Mi az a napszél. Napszél. Érzi az ember a napszelet?

Koncepció napszél század 40-es éveinek végén vezették be a csillagászatba, amikor S. Forbush amerikai csillagász a kozmikus sugárzás intenzitását mérve észrevette, hogy az a naptevékenység növekedésével jelentősen csökkent, és közben nagyon meredeken esett.

Ez elég furcsának tűnt. Inkább az ellenkezőjét várná az ember. Hiszen a Nap maga a kozmikus sugárzás szállítója. Ezért úgy tűnik, hogy minél nagyobb a nappali fényünk aktivitása, annál több részecskét kell kibocsátania a környező térbe.

Feltételezhető, hogy a naptevékenység növekedése olyan hatással van, hogy elkezdi eltéríteni a kozmikus sugárzás részecskéit - kidobni őket.

Ekkor merült fel az a feltételezés, hogy a rejtélyes hatás felelősei a Nap felszínéről kiszökő, a Naprendszer terébe behatoló töltött részecskék folyamai. Ez a különös napszél megtisztítja a bolygóközi közeget, „kisöpri” onnan a kozmikus sugarak részecskéit.

Egy ilyen hipotézist alátámasztották a ben megfigyelt jelenségek is. Mint tudják, az üstökösök farka mindig a Naptól távolodik. Eleinte ezt a körülményt a napfény enyhe nyomásával hozták összefüggésbe. Kiderült azonban, hogy a fénynyomás önmagában nem okozhatja az üstökösökben előforduló összes jelenséget. A számítások kimutatták, hogy az üstökösfarok kialakulásához és megfigyelt elhajlásához nemcsak a fotonok, hanem az anyagrészecskék működése is szükséges.

Ami azt illeti, korábban is ismert volt, hogy a Nap töltött részecskék - testecskék - áramlatokat bocsát ki. Feltételezték azonban, hogy az ilyen áramlások epizodikusak. De az üstökösfarok mindig a Nappal ellentétes irányba irányul, és nem csak az erősödés időszakában. Ez azt jelenti, hogy a Naprendszer terét kitöltő korpuszkuláris sugárzásnak folyamatosan léteznie kell. A naptevékenység növekedésével felerősödik, de mindig létezik.

Így a napszél folyamatosan fúj a naptér körül. Miből áll ez a napszél, és milyen körülmények között keletkezik?

A naplégkör legkülső rétege a „korona”. Nappali fényünk légkörének ez a része szokatlanul ritka. De a korona úgynevezett „kinetikus hőmérséklete”, amelyet a részecskék mozgási sebessége határoz meg, nagyon magas. Egymillió fokot ér el. Ezért a koronagáz teljesen ionizált, és protonok, különféle elemek ionjai és szabad elektronok keveréke.

Nemrég arról számoltak be, hogy a napszél héliumionokat tartalmaz. Ez a körülmény rávilágít arra a mechanizmusra, amellyel a töltött részecskék kilökődnek a Nap felszínéről. Ha a napszél csak elektronokból és protonokból állna, akkor is feltételezhetnénk, hogy pusztán termikus folyamatok következtében jön létre, és valami olyan, mint a forrásban lévő víz felszíne felett képződő gőz. A hélium atommagjai azonban négyszer nehezebbek, mint a protonok, ezért nem valószínű, hogy párolgás útján kilökődnek. Valószínűleg a napszél kialakulása a mágneses erők hatásával függ össze. A Naptól elrepülve a plazmafelhők mintha mágneses mezőket visznek magukkal. Ezek a mezők olyan „cementként” szolgálnak, amely „összeerősíti” a különböző tömegű és töltésű részecskéket.

A csillagászok megfigyelései és számításai kimutatták, hogy ahogy távolodunk a Naptól, a korona sűrűsége fokozatosan csökken. De kiderül, hogy a Föld keringési tartományában még mindig észrevehetően különbözik a nullától. Más szóval, bolygónk a naplégkör belsejében található.

Ha a korona többé-kevésbé stabil a Nap közelében, akkor a távolság növekedésével hajlamos kitágulni az űrbe. És minél távolabb van a Naptól, annál nagyobb a tágulás sebessége. E. Parker amerikai csillagász számításai szerint már 10 millió km távolságban a koronarészecskék a sebességet meghaladó sebességgel mozognak.

Így a következtetés azt sugallja, hogy a napkorona a napszél, amely bolygórendszerünk terét fújja.

Ezeket az elméleti következtetéseket teljes mértékben megerősítették az űrrakétákon végzett mérések és mesterséges műholdak Föld. Kiderült, hogy a napszél mindig a Föld közelében létezik - körülbelül 400 km/s sebességgel „fúj”.

Meddig fúj a napszél? Elméleti megfontolások alapján az egyik esetben az derül ki, hogy a napszél már a pálya tartományában alábbhagy, a másik esetben az, hogy az utolsó Plútó bolygó pályáján túl még nagyon nagy távolságban létezik. De ezek csak elméletileg szélsőséges határai a napszél lehetséges terjedésének. Csak a megfigyelések jelezhetik a pontos határt.

Történet

Valószínűleg az első, aki megjósolta a napszél létezését, Kristian Birkeland norvég kutató volt a városban. fizikai pont"A legvalószínűbb, hogy a napsugarak nem pozitívak és nem negatívak, hanem a kettő együtt." Más szóval, a napszél negatív elektronokból és pozitív ionokból áll.

Az 1930-as években a tudósok megállapították, hogy a napkorona hőmérsékletének el kell érnie az egymillió fokot, mivel a korona a Naptól nagy távolságra is elég fényes marad, ami napfogyatkozáskor jól látható. A későbbi spektroszkópiai megfigyelések megerősítették ezt a következtetést. Az 50-es évek közepén Sidney Chapman brit matematikus és csillagász meghatározta a gázok tulajdonságait ilyen hőmérsékleten. Kiderült, hogy a gáz kiváló hővezetővé válik, és a Föld pályáján túl kell eloszlatnia az űrben. Ugyanakkor Ludwig Biermann német tudós (német. Ludwig Franz Benedikt Biermann ) érdeklődni kezdett az iránt, hogy az üstökösök farka mindig a Nap felé mutat. Biermann feltételezte, hogy a Nap állandó részecskéket bocsát ki, amelyek nyomást gyakorolnak az üstököst körülvevő gázra, és hosszú farkot képeznek.

