Wat is de zonnewind? Samenstelling van de zon en wat is zonnewind.

Het kan niet alleen worden gebruikt als voortstuwingsapparaat voor ruimtezeilschepen, maar ook als energiebron. De bekendste 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 energie zou verzamelen die deze uitstraalde. Op basis hiervan werd ook een andere methode voorgesteld om naar buitenaardse beschavingen te zoeken.

Ondertussen stelde een team van onderzoekers van de Universiteit van Washington (Washington State University), onder leiding van Brooks Harrop, een praktischer concept voor het gebruik van zonnewindenergie voor: de Dyson-Harrop-satellieten. Het zijn vrij eenvoudige energiecentrales die elektronen uit de zonnewind oogsten. Er wordt spanning aangelegd op een lange metalen staaf die naar de zon is gericht om spanning te genereren magnetisch veld, wat 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 1.000 particuliere woningen van stroom te voorzien. Dezelfde satelliet, maar met een kilometerlange staaf en een zeil van 8400 kilometer, zal 1 miljard miljard gigawatt aan energie (10 27 W) kunnen “verzamelen”. Het enige dat overblijft is deze energie naar de aarde over te brengen, zodat alle andere soorten ervan achterwege kunnen blijven.

Het team van Harrop stelt voor om energie over te brengen met behulp van 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. Feit is dat de Dyson-Harrop-satelliet, om effectief zonnewind te kunnen verzamelen, buiten het eclipticavlak moet liggen, wat betekent dat hij zich miljoenen kilometers van de aarde bevindt. Op deze afstand produceert de laserstraal een vlek met een diameter van duizenden kilometers. Voor een adequaat focussysteem is een lens met een diameter van 10 tot 100 meter nodig. Bovendien kunnen veel gevaren door mogelijke systeemstoringen niet worden uitgesloten. Aan de andere kant is er energie nodig in de ruimte zelf, en kleine Dyson-Harrop-satellieten zouden wel eens de belangrijkste bron ervan kunnen worden, ter vervanging van energie. zonnepanelen en kernreactoren.

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

De activiteit van de zon varieert over een cyclus van elf jaar. 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: het magnetische veld, de snelheid, de temperatuur en de dichtheid. Daarom kan de zonnewind hebben verschillende kenmerken. Ze zijn afhankelijk van waar de bron zich precies op de zon bevond. En ze zijn ook afhankelijk van hoe snel dit gebied draaide.

De snelheid van de zonnewind is hoger dan de bewegingssnelheid van het materiaal van de coronale gaten. En bereikt 800 kilometer per seconde. Deze gaten verschijnen aan de polen van de zon en op lage breedtegraden. Zij verwerven grootste afmetingen tijdens perioden waarin de activiteit op de zon minimaal is. De temperatuur van materiaal dat door de zonnewind wordt meegevoerd, kan oplopen tot 800.000 C.

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 zijn samengesteld uit plasma en een mengsel van positief en negatief geladen deeltjes. Ze hebben extreem hoge temperaturen. Daarom verlaat materie voortdurend de zon, meegevoerd door de zonnewind.

Impact op aarde

Wanneer de zonnewind de zon verlaat, vervoert deze geladen deeltjes en magnetische velden. Zonnewinddeeltjes die in alle richtingen worden uitgestoten, hebben voortdurend invloed op onze planeet. Dit proces levert interessante effecten op.

Als materiaal dat door de zonnewind wordt meegevoerd het oppervlak van de planeet bereikt, zal het ernstige schade toebrengen aan elke vorm van leven die daarop bestaat. Daarom dient het magnetische veld van de aarde als een schild, waardoor de banen van zonnedeeltjes rond de planeet worden omgeleid. Geladen deeltjes lijken erbuiten te ‘stromen’. De invloed van de zonnewind verandert het magnetische veld van de aarde zodanig dat het aan de nachtzijde van onze planeet vervormd en uitgerekt wordt.

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

Sommige lichamen in het zonnestelsel, zoals de aarde, worden afgeschermd door een magnetisch veld. Maar velen van hen genieten niet zo'n bescherming. De satelliet van onze aarde heeft geen bescherming voor zijn oppervlak. Daarom ervaart het maximale blootstelling aan zonnewind. Mercurius, de planeet die het dichtst bij de zon staat, heeft een magnetisch veld. Het beschermt de planeet tegen normale standaardwinden, maar is niet bestand tegen krachtigere uitbarstingen zoals CME.

