ВПР
Причиной появления солнечного ветра является. Что из себя представляет Солнечный ветер? Крах представления о статической солнечной короне

Причиной появления солнечного ветра является. Что из себя представляет Солнечный ветер? Крах представления о статической солнечной короне

Солнечный ветер

- непрерывный поток плазмы солнечного происхождения, распространяющийся приблизительно радиально от Солнца и заполняющий собой Солнечную систему до гелиоцентрич. расстояний ~100 а.е. С.в. образуется при газодинамич. расширении в межпланетное пространство. При высоких темп-рах, к-рые существуют в солнечной короне ( К), давление вышележащих слоев не может уравновесить газовое давление вещества короны, и корона расширяется.

Первые свидетельства существования постоянного потока плазмы от Солнца получены Л. Бирманом (ФРГ) в 1950-х гг. по анализу сил, действующих на плазменные хвосты комет. В 1957 г. Ю. Паркер (США), анализируя условия равновесия вещества короны, показал, что корона не может находится в условиях гидростатич. равновесия, как это раньше предполагалось, а должна расширятся, и это расширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгону коронального вещества до сверхзвуковых скоростей.

Средние характеристики С.в. приведены в табл. 1. Впервые поток плазмы солнечного происхождения был зарегистрирован на второй советской космич. ракете "Луна-2" в 1959 г. Существование постоянного истечения плазмы из Солнца было доказано в реузльтате многомесячных измерений на амер. АМС "Маринер-2" в 1962 г.

Таблица 1. Средние характеристики солнечного ветра на орбите Земли

Скорость	400 км/с
Плотность протонов	6 см -3
Температура протонов	К
Температура электронов	К
Напряженность магнитного поля	Э
Плотность потока протонов	см -2 с -1
Плотность потока кинетической энергии	0,3 эргсм -2 с -1

Потоки С.в. можно разделить на два класса: медленные - со скоростью км/с и быстрые - со скоростью 600-700 км/с. Быстрые потоки исходят из тех областей короны, где магнитное поле близко к радиальному. Часть этих областей явл. . Медленные потоки С.в. связаны, по-видимому, с областями короны, где имеется значит. тангенсальный компонент магн. поля.

Помимо основных составляющих С.в. - протонов и электронов, в его составе также обнаружена -частицы, высокоионизованные ионы кислорода, кремния, серы, железа (рис. 1). При анализе газов, захваченных в экспонированных на Луне фольгах, найдены атомы Ne и Ar. Средний хим. состав С.в. приведен в табл. 2.

Таблица 2. Относительный химический состав солнечного ветра

Элемент	Относительное содержание
H	0,96
3 He
4 He	0,04
O
Ne
Si
Ar
Fe

Ионизац. состояние вещества С.в. соответствует тому уровню в короне, где время рекомбинации становится малым по сравнению со временем расширения, т.е. на расстоянии . Измерения ионизац. темп-ры ионов С.в. позволяют определять электронную темп-ру солнечной короны.

С.в. уносит с собой в межпланетную среду корональное магн. поле. Вмороженные в плазму силовые линии этого поля образуют межпланетное магн. поле (ММП). Хотя напряженность ММП невелика и плотность его энергии составляет ок. 1% от кинетич. энергии С.в., оно играет большую роль в термодинамике С.в. и в динамике взаимодействий С.в. с телами Солнечной системы и потоков С.в. между собой. Комбинация расширения С.в. с вращением Солнца приводит к тому, что магн. силовые лионии, вмороженные в С.в., имеют форму, близкую к спиралям Архимеда (рис. 2). Радиальный и азимутальный компонент магн. поля вблизи плоскости эклиптики изменяются с расстоянием:
,
где R - гелиоцентрич. расстояние, - угловая скорость вращения Солнца, u R - радиальный компонент скорости С.в., индекс "0" соответствует исходному уровню. На расстоянии орбиты Земли угол между направлениями магн. поля и направлением на Солнце , на больших гелиоцентрич. расстояниях ММП почти перпендикулярно направлению на Солнце.

С.в., возникающий над областями Солнца с различной ориентацией магн. поля, образует потоки в различно ориентированными ММП - т.н. межпланетного магнитного поля.

В С.в. наблюдаются различные типы волн: ленгмюровские, вистлеры, ионнозвуковые, магнитозвуковые, и др. (см. ). Часть волн генерируется на Солнце, часть возбуждается в межпланетной среде. Генерация волн сглаживает отклонения функции распределения частиц от максвелловской и приводит к тому, что С.в. ведет себя как сплошная среда. Волны альвеновского типа играют большую роль в ускорении малых составляющих С.в. и в формировании функции распределения протонов. В С.в. наблюдаются также контактные и вращательные разрывы, харатерные для замагниченной плазмы.