1955-ben a szovjet asztrofizikusok Vsekhsvyatsky, E. A. Ponomarev és V. I. kimutatták, hogy a kiterjesztett korona energiát veszít, és csak az erős belső energiaforrások eloszlásával lehet. Minden más esetben anyag- és energiaáramlásnak kell lennie. Ez a folyamat egy fontos jelenség – a „dinamikus korona” – fizikai alapja. Az anyagáramlás nagyságát a következő szempontok alapján becsültük meg: ha a korona hidrosztatikus egyensúlyban lenne, akkor a homogén atmoszféra magassága hidrogén és vas esetében 56/1 arányban lenne, vagyis a vasionok nem lehetnek a távoli koronában figyelték meg. De ez nem igaz. A vas az egész koronában világít, a FeXIV magasabb rétegekben figyelhető meg, mint a FeX, bár a kinetikai hőmérséklet ott alacsonyabb. Az ionokat „felfüggesztett” állapotban tartó erő az ütközések során a protonok felszálló áramlása által a vasionokhoz továbbított impulzus lehet. Ezen erők egyensúlyának feltételéből könnyű megtalálni a protonfluxust. Ugyanaznak bizonyult, mint ami a hidrodinamikai elméletből következett, amit utólag közvetlen mérésekkel megerősítettek. 1955-re ez jelentős eredmény volt, de akkor még senki sem hitt a „dinamikus koronában”.

Három évvel később Eugene Parker Eugene N. Parker) arra a következtetésre jutott, hogy a Chapman-modellben a Napból érkező forró áramlás és Biermann hipotézisében az üstökösfarkat elfújó részecskék áramlása ugyanannak a jelenségnek a két megnyilvánulása. "napszél". Parker kimutatta, hogy annak ellenére, hogy a napkoronát erősen vonzza a Nap, olyan jól vezeti a hőt, hogy hosszú távon is meleg marad. Mivel vonzása a Naptól való távolság növekedésével gyengül, a felső korona felől szuperszonikus anyagkiáramlás kezdődik a bolygóközi térbe. Sőt, Parker volt az első, aki rámutatott arra, hogy a gyengülő gravitáció hatása ugyanolyan hatással van a hidrodinamikus áramlásra, mint a Laval fúvóka: az áramlás átmenetét szubszonikusból szuperszonikus fázisba hozza létre.

Parker elméletét erősen kritizálták. Az Astrophysical Journalnak 1958-ban elküldött cikket két lektor elutasította, és csak a szerkesztőnek, Subramanian Chandrasekharnak köszönhetően került fel a folyóirat oldalaira.

A szél gyorsulása nagy sebességre azonban még nem volt megértve, és nem magyarázható Parker elméletéből. A korona napszélének első numerikus modelljeit mágneses hidrodinamikai egyenletekkel Pneumann és Knopp alkotta meg. Pneuman és Knopp) be

Az 1990-es évek végén ultraibolya koronális spektrométerrel. Ultraibolya koronális spektrométer (UVCS) ) a SOHO műhold fedélzetén olyan területek megfigyelését végezték el, ahol a nappólusokon gyors napszél fordul elő. Kiderült, hogy a szél gyorsulása jóval nagyobb a tisztán termodinamikai tágulás alapján vártnál. Parker modellje azt jósolta, hogy a szél sebessége szuperszonikussá válik a fotoszférától számított 4 napsugár magasságában, és a megfigyelések azt mutatták, hogy ez az átmenet lényegesen alacsonyabban, körülbelül 1 napsugárnál megy végbe, ami megerősíti, hogy van egy további mechanizmus a napszél gyorsulásához.

Jellemzők

A napszél miatt a Nap másodpercenként körülbelül egymillió tonna anyagot veszít. napszél elsősorban elektronokból, protonokból és héliummagokból (alfa részecskék) áll; más elemek magjait és nem ionizált részecskéket (elektromosan semleges) nagyon kis mennyiségben tartalmazzák.

A napszél ugyan a Nap külső rétegéből érkezik, de nem tükrözi az ebben a rétegben lévő elemek tényleges összetételét, mivel a differenciálódási folyamatok eredményeként egyes elemek tartalma növekszik, néhány elem tartalma pedig csökken (FIP-hatás).

A napszél intenzitása a naptevékenység változásaitól és annak forrásaitól függ. A Föld keringési pályáján (körülbelül 150 000 000 km-re a Naptól) végzett hosszú távú megfigyelések azt mutatták, hogy a napszél strukturált, és általában nyugodt és zavart (szórványos és visszatérő) részekre oszlik. Sebességüktől függően a nyugodt napszéláramok két osztályba sorolhatók: lassú(körülbelül 300-500 km/s a Föld pályája körül) és gyors(500-800 km/s a Föld pályája körül). Néha az álló szél a helioszféra áramrétegének azon tartományára utal, amely a bolygóközi réteg különböző polaritású régióit választja el. mágneses mező, és jellemzői közel állnak a lassú szélhez.

Lassú napszél

A lassú napszelet a napkorona „csendes” része (koronafolyamok tartománya) generálja gázdinamikus tágulása során: kb. 2·10 6 K koronahőmérsékletnél a korona nem lehet hidrosztatikus körülmények között. egyensúly, és ez a bővülés, tekintettel a létezőre peremfeltételek a korona anyagának szuperszonikus sebességre való felgyorsulásához kell vezetnie. A napkorona ilyen hőmérsékletre való felmelegedése a szoláris fotoszférában a hőátadás konvektív jellege miatt következik be: a plazmában a konvektív turbulencia kialakulása intenzív magnetoszonikus hullámok keltésével jár; viszont, amikor a naplégkör sűrűségének csökkenése irányába terjednek, a hanghullámok lökéshullámokká alakulnak át; a lökéshullámokat hatékonyan elnyeli a koronaanyag, és (1-3) 10 6 K hőmérsékletre melegíti fel.

Gyors napszél

Az ismétlődő gyors napszél áramlásait a Nap több hónapig bocsátja ki, és a Földről megfigyelve 27 napos visszatérési periódusuk van (a Nap forgási periódusa). Ezek az áramlások koronális lyukakhoz kapcsolódnak - a korona viszonylag alacsony hőmérsékletű (körülbelül 0,8 10 6 K), csökkent plazmasűrűségű (a korona csendes régióinak sűrűségének csak negyede) és a mágneses térhez képest radiális mágneses térrel. a Nap.

