Wat is zonnewind? De samenstelling van de zon en wat is de zonnewind.

Het kan niet alleen worden gebruikt als propeller voor ruimtezeilboten, maar ook als energiebron. De meest bekende toepassing van de zonnewind in deze hoedanigheid werd voor het eerst voorgesteld door Freeman Dyson, die suggereerde dat een hoogontwikkelde beschaving een bol rond een ster zou kunnen creëren die alle door hem uitgestraalde energie zou verzamelen. Op basis hiervan werd ook een andere methode voorgesteld om naar buitenaardse beschavingen te zoeken.

Ondertussen heeft een team van onderzoekers van de Universiteit van Washington (Washington State University), geleid door Brooks Harrop (Brooks Harrop), een meer praktisch concept voorgesteld voor het gebruik van zonnewindenergie: Dyson-Harrop-satellieten. Het zijn vrij eenvoudige energiecentrales die elektronen uit de zonnewind halen. Een lange metalen staaf die naar de zon is gericht, wordt geactiveerd om een ​​magnetisch veld te genereren dat elektronen zal aantrekken. Aan het andere uiteinde bevindt zich een elektronenvalontvanger, bestaande uit een zeil en een ontvanger.

Volgens de berekeningen van Harrop zal een satelliet met een staaf van 300 meter, een dikte van 1 cm en een val van 10 meter, in een baan om de aarde tot 1,7 MW kunnen 'verzamelen'. Dit is genoeg om ongeveer 1000 particuliere woningen van energie te voorzien. Dezelfde satelliet, maar met een staaf van één kilometer en een zeil van 8400 kilometer, zal al 1 miljard miljard gigawatt aan energie (10 27 W) kunnen 'verzamelen'. Het blijft alleen om deze energie naar de aarde over te dragen om al zijn andere vormen te verlaten.

Het team van Harrop stelt voor om energie over te dragen met een laserstraal. Als het ontwerp van de satelliet zelf echter vrij eenvoudig en redelijk haalbaar is op het huidige technologieniveau, dan is het maken van een laserkabel technisch nog steeds onmogelijk. Het feit is dat om de zonnewind effectief te verzamelen, de Dyson-Harrop-satelliet buiten het vlak van de ecliptica moet liggen, wat betekent dat hij zich miljoenen kilometers van de aarde bevindt. Op zo'n afstand zal de laserstraal een vlek produceren met een diameter van duizenden kilometers. Een adequaat focussysteem zou een lens met een diameter van 10 tot 100 meter vereisen. Bovendien kunnen veel gevaren door mogelijke systeemstoringen niet worden uitgesloten. Aan de andere kant is er ook energie nodig in de ruimte zelf, en kleine Dyson-Harrop-satellieten zouden wel eens de belangrijkste bron kunnen worden, ter vervanging van zonnepanelen en kernreactoren.

Het kan waarden tot 1,1 miljoen graden Celsius bereiken. Daarom bewegen de deeltjes met een dergelijke temperatuur zeer snel. De zwaartekracht van de zon kan ze niet vasthouden en ze verlaten de ster.

De activiteit van de zon verandert gedurende de 11-jarige cyclus. Tegelijkertijd veranderen het aantal zonnevlekken, de stralingsniveaus en de massa materiaal die in de ruimte wordt uitgestoten. En deze veranderingen beïnvloeden de eigenschappen van de zonnewind - zijn magnetisch veld, snelheid, temperatuur en dichtheid. Daarom kan de zonnewind verschillende kenmerken hebben. Ze zijn afhankelijk van waar de bron zich precies op de zon bevond. En ze zijn ook afhankelijk van hoe snel dit gebied ronddraaide.

De snelheid van de zonnewind is hoger dan de bewegingssnelheid van de substantie van de coronale gaten. En haalt 800 kilometer per seconde. Deze gaten verschijnen aan de polen van de zon en op zijn lage breedtegraden. Ze krijgen de grootste afmetingen in die perioden waarin de activiteit op de zon minimaal is. De temperatuur van materie die door de zonnewind wordt meegevoerd, kan 800.000 C bereiken.

In de coronale streamergordel rond de evenaar beweegt de zonnewind langzamer - ongeveer 300 km. per seconde. Er is vastgesteld dat de temperatuur van materie die beweegt in de langzame zonnewind 1,6 miljoen C bereikt.

De zon en zijn atmosfeer bestaan ​​uit plasma en een mengsel van positief en negatief geladen deeltjes. Ze hebben extreem hoge temperaturen. Daarom verlaat materie voortdurend de zon, meegesleept door de zonnewind.

impact op de aarde

Wanneer de zonnewind de zon verlaat, vervoert hij geladen deeltjes en magnetische velden. Uitgestraald in alle richtingen beïnvloeden deeltjes van de zonnewind voortdurend onze planeet. Dit proces levert interessante effecten op.

Als het materiaal dat door de zonnewind wordt meegevoerd het oppervlak van de planeet bereikt, zal het ernstige schade toebrengen aan elke vorm van leven die erop bestaat. Daarom dient het magnetisch veld van de aarde als een schild en leidt het de paden van zonnedeeltjes rond de planeet om. Geladen deeltjes lijken daarbuiten te "stromen". Door de inslag van de zonnewind verandert het aardmagnetisch veld zodanig dat het vervormd en uitgerekt wordt aan de nachtzijde van onze planeet.

