Солнечный ветер

Определение "Солнечный ветер" в Большой Советской Энциклопедии

Локализация геомагнитного поля солнечным ветром

Солнечный ветер, представляет собой постоянное радиальное истечение плазмы солнечной короны в межпланетное пространство. Образование Солнечный ветер связано с потоком энергии, поступающим в корону из более глубоких слоев Солнца. По-видимому, переносят энергию магнитогидродинамические и слабые ударные волны (см. Плазма, Солнце). Для поддержания Солнечный ветер существенно, чтобы энергия, переносимая волнами и теплопроводностью, передавалась и верхним слоям короны. Постоянный нагрев короны, имеющей температуру 1,5-2 млн. градусов, не уравновешивается потерей энергии за счёт излучения, т.к. плотность короны мала. Избыточную энергию уносят частицы Солнечный ветер

Межпланетное магнитное поле

По существу Солнечный ветер - это непрерывно расширяющаяся солнечная корона. Давление нагретого газа вызывает её стационарное гидродинамическое истечение с постепенно нарастающей скоростью. В основании короны (~ 10 тыс. км от поверхности Солнца) частицы имеют радиальную скорость порядка сотен м/сек. на расстоянии несколько радиусов от Солнца она достигает звуковой скорости в плазме 100-150 км/сек, а на расстоянии 1 а. е. (у орбиты Земли) скорость протонов плазмы составляет 300-750 км/сек. Вблизи орбиты Земли температура плазмы Солнечный ветер, определяемая по тепловой составляющей скоростей частиц (по разности скоростей частиц и средней скорости потока), в периоды спокойного Солнца составляет ~ 10⁴К, в активные периоды доходит до 4×10⁵ К. Солнечный ветер содержит те же частицы, что и солнечная корона, т. е. главным образом протоны и электроны, присутствуют также ядра гелия (от 2 до 20%). В зависимости от состояния солнечной активности поток протонов вблизи орбиты Земли меняется от 5×10⁷ до 5×10⁸ протонов/(см²×сек), а их пространственная концентрация - от нескольких частиц до нескольких десятков частиц в 1 см³. При помощи межпланетных космических станций установлено, что вплоть до орбиты Юпитера плотность потока частиц Солнечный ветер изменяется по закону r^–2, где r - расстояние от Солнца. Энергия, которую уносят в межпланетное пространство частицы Солнечный ветер в 1 сек, оценивается в 10²⁷-10²⁹ эрг (энергия электромагнитного излучения Солнца ~4×10³³ эрг/сек). Солнце теряет с Солнечный ветер в течение года массу, равную ~2×10^–14 массы Солнца. Солнечный ветер уносит с собой петли силовых линий солнечного магнитного поля (т.к. силовые линии как бы «вморожены» в истекающую плазму солнечной короны; см. Магнитная гидродинамика). Сочетание вращения Солнца с радиальным движением частиц. Солнечный ветер придаёт силовым линиям форму спиралей. На уровне орбиты Земли напряжённость магнитного поля Солнечный ветер меняется в пределах от 2,5×10^–6до 4×10^–4 э. Крупномасштабная структура этого поля в плоскости эклиптики имеет вид секторов, в которых поле направлено от Солнца или к нему (рис. 1). В период невысокой активности Солнца (1963-64) наблюдались 4 сектора, сохранявшиеся в течение 1,5 лет. При росте активности структура поля стала более динамичной, увеличилось и число секторов.

Магнитное поле, уносимое Солнечный ветер, частично «выметает» галактические космические лучи из околосолнечного пространства, что приводит к изменению их интенсивности на Земле. Изучение вариаций космических лучей позволяет исследовать Солнечный ветер на больших расстояниях от Земли и, что особенно важно, вне плоскости эклиптики. О многих свойствах Солнечный ветер вдали от Солнца можно будет, по-видимому, узнать также из исследования взаимодействия плазмы Солнечный ветер с плазмой комет - своеобразных космических зондов. Размер полости, занятой Солнечный ветер, точно не известен (аппаратурой космических станций Солнечный ветер прослежен пока до орбиты Юпитера). У границ этой полости динамическое давление Солнечный ветер должно уравновешиваться давлением межзвёздного газа, галактического магнитного поля и галактических космических лучей. Столкновение сверхзвукового потока солнечной плазмы с геомагнитным полем порождает стационарную ударную волну перед земной магнитосферой (рис. 2). Солнечный ветер как бы обтекает магнитосферу, ограничивая её протяжённость в пространстве (см. Земля). Потоком частиц Солнечный ветер геомагнитное поле сжато с солнечной стороны (здесь граница магнитосферы проходит на расстоянии ~10 R_Å - земных радиусов) и вытянуто в антисолнечном направлении на десятки R_Å (т. н. «хвост» магнитосферы). В слое между фронтом волны и магнитосферой квазирегулярного межпланетного магнитного поля уже нет, частицы движутся по сложным траекториям и часть из них может быть захвачена в радиационные пояса Земли. Изменения интенсивности Солнечный ветер являются основной причиной возмущений геомагнитного поля (см. Вариации магнитные), магнитных бурь, полярных сияний, нагрева верхней атмосферы Земли, а также ряда биофизических и биохимических явлений (см. Солнечно-земные связи). Солнце не выделяется чем-либо особенным в мире звёзд, поэтому естественно считать, что истечение вещества, подобное Солнечный ветер, существует и у др. звёзд. Такой «звёздный ветер», более мощный, чем у Солнца, был открыт, например, у горячих звёзд с температурой поверхности ~30-50 тыс. К. Термин «Солнечный ветер» был предложен американским физиком Е. Паркером (1958), разработавшим основы гидродинамической теории Солнечный ветер

Лит.: Паркер Е., Динамические процессы в межпланетной среде, пер. с англ., М., 1965; Солнечный ветер, пер. с англ., М., 1968; Хундхаузен А., Расширение короны и солнечный ветер, пер. с англ., М., 1976.
  М. А. Лившиц, С. Б. Пикельнер.