Apa syarat munculnya angin matahari. angin matahari

Bayangkan Anda mendengar kata-kata seorang penyiar ramalan cuaca: “Besok angin akan meningkat tajam. Dalam hal ini, gangguan dalam pengoperasian radio, komunikasi seluler, dan Internet mungkin terjadi. Misi luar angkasa AS telah tertunda. Aurora yang intens diperkirakan akan terjadi di Rusia utara…”


Anda akan terkejut: omong kosong apa, apa hubungannya angin dengan itu? Namun faktanya Anda melewatkan awal ramalan cuaca: “Kemarin malam terjadi suar di Matahari. Aliran angin matahari yang kuat sedang bergerak menuju Bumi…”

Angin biasa adalah pergerakan partikel udara (molekul oksigen, nitrogen dan gas lainnya). Aliran partikel juga mengalir deras dari Matahari. Ini disebut angin matahari. Jika Anda tidak mempelajari ratusan rumus rumit, perhitungan, dan perdebatan ilmiah yang sengit, maka secara umum gambarannya akan terlihat seperti ini.

Ada reaksi termonuklir yang terjadi di dalam bintang kita, yang memanaskan bola gas yang sangat besar ini. Suhu lapisan terluarnya, yaitu mahkota matahari, mencapai satu juta derajat. Hal ini menyebabkan atom-atom bergerak begitu cepat sehingga ketika bertabrakan, mereka saling menghancurkan hingga berkeping-keping. Diketahui bahwa gas yang dipanaskan cenderung memuai dan menempati volume yang lebih besar. Hal serupa terjadi di sini. Partikel hidrogen, helium, silikon, belerang, besi dan zat lainnya tersebar ke segala arah.

Kecepatan mereka semakin meningkat dan mencapai batas dekat Bumi dalam waktu sekitar enam hari. Meski matahari sedang tenang, kecepatan angin matahari di sini mencapai 450 kilometer per detik. Nah, ketika jilatan api matahari memuntahkan gelembung partikel api yang sangat besar, kecepatannya bisa mencapai 1.200 kilometer per detik! Dan "angin sepoi-sepoi" tidak bisa disebut menyegarkan - sekitar 200 ribu derajat.

Bisakah seseorang merasakan angin matahari?

Memang, karena aliran partikel panas terus mengalir deras, mengapa kita tidak merasakan bagaimana hal itu “menghembuskan” kita? Katakanlah partikelnya sangat kecil sehingga kulit tidak merasakan sentuhannya. Tapi mereka juga tidak diperhatikan oleh instrumen duniawi. Mengapa?

Pasalnya, bumi terlindungi dari pusaran matahari oleh medan magnetnya. Aliran partikel seolah-olah mengalir di sekitarnya dan terus mengalir. Hanya pada hari-hari ketika emisi matahari sangat kuat barulah perisai magnet kita mengalami kesulitan. Badai matahari menerobosnya dan meledak ke lapisan atas atmosfer. Partikel asing menyebabkan. Medan magnet berubah bentuk secara tajam, dan para peramal cuaca berbicara tentang “badai magnet”.


Karenanya, satelit luar angkasa menjadi tidak terkendali. Pesawat menghilang dari layar radar. Gelombang radio terganggu dan komunikasi terganggu. Pada hari-hari seperti itu, antena parabola dimatikan, penerbangan dibatalkan, dan “komunikasi” dengan pesawat ruang angkasa terputus. Arus listrik tiba-tiba muncul di jaringan listrik, rel kereta api, dan jaringan pipa. Akibatnya, lampu lalu lintas mati sendiri, pipa gas berkarat, dan peralatan listrik yang terputus terbakar. Ditambah lagi, ribuan orang merasakan ketidaknyamanan dan penyakit.

Efek kosmik dari angin matahari dapat dideteksi tidak hanya selama jilatan api matahari: meskipun lebih lemah, ia bertiup terus-menerus.

Telah lama diketahui bahwa ekor komet tumbuh saat mendekati Matahari. Hal ini menyebabkan gas beku yang membentuk inti komet menguap. Dan angin matahari membawa gas-gas ini dalam bentuk gumpalan, selalu mengarah ke arah yang berlawanan dengan Matahari. Beginilah cara angin bumi mengubah asap dari cerobong asap dan memberinya bentuk tertentu.

Selama bertahun-tahun aktivitas meningkat, paparan sinar kosmik galaksi ke bumi menurun tajam. Angin matahari memperoleh kekuatan sedemikian rupa sehingga menyapu mereka hingga ke pinggiran sistem planet.