Soms stoot de zon grote hoeveelheden plasma uit, bekend als coronale massa-ejecties (CME's), of zonnestormen. Dit gebeurt het vaakst tijdens de actieve periode van de zonnecyclus, ook wel het zonnemaximum genoemd. CME's hebben een sterker effect dan de standaard zonnewind.

Sommige lichamen van het zonnestelsel, zoals de aarde, worden afgeschermd door een magnetisch veld. Maar velen van hen hebben die bescherming niet. De satelliet van onze aarde heeft geen bescherming voor zijn oppervlak. Daarom ervaart het het maximale effect van de zonnewind. Mercurius, de planeet die het dichtst bij de zon staat, heeft een magnetisch veld. Het beschermt de planeet tegen de gebruikelijke standaardwind, maar is niet bestand tegen krachtigere zonnevlammen zoals CME.

Wanneer zonnewindstromen met hoge en lage snelheid met elkaar in wisselwerking staan, creëren ze dichte gebieden die bekend staan ​​als roterende interactiegebieden (CIR's). Het zijn deze gebieden die aardmagnetische stormen veroorzaken wanneer ze in botsing komen met de atmosfeer van de aarde.

De zonnewind en de geladen deeltjes die hij draagt, kunnen de satellieten van de aarde en Global Positioning Systems (GPS) beïnvloeden. Krachtige bursts kunnen satellieten beschadigen of positiefouten veroorzaken bij gebruik van GPS-signalen van tientallen meters.

De zonnewind bereikt alle planeten in . De NASA New Horizons-missie ontdekte het tijdens het reizen tussen en.

De zonnewind bestuderen

Wetenschappers weten al sinds de jaren vijftig van het bestaan ​​van de zonnewind. Maar ondanks de enorme impact op de aarde en astronauten, kennen wetenschappers nog steeds niet veel van de kenmerken ervan. Verschillende ruimtemissies in de afgelopen decennia hebben geprobeerd dit mysterie te verklaren.

De NASA Ulysses-missie werd op 6 oktober 1990 in de ruimte gelanceerd en bestudeerde de zon op verschillende breedtegraden. Het meet al meer dan een decennium verschillende eigenschappen van de zonnewind.

De Advanced Composition Explorer ()-missie had een baan die verband hield met een van de speciale punten tussen de aarde en de zon. Het staat bekend als het Lagrange-punt. In dit gebied hebben de zwaartekrachten van de zon en de aarde dezelfde waarde. En hierdoor kan de satelliet een stabiele baan hebben. Het ACE-experiment, gelanceerd in 1997, bestudeert de zonnewind en levert realtime metingen van een constante stroom van deeltjes.

NASA's STEREO-A en STEREO-B ruimtevaartuigen bestuderen de randen van de zon vanuit verschillende hoeken om te zien hoe de zonnewind wordt geboren. Volgens NASA heeft STEREO "een unieke en revolutionaire kijk op het Earth-Sun-systeem" gegeven.

Nieuwe missies

NASA is van plan een nieuwe missie te lanceren om de zon te bestuderen. Het geeft wetenschappers hoop om nog meer te leren over de aard van de zon en de zonnewind. NASA's Parker Solar Probe, gepland voor lancering ( succesvol gelanceerd op 12.08.2018 – Navigator) in de zomer van 2018, zo zal werken dat ze letterlijk “de zon aanraken”. Na enkele jaren in een baan dicht bij onze ster te hebben gevlogen, zal de sonde voor het eerst in de geschiedenis in de corona van de zon duiken. Dit zal worden gedaan om een ​​combinatie van fantastische afbeeldingen en metingen te krijgen. Het experiment zal ons begrip van de aard van de zonnecorona vergroten en ons begrip van de oorsprong en evolutie van de zonnewind verbeteren.

Als u een fout vindt, markeer dan een stuk tekst en klik op Ctrl+Enter.

In 1957 voorspelde E. Parker, een professor aan de Universiteit van Chicago, theoretisch een fenomeen dat de "zonnewind" werd genoemd. Het duurde twee jaar voordat deze voorspelling experimenteel werd bevestigd met behulp van instrumenten die door de groep van K.I. Gringhaus op de Sovjet-ruimtevaartuigen "Luna-2" en "Luna-3" waren geïnstalleerd. Wat is dit fenomeen?

De zonnewind is een stroom van volledig geïoniseerd waterstofgas, gewoonlijk een volledig geïoniseerd waterstofplasma genoemd vanwege ongeveer dezelfde dichtheid van elektronen en protonen (quasi-neutraliteitstoestand), die met versnelling van de zon beweegt. In het gebied van de baan van de aarde (op één astronomische eenheid of 1 AU van de zon) bereikt de snelheid een gemiddelde waarde VE » 400-500 km/sec bij een protontemperatuur TE » 100.000 K en een iets hogere elektronentemperatuur ( subscript "E" hier en hierna verwijst naar de baan van de aarde). Bij dergelijke temperaturen is de snelheid met 1 AU aanzienlijk hoger dan de geluidssnelheid, d.w.z. de stroming van de zonnewind in het gebied van de baan van de aarde is supersonisch (of hypersonisch). De gemeten concentratie van protonen (of elektronen) is vrij laag en bedraagt ​​n E » 10–20 deeltjes per kubieke centimeter. Naast protonen en elektronen werden in de interplanetaire ruimte alfadeeltjes (in de orde van enkele procenten van de protonconcentratie), een kleine hoeveelheid zwaardere deeltjes en een interplanetair magnetisch veld gedetecteerd, waarvan de gemiddelde inductie bleek te zijn. op de baan van de aarde in de orde van enkele gamma's (1g = 10 –5 gauss).

