Çocuklar için güneş rüzgarı nedir? Hızlı güneş rüzgarı

Güneş plazmasının sabit radyal akışı. gezegenlerarası üretimde kronlar. Güneş'in derinliklerinden gelen enerji akışı korona plazmasını 1,5-2 milyon K.DC'ye kadar ısıtır. Korona küçük olduğundan ısıtma, radyasyona bağlı enerji kaybıyla dengelenmez. Aşırı enerji demektir. dereceler S. yüzyıla kadar taşınır. (=1027-1029 erg/s). Bu nedenle taç hidrostatik konumda değildir. dengede olduğundan sürekli genişler. S. yüzyılın kompozisyonuna göre. korona plazmasından farklı değildir (plazma esas olarak protonları, elektronları, bazı helyum çekirdeklerini, oksijeni, silikonu, kükürt ve demir iyonlarını içerir). Koronanın tabanında (Güneş'in fotosferinden 10 bin km uzakta), parçacıklar birkaç metre uzaklıkta yüzlerce m/s mertebesinde radyal radyallere sahiptir. güneş yarıçapları plazmada ses hızına ulaşır (100-150 km/s), Dünya'nın yörüngesine yakın yerlerde protonların hızı 300-750 km/s'dir ve uzayları. - birkaç kişiden birkaç kişiye h-ts onlarca saat 1 cm3'te. Gezegenlerarası uzayın yardımıyla. istasyonlarda Satürn'ün yörüngesine kadar yoğunluğun olduğu tespit edildi akış h-c S.v. (r0/r)2 yasasına göre azalır; burada r, Güneş'ten uzaklıktır, r0 ise başlangıç ​​seviyesidir. S.v. Güneş enerjisi hatlarının döngülerini de yanında taşır. mag. gezegenler arası manyetik alanı oluşturan alanlar. . Radyal kombinasyonu hareketler h-ts S.v. Güneş'in dönmesiyle bu çizgilere spiral şeklini verir. Mag'in büyük ölçekli yapısı. Güneş'in yakınındaki alanlar, alanın Güneş'ten veya ona doğru yönlendirildiği sektörler biçimindedir. S. v.'nin kapladığı boşluğun boyutu kesin olarak bilinmemektedir (yarıçapının 100 AU'dan az olmadığı anlaşılmaktadır). Bu boşluğun sınırlarında bir dinamik vardır. S.v. yıldızlararası gazın, galaktik basıncıyla dengelenmelidir. mag. alanlar ve galaktik uzay ışınlar. Dünya civarında h-c S.v akışının çarpışması. jeomanyetik ile alanı, dünyanın manyetosferinin önünde (Güneş'in yanından, Şekil) sabit bir şok dalgası üretir.

S.v. manyetosferin etrafında akıyor ve uzaydaki kapsamını sınırlıyor. Güneş patlamaları, fenomenlerle ilişkili güneş yoğunluğundaki değişiklikler. temel Jeomanyetik bozuklukların nedeni. alanlar ve manyetosfer (manyetik fırtınalar).

Güneşin arkasında kuzeyden kaybeder. =2X10-14 kütlesinin Msol kısmı. GD'ye benzer şekilde madde çıkışının diğer yıldızlarda da ("") mevcut olduğunu varsaymak doğaldır. Özellikle yoğun olmalı büyük yıldızlar(kütle = Msoln'un onda birkaçı) ve yüksek yüzey sıcaklığı (= 30-50 bin K) ve geniş bir atmosfere sahip yıldızlar (kırmızı devler) için, ilk durumda oldukça gelişmiş yıldız taçları yeterli olduğundan yüksek enerji, yıldızın yerçekiminin üstesinden gelmek için ve ikincisinde düşük parabolik. hız (kaçış hızı; (bkz. UZAY HIZLARI)). Araç. Yıldız rüzgarından kaynaklanan kütle kayıpları (= 10-6 Msol/yıl ve daha fazlası) yıldızların evrimini önemli ölçüde etkileyebilir. Buna karşılık, yıldız rüzgarı yıldızlararası ortamda X-ışını kaynakları olan sıcak gaz "kabarcıkları" yaratır. radyasyon.

Fiziksel ansiklopedik sözlük. - M .: Sovyet Ansiklopedisi. . 1983 .

SOLAR RÜZGAR - sürekli plazma akışı güneş kökenli, Güneş) gezegenlerarası uzaya. Güneş koronasında bulunan yüksek sıcaklıklarda (1,5*10 9 K), üstteki katmanların basıncı korona maddesinin gaz basıncını dengeleyemez ve korona genişler.

Postanın varlığının ilk kanıtı. Güneş'ten gelen plazma akışları L. 1950'lerde L. Biermann. Kuyruklu yıldızların plazma kuyruklarına etki eden kuvvetlerin analizi üzerine. 1957'de korona maddesinin denge koşullarını analiz eden Yu. Parker (E. Parker), koronanın hidrostatik koşullarda olamayacağını gösterdi. Çar. S. v.'nin özellikleri tabloda verilmektedir. 1. S. akar. Yavaş - 300 km/s hıza sahip olanlar ve hızlı - 600-700 km/s hıza sahip olanlar olmak üzere iki sınıfa ayrılabilir. Hızlı akışlar, manyetik alanın yapısının olduğu güneş korona bölgelerinden gelir. alanlar radyale yakındır. koronal delikler. Yavaş akışlar V. görünüşe göre taç bölgeleriyle ilişkilidir, bu nedenle, Masa 1. - Dünya yörüngesindeki güneş rüzgarının ortalama özellikleri

Masa 2.- Akraba kimyasal bileşim güneş rüzgarı

Ana ek olarak Güneş suyunun bileşenleri - protonlar ve elektronlar; iyonizasyon ölçümlerinde parçacıklar da bulundu. iyonların sıcaklığı S. v. Güneş koronasının elektron sıcaklığını belirlemeyi mümkün kılar.

N. yüzyılda. farklılıklar gözlenmektedir. dalga türleri: Langmuir, ıslık çalanlar, iyon-akustik, plazmadaki dalgalar). Alfven tipi dalgaların bir kısmı Güneş'te üretilir, bir kısmı da gezegenler arası ortamda uyarılır. Dalgaların üretilmesi, parçacık dağılım fonksiyonunun Maxwellian fonksiyonundan sapmalarını ve manyetizma etkisiyle birlikte yumuşatır. plazmaya olan alanlar S. v. gibi davranır süreklilik. Alfvén tipi dalgalar S'nin küçük bileşenlerinin ivmelenmesinde büyük rol oynar.

Pirinç. 1. Büyük güneş rüzgarı. İle yatay eksen- bir parçacığın kütlesinin dikey olarak yüküne oranı - 10 saniye içinde cihazın enerji penceresinde kaydedilen parçacık sayısı. “+” işaretli sayılar iyonun yükünü gösterir.

N. akışı. eff sağlayan dalga türlerinin hızlarına göre süpersoniktir. enerjinin S. yüzyıla aktarımı. (Alfven, ses). Alfven ve ses Mach sayısı C. V. 7. Kuzey tarafının etrafından akarken. onu etkili bir şekilde saptırabilecek engeller (Merkür, Dünya, Jüpiter, Satürn'ün manyetik alanları veya Venüs'ün ve görünüşe göre Mars'ın iletken iyonosferleri), giden bir yay şok dalgası oluşur. Bir engelin etrafından akmasına izin veren dalgalar. Aynı zamanda Kuzey yüzyılda. bir boşluk oluşur - manyetosfer (kendisinin veya indüklenmiş), şeklin şekli ve boyutları manyetik basınç dengesi tarafından belirlenir. Gezegenin alanları ve akan plazma akışının basıncı (bkz. Dünyanın manyetosferi, gezegenlerin manyetosferleri). S. v. ile etkileşim halinde. iletken olmayan bir cisimle (örneğin Ay) bir şok dalgası oluşmaz. Plazma akışı yüzey tarafından emilir ve vücudun arkasında yavaş yavaş plazma C ile doldurulan bir boşluk oluşur. V.

Açık sabit süreç korona plazmasının çıkışı, aşağıdakilerle ilişkili durağan olmayan süreçlerle üst üste gelir: Güneş'te alevler. Güçlü alevlenmeler sırasında alttan maddeler salınır. korona bölgelerini gezegenlerarası ortama aktarır. Manyetik varyasyonlar).

Pirinç. 2. Gezegenler arası bir şok dalgasının yayılması ve bir güneş patlamasından fırlatılması. Oklar güneş rüzgarı plazmasının hareket yönünü gösterir,

Pirinç. 3. Korona genişleme denkleminin çözüm türleri. Hız ve mesafe, kritik hız vk'ye normalize edilir ve kritik mesafeRk, Güneş rüzgarına karşılık gelir.

Güneş koronasının genişlemesi, kritik bir noktada kütle korunumu denklemleri sistemi (vk) ile tanımlanır. R mesafesi ve ardından süpersonik hızda genişleme. Bu çözüm, sonsuzda yok denecek kadar küçük bir basınç değeri verir, bu da onu yıldızlararası ortamın düşük basıncıyla bağdaştırmayı mümkün kılar. Bu tür akışa Yu Parker tarafından S. adı verildi. m proton kütlesi, adyabatik üssü ve Güneş'in kütlesidir. Şek. Şekil 4, güneş merkezliye göre genişleme oranındaki değişimi göstermektedir. termal iletkenlik, viskozite,

Pirinç. 4. İzotermik korona modeli için güneş rüzgar hızı profilleri farklı anlamlar koronal sıcaklık.

S.v. temel sağlar Kromosfere ısı transferinden bu yana koronadan termal enerji çıkışı, el.-magn. koronalar ve elektronik termal iletkenlik V. kurmak için yetersiz ısı dengesi kronlar Elektronik termal iletkenlik, ortam sıcaklığının yavaş bir şekilde azalmasını sağlar. mesafe ile. Güneş'in parlaklığı.

S.v. koronal manyetik alanı kendisiyle birlikte gezegenlerarası ortama taşır. alan. Plazmaya dondurulmuş elektrik hatları Bu alan gezegenler arası bir manyetik alan oluşturur. IMF'nin yoğunluğu düşük olmasına rağmen enerji yoğunluğu kinetik yoğunluğun %1'i kadardır. Güneş enerjisinin enerjisi, termodinamikte önemli bir rol oynar. V. ve S. v.'nin etkileşim dinamiklerinde. güneş sisteminin gövdeleri ve kuzeydeki akarsularla. kendi aralarında. S. yüzyılın genişlemesinin birleşimi. Güneş'in dönmesiyle mag gerçeğine yol açar. yüzyılın kuzeyinde donmuş olan kuvvet çizgileri B R ve azimut manyetik bileşenleri biçimindedir. alanlar ekliptik düzleme yakın mesafeye göre farklı şekilde değişir:

Ang nerede? Güneş'in dönüş hızı, Ve - Hızın radyal bileşeniC. c., indeks 0 karşılık gelir orijinal seviye. Dünyanın yörüngesine olan mesafede, manyetik yön arasındaki açı. alanlar ve R yaklaşık 45°. Büyük L manyetikte.

Pirinç. 5. Gezegenlerarası manyetik alan çizgisinin şekli.- açısal hız Güneş'in dönüşü ve plazma hızının radyal bileşenidir, R güneş merkezli mesafedir.