Zavart áramlások

A zavart áramlások közé tartoznak a coronalis tömegkilökődések (CME-k) bolygóközi megnyilvánulásai, valamint a gyors CME-k előtti kompressziós régiók (az angol szakirodalomban Sheath-nek nevezik) és a koronális lyukakból származó gyors áramlások előtt (az angol szakirodalomban Corotating Interaction region – CIR) . A Sheath- és CIR-megfigyelések körülbelül fele előtt állhat bolygóközi lökéshullám. Zavart típusú napszél esetén a bolygóközi mágneses tér eltérhet az ekliptika síkjától és tartalmazhat egy déli térkomponenst, ami számos űridőjárási hatáshoz vezet (geomágneses aktivitás, beleértve a mágneses viharokat is). A megzavart szórványos áramlásokat korábban a napkitörések okozták, de a napszél szórványos áramlásait most a korona kilökődése okozza. Ugyanakkor meg kell jegyezni, hogy mind a napkitörések, mind a koronális kilökődések ugyanazokhoz az energiaforrásokhoz kapcsolódnak a Napon, és statisztikai függőség van köztük.

A különféle nagyméretű napszél megfigyelési ideje szerint a gyors és lassú áramlások körülbelül 53%, a helioszférikus áramréteg 6%, a CIR - 10%, a CME - 22%, a köpeny - 9%, és az arány a megfigyelési idő különféle típusok nagymértékben változik a naptevékenységi ciklus során. .

A napszél által generált jelenségek

A Naprendszer mágneses térrel rendelkező bolygóin a napszél olyan jelenségeket generál, mint a magnetoszféra, az aurórák és a bolygók sugárzási övei.

A kultúrában

A "Solar Wind" a híres tudományos-fantasztikus író, Arthur C. Clarke novellája, amelyet 1963-ban írt.

Megjegyzések

1. Kristian Birkeland: „A Föld légkörét behatoló naptestes sugarak negatív vagy pozitív sugarak?” be Videnskapsselskapets Skrifter, I Mat - Naturv. 1. osztály, Christiania, 1916.
2. Filozófiai Magazin, Series 6, Vol. 38, sz. 228, 1919. december, 674 (a Napszélről)
3. Ludwig Biermann (1951). "Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung". Zeitschrift für Astrophysics 29 : 274.
4. Vsekhsvyatsky S.K., Nikolsky G.M., Ponomarev E.A., Cherednichenko V.I. (1955). – A Nap korpuszkuláris sugárzásának kérdésében. Csillagászati ​​folyóirat 32 : 165.
5. Christopher T. Russell . Kaliforniai Egyetem Geofizikai és Bolygófizikai Intézete, Los Angeles. Az eredetiből archiválva: 2011. augusztus 22. Letöltve: 2007. február 7..
6. Roach, John. A napszél felfedezéséért elismert asztrofizikus, National Geographic News(2003. augusztus 27.). Letöltve: 2006. június 13.
7. Eugene Parker (1958). "A bolygóközi gáz- és mágneses mezők dinamikája". Az Astrophysical Journal 128 : 664.
8. Luna 1. NASA Nemzeti Űrtudományi Adatközpont. Az eredetiből archiválva: 2011. augusztus 22. Letöltve: 2007. augusztus 4..
9. (orosz) Az űrkorszak 40. évfordulója a Moszkvai Állami Egyetem Atomfizikai Tudományos Kutatóintézetében, a grafikonon a Luna-1 részecskedetektálása látható különböző magasságokban.
10. M. Neugebauer és C. W. Snyder (1962). "Szoláris plazmakísérlet". Tudomány 138 : 1095–1097.
11. G. W. Pneuman és R. A. Kopp (1971). "Gáz-mágneses tér kölcsönhatások a napkoronában". Napfizika 18 : 258.
12. Ermolaev Yu I., Nikolaeva N. S., Lodkina I. G., Ermolaev M. Yu. A nagyméretű napszél előfordulási gyakorisága és geohatékonysága // Űrkutatás . - 2010. - T. 48. - 1. szám - P. 3–32.
13. A kozmikus sugarak elérik az űrkorszakot. NASA (2009. szeptember 28.). Az eredetiből archiválva: 2011. augusztus 22. Letöltve: 2009. szeptember 30..(Angol)

Irodalom

• Parker E. N. Dinamikus folyamatok a bolygóközi környezetben / Ford. angolból M.: Mir, 1965
• Pudovkin M.I. Napszél // Soros oktatási folyóirat, 1996, 12. sz., p. 87-94.
• Hundhausen A. Korona-tágulás és napszél / Per. angolból M.: Mir, 1976
• Physical Encyclopedia, 4. kötet – M.: Great Russian Encyclopedia 586., 587. és 588. o.
• A tér fizikája. Kis Enciklopédia, M.: Szovjet Enciklopédia, 1986
• Heliosphere (Ed. I.S. Veselovsky, Yu.I. Ermolaev) a Plasma Heliogeophysics monográfiájában / Szerk. L. M. Zeleny, I. S. Veselovsky. 2 kötetben M.: Fiz-matlit, 2008. T. 1. 672 pp.; T. 2. 560 p.

Lásd még

Linkek

Nap
Szerkezet	Mag · Sugárzási átviteli zóna · Konvektív zóna
Légkör	Fotoszféra · Kromoszféra · Napkorona
Kiterjedt szerkezet	Heliosphere (Helioszféra áramréteg · lökéshullám határ) · Heliosférikus köpeny · Heliopauza · Fej lökéshullám
A Nappal kapcsolatos jelenségek	Napfogyatkozás · Naptevékenység (napfoltok ·

Nemcsak űrhajók hajtóműveként, hanem energiaforrásként is használható. A napszél leghíresebb felhasználását ebben a minőségben Freeman Dyson javasolta először, aki azt javasolta, hogy egy magasan fejlett civilizáció létrehozhat egy gömböt egy csillag körül, amely összegyűjti az általa kibocsátott összes energiát. Ennek alapján egy másik módszert is javasoltak a földönkívüli civilizációk felkutatására.

Eközben a Washingtoni Egyetem (Washington Állami Egyetem) kutatócsoportja Brooks Harrop vezetésével gyakorlatiasabb koncepciót javasolt a napszélenergia felhasználására - a Dyson-Harrop műholdakat. Ezek meglehetősen egyszerű erőművek, amelyek elektronokat gyűjtenek be a napszélből. A Nap felé mutató hosszú fémrudat feszültség alá helyezik, hogy mágneses teret hozzon létre, amely vonzza az elektronokat. A másik végén egy elektroncsapda vevő található, amely egy vitorlából és egy vevőből áll.