De ineenstorting van het concept van een statische zonnecorona.

Lange tijd werd aangenomen dat alle stellaire atmosferen in een staat van hydrostatisch evenwicht verkeren, d.w.z. in een toestand waarin de kracht van de aantrekkingskracht van een bepaalde ster wordt gecompenseerd door de kracht die verband houdt met de drukgradiënt (drukverandering in de atmosfeer van een ster op een afstand R vanuit het centrum van de ster. Wiskundig wordt dit evenwicht uitgedrukt als een gewone differentiaalvergelijking,

waar G is de zwaartekrachtconstante, m* is de massa van de ster, P en r zijn druk en massadichtheid op enige afstand R van een ster. De massadichtheid uitdrukken uit de toestandsvergelijking voor een ideaal gas

R= r RT

door druk en temperatuur en integratie van de resulterende vergelijking, verkrijgen we de zogenaamde barometrische formule ( R is de gasconstante), die in het specifieke geval van constante temperatuur t heeft de vorm

waar P 0 is de druk aan de basis van de atmosfeer van de ster (at R = R 0). Aangezien vóór het werk van Parker werd aangenomen dat de atmosfeer van de zon, net als de atmosfeer van andere sterren, in een hydrostatisch evenwicht verkeert, werd de toestand ervan bepaald door vergelijkbare formules. Rekening houdend met het ongebruikelijke en nog niet volledig begrepen fenomeen van een sterke temperatuurstijging van ongeveer 10.000 K op het oppervlak van de zon tot 1.000.000 K in de zonnecorona, ontwikkelde S. Chapman de theorie van een statische zonnecorona, die soepel zou moeten verlopen. passeren in het lokale interstellaire medium rond het zonnestelsel. Hieruit volgde dat, volgens de ideeën van S. Chapman, de aarde, die haar omwentelingen om de zon maakt, wordt ondergedompeld in een statische zonnecorona. Deze mening werd lange tijd gedeeld door astrofysici.

De klap voor deze reeds gevestigde opvattingen werd door Parker toegebracht. Hij vestigde de aandacht op het feit dat de druk op oneindig (at R® Ґ), die wordt verkregen uit de barometrische formule, is bijna 10 keer groter dan de druk die destijds werd aanvaard voor het lokale interstellaire medium. Om deze discrepantie te elimineren, suggereerde E. Parker dat de zonnecorona niet in hydrostatisch evenwicht kan zijn, maar voortdurend moet uitbreiden naar het interplanetaire medium dat de zon omringt, d.w.z. radiale snelheid V zonnecorona is niet nul. Tegelijkertijd stelde hij voor om in plaats van de vergelijking van hydrostatisch evenwicht een hydrodynamische bewegingsvergelijking van de vorm te gebruiken, waarbij m E is de massa van de zon.

Voor een gegeven temperatuurverdeling t, als functie van de afstand tot de zon, het oplossen van deze vergelijking met behulp van de barometrische formule voor druk en de massabehoudsvergelijking in de vorm

kan worden geïnterpreteerd als de zonnewind, en het is met behulp van deze oplossing met de overgang van subsonische stroming (at R r *) naar supersonisch (at R > R*) druk kan worden aangepast R met druk in het lokale interstellaire medium, en bijgevolg is het deze oplossing, de zonnewind genaamd, die in de natuur voorkomt.

De eerste directe metingen van de parameters van interplanetair plasma, die werden uitgevoerd op het eerste ruimtevaartuig dat de interplanetaire ruimte inging, bevestigden de juistheid van Parker's idee van de aanwezigheid van een supersonische zonnewind, en het bleek dat zelfs in de gebied van de baan van de aarde, is de snelheid van de zonnewind veel groter dan de snelheid van het geluid. Sindsdien lijdt het geen twijfel dat Chapman's idee van het hydrostatische evenwicht van de zonneatmosfeer onjuist is en dat de zonnecorona zich continu met supersonische snelheid uitbreidt naar de interplanetaire ruimte. Iets later toonden astronomische waarnemingen aan dat veel andere sterren ook "stellaire winden" hebben die vergelijkbaar zijn met de zonnewind.

Ondanks dat de zonnewind theoretisch was voorspeld op basis van een bolsymmetrisch hydrodynamisch model, bleek het fenomeen zelf veel gecompliceerder.