S. v., Güneş'in farklı bölgeleri üzerinde ortaya çıkıyor. manyetik yönelim alanlar, hız, temp-pa, parçacık konsantrasyonu, vb.) ayrıca bkz. Her bir sektörün kesitinde doğal olarak değişiklik olması, sektör içinde hızlı bir güneş enerjisi akışının varlığıyla ilişkilidir. Sektörlerin sınırları genellikle Kuzey yüzyılın yavaş akışı içerisinde yer almaktadır. Çoğu zaman Güneş'le birlikte dönen 2 veya 4 sektör gözlenir. S. çekildiğinde oluşan bu yapı. büyük ölçekli mıknatıs. Korona alanları birkaç kez gözlemlenebilir. Güneşin devrimleri. IMF'nin sektör yapısı, gezegenler arası ortamda Güneş ile birlikte dönen bir akım katmanının (CS) varlığının bir sonucudur. TS manyetik bir dalgalanma yaratır. alanlar - radyal IMF'nin sahip olduğu farklı işaretlerİle farklı taraflar TS. H. Alfven'in öngördüğü bu TC, güneş koronasının Güneş'teki aktif bölgelerle ilişkili kısımlarından geçerek bu bölgeleri farklı bölgelerden ayırıyor. Güneş mıknatısının radyal bileşeninin işaretleri. alanlar. TS, yaklaşık olarak güneş ekvatorunun düzleminde bulunur ve kıvrımlı bir yapıya sahiptir. Güneş'in dönmesi, TC'nin kıvrımlarının bir spiral şeklinde bükülmesine yol açar (Şekil 6). Ekliptik düzlemin yakınında bulunan gözlemci, IMF radyal bileşeninin farklı işaretlerine sahip sektörlere düştüğü için kendisini TS'nin üstünde veya altında bulur.

Kuzeyde Güneş'e yakın. çarpışmasız şok dalgalarının hızının boylamsal ve enlemsel değişimleri vardır (Şekil 7). İlk önce sektörlerin sınırından ileriye doğru yayılan bir şok dalgası (doğrudan şok dalgası) oluşur ve ardından Güneş'e doğru yayılan ters bir şok dalgası oluşur.

Pirinç. 6. Heliosferik akım katmanının şekli. Ekliptik düzlemle kesişmesi (güneş ekvatoruna ~ 7° açıyla eğimli), gezegenler arası manyetik alanın gözlemlenen sektör yapısını verir.

Pirinç. 7. Gezegenlerarası manyetik alan sektörünün yapısı. Kısa oklar güneş rüzgarının yönünü, oklu çizgiler manyetik alan çizgilerini, kesikli çizgiler ise sektörün sınırlarını (çizim düzleminin mevcut katmanla kesişimi) gösterir.

Çünkü hız şok dalgası Güneş rüzgarının hızından daha az olduğundan ters şok dalgasını Güneş'ten uzak yöne taşır. Sektör sınırlarına yakın şok dalgaları ~1 AU mesafelerde oluşur. e. ve birkaç mesafeye kadar takip edilebilir. A. e. Bu şok dalgalarının yanı sıra güneş patlamalarından ve gezegen çevresindeki şok dalgalarından kaynaklanan gezegenler arası şok dalgaları parçacıkları hızlandırır ve dolayısıyla enerjik parçacıkların kaynağıdır.

S.v. ~100 AU mesafelere kadar uzanır. örneğin yıldızlararası ortamın basıncının dinamiği dengelediği yer. basınç S.v. S. v. tarafından süpürülen boşluk. Gezegenlerarası çevre). GenişleyenS. V. içinde donmuş mıknatısla birlikte. alan galaktik parçacıkların güneş sistemine nüfuz etmesini önler. uzay Düşük enerjili ışınlar kozmik değişimlere yol açar. yüksek enerjili ışınlar. Diğer bazı yıldızlarda da S.V.'ye benzer bir fenomen keşfedildi (bkz. Yıldız rüzgarı).

Yandı: Parker E. N., Gezegenlerarası ortamda dinamikler, O. L. Weisberg.

Fiziksel ansiklopedi. 5 cilt halinde. - M .: Sovyet Ansiklopedisi. Genel Yayın Yönetmeni A. M. Prokhorov. 1988 .

Diğer sözlüklerde "SOLAR RÜZGAR" ın ne olduğunu görün:

GÜNEŞ RÜZGARI, güneş koronasından gelen ve Güneş Sistemini 100 metre mesafeye kadar dolduran bir plazma akışı astronomik birimler Güneş'ten gelen basınç nerede yıldızlararası ortam Akışın dinamik basıncını dengeler. Ana bileşim protonlar, elektronlar, çekirdeklerdir... Modern ansiklopedi

GÜNEŞ RÜZGARI, yüklü parçacıkların (çoğunlukla protonlar ve elektronlar) hızlanarak sabit akışı yüksek sıcaklık Solar CORONA, parçacıkların Güneş'in yerçekimini yenmesine yetecek kadar yüksek hızlara ulaşacak. Güneş rüzgarı yön değiştiriyor... Bilimsel ve teknik ansiklopedik sözlük

Sürekli olarak dışarı atılan parçacık akışı vardır. üst katmanlar Güneş'in atmosferi. Etrafımızda güneş rüzgârının kanıtlarını görüyoruz. Güçlü jeomanyetik fırtınalar uydulara zarar verebilir ve elektrik sistemleri Dünya'da ve güzeli uyandır auroralar. Belki de onun en iyi kanıtı budur uzun kuyruklar Kuyruklu yıldızlar Güneş'in yakınından geçtiklerinde.

Kuyruklu yıldızın toz parçacıkları rüzgar tarafından saptırılır ve Güneş'ten uzağa taşınır, bu nedenle kuyruklu yıldızların kuyrukları her zaman yıldızımızdan uzağa doğru yönlendirilir.

Güneş rüzgarı: kökeni, özellikleri

Güneş'in korona adı verilen üst atmosferinden geliyor. Bu bölgede sıcaklık 1 milyon Kelvin'in üzerindedir ve parçacıkların enerji yükü 1 keV'nin üzerindedir. Aslında iki tür güneş rüzgarı vardır: yavaş ve hızlı. Bu fark kuyruklu yıldızlarda da görülebilir. Bir kuyruklu yıldızın görüntüsüne yakından bakarsanız genellikle iki kuyruğu olduğunu görürsünüz. Bunlardan biri düz, diğeri ise daha kavislidir.