A Harrop számításai szerint egy 300 méteres rúddal, 1 cm vastagságú és 10 méteres csapdával rendelkező műhold a Föld körüli pályán akár 1,7 MW-ot is képes lesz „összegyűjteni”. Ez körülbelül 1000 magánház ellátására elegendő. Ugyanez a műhold, de egy kilométer hosszú rúddal és 8400 kilométeres vitorlával 1 milliárd gigawatt energiát (10 27 W) lesz képes „összegyűjteni”. Nem marad más hátra, mint ezt az energiát átvinni a Földre, hogy minden más típusát elhagyhassuk.

Harrop csapata azt javasolja, hogy lézersugár segítségével továbbítsák az energiát. Ha azonban maga a műhold kialakítása meglehetősen egyszerű és a technológia jelenlegi szintjén meglehetősen megvalósítható, akkor a lézeres „kábel” létrehozása technikailag még mindig lehetetlen. A tény az, hogy a napszél hatékony összegyűjtése érdekében a Dyson-Harrop műholdnak az ekliptikai síkon kívül kell lennie, ami azt jelenti, hogy több millió kilométerre található a Földtől. Ezen a távolságon a lézersugár több ezer kilométer átmérőjű foltot hoz létre. A megfelelő fókuszrendszerhez 10-100 méter átmérőjű objektívre van szükség. Ezenkívül nem zárható ki számos veszély az esetleges rendszerhibákból. Másrészt magában az űrben energiára van szükség, és a kis Dyson-Harrop műholdak a fő forrásává válhatnak, felváltva napelemekés atomreaktorok.

1957-ben a Chicagói Egyetem professzora, E. Parker elméletileg megjósolt egy jelenséget, amely a „napszél” néven vált ismertté. Két évbe telt, mire ezt a jóslatot kísérletileg megerősítették a Gringauz csoportja által a szovjet Luna-2 és Luna-3 űrrepülőgépekre szerelt műszerek segítségével. Mi ez a jelenség?

A napszél teljesen ionizált hidrogéngáz áramlása, amelyet általában teljesen ionizált hidrogénplazmának neveznek az elektronok és protonok megközelítőleg azonos sűrűsége miatt (kvázi-semlegességi feltétel), amely a Naptól távolodva felgyorsul. A Föld keringési tartományában (egy csillagászati ​​egységre vagy 1 AU távolságra a Naptól) sebessége eléri a V E » 400–500 km/sec átlagos értéket T E » 100 000 K protonhőmérsékleten és több magasabb hőmérséklet elektronok (az „E” index a továbbiakban a Föld pályájára utal). Ilyen hőmérsékleten a sebesség 1 AU-val lényegesen nagyobb, mint a hangsebesség, azaz. A napszél áramlása a Föld pályája tartományában szuperszonikus (vagy hiperszonikus). A protonok (vagy elektronok) mért koncentrációja meglehetősen kicsi, és n E » 10-20 részecske köbcentiméterenként. A protonok és elektronok mellett alfa-részecskéket (a protonkoncentráció több százalékának nagyságrendjében) fedeztek fel a bolygóközi térben. kis mennyiségben nehezebb részecskék, valamint a bolygóközi mágneses tér, amelynek átlagos indukciós értéke több gamma nagyságrendűnek bizonyult a Föld pályáján (1g = 10 –5 gauss).

A statikus napkorona ötletének összeomlása.

Elég sokáig azt hitték, hogy minden csillagatmoszféra hidrosztatikus egyensúlyi állapotban van, pl. olyan állapotban, ahol egy adott csillag gravitációs vonzási erejét kiegyenlíti a nyomásgradienshez kapcsolódó erő (a csillag légkörének nyomásváltozása távolról r a csillag közepétől. Matematikailag ezt az egyensúlyt közönséges differenciálegyenletként fejezzük ki,

Ahol G- gravitációs állandó, M* – a csillag tömege, pés r – nyomás és tömegsűrűség bizonyos távolságban r a csillagtól. A tömegsűrűség kifejezése ideális gáz állapotegyenletéből

r= r RT

nyomáson és hőmérsékleten, valamint a kapott egyenlet integrálásával megkapjuk az úgynevezett barometrikus képletet ( R– gázállandó), amely az állandó hőmérséklet adott esetben Túgy néz ki

Ahol p 0 – a csillag légkörének alján lévő nyomást jelöli (at r = r 0). Mivel Parker munkássága előtt azt hitték, hogy a naplégkör, más csillagok légköréhez hasonlóan, hidrosztatikus egyensúlyi állapotban van, állapotát hasonló képletekkel határozták meg. Figyelembe véve azt a szokatlan és még nem teljesen tisztázott jelenséget, amikor a hőmérséklet a Nap felszínén körülbelül 10 000 K-ről a napkorona 1 000 000 K-re emelkedik, S. Chapman kidolgozta a statikus napkorona elméletét, amelyről azt feltételezték, hogy hogy zökkenőmentesen áttérjen a lokális csillagközi közegbe naprendszer. Ebből az következett, hogy S. Chapman elképzelései szerint a Nap körül keringő Föld egy statikus napkoronába merül. Ezt a nézetet az asztrofizikusok régóta osztják.

Parker csapást mért ezekre a már kialakult elképzelésekre. Felhívta a figyelmet arra, hogy a nyomás a végtelenben (at r® Ґ), amelyet a barometrikus képletből kapunk, csaknem 10-szer nagyobb, mint a lokális csillagközi közegben akkoriban elfogadott nyomás. Ennek az eltérésnek a kiküszöbölésére E. Parker azt javasolta, hogy a napkorona nem lehet hidrosztatikus egyensúlyban, hanem folyamatosan terjeszkednie kell a Napot körülvevő bolygóközi közegbe, i.e. radiális sebesség V a napkorona nem nulla. Ezenkívül a hidrosztatikus egyensúly egyenlete helyett egy olyan forma hidrodinamikai mozgásegyenletét javasolta, ahol M E a Nap tömege.

Adott hőmérséklet-eloszláshoz T, a Naptól való távolság függvényében, megoldva ezt az egyenletet a nyomás barometrikus képlete és a tömegmegmaradási egyenlet segítségével

értelmezhető napszélként és pontosan ennek a megoldásnak a segítségével a szubszonikus áramlásból való átmenettel (at r r *) szuperszonikusra (at r > r*) a nyomás állítható r nyomással a lokális csillagközi közegben, ezért a természetben ez a megoldás, az úgynevezett napszél valósul meg.

