A napszél töltött részecskéi. Mi a napszél

Koncepció napos szél század 40-es éveinek végén vezették be a csillagászatba, amikor S. Forbush amerikai csillagász az intenzitást mérte. kozmikus sugarak, észrevette, hogy a növekedéssel jelentősen csökken naptevékenység alatt pedig elég élesen leesik.

Ez elég furcsának tűnt. Inkább az ellenkezőjét várná az ember. Hiszen maga a Nap a kozmikus sugarak szállítója. Ezért úgy tűnik, hogy minél magasabb a tevékenységünk napfény, annál több részecskét kell kidobnia a környező térbe.

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

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

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

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

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

A legtöbb külső réteg szoláris légkör - "korona". Nappali fényünk légkörének ez a része szokatlanul ritka. De az ún kinetikus hőmérséklet"A részecskék mozgási sebessége által meghatározott korona nagyon magas, eléri az egymillió fokot. Ezért a koronagáz teljesen ionizált és protonok, ionok keveréke különféle elemekés szabad elektronok.

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

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

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

Így a következtetés azt sugallja, hogy a napkorona a napszél, amely bolygórendszerünk terén keresztül fúj.

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

Meddig fúj a napszél? Elméleti megfontolások alapján az egyik esetben az derül ki, hogy a napszél már a pálya tartományában alábbhagy, a másik esetben - hogy nagyon hosszú ideig létezik. távolsági túl az utolsó Plútó bolygó pályáján. De ezek csak elméleti extrém határok lehetséges terjedése napszél. Adja meg pontos határ csak a megfigyelések képesek.

napos szélés a Föld magnetoszférája.

napos szél ( Napszél) - a napkoronából 300-1200 km/s sebességgel a környező világűrbe áramló megaionizált részecskék (főleg hélium-hidrogén plazma) áramlata. A bolygóközi közeg egyik fő alkotóeleme.

Egy csomó természetes jelenség a napszélhez kapcsolódnak, beleértve az ilyen jelenségeket is űr időjárás, Hogyan mágneses viharokÉs auroras.

A „napszél” (ionizált részecskék áramlása, amely 2-3 nap alatt jut el a Naptól a Földig) és a „napfény” (egy fotonáram, amely a Napból átlagosan 8 perc alatt jut el a Földre) fogalma. 17 másodperc) nem szabad összetéveszteni. Különösen a nyomás hatása napfény(nem szél) úgynevezett projektekben használják napvitorlák. A napszél ionok impulzusának tolóerőforrásként való felhasználására szolgáló motor formája elektromos vitorla.

Sztori

A Napból szálló állandó részecskeáram létezésének feltételezését először Richard Carrington brit csillagász fogalmazta meg. 1859-ben Carrington és Richard Hodgson egymástól függetlenül megfigyelték azt, amit később napkitörésnek neveztek. Másnap megtörtént geomágneses vihar, és Carrington összefüggést javasolt e jelenségek között. Később George Fitzgerald azt javasolta, hogy az anyagot időszakonként felgyorsítja a Nap, és néhány napon belül eléri a Földet.

1916-ban norvég felfedező Christian Birkeland ezt írta: „Azzal fizikai pont a legvalószínűbb az napsugarak sem nem pozitívak, sem nem negatívak, hanem a kettő együtt.” Más szóval, a napszél negatív elektronokból és pozitív ionokból áll.

Három évvel később, 1919-ben Friederik Lindemann azt is javasolta, hogy mindkét töltés részecskéi, a protonok és az elektronok a Napból származzanak.

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

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

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

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

1959 januárjában azonban a napszél (Konstantin Gringauz, IKI RAS) jellemzőinek első közvetlen mérését a szovjet „Luna-1” végezte, rá telepített eszközökkel. szcintillációs számlálóés egy gázionizációs detektor. Három évvel később ugyanezeket a méréseket az amerikai Marcia Neugebauer végezte el a Mariner 2 állomás adatainak felhasználásával.

A szél gyorsulása nagy sebességre azonban még nem volt megértve, és nem is magyarázható Parker elméletéből. A korona napszélének első numerikus modelljeit mágneses hidrodinamikai egyenletekkel Pneumann és Knopp alkotta meg 1971-ben.

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

Jellemzők

A helioszférikus áramréteg a forgás hatásának eredménye mágneses mező A nap a plazmán a napszélben.