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

zonnige wind en de geladen deeltjes die het vervoert, kunnen aardse satellieten en Global Positioning Systems (GPS) beïnvloeden. Krachtige uitbarstingen kunnen satellieten beschadigen of coördinaatfouten veroorzaken bij gebruik van GPS-signalen op tientallen meters afstand.

De zonnewind bereikt alle planeten in . NASA's New Horizons-missie ontdekte het tijdens een reis tussen en.

Het bestuderen van de zonnewind

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

NASA's Ulysses-missie, die op 6 oktober 1990 de ruimte in werd gelanceerd, bestudeerde de zon op verschillende breedtegraden. Ze heeft gemeten diverse eigendommen zonnewind al meer dan tien jaar.

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 Lagrangepunt. In dit gebied zwaartekrachten van de zon en de aarde hebben dezelfde waarde. En hierdoor kan de satelliet een stabiele baan hebben. Het ACE-experiment, gelanceerd in 1997, bestudeert de zonnewind en biedt realtime metingen van de constante stroom deeltjes.

NASA's STEREO-A- en STEREO-B-ruimtevaartuigen bestuderen de randen van de zon verschillende kanten om te zien hoe de zonnewind ontstaat. Volgens NASA bood STEREO "een uniek en revolutionair beeld van het aarde-zonsysteem".

Nieuwe missies

NASA is van plan een nieuwe missie te lanceren om de zon te bestuderen. Het geeft wetenschappers de hoop nog meer te leren over de aard van de zon en de zonnewind. NASA Parker-zonnesonde gepland voor lancering ( succesvol gelanceerd 08/12/2018 – Navigator) in de zomer van 2018, zal zo werken dat het letterlijk “de zon raakt”. Na een aantal jaren in een baan rond onze ster te hebben gevlogen, zal de sonde voor het eerst in de geschiedenis in de zonnecorona duiken. Dit wordt gedaan om een ​​combinatie van fantastische beelden en metingen te verkrijgen. Het experiment zal ons begrip van de aard van de zonnecorona vergroten en het begrip van de oorsprong en evolutie van de zonnewind verbeteren.

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

In 1957 voorspelde professor E. Parker van de Universiteit van Chicago theoretisch het 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. Wat is dit fenomeen?

De zonnewind is een stroom volledig geïoniseerd waterstofgas, gewoonlijk volledig geïoniseerd waterstofplasma genoemd vanwege de ongeveer gelijke dichtheid van elektronen en protonen (quasineutraliteitstoestand), die zich van de zon af versnelt. 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 van V E »400–500 km/sec bij een protontemperatuur TE »100.000 K en een iets hogere elektronentemperatuur ( index “E” verwijst hier en hierna naar de baan van de aarde). Bij dergelijke temperaturen is de snelheid aanzienlijk hoger dan de geluidssnelheid met 1 AU, d.w.z. De stroom van zonnewind in het gebied van de baan van de aarde is supersonisch (of hypersonisch). De gemeten concentratie protonen (of elektronen) is vrij klein 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 ontdekt, waarvan de gemiddelde inductiewaarde bleek in de orde van grootte van verschillende gamma's in de baan van de aarde (1g = 10 –5 gauss).

De ineenstorting van het idee van een statische zonnecorona.

Lange tijd werd aangenomen dat alle sterrenatmosferen zich in een staat van hydrostatisch evenwicht bevinden, d.w.z. in een toestand waarin de zwaartekrachtaantrekking van een bepaalde ster in evenwicht wordt gehouden door de kracht die verband houdt met de drukgradiënt (de verandering in druk in de atmosfeer van de ster op een afstand R vanuit het centrum van de ster. Wiskundig wordt dit evenwicht uitgedrukt als een gewone differentiaalvergelijking,

Waar G– zwaartekrachtconstante, M* – massa van de ster, P en r – druk en massadichtheid op enige afstand R van de ster. Het uitdrukken van de massadichtheid uit de toestandsvergelijking voor een ideaal gas