A bolygóközi plazma paramétereinek első közvetlen mérései, amelyeket az első bolygóközi térbe belépő űrszondán végeztek, megerősítették Parkernek a szuperszonikus napszél jelenlétéről alkotott elképzelésének helyességét, és kiderült, hogy már a Föld pályája tartományában. a napszél sebessége messze meghaladja a hangsebességet. Azóta nem kétséges, hogy Chapman elképzelése a naplégkör hidrosztatikus egyensúlyáról téves, és a napkorona folyamatosan szuperszonikus sebességgel tágul a bolygóközi térbe. Valamivel később csillagászati ​​megfigyelések kimutatták, hogy sok más csillagnak is van „csillagszele”, amely hasonló a napszélhez.

Annak ellenére, hogy a napszelet elméletileg egy gömbszimmetrikus hidrodinamikai modell alapján jósolták meg, maga a jelenség sokkal összetettebbnek bizonyult.

Mi a napszél mozgásának valódi mintája? A napszél sokáig gömbszimmetrikusnak számított, i.e. független a napszélességtől és hosszúságtól. Mivel az űrhajók 1990 előtt, az Ulysses űrszonda felbocsátásakor főként az ekliptikus síkban repültek, az ilyen űreszközökön végzett mérések csak ezen a síkon adtak meg a napszél-paraméterek eloszlását. Az üstökösfarok elhajlásának megfigyelései alapján végzett számítások a napszél paramétereinek hozzávetőleges függetlenségét mutatták a napszélességtől, azonban ez az üstökös megfigyeléseken alapuló következtetés a megfigyelések értelmezési nehézségei miatt nem volt kellően megbízható. Bár a napszél-paraméterek longitudinális függését űrrepülőgépekre szerelt műszerekkel mérték, ez azonban vagy jelentéktelen volt, és a nap eredetű interplanetáris mágneses térrel, vagy a Napon zajló rövid távú, nem stacionárius folyamatokkal (főleg napkitörésekkel) függött össze. .

A plazma és a mágneses tér paramétereinek ekliptika síkban történő mérései kimutatták, hogy a bolygóközi térben létezhetnek úgynevezett szektorstruktúrák, amelyek a napszél paraméterei és a mágneses tér különböző irányai eltérőek. Az ilyen struktúrák a Nappal együtt forognak, és egyértelműen jelzik, hogy a szoláris légkör hasonló szerkezetének következményei, amelyek paraméterei így a nap hosszúságától függenek. A kvalitatív négyszektoros struktúra az ábrán látható. 1.

A földi teleszkópok ugyanakkor érzékelik a Nap felszínén lévő általános mágneses teret. Átlagértékét 1 G-ra becsülik, bár az egyes fotoszférikus képződményekben, például a napfoltokban a mágneses tér nagyságrendekkel nagyobb is lehet. Mivel a plazma jó elektromos vezető, a nap mágneses mezői valamilyen módon kölcsönhatásba lépnek a napszéllel a ponderomotoros erő megjelenése miatt. j ґ B. Ez az erő sugárirányban kicsi, azaz. gyakorlatilag nincs hatása a napszél sugárirányú komponensének eloszlására, de a sugárirányra merőleges irányra vetítése egy érintőleges sebességkomponens megjelenéséhez vezet a napszélben. Bár ez a komponens csaknem két nagyságrenddel kisebb, mint a radiális, jelentős szerepe van a Nap szögimpulzusának eltávolításában. Az asztrofizikusok azt sugallják, hogy ez utóbbi körülmény jelentős szerepet játszhat nemcsak a Nap, hanem más csillagok evolúciójában is, amelyekben csillagszelet észleltek. Különösen a késői spektrális osztályba tartozó csillagok szögsebességének meredek csökkenésének magyarázatára gyakran hivatkoznak arra a hipotézisre, hogy forgási lendületet adnak át a körülöttük kialakult bolygókra. A Nap szögimpulzusának elvesztésének megfontolt mechanizmusa a plazma mágneses tér jelenlétében történő kiáramlásával lehetővé teszi ennek a hipotézisnek a felülvizsgálatát.

Az átlagos mágneses tér mérései nemcsak a Föld keringési tartományában, hanem nagy heliocentrikus távolságokban is (például a Voyager 1 és 2, valamint a Pioneer 10 és 11 űrrepülőgépeken) azt mutatták, hogy az ekliptika síkjában, majdnem egybeesve a A napegyenlítő síkja, nagyságát és irányát jól leírják a képletek

fogadta Parker. Ezekben a képletekben, amelyek Arkhimédész úgynevezett Parkeri spirálját írják le, a mennyiségek B r, B j – a mágneses indukciós vektor sugárirányú és azimutális komponensei, W – a Nap forgásának szögsebessége, V– a napszél radiális komponense, a „0” index a napkorona azon pontjára utal, ahol a mágneses tér nagysága ismert.

Az Európai Űrügynökség 1990 októberében indított Ulysses űrszondája, amelynek pályáját úgy számították ki, hogy most az ekliptikai síkra merőleges síkban kering a Nap körül, teljesen megváltoztatta azt az elképzelést, hogy a napszél gömbszimmetrikus. ábrán. A 2. ábra az Ulysses űrszondán mért napszél-protonok radiális sebességének és sűrűségének eloszlását mutatja a napszélesség függvényében.

Ez az ábra a napszél paramétereinek erős szélességi függőségét mutatja. Kiderült, hogy a napszél sebessége növekszik, és a protonok sűrűsége csökken a heliográfiai szélességi körrel. És ha az ekliptika síkjában a sugársebesség átlagosan ~ 450 km/sec, a protonsűrűség pedig ~15 cm-3, akkor például a napszélesség 75°-án ezek az értékek ~700 km/sec és ~5 cm–3, ill. A napszél-paraméterek szélességi foktól való függése kevésbé kifejezett a minimális naptevékenység időszakában.

Nem álló folyamatok a napszélben.

A Parker által javasolt modell a napszél gömbszimmetriáját és paramétereinek időtől való függetlenségét feltételezi (a vizsgált jelenség stacionaritása). A Napon végbemenő folyamatok azonban általában véve nem stacionálnak, ezért a napszél sem stacioner. A paraméterek változásának jellemző időpontjai nagyon eltérő léptékűek. Különösen a napszél-paraméterekben vannak változások, amelyek a naptevékenység 11 éves ciklusához kapcsolódnak. ábrán. A 3. ábra a napszél átlagos (300 nap alatti) dinamikus nyomását mutatja az IMP-8 és a Voyager-2 űrszondákkal mérve (r V 2) a Föld keringési területén (1 AU-nál) egy 11 éves naptevékenységi ciklus alatt (az ábra felső része). ábra alján. A 3. ábra a napfoltok számának változását mutatja az 1978 és 1991 közötti időszakban (a maximális szám a maximális naptevékenységnek felel meg). Látható, hogy a napszél paraméterei egy körülbelül 11 éves jellemző idő alatt jelentősen megváltoznak. Ugyanakkor az Ulysses űrszondán végzett mérések azt mutatták, hogy nem csak az ekliptika síkjában, hanem más heliográfiai szélességeken is előfordulnak ilyen változások (a pólusokon a napszél dinamikus nyomása valamivel nagyobb, mint az egyenlítőn).

