 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 montrent la direction du flux de plasma du vent solaire, les lignes avec des flèches - les lignes de champ magnétique, les lignes en pointillés - les limites des secteurs (intersection du plan de dessin avec la couche actuelle).

Puisque la vitesse de l’onde de choc est inférieure à la vitesse de l’énergie solaire, le plasma entraîne l’onde de choc inverse dans la direction opposée au Soleil. Des ondes de choc près des limites du secteur 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. dans le milieu interstellaire, forme l'héliosphère (voir. Environnement interplanétaire). Expansion S. v. avec l'aimant gelé dedans. Ce champ empêche la pénétration des particules galactiques dans le système solaire. espace des rayons de basses énergies et entraîne des variations cosmiques. rayons de haute énergie. Un phénomène similaire à celui de S.V. a également été découvert dans certaines autres étoiles (voir Vent stellaire).

Lit. : Parker E. N., Processus dynamiques dans le milieu interplanétaire, trans. de l'anglais, M., 1965 ; Brandt J., Solar Wind, trad. de l'anglais, M., 1973 ; Hundhausen A., Corona Expansion and the Solar Wind, trad. de l'anglais, M., 1976. O. L. Weisberg.

Il peut être utilisé non seulement comme dispositif de propulsion pour les voiliers spatiaux, mais également comme source d’énergie. L'utilisation la plus célèbre du vent solaire à ce titre a été proposée pour la première fois par Freeman Dyson, qui a suggéré qu'une civilisation très développée pourrait créer une sphère autour d'une étoile qui collecterait toute l'énergie qu'elle émettait. 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 au niveau technologique actuel, 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’espace lui-même a également besoin d’énergie, et les petits satellites Dyson-Harrop pourraient bien en devenir la principale source, remplaçant les panneaux solaires et les réacteurs nucléaires.

Histoire

Il est probable que le premier à avoir prédit l’existence du vent solaire fut le chercheur norvégien Kristian Birkeland dans « D’un point de vue physique, il est très probable que les rayons du soleil ne soient ni positifs ni négatifs, mais les deux. » Autrement dit, le vent solaire est composé d’électrons négatifs et d’ions positifs.

Dans les années 1930, les scientifiques ont déterminé que la température de la couronne solaire devait atteindre un million de degrés car la couronne reste suffisamment brillante à de grandes distances du Soleil, ce qui est clairement visible lors des éclipses solaires. Des observations spectroscopiques ultérieures ont confirmé cette conclusion. Au milieu des années 50, le mathématicien et astronome britannique Sidney Chapman a déterminé les propriétés des gaz à de telles températures. Il s'est avéré que le gaz devient un excellent conducteur de chaleur et devrait la dissiper dans l'espace au-delà de l'orbite terrestre. Au même moment, le scientifique allemand Ludwig Biermann (allemand. Ludwig Franz Benedikt Biermann ) s'est intéressé au fait que les queues des comètes pointent toujours vers le Soleil. Biermann a postulé que le Soleil émet un flux constant de particules qui exercent une pression sur le gaz entourant la comète, formant ainsi une longue queue.

En 1955, les astrophysiciens soviétiques S.K. Vsekhsvyatsky, G.M. Nikolsky, E.A. Ponomarev et V.I. Cherednichenko ont montré qu'une couronne étendue perd de l'énergie par rayonnement et ne peut être dans un état d'équilibre hydrodynamique qu'avec une distribution spéciale de puissantes sources d'énergie internes. Dans tous les autres cas, il doit y avoir un flux de matière et d'énergie. Ce processus sert de base physique à un phénomène important : la « couronne dynamique ». L'ampleur du flux de matière a été estimée à partir des considérations suivantes : si la couronne était en équilibre hydrostatique, alors les hauteurs de l'atmosphère homogène pour l'hydrogène et le fer seraient dans le rapport 56/1, c'est-à-dire que les ions fer ne devraient pas être observé dans la couronne lointaine. Mais ce n'est pas vrai. Le fer brille dans toute la couronne, FeXIV étant observé dans les couches plus élevées que FeX, bien que la température cinétique y soit plus basse. La force qui maintient les ions dans un état « suspendu » peut être l’impulsion transmise lors des collisions par le flux ascendant de protons vers les ions de fer. A partir de l’état de l’équilibre de ces forces, il est facile de déterminer le flux de protons. Il s’est avéré que c’était la même chose que celle issue de la théorie hydrodynamique, qui a ensuite été confirmée par des mesures directes. Pour 1955, c'était une réalisation importante, mais personne ne croyait alors à la « couronne dynamique ».