R= r RT

door druk en temperatuur en door de resulterende vergelijking te integreren, verkrijgen we de zogenaamde barometrische formule ( R– gasconstante), wat in het specifieke geval van een constante temperatuur het geval is T lijkt op

Waar P 0 – vertegenwoordigt de druk aan de basis van de atmosfeer van de ster (bij R = R 0). Omdat vóór het werk van Parker werd aangenomen dat de zonneatmosfeer, net als de atmosfeer van andere sterren, zich in een staat van hydrostatisch evenwicht bevond, werd de toestand ervan bepaald door soortgelijke formules. Rekening houdend met het ongebruikelijke en nog niet volledig begrepen fenomeen van een scherpe 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, waarvan werd aangenomen dat om soepel over te gaan naar de lokale interstellaire mediumomgeving zonnestelsel. Hieruit volgde dat, volgens de ideeën van S. Chapman, de aarde, die haar omwentelingen rond de zon maakt, wordt ondergedompeld in een statische zonnecorona. Dit standpunt wordt al lange tijd door astrofysici gedeeld.

Een klap voor deze reeds gevestigde ideeën werd door Parker uitgedeeld. Hij vestigde de aandacht op het feit dat de druk op oneindig (bij R® о), die wordt verkregen uit de barometrische formule, is bijna 10 keer groter in omvang dan de druk die destijds werd geaccepteerd voor het lokale interstellaire medium. Om deze discrepantie te elimineren suggereerde E. Parker dat de zonnecorona niet in hydrostatisch evenwicht kan verkeren, maar voortdurend moet uitbreiden naar het interplanetaire medium dat de zon omringt, d.w.z. radiale snelheid V zonnecorona is niet nul. Bovendien 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, deze vergelijking oplossen met behulp van de barometrische formule voor druk en de massabehoudsvergelijking in de vorm

kan worden geïnterpreteerd als de zonnewind en precies met behulp van deze oplossing met de overgang van subsonische stroming (bij R r *) tot supersonisch (at R > R*) druk kan worden aangepast R met druk in het lokale interstellaire medium, en daarom is het deze oplossing, de zonnewind genoemd, die in de natuur wordt uitgevoerd.

De eerste directe metingen van de parameters van interplanetair plasma, die werden uitgevoerd op het eerste ruimtevaartuig dat de interplanetaire ruimte binnenging, bevestigden de juistheid van Parkers idee over de aanwezigheid van supersonische zonnewind, en het bleek dat al in het gebied van de baan van de aarde de snelheid van de zonnewind is veel groter dan de snelheid van het geluid. Sindsdien bestaat er geen twijfel over dat Chapmans idee van het hydrostatische evenwicht van de zonneatmosfeer onjuist is, en dat de zonnecorona zich voortdurend met supersonische snelheid uitbreidt naar de interplanetaire ruimte. Iets later toonden astronomische waarnemingen aan dat veel andere sterren ‘stellaire winden’ hebben die vergelijkbaar zijn met de zonnewind.

Ondanks het feit dat de zonnewind theoretisch voorspeld werd op basis van een bolsymmetrisch hydrodynamisch model, bleek het fenomeen zelf veel complexer te zijn.

Wat is het echte patroon van de beweging van de zonnewind? Lange tijd werd de zonnewind als sferisch symmetrisch beschouwd, d.w.z. onafhankelijk van de breedte- en lengtegraad van de zon. Omdat ruimtevaartuigen vóór 1990, toen het ruimtevaartuig Ulysses werd gelanceerd, voornamelijk in het eclipticavlak vlogen, gaven metingen aan dergelijke ruimtevaartuigen alleen verdelingen van de zonnewindparameters in dit vlak. Berekeningen gebaseerd op waarnemingen van de afbuiging van komeetstaarten gaven aan dat de zonnewindparameters bij benadering onafhankelijk zijn van de zonnebreedte. Deze conclusie, gebaseerd op komeetwaarnemingen, was echter niet voldoende betrouwbaar vanwege de moeilijkheden bij het interpreteren van deze waarnemingen. Hoewel de longitudinale afhankelijkheid van zonnewindparameters werd gemeten door instrumenten die op ruimtevaartuigen waren geïnstalleerd, was deze niettemin onbeduidend en geassocieerd met het interplanetaire magnetische veld van zonne-oorsprong, of met niet-stationaire kortetermijnprocessen op de zon (voornamelijk met zonnevlammen). .