A napszél paramétereinek változása sokkal kisebb időskálán is bekövetkezhet. Például a Nap kitörései és a plazma kiáramlásának különböző sebessége a napkorona különböző régióiból bolygóközi lökéshullámok kialakulásához vezet a bolygóközi térben, amelyeket a sebesség, a sűrűség, a nyomás és a hőmérséklet éles ugrása jellemez. Képződésük mechanizmusát minőségileg az ábra mutatja. 4. Ha bármely gáz gyors áramlása (például napplazma) felzárkózik egy lassabbhoz, akkor a gáz paramétereiben tetszőleges rés jelenik meg azok érintkezési pontján, amelyben a tömeg, lendület megmaradásának törvényei. és az energia nem elégedett. Ilyen szakadás a természetben nem létezhet, és különösen két lökéshullámra bomlik (rajtuk a tömeg-, impulzus- és energiamegmaradás törvényei vezetnek az úgynevezett Hugoniot-viszonyokhoz) és egy érintőleges megszakadásra (ugyanazok a megmaradási törvények vezetnek). arra, hogy rajta a nyomásnak és a normálsebesség-komponensnek folyamatosnak kell lennie). ábrán. A 4. ábra ezt a folyamatot egy gömbszimmetrikus fáklya egyszerűsített formájában mutatja be. Itt meg kell jegyezni, hogy az ilyen struktúrák, amelyek egy előrefelé irányuló lökéshullámból, egy érintőleges folytonossági hiányból és egy második lökéshullámból (fordított lökéshullámból) állnak, úgy mozognak a Nap felől, hogy az előre irányuló lökés nagyobb sebességgel mozog, mint a a napszél, a fordított lökés a napszél sebességénél valamivel kisebb sebességgel mozog a Nap felől, és az érintőleges megszakadás sebessége megegyezik a napszél sebességével. Az ilyen szerkezeteket rendszeresen rögzítik az űrhajókra felszerelt műszerek.

A napszél paramétereinek változásáról a naptól való távolság függvényében.

A napszél sebességének változását a Naptól való távolság függvényében két erő határozza meg: a nap gravitációs ereje és a nyomásváltozásokhoz kapcsolódó erő (nyomásgradiens). Mivel a gravitációs erő a Naptól mért távolság négyzetével csökken, befolyása nagy heliocentrikus távolságok esetén jelentéktelen. A számítások azt mutatják, hogy már a Föld pályáján annak hatása, valamint a nyomásgradiens hatása elhanyagolható. Ebből következően a napszél sebessége szinte állandónak tekinthető. Ráadásul jelentősen meghaladja a hangsebességet (hiperszonikus áramlás). Ekkor a fenti hidrodinamikai egyenletből a napkorona esetében az következik, hogy az r sűrűség 1/ r 2. Az 1970-es évek közepén felbocsátott, a Naptól több tíz csillagászati ​​egységnyi távolságra elhelyezkedő amerikai Voyager 1 és 2, Pioneer 10 és 11 űrszonda megerősítette a napszél paramétereivel kapcsolatos elképzeléseket. Megerősítették az elméletileg megjósolt Parker Archimedes-spirált is a bolygóközi mágneses térre vonatkozóan. A hőmérséklet azonban nem követi az adiabatikus lehűlés törvényét, mivel a napkorona tágul. Nagyon nagy távolságra a Naptól a napszél hajlamos még felmelegedni is. Az ilyen melegedésnek két oka lehet: a plazma turbulenciájával összefüggő energiadisszipáció, illetve a Naprendszert körülvevő csillagközi közegből a napszélbe behatoló semleges hidrogénatomok hatása. A második ok a napszél nagy heliocentrikus távolságok esetén is némi fékezéséhez vezet, amelyet a fent említett űrszondán észleltek.

Következtetés.

A napszél tehát olyan fizikai jelenség, amely nemcsak a világűr természetes körülményei között elhelyezkedő plazmában zajló folyamatok tanulmányozásával kapcsolatos pusztán tudományos érdeklődésre tart számot, hanem olyan tényező is, amelyet figyelembe kell venni a világűrben lezajló folyamatok tanulmányozása során. a Föld közelébe, hiszen ezek a folyamatok valamilyen mértékben befolyásolják életünket. Különösen a Föld magnetoszférája körül áramló nagysebességű napszél áramlása befolyásolja szerkezetét, és a Nap nem stacionárius folyamatai (például a fáklyák) mágneses viharokhoz vezethetnek, amelyek megzavarják a rádiókommunikációt és befolyásolják az időjárási viszonyokat. érzékeny emberek. Mivel a napszél a napkoronából ered, a Föld keringési tartományában lévő tulajdonságai jó indikátorok a gyakorlati emberi tevékenység szempontjából fontos nap-föld kapcsolatok tanulmányozására. Ez azonban egy más terület tudományos kutatás, amelyre ebben a cikkben nem térünk ki.

Vlagyimir Baranov

NAPSZÉL- folyamatos szoláris eredetű plazmaáram, amely megközelítőleg sugárirányban terjed a Naptól és kitölti a Naprendszert a heliocentrikusig. távolságok R ~ 100 a. e. S. v. gázdinamikus során képződik. a napkorona tágulása (lásd Nap) a bolygóközi térbe. Magas hőmérsékleten, ami a napkoronában létezik (1,5 * 10 9 K), a fedőrétegek nyomása nem tudja kiegyenlíteni a koronaanyag gáznyomását, és a korona kitágul.

Az első bizonyíték a posta létezésére. a Napból származó plazmaáramlásokat L. Biermann szerezte meg az 1950-es években. az üstökösök plazmafarkára ható erők elemzéséről. 1957-ben Yu Parker (E. Parker) a koronaanyag egyensúlyi viszonyait elemezve kimutatta, hogy a korona nem lehet hidrosztatikus körülmények között. Az egyensúlynak, amint azt korábban feltételeztük, ki kell tágulnia, és ennek a tágulásnak a fennálló peremfeltételek mellett a koronaanyag szuperszonikus sebességre való felgyorsulásához kell vezetnie (lásd alább). A szovjet űrhajóban először rögzítettek napenergia eredetű plazmaáramlást. űrhajó "Luna-2" 1959-ben. Létezési bejegyzés. a plazma Napból való kiáramlása sok hónapos Amerikában végzett mérések eredményeként bebizonyosodott. tér a Mariner 2 készülék 1962-ben.

