солнечный ветер

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР - непрерывный поток плазмы солнечного происхождения, распространяющийся приблизительно радиально от Солнца и заполняющий Солнечную систему до гелиоцентрич. расстояний R ~ 100 а. е. С. в. образуется при газодинамич. расширении солнечной короны (см. Солнце)в межпланетное пространство. При высоких темп-pax, к-рые существуют в солнечной короне (1,5*10⁹ К), давление вышележащих слоев не может уравновесить газовое давление вещества короны, и корона расширяется.

Первые свидетельства существования пост. потока плазмы от Солнца получены Л. Бирманом (L. Biermann) в 1950-х гг. по анализу сил, действующих на плазменные хвосты комет. В 1957 Ю. Паркер (Е. Parker), анализируя условия равновесия вещества короны, показал, что корона не может находиться в условиях гидростатич. равновесия, как это раньше предполагалось, а должна расширяться, и это расширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгону коронального вещества до сверхзвуковых скоростей (см. ниже). Впервые поток плазмы солнечного происхождения был зарегистрирован на советском космич. аппарате «Луна-2» в 1959. Существование пост. истечения плазмы из Солнца было доказано в результате многомесячных измерений на амер. космич. аппарате «Маринер-2» в 1962.

Ср. характеристики С. в. приведены в табл. 1. Потоки С. в. можно разделить на два класса: медленные - со скоростью 300 км/с и быстрые - со скоростью 600-700 км/с. Быстрые потоки исходят из областей солнечной короны, где структура магн. поля близка к радиальной. Часть этих областей являются корональными дырами. Медленные потоки С. в. связаны, по-видимому, с областями короны, в к-рых имеется значит, тангенциальный компонент магн. поля.

Табл. 1.- Средние характеристики солнечного ветра на орбите Земли

Скорость	400 км/с
Концентрация протонов	6 см-3
Температура протонов	5*104К
Температура электронов	1,5*105К
Напряжённость магнитного поля	5*10-5Э
Плотность потока питонов ....	2,4*108 см-2*c-1
Плотность потока кинетической энергии	0,3 эрг*см-2*с-1

Табл. 2.-Относительный химический состав солнечного ветра

Элемент	Относительное содержание
Н	0,96
3Не	1,7*10-5
4Не	0,04
0	5*10-4

Элемент	Относительное содержание
Ne	7,5*10-5
Si	7,5*10-5
Ar	3,0*10-6
Fe	4,7*10-5

Помимо осн. составляющих С. в.- протонов и электронов, в его составе также обнаружены-частицы, высокоионизов. ионы кислорода, кремния, серы, железа (рис. 1). При анализе газов, захваченных в экспонированных на Луне фольгах, найдены атомы Ne и Аг. Ср. относительный хим. состав С. в. приведён в табл. 2. Ионизац. состояние вещества С. в. соответствует тому уровню в короне, где время рекомбинации мало по сравнению со временем расширения Измерения ионизац. темп-ры ионов С. в. позволяют определять электронную темп-ру солнечной короны.

В С. в. наблюдаются разл. типы волн: ленгмюровские, вистлеры, ионно-звуковые, магнитозвуковые, альвеновские и др. (см. Волны в плазме ).Часть волн альвеновского типа генерируется на Солнце, часть - возбуждается в межпланетной среде. Генерация волн сглаживает отклонения ф-ции распределения частиц от максвелловской и в совокупности с воздействием магн. поля на плазму приводит к тому, что С. в. ведёт себя как сплошная среда. Волны альвеновского типа играют большую роль в ускорении малых составляющих С. в. и в формировании ф-ции распределения протонов. В С. в. наблюдаются также контактные и вращательные разрывы, характерные для замагниченной плазмы.

Рис. 1. Массовый спектр солнечного ветра. По горизонтальной оси - отношение массы частицы к её заряду, по вертикальной - число частиц, зарегистрированных в энергетическом окне прибора за 10 с. Цифры со значком «+» обозначают заряд иона.