Ada planet yang memiliki medan magnet sangat lemah, atau bahkan tidak ada sama sekali (misalnya di Mars). Tidak ada yang bisa menghentikan angin matahari yang bertiup kencang di sini. Para ilmuwan percaya bahwa dialah yang, selama ratusan juta tahun, hampir “meniup” atmosfernya dari Mars. Karena itu, planet oranye kehilangan keringat dan air serta, mungkin, organisme hidup.

Di manakah angin matahari mereda?

Belum ada yang tahu jawaban pastinya. Partikel terbang ke pinggiran bumi, menambah kecepatan. Kemudian perlahan-lahan turun, namun angin sepertinya mencapai sudut terjauh tata surya. Di suatu tempat di sana, ia melemah dan diperlambat oleh materi antarbintang yang dijernihkan.

Sejauh ini, para astronom belum bisa memastikan secara pasti seberapa jauh hal tersebut terjadi. Untuk menjawabnya, Anda perlu menangkap partikel yang terbang semakin jauh dari Matahari hingga berhenti bertemu. Omong-omong, batas terjadinya hal ini dapat dianggap sebagai batas Tata Surya.


Pesawat luar angkasa yang diluncurkan secara berkala dari planet kita dilengkapi dengan perangkap angin matahari. Pada tahun 2016, aliran angin matahari terekam dalam video. Siapa yang tahu jika dia tidak akan menjadi “karakter” dalam laporan cuaca seperti teman lama kita – angin bumi?

ANGIN SURYA- aliran asal matahari yang terus menerus, menyebar kira-kira secara radial dari Matahari dan mengisi Tata Surya hingga heliosentris. jarak R ~ 100 a. e. terbentuk selama gas-dinamis. perluasan mahkota matahari (lihat Matahari)ke ruang antarplanet. Pada suhu tinggi yang terdapat pada mahkota matahari (1,5 * 10 9 K), tekanan lapisan di atasnya tidak dapat menyeimbangkan tekanan gas materi mahkota, dan mahkota tersebut mengembang.

Bukti pertama keberadaan pos. aliran plasma dari Matahari diperoleh oleh L. Biermann pada tahun 1950-an. tentang analisis gaya yang bekerja pada ekor plasma komet. Pada tahun 1957, Yu.Parker (E. Parker), menganalisis kondisi keseimbangan materi mahkota, menunjukkan bahwa mahkota tidak dapat berada dalam kondisi hidrostatik. keseimbangan, seperti yang diasumsikan sebelumnya, tetapi akan meluas, dan perluasan ini, di bawah kondisi batas yang ada, akan menyebabkan percepatan materi koronal ke kecepatan supersonik (lihat di bawah). Untuk pertama kalinya, aliran plasma yang berasal dari matahari tercatat di pesawat ruang angkasa Soviet. pesawat ruang angkasa "Luna-2" pada tahun 1959. Pos keberadaan. keluarnya plasma dari Matahari terbukti dari hasil pengukuran berbulan-bulan di Amerika. ruang angkasa peralatan Mariner 2 pada tahun 1962.

Menikahi. ciri-ciri S.v. diberikan dalam tabel. 1. S. mengalir. dapat dibagi menjadi dua kelas: lambat - dengan kecepatan 300 km/s dan cepat - dengan kecepatan 600-700 km/s. Arus cepat berasal dari daerah korona matahari, tempat struktur medan magnetnya berada. bidangnya dekat dengan radial. Beberapa di antaranya adalah lubang koronal. Arus lambat abad Utara. tampaknya terhubung dengan daerah mahkota, yang di dalamnya terdapat komponen magnet tangensial. bidang.

Meja 1.- Karakteristik rata-rata angin matahari di orbit bumi

Meja 2.- Komposisi kimia relatif dari angin matahari

Selain yang utama komponen air matahari adalah proton dan elektron; partikel yang sangat terionisasi juga ditemukan dalam komposisinya. ion oksigen, silikon, belerang, besi (Gbr. 1). Saat menganalisis gas yang terperangkap dalam foil yang terpapar di Bulan, ditemukan atom Ne dan Ar. Menikahi. kimia relatif. komposisi S.v. diberikan dalam tabel. 2. Ionisasi. keadaan materi S.v. sesuai dengan level di corona dimana waktu rekombinasi lebih singkat dibandingkan dengan waktu ekspansi Pengukuran ionisasi suhu ion S.v. memungkinkan untuk menentukan suhu elektron korona matahari.