Házasodik. jellemzői S. v. táblázatban vannak megadva. 1. S. folyik. két osztályba sorolható: lassú - 300 km/s sebességgel és gyors - 600-700 km/s sebességgel. A gyors áramlások a napkorona régióiból származnak, ahol a mágneses mező szerkezete. a mezők közel vannak a radiálishoz. Néhány ilyen terület koronális lyukak. Az északi század lassú áramlásai. látszólag a korona azon részeivel vannak kapcsolatban, amelyekben tehát tangenciális mágneses komponens található. mezőket.

Táblázat 1.- A napszél átlagos jellemzői a Föld körüli pályán

Táblázat 2.- Relatív kémiai összetétel napszél

Amellett, hogy a fő a napenergia komponensei a protonok és az elektronok is megtalálhatók az összetételében. oxigén-, szilícium-, kén-, vasionok (1. ábra). A Holdon lévő fóliákba zárt gázok elemzésekor Ne és Ar atomokat találtak. Házasodik. relatív kém. összetétele S. v. táblázatban van megadva. 2. Ionizáció. halmazállapot S. v. megfelel a korona szintjének, ahol a rekombinációs idő rövid a tágulási időhöz képest Ionizációs mérések ionok hőmérséklete S. v. lehetővé teszik a napkorona elektronhőmérsékletének meghatározását.

Az N. században. eltérések figyelhetők meg. hullámok típusai: Langmuir, whistler, ion-sonic, magnetosonic, Alfven stb. (lásd. Hullámok a plazmában Az Alfvén-típusú hullámok egy része a Napon keletkezik, néhány pedig a bolygóközi közegben gerjesztődik. A hullámok generálása kisimítja a részecskeeloszlás függvényének a Maxwell-függvénytől való eltéréseit, és a mágnesesség hatásával kombinálva. mezők a plazmán ahhoz a tényhez vezet, hogy S. v. folytonos közegként viselkedik. Alfvén típusú hullámok játszanak nagy szerepet a naprendszer kis komponenseinek gyorsításában. és a protoneloszlási függvény kialakításában. Az N. században. a mágnesezett plazmára jellemző érintkezési és forgási folytonossági zavarok is megfigyelhetők.

Rizs. 1. A napszél tömegspektruma. A vízszintes tengely mentén a részecske tömegének és töltésének aránya, a függőleges tengely mentén pedig a részecskék száma, amelyek 10 s alatt regisztrálódnak a készülék energiaablakában. A „+” jellel ellátott számok az ion töltését jelzik.

N. patak be. szuperszonikus az olyan típusú hullámok sebességéhez képest, amelyek eff. energiaátvitel a S. századba. (Alfven, hang- és magnetoszonikus hullámok). Alfven és hang Mach-szám C.V. a Föld pályáján 7. Északkelet körüli áramláskor. az azt hatékonyan eltéríteni képes akadályok (a Merkúr, a Föld, a Jupiter, a Szaturnusz mágneses mezői vagy a Vénusz vezető ionoszférái, és látszólag a Mars) egy távozó orr lökéshullám keletkezik. S.v. lelassul és felmelegszik a lökéshullám elején, ami lehetővé teszi, hogy az akadály körül áramoljon. Ugyanakkor az északi században. üreg keletkezik - a magnetoszféra (akár saját, akár indukált), az alak alakját és méreteit a mágneses nyomás egyensúlya határozza meg. a bolygó mezői és az áramló plazmaáramlás nyomása (lásd. A Föld magnetoszférája, a bolygók magnetoszférája). S.-vel való interakció esetén v. egy nem vezető testnél (például a Holdnál) lökéshullám nem lép fel. A plazmaáramlást a felület elnyeli, és a test mögött egy üreg alakul ki, amely fokozatosan megtelik a plazmából származó plazmával.

A koronaplazma kiáramlásának stacionárius folyamatát felülírják a nem stacionárius folyamatok, amelyekhez társul napkitörések. Erős fellángolások során alulról anyagok szabadulnak fel. koronarégiókat a bolygóközi közegbe. Ilyenkor lökéshullám is kialakul (2. ábra), amely fokozatosan lelassul, szétterjed a Naprendszer plazmájában. A lökéshullám Földre érkezése a magnetoszféra összenyomódását idézi elő, ami után rendszerint megindul a mágnesesség kialakulása. viharok (lásd Mágneses variációk).

Rizs. 2. A bolygóközi lökéshullám terjedése és a napkitörésből való kilökődés. A nyilak a napszélplazma mozgási irányát mutatják, vonalak felirat nélkül - elektromos vezetékek mágneses mező.

Rizs. 3. A koronatágulási egyenlet megoldásainak típusai. A sebesség és a távolság a vk kritikus sebességre van normalizálva, a 2. megoldás pedig a napszélnek felel meg.

A napkorona tágulását tömeg-, impulzus- és energiamegmaradási egyenletrendszer írja le. Különféle megoldások ábra mutatja a sebesség változásának természetét a távolsággal. 3. Az 1. és 2. megoldás kis sebességeknek felel meg a korona tövénél. A két megoldás közötti választást a végtelenben lévő feltételek határozzák meg. Az 1. megoldás a korona alacsony tágulási sebességének felel meg, és nagy nyomásértékeket ad a végtelenben, vagyis ugyanazokkal a nehézségekkel szembesül, mint a statikus modell. koronák A 2. megoldás megfelel a tágulási sebesség átmenetének a hangértékek sebességén keresztül ( v to) néhány kritikus. az R távolság és az azt követő tágulás szuperszonikus sebességgel. Ez a megoldás eltűnően kicsi nyomásértéket ad a végtelenben, ami lehetővé teszi annak összeegyeztetését a csillagközi közeg alacsony nyomásával. Ezt az áramlástípust Yu Parker S.-nek nevezte. Kritikai a pont a Nap felszíne felett van, ha a korona hőmérséklete kisebb egy bizonyos kritikus értéknél. értékeket , ahol m a proton tömege, az adiabatikus kitevő és a Nap tömege. ábrán. A 4. ábra a tágulási sebesség változását mutatja a heliocentrikushoz képest. távolság az izoterm hőmérséklettől függően. izotróp korona. S. század későbbi modelljei. figyelembe kell venni a koronális hőmérséklet változásait a távolság függvényében, a közeg kétfolyadékos jellegét (elektron és proton gázok), hővezető képességet, viszkozitást, nem gömb alakú. a terjeszkedés jellege.