Поток С. в. является сверхзвуковым по отношению к скоростям тех типов волн, к-рые обеспечивают эфф. передачу энергии в С. в. (альвеновские, звуковые и магнитозвуковые волны). Альвеновское и звуковое Маха число С .в. на орбите Земли 7. При обтекании С. в. препятствий, способных эффективно отклонять его (магн. поля Меркурия, Земли, Юпитера, Сатурна или проводящие ионосферы Венеры и, по-видимому, Марса), образуется отошедшая головная ударная волна. С. в. тормозится и разогревается на фронте ударной волны, что позволяет ему обтекать препятствие. При этом в С. в. формируется полость - магнитосфера (собственная или индуцированная), форма и размеры к-рой определяются балансом давления магн. поля планеты и давления обтекающего потока плазмы (см. Магнитосфера Земли, Магнитосферы планет). В случае взаимодействия С. в. с непроводящим телом (напр., Луна) ударная волна не возникает. Поток плазмы поглощается поверхностью, а за телом образуется полость, постепенно заполняемая плазмой С. в.

На стационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарные процессы, связанные со вспышками на Солнце. При сильных вспышках происходит выброс вещества из ниж. областей короны в межпланетную среду. При этом также образуется ударная волна (рис. 2), к-рая постепенно замедляется, распространяясь в плазме С. в. Приход ударной волны к Земле вызывает сжатие магнитосферы, после к-рого обычно начинается развитие магн. бури (см. Магнитные вариации).

Рис. 2. Распространение межпланетной ударней волны и выброса от солнечной вспышки. Стрелками показано направление движения плазмы солнечного ветра, линии без подписи - силовые линии магнитного поля.

Рис. 3. Типы решений уравнения расширения короны. Скорость и расстояние нормированы на критическую скорость v_к и критическое расстояние R_к. Решение 2 соответствует солнечному ветру.

Расширение солнечной короны описывается системой ур-ний сохранения массы, момента кол-ва движения и уравнения энергии. Решения, отвечающие разл. характеру изменения скорости с расстоянием, показаны на рис. 3. Решения 1 и 2 соответствуют малым скоростям в основании короны. Выбор между этими двумя решениями определяется условиями на бесконечности. Решение 1 соответствует малым скоростям расширения короны и даёт большие значения давления на бесконечности, т. е. встречается с теми же трудностями, что и модель статич. короны. Решение 2 соответствует переходу скорости расширения через значения скорости звука (v_к)на нек-ром критич. расстоянии R_к и последующему расширению со сверхзвуковой скоростью. Это решение даёт исчезающе малое значение давления на бесконечности, что позволяет согласовать его с малым давлением межзвёздной среды. Течение этого типа Ю. Паркер назвал С. в. Критич. точка находится над поверхностью Солнца, если темп-ра короны меньше нек-рого критич. значения , где m - масса протона, - показатель адиабаты, - масса Солнца. На рис. 4 показано изменение скорости расширения с гелиоцентрич. расстоянием в зависимости от темп-ры изотермич. изотропной короны. Последующие модели С. в. учитывают вариации корональной темп-ры с расстоянием, двухжидкостный характер среды (электронный и протонный газы), теплопроводность, вязкость, несферич. характер расширения.

Рис. 4. Профили скорости солнечного ветра для модели изотер» мической короны при различных значениях корональной температуры.

С. в. обеспечивает осн. отток тепловой энергии короны, т. к. теплопередача в хромосферу, эл--магн. излучение короны и электронная теплопроводность С. в. недостаточны для установления теплового баланса короны. Электронная теплопроводность обеспечивает медленное убывание темп-ры С. в. с расстоянием. С. в. не играет сколько-нибудь заметной роли в энергетике Солнца в целом, т. к. поток энергии, уносимый им, составляет ~10^-7 светимости Солнца.

С. в. уносит с собой в межпланетную среду корональное магн. поле. Вмороженные в плазму силовые линии этого поля образуют межпланетное магн. поле (ММП). Хотя напряжённость ММП невелика и плотность его энергии составляет ок. 1% от плотности кинетич. энергии С. в., оно играет большую роль в термодинамике С. в. и в динамике взаимодействий С. в. с телами Солнечной системы, а также потоков С. в. между собой. Комбинация расширения С. в. с вращением Солнца приводит к тому, что магн. силовые линии, вмороженные в С. в., имеют форму, близкую к спирали Архимеда (рис. 5). Радиальная B_R и азимутальная компоненты магн. поля по-разному изменяются с расстоянием вблизи плоскости эклиптики:

где - угл. скорость вращения Солнца, и - радиальная компонента скорости С. в., индекс 0 соответствует исходному уровню. На расстоянии орбиты Земли угол между направлением магн. поля и R порядка 45°. При больших Л магн. поле почти перпендикулярно R.