Wat is het echte beeld van de beweging van de zonnewind? Lange tijd werd de zonnewind als bolsymmetrisch beschouwd, d.w.z. onafhankelijk van de lengte- en breedtegraad van de zon. Aangezien ruimtevaartuigen vóór 1990, toen het ruimtevaartuig Ulysses werd gelanceerd, voornamelijk in het vlak van de ecliptica vlogen, gaven metingen aan dergelijke ruimtevaartuigen alleen in dit vlak verdelingen van zonnewindparameters. Berekeningen op basis van waarnemingen van de afbuiging van de komeetstaart gaven de geschatte onafhankelijkheid van de parameters van de zonnewind van de zonnebreedte aan, maar deze conclusie op basis van komeetwaarnemingen was niet voldoende betrouwbaar vanwege de moeilijkheden bij het interpreteren van deze waarnemingen. Hoewel de longitudinale afhankelijkheid van de parameters van de zonnewind werd gemeten door instrumenten die op ruimtevaartuigen waren geïnstalleerd, was deze niettemin ofwel onbeduidend en werd ze geassocieerd met het interplanetaire magnetische veld van zonne-oorsprong, of met niet-stationaire processen op de zon op korte termijn (voornamelijk zonnevlammen ).

Metingen van de plasma- en magnetische veldparameters in het eclipticavlak toonden aan dat zogenaamde sectorstructuren met verschillende zonnewindparameters en verschillende magnetische veldrichtingen in de interplanetaire ruimte kunnen voorkomen. Dergelijke structuren draaien met de zon mee en geven duidelijk aan dat ze het resultaat zijn van een vergelijkbare structuur in de zonneatmosfeer, waarvan de parameters dus afhankelijk zijn van de lengtegraad van de zon. Kwalitatief wordt de structuur met vier sectoren getoond in Fig. een.

Tegelijkertijd detecteren telescopen op de grond een algemeen magnetisch veld op het oppervlak van de zon. De gemiddelde waarde ervan wordt geschat op 1 G, hoewel in individuele fotosferische formaties, bijvoorbeeld in zonnevlekken, het magnetische veld orden van grootte groter kan zijn. Aangezien plasma een goede geleider van elektriciteit is, interageren de magnetische velden van de zon op de een of andere manier met de zonnewind door het verschijnen van een ponderomotorische kracht. J ґ B. Deze kracht is klein in radiale richting, d.w.z. het heeft praktisch geen invloed op de verdeling van de radiale component van de zonnewind, maar de projectie ervan op een richting loodrecht op de radiale leidt tot het verschijnen van een tangentiële snelheidscomponent in de zonnewind. Hoewel deze component bijna twee orden van grootte kleiner is dan de radiale, speelt het een belangrijke rol bij het verwijderen van het impulsmoment van de zon. Astrofysici suggereren dat de laatste omstandigheid een belangrijke rol kan spelen in de evolutie, niet alleen van de zon, maar ook van andere sterren waarin een stellaire wind is ontdekt. Om de scherpe afname van de hoeksnelheid van laat-type sterren te verklaren, wordt in het bijzonder vaak de hypothese aangevoerd dat ze het rotatiemomentum overdragen op de planeten die om hen heen worden gevormd. Het weloverwogen mechanisme van het verlies van het impulsmoment van de zon door de uitstroom van plasma eruit in de aanwezigheid van een magnetisch veld, opent de mogelijkheid om deze hypothese te herzien.

Metingen van het gemiddelde magnetische veld, niet alleen in het gebied van de baan van de aarde, maar ook op grote heliocentrische afstanden (bijvoorbeeld op de ruimtevaartuigen Voyager 1 en 2 en Pioneer 10 en 11) toonden aan dat in het eclipticavlak, dat bijna samenvalt met het vlak van de zonne-evenaar, de grootte en richting worden goed beschreven door de formules

ontvangen door Parker. In deze formules, die de zogenaamde Parkerspiraal van Archimedes beschrijven, zijn de hoeveelheden B R , B j zijn respectievelijk de radiale en azimutale componenten van de magnetische inductievector, W is de hoeksnelheid van de rotatie van de zon, V is de radiale component van de zonnewind, index "0" verwijst naar het punt van de zonnecorona waarop de grootte van het magnetische veld bekend is.

De lancering door de European Space Agency in oktober 1990 van het Ulysses-ruimtevaartuig, waarvan de baan zo was berekend dat het momenteel rond de zon draait in een vlak dat loodrecht op het vlak van de ecliptica staat, veranderde het idee dat de zonnewind sferisch symmetrisch is, volledig. Op afb. Figuur 2 toont de verdelingen van de radiale snelheid en dichtheid van zonnewindprotonen gemeten op het Ulysses-ruimtevaartuig als functie van de zonnebreedte.

Deze figuur toont een sterke breedtegraad-afhankelijkheid van de parameters van de zonnewind. Het bleek dat de snelheid van de zonnewind toeneemt en de dichtheid van protonen afneemt met de heliografische breedtegraad. En als in het vlak van de ecliptica de radiale snelheid gemiddeld ~ 450 km/s is, en de protondichtheid ~15 cm-3, dan zijn deze waarden bijvoorbeeld op 75° zonnebreedte ~700 km/ s en ~ 5 cm-3, respectievelijk. De afhankelijkheid van zonnewindparameters van de breedtegraad is minder uitgesproken tijdens perioden van minimale zonneactiviteit.

Niet-stationaire processen in de zonnewind.