Поток С.в. явл. сверхзвуковым по отношению к скорости тех типов волн, к-рые обеспечивают эффективную передачу энергии в С.в. (альвеновские, звуковые и магнитозвуковые волны), альвеновские и звуковые числа Маха С.в. на орбите Земли . При обтрекании С.в. препятствий, способных эффективно отклонять С.в. (магн. поля Меркурия, Земли, Юпитера, Стаурна или проводящие ионосферы Венеры и, по-видимому, Марса), образуется головная отошедшая ударная волна. С.в. тормозится и разогревается на фронте ударной волны, что позволяет ему обтекать препятствие. При этом в С.в. формируется полость - магнитосфера (собственная или индуцированная), форма и размер к-рой определяется балансом давлентия магн. поля планеты и давления обтекающего потока плазмы (см. ). Слой разогретой плазмы между ударной волной и обтекаемым препятствием наз. переходной областью. Темп-ры ионов на фронте ударной волны могут увеличиваться в 10-20 раз, электронов - в 1,5-2 раза. Ударная волна явл. , термализация потока к-ой обеспечивается коллективными плазменными процессами. Толщина фронта ударной волны ~100 км и определяется скоростью нарастания (магнитозвуковой и/или нижнегибридной) при взаимодействии набегающего потока и части потока ионов, отраженного от фронта. В случае взаимодействия С.в. с непроводящим телом (Луна) ударная волна не возникает: поток плазмы поглощается поверхностью, а за телом образуется постепенно заполняемая плазмой С.в. полость.

На стационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарные процессы, связанные со . При сильных солнечных вспышках происходит выброс вещества из нижних областей короны в межпланетную среду. При этом также образуется ударная волна (рис. 3), к-рая постепенно замедляется при движении через плазму С.в. Приход ударной волны к Земле проводит к сжатию магнитосферы, после к-рого обычно начинается развитие магн. бури.

Ур-ние, описывающее расширение солнечной короны, можно получить из системы ур-ний сохранения массы и момента количества движения. Решения этого ур-ния, описывающие различный характер изменения скорости с расстоянием, показаны на рис. 4. Решения 1 и 2 соответствуют малым скоростям в основании короны. Выбор между этими двумя решениями определяется условиями на бесконечности. Решение 1 соответствует малым скоростям расширения короны ("солнечный бриз", по Дж. Чемберлену, США) и дает большие значения давления на бесконечности, т.е. встречается с теми же трудностями, что и модель статич. короны. Решение 2 соответствует переходу скорости расширения через значение скорости звука (v K ) на нек-ром критич. расстоянии R K и последующему расширению со сверхзвуковой скоростью. Это решение дает исчезающе малое значение давления на бесконечности, что позволяет согласовать его с малым давлением межзвездной среды. Течение этого типа Паркер назвал солнечным ветром. Критич. точка находится над поверхностью Солнца, если темп-ра короны меньше нек-рого критич. значения , где m - масса протона, - показатель адиабаты. На рис. 5 показано изменение скорости расширения с гелиоцентрич. расстоянием в зависимости от темп-ры изотермич. изотропной короны. Последующие модели С.в. учитывают вариации корональной темп-ры с расстоянием, двухжидкостный хапрактер среды (электронный и протонный газы), теплопроводность, вязкость, несферический характер расширения. Подход к веществу С.в. как к сплошной среде оправдывается наличием ММП и коллективным характером взаимодействия плазмы С.в., обусловленным различного типа неустойчивостями. С.в. обеспечивает осн. отток тепловой энергии короны, т.к. теплопередача в хромосферу, электромагнит. излучение сильно ионизованного вещества короны и электронная теплопроводность С.в. недостаточны для установления термич. баланса короны. Электронная теплопроводность обеспечивает медленное убывание темп-ры С.в. с расстоянием. С.в. не играет сколько-нибудь заметной роли в энергетике Солнца в целом, т.к. поток энергии, уносимый им составляет ~ 10 -8

Рисунок 1. Гелисфера

Рисунок 2. Солнечная вспышка.

Солнечный ветер - непрерывный поток плазмы солнечного происхождения, распространяющийся приблизительно радиально от Солнца и заполняющий собой Солнечную систему до гелиоцентрический расстояний порядка 100 а.е. С.в.образуется при газодинамическом расширении солнечной короны в межпланетное пространство.