Pada abad N. perbedaan diamati. jenis gelombang: Langmuir, peluit, ion-sonik, magnetosonik, Alfven, dll. (lihat. Gelombang dalam plasma Beberapa gelombang tipe Alfén dihasilkan di Matahari, dan beberapa lagi tereksitasi di medium antarplanet. Pembangkitan gelombang menghaluskan penyimpangan fungsi distribusi partikel dari fungsi Maxwellian dan, dikombinasikan dengan pengaruh magnetisme. bidang pada plasma mengarah pada fakta bahwa S. v. berperilaku seperti media kontinu. Gelombang tipe Alfén berperan besar dalam percepatan komponen kecil gelombang matahari. dan dalam pembentukan fungsi distribusi proton. Pada abad N. karakteristik diskontinuitas kontak dan rotasi plasma termagnetisasi juga diamati.

Beras. 1. Spektrum massa angin matahari. Sepanjang sumbu horizontal adalah rasio massa suatu partikel terhadap muatannya, sepanjang sumbu vertikal adalah jumlah partikel yang terdaftar di jendela energi perangkat dalam 10 detik. Angka dengan tanda “+” menunjukkan muatan ion.

Aliran N. masuk. adalah supersonik dalam kaitannya dengan kecepatan jenis gelombang yang memberikan efek. transfer energi ke abad S.. (Alfven, gelombang suara dan magnetosonik). Alfven dan suara nomor Mach C.V. di orbit bumi 7. Saat mengalir mengelilingi timur laut. rintangan yang mampu membelokkannya secara efektif (medan magnet Merkurius, Bumi, Jupiter, Saturnus atau ionosfer konduktif Venus dan, tampaknya, Mars), gelombang kejut busur berangkat akan terbentuk. S.v. melambat dan memanas di bagian depan gelombang kejut, yang memungkinkannya mengalir di sekitar rintangan. Pada saat yang sama, di abad Utara. rongga terbentuk - magnetosfer (baik sendiri atau diinduksi), bentuk dan dimensi bentuknya ditentukan oleh keseimbangan tekanan magnet. bidang planet dan tekanan aliran plasma yang mengalir (lihat. Magnetosfer Bumi, Magnetosfer planet). Dalam hal interaksi dengan S.v. dengan benda non-konduktif (misalnya Bulan), gelombang kejut tidak terjadi. Aliran plasma diserap oleh permukaan, dan rongga terbentuk di belakang tubuh, yang secara bertahap diisi dengan plasma dari plasma.

Proses stasioner aliran keluar plasma mahkota ditumpangkan oleh proses non-stasioner yang terkait dengan jilatan api matahari. Selama flare yang kuat, zat-zat dilepaskan dari bawah. wilayah corona ke dalam medium antarplanet. Dalam hal ini, gelombang kejut juga terbentuk (Gbr. 2), yang secara bertahap melambat, menyebar ke plasma tata surya. Datangnya gelombang kejut ke Bumi menyebabkan kompresi magnetosfer, setelah itu biasanya perkembangan magnetisme dimulai. badai (lihat Variasi magnetik).

Beras. 2. Perambatan gelombang kejut antarplanet dan lontaran jilatan api matahari. Tanda panah menunjukkan arah gerak plasma angin matahari, garis tanpa keterangan merupakan garis medan magnet.

Beras. 3. Jenis penyelesaian persamaan muai korona. Kecepatan dan jarak dinormalisasi ke kecepatan kritis vk dan jarak kritis Rk. Solusi 2 berhubungan dengan angin matahari.

Perluasan korona matahari digambarkan dengan sistem persamaan kekekalan massa, momentum sudut, dan persamaan energi. Solusi yang ditemui bermacam-macam sifat perubahan kecepatan terhadap jarak ditunjukkan pada Gambar. 3. Solusi 1 dan 2 berhubungan dengan kecepatan rendah di dasar mahkota. Pilihan antara kedua solusi ini ditentukan oleh kondisi di tak terhingga. Solusi 1 berhubungan dengan laju ekspansi mahkota yang rendah dan memberikan nilai tekanan yang besar pada jarak tak terhingga, yaitu menghadapi kesulitan yang sama seperti model statis. mahkota Solusi 2 berhubungan dengan transisi laju ekspansi melalui kecepatan nilai bunyi ( v ke) pada beberapa kritis. jarak R ke dan ekspansi selanjutnya dengan kecepatan supersonik. Solusi ini memberikan nilai tekanan yang semakin kecil di tak terhingga, sehingga memungkinkan untuk menyesuaikannya dengan tekanan rendah di medium antarbintang. Jenis aliran ini disebut S. oleh Yu.Parker. Kritis titik tersebut berada di atas permukaan Matahari jika suhu korona kurang dari nilai kritis tertentu. nilai-nilai , dengan m adalah massa proton, eksponen adiabatik, dan massa Matahari. Pada Gambar. Gambar 4 menunjukkan perubahan laju ekspansi dari heliosentris. jarak tergantung pada suhu isotermal. corona isotropik. Model selanjutnya dari S. v. memperhitungkan variasi suhu koronal dengan jarak, sifat medium dua cair (gas elektron dan proton), konduktivitas termal, viskositas, non-bola. sifat ekspansi.