Het door Parker voorgestelde model gaat uit van de sferische symmetrie van de zonnewind en de onafhankelijkheid van zijn parameters van tijd (de stationariteit van het fenomeen in kwestie). De processen die op de zon plaatsvinden, zijn echter over het algemeen niet stationair, en bijgevolg is de zonnewind ook niet stationair. De karakteristieke tijden van parametervariatie hebben zeer verschillende schalen. In het bijzonder zijn er veranderingen in de parameters van zonnewind die verband houden met de 11-jarige cyclus van zonneactiviteit. Op afb. Figuur 3 toont de gemiddelde (over 300 dagen) dynamische druk van de zonnewind (r V 2) in het gebied van de baan van de aarde (met 1 AU) gedurende een 11-jarige zonnecyclus van zonneactiviteit (bovenste deel van de figuur). Op de onderkant van Afb. Figuur 3 toont de verandering in het aantal zonnevlekken van 1978 tot 1991 (het maximale aantal komt overeen met de maximale zonneactiviteit). Het is te zien dat de parameters van de zonnewind aanzienlijk veranderen over een karakteristieke tijd van ongeveer 11 jaar. Tegelijkertijd toonden metingen aan het Ulysses-ruimtevaartuig aan dat dergelijke veranderingen niet alleen plaatsvinden in het vlak van de ecliptica, maar ook op andere heliografische breedtegraden (aan de polen is de dynamische druk van de zonnewind iets hoger dan op de evenaar) .

Veranderingen in parameters van zonnewind kunnen ook optreden op veel kleinere tijdschalen. Zo leiden bijvoorbeeld uitbarstingen op de zon en verschillende snelheden van plasma-uitstroom uit verschillende regio's van de zonnecorona tot de vorming van interplanetaire schokgolven in de interplanetaire ruimte, die worden gekenmerkt door een scherpe sprong in snelheid, dichtheid, druk en temperatuur . Kwalitatief wordt het mechanisme van hun vorming getoond in Fig. 4. Wanneer een snelle stroom van een gas (bijvoorbeeld zonneplasma) een langzamere inhaalt, dan treedt op de plaats van hun contact een willekeurige discontinuïteit van gasparameters op, waarop de wetten van behoud van massa, momentum en energie zijn niet tevreden. Een dergelijke discontinuïteit kan in de natuur niet bestaan ​​en splitst zich met name in twee schokgolven (de wetten van behoud van massa, momentum en energie daarop leiden tot de zogenaamde Hugoniot-relaties) en een tangentiële discontinuïteit (dezelfde behoudswetten leiden tot druk en de normale snelheidscomponent moet continu zijn). Op afb. 4 is dit proces weergegeven in een vereenvoudigde vorm van een sferisch symmetrische flits. Hierbij moet worden opgemerkt dat dergelijke structuren, bestaande uit een voorwaartse schokgolf (voorwaartse schok), een tangentiële discontinuïteit en een tweede schokgolf (omgekeerde schok), zodanig van de zon weg bewegen dat de voorwaartse schok met een grotere snelheid beweegt. dan de zonnewindsnelheid, beweegt de omgekeerde schok van de zon met een snelheid die iets minder is dan de zonnewindsnelheid, en de tangentiële discontinuïteitssnelheid is gelijk aan de zonnewindsnelheid. Dergelijke structuren worden regelmatig geregistreerd door instrumenten die op ruimtevaartuigen zijn geïnstalleerd.

Over de verandering in zonnewindparameters met de afstand tot de zon.

De verandering in de snelheid van de zonnewind met de afstand tot de zon wordt bepaald door twee krachten: de kracht van de zonnezwaartekracht en de kracht die gepaard gaat met een verandering in druk (drukgradiënt). Aangezien de zwaartekracht afneemt met het kwadraat van de afstand tot de zon, is de invloed ervan op grote heliocentrische afstanden onbeduidend. Berekeningen laten zien dat al in de baan van de aarde de invloed ervan, evenals de invloed van de drukgradiënt, kan worden verwaarloosd. Daarom kan de snelheid van de zonnewind als bijna constant worden beschouwd. Tegelijkertijd overschrijdt het de geluidssnelheid aanzienlijk (de stroom is hypersonisch). Dan volgt uit de bovenstaande hydrodynamische vergelijking voor de zonnecorona dat de dichtheid r afneemt met 1/ R 2. Het Amerikaanse ruimtevaartuig Voyager 1 en 2, Pioneer 10 en 11, gelanceerd in het midden van de jaren zeventig en nu geplaatst op afstanden van enkele tientallen astronomische eenheden van de zon, bevestigde deze ideeën over de parameters van de zonnewind. Ze bevestigden ook de theoretisch voorspelde Parker-spiraal van Archimedes voor het interplanetaire magnetische veld. De temperatuur volgt echter niet de adiabatische afkoelingswet als de zonnecorona uitzet. Op zeer grote afstanden van de zon heeft de zonnewind zelfs de neiging om op te warmen. Een dergelijke verwarming kan twee redenen hebben: energiedissipatie geassocieerd met plasmaturbulentie en de invloed van neutrale waterstofatomen die de zonnewind binnendringen vanuit het interstellaire medium dat het zonnestelsel omringt. De tweede reden leidt ook tot enige vertraging van de zonnewind op grote heliocentrische afstanden, die werd ontdekt op het bovengenoemde ruimtevaartuig.