Средние характеристики Солнечного ветра на орбите Земли: скорость 400 км/с, плотность протонов - 6 на 1, температура протонов 50 000 К, температура электронов 150000 К, напряжённость магнитного поля 5·эрстед. Потоки Солнечного ветра можно разделить на два класса: медленные - со скоростью около 300 км/с и быстрые - со скоростью 600-700 км/с. Солнечный ветер возникающий над областями Солнца с различной ориентацией магнитного поля, образует потоки с различно ориентированным межпланетным магнитным полем - так называемую секторную структуру межпланетного магнитного поля.

Межпланетная секторная структура - это разделение наблюдаемой крупномасштабной структуры Солнечного ветра на чётное число секторов с различным направлением радиального компонента межпланетного магнитного поля.

Характеристики Солнечного ветра (скорость, температура, концентрация частиц и др.) также в среднем закономерно изменяются в сечении каждого сектора, что связано с существованием внутри сектора быстрого потока Солнечного ветра. Границы секторов обычно располагаются внутри медленного потока Солнечного ветра Чаще всего наблюдаются два или четыре сектора, вращающихся вместе с Солнцем. Эта структура, образующаяся при вытягивании Солнечного ветра крупномасштабного магнитного поля короны, может наблюдаться в течение нескольких оборотов Солнца. Секторная структура является следствием существования токового слоя в межпланетной среде, который вращается вместе с Солнцем. Токовый слой создаёт скачок магнитного поля: выше слоя радиальный компонент межпланетного магнитного поля имеет один знак, ниже - другой. Токовый слой располагается приблизительно в плоскости солнечного экватора и имеет складчатую структуру. Вращение Солнца приводит к закручиванию складок токового слоя в спирали (так называемый "эффект балерины"). Находясь вблизи плоскости эклиптики наблюдатель оказывается то выше, то ниже токового слоя, благодаря чему попадает в секторы с различными знаками радиального компонента межпланетного магнитного поля.

При обтекании Солнечным ветром препятствия, способных эффективно отклонять Солнечный ветер (магнитные поля Меркурия, Земли, Юпитера, Сатурна или проводящие ионосферы Венеры и, по-видимому, Марса), образуется головная отошедшая ударная волна. Солнечный ветер тормозится и разогревается на фронте ударной волны, что позволяет ему обтекать препятствие. При этом в Солнечном ветре формируется полость - магнитосфера, форма и размер которой определяются балансом давления магнитного поля планеты и давления обтекающего потока плазмы. Толщина фронта ударной волны - порядка 100 км. В случае взаимодействия Солнечного ветра с непроводящим телом (Луна) ударная волна не возникает: поток плазмы поглощается поверхностью, а за телом образуется постепенно заполняемая плазмой Солнечного ветра полость.

На стационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарные процессы, связанные со вспышками на Солнце. При сильных солнечных вспышках происходит выброс вещества из нижних областей короны в межпланетную среду. При этом также образуется ударная волна, которая постепенно замедляется при движении через плазму Солнечного ветра.

Приход ударной волны к Земли приводит к сжатию магнитосферы, после которого обычно начинается развитие магнитной бури.

Солнечный ветер простирается до расстояния около 100 а.е., где давление межзвёздной среды уравновешивает динамическое давление Солнечного ветра. Полость, заметаемая Солнечным ветром в межзвёздной среде, образует гелиосферу. Солнечный ветер вместе с вмороженным в него магнитным полем препятствует проникновению в Солнечную систему галактических космических лучей малых энергий и приводит к вариациям космических лучей больших энергий.

Явление, аналогичное Солнечному ветру, обнаружено и у некоторых типов других звёзд (звёздный ветер).

Поток энергии Солнца, питаемый термоядерной реакцией в его центре, к счастью, исключительно стабилен, не в пример большинству других звезд. Большая его часть в конце концов испускается тонким поверхностным слоем Солнца - фотосферой - в виде электромагнитных волн видимого и инфракрасного диапазона. Солнечная постоянная (величина потока солнечной энергии на орбите Земли) равна 1370 Вт/. Можно представить, что на каждый квадратный метр поверхности Земли приходится мощность одного электрического чайника. Над фотосферой расположена корона Солнца - зона, видимая с Земли только во время солнечных затмений и заполненная разреженной и горячей плазмой с температурой в миллионы градусов.

Это самая нестабильная оболочка Солнца, в которой зарождаются основные проявления солнечной активности, влияющие на Землю. Косматый вид короны Солнца демонстрирует структуру его магнитного поля - светящиеся сгустки плазмы вытянуты вдоль силовых линий. Горячая плазма, истекающая из короны, формирует солнечный ветер - поток ионов (состоящий на 96% из ядер водорода - протонов и на 4% из ядер гелия - альфа- частиц) и электронов, разгоняющийся в межпланетное пространство со скоростью 400-800 км/с.