Beras. 4. Profil kecepatan angin matahari untuk model corona isotermal pada nilai temperatur coronal yang berbeda.

S.v. menyediakan dasar keluarnya energi panas dari mahkota, sejak perpindahan panas ke kromosfer, el-magn. Radiasi corona dan konduktivitas termal elektron tidak cukup untuk membentuk keseimbangan termal corona. Konduktivitas termal elektronik memastikan penurunan suhu lingkungan secara perlahan. dengan jarak. S.v. tidak memainkan peran nyata dalam energi Matahari secara keseluruhan, karena aliran energi yang dibawanya adalah ~10 -7 kilau Matahari.

S.v. membawa medan magnet koronal bersamanya ke media antarplanet. bidang. Garis-garis medan medan ini yang dibekukan ke dalam plasma membentuk medan magnet antarplanet. lapangan (MMP). Meskipun intensitas IMF rendah dan kepadatan energinya kira-kira. 1% dari kepadatan kinetik energi energi matahari, ia memainkan peran besar dalam termodinamika energi matahari. dan dalam dinamika interaksi S. v. dengan badan tata surya, serta arus utara. di antara mereka sendiri. Kombinasi perluasan abad S.. dengan rotasi Matahari mengarah pada fakta bahwa mag. garis-garis gaya yang membeku di abad utara memiliki bentuk yang mirip dengan spiral Archimedes (Gbr. 5). Radial BR dan komponen magnetik azimut. bidang berubah secara berbeda dengan jarak dekat bidang ekliptika:

dimana Ang. kecepatan rotasi Matahari, Dan- komponen radial dari kecepatan udara pusat, indeks 0 sesuai dengan tingkat awal. Pada jarak orbit bumi, sudut antara arah magnet. bidang dan R sekitar 45°. Pada L besar bersifat magnetis. lapangan hampir tegak lurus terhadap R.

Beras. 5. Bentuk garis medan magnet antarplanet. - kecepatan sudut rotasi Matahari, dan - komponen radial kecepatan plasma, R - jarak heliosentris.

S. v., timbul di wilayah Matahari dengan berbeda. orientasi magnetik bidang, bentuk aliran dengan lapisan es yang berorientasi berbeda. Pemisahan struktur tata surya skala besar yang diamati. untuk sejumlah sektor genap dengan perbedaan arah komponen radial IMF disebut. struktur sektor antarplanet. Karakteristik S.v. (kecepatan, suhu, konsentrasi partikel, dll.) juga pada hari Rabu. terjadi perubahan alami pada penampang masing-masing sektor, hal ini terkait dengan adanya aliran air tenaga surya yang deras di dalam sektor tersebut. Batas-batas sektor biasanya terletak di aliran lambat ke utara. Paling sering, 2 atau 4 sektor diamati, berputar bersama Matahari. Struktur ini, terbentuk ketika S. ditarik keluar. majalah berskala besar. bidang corona, dapat diamati beberapa kali. revolusi Matahari. Struktur sektoral IMF merupakan konsekuensi dari adanya lapisan arus (CS) pada medium antarplanet yang berputar bersama Matahari. TS menciptakan lonjakan magnet. bidang - komponen radial IMF memiliki tanda berbeda di sisi kendaraan yang berbeda. TS yang diprediksikan oleh H. Alfven ini melewati bagian-bagian mahkota matahari yang berhubungan dengan daerah-daerah aktif Matahari, dan memisahkan daerah-daerah tersebut dari berbagai daerah. tanda-tanda komponen radial magnet matahari. bidang. TS terletak kira-kira pada bidang ekuator matahari dan memiliki struktur terlipat. Rotasi Matahari menyebabkan terpelintirnya lipatan TC menjadi spiral (Gbr. 6). Berada di dekat bidang ekliptika, pengamat mendapati dirinya berada di atas atau di bawah TC, sehingga ia berakhir di sektor-sektor dengan tanda komponen radial IMF yang berbeda.

Dekat Matahari di utara. Terdapat gradien kecepatan memanjang dan lintang yang disebabkan oleh perbedaan kecepatan arus cepat dan lambat. Saat Anda menjauh dari Matahari dan batas antara sungai-sungai di utara menjadi lebih curam. gradien kecepatan radial muncul, yang mengarah pada pembentukan gelombang kejut yang tidak bertabrakan(Gbr. 7). Pertama, terbentuk gelombang kejut yang merambat maju dari batas sektor (gelombang kejut maju), kemudian terbentuk gelombang kejut terbalik yang merambat ke arah Matahari.