Rizs. 4. Napszél sebességprofilok az izoterm koronamodellhez at különböző jelentések koronális hőmérséklet.

S.v. biztosítja az alapokat hőenergia kiáramlása a koronából, mivel hőátadás a kromoszférába, el-magn. A koronasugárzás és az elektronok hővezető képessége nem elegendőek a korona hőegyensúlyának megállapításához. Az elektronikus hővezető képesség lassú hőmérsékletcsökkenést biztosít. távolsággal. S.v. nem játszik észrevehető szerepet a Nap egészének energiájában, mivel az általa elhordott energiaáramlás ~10 -7 fényesség Nap.

S.v. magával viszi a koronális mágneses teret a bolygóközi közegbe. mező. Ennek a térnek a plazmába fagyott térvonalai bolygóközi mágneses teret alkotnak. mező (MMP). Bár az IMF intenzitása alacsony, energiasűrűsége pedig kb. a kinetikai sűrűség 1%-a a napenergia energiája, nagy szerepet játszik a napenergia termodinamikájában. és a kölcsönhatások dinamikájában S. v. a naprendszer testeivel, valamint az északi áramlásokkal. egymás között. A S. század terjeszkedésének kombinációja. a Nap forgásával oda vezet, hogy a mag. az északi századba bemerevedett erővonalak az Arkhimédész-spirálhoz közeli alakúak (5. kép). Sugárirányú B Rés azimutális mágneses komponensek. a mezők az ekliptika síkjához közeli távolsággal eltérően változnak:

hol van ang. a Nap forgási sebessége, És- a központi levegő sebességének radiális komponense, a 0 index a kezdeti szintnek felel meg. A Föld pályája távolságában a mágneses iránya közötti szög. mezők és R körülbelül 45°. Nagy L mágneses. a mező majdnem merőleges R-re.

Rizs. 5. A bolygóközi mágneses erővonal alakja. - a Nap forgási szögsebessége, és - a plazma sebességének radiális komponense, R - heliocentrikus távolság.

S. v., amelyek a Nap régiói felett keletkeznek különböző. mágneses orientáció mezők, különböző orientációjú permafrost áramlásokat képez. A Naprendszer megfigyelt nagyméretű szerkezetének elkülönítése. páros számú szektorhoz különböző az IMF radiális komponensének irányát ún. bolygóközi szektorstruktúra. Jellemzői S. v. (sebesség, temp-pa, részecskekoncentráció stb.) szerdán is. az egyes szektorok keresztmetszete természetesen változik, ami a szektoron belüli gyors szoláris vízáramlással jár. A szektorok határai általában az északi lassú áramláson belül helyezkednek el. Leggyakrabban 2 vagy 4 szektort figyelnek meg, amelyek a Nappal együtt forognak. Ez a szerkezet az S. kihúzásakor keletkezik. nagyszabású mag. koronamezők, többen is megfigyelhetők. a Nap forradalmai. Az IMF szektorszerkezete annak a következménye, hogy a bolygóközi közegben egy áramréteg (CS) létezik, amely a Nappal együtt forog. A TS mágneses túlfeszültséget hoz létre. mezők - az IMF radiális összetevői rendelkeznek különböző jelek a jármű ellenkező oldalán. Ez a H. Alfven által megjósolt TS áthalad a napkorona azon részein, amelyek a Nap aktív régióihoz kapcsolódnak, és elválasztja ezeket a régiókat a különböző régióktól. a szoláris mágnes radiális komponensének jelei. mezőket. A TS megközelítőleg a napegyenlítő síkjában helyezkedik el, és összehajtott szerkezetű. A Nap forgása a TC ráncainak spirálba csavarodásához vezet (6. ábra). Az ekliptika síkjának közelében a megfigyelő a TC felett vagy alatt találja magát, ami miatt az IMF radiális komponensének eltérő előjelű szektoraiba kerül.

A Nap közelében északon. Vannak hosszanti és szélességi sebességgradiensek, amelyeket a gyors és lassú áramlások sebességének különbsége okoz. Ahogy távolodsz a Naptól, és északon a patakok közötti határ meredekebbé válik. sugárirányú sebességgradiensek keletkeznek, amelyek a kialakulásához vezetnek ütközésmentes lökéshullámok(7. ábra). Először egy lökéshullám képződik, amely a szektorok határától előre terjed (előre irányuló lökéshullám), majd egy fordított lökéshullám alakul ki, amely a Nap felé terjed.

Rizs. 6. A helioszférikus áramréteg alakja. Az ekliptika síkjával való metszéspontja (a napegyenlítőhöz ~ 7°-os szögben hajlik) megadja a bolygóközi mágneses mező megfigyelt szektorszerkezetét.

Rizs. 7. A bolygóközi mágneses mező felépítése. Rövid nyilak mutatják a napszél plazmaáramlásának irányát, vonalak nyilakkal - mágneses erővonalak, szaggatott vonalak - szektorhatárok (a rajzsík metszéspontja az aktuális réteggel).

Mivel a lökéshullám sebessége kisebb, mint a napenergia sebessége, a plazma magával ragadja a fordított lökéshullámot a Naptól távolabbi irányban. A szektorhatárok közelében lökéshullámok ~1 AU távolságra alakulnak ki. e. és több távolságra is visszavezethető. A. e. Ezek a lökéshullámok, valamint a napkitörésekből származó bolygóközi lökéshullámok és a körkörös lökéshullámok felgyorsítják a részecskéket, és ezért energetikai részecskék forrásai.

S.v. ~100 AU távolságig terjed. e., ahol a csillagközi közeg nyomása egyensúlyba hozza a dinamikát. nyomás S. v. Az üreg, amelyet a S. v. a csillagközi közegben a helioszférát alkotja (lásd. Bolygóközi környezet). a belefagyott mágnessel együtt. mező megakadályozza a galaktikus részecskék behatolását a Naprendszerbe. tér alacsony energiájú sugarak, és a kozmikus változásaihoz vezet. nagy energiájú sugarak. Az S.V-hez hasonló jelenséget más csillagokban is felfedeztek (lásd Csillagszél).

Megvilágított.: Parker E. N., Dinamikus folyamatok a bolygóközi közegben, ford. angolból, M., 1965; Brandt J., Solar Wind, ford. angolból, M., 1973; Hundhausen A., Corona Expansion and the Solar Wind, ford. angolból, M., 1976. O. L. Weisberg.