Солнечный ветер растягивает и уносит с собой солнечное магнитное поле.

Это происходит потому, что энергия направленного движения плазмы во внешней короне больше, чем энергия магнитного поля, и принцип вмороженности увлекает поле за плазмой. Комбинация такого радиального истечения с вращением Солнца (а магнитное поле "прикреплено" и к его поверхности) приводит к образованию спиральной структуры межпланетного магнитного поля - так называемой спирали Паркера.

Солнечный ветер и магнитное поле заполняют всю Солнечную систему, и, таким образом, Земля и все другие планеты фактически находятся в короне Солнца, испытывая воздействие не только электромагнитного излучения, но еще и солнечного ветра и солнечного магнитного поля.

В период минимума активности конфигурация солнечного магнитного поля близка к дипольной и похожа на форму магнитного поля Земли. При приближении к максимуму активности структура магнитного поля по не вполне понятным причинам усложняется. Одна из наиболее красивых гипотез гласит, что при вращении Солнца магнитное поле как бы навивается на него, постепенно погружаясь под фотосферу. Со временем, в течение как раз солнечного цикла, магнитный поток, накопленный под поверхностью, становится таким большим, что жгуты силовых линий начинают выталкиваться наружу.

Места выхода силовых линий образуют пятна на фотосфере и магнитные петли в короне, видимые как области повышенного свечения плазмы на рентгеновских изображениях Солнца. Величина поля внутри солнечных пятен достигает 0,01 тесла, в сто раз больше, чем поле спокойного Солнца.

Интуитивно энергию магнитного поля можно связать с длиной и количеством силовых линий: их тем больше, чем выше энергия. При подходе к солнечному максимуму накопленная в поле огромная энергия начинает периодически взрывным образом высвобождаться, расходуясь на ускорение и разогрев частиц солнечной короны.

Резкие интенсивные всплески коротковолнового электромагнитного излучения Солнца, сопровождающие этот процесс, носят название солнечных вспышек. На поверхности Земли вспышки регистрируются в видимом диапазоне как небольшие увеличения яркости отдельных участков солнечной поверхности.

Однако уже первые измерения, выполненные на борту космических аппаратов, показали, что наиболее заметным эффектом вспышек оказывается значительное (до сотен раз) увеличение потока солнечного рентгеновского излучения и энергичных заряженных частиц - солнечных космических лучей.

Во время некоторых вспышек происходят также выбросы значительного количества плазмы и магнитного поля в солнечный ветер - так называемых магнитных облаков, которые начинают быстро расширяться в межпланетное пространство, сохраняя форму магнитной петли с концами, опирающимися на Солнце.

Плотность плазмы и величина магнитного поля внутри облака в десятки раз превосходят типичные для спокойного времени значения этих параметров в солнечном ветре.

Несмотря на то, что во время крупной вспышки может выделиться до 1025 джоулей энергии, общее увеличение потока энергии в солнечный максимум невелико и составляет всего 0,1-0,2%.

Существует постоянный поток частиц, выбрасываемых из верхних слоев атмосферы Солнца. Мы видим свидетельство солнечного ветра вокруг нас. Мощные геомагнитные бури могут повреждать спутники и электрические системы на Земле, и вызывать красивые полярные сияния. Возможно, лучшее его доказательство, это длинные хвосты комет, когда они проходят вблизи Солнца.

Частицы пыли кометы отклоняются ветром и уносятся от Солнца, вот почему хвосты комет всегда направлены от нашего светила.

Солнечный ветер: происхождение, характеристики

Он исходит из верхних слоев атмосферы Солнца, называемой короной. В этом регионе температура более 1 миллиона Кельвинов, и частицы имеют заряд энергии более чем 1 кэВ. Есть фактически два вида солнечного ветра: медленный и быстрый. Это различие можно увидеть в кометах. Если вы посмотрите на изображение кометы внимательно, то увидите, что они часто имеют два хвоста. Один из них прямой, а другой более изогнутый.

Скорость Солнечного ветра онлайн вблизи Земли, данные за последние 3 дня

Быстрый Солнечный ветер

Он движется со скоростью 750 км/с, и астрономы полагают, что он происходят из корональных дыр — регионов, где силовые линии магнитного поля пробиваются к поверхности Солнца.

Медленный солнечный ветер

Он имеет скорость порядка 400 км/с, и приходит из экваториального пояса нашей звезды. Излучение доходит до Земли, в зависимости от скорости, от нескольких часов, до 2-3 дней.