Beras. 6. Bentuk lapisan arus heliosfer. Persimpangannya dengan bidang ekliptika (condong ke ekuator matahari pada sudut ~ 7°) memberikan struktur sektor medan magnet antarplanet yang diamati.

Beras. 7. Struktur sektor medan magnet antarplanet. Panah pendek menunjukkan arah aliran plasma angin matahari, garis dengan panah - garis medan magnet, garis putus-putus - batas sektor (potongan bidang gambar dengan lapisan saat ini).

Karena kecepatan gelombang kejut lebih kecil dari kecepatan energi matahari, plasma menahan gelombang kejut terbalik dengan arah menjauhi Matahari. Gelombang kejut di dekat batas sektor terbentuk pada jarak ~1 AU. e. dan dapat ditelusuri hingga jarak beberapa. A. e. Gelombang kejut ini, serta gelombang kejut antarplanet dari jilatan api matahari dan gelombang kejut sirkumplanet, mempercepat partikel sehingga merupakan sumber partikel berenergi.

S.v. meluas hingga jarak ~100 AU. e., di mana tekanan medium antarbintang menyeimbangkan dinamikanya. tekanan darah Rongga disapu oleh S. v. di medium antarbintang, membentuk heliosfer (lihat. Lingkungan antarplanet). bersama dengan magnet yang membeku di dalamnya. bidang mencegah penetrasi partikel galaksi ke Tata Surya. ruang angkasa sinar energi rendah dan menyebabkan variasi kosmik. sinar berenergi tinggi. Fenomena serupa dengan S.V. juga telah ditemukan pada bintang-bintang tertentu lainnya (lihat Angin bintang).

menyala.: Parker E.N., Proses dinamis dalam medium antarplanet, trans. dari bahasa Inggris, M., 1965; Brandt J., Angin Matahari, trans. dari bahasa Inggris, M., 1973; Hundhausen A., Ekspansi Korona dan Angin Matahari, trans. dari bahasa Inggris, M., 1976. O.L.Weisberg.

Ini dapat digunakan tidak hanya sebagai alat penggerak kapal layar luar angkasa, tetapi juga sebagai sumber energi. Penggunaan angin matahari yang paling terkenal dalam kapasitas ini pertama kali diusulkan oleh Freeman Dyson, yang menyatakan bahwa peradaban yang sangat maju dapat menciptakan sebuah bola di sekitar bintang yang akan mengumpulkan semua energi yang dipancarkannya. Berdasarkan hal ini, metode lain untuk mencari peradaban luar bumi juga diusulkan.

Sementara itu, tim peneliti di Universitas Washington (Washington State University) yang dipimpin oleh Brooks Harrop mengusulkan konsep yang lebih praktis untuk penggunaan energi angin matahari – satelit Dyson-Harrop. Ini adalah pembangkit listrik sederhana yang memanen elektron dari angin matahari. Sebuah batang logam panjang yang diarahkan ke matahari diberi energi untuk menghasilkan medan magnet yang akan menarik elektron. Di ujung lainnya terdapat penerima perangkap elektron, terdiri dari layar dan penerima.

Menurut perhitungan Harrop, satelit dengan batang sepanjang 300 meter, tebal 1 cm, dan jebakan 10 meter di orbit Bumi akan mampu “mengumpulkan” hingga 1,7 MW. Jumlah ini cukup untuk memberi daya pada sekitar 1.000 rumah pribadi. Satelit yang sama, tetapi dengan batang sepanjang satu kilometer dan layar sepanjang 8.400 kilometer, akan mampu “mengumpulkan” 1 miliar miliar gigawatt energi (10 27 W). Yang tersisa hanyalah mentransfer energi ini ke Bumi untuk meninggalkan semua jenis energi lainnya.

Tim Harrop mengusulkan untuk mengirimkan energi menggunakan sinar laser. Namun, jika desain satelit itu sendiri cukup sederhana dan cukup layak pada tingkat teknologi saat ini, maka pembuatan “kabel” laser secara teknis masih mustahil. Faktanya adalah agar dapat mengumpulkan angin matahari secara efektif, satelit Dyson-Harrop harus terletak di luar bidang ekliptika, yang berarti terletak jutaan kilometer dari Bumi. Pada jarak ini, sinar laser akan menghasilkan titik berdiameter ribuan kilometer. Sistem pemfokusan yang memadai memerlukan lensa berdiameter 10 hingga 100 meter. Selain itu, banyak bahaya dari kemungkinan kegagalan sistem yang tidak dapat dikesampingkan. Di sisi lain, energi juga dibutuhkan di luar angkasa, dan satelit kecil Dyson-Harrop mungkin akan menjadi sumber utamanya, menggantikan panel surya dan reaktor nuklir.