Dünya yakınında çevrimiçi güneş rüzgar hızı, son 3 güne ait veriler

Hızlı güneş rüzgarı

750 km/s hızla hareket ediyor ve gökbilimciler bunun, manyetik alan çizgilerinin Güneş yüzeyine doğru ilerlediği bölgeler olan koronal deliklerden kaynaklandığına inanıyorlar.

Yavaş güneş rüzgarı

Yaklaşık 400 km/s hıza sahiptir ve ekvator kuşağı bizim yıldızımız. Radyasyon, hıza bağlı olarak birkaç saatten 2-3 güne kadar Dünya'ya ulaşır.

Yalnızca tahrik cihazı olarak kullanılamaz uzay yelkenlileri ama aynı zamanda bir enerji kaynağı olarak da. Bu kapasitede güneş rüzgarının en ünlü uygulaması ilk olarak Freeman Dyson tarafından önerildi. son derece gelişmiş uygarlık Bir yıldızın etrafında yaydığı tüm enerjiyi toplayacak bir küre oluşturmak mümkündür. Buna dayanarak, dünya dışı uygarlıkları aramanın başka bir yöntemi de önerildi.

Bu arada, Brooks Harrop liderliğindeki Washington Üniversitesi'nden (Washington Eyalet Üniversitesi) bir araştırmacı ekibi, güneş rüzgarı enerjisini kullanmak için daha pratik bir konsept olan Dyson-Harrop uydularını önerdi. Güneş rüzgarından elektron toplayan oldukça basit enerji santralleridir. Güneşe doğrultulmuş uzun bir metal çubuğa, elektronları çekecek bir manyetik alan oluşturacak şekilde enerji verilir. Diğer uçta ise bir yelken ve bir alıcıdan oluşan bir elektron tuzağı alıcısı bulunmaktadır.

Harrop'un hesaplamalarına göre Dünya yörüngesinde 300 metre çubuk, 1 cm kalınlık ve 10 metre tuzak bulunan bir uydu, 1,7 MW'a kadar "toplama" yapabilecek. Bu, yaklaşık 1.000 özel evin elektrik ihtiyacını karşılamaya yetiyor. Aynı uydu, ancak kilometre uzunluğunda bir çubuk ve 8400 kilometrelik bir yelkenle, 1 milyar milyar gigawatt (10 27 W) enerji "toplayabilecek". Geriye kalan tek şey, diğer tüm türlerini terk etmek için bu enerjiyi Dünya'ya aktarmaktır.

Harrop'un ekibi, bir lazer ışını kullanarak enerji aktarmayı öneriyor. Bununla birlikte, eğer uydunun tasarımı oldukça basit ve oldukça uygulanabilir ise modern seviye teknolojiler, o zaman bir lazer “kablosunun” oluşturulması teknik olarak hala imkansızdır. Gerçek şu ki, güneş rüzgarını etkili bir şekilde toplamak için Dyson-Harrop uydusunun ekliptik düzlemin dışında yer alması gerekiyor, bu da onun Dünya'dan milyonlarca kilometre uzakta olduğu anlamına geliyor. Bu mesafede lazer ışını binlerce kilometre çapında bir nokta oluşturacaktır. Yeterli bir odaklama sistemi, çapı 10 ila 100 metre arasında olan bir mercek gerektirecektir. Ayrıca olası sistem arızalarından kaynaklanan birçok tehlike de göz ardı edilemez. Öte yandan, enerji uzayın kendisinde de gereklidir ve küçük Dyson-Harrop uyduları onun yerini alarak onun ana kaynağı haline gelebilir. güneş panelleri ve nükleer reaktörler.

Bir hava tahmin spikerinin şu sözlerini duyduğunuzu hayal edin: “Yarın rüzgar çok sertleşecek. Bu bakımdan radyonun çalışmasında kesintiler yaşanabilir, mobil iletişim ve İnternet. ABD'ye teslimat ertelendi uzay görevi. Kuzey Rusya'da yoğun kutup ışıkları bekleniyor...”


Şaşıracaksınız: Ne saçmalık, rüzgarın bununla ne ilgisi var? Ancak gerçek şu ki, tahminin başlangıcını kaçırdınız: “Dün gece bir güneş patlaması oldu. Güçlü bir güneş rüzgarı akışı Dünya'ya doğru ilerliyor...”

Sıradan rüzgar, hava parçacıklarının (oksijen, nitrojen ve diğer gaz molekülleri) hareketidir. Ayrıca Güneş'ten bir parçacık akışı da akıyor. Güneş rüzgarı denir. Yüzlerce hantal formüle, hesaplamaya ve hararetli bilimsel tartışmaya dalmazsanız, genel olarak resim böyle görünür.

Armatürümüzün içine giriyorlar termonükleer reaksiyonlar, bu devasa gaz topunu ısıtıyor. Dış katman olan güneş koronasının sıcaklığı bir milyon dereceye ulaşır. Bu, atomların o kadar hızlı hareket etmesine neden olur ki, çarpıştıklarında birbirlerini parçalara ayırırlar. Isıtılan gazın genişleme, işgal etme eğiliminde olduğu bilinmektedir. daha büyük hacim. Burada da benzer bir şey oluyor. Hidrojen, helyum, silikon, kükürt, demir ve diğer maddelerin parçacıkları her yöne dağılır.

Artan bir hız kazanıyorlar ve yaklaşık altı gün içinde Dünya'ya yakın sınırlara ulaşıyorlar. Güneş sakin olsa bile burada güneş rüzgârının hızı saniyede 450 kilometreye ulaşıyor. Bir güneş patlaması devasa bir ateşli parçacık baloncuğu püskürttüğünde hızları saniyede 1200 kilometreye ulaşabilir! Ve "esinti" canlandırıcı denemez - yaklaşık 200 bin derece.

Bir kişi güneş rüzgarını hissedebilir mi?

Gerçekten de, sıcak parçacıklardan oluşan bir akıntı sürekli olarak aktığına göre, bunun bizi nasıl "üflediğini" neden hissetmiyoruz? Diyelim ki parçacıklar o kadar küçük ki cilt dokunuşlarını hissetmiyor. Ancak dünyevi araçlar tarafından da fark edilmezler. Neden?

Çünkü Dünya, manyetik alanı sayesinde güneş girdaplarından korunmaktadır. Parçacıkların akışı onun etrafından akıyor ve hızla ilerliyor gibi görünüyor. Yalnızca güneş emisyonlarının özellikle güçlü olduğu günlerde, manyetik kalkan zor. Bir güneş kasırgası onu kırar ve üst atmosfere doğru patlar. Yabancı parçacıklar neden olur. Manyetik alan keskin bir şekilde deforme olmuş, hava tahmincileri "manyetik fırtınalardan" bahsediyor.


Kontrolden çıkıyorlar uzay uyduları. Uçaklar radar ekranlarından kayboluyor. Radyo dalgalarına müdahale ediliyor ve iletişim kesiliyor. Böyle günlerde uydu antenleri kapatılıyor, uçuşlar iptal ediliyor, uzay araçlarıyla “iletişim” kesiliyor. Elektrik şebekelerinde, demiryolu raylarında, boru hatlarında, elektrik akımı. Sonuç olarak, trafik ışıkları kendiliğinden yanıyor, gaz boru hatları paslanıyor ve bağlantısı kesilen elektrikli cihazlar yanıyor. Ayrıca binlerce insan rahatsızlık ve hastalık hissediyor.

Güneş rüzgârının kozmik etkileri yalnızca güneş patlamaları sırasında tespit edilemiyor; daha zayıf olmasına rağmen sürekli esiyor.

Bir kuyruklu yıldızın kuyruğunun Güneş'e yaklaştıkça büyüdüğü uzun zamandır biliniyordu. Kuyruklu yıldızın çekirdeğini oluşturan donmuş gazların buharlaşmasına neden olur. A güneş rüzgarı bu gazları her zaman Güneş'in tersi yönde yönlendirilmiş bir bulut şeklinde taşır. Bu yüzden toprak rüzgarı bacadan çıkan dumanı yayar ve ona şu ya da bu şekli verir.

Yıllar içinde artan aktivite Dünyanın galaktik parçacıklar tarafından ışınlanması keskin bir şekilde düşüyor kozmik ışınlar. Güneş rüzgarı öyle bir güç kazanıyor ki onları kenar mahallelere doğru sürüklüyor gezegen sistemi.

Manyetik alanı çok zayıf olan, hatta hiç olmayan gezegenler var (örneğin Mars'ta). Burada güneş rüzgârının çılgına dönmesini engelleyen hiçbir şey yok. Bilim adamları, yüz milyonlarca yıl boyunca Mars'ın atmosferini neredeyse "patlayanın" kendisi olduğuna inanıyor. Bundan dolayı turuncu gezegen Daha sonra suyunu ve muhtemelen canlı organizmalarını kaybetti.

Güneş rüzgarı nerede ölür?

Henüz kimse kesin cevabı bilmiyor. Parçacıklar hız kazanarak Dünya'nın eteklerine uçuyor. Sonra yavaş yavaş düşüyor ama rüzgar güneş sisteminin en uzak köşelerine ulaşıyor gibi görünüyor. Orada bir yerlerde zayıflıyor ve yıldızlararası maddenin seyrekleşmesi nedeniyle yavaşlıyor.

Şu ana kadar gökbilimciler bunun ne kadar uzakta gerçekleştiğini tam olarak söyleyemezler. Cevap vermek için, Güneş'ten giderek daha uzağa uçan parçacıkları yakalamanız gerekir, ta ki karşılarına çıkmayı bırakana kadar. Bu arada, bunun gerçekleştiği sınır Güneş sisteminin sınırı olarak düşünülebilir.


Güneş rüzgar tuzakları ile donatılmış uzay aracı Gezegenimizden periyodik olarak fırlatılanlar. 2016 yılında güneş rüzgarı akışları videoya kaydedildi. Hava raporlarında eski dostumuz dünyanın rüzgarı kadar tanıdık bir "karakter" haline gelmeyeceğini kim bilebilir?

1957'de Chicago Üniversitesi profesörü E. Parker, "güneş rüzgarı" olarak bilinen bir olguyu teorik olarak öngördü. Bu tahminin, K.I.'nin grubu tarafından Sovyet Luna-2 ve Luna-3 uzay aracına yerleştirilen aletler kullanılarak deneysel olarak doğrulanması iki yıl sürdü. Bu fenomen nedir?

Güneş rüzgarı, Güneş'ten uzaklaşan, elektronların ve protonların yaklaşık olarak eşit yoğunluğundan (yarı tarafsızlık koşulu) dolayı genellikle tamamen iyonize hidrojen plazması olarak adlandırılan, tamamen iyonize edilmiş bir hidrojen gazı akışıdır. Dünyanın yörünge bölgesinde (bir astronomik birim veya Güneş'ten 1 AU uzakta), hızı T E » 100.000 K proton sıcaklığında ortalama VE » 400-500 km/sn değerine ulaşır ve birkaç daha yüksek sıcaklık elektronlar (bundan sonra "E" endeksi Dünya'nın yörüngesini ifade eder). Bu sıcaklıklarda hız, ses hızından önemli ölçüde 1 AU daha yüksektir; Dünyanın yörüngesindeki güneş rüzgarının akışı süpersoniktir (veya hipersoniktir). Protonların (veya elektronların) ölçülen konsantrasyonu oldukça küçüktür ve başına n E » 10-20 parçacık tutarındadır. santimetreküp. Protonlara ve elektronlara ek olarak, gezegenler arası uzayda alfa parçacıkları (proton konsantrasyonunun yüzde birkaçı civarında) keşfedildi. küçük miktar daha ağır parçacıklar ve gezegenlerarası manyetik alan, ortalama değer indüksiyonunun Dünya'nın yörüngesindeki birkaç gama mertebesinde olduğu ortaya çıktı (1g = 10 –5 gauss).

Statik güneş koronası fikrinin çöküşü.

Uzun bir süre boyunca tüm yıldız atmosferlerinin hidrostatik denge durumunda olduğuna inanılıyordu. gücün olduğu bir durumda yerçekimi çekimi Belirli bir yıldızın basıncı, basınç gradyanı (yıldızın atmosferindeki basınçtaki belirli bir mesafedeki değişiklik) ile ilişkili kuvvet tarafından dengelenir. R yıldızın merkezinden. Matematiksel olarak bu denge sıradan bir diferansiyel denklem olarak ifade edilir:

Nerede G– yerçekimi sabiti, M* – yıldızın kütlesi, P ve r – belli bir mesafedeki basınç ve kütle yoğunluğu R yıldızdan. İdeal bir gaz için kütle yoğunluğunun hal denkleminden ifade edilmesi

R= r RT

basınç ve sıcaklık yoluyla ve elde edilen denklemin entegrasyonu ile barometrik formül olarak adlandırılan formülü elde ederiz ( R– gaz sabiti), bu özel durumda sabit sıcaklık T benziyor

Nerede P 0 – yıldızın atmosferinin tabanındaki basıncı temsil eder ( R = R 0). Parker'ın çalışmasından önce, diğer yıldızların atmosferleri gibi güneş atmosferinin de hidrostatik denge durumunda olduğuna inanılıyordu ve durumu benzer formüllerle belirleniyordu. Alışılmadık ve henüz tam olarak anlaşılamayan olguyu göz önünde bulundurarak keskin artış Güneş yüzeyindeki yaklaşık 10.000 K'den güneş koronasındaki 1.000.000 K'ye kadar olan sıcaklıklarda, S. Chapman, Güneş sistemini çevreleyen yerel yıldızlararası ortama sorunsuz bir şekilde geçiş yapması beklenen statik güneş korona teorisini geliştirdi. Bunu, S. Chapman'ın fikirlerine göre, Güneş etrafında devrim yapan Dünya'nın statik bir güneş koronasına daldırıldığı takip etti. Bu bakış açısı astrofizikçiler tarafından uzun süredir paylaşılıyor.

Parker zaten yerleşik olan bu fikirlere bir darbe indirdi. Sonsuzdaki basıncın ( R® Ґ), şu kaynaktan elde edilir: barometrik formül, o zamanlar yerel yıldızlararası ortam için kabul edilen basınçtan neredeyse 10 kat daha büyük. Bu tutarsızlığı ortadan kaldırmak için E. Parker, güneş koronasının hidrostatik dengede olamayacağını, ancak Güneş'i çevreleyen gezegenler arası ortama sürekli olarak genişlemesi gerektiğini, yani. radyal hız V Güneş koronası sıfır değil. Dahası, hidrostatik denge denklemi yerine formun hidrodinamik hareket denklemini kullanmayı önerdi; M E Güneş'in kütlesidir.

Şu tarihte: verilen dağıtım sıcaklık T, Güneş'ten uzaklığın bir fonksiyonu olarak, bu denklemi basınç için barometrik formülü ve formdaki kütlenin korunumu denklemini kullanarak çözme

Güneş rüzgarı olarak yorumlanabilir ve tam olarak bu çözümün yardımıyla ses altı akıştan geçişle (saatte) R r *) süpersonikten (at R > R*) basınç ayarlanabilir R Yerel yıldızlararası ortamda basınç vardır ve bu nedenle doğada gerçekleştirilen, güneş rüzgarı adı verilen bu çözümdür.

Gezegenlerarası uzaya giren ilk uzay aracında gerçekleştirilen gezegenlerarası plazma parametrelerinin ilk doğrudan ölçümleri, Parker'ın süpersonik güneş rüzgarının varlığına ilişkin fikrinin doğruluğunu doğruladı ve bunun zaten Dünya'nın yörüngesi bölgesinde olduğu ortaya çıktı. Güneş rüzgarının hızı ses hızını çok aşıyor. O zamandan beri, Chapman'ın güneş atmosferinin hidrostatik dengesine ilişkin fikrinin hatalı olduğuna ve güneş koronasının süpersonik hızla gezegenler arası uzaya doğru sürekli olarak genişlediğine şüphe yok. Bir süre sonra astronomik gözlemler, diğer birçok yıldızın güneş rüzgarına benzer "yıldız rüzgarlarına" sahip olduğunu gösterdi.

Güneş rüzgarının teorik olarak küresel simetrik hidrodinamik modele dayalı olarak tahmin edilmesine rağmen, olayın kendisinin çok daha karmaşık olduğu ortaya çıktı.

Güneş rüzgarı hareketinin gerçek modeli nedir? Uzun bir süre boyunca güneş rüzgarının küresel olarak simetrik olduğu düşünülüyordu. Güneşin enlem ve boylamından bağımsızdır. Ulysses uzay aracının fırlatıldığı 1990 öncesindeki uzay aracı çoğunlukla ekliptik düzlemde uçtuğu için, bu tür uzay aracındaki ölçümler güneş rüzgarı parametrelerinin yalnızca bu düzlemdeki dağılımlarını verdi. Kuyruklu yıldız kuyruklarının sapmasına ilişkin gözlemlere dayalı hesaplamalar, güneş rüzgarı parametrelerinin güneş enleminden yaklaşık olarak bağımsız olduğunu gösterdi; ancak kuyruklu yıldız gözlemlerine dayanan bu sonuç, bu gözlemlerin yorumlanmasındaki zorluklar nedeniyle yeterince güvenilir değildi. Güneş rüzgarı parametrelerinin uzunlamasına bağımlılığı, uzay aracına monte edilen aletlerle ölçülse de, yine de önemsizdi ve güneş kaynaklı gezegenler arası manyetik alanla ya da Güneş üzerindeki kısa vadeli durağan olmayan süreçlerle (esas olarak güneş patlamalarıyla) ilişkiliydi. .

Ekliptik düzlemdeki plazma ve manyetik alan parametrelerinin ölçümleri, güneş rüzgarı ve güneş rüzgarının farklı parametrelerine sahip sözde sektör yapılarının olduğunu gösterdi. farklı yönlerde manyetik alan. Bu tür yapılar Güneş ile birlikte dönmekte ve Dünya'daki benzer bir yapının sonucu olduklarını açıkça göstermektedir. güneş atmosferi, parametreleri dolayısıyla güneş boylamına bağlıdır. Niteliksel dört sektörlü yapı Şekil 2'de gösterilmektedir. 1.

Aynı zamanda yer tabanlı teleskoplar Güneş yüzeyindeki genel manyetik alanı tespit eder. Ortalama değeri 1 G olarak tahmin edilmektedir, ancak bireysel fotosferik oluşumlarda, örneğin güneş lekelerinde, manyetik alan daha büyük mertebelerde olabilir. Plazma iyi bir elektrik iletkeni olduğundan, güneş manyetik alanları, havuz hareket kuvvetinin ortaya çıkması nedeniyle bir şekilde güneş rüzgârıyla etkileşime girer. J ґ B. Bu kuvvet radyal yönde küçüktür, yani. güneş rüzgarının radyal bileşeninin dağılımı üzerinde neredeyse hiçbir etkisi yoktur, ancak radyal yöne dik bir yöne yansıması, güneş rüzgarında teğetsel bir hız bileşeninin ortaya çıkmasına neden olur. Bu bileşen radyal olandan neredeyse iki kat daha küçük olmasına rağmen, Güneş'ten açısal momentumun uzaklaştırılmasında önemli bir rol oynar. Astrofizikçiler, ikinci durumun yalnızca Güneş'in değil, aynı zamanda yıldız rüzgarının tespit edildiği diğer yıldızların evriminde de önemli bir rol oynayabileceğini öne sürüyor. Özellikle geç yıldızların açısal hızlarındaki keskin düşüşü açıklamak için spektral sınıf ilettikleri hipotezi tork etrafında gezegenler oluşuyor. Kayıp mekanizması dikkate alındı açısal momentum Manyetik alanın varlığında plazmanın dışarı akışıyla güneş, bu hipotezin revize edilmesi olasılığını açar.

Ortalama manyetik alanın yalnızca Dünya'nın yörüngesi bölgesinde değil, aynı zamanda büyük güneş merkezli mesafelerde (örneğin, Voyager 1 ve 2 ve Pioneer 10 ve 11 uzay aracında) ölçümleri, ekliptik düzlemde neredeyse çakıştığını gösterdi. Güneş ekvatorunun düzlemi, büyüklüğü ve yönü formüllerle iyi açıklanmıştır

Parker tarafından karşılandı. Arşimed'in Parker sarmalı olarak adlandırılan sarmalını tanımlayan bu formüllerde miktarlar B R, B j – sırasıyla manyetik indüksiyon vektörünün radyal ve azimut bileşenleri, W – Güneş’in dönüşünün açısal hızı, V– güneş rüzgarının radyal bileşeni, “0” endeksi, manyetik alanın büyüklüğünün bilindiği güneş korona noktasını ifade eder.

Avrupa'da lansman uzay ajansı Ekim 1990'da, yörüngesi şu anda Güneş'in etrafında bir düzlemde dönecek şekilde hesaplanan Ulysses uzay aracı, düzleme dik ekliptik, güneş rüzgarının küresel olarak simetrik olduğu fikrini tamamen değiştirdi. Şek. Şekil 2, güneş enleminin bir fonksiyonu olarak Ulysses uzay aracında ölçülen güneş rüzgarı protonlarının radyal hız ve yoğunluğunun dağılımlarını göstermektedir.

Bu şekil, güneş rüzgarı parametrelerinin güçlü bir enlemsel bağımlılığını göstermektedir. Heliografik enlemle birlikte güneş rüzgârının hızının arttığı ve proton yoğunluğunun azaldığı ortaya çıktı. Ve eğer ekliptik düzlemde radyal hız ortalama ~450 km/sn ve proton yoğunluğu ~15 cm–3 ise, o zaman örneğin 75° güneş enleminde bu değerler ~700 km/sn olur ve ~5 cm–3 sırasıyla. Güneş rüzgarı parametrelerinin enleme bağlılığı minimum dönemlerde daha az belirgindir. güneş aktivitesi.

Güneş rüzgarında durağan olmayan süreçler.

Parker tarafından önerilen model şunu varsaymaktadır: küresel simetri güneş rüzgarı ve parametrelerinin zamandan bağımsızlığı (göz önünde bulundurulan olgunun durağanlığı). Ancak Güneş'te meydana gelen süreçler genel olarak durağan değildir ve dolayısıyla güneş rüzgarı da durağan değildir. Parametrelerdeki değişimlerin karakteristik zamanları çok farklı ölçeklere sahiptir. Özellikle, 11 yıllık güneş aktivitesi döngüsüyle ilişkili güneş rüzgarı parametrelerinde değişiklikler var. Şek. Şekil 3, IMP-8 ve Voyager-2 uzay aracı kullanılarak ölçülen ortalama (300 günün üzerinde) dinamik güneş rüzgarı basıncını (r) göstermektedir. V 2) 11 yıl boyunca Dünya'nın yörüngesi alanında (1 AU'da) güneş döngüsü güneş aktivitesi ( üst kısımçizim). Şek. Şekil 3, 1978'den 1991'e kadar güneş lekelerinin sayısındaki değişimi göstermektedir ( maksimum sayı maksimum güneş aktivitesine karşılık gelir). Güneş rüzgarının parametrelerinin yaklaşık 11 yıllık bir karakteristik süre içerisinde önemli ölçüde değiştiği görülmektedir. Aynı zamanda, Ulysses uzay aracında yapılan ölçümler, bu tür değişikliklerin yalnızca ekliptik düzlemde değil, aynı zamanda diğer heliografik enlemlerde de meydana geldiğini gösterdi (kutuplarda, güneş rüzgarının dinamik basıncı ekvatordan biraz daha yüksektir).

Güneş rüzgarı parametrelerindeki değişiklikler de çok daha küçük zaman ölçeklerinde meydana gelebilir. Örneğin güneş patlamaları ve farklı hızlar plazma çıkışı farklı alanlar Güneş koronası, gezegenler arası alanda hız, yoğunluk, basınç ve sıcaklıkta keskin bir sıçrama ile karakterize edilen gezegenler arası şok dalgalarının oluşumuna yol açar. Oluşumlarının mekanizması niteliksel olarak Şekil 2'de gösterilmektedir. 4. Herhangi bir gazın hızlı akışı (örneğin güneş plazması) daha yavaş olanı yakaladığında, gazın parametrelerinde, kütlenin korunumu yasalarının, momentumun korunduğu temas noktasında keyfi bir boşluk belirir. ve enerji tatmin olmuyor. Böyle bir süreksizlik doğada var olamaz ve özellikle iki şok dalgasına (bunlarda kütlenin, momentumun ve enerjinin korunumu yasaları Hugoniot bağıntılarına yol açar) ve teğetsel bir süreksizliğe (aynı korunum yasaları yol açar) ayrılır. basınç ve normal hız bileşeninin sürekli olması gerektiği gerçeğine dayanmaktadır). Şek. Şekil 4'te bu süreç küresel simetrik bir parlamanın basitleştirilmiş formunda gösterilmektedir. Burada şunu belirtmek gerekir ki, ileri şok dalgası, teğetsel süreksizlik ve ikinci şok dalgasından (ters şok) oluşan bu tür yapılar, ileri şokun Güneş'in hızından daha büyük bir hızla hareket edeceği şekilde Güneş'ten hareket eder. Güneş rüzgarı, ters şok Güneş'ten güneş rüzgarının hızından biraz daha düşük bir hızla hareket eder ve teğetsel süreksizliğin hızı güneş rüzgarının hızına eşittir. Bu tür yapılar, uzay aracına monte edilen cihazlarla düzenli olarak kaydedilmektedir.

Güneşten uzaklığa bağlı olarak güneş rüzgarı parametrelerindeki değişiklikler.

Güneş rüzgarının hızının Güneş'ten uzaklığa bağlı değişimi iki kuvvet tarafından belirlenir: güneş yerçekimi ve basınçtaki değişiklikle ilişkili kuvvet (basınç gradyanı). Yerçekimi kuvveti Güneş'ten uzaklığın karesi kadar azaldığından, büyük güneş merkezli mesafelerde etkisi önemsizdir. Hesaplamalar, halihazırda Dünya'nın yörüngesindeyken etkisinin ve basınç gradyanının etkisinin ihmal edilebileceğini gösteriyor. Sonuç olarak güneş rüzgârının hızı neredeyse sabit kabul edilebilir. Üstelik ses hızını (hipsonik akış) önemli ölçüde aşar. Daha sonra güneş koronası için yukarıdaki hidrodinamik denklemden r yoğunluğunun 1/ olarak azaldığı sonucu çıkar. R 2. 1970'lerin ortasında fırlatılan ve şu anda Güneş'ten onlarca astronomik birim uzaklıkta bulunan Amerikan uzay aracı Voyager 1 ve 2, Pioneer 10 ve 11, güneş rüzgarının parametreleri hakkındaki bu fikirleri doğruladı. Ayrıca gezegenler arası manyetik alan için teorik olarak tahmin edilen Parker Arşimet spiralini de doğruladılar. Ancak güneş koronası genişledikçe sıcaklık adyabatik soğuma kanununa uymaz. Çok uzun mesafeler Güneş rüzgarı Güneş'ten ısınmaya bile eğilimlidir. Bu ısınmanın iki nedeni olabilir: Plazma türbülansıyla ilişkili enerji dağılımı ve çevredeki yıldızlararası ortamdan güneş rüzgârına nüfuz eden nötr hidrojen atomlarının etkisi. güneş sistemi. İkinci neden ise yukarıda bahsedilen uzay aracında tespit edilen, güneş rüzgarının güneş merkezli uzak mesafelerde bir miktar frenlenmesine yol açmaktadır.

Çözüm.

Böylece güneş rüzgarı fiziksel olay doğal koşullar altında plazmadaki süreçlerin incelenmesiyle ilgili yalnızca akademik ilgi alanı olmayan uzay aynı zamanda Dünya çevresinde meydana gelen süreçleri incelerken dikkate alınması gereken bir faktör, çünkü bu süreçler bir dereceye kadar hayatımızı etkiliyor. Özellikle, Dünya'nın manyetosferi etrafında akan yüksek hızlı güneş rüzgarı akışları, onun yapısını etkiler ve durağan olmayan süreçler Güneşte (örneğin işaret fişekleri) şunlara yol açabilir: manyetik fırtınalar, radyo iletişimini bozuyor ve hava durumuna duyarlı insanların refahını etkiliyor. Güneş rüzgarı güneş koronasından kaynaklandığı için, Dünya'nın yörüngesindeki özellikleri önemli çalışmalar için iyi bir göstergedir. pratik aktiviteler güneş-karasal bağlantıları olan kişi. Ancak bu farklı bir alan bilimsel araştırma Bu yazıda değinmeyeceğimiz bir konu.

Vladimir Baranov