Медленный солнечный ветер шире и плотнее, чем быстрый, который создает большой, яркий хвост кометы.

Если бы не магнитное поле Земли, то он уничтожил бы жизнь на нашей планете. Однако, магнитное поле вокруг планеты, защищает нас от радиации. Форма и размер магнитного поля определяется силой и скоростью ветра.

Может достигать значений до 1,1 миллиона градусов по Цельсию. Поэтому, имея такую температуру, частицы двигаются очень быстро. Гравитация Солнца не может удержать их — и они покидают звезду.

Активность Солнца меняется в течение 11-летнего цикла. При этом количество солнечных пятен, уровни радиации и масса выброшенного в космос материала меняются. И эти изменения влияют на свойства солнечного ветра — его магнитное поле, скорость, температуру и плотность. Поэтому солнечный ветер может иметь разные характеристики. Они зависят от того, где конкретно находился его источник на Солнце. И еще они зависят от того, насколько быстро вращалась эта область.

Скорость солнечного ветра выше скорости движения вещества корональных отверстий. И достигает 800 километров в секунду. Эти отверстия возникают на полюсах Солнца и в его низких широтах. Они приобретают наибольшие размеры в те периоды, когда активность на Солнце минимальна. Температуры вещества, переносимого солнечным ветром, могут достигать 800 000 C.

В поясе коронального стримера, расположенного вокруг экватора, солнечный ветер движется медленнее — около 300 км. в секунду. Установлено, что температура вещества, перемещающегося в медленном солнечном ветре достигает 1,6 млн. C.

Солнце и его атмосфера состоят из плазмы и смеси положительно и отрицательно заряженных частиц. Они имеют чрезвычайно высокие температуры. Поэтому материя постоянно покидает Солнце, уносимая солнечным ветром.

Воздействие на Землю

Когда солнечный ветер покидает Солнце, он несет заряженные частицы и магнитные поля. Излучаемые во всех направлениях частицы солнечного ветра постоянно воздействует на нашу планету. Этот процесс вызывает интересные эффекты.

Если материал, переносимый солнечным ветром, достигнет поверхности планеты, он нанесет серьезный ущерб любой форме жизни, которая существует на . Поэтому магнитное поле Земли служит щитом, перенаправляя траектории солнечных частиц вокруг планеты. Заряженные частицы как бы «стекают» за ее пределами. Воздействие солнечного ветра изменяет магнитное поле Земли таким образом, что оно деформируется и растягивается на ночной стороне нашей планеты.

Иногда Солнце выбрасывает большие объемы плазмы, известные как выбросы корональной массы (CME), или солнечные бури. Чаще всего это происходит в период активного периода солнечного цикла, известного как солнечный максимум. CME имеют более сильный эффект, чем стандартный солнечный ветер.

Некоторые тела Солнечной системы, как и Земля, экранированы магнитным полем. Но многие из них такой защиты не имеют. Спутник нашей Земли — не имеет никакой защиты для своей поверхности. Поэтому испытывает максимальное воздействие солнечного ветра. У Меркурия, ближайшей к Солнцу планеты, есть магнитное поле. Оно защищает планету от обычного стандартного ветра, однако оно не способно противостоять более мощным вспышкам, таким как CME.

Когда высоко — и низкоскоростные потоки солнечного ветра взаимодействуют друг с другом, они создают плотные области, известные как области с вращающимся взаимодействием (CIR). Именно эти области вызывают геомагнитные бури при столкновении с земной атмосферой.

Солнечный ветер и заряженные частицы, которые он несет, могут влиять на спутники Земли и Глобальные системы позиционирования (GPS). Мощные всплески могут повредить спутники или вызвать ошибки определений координат при использовании сигналов GPS в десятки метров.

Солнечный ветер достигает всех планет в . Миссия NASA New Horizons обнаружила его, когда путешествовала между и .

Изучение солнечного ветра

Ученым известно о существовании солнечного ветра с 1950-х годов. Но несмотря на его серьезное воздействие на Землю и космонавтов, ученые все еще не знают многих его характеристик. Несколько космических миссий, совершенных в последние десятилетия, пытались объяснить эту тайну.

Запущенная в космос 6 октября 1990 года миссия NASA Ulysses изучала Солнце на разных его широтах. Она измеряла различные свойства солнечного ветра в течение более чем десяти лет.

Миссия Advanced Composition Explorer () имела орбиту, связанную с одной из особых точек, находящихся между Землей и Солнцем. Она известна как точка Лагранжа. В этой области гравитационные силы от Солнца и Земли имеют одинаковое значение. И это позволяет спутнику иметь стабильную орбиту. Начатый в 1997 году эксперимент ACE изучает солнечный ветер и обеспечивает измерения постоянного потока частиц в реальном масштабе времени.

