Сонячний вітер — потік іонізованих частинок (в основному геліо–водневої плазми), який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300–1200 км/с у навколишній простір у всіх напрямках. Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця, Землі та галактики і галактичний вітер. Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер, зменшуючи його дальність.
Сонячний вітер є зоряним вітром Сонця.
Характеристики Редагувати
Біля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 км/с, а середня дорівнює 450 км/с. Він виносить із Сонця речовину в темпі 109 кг/с.
Кількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий, як у сонячній короні. Сонячний вітер складається в основному з електронів, протонів та ядер гелію (альфа-частинок); ядра інших елементів і неіонізовані (електронейтральні) частинки містяться в дуже незначній кількості.
Хоча сонячний вітер походить із зовнішнього шару Сонця, його склад відрізняється від складу елементів у цьому шарі, оскільки в результаті процесів диференціації вміст одних елементів збільшується, а інших — зменшується (FIP-эфект).
Інтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності. Залежно від швидкості потоки сонячного вітру поділяють на два класи: повільні (приблизно 300-400 км/с біля орбіти Землі) і швидкі (600–700 км/с біля орбіти Землі). Існують ще спорадичні високошвидкісні (до 1200 км/с) короткочасні потоки.
| Параметр | Середня величина | Повільний сонячний вітер | Швидкий сонячний вітер |
|---|---|---|---|
| Густина n, см-3 | 8,7 | 11,9 | 3,9 |
| Швидкість V, км/с | 468 | 327 | 702 |
| nV , см-2 · с-1 | 3,8·108 | 3,9·108 | 2,7·108 |
| t° протонів Tp, К° | 7·104 | 3,4·104 | 2,3·105 |
| t° електронів Te, К° | 1,4·105 | 1,3·105 | 1,0·105 |
| Te / Tp | 1,9 | 4,4 | 0,45 |
Повільний сонячний вітер Редагувати
Повільний сонячний вітер породжується «спокійною» частиною сонячної корони при її газодинамічному розширенні: при температурі корони бл. 2×106 К корона не може перебувати в умовах гідростатичної рівноваги, і це розширення за даних граничних умов повинно приводити до розгону корональної речовини до надзвукових швидкостей. Нагрівання сонячної корони до таких температур відбувається внаслідок конвективної природи теплопереносу у фотосфері сонця: розвиток конвективної турбулентності в плазмі супроводжується утворенням інтенсивних магнітозвукових хвиль; у свою чергу при поширенні в напрямку зменшення густини сонячної атмосфери звукові хвилі перетворюються в ударні; ударні хвилі ефективно поглинаються речовиною корони і нагрівають її до температури 1 - 3×106 К.
Швидкий сонячний вітер Редагувати
Потоки рекурентного швидкого сонячного вітру випромінюються Сонцем протягом декількох місяців і мають період повторюваності при спостереженні із Землі в 27 діб (період обертання Сонця). Ці потоки асоційовані з корональними дірами — областями корони з відносно низькою температурою (приблизно 0,8 х 106 К), зниженою густиною плазми (всього чверть густини спокійних областей корони) і радіальним відносно Сонця магнітним полем.
Високошвидкісні потоки Редагувати
Спорадичні потоки при русі в просторі, заповненому плазмою повільного сонячного вітру, ущільнюють плазму перед своїм фронтом, утворюючи ударну хвилю, що рухається разом із ним. Раніше передбачалося, що такі потоки викликаються сонячними спалахами, однак на сьогодні вважається, що спорадичні високошвидкісні потоки в сонячному вітрі обумовлені корональними викидами. Разом із тим слід зазначити, що й сонячні спалахи, і корональні викиди пов'язані з тими самими активними областями на Сонці і між ними існує статистична залежність.
Дальність вітру Редагувати
Під впливом галактичного вітру частинки сонячного вітру уповільнюються до дозвукових швидкостей. Район, де це відбувається, називається кінцевим шоком. Далі простягається плащ Сонячної системи, а ще далі — геліопауза. За геліопаузою тиск галактичного вітру перевищує тиск сонячного вітру, і в цьому районі дія сонячного вітру зникає.
Феномени, породжені сонячним вітром Редагувати
Сонячний вітер утворює геліосферу, завдяки чому перешкоджає проникненню міжзоряного газу в Сонячну систему.
На планетах Сонячної системи, які мають магнітне поле, внаслідок захоплення заряджених частинок сонячного вітру утворюються радіаційні пояси, виникають полярні сяйва.
Сонячний вітер і тиск світла Редагувати
Часто люди плутають сонячний вітер з ефектом тиску сонячного світла. Частково це зв'язано з проєктами використання сонячних вітрил: здається природним, що сонячне вітрило повинне надиматися сонячним вітром; насправді ж тиск сонячного світла в кілька тисяч разів перевищує тиск сонячного вітру. Хвости комет, завжди спрямовані в протилежну сторону від Сонця, також утворюються внаслідок тиску світла, а не за рахунок сонячного вітру.
Історія досліджень Редагувати
Теорія сонячного вітру в її сучасному вигляді була сформульована Ю. Паркером 1957 року при аналізі умов рівноваги речовини корони.
Існування цього вітру вперше, було експериментально підтверджене лише в 1959 році під час польоту радянського апарата «Місяць-1», і в 1962 році під час польоту американського космічного зонда «Марінер-2» до Венери.
Див. також Редагувати
- Інтербол (космічний проєкт) - міжнародний науковий проєкт вивчення взаємодії магнітосфери Землі з сонячним вітром.
- Список сонячних бур
- Зоряний вітер
- Галактичний вітер
Посилання Редагувати
- Сонячний вітер стаття з сайту www.astronet.ru (рос.)
| Це незавершена стаття з астрономії. Ви можете допомогти проєкту, виправивши або дописавши її. |