Cerita

Kemungkinan besar orang pertama yang memprediksi keberadaan angin matahari adalah peneliti Norwegia Kristian Birkeland dalam “Dari sudut pandang fisik, kemungkinan besar sinar matahari tidak bersifat positif atau negatif, melainkan keduanya.” Dengan kata lain, angin matahari terdiri dari elektron negatif dan ion positif.

Pada tahun 1930-an, para ilmuwan menetapkan bahwa suhu corona matahari harus mencapai satu juta derajat karena corona tetap cukup terang pada jarak yang jauh dari Matahari, yang terlihat jelas saat gerhana matahari. Pengamatan spektroskopi selanjutnya mengkonfirmasi kesimpulan ini. Pada pertengahan tahun 50-an, ahli matematika dan astronom Inggris Sidney Chapman menentukan sifat-sifat gas pada suhu tersebut. Ternyata gas tersebut menjadi penghantar panas yang sangat baik dan seharusnya membuangnya ke luar angkasa di luar orbit bumi. Pada saat yang sama, ilmuwan Jerman Ludwig Biermann (Jerman. Ludwig Franz Benedikt Biermann ) menjadi tertarik pada fakta bahwa ekor komet selalu menjauhi Matahari. Biermann mendalilkan bahwa Matahari memancarkan aliran partikel secara konstan yang memberikan tekanan pada gas di sekitar komet, membentuk ekor yang panjang.

Pada tahun 1955, astrofisikawan Soviet S.K. Vsekhsvyatsky, G.M. Nikolsky, E.A. Ponomarev dan V.I. Dalam semua kasus lainnya, pasti ada aliran materi dan energi. Proses ini berfungsi sebagai dasar fisik untuk fenomena penting - “korona dinamis”. Besarnya aliran materi diperkirakan dari pertimbangan berikut: jika mahkota berada dalam kesetimbangan hidrostatik, maka ketinggian atmosfer homogen untuk hidrogen dan besi akan berada pada perbandingan 56/1, yaitu ion besi tidak boleh berada. diamati di corona jauh. Tapi itu tidak benar. Besi bersinar di seluruh korona, dengan FeXIV diamati di lapisan yang lebih tinggi daripada FeX, meskipun suhu kinetiknya lebih rendah di sana. Gaya yang mempertahankan ion-ion dalam keadaan “tersuspensi” mungkin adalah impuls yang ditransmisikan selama tumbukan melalui aliran naik proton ke ion besi. Dari kondisi keseimbangan gaya-gaya tersebut mudah untuk mengetahui fluks proton. Ternyata sama dengan teori hidrodinamik yang kemudian dibuktikan dengan pengukuran langsung. Untuk tahun 1955, ini adalah pencapaian yang signifikan, namun tidak ada yang percaya pada “mahkota dinamis” pada saat itu.

Tiga tahun kemudian, Eugene Parker Eugene N. Parker) menyimpulkan bahwa aliran panas Matahari dalam model Chapman dan aliran partikel yang menghempaskan ekor komet dalam hipotesis Biermann merupakan dua manifestasi dari fenomena yang sama, yang disebutnya "angin matahari". Parker menunjukkan bahwa meskipun korona matahari tertarik kuat oleh Matahari, ia menghantarkan panas dengan sangat baik sehingga tetap panas dalam jarak yang jauh. Karena daya tariknya melemah seiring dengan jarak dari Matahari, aliran materi supersonik ke ruang antarplanet dimulai dari mahkota atas. Selain itu, Parker adalah orang pertama yang menunjukkan bahwa efek melemahnya gravitasi memiliki efek yang sama pada aliran hidrodinamik seperti nosel Laval: menghasilkan transisi aliran dari fase subsonik ke fase supersonik.

Teori Parker mendapat banyak kritik. Sebuah artikel yang dikirim ke Jurnal Astrofisika pada tahun 1958 ditolak oleh dua pengulas dan hanya berkat editornya, Subramanian Chandrasekhar, yang berhasil masuk ke halaman jurnal.

Namun percepatan angin hingga kecepatan tinggi belum dipahami dan tidak dapat dijelaskan berdasarkan teori Parker. Model numerik pertama angin matahari di korona menggunakan persamaan hidrodinamika magnetik dibuat oleh Pneumann dan Knopp. Pneuman dan Knopp) di dalam

Pada akhir tahun 1990an, menggunakan Spektrometer Koronal Ultraviolet. Spektrometer Koronal Ultraviolet (UVCS) ) di atas satelit SOHO, dilakukan pengamatan terhadap area di mana terjadi angin matahari cepat di kutub surya. Ternyata percepatan angin jauh lebih besar dari perkiraan berdasarkan ekspansi termodinamika murni. Model Parker memperkirakan bahwa kecepatan angin menjadi supersonik pada ketinggian 4 jari-jari matahari dari fotosfer, dan pengamatan menunjukkan bahwa transisi ini terjadi jauh lebih rendah, sekitar 1 radius matahari, membenarkan bahwa terdapat mekanisme tambahan untuk percepatan angin matahari.