Космические аппараты NASA STEREO-A и STEREO-B изучают края Солнца с разных сторон, чтобы увидеть, как рождается солнечный ветер. По данным NASA , STEREO представила «уникальный и революционный взгляд на систему Земля — Солнце».

Новые миссии

NASA планирует запуск новой миссии по изучению Солнца. Она дает ученым надежду узнать еще больше о природе Солнца и солнечного ветра. Солнечный зонд NASA Parker , планируемый к запуску (успешно запущен 12.08.2018 — Navigator ) летом 2018 года, будет работать таким образом, чтобы буквально «коснуться Солнца». Спустя несколько лет полета на орбите, близкой к нашей звезде, зонд впервые в истории погрузится в корону Солнца. Это будет сделано для того, чтобы получить комбинацию фантастических изображений и измерений. Эксперимент продвинет вперед наше понимание природы солнечной короны, и улучшит понимание происхождения и эволюции солнечного ветра.

Если вы нашли ошибку, пожалуйста, выделите фрагмент текста и нажмите Ctrl+Enter .

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР - непрерывный поток плазмы солнечного происхождения, распространяющийся приблизительно радиально от Солнца и заполняющий Солнечную систему до гелиоцентрич. расстояний R ~ 100 а. е. С. в. образуется при газодинамич. расширении солнечной короны (см. Солнце )в межпланетное пространство. При высоких темп-pax, к-рые существуют в солнечной короне (1,5*10 9 К), давление вышележащих слоев не может уравновесить газовое давление вещества короны, и корона расширяется.

Первые свидетельства существования пост. потока плазмы от Солнца получены Л. Бирманом (L. Biermann) в 1950-х гг. по анализу сил, действующих на плазменные хвосты комет. В 1957 Ю. Паркер (Е. Parker), анализируя условия равновесия вещества короны, показал, что корона не может находиться в условиях гидростатич. равновесия, как это раньше предполагалось, а должна расширяться, и это расширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгону коронального вещества до сверхзвуковых скоростей (см. ниже). Впервые поток плазмы солнечного происхождения был зарегистрирован на советском космич. аппарате «Луна-2» в 1959. Существование пост. истечения плазмы из Солнца было доказано в результате многомесячных измерений на амер. космич. аппарате «Маринер-2» в 1962.

Ср. характеристики С. в. приведены в табл. 1. Потоки С. в. можно разделить на два класса: медленные - со скоростью 300 км/с и быстрые - со скоростью 600-700 км/с. Быстрые потоки исходят из областей солнечной короны, где структура магн. поля близка к радиальной. Часть этих областей являются корональными дырами . Медленные потоки С. в. связаны, по-видимому, с областями короны, в к-рых имеется значит, тангенциальный компонент магн. поля.

Табл. 1.- Средние характеристики солнечного ветра на орбите Земли

Скорость
Концентрация протонов
Температура протонов
Температура электронов
Напряжённость магнитного поля
Плотность потока питонов....	2,410 8 см -2 c -1
Плотность потока кинетической энергии	0,3 эргсм -2 с -1

Табл. 2.-Относительный химический состав солнечного ветра

	Относительное содержание

	Относительное содержание

Помимо осн. составляющих С. в.- протонов и электронов, в его составе также обнаружены-частицы, высокоионизов. ионы кислорода, кремния, серы, железа (рис. 1). При анализе газов, захваченных в экспонированных на Луне фольгах, найдены атомы Ne и Аг. Ср. относительный хим. состав С. в. приведён в табл. 2. Ионизац. состояние вещества С. в. соответствует тому уровню в короне, где время рекомбинации мало по сравнению со временем расширения Измерения ионизац. темп-ры ионов С. в. позволяют определять электронную темп-ру солнечной короны.

В С. в. наблюдаются разл. типы волн: ленгмюровские, вистлеры, ионно-звуковые, магнитозвуковые, альвеновские и др. (см. Волны в плазме ).Часть волн альвеновского типа генерируется на Солнце, часть - возбуждается в межпланетной среде. Генерация волн сглаживает отклонения ф-ции распределения частиц от максвелловской и в совокупности с воздействием магн. поля на плазму приводит к тому, что С. в. ведёт себя как сплошная среда. Волны альвеновского типа играют большую роль в ускорении малых составляющих С. в. и в формировании ф-ции распределения протонов. В С. в. наблюдаются также контактные и вращательные разрывы, характерные для замагниченной плазмы.