Gevolgtrekking.

De zonnewind is dus een natuurkundig fenomeen dat niet alleen van puur academisch belang is in verband met de studie van processen in plasma in natuurlijke ruimteomstandigheden, maar ook een factor waarmee rekening moet worden gehouden bij het bestuderen van processen die plaatsvinden in de buurt van de aarde , aangezien deze processen op de een of andere manier ons leven beïnvloeden. Vooral snelle zonnewindstromen, die rond de magnetosfeer van de aarde stromen, tasten de structuur van de aarde aan, en niet-stationaire processen op de zon (bijvoorbeeld fakkels) kunnen leiden tot magnetische stormen die de radiocommunicatie verstoren en het welzijn van de aarde aantasten. weersgevoelige mensen. Aangezien de zonnewind zijn oorsprong vindt in de zonnecorona, zijn zijn eigenschappen in het gebied van de baan van de aarde een goede indicator voor het bestuderen van de relaties tussen de zon en de aarde die belangrijk zijn voor praktische menselijke activiteit. Dit is echter een ander gebied van wetenschappelijk onderzoek, waar we in dit artikel niet op in zullen gaan.

Vladimir Baranov

De atmosfeer van de zon bestaat voor 90% uit waterstof. Het verste deel ervan van het oppervlak wordt de corona van de zon genoemd en is duidelijk zichtbaar tijdens totale zonsverduisteringen. De temperatuur van de corona bereikt 1,5-2 miljoen K en het gas van de corona is volledig geïoniseerd. Bij een dergelijke plasmatemperatuur is de thermische snelheid van protonen ongeveer 100 km/s en die van elektronen enkele duizenden kilometers per seconde. Om zonneaantrekking te overwinnen, is een beginsnelheid van 618 km/s, de tweede ruimtesnelheid van de zon, voldoende. Daarom is er een constante lekkage van plasma uit de zonnecorona in de ruimte. Deze stroom van protonen en elektronen wordt de zonnewind genoemd.

Nadat de aantrekkingskracht van de zon is overwonnen, vliegen de deeltjes van de zonnewind langs rechte banen. De snelheid van elk deeltje met de verwijdering verandert bijna niet, maar het kan anders zijn. Deze snelheid hangt voornamelijk af van de toestand van het zonneoppervlak, van het "weer" op de zon. Gemiddeld is het v 470 km/s. De zonnewind legt de afstand naar de aarde in 3-4 dagen af. De dichtheid van deeltjes daarin neemt omgekeerd evenredig af met het kwadraat van de afstand tot de zon. Op een afstand gelijk aan de straal van de baan van de aarde, in 1 cm 3, zijn er gemiddeld 4 protonen en 4 elektronen.

De zonnewind vermindert de massa van onze ster - de zon - met 109 kg per seconde. Hoewel dit aantal op aarde groot lijkt, is het in werkelijkheid klein: de afname van de zonnemassa kan alleen worden waargenomen over duizenden keren langer dan de huidige leeftijd van de zon, die ongeveer 5 miljard jaar is.

De interactie van de zonnewind met het magnetische veld is interessant en ongebruikelijk. Het is bekend dat geladen deeltjes gewoonlijk in een magnetisch veld H langs een cirkel of langs spiraallijnen bewegen. Dit is echter alleen waar als het magnetische veld sterk genoeg is. Om precies te zijn, voor de beweging van geladen deeltjes in een cirkel, is het noodzakelijk dat de energiedichtheid van het magnetische veld H 2 /8π groter is dan de kinetische energiedichtheid van het bewegende plasma ρv 2 /2. In de zonnewind is de situatie omgekeerd: het magnetische veld is zwak. Daarom bewegen geladen deeltjes zich in rechte lijnen, terwijl het magnetische veld niet constant is, beweegt het mee met de stroom van deeltjes, alsof ze door deze stroom worden meegevoerd naar de periferie van het zonnestelsel. De richting van het magnetische veld in de gehele interplanetaire ruimte blijft dezelfde als op het oppervlak van de zon ten tijde van het vrijkomen van het zonnewindplasma.

Het magnetische veld verandert in de regel 4 keer van richting wanneer het rond de evenaar van de zon gaat. De zon draait: punten op de evenaar maken een revolutie in T \u003d 27 dagen. Daarom wordt het interplanetaire magnetische veld langs spiralen geleid (zie Fig.), en het hele beeld van dit patroon roteert na de rotatie van het zonneoppervlak. De rotatiehoek van de zon verandert als φ = 2π/T. De afstand tot de zon neemt toe met de snelheid van de zonnewind: r = vt. Vandaar de vergelijking van spiralen in Fig. heeft de vorm: φ = 2πr/vT. Op een afstand van de baan van de aarde (r = 1,5 10 11 m) is de hellingshoek van het magnetische veld met de straalvector, zoals gemakkelijk kan worden geverifieerd, 50°. Gemiddeld wordt deze hoek gemeten door ruimtevaartuigen, maar niet helemaal dicht bij de aarde. Bij de planeten is het magnetische veld echter anders gerangschikt (zie Magnetosfeer).

zonnige wind

- een continue stroom plasma van zonne-oorsprong, die zich ongeveer radiaal vanaf de zon voortplant en het zonnestelsel met zichzelf vult tot het heliocentrische. afstanden ~100 AU sv gevormd tijdens gasdynamisch expansie in de interplanetaire ruimte. Bij hoge temperaturen, die voorkomen in de zonnecorona (K), kan de druk van de bovenliggende lagen de gasdruk van de corona-materie niet in evenwicht houden en zet de corona uit.