Metingen van plasma- en magnetische veldparameters in het eclipticavlak hebben aangetoond dat er in de interplanetaire ruimte zogenaamde sectorstructuren met verschillende parameters van de zonnewind en verschillende richtingen van het magnetische veld kunnen bestaan. Dergelijke structuren roteren met de zon mee en geven duidelijk aan dat ze een gevolg zijn van een vergelijkbare structuur in de zon zonne-atmosfeer, waarvan de parameters dus afhankelijk zijn van de zonnelengte. De kwalitatieve viersectorenstructuur wordt getoond in Fig. 1.

Tegelijkertijd detecteren telescopen op de grond het algemene magnetische veld op het oppervlak van de zon. De gemiddelde waarde ervan wordt geschat op 1 G, hoewel het magnetische veld in individuele fotosferische formaties, bijvoorbeeld in zonnevlekken, ordes van grootte groter kan zijn. Omdat plasma een goede geleider van elektriciteit is, interageren de magnetische velden van de zon op de een of andere manier met de zonnewind als gevolg van het optreden van ponderomotieven. J ґ B. Deze kracht is klein in radiale richting, d.w.z. het heeft vrijwel geen effect op de verdeling van de radiale component van de zonnewind, maar de projectie ervan op een richting loodrecht op de radiale richting leidt tot het verschijnen van een tangentiële snelheidscomponent in de zonnewind. Hoewel deze component bijna twee ordes van grootte kleiner is dan de radiale component, speelt hij een belangrijke rol bij het verwijderen van het impulsmoment van de zon. Astrofysici suggereren dat deze laatste omstandigheid een belangrijke rol zou kunnen spelen in de evolutie van niet alleen de zon, maar ook van andere sterren waarin een stellaire wind is waargenomen. Om de scherpe afname van de hoeksnelheid van sterren van de late spectrale klasse te verklaren, wordt in het bijzonder vaak een beroep gedaan op de hypothese dat ze rotatiemomentum overbrengen op de planeten die om hen heen worden gevormd. Het weloverwogen mechanisme voor het verlies van impulsmoment van de zon door de uitstroom van plasma daaruit 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 Voyager 1 en 2 en Pioneer 10 en 11 ruimtevaartuigen) lieten zien dat in het eclipticavlak, dat bijna samenviel met de vlak van de zonne-evenaar, worden de grootte en richting ervan goed beschreven door de formules

ontvangen door Parker. In deze formules, die de zogenaamde Parkeriaanse spiraal van Archimedes beschrijven, worden de hoeveelheden genoemd B R, B j – respectievelijk radiale en azimutale componenten van de magnetische inductievector, W – hoeksnelheid rotatie van de zon, V– radiale component van de zonnewind, index “0” verwijst naar het punt van de zonnecorona waar de grootte van het magnetische veld bekend is.

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

Deze figuur toont een sterke breedtegraadafhankelijkheid van zonnewindparameters. Het bleek dat de snelheid van de zonnewind toeneemt en de dichtheid van protonen afneemt met de heliografische breedtegraad. En als in het eclipticavlak de radiale snelheid gemiddeld ~450 km/sec is, en de protonendichtheid ~15 cm–3 is, dan zijn deze waarden bijvoorbeeld op 75° zonnebreedte ~700 km/sec en respectievelijk ~5 cm–3. De afhankelijkheid van zonnewindparameters van de breedtegraad is minder uitgesproken tijdens perioden van minimum zonne-activiteit.

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 de tijd (stationariteit van het beschouwde fenomeen). De processen die op de zon plaatsvinden, zijn echter over het algemeen niet stationair, en daarom is de zonnewind niet stationair. De karakteristieke tijden van veranderingen in parameters hebben zeer verschillende schalen. In het bijzonder zijn er veranderingen in de zonnewindparameters die verband houden met de 11-jarige cyclus van zonneactiviteit. In afb. Figuur 3 toont de gemiddelde (over 300 dagen) dynamische druk van de zonnewind gemeten met behulp van de IMP-8 en Voyager-2 ruimtevaartuigen (r V 2) in het gebied van de baan van de aarde (op 1 AU) tijdens een 11-jarige zonnecyclus van zonneactiviteit ( bovenste deel tekening). Op de bodem van afb. Figuur 3 toont de verandering in het aantal zonnevlekken over de periode van 1978 tot 1991 (het maximale aantal komt overeen met de maximale zonneactiviteit). Het is duidelijk dat de parameters van de zonnewind aanzienlijk veranderen karakteristieke tijd ongeveer 11 jaar oud. Tegelijkertijd lieten metingen aan het Ulysses-ruimtevaartuig zien dat dergelijke veranderingen niet alleen optreden in het eclipticavlak, maar ook op andere heliografische breedtegraden (aan de polen is de dynamische druk van de zonnewind iets hoger dan aan de evenaar).