Рис. 1. Массовый спектр солнечного ветра. По горизонтальной оси - отношение массы частицы к её заряду, по вертикальной - число частиц, зарегистрированных в энергетическом окне прибора за 10 с. Цифры со значком «+» обозначают заряд иона .

Поток С. в. является сверхзвуковым по отношению к скоростям тех типов волн, к-рые обеспечивают эфф. передачу энергии в С. в. (альвеновские, звуковые и магнитозвуковые волны). Альвеновское и звуковое Маха число С .в. на орбите Земли 7. При обтекании С. в. препятствий, способных эффективно отклонять его (магн. поля Меркурия, Земли, Юпитера, Сатурна или проводящие ионосферы Венеры и, по-видимому, Марса), образуется отошедшая головная ударная волна. С. в. тормозится и разогревается на фронте ударной волны, что позволяет ему обтекать препятствие. При этом в С. в. формируется полость - магнитосфера (собственная или индуцированная), форма и размеры к-рой определяются балансом давления магн. поля планеты и давления обтекающего потока плазмы (см. Магнитосфера Земли, Магнитосферы планет) . В случае взаимодействия С. в. с непроводящим телом (напр., Луна) ударная волна не возникает. Поток плазмы поглощается поверхностью, а за телом образуется полость, постепенно заполняемая плазмой С. в.

На стационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарные процессы, связанные со вспышками на Солнце . При сильных вспышках происходит выброс вещества из ниж. областей короны в межпланетную среду. При этом также образуется ударная волна (рис. 2), к-рая постепенно замедляется, распространяясь в плазме С. в. Приход ударной волны к Земле вызывает сжатие магнитосферы, после к-рого обычно начинается развитие магн. бури (см. Магнитные вариации) .

Рис. 2. Распространение межпланетной ударней волны и выброса от солнечной вспышки. Стрелками показано направление движения плазмы солнечного ветра, линии без подписи - силовые линии магнитного поля .

Рис. 3. Типы решений уравнения расширения короны. Скорость и расстояние нормированы на критическую скорость v к и критическое расстояние R к. Решение 2 соответствует солнечному ветру .

Расширение солнечной короны описывается системой ур-ний сохранения массы, момента кол-ва движения и уравнения энергии. Решения, отвечающие разл. характеру изменения скорости с расстоянием, показаны на рис. 3. Решения 1 и 2 соответствуют малым скоростям в основании короны. Выбор между этими двумя решениями определяется условиями на бесконечности. Решение 1 соответствует малым скоростям расширения короны и даёт большие значения давления на бесконечности, т. е. встречается с теми же трудностями, что и модель статич. короны. Решение 2 соответствует переходу скорости расширения через значения скорости звука (v к )на нек-ром критич. расстоянии R к и последующему расширению со сверхзвуковой скоростью. Это решение даёт исчезающе малое значение давления на бесконечности, что позволяет согласовать его с малым давлением межзвёздной среды. Течение этого типа Ю. Паркер назвал С. в. Критич. точка находится над поверхностью Солнца, если темп-ра короны меньше нек-рого критич. значения , где m - масса протона, - показатель адиабаты, - масса Солнца. На рис. 4 показано изменение скорости расширения с гелиоцентрич. расстоянием в зависимости от темп-ры изотермич. изотропной короны. Последующие модели С. в. учитывают вариации корональной темп-ры с расстоянием, двухжидкостный характер среды (электронный и протонный газы), теплопроводность, вязкость, несферич. характер расширения.

Рис. 4. Профили скорости солнечного ветра для модели изотер» мической короны при различных значениях корональной температуры .

С. в. обеспечивает осн. отток тепловой энергии короны, т. к. теплопередача в хромосферу, эл--магн. излучение короны и электронная теплопроводность С. в. недостаточны для установления теплового баланса короны. Электронная теплопроводность обеспечивает медленное убывание темп-ры С. в. с расстоянием. С. в. не играет сколько-нибудь заметной роли в энергетике Солнца в целом, т. к. поток энергии, уносимый им, составляет ~10 -7 светимости Солнца.