Het eerste bewijs van het bestaan ​​van een constante plasmastroom van de zon werd in de jaren vijftig verkregen door L. Birman (Duitsland). over de analyse van de krachten die op de plasmastaarten van kometen inwerken. In 1957 toonde J. Parker (VS), die de evenwichtsomstandigheden voor de corona-materie analyseerde, aan dat de corona niet onder hydrostatische omstandigheden kan zijn. evenwicht, zoals eerder werd aangenomen, maar zou moeten uitbreiden, en deze expansie, onder de bestaande randvoorwaarden, zou moeten leiden tot versnelling van de coronale materie tot supersonische snelheden.

Gemiddelde kenmerken S.v. worden gegeven in de tabel. 1. Voor het eerst werd een plasmastroom van zonne-oorsprong geregistreerd bij het tweede Sovjet-ruimtevaartuig. raket "Luna-2" in 1959. Het bestaan ​​van een constante uitstroom van plasma uit de zon werd bewezen als resultaat van vele maandenlange metingen aan de Amer. AMS "Mariner-2" in 1962

Tabel 1. Gemiddelde kenmerken van de zonnewind in de baan van de aarde

Snelheid	400 km/s
Protondichtheid	6 cm -3
Proton temperatuur	NAAR
Elektronen temperatuur	NAAR
Magnetische veldsterkte	E
Protonfluxdichtheid	cm -2 s -1
Kinetische energiefluxdichtheid:	0,3 ergsm -2 s -1

S.v. stromen kan worden onderverdeeld in twee klassen: langzaam - met een snelheid van km / s en snel - met een snelheid van 600-700 km / s. Snelle stromen komen uit die gebieden van de corona waar het magnetische veld bijna radiaal is. Sommige van deze gebieden yavl. . Langzame stromen S.v. blijkbaar geassocieerd met delen van de kroon, waar een middel is. tangentiële magnetische component. velden.

Naast de hoofdbestanddelen van S.v. - protonen en elektronen -deeltjes, sterk geïoniseerde ionen van zuurstof, silicium, zwavel en ijzer werden ook gevonden in zijn samenstelling (Fig. 1). Bij de analyse van gassen gevangen in folies die waren blootgesteld aan de maan, werden Ne- en Ar-atomen gevonden. Gemiddelde chem. samenstelling van S.v. wordt gegeven in de tabel. 2.

Tabel 2. Relatieve chemische samenstelling van de zonnewind

Element	Familielid inhoud
H	0,96
3He
4 He	0,04
O
nee
Si
Ar
Fe

ionisatie stand van zaken S.v. komt overeen met het niveau in de corona waar de recombinatietijd klein wordt in vergelijking met de expansietijd, d.w.z. op afstand. Ionisatie metingen. ionentemperaturen S.v. maken het mogelijk om de elektronentemperatuur van de zonnecorona te bepalen.

sv draagt ​​het coronale magnetische veld met zich mee in het interplanetaire medium. veld. De krachtlijnen van dit veld, bevroren in het plasma, vormen het interplanetaire magnetische veld. veld (MMP). Hoewel de intensiteit van het IMF klein is en de energiedichtheid ca. 1% van kinetiek S.V.-energie, het speelt een belangrijke rol in de thermodynamica van S.V. en in de dynamiek van interacties S.v. met de lichamen van het zonnestelsel en stromen van S.v. tussen hun zelf. S.v. uitbreidingscombinatie met de rotatie van de zon leidt tot het feit dat de magn. power lyonies bevroren in de S.V. hebben een vorm die dicht bij de spiralen van Archimedes ligt (Fig. 2). Radiale en azimutale componenten van het magn. velden nabij het vlak van de ecliptica veranderen met afstand:
,
waar R- heliocentrisch. afstand, - hoeksnelheid van de rotatie van de zon, jij R- radiale component van S.V.-snelheid, index "0" komt overeen met het initiële niveau. Op een afstand van de baan van de aarde, de hoek tussen de richtingen van de magnetische. velden en richting naar de zon, op grote heliocentrische. IMF-afstanden staan ​​bijna loodrecht op de richting naar de zon.

S.V., ontstaan ​​boven gebieden van de zon met verschillende oriëntaties van het magnetische. velden, formulieren stromen in verschillend georiënteerde IMF - de zogenaamde. interplanetair magnetisch veld.

in sv verschillende soorten golven worden waargenomen: Langmuir, fluiters, ionosonic, magnetosonic, enz. (zie). Sommige golven worden gegenereerd op de zon, andere worden geëxciteerd in het interplanetaire medium. Het genereren van golven egaliseert de afwijkingen van de deeltjesverdelingsfunctie van de Maxwelliaan en leidt ertoe dat de S.V. gedraagt ​​zich als een continuüm. Golven van het type Alfvén spelen een belangrijke rol bij de versnelling van kleine onderdelen van de r.v. en bij de vorming van de protonverdelingsfunctie. in sv contact- en rotatiediscontinuïteiten worden ook waargenomen, die kenmerkend zijn voor een gemagnetiseerd plasma.