Karakteristik

Akibat angin matahari, Matahari kehilangan sekitar satu juta ton materi setiap detiknya. Angin matahari terutama terdiri dari elektron, proton, dan inti helium (partikel alfa); inti unsur lain dan partikel tak terionisasi (netral secara elektrik) terkandung dalam jumlah yang sangat kecil.

Meskipun angin matahari berasal dari lapisan terluar Matahari, namun tidak mencerminkan komposisi sebenarnya unsur-unsur pada lapisan tersebut, karena akibat proses diferensiasi kandungan beberapa unsur bertambah dan ada pula yang berkurang (efek FIP).

Intensitas angin matahari bergantung pada perubahan aktivitas matahari dan sumbernya. Pengamatan jangka panjang di orbit bumi (sekitar 150.000.000 km dari Matahari) menunjukkan bahwa angin matahari terstruktur dan biasanya terbagi menjadi tenang dan terganggu (sporadis dan berulang). Tergantung pada kecepatannya, aliran angin matahari yang tenang dibagi menjadi dua kelas: lambat(kira-kira 300-500 km/s mengelilingi orbit bumi) dan cepat(500-800 km/s mengelilingi orbit bumi). Kadang-kadang angin stasioner mengacu pada wilayah lapisan arus heliosfer, yang memisahkan wilayah dengan polaritas berbeda dari medan magnet antarplanet, dan karakteristiknya mendekati angin lambat.

Angin matahari lambat

Angin matahari yang lambat dihasilkan oleh bagian “tenang” dari mahkota matahari (wilayah pita koronal) selama ekspansi dinamis gasnya: pada suhu mahkota sekitar 2 · 10 6 K, mahkota tidak dapat berada dalam kondisi kesetimbangan hidrostatik , dan pemuaian ini, dalam kondisi batas yang ada, akan menyebabkan percepatan materi koronal hingga kecepatan supersonik. Pemanasan korona matahari hingga suhu seperti itu terjadi karena sifat perpindahan panas konvektif di fotosfer matahari: perkembangan turbulensi konvektif dalam plasma disertai dengan pembentukan gelombang magnetosonik yang intens; pada gilirannya, ketika merambat ke arah penurunan kepadatan atmosfer matahari, gelombang suara diubah menjadi gelombang kejut; gelombang kejut secara efektif diserap oleh materi mahkota dan memanaskannya hingga suhu (1-3) 10 6 K.

Angin matahari yang cepat

Aliran angin matahari cepat yang berulang dipancarkan Matahari selama beberapa bulan dan mempunyai periode ulang jika diamati dari Bumi selama 27 hari (masa rotasi Matahari). Aliran ini berhubungan dengan lubang koronal - wilayah korona dengan suhu yang relatif rendah (sekitar 0,8 · 10 6 K), kepadatan plasma berkurang (hanya seperempat kepadatan wilayah tenang corona) dan medan magnet radial relatif terhadap matahari.

Arus yang terganggu

Aliran yang terganggu mencakup manifestasi lontaran massa koronal (CME) antarplanet, serta daerah kompresi di depan CME cepat (disebut Sheath dalam literatur bahasa Inggris) dan di depan aliran cepat dari lubang koronal (disebut wilayah interaksi Corotating - CIR dalam literatur Inggris) . Sekitar setengah dari pengamatan Sheath dan CIR mungkin memiliki gelombang kejut antarplanet di depannya. Pada jenis angin matahari yang terganggu, medan magnet antarplanet dapat menyimpang dari bidang ekliptika dan mengandung komponen medan selatan, yang menyebabkan banyak efek cuaca antariksa (aktivitas geomagnetik, termasuk badai magnet). Aliran sporadis yang terganggu sebelumnya diperkirakan disebabkan oleh jilatan api matahari, namun kini aliran sporadis angin matahari diduga disebabkan oleh lontaran koronal. Pada saat yang sama, perlu dicatat bahwa jilatan api matahari dan lontaran korona dikaitkan dengan sumber energi yang sama di Matahari dan terdapat hubungan statistik di antara keduanya.