С. в. уносит с собой в межпланетную среду корональное магн. поле. Вмороженные в плазму силовые линии этого поля образуют межпланетное магн. поле (ММП). Хотя напряжённость ММП невелика и плотность его энергии составляет ок. 1% от плотности кинетич. энергии С. в., оно играет большую роль в термодинамике С. в. и в динамике взаимодействий С. в. с телами Солнечной системы, а также потоков С. в. между собой. Комбинация расширения С. в. с вращением Солнца приводит к тому, что магн. силовые линии, вмороженные в С. в., имеют форму, близкую к спирали Архимеда (рис. 5). Радиальная B R и азимутальная компоненты магн. поля по-разному изменяются с расстоянием вблизи плоскости эклиптики:

где - угл. скорость вращения Солнца, и - радиальная компонента скорости С. в., индекс 0 соответствует исходному уровню. На расстоянии орбиты Земли угол между направлением магн. поля и R порядка 45°. При больших Л магн. поле почти перпендикулярно R.

Рис. 5. Форма силовой линии межпланетного магнитного поля. - угловая скорость вращения Солнца, и - радиальная компонента скорости плазмы, R - гелиоцентрическое расстояние .

С. в., возникающий над областями Солнца с разл. ориентацией магн. поля, образует потоки с различно ориентированным ММП. Разделение наблюдаемой крупномасштабной структуры С. в. на чётное число секторов с разл. направлением радиального компонента ММП наз. межпланетной секторной структурой. Характеристики С. в. (скорость, темп-pa, концентрация частиц и др.) также в ср. закономерно изменяются в сечении каждого сектора, что связано с существованием внутри сектора быстрого потока С. в. Границы секторов обычно располагаются внутри медленного потока С. в. Чаще всего наблюдаются 2 или 4 сектора, вращающихся вместе с Солнцем. Эта структура, образующаяся при вытягивании С. в. крупномасштабного магн. поля короны, может наблюдаться в течение неск. оборотов Солнца. Секторная структура ММП - следствие существования токового слоя (ТС) в межпланетной среде, к-рый вращается вместе с Солнцем. ТС создаёт скачок магн. поля - радиальные компоненты ММП имеют разные знаки по разные стороны ТС. Этот ТС, предсказанный X. Альвеном (Н. Alfven), проходит через те участки солнечной короны, к-рые связаны с активными областями на Солнце, и разделяет указанные области с разл. знаками радиальной компоненты солнечного магн. поля. ТС располагается приблизительно в плоскости солнечного экватора и имеет складчатую структуру. Вращение Солнца приводит к закручиванию складок ТС в спирали (рис. 6). Находясь вблизи плоскости эклиптики, наблюдатель оказывается то выше, то ниже ТС, благодаря чему попадает в секторы с разными знаками радиальной компоненты ММП.

Вблизи Солнца в С. в. существуют долготные и широтные градиенты скорости, обусловленные разностью скоростей быстрых и медленных потоков. По мере удаления от Солнца и укручения границы между потоками в С. в. возникают радиальные градиенты скорости, к-рые приводят к образованию бесстолкновителъных ударных волн (рис. 7). Сначала образуется ударная волна, распространяющаяся вперёд от границы секторов (прямая ударная волна), а затем образуется обратная ударная волна, распространяющаяся к Солнцу.

Рис. 6. Форма гелио-сферного токового слоя. Пересечение его с плоскостью эклиптики (наклонённой к экватору Солнца под углом ~ 7°) даёт наблюдаемую секторную структуру межпланетного магнитного поля .

Рис. 7. Структура сектора межпланетного магнитного поля. Короткие стрелки показывают направление течения плазмы солнечного ветра, линии со стрелками - силовые линии магнитного поля, штрихпунктир - границы сектора (пересечение плоскости рисунка с токовым слоем) .

Т. к. скорость ударной волны меньше скорости С. в., плазма увлекает обратную ударную волну в направлении от Солнца. Ударные волны вблизи границ секторов образуются на расстояниях ~1 а. е. и прослеживаются до расстояний в неск. а. е. Эти ударные волны, так же как и межпланетные ударные волны от вспышек на Солнце и околопланетные ударные волны, ускоряют частицы и являются, т. о., источником энергичных частиц.

С. в. простирается до расстояний ~100 а. е., где давление межзвёздной среды уравновешивает динамич. давление С. в. Полость, заметаемая С. в. в межзвёздной среде, образует гелиосферу (см. Межпланетная среда ).Расширяющийся С. в. вместе с вмороженным в него магн. полем препятствует проникновению в Солнечную систему галактич. космич. лучей малых энергий и приводит к вариациям космич. лучей больших энергий. Явление, аналогичное С. в., обнаружено и у нек-рых др. звёзд (см. Звёздный ветер ).

Лит.: Паркер Е. Н., Динамические процессы в межпланетной среде, пер. с англ., М., 1965; Б р а н д т Д ж., Солнечный ветер, пер. с англ., М., 1973; Хундхаузен А., Расширение короны и солнечный ветер, пер. с англ., М., 1976. О. Л. Вайсберг .