Рис. 5. Форма силовой линии межпланетного магнитного поля. - угловая скорость вращения Солнца, и - радиальная компонента скорости плазмы, R - гелиоцентрическое расстояние.

С. в., возникающий над областями Солнца с разл. ориентацией магн. поля, образует потоки с различно ориентированным ММП. Разделение наблюдаемой крупномасштабной структуры С. в. на чётное число секторов с разл. направлением радиального компонента ММП наз. межпланетной секторной структурой. Характеристики С. в. (скорость, темп-pa, концентрация частиц и др.) также в ср. закономерно изменяются в сечении каждого сектора, что связано с существованием внутри сектора быстрого потока С. в. Границы секторов обычно располагаются внутри медленного потока С. в. Чаще всего наблюдаются 2 или 4 сектора, вращающихся вместе с Солнцем. Эта структура, образующаяся при вытягивании С. в. крупномасштабного магн. поля короны, может наблюдаться в течение неск. оборотов Солнца. Секторная структура ММП - следствие существования токового слоя (ТС) в межпланетной среде, к-рый вращается вместе с Солнцем. ТС создаёт скачок магн. поля - радиальные компоненты ММП имеют разные знаки по разные стороны ТС. Этот ТС, предсказанный X. Альвеном (Н. Alfven), проходит через те участки солнечной короны, к-рые связаны с активными областями на Солнце, и разделяет указанные области с разл. знаками радиальной компоненты солнечного магн. поля. ТС располагается приблизительно в плоскости солнечного экватора и имеет складчатую структуру. Вращение Солнца приводит к закручиванию складок ТС в спирали (рис. 6). Находясь вблизи плоскости эклиптики, наблюдатель оказывается то выше, то ниже ТС, благодаря чему попадает в секторы с разными знаками радиальной компоненты ММП.

Вблизи Солнца в С. в. существуют долготные и широтные градиенты скорости, обусловленные разностью скоростей быстрых и медленных потоков. По мере удаления от Солнца и укручения границы между потоками в С. в. возникают радиальные градиенты скорости, к-рые приводят к образованию бесстолкновителъных ударных волн (рис. 7). Сначала образуется ударная волна, распространяющаяся вперёд от границы секторов (прямая ударная волна), а затем образуется обратная ударная волна, распространяющаяся к Солнцу.

Рис. 6. Форма гелио-сферного токового слоя. Пересечение его с плоскостью эклиптики (наклонённой к экватору Солнца под углом ~ 7°) даёт наблюдаемую секторную структуру межпланетного магнитного поля.

Рис. 7. Структура сектора межпланетного магнитного поля. Короткие стрелки показывают направление течения плазмы солнечного ветра, линии со стрелками - силовые линии магнитного поля, штрихпунктир - границы сектора (пересечение плоскости рисунка с токовым слоем).

Т. к. скорость ударной волны меньше скорости С. в., плазма увлекает обратную ударную волну в направлении от Солнца. Ударные волны вблизи границ секторов образуются на расстояниях ~1 а. е. и прослеживаются до расстояний в неск. а. е. Эти ударные волны, так же как и межпланетные ударные волны от вспышек на Солнце и околопланетные ударные волны, ускоряют частицы и являются, т. о., источником энергичных частиц.

С. в. простирается до расстояний ~100 а. е., где давление межзвёздной среды уравновешивает динамич. давление С. в. Полость, заметаемая С. в. в межзвёздной среде, образует гелиосферу (см. Межпланетная среда ).Расширяющийся С. в. вместе с вмороженным в него магн. полем препятствует проникновению в Солнечную систему галактич. космич. лучей малых энергий и приводит к вариациям космич. лучей больших энергий. Явление, аналогичное С. в., обнаружено и у нек-рых др. звёзд (см. Звёздный ветер).

Лит.: Паркер Е. Н., Динамические процессы в межпланетной среде, пер. с англ., М., 1965; Б р а н д т Д ж., Солнечный ветер, пер. с англ., М., 1973; Хундхаузен А., Расширение короны и солнечный ветер, пер. с англ., М., 1976. О. Л. Вайсберг.