Flow S.V. jawel. supersonisch in verhouding tot de snelheid van dat soort golven, to-rogge zorgt voor een efficiënte energieoverdracht in S.v. (Alfvén, geluid en magnetosonische golven), Alfvén en geluid Mach-nummers S.v. in de baan van de aarde. Wanneer obtrekanie S.v. obstakels die S.v. (magnetische velden van Mercurius, Aarde, Jupiter, Staurn of de geleidende ionosferen van Venus en, blijkbaar, Mars), wordt een boegschokgolf gevormd. sv wordt afgeremd en verwarmd aan de voorkant van de schokgolf, waardoor deze rond een obstakel kan stromen. Tegelijkertijd, in S.v. er wordt een holte gevormd - de magnetosfeer (eigen of geïnduceerd), de vorm en grootte van de zwerm wordt bepaald door de drukbalans van de magneet. het veld van de planeet en de druk van de stromende plasmastroom (zie ). De laag verwarmd plasma tussen de schokgolf en het gestroomlijnde obstakel wordt genoemd. overgangsgebied. De temperaturen van ionen aan de voorkant van de schokgolf kunnen 10-20 keer toenemen, elektronen - met 1,5-2 keer. Schokgolf yavl. , waarvan de thermalisatie van de stroom wordt geleverd door collectieve plasmaprocessen. De dikte van het schokgolffront is ~100 km en wordt bepaald door de groeisnelheid (magnetosonisch en/of lager hybride) tijdens de interactie van de aankomende stroom en een deel van de ionenstroom die vanaf het front wordt gereflecteerd. Bij interactie S.v. bij een niet-geleidend lichaam (de Maan) ontstaat er geen schokgolf: de plasmastroom wordt geabsorbeerd door het oppervlak, en achter het lichaam vormt zich een S.v. geleidelijk gevuld met plasma. holte.

Het stationaire proces van corona-plasma-uitstroom wordt gesuperponeerd door niet-stationaire processen die verband houden met . Tijdens sterke zonnevlammen wordt materie uit de lagere regionen van de corona in het interplanetaire medium uitgestoten. In dit geval wordt ook een schokgolf gevormd (Fig. 3), die geleidelijk vertraagt ​​naarmate de S.V. door het plasma beweegt. De komst van de schokgolf naar de aarde leidt tot compressie van de magnetosfeer, waarna meestal de ontwikkeling van het magnetische veld begint. stormen.

De vergelijking die de uitzetting van de zonnecorona beschrijft, kan worden verkregen uit het systeem van vergelijkingen voor het behoud van massa en impulsmoment. De oplossingen voor deze vergelijking, die de verschillende aard van de verandering in snelheid met de afstand beschrijven, worden getoond in Fig. 4. Oplossingen 1 en 2 komen overeen met lage snelheden aan de basis van de corona. De keuze tussen deze twee oplossingen wordt bepaald door de omstandigheden op oneindig. Oplossing 1 komt overeen met lage coronale uitzettingssnelheden ("zonnebries", volgens J. Chamberlain, VS) en geeft hoge drukwaarden op oneindig, d.w.z. ondervindt dezelfde moeilijkheden als het statische model. kronen. Oplossing 2 komt overeen met de passage van de uitdijingssnelheid door de waarde van de geluidssnelheid ( v K) op een aantal kritische afstand R K en daaropvolgende expansie met supersonische snelheden. Deze oplossing geeft een verdwijnend kleine waarde van de druk op oneindig, wat het mogelijk maakt om deze te matchen met de lage druk van het interstellaire medium. Parker noemde dit type stroom de zonnewind. kritisch het punt ligt boven het oppervlak van de zon, als de temperatuur van de corona lager is dan een bepaalde kritische waarde. waarden, waar m- protonmassa, - adiabatische exponent. Op afb. 5 toont de verandering in expansiesnelheid met heliocentrisch. afstand afhankelijk van de isotherme temperatuur. isotrope corona. Latere modellen van S.v. houd rekening met variaties in de coronale temperatuur met afstand, twee-vloeistofkarakter van het medium (elektronen- en protongassen), thermische geleidbaarheid, viscositeit, niet-sferische aard van de uitzetting. Aanpak van de stof S.v. met betrekking tot een continu medium wordt gerechtvaardigd door de aanwezigheid van IMF en de collectieve aard van de interactie van S.V.-plasma, als gevolg van verschillende soorten instabiliteiten. sv biedt de belangrijkste de uitstroom van thermische energie van de corona, als warmteoverdracht naar de chromosfeer, elektromagneet. straling van sterk geïoniseerde coronamaterie en elektronische thermische geleidbaarheid S.V. onvoldoende om thermisch vast te stellen. kroon balans. Elektronische thermische geleidbaarheid zorgt voor een langzame verlaging van de temperatuur van S.V. met afstand. sv speelt geen rol van betekenis in de energie van de zon als geheel, omdat de energiestroom die erdoor wordt meegevoerd is ~ 10 -8