Trois ans plus tard, Eugene Parker Eugène N. Parker) a conclu que le flux chaud du Soleil dans le modèle de Chapman et le flux de particules emportant les queues cométaires dans l'hypothèse de Biermann sont deux manifestations du même phénomène, qu'il a appelé "vent solaire". Parker a montré que même si la couronne solaire est fortement attirée par le Soleil, elle conduit si bien la chaleur qu'elle reste chaude sur une longue distance. Comme son attraction s'affaiblit avec l'éloignement du Soleil, un écoulement supersonique de matière vers l'espace interplanétaire commence à partir de la couronne supérieure. De plus, Parker a été le premier à souligner que l'effet de l'affaiblissement de la gravité a le même effet sur l'écoulement hydrodynamique qu'une tuyère Laval : il produit une transition de l'écoulement d'une phase subsonique à une phase supersonique.

La théorie de Parker a été fortement critiquée. Un article envoyé à l'Astrophysical Journal en 1958 a été rejeté par deux critiques et ce n'est que grâce au rédacteur en chef, Subramanian Chandrasekhar, qu'il a été publié dans les pages de la revue.

Cependant, l'accélération du vent à des vitesses élevées n'était pas encore comprise et ne pouvait pas être expliquée par la théorie de Parker. Les premiers modèles numériques du vent solaire dans la couronne utilisant des équations d'hydrodynamique magnétique ont été créés par Pneumann et Knopp. Pneuman et Knopp) dans

À la fin des années 1990, en utilisant le spectromètre ultraviolet coronal. Spectromètre coronal ultraviolet (UVCS) ) à bord du satellite SOHO, des observations des zones où se produisent des vents solaires rapides au niveau des pôles solaires ont été réalisées. Il s’est avéré que l’accélération du vent est bien supérieure à celle attendue sur la base d’une expansion purement thermodynamique. Le modèle de Parker prédit que la vitesse du vent devient supersonique à une altitude de 4 rayons solaires de la photosphère, et les observations ont montré que cette transition se produit nettement plus bas, à environ 1 rayon solaire, confirmant l'existence d'un mécanisme supplémentaire pour l'accélération du vent solaire.

Caractéristiques

À cause du vent solaire, le Soleil perd environ un million de tonnes de matière chaque seconde. Le vent solaire est principalement constitué d’électrons, de protons et de noyaux d’hélium (particules alpha) ; les noyaux d'autres éléments et particules non ionisées (électriquement neutres) sont contenus en très petites quantités.

Bien que le vent solaire provienne de la couche externe du Soleil, il ne reflète pas la composition réelle des éléments de cette couche, car à la suite de processus de différenciation, la teneur de certains éléments augmente et d'autres diminue (effet FIP).

L'intensité du vent solaire dépend des changements dans l'activité solaire et de ses sources. Des observations à long terme sur l'orbite terrestre (à environ 150 000 000 km du Soleil) ont montré que le vent solaire est structuré et est généralement divisé en calme et perturbé (sporadique et récurrent). En fonction de leur vitesse, les flux de vent solaire calmes sont divisés en deux classes : lent(environ 300 à 500 km/s autour de l’orbite terrestre) et rapide(500-800 km/s autour de l’orbite terrestre). Parfois, le vent stationnaire comprend la région de la couche de courant héliosphérique, qui sépare les régions de différentes polarités du champ magnétique interplanétaire, et ses caractéristiques sont proches du vent lent.

Vent solaire lent

Le vent solaire lent est généré par la partie « calme » de la couronne solaire (la région des banderoles coronales) au cours de son expansion dynamique gazeuse : à une température de couronne d'environ 2,10 6 K, la couronne ne peut pas être dans des conditions hydrostatiques. l'équilibre, et cette expansion, dans les conditions limites existantes, devrait conduire à une accélération des substances coronales jusqu'à des vitesses supersoniques. Le chauffage de la couronne solaire à de telles températures se produit en raison de la nature convective du transfert de chaleur dans la photosphère solaire : le développement de turbulences convectives dans le plasma s'accompagne de la génération d'ondes magnétosoniques intenses ; à leur tour, lorsqu'elles se propagent dans le sens d'une diminution de la densité de l'atmosphère solaire, les ondes sonores se transforment en ondes de choc ; les ondes de choc sont efficacement absorbées par la matière corona et la chauffent à une température de (1-3) 10 6 K.

Vent solaire rapide

Des courants de vent solaire rapide et récurrent sont émis par le Soleil pendant plusieurs mois et ont une période de retour lorsqu'ils sont observés depuis la Terre de 27 jours (la période de rotation du Soleil). Ces flux sont associés à des trous coronaux - régions de la couronne avec une température relativement basse (environ 0,8 10 6 K), une densité de plasma réduite (seulement un quart de la densité des régions calmes de la couronne) et un champ magnétique radial par rapport à le Soleil.