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

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

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

Lassú napszél

A lassú napszelet a napkorona „csendes” része (koronális sugárzók körzete) generálja gázdinamikus tágulása során: kb. 2 10 6 K koronahőmérsékleten a korona nem lehet hidrosztatikus körülmények között. statikus egyensúly, és ez a rendelkezésre álló bővítmény peremfeltételek a koronális anyag felgyorsulásához kell vezetnie szuperszonikus sebességek. A napkorona ilyen hőmérsékletre való felmelegedése a szoláris fotoszférában a hőátadás konvektív jellege miatt következik be: a plazmában a konvektív turbulencia kialakulása intenzív magnetoszonikus hullámok keltésével jár; viszont a naplégkör sűrűségének csökkenése irányába terjedve hang hullámokátalakítani dobokká; a lökéshullámokat hatékonyan elnyeli a koronaanyag, és (1-3) 10 6 K hőmérsékletre melegíti fel.

Gyors napszél

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

Zavart áramlások

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

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

A napszél által generált jelenségek

A napszélplazma nagy vezetőképessége miatt a nap mágneses mezője belefagy a kiáramló széláramokba, és a bolygóközi közegben bolygóközi mágneses tér formájában figyelhető meg.

A napszél képezi a helioszféra határát, ami miatt megakadályozza a behatolást. A napszél mágneses tere jelentősen gyengíti a kívülről érkező galaktikus kozmikus sugarakat. A bolygóközi mágneses tér helyi növekedése a kozmikus sugarak rövid távú csökkenéséhez, a Forbush csökkenéséhez, a tér nagymértékű csökkenése pedig hosszú távú növekedéséhez vezet. Így 2009-ben, egy elhúzódó minimális naptevékenység időszakában a Föld közelében a sugárzás intenzitása 19%-kal nőtt az összes korábban megfigyelt maximumhoz képest.

A napszél a Naprendszerben olyan jelenségeket idéz elő, amelyek mágneses mezővel rendelkeznek, mint például a magnetoszféra, az aurorák és sugárzó övek bolygók.



A Nap légkörének 90%-a hidrogén. A felszíntől legtávolabbi részt napkoronának nevezik, és teljes napfogyatkozáskor jól látható. A korona hőmérséklete eléri az 1,5-2 millió K-t, a koronagáz teljesen ionizálódik. Ezen a plazmahőmérsékleten a protonok hősebessége körülbelül 100 km/s, az elektronoké pedig több ezer kilométer másodpercenként. A napvonzás leküzdéséhez elegendő kezdősebesség 618 km/s, második szökési sebesség Nap. Ezért a plazma folyamatosan szivárog a napkoronából az űrbe. Ezt a proton- és elektronáramlást napszélnek nevezik.

A Nap gravitációját leküzdve a napszél részecskéi egyenes pályákon repülnek. Az egyes részecskék sebessége szinte nem változik a távolsággal, de eltérő lehet. Ez a sebesség elsősorban az állapottól függ napfelszín, a Nap „időjárásától”. Átlagosan v ≈ 470 km/s. A napszél 3-4 nap alatt teszi meg a Föld távolságát. Ebben az esetben a benne lévő részecskék sűrűsége a Naptól való távolság négyzetével fordított arányban csökken. A sugárral egyenlő távolságban a föld pályája, 1 cm 3 -ben átlagosan 4 proton és 4 elektron van.

A napszél csillagunk - a Nap - tömegét másodpercenként 10 9 kg-mal csökkenti. Bár ez a szám földi léptékben nagynak tűnik, a valóságban kicsi: a naptömeg vesztesége csak ezerszer hosszabb időn keresztül észlelhető, mint modern kor A Nap, amely körülbelül 5 milliárd éves.

A napszél és a mágneses tér kölcsönhatása érdekes és szokatlan. Ismeretes, hogy a töltött részecskék általában H mágneses térben körben vagy spirális vonalak mentén mozognak. Ez azonban csak akkor igaz, ha a mágneses tér elég erős. Pontosabban, ahhoz, hogy a töltött részecskék körben mozogjanak, szükséges, hogy a H 2 /8π mágneses tér energiasűrűsége nagyobb legyen, mint a sűrűség kinetikus energia mozgó plazma ρv 2 /2. A napszélben a helyzet fordított: gyenge a mágneses tér. Ezért a töltött részecskék egyenes vonalban mozognak, és a mágneses tér nem állandó, a részecskék áramlásával együtt mozog, mintha ez az áramlás a Naprendszer perