Güneş rüzgarının ortaya çıkması için gerekli koşul nedir? güneşli rüzgar

Bir hava durumu spikerinin şu sözlerini duyduğunuzu hayal edin: “Yarın rüzgar çok sertleşecek. Bu bağlamda radyo, mobil iletişim ve internetin işleyişinde kesintiler mümkündür. ABD'nin uzay misyonu ertelendi. Kuzey Rusya'da yoğun kutup ışıkları bekleniyor...”


Şaşıracaksınız: Ne saçmalık, rüzgarın bununla ne ilgisi var? Ancak gerçek şu ki, tahminin başlangıcını kaçırdınız: “Dün gece Güneş'te bir parlama 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.

Yıldızımızın içinde bu devasa gaz topunu ısıtan termonükleer reaksiyonlar oluyor. 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 genleşme eğiliminde olduğu ve daha büyük bir hacim kapladığı bilinmektedir. 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 kalkanımız zor anlar yaşar. 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.


Onlar yüzünden uzay uyduları kontrolden çıkıyor. 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 ve boru hatlarında aniden bir elektrik akımı belirir. 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. Ve güneş rüzgarı bu gazları her zaman Güneş'in ters yönünde bir bulut şeklinde taşır. Böylece toprak rüzgarı bacadan çıkan dumanı çevirir ve ona şu ya da bu şekli verir.

Faaliyetlerin arttığı yıllar boyunca, Dünya'nın galaktik kozmik ışınlara maruz kalması keskin bir şekilde azalır. Güneş rüzgarı öyle bir güç kazanır ki onları gezegen sisteminin eteklerine doğru sürükler.

Manyetik alanı çok zayıf olan, hatta hiç olmayan gezegenler var (örneğin Mars'ta). Burada güneş rüzgarının çılgına dönmesini engelleyen hiçbir şey yok. Bilim adamları, yüz milyonlarca yıl boyunca Mars'ın atmosferini neredeyse "patlayanın" kendisi olduğuna inanıyor. Bu nedenle turuncu gezegen terini, 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.


Gezegenimizden periyodik olarak fırlatılan uzay araçları güneş rüzgarı tuzaklarıyla donatılmıştır. 2016 yılında güneş rüzgarı akışları videoya kaydedildi. Hava raporlarında eski dostumuz dünyanın rüzgarı kadar tanıdık bir "karakter" haline gelmeyeceğini kim bilebilir?

GÜNEŞLİ RÜZGAR- Güneş'ten yaklaşık olarak radyal olarak yayılan ve Güneş Sistemini güneş merkezliye kadar dolduran sürekli bir güneş kökenli akıntı. mesafeler R ~ 100 a. e.S.v. Gaz dinamiği sırasında oluşur. Güneş koronasının genişlemesi (bkz. 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 1950'lerde L. Biermann tarafından elde edildi. Kuyruklu yıldızların plazma kuyruklarına etki eden kuvvetlerin analizi üzerine. 1957 yılında korona maddesinin denge koşullarını analiz eden Yu. Parker (E. Parker), koronanın hidrostatik koşullarda olamayacağını gösterdi. denge, daha önce varsayıldığı gibi, ancak genişlemelidir ve mevcut sınır koşulları altında bu genişleme, koronal maddenin süpersonik hızlara kadar hızlanmasına yol açmalıdır (aşağıya bakınız). İlk kez Sovyet uzay aracında güneş kaynaklı bir plazma akışı kaydedildi. 1959'da uzay aracı "Luna-2". Varoluş yazısı. Amerika'da aylarca yapılan ölçümler sonucunda Güneş'ten plazma çıkışı kanıtlandı. uzay 1962'de Mariner 2 cihazı.

Evlenmek. 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. Bu alanlardan bazıları koronal delikler. Kuzey yüzyılın yavaş akışları. Görünüşe göre tepenin bölgeleriyle bağlantılılar, dolayısıyla içinde teğetsel bir manyetik bileşen var. alanlar.

Masa 1.- Dünya yörüngesindeki güneş rüzgarının ortalama özellikleri

Masa 2.- Güneş rüzgârının bağıl kimyasal bileşimi

Ana ek olarak Güneş enerjisinin bileşenleri protonlar ve elektronlardır; bileşiminde yüksek oranda iyonize parçacıklar da bulunur. oksijen, silikon, kükürt, demir iyonları (Şekil 1). Ay'da açığa çıkan folyolarda hapsolmuş gazlar analiz edilirken Ne ve Ar atomları bulundu. Evlenmek. göreceli kimya S. yüzyılın bileşimi. tabloda verilmektedir. 2. İyonizasyon. maddenin durumu S. v. rekombinasyon süresinin genişleme süresine göre kısa olduğu koronadaki seviyeye karşılık gelir İyonizasyon ölçümleri iyonların sıcaklığı S. v. Güneş koronasının elektron sıcaklığını belirlemeyi mümkün kılar.

N. yüzyılda. farklılıklar gözlenmektedir. dalga türleri: Langmuir, ıslık çalanlar, iyon sesi, manyetosonik, Alfven vb. (bkz. 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. plazmadaki alanlar S. v. sürekli bir ortam gibi davranır. Alfvén tipi dalgalar, güneş dalgalarının küçük bileşenlerinin hızlanmasında büyük rol oynar. ve proton dağılım fonksiyonunun oluşumunda. N. yüzyılda. Mıknatıslanmış plazmanın karakteristik özelliği olan temas ve dönme süreksizlikleri de gözlenir.

Pirinç. 1. Güneş rüzgarının kütle spektrumu. Yatay eksende parçacığın kütlesinin yüküne oranı, dikey eksende ise cihazın enerji penceresinde 10 saniyede kaydedilen parçacıkların sayısı yer alıyor. “+” işaretli sayılar iyonun yükünü gösterir.

N. akışı. eff sağlayan dalga türlerinin hızlarına göre süpersoniktir. enerjinin S. yüzyıla aktarımı. (Alfven, ses ve manyetosonik dalgalar). Alfven ve ses Mach sayısı C.V. Dünya'nın yörüngesinde 7. Kuzeydoğu etrafında 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. S.v. Şok dalgasının ön kısmı yavaşlar ve ısınır, bu da onun engelin etrafından akmasını sağlar. Aynı zamanda Kuzey yüzyılda. bir boşluk oluşur - manyetosfer (kendi başına 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 plazmadan gelen plazma ile doldurulan bir boşluk oluşur.

Korona plazma çıkışının durağan süreci, aşağıdakilerle ilişkili durağan olmayan süreçlerle üst üste gelir: Güneş ışınları. Güçlü alevlenmeler sırasında maddeler aşağıdan salınır. korona bölgelerini gezegenlerarası ortama aktarır. Bu durumda, güneş sisteminin plazmasında yayılan, yavaş yavaş yavaşlayan bir şok dalgası da oluşur (Şekil 2). Bir şok dalgasının Dünya'ya ulaşması manyetosferin sıkışmasına neden olur ve bundan sonra genellikle manyetizmanın gelişimi başlar. fırtınalar (bkz. Manyetik varyasyonlar).

Pirinç. 2. Gezegenler arası bir şok dalgasının yayılması ve bir güneş patlamasından fırlatılması. Oklar güneş rüzgarı plazmasının hareket yönünü gösterir, başlığı olmayan çizgiler manyetik alan çizgileridir.

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

Güneş koronasının genişlemesi, kütlenin korunumu, açısal momentum ve enerji denklemlerinden oluşan bir denklem sistemi ile tanımlanır. Çeşitli ihtiyaçları karşılayan çözümler Mesafeye bağlı olarak hızdaki değişimin doğası Şekil 2'de gösterilmektedir. 3. Çözüm 1 ve 2, tepenin tabanındaki düşük hızlara karşılık gelir. Bu iki çözüm arasındaki seçim sonsuzdaki koşullar tarafından belirlenir. Çözüm 1, koronanın düşük genleşme oranlarına karşılık gelir ve sonsuzda büyük basınç değerleri verir, yani statik modelle aynı zorluklarla karşılaşır. kronlar Çözüm 2, genişleme hızının ses değerlerinin hızıyla geçişine karşılık gelir ( v'ye) bazı kritik konularda. 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. Kritik Koronanın sıcaklığı belirli bir kritik değerin altındaysa bu nokta Güneş yüzeyinin üzerindedir. değerler m proton kütlesi, adyabatik üssü ve Güneş'in kütlesidir. İncirde. Şekil 4, güneş merkezliye göre genişleme oranındaki değişimi göstermektedir. mesafe izotermal sıcaklığa bağlıdır. izotropik korona. S. v.'nin sonraki modelleri. mesafeye, ortamın iki sıvılı yapısına (elektron ve proton gazları), termal iletkenliğe, viskoziteye, küresel olmayana bağlı olarak koronal sıcaklıktaki değişiklikleri dikkate alın. genişlemenin doğası.

Pirinç. 4. Farklı koronal sıcaklık değerlerinde izotermal korona modeli için güneş rüzgar hızı profilleri.

S.v. temel sağlar Kromosfere ısı transferinden bu yana koronadan termal enerji çıkışı, el-magn. Korona radyasyonu ve elektron termal iletkenliği koronanın termal dengesini sağlamakta yetersizdir. Elektronik termal iletkenlik, ortam sıcaklığının yavaş bir şekilde azalmasını sağlar. mesafe ile. S.v. Güneş'in taşıdığı enerji akışı ~10 -7 olduğundan, bir bütün olarak Güneş'in enerjisinde gözle görülür bir rol oynamaz. parlaklık Güneş.

S.v. koronal manyetik alanı kendisiyle birlikte gezegenlerarası ortama taşır. alan. Bu alanın plazmada donmuş alan çizgileri gezegenler arası bir manyetik alan oluşturur. alan (MMP). IMF yoğunluğu düşük ve enerji yoğunluğu yaklaşık olmasına rağmen. Kinetik yoğunluğun %1'i Güneş enerjisinin enerjisi, güneş enerjisinin termodinamiğinde büyük rol oynar. ve S. v.'nin etkileşim dinamiklerinde. güneş sisteminin gövdeleri ve kuzeydeki akışlarla. onların arasında. S. yüzyılın genişlemesinin birleşimi. Güneş'in dönmesiyle mag gerçeğine yol açar. kuzey yüzyıla doğru donmuş kuvvet çizgileri Arşimed spiraline yakın bir şekle sahiptir (Şek. 5). Radyal BR ve azimut manyetik bileşenleri. alanlar ekliptik düzleme yakın mesafeye göre farklı şekilde değişir:

Ang nerede? Güneş'in dönüş hızı, Ve- merkezi havanın hızının radyal bileşeni, indeks 0 başlangıç ​​seviyesine karşılık gelir. Dünyanın yörüngesine olan uzaklıkta, manyetik yönler arasındaki açı. alanlar ve R yaklaşık 45°. Büyük L manyetikte. alan neredeyse R'ye diktir.

Pirinç. 5. Gezegenlerarası manyetik alan çizgisinin şekli. - Güneş'in açısal dönüş hızı ve - plazma hızının radyal bileşeni, R - güneş merkezli mesafe.

S. v., Güneş'in farklı bölgeleri üzerinde ortaya çıkıyor. manyetik yönelim alanlar, farklı yönelimli permafrost ile akışlar oluşturur. Güneş sisteminin büyük ölçekli yapısının gözlenen ayrılması. farklı özelliklere sahip çift sayıda sektör için IMF'nin radyal bileşeninin yönü denir. gezegenlerarası sektör yapısı. S. v.'nin özellikleri (hız, sıcaklık-pa, parçacık konsantrasyonu, vb.) yine Çarşamba günü. Her bir sektörün kesitinde doğal olarak değişiklik olması, sektör içinde hızlı bir güneş enerjisi akışının varlığıyla ilişkilidir. Sektörlerin sınırları genellikle kuzeyin yavaş akışında yer almaktadır. Çoğu zaman Güneş'le birlikte dönen 2 veya 4 sektör gözlenir. S. çekildiğinde oluşan bu yapı. büyük ölçekli mag. 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 - IMF'nin radyal bileşenleri, aracın farklı taraflarında farklı işaretlere sahiptir. H. Alfven'in öngördüğü bu TS, güneş koronasının Güneş'teki aktif bölgelerle ilişkili kısımlarından geçerek bu bölgeleri çeşitli 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, kendisini IMF radyal bileşeninin farklı işaretlerine sahip sektörlerde bulduğu için kendisini TS'nin üstünde veya altında bulur.

Kuzeyde Güneş'e yakın. Hızlı ve yavaş akışların hızlarındaki farklılıktan kaynaklanan boylamsal ve enlemsel hız gradyanları vardır. Güneş'ten uzaklaştıkça kuzeydeki akarsular arasındaki sınır daha dik hale gelir. oluşumuna yol açan radyal hız gradyanları ortaya çıkar çarpışmayan şok dalgaları(Şekil 7). Önce sektörlerin sınırından ileriye doğru yayılan bir şok dalgası (ileri 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 rüzgarı plazma akışının yönünü, oklu çizgiler - manyetik alan çizgileri, kesikli çizgiler - sektör sınırlarını (çizim düzleminin mevcut katmanla kesişimi) gösterir..

Şok dalgasının hızı güneş enerjisinin hızından daha az olduğundan plazma ters şok dalgasını Güneş'ten uzağa doğru sürükler. 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. yıldızlararası ortamda heliosferi oluşturur (bkz. Gezegenlerarası çevre). Genişleyen S.v. içinde donmuş mıknatısla birlikte. alan galaktik parçacıkların Güneş Sistemine nüfuz etmesini engeller. uzay Düşük enerjili ışınlar kozmik değişikliklere yol açar. yüksek enerjili ışınlar S.V.'ye benzer bir olgu diğer bazı yıldızlarda da keşfedilmiştir (bkz. Yıldız rüzgarı).

Aydınlatılmış.: Parker E. N., Gezegenlerarası ortamda dinamik süreçler, çev. İngilizce'den, M., 1965; Brandt J., Solar Wind, çev. İngilizce'den, M., 1973; Hundhausen A., Corona Genişlemesi ve Güneş Rüzgarı, çev. İngilizceden, M., 1976. OL Weisberg.

Sadece uzay yelkenli gemileri için bir itici cihaz olarak değil, aynı zamanda bir enerji kaynağı olarak da kullanılabilir. Güneş rüzgarının bu kapasitede en ünlü kullanımı ilk olarak Freeman Dyson tarafından ileri sürülmüştü; kendisi oldukça gelişmiş bir uygarlığın, bir yıldızın etrafında onun yaydığı tüm enerjiyi toplayacak bir küre oluşturabileceğini öne sürmüştü. 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 bulunur.

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, uydunun tasarımının mevcut teknoloji düzeyinde oldukça basit ve oldukça uygulanabilir olması durumunda, 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, uzayın kendisi de enerjiye ihtiyaç duyuyor ve küçük Dyson-Harrop uyduları, güneş panelleri ve nükleer reaktörlerin yerini alarak enerjinin ana kaynağı haline gelebilir.

Hikaye

Güneş rüzgârının varlığını tahmin eden ilk kişi muhtemelen Norveçli araştırmacı Kristian Birkeland'ın "Fiziksel açıdan bakıldığında, güneş ışınlarının ne pozitif ne de negatif, her ikisi de olması muhtemeldir." Başka bir deyişle güneş rüzgarı negatif elektronlardan ve pozitif iyonlardan oluşur.

1930'larda bilim adamları, güneş tutulmaları sırasında açıkça görülebilen Güneş'ten çok uzak mesafelerde koronanın yeterince parlak kalması nedeniyle güneş koronasının sıcaklığının bir milyon dereceye ulaşması gerektiğini belirlediler. Daha sonraki spektroskopik gözlemler bu sonucu doğruladı. 50'li yılların ortalarında İngiliz matematikçi ve gökbilimci Sidney Chapman, bu sıcaklıklarda gazların özelliklerini belirledi. Gazın mükemmel bir ısı iletkeni haline geldiği ve onu Dünya'nın yörüngesinin ötesindeki uzaya dağıtması gerektiği ortaya çıktı. Aynı zamanda Alman bilim adamı Ludwig Biermann (Alman. Ludwig Franz Benedikt Biermann ) kuyruklu yıldızların kuyruklarının her zaman Güneş'ten uzağa baktığı gerçeğiyle ilgilenmeye başladı. Biermann, Güneş'in kuyruklu yıldızı çevreleyen gaza baskı uygulayan ve uzun bir kuyruk oluşturan sabit bir parçacık akışı yaydığını öne sürdü.

1955'te Sovyet astrofizikçiler S.K. Vsekhsvyatsky, G.M. Nikolsky, E.A. Ponomarev ve V.I. Cherednichenko, genişlemiş bir koronanın radyasyon yoluyla enerji kaybettiğini ve yalnızca güçlü iç enerji kaynaklarının özel bir dağılımı ile olabileceğini gösterdi. Diğer tüm durumlarda madde ve enerji akışı olmalıdır. Bu süreç, önemli bir fenomen olan “dinamik korona”nın fiziksel temelini oluşturur. Madde akışının büyüklüğü aşağıdaki hususlara göre tahmin edilmiştir: Eğer korona hidrostatik dengede olsaydı, o zaman hidrojen ve demir için homojen atmosferin yükseklikleri 56/1 oranında olurdu, yani demir iyonları uzak koronada gözlendi. Ama bu doğru değil. Demir korona boyunca parlıyor; FeXIV, FeX'ten daha yüksek katmanlarda gözleniyor, ancak burada kinetik sıcaklık daha düşük. İyonları "askıda" durumda tutan kuvvet, çarpışmalar sırasında protonların demir iyonlarına artan akışıyla iletilen dürtü olabilir. Bu kuvvetlerin denge durumundan proton akışını bulmak kolaydır. Daha sonra doğrudan ölçümlerle doğrulanan hidrodinamik teorinin takip ettiği ile aynı olduğu ortaya çıktı. 1955 için bu önemli bir başarıydı ama o zamanlar kimse "dinamik taca" inanmıyordu.

Üç yıl sonra Eugene Parker Eugene N. Parker), Chapman'ın modelinde Güneş'ten gelen sıcak akışın ve Biermann'ın hipotezinde kuyruklu yıldız kuyruklarını savuran parçacık akışının aynı olgunun iki tezahürü olduğu sonucuna vardı. "Güneş rüzgarı". Parker, güneş koronasının Güneş tarafından güçlü bir şekilde çekilmesine rağmen ısıyı o kadar iyi ilettiğini ve uzun mesafelerde sıcak kaldığını gösterdi. Güneş'ten uzaklaştıkça çekiciliği zayıfladığından, üst koronadan gezegenler arası uzaya süpersonik bir madde akışı başlar. Üstelik Parker, zayıflama yerçekiminin etkisinin hidrodinamik akış üzerinde Laval nozülüyle aynı etkiye sahip olduğunu belirten ilk kişi oldu: akışın ses altı fazından ses üstü faza geçişini sağlıyor.

Parker'ın teorisi ağır bir şekilde eleştirildi. 1958'de Astrophysical Journal'a gönderilen bir makale iki hakem tarafından reddedildi ve yalnızca editör Subramanian Chandrasekhar sayesinde derginin sayfalarına yansıdı.

Ancak rüzgarın yüksek hızlara ivmelenmesi henüz anlaşılamadı ve Parker'ın teorisiyle açıklanamadı. Manyetik hidrodinamik denklemleri kullanan koronadaki güneş rüzgarının ilk sayısal modelleri Pneumann ve Knopp tarafından oluşturuldu. Pneuman ve Knopp) içinde

1990'ların sonunda Ultraviyole Koronal Spektrometre kullanılarak. Ultraviyole Koronal Spektrometre (UVCS) ) SOHO uydusunda, güneş kutuplarında hızlı güneş rüzgarlarının oluştuğu alanların gözlemleri gerçekleştirildi. Tamamen termodinamik genişlemeye dayanarak rüzgar ivmesinin beklenenden çok daha büyük olduğu ortaya çıktı. Parker'ın modeli, fotosferden 4 güneş yarıçapı yükseklikte rüzgar hızlarının süpersonik hale geleceğini öngördü ve gözlemler, bu geçişin önemli ölçüde daha düşük, yaklaşık 1 güneş yarıçapında meydana geldiğini gösterdi ve güneş rüzgarını hızlandırmak için ek bir mekanizma olduğunu doğruladı.

Özellikler

Güneş rüzgarı nedeniyle Güneş her saniye yaklaşık bir milyon ton madde kaybeder. Güneş rüzgarı öncelikle elektronlardan, protonlardan ve helyum çekirdeklerinden (alfa parçacıkları) oluşur; diğer elementlerin çekirdekleri ve iyonize olmayan parçacıklar (elektriksel olarak nötr) çok küçük miktarlarda bulunur.

Güneş rüzgarı her ne kadar Güneş'in dış katmanından gelse de bu katmandaki elementlerin gerçek bileşimini yansıtmamaktadır, çünkü farklılaşma süreçleri sonucunda bazı elementlerin içeriği artarken bazılarının içeriği azalmaktadır (FIP etkisi).

Güneş rüzgarının yoğunluğu güneş aktivitesindeki ve kaynaklarındaki değişikliklere bağlıdır. Dünya'nın yörüngesinde (Güneş'ten yaklaşık 150.000.000 km uzakta) yapılan uzun vadeli gözlemler, güneş rüzgarının yapılandırılmış olduğunu ve genellikle sakin ve rahatsız edici (ara sıra ve tekrarlayan) olarak ikiye ayrıldığını göstermiştir. Hızlarına bağlı olarak sakin güneş rüzgarı akımları iki sınıfa ayrılır: yavaş(Dünya yörüngesinde yaklaşık 300-500 km/s) ve hızlı(Dünyanın yörüngesinde 500-800 km/s). Bazen sabit rüzgar, gezegenler arası manyetik alanın farklı kutuplarındaki bölgeleri ayıran ve özellikleri bakımından yavaş rüzgara yakın olan heliosferik akım katmanının bölgesini içerir.

Yavaş güneş rüzgarı

Yavaş güneş rüzgarı, gaz dinamiği genişlemesi sırasında güneş koronasının "sessiz" kısmı (koronal akıntılar bölgesi) tarafından üretilir: yaklaşık 2 10 6 K korona sıcaklığında, korona hidrostatik denge koşullarında olamaz ve bu genişleme, mevcut sınır koşulları altında, koronal maddelerin süpersonik hızlara kadar hızlanmasına yol açmalıdır. Güneş koronasının bu sıcaklıklara kadar ısıtılması, güneş fotosferindeki ısı transferinin konvektif doğasından dolayı meydana gelir: plazmada konvektif türbülansın gelişimine yoğun manyetosonik dalgaların oluşması eşlik eder; ses dalgaları ise güneş atmosferinin yoğunluğunun azalması yönünde yayıldığında şok dalgalarına dönüşür; Şok dalgaları korona maddesi tarafından etkili bir şekilde emilir ve onu (1-3) 10 6 K sıcaklığa kadar ısıtır.

Hızlı güneş rüzgarı

Tekrarlayan hızlı güneş rüzgarı akımları Güneş tarafından birkaç ay boyunca yayılır ve Dünya'dan gözlemlendiğinde 27 günlük bir dönüş periyoduna (Güneş'in dönüş periyodu) sahiptir. Bu akışlar koronal deliklerle ilişkilidir - koronanın nispeten düşük sıcaklığa sahip bölgeleri (yaklaşık 0,8 10 6 K), azaltılmış plazma yoğunluğu (koronanın sessiz bölgelerinin yoğunluğunun yalnızca dörtte biri) ve manyetik alan radyal olarak Güneş.

Bozulmuş akışlar

Bozulmuş akışlar, koronal kütle püskürmelerinin (CME'ler) gezegenler arası belirtilerinin yanı sıra hızlı CME'lerin (İngiliz literatüründe Kılıf olarak adlandırılır) önündeki ve koronal deliklerden gelen hızlı akışların (İngiliz literatüründe Corotating etkileşim bölgesi - CIR olarak adlandırılır) önündeki sıkıştırma bölgelerini içerir. . Sheath ve CIR gözlemlerinin yaklaşık yarısının önünde gezegenler arası bir şok dalgası olabilir. Gezegenler arası manyetik alanın ekliptik düzlemden sapabileceği ve birçok uzay havası etkisine (manyetik fırtınalar dahil jeomanyetik aktivite) yol açan bir güney alan bileşenini içerebileceği, rahatsız edici güneş rüzgarı türlerindedir. Daha önce düzensiz akışların güneş patlamalarından kaynaklandığı düşünülüyordu, ancak güneş rüzgârındaki düzensiz akışların artık koronal püskürmelerden kaynaklandığı düşünülüyor. Aynı zamanda hem güneş patlamalarının hem de koronal püskürmelerin Güneş üzerindeki aynı enerji kaynaklarıyla ilişkili olduğunu ve aralarında istatistiksel bir bağımlılık olduğunu da belirtmek gerekir.

Çeşitli büyük ölçekli güneş rüzgarı türlerinin gözlem zamanına göre, hızlı ve yavaş akışlar yaklaşık %53, heliosferik akım katmanı %6, CIR - %10, CME - %22, Kılıf - %9 ve aralarındaki oran. farklı türlerin gözlem süresi güneş döngüsü aktivitesinde büyük ölçüde farklılık gösterir. .

Güneş rüzgarının ürettiği olaylar

Güneş Sisteminin manyetik alana sahip gezegenlerinde, güneş rüzgarı manyetosfer, aurora ve gezegensel radyasyon kuşakları gibi fenomenler üretir.

Kültürde

"Solar Wind", ünlü bilim kurgu yazarı Arthur C. Clarke'ın 1963'te yazdığı kısa öyküsüdür.

Notlar

1. Kristian Birkeland, “Dünyanın Atmosferine nüfuz eden Güneş Parçacık Işınları Negatif mi, Pozitif Işınlar mı?” içinde Videnskapsselskapets Skrifter, I Mat - Naturv. Sınıf No.1, Christiania, 1916.
2. Felsefe Dergisi, Seri 6, Cilt. 38, Hayır. 228, Aralık 1919, 674 (Güneş Rüzgarında)
3. Ludwig Biermann (1951). "Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung". Zeitschrift für Astrofizik 29 : 274.
4. Vsekhsvyatsky S.K., Nikolsky G.M., Ponomarev E.A., Cherednichenko V.I. (1955). "Güneşten gelen parçacık radyasyonu sorunu üzerine." Astronomi dergisi 32 : 165.
5. Christopher T.Russell . Jeofizik ve Gezegen Fiziği Enstitüsü Kaliforniya Üniversitesi, Los Angeles. 22 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 7 Şubat 2007.
6. Hamamböceği, John. Güneş Rüzgarının Keşfiyle Tanınmış Astrofizikçi, National Geographic Haberleri(27 Ağustos 2003). Erişim tarihi: 13 Haziran 2006.
7. Eugene Parker (1958). "Gezegenlerarası Gaz ve Manyetik Alanların Dinamiği". Astrofizik Dergisi 128 : 664.
8. Luna 1. NASA Ulusal Uzay Bilimi Veri Merkezi. 22 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 4 Ağustos 2007.
9. (Rusça) Moskova Devlet Üniversitesi Nükleer Fizik Bilimsel Araştırma Enstitüsü'ndeki Uzay Çağının 40. Yıldönümü, Luna-1'in çeşitli yüksekliklerde parçacık tespitini gösteren grafiği içerir.
10. M. Neugebauer ve C.W. Snyder (1962). "Güneş Plazma Deneyi". Bilim 138 : 1095–1097.
11. G.W. Pneuman ve R.A. Kopp (1971). "Güneş koronasındaki gaz-manyetik alan etkileşimleri". Güneş Fiziği 18 : 258.
12. Ermolaev Yu.I., Nikolaeva N.S., Lodkina I.G., Ermolaev M.Yu. Büyük ölçekli güneş rüzgarı türlerinin göreceli oluşum sıklığı ve coğrafi etkinliği // Uzay araştırması. - 2010. - T. 48. - No. 1. - S. 3–32.
13. Kozmik Işınlar Uzay Çağının Zirvesine Ulaştı. NASA (28 Eylül 2009). 22 Ağustos 2011 tarihinde kaynağından arşivlendi. Erişim tarihi: 30 Eylül 2009.(İngilizce)

Edebiyat

• Parker E. N. Gezegenlerarası ortamda dinamik süreçler / Çev. İngilizceden M.: Mir, 1965
• Pudovkin M. I. Güneş rüzgarı // Soros eğitim dergisi, 1996, Sayı: 12, s. 87-94.
• Hundhausen A. Korona genişlemesi ve güneş rüzgarı / Per. İngilizceden M.: Mir, 1976
• Fiziksel Ansiklopedi, cilt.4 - M.: Büyük Rus Ansiklopedisi s.586, s.587 ve s.588
• Uzay fiziği. Küçük Ansiklopedi, M .: Sovyet Ansiklopedisi, 1986
• Heliosfer (Ed. I.S. Veselovsky, Yu.I. Ermolaev) Plazma Heliojeofiziği / Ed monografisinde. L. M. Zeleny, I. S. Veselovsky. 2 ciltte M.: Fiz-matlit, 2008. T. 1. 672 s.; T.2.560 s.

Ayrıca bakınız

Bağlantılar

Güneş
Yapı	Çekirdek · Radyatif transfer bölgesi · Konvektif bölge
Atmosfer	Fotosfer · Kromosfer · Güneş korona
Uzatılmış yapı	Heliosfer (Heliosferik akım katmanı · Şok dalgası sınırı) · Heliosferik manto · Heliopoz · Kafa şok dalgası
Güneş ile ilgili fenomen