Veranderingen in de zonnewindparameters kunnen ook op veel kleinere tijdschalen optreden. Flitsen op de zon en verschillende snelheden van plasma-uitstroom uit verschillende delen van de zonnecorona leiden bijvoorbeeld tot de vorming van interplanetaire schokgolven in de interplanetaire ruimte, die worden gekenmerkt door een scherpe sprong in snelheid, dichtheid, druk en temperatuur. Het mechanisme van hun vorming wordt kwalitatief getoond in Fig. 4. Wanneer een snelle stroom van welk gas dan ook (bijvoorbeeld zonneplasma) een langzamere inhaalt, verschijnt er een willekeurige kloof in de parameters van het gas op het punt van hun contact, waarin de wetten van behoud van massa, momentum en energie zijn niet tevreden. Een dergelijke discontinuïteit kan in de natuur niet bestaan ​​en valt in het bijzonder uiteen in twee schokgolven (daarop leiden de wetten van behoud van massa, momentum en energie tot de zogenaamde Hugoniot-relaties) en een tangentiële discontinuïteit (dezelfde behoudswetten leiden aan het feit dat daarop de druk en de normale snelheidscomponent continu moeten zijn). In afb. In figuur 4 is dit proces weergegeven in de vereenvoudigde vorm van een bolsymmetrische flare. Hierbij moet worden opgemerkt dat dergelijke structuren, bestaande uit een voorwaartse schokgolf, een tangentiële discontinuïteit en een tweede schokgolf (omgekeerde schok), zich op zodanige wijze van de zon verplaatsen dat de voorwaartse schok beweegt met een snelheid die groter is dan de snelheid van de zon. de zonnewind, beweegt de omgekeerde schok van de zon met een snelheid die iets lager is dan de snelheid van de zonnewind, en de snelheid van de tangentiële discontinuïteit is gelijk aan de snelheid van de zonnewind. Dergelijke structuren worden regelmatig geregistreerd door instrumenten die op ruimtevaartuigen zijn geïnstalleerd.

Over veranderingen in zonnewindparameters met de afstand tot de zon.

De verandering in de zonnewindsnelheid met de afstand tot de zon wordt bepaald door twee krachten: de kracht zwaartekracht van de zon en de kracht die gepaard gaat met de drukverandering (drukgradiënt). Omdat de zwaartekracht afneemt met het kwadraat van de afstand tot de zon, is de invloed ervan op grote heliocentrische afstanden onbeduidend. Uit berekeningen blijkt dat de invloed ervan, evenals de invloed van de drukgradiënt, al in de baan van de aarde kan worden verwaarloosd. Bijgevolg kan de snelheid van de zonnewind als vrijwel constant worden beschouwd. Bovendien overschrijdt het aanzienlijk de geluidssnelheid (hysonische stroming). Uit de bovenstaande hydrodynamische vergelijking voor de zonnecorona volgt dan dat de dichtheid r afneemt met 1/ R 2. De Amerikaanse ruimtevaartuigen Voyager 1 en 2, Pioneer 10 en 11, die halverwege de jaren zeventig werden gelanceerd en zich nu op een afstand van enkele tientallen astronomische eenheden van de zon bevinden, bevestigden deze ideeën over de parameters van de zonnewind. Ze bevestigden ook de theoretisch voorspelde Parker Archimedes-spiraal voor het interplanetaire magnetische veld. De temperatuur volgt echter niet de adiabatische afkoelingswet naarmate de zonnecorona uitzet. Op zeer grote afstanden van de zon heeft de zonnewind zelfs de neiging op te warmen. Een dergelijke opwarming kan twee redenen hebben: energiedissipatie die gepaard gaat met plasmaturbulentie en de invloed van neutrale waterstofatomen die in de zonnewind binnendringen vanuit het interstellaire medium dat het zonnestelsel omringt. De tweede reden leidt ook tot enige afremming van de zonnewind op grote heliocentrische afstanden, waargenomen op het bovengenoemde ruimtevaartuig.

Conclusie.

De zonnewind is dus fysiek fenomeen, dat niet alleen van puur academisch belang is in verband met de studie van processen in plasma onder natuurlijke omstandigheden ruimte, maar ook een factor waarmee rekening moet worden gehouden bij het bestuderen van de processen die zich in de omgeving van de aarde afspelen, aangezien deze processen tot op zekere hoogte ons leven beïnvloeden. Met name de snelle zonnewindstromen die rond de magnetosfeer van de aarde stromen, beïnvloeden de structuur ervan, en niet-stationaire processen op de zon (bijvoorbeeld zonnevlammen) kunnen leiden tot magnetische stormen, waardoor de radiocommunicatie wordt verstoord en het welzijn van weergevoelige mensen wordt aangetast. Omdat de zonnewind zijn oorsprong vindt in de zonnecorona, zijn de eigenschappen ervan in het gebied van de baan van de aarde een goede indicator voor het bestuderen van verbindingen tussen de zon en de aarde die belangrijk zijn voor praktische menselijke activiteiten. Dit is echter een ander gebied wetenschappelijk onderzoek, waar we in dit artikel niet op ingaan.

Vladimir Baranov

De atmosfeer van de zon bestaat voor 90% uit waterstof. Het deel dat het verst van het oppervlak verwijderd is, wordt de zonnecorona genoemd; het is op volle sterkte duidelijk zichtbaar zonsverduisteringen. De temperatuur van de corona bereikt 1,5-2 miljoen K en het coronagas is volledig geïoniseerd. Bij deze plasmatemperatuur bedraagt ​​de thermische snelheid van protonen ongeveer 100 km/s, en die van elektronen enkele duizenden kilometers per seconde. Om de zwaartekracht van de zon te overwinnen is een initiële snelheid van 618 km/s voldoende, de tweede kosmische snelheid van de zon. Daarom lekt plasma voortdurend vanuit de zonnecorona de ruimte in. Deze stroom van protonen en elektronen wordt de zonnewind genoemd.

Nadat ze de zwaartekracht van de zon hebben overwonnen, vliegen zonnewinddeeltjes langs rechte trajecten. De snelheid van elk deeltje verandert vrijwel niet met de afstand, maar kan wel verschillen. Deze snelheid hangt voornamelijk af van de toestand van het zonneoppervlak, van het ‘weer’ op de zon. Gemiddeld is dit gelijk aan v ≈ 470 km/s. De zonnewind legt de afstand naar de aarde in 3-4 dagen af. In dit geval neemt de dichtheid van de deeltjes daarin af in omgekeerde verhouding tot het kwadraat van de afstand tot de zon. Op een afstand gelijk aan de straal van de baan van de aarde, gemiddeld 1 cm 3, bevinden zich 4 protonen en 4 elektronen.

De zonnewind vermindert de massa van onze ster – de zon – met 10,9 kg per seconde. Hoewel dit aantal op aardse schaal groot lijkt, is het in werkelijkheid klein: de achteruitgang zonnemassa kan alleen worden gezien in de loop van duizenden keren groter dan de huidige leeftijd van de zon, die ongeveer 5 miljard jaar bedraagt.

De interactie van de zonnewind met het magnetische veld is interessant en ongebruikelijk. Het is bekend dat geladen deeltjes zich in een magnetisch veld H gewoonlijk in een cirkel of langs spiraallijnen bewegen. Dit is echter alleen waar als het magnetische veld sterk genoeg is. Preciezer gezegd, om geladen deeltjes in een cirkel te laten bewegen, 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. Bij de zonnewind is de situatie omgekeerd: het magnetische veld is zwak. Daarom bewegen geladen deeltjes zich in rechte lijnen, en het magnetische veld is niet constant; het beweegt mee met de stroom deeltjes, alsof het door deze stroom wordt meegevoerd naar de periferie van het zonnestelsel. De richting van het magnetische veld in de interplanetaire ruimte blijft dezelfde als op het oppervlak van de zon op het moment dat het zonnewindplasma verscheen.

Wanneer je langs de evenaar van de zon reist, verandert het magnetische veld gewoonlijk vier keer van richting. De zon draait: punten op de evenaar voltooien een omwenteling in T = 27 dagen. Daarom is het interplanetaire magnetische veld spiraalvormig gericht (zie figuur) en roteert het hele patroon van deze figuur mee met 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 de 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 ten opzichte van de straalvector, zoals gemakkelijk kan worden geverifieerd, 50 °. Gemiddeld wordt deze hoek gemeten ruimteschepen, maar niet helemaal dicht bij de aarde. Nabij de planeten is het magnetische veld anders gestructureerd (zie Magnetosfeer).

zonnige wind

- een continue stroom plasma van zonne-oorsprong, die zich ongeveer radiaal vanaf de zon verspreidt en het zonnestelsel tot in het heliocentrische gebied vult. afstanden ~100 AU S.v. wordt gevormd tijdens gasdynamisch. uitbreiding naar 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 brengen, en zet de corona uit.

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

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

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

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

Streams N.v. kan in twee klassen worden verdeeld: 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 zijn dat wel . Langzame stroming N.W. worden blijkbaar geassocieerd met de delen van de kroon waar betekenis is. tangentiale component mag. velden.

Naast de belangrijkste componenten van S.v. - protonen en elektronen; deeltjes, sterk geïoniseerde ionen van zuurstof, silicium, zwavel en ijzer werden ook in de samenstelling aangetroffen (Fig. 1). Bij het analyseren van gassen gevangen in folies die op de maan waren blootgesteld, werden Ne- en Ar-atomen gevonden. Gemiddelde chem. samenstelling van S.v. staat in tabel. 2.

Tabel 2. Relatief chemische samenstelling zonnewind

Element	Familielid inhoud
H	0,96
3 Hij
4 Hij	0,04
O
Ne
Si
Ar
Fe

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

S.v. draagt ​​het coronale magnetische veld met zich mee naar het interplanetaire medium. veld. De veldlijnen van dit veld, bevroren in het plasma, vormen een interplanetair magnetisch veld. veld (MMP). Hoewel de IMF-intensiteit laag is en de energiedichtheid ongeveer. 1% van kinetiek energie van zonne-energie, het speelt een grote rol in de thermodynamica van zonne-energie. en in de dynamiek van interacties tussen S.v. met de lichamen van het zonnestelsel en de stromen van het noorden. tussen hun zelf. Combinatie van uitbreiding S.v. met de rotatie van de zon leidt tot het feit dat de mag. machtslyonies bevroren in de S.V. hebben een vorm die dicht bij de spiralen van Archimedes ligt (Fig. 2). Radiale en azimutale component van mag. velden nabij het eclipticavlak veranderen met de afstand:
,
Waar R- heliocentrisch afstand, - rotatiesnelheid van de zon, jij R- radiale snelheidscomponent S.v., index “0” komt overeen met het initiële niveau. Op de afstand van de baan van de aarde, de hoek tussen de magnetische richtingen. velden en richting naar de zon, op groot heliocentrisch. IMF-afstanden staan ​​vrijwel loodrecht op de richting naar de zon.

S.v., ontstaan ​​boven gebieden van de zon met verschillende magnetische oriëntaties. velden vormen stromen in verschillend georiënteerde permafrost - de zogenaamde. interplanetair magnetisch veld.

In N.v. opgemerkt Verschillende types golven: Langmuir, fluiters, ion-sonische, magnetosonische, etc. (zie). Sommige golven worden gegenereerd op de zon, andere worden opgewonden in het interplanetaire medium. Het genereren van golven verzacht de afwijkingen van de deeltjesverdelingsfunctie ten opzichte van die van Maxwell en leidt tot het feit dat de S.V. gedraagt ​​zich als een continu medium. Golven van het Alfvén-type spelen een grote rol bij de versnelling van kleine componenten van de S.V. en bij de vorming van de protonenverdelingsfunctie. In N.v. Contact- en rotatiediscontinuïteiten, kenmerkend voor gemagnetiseerd plasma, worden ook waargenomen.

Stroom N.w. Javl. supersonisch in verhouding tot de snelheid van dat soort golven die zorgen voor een effectieve overdracht van energie naar de S.V. (Alfvén, geluid en magnetosonische golven), Alfvén en geluid Mach-nummers S.v. in een baan om de aarde. Bij het trimmen van de S.v. obstakels die S.v. (magnetische velden van Mercurius, Aarde, Jupiter, Staurn of de geleidende ionosferen van Venus en blijkbaar Mars), ontstaat er een boegschokgolf. S.v. vertraagt ​​en warmt op aan de voorkant van de schokgolf, waardoor deze rond het obstakel kan stromen. Tegelijkertijd is in N.v. er wordt een holte gevormd - de magnetosfeer (hetzij zijn eigen of geïnduceerde), de vorm en grootte van de structuur worden bepaald door de balans van magnetische druk. velden 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, die van elektronen 1,5-2 keer. Schokgolf fenomeen. , wordt de thermalisatie van de stroom verzekerd door collectieve plasmaprocessen. De dikte van het schokgolffront is ~100 km en wordt bepaald door de groeisnelheid (magnetosonische en/of lagere hybride) tijdens de interactie van de tegemoetkomende stroming en een deel van de ionenstroom die van het front wordt gereflecteerd. In geval van interactie tussen S.v. bij een niet-geleidend lichaam (de Maan) ontstaat er geen schokgolf: de plasmastroom wordt geabsorbeerd door het oppervlak, en achter het lichaam ontstaat een SW die geleidelijk gevuld wordt met plasma. holte.

Het stationaire proces van de uitstroom van coronaplasma wordt gesuperponeerd door niet-stationaire processen die daarmee samenhangen. Tijdens sterke zonnevlammen wordt materie uit de lagere delen van de corona naar het interplanetaire medium geslingerd. In dit geval wordt ook een schokgolf gevormd (figuur 3), waarbij de randen geleidelijk vertragen wanneer ze door het plasma van de SW bewegen. De komst van een schokgolf naar de aarde leidt tot compressie van de magnetosfeer, waarna meestal de ontwikkeling van magnetisme begint. stormen

De vergelijking die de uitzetting van de zonnecorona beschrijft, kan worden verkregen uit het systeem van behoudsvergelijkingen voor 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 kroon. De keuze tussen deze twee oplossingen wordt bepaald door de omstandigheden op oneindig. Oplossing 1 komt overeen met lage coronale expansie (“solar breeze”, volgens J. Chamberlain, VS) en geeft grote waarden druk op oneindig, d.w.z. stuit op dezelfde problemen als het statische model. kronen Oplossing 2 komt overeen met de overgang van de uitzettingssnelheid door de geluidssnelheid ( v K) op een bepaalde rumkritiek. afstand R K en daaropvolgende expansie met supersonische snelheid. Deze oplossing geeft een verdwijnend kleine drukwaarde op oneindig, wat het mogelijk maakt om deze te verzoenen 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- protonenmassa, - adiabatische index. In afb. Figuur 5 toont de verandering in de expansiesnelheid vanuit heliocentrisch. afstand afhankelijk van de isotherme temperatuur. isotrope corona. Volgende modellen van S.v. houd rekening met variaties in de coronale temperatuur met de afstand, de twee-vloeibare aard van het medium (elektronen- en protongassen), thermische geleidbaarheid, viscositeit en de niet-bolvormige aard van de uitzetting. Aanpak inhoudelijk S.v. hoe een continu medium te creëren wordt gerechtvaardigd door de aanwezigheid van het IMF en de collectieve aard van de interactie van het SW-plasma, veroorzaakt door verschillende soorten instabiliteit. S.v. biedt de basis uitstroom van thermische energie uit de corona, omdat warmteoverdracht naar de chromosfeer, elektromagneet. straling van sterk geïoniseerde coronamaterie en elektronische thermische geleidbaarheid van zonne-energie. onvoldoende om thermisch vast te stellen balans van de kroon. Elektronische thermische geleidbaarheid zorgt voor een langzame daling van de omgevingstemperatuur. met afstand. S.v. speelt geen merkbare rol in de energie van de zon als geheel, omdat de energieflux die erdoor wordt meegevoerd is ~ 10 -8