Menurut waktu pengamatan berbagai jenis angin matahari skala besar, aliran cepat dan lambat menyumbang sekitar 53%, lapisan arus heliosfer 6%, CIR - 10%, CME - 22%, Selubung - 9%, dan rasio antara waktu pengamatan berbagai jenis sangat bervariasi dalam aktivitas siklus matahari. .

Fenomena yang ditimbulkan oleh angin matahari

Pada planet-planet Tata Surya yang mempunyai medan magnet, angin matahari menimbulkan fenomena seperti magnetosfer, aurora, dan sabuk radiasi planet.

Dalam budaya

"Solar Wind" adalah cerita pendek karya penulis fiksi ilmiah terkenal Arthur C. Clarke, yang ditulis pada tahun 1963.

Catatan

1. Kristian Birkeland, “Apakah Sinar Sel Surya yang menembus Atmosfer Bumi merupakan Sinar Negatif atau Positif?” di dalam Skrifter Videnskapsselskapets, saya Mat - Naturv. Kelas No.1, Christiania, 1916.
2. Majalah Filsafat, Seri 6, Jil. 38, Tidak. 228, Desember 1919, 674 (tentang Angin Matahari)
3. Ludwig Biermann (1951). "Kometenschweife dan solare Korpuskularstrahlung". Zeitschrift untuk Astrofisika 29 : 274.
4. Vsekhsvyatsky S.K., Nikolsky G.M., Ponomarev E.A., Cherednichenko V.I. (1955). "Tentang pertanyaan tentang radiasi sel darah dari Matahari." Majalah astronomi 32 : 165.
5. Christopher T.Russell . Institut Geofisika dan Fisika Planet Universitas California, Los Angeles. Diarsipkan dari versi asli tanggal 22 Agustus 2011. Diakses tanggal 7 Februari 2007.
6. Kecoak, John. Ahli Astrofisika Dikenal karena Penemuan Angin Matahari, Berita Geografis Nasional(27 Agustus 2003). Diakses pada 13 Juni 2006.
7. Eugene Parker (1958). "Dinamika Gas Antarplanet dan Medan Magnet". Jurnal Astrofisika 128 : 664.
8. Luna 1. Pusat Data Sains Luar Angkasa Nasional NASA. Diarsipkan dari versi asli tanggal 22 Agustus 2011. Diakses tanggal 4 Agustus 2007.
9. (Rusia) Peringatan 40 Tahun Era Luar Angkasa di Lembaga Penelitian Ilmiah Fisika Nuklir Universitas Negeri Moskow, berisi grafik yang menunjukkan deteksi partikel oleh Luna-1 di berbagai ketinggian.
10. M. Neugebauer dan CW Snyder (1962). "Eksperimen Plasma Surya". Sains 138 : 1095–1097.
11. GW Pneuman dan RA Kopp (1971). "Interaksi medan magnet-gas di korona matahari". Fisika Matahari 18 : 258.
12. Ermolaev Yu.I., Nikolaeva N.S., Lodkina I.G., Ermolaev M.Yu. Frekuensi relatif kemunculan dan geoefektifitas jenis angin matahari skala besar // Penelitian luar angkasa. - 2010. - T. 48. - No. 1. - Hal. 3–32.
13. Sinar Kosmik Mencapai Usia Luar Angkasa. NASA (28 September 2009). Diarsipkan dari versi asli tanggal 22 Agustus 2011. Diakses tanggal 30 September 2009.(Bahasa inggris)

Literatur

• Parker E.N. Proses dinamis di lingkungan antarplanet / Terjemahan. dari bahasa Inggris M.: Mir, 1965
• Pudovkin M.I. Solar wind // Jurnal pendidikan Soros, 1996, No.12, hal. 87-94.
• Hundhausen A. Ekspansi corona dan angin matahari / Per. dari bahasa Inggris M.: Mir, 1976
• Ensiklopedia Fisik, vol.4 - M.: Great Russian Encyclopedia hal.586, hal.587 dan hal.588
• Fisika luar angkasa. Ensiklopedia Kecil, M.: Ensiklopedia Soviet, 1986
• Heliosphere (Ed. I.S. Veselovsky, Yu.I. Ermolaev) dalam monografi Plasma Heliogeophysics / Ed. L.M. Zeleny, I.S. Veselovsky. Dalam 2 jilid M.: Fiz-matlit, 2008. T. 1. 672 hal.; T.2.560 hal.

Lihat juga

Tautan

Matahari
Struktur	Inti · Zona perpindahan radiasi · Zona konvektif
Suasana	fotosfer · Kromosfer · Korona matahari
Diperpanjang struktur	Heliosphere (Lembar arus heliosfer · Batas gelombang kejut) · Mantel heliosfer · Heliopause · Gelombang kejut kepala
Terkait dengan Matahari fenomena