Flux perturbés

Les écoulements perturbés comprennent des manifestations interplanétaires d'éjections de masse coronale (CME), ainsi que des régions de compression devant les CME rapides (appelées Sheath dans la littérature anglaise) et devant les écoulements rapides provenant des trous coronaux (appelées région d'interaction corotative - CIR dans la littérature anglaise) . Environ la moitié des observations de Sheath et du CIR pourraient être confrontées à une onde de choc interplanétaire. C'est dans les types de vent solaire perturbés que le champ magnétique interplanétaire peut s'écarter du plan de l'écliptique et contenir une composante de champ austral, ce qui entraîne de nombreux effets météorologiques spatiaux (activité géomagnétique, y compris les orages magnétiques). On pensait auparavant que les flux sporadiques perturbés étaient causés par des éruptions solaires, mais on pense maintenant que les flux sporadiques dans le vent solaire sont causés par des éjections coronales. Dans le même temps, il convient de noter que les éruptions solaires et les éjections coronales sont associées aux mêmes sources d'énergie sur le Soleil et qu'il existe une dépendance statistique entre elles.

Selon le temps d'observation de divers types de vent solaire à grande échelle, les flux rapides et lents représentent environ 53 %, la couche de courant héliosphérique 6 %, le CIR - 10 %, le CME - 22 %, la gaine - 9 % et le rapport entre le temps d'observation des différents types varie considérablement dans l'activité du cycle solaire. .

Phénomènes générés par le vent solaire

Sur les planètes du système solaire qui possèdent un champ magnétique, le vent solaire génère des phénomènes tels que la magnétosphère, les aurores et les ceintures de rayonnement planétaire.

Dans la culture

"Solar Wind" est une nouvelle du célèbre écrivain de science-fiction Arthur C. Clarke, écrite en 1963.

Remarques

1. Kristian Birkeland, « Les rayons corpusculaires solaires qui pénètrent dans l’atmosphère terrestre sont-ils des rayons négatifs ou positifs ? » dans Videnskapsselskapets Skrifter, Je Mat - Naturv. Classe n°1, Christiania, 1916.
2. Revue philosophique, Série 6, Vol. 38, non. 228, décembre 1919, 674 (sur le vent solaire)
3. Ludwig Biermann (1951). "Kometenschweife et solare Korpuskularstrahlung". Zeitschrift pour l'astrophysique 29 : 274.
4. Vsekhsvyatsky S.K., Nikolsky G.M., Ponomarev E.A., Cherednichenko V.I. (1955). "Sur la question du rayonnement corpusculaire du Soleil." Journal astronomique 32 : 165.
5. Christopher T.Russell . Institut de géophysique et de physique planétaire Université de Californie, Los Angeles. Archivé de l'original le 22 août 2011. Récupéré le 7 février 2007.
6. Cafard, John. Astrophysicien reconnu pour la découverte du vent solaire, Actualités géographiques nationales(27 août 2003). Récupéré le 13 juin 2006.
7. Eugène Parker (1958). "Dynamique des gaz interplanétaires et des champs magnétiques". Le journal d'astrophysique 128 : 664.
8. Lune 1. Centre national de données sur les sciences spatiales de la NASA. Archivé de l'original le 22 août 2011. Récupéré le 4 août 2007.
9. (Russe) 40e anniversaire de l'ère spatiale à l'Institut de recherche scientifique en physique nucléaire de l'Université d'État de Moscou, contient le graphique montrant la détection de particules par Luna-1 à différentes altitudes.
10. M. Neugebauer et CW Snyder (1962). "Expérience sur le plasma solaire". Science 138 : 1095–1097.
11. GW Pneuman et RA Kopp (1971). "Interactions gaz-champ magnétique dans la couronne solaire". Physique Solaire 18 : 258.
12. Ermolaev Yu., Nikolaeva N.S., Lodkina I.G., Ermolaev M. Yu. Fréquence relative d'apparition et géoefficacité des types de vent solaire à grande échelle // Recherche spatiale. - 2010. - T. 48. - N° 1. - P. 3-32.
13. Les rayons cosmiques atteignent le sommet de l’ère spatiale. NASA (28 septembre 2009). Archivé de l'original le 22 août 2011. Récupéré le 30 septembre 2009.(Anglais)

Littérature

• Parker E.N. Processus dynamiques dans l'environnement interplanétaire / Trad. de l'anglais M. : Mir, 1965
• Poudovkine M. I. Vent solaire // Revue pédagogique Soros, 1996, n°12, p. 87-94.
• Hundhausen A. Expansion de Corona et vent solaire / Per. de l'anglais M. : Mir, 1976
• Encyclopédie physique, vol.4 - M. : Grande Encyclopédie russe p.586, p.587 et p.588
• Physique de l'espace. Petite Encyclopédie, M. : Encyclopédie soviétique, 1986
• Héliosphère (Ed. I.S. Veselovsky, Yu.I. Ermolaev) dans la monographie Plasma Heliogeophysics / Ed. L.M. Zeleny, I.S. Veselovsky. En 2 tomes M. : Fiz-matlit, 2008. T. 1. 672 pp. ; T. 2. 560 p.

Voir aussi

Links

Soleil
Structure	Cœur · Zone de transfert radiatif · Zone convective
Atmosphère	Photosphère · Chromosphère · Couronne solaire
Étendu structure	Héliosphère (feuille de courant héliosphérique · Limite des ondes de choc) · Manteau héliosphérique · Héliopause · Onde de choc de la tête
Lié au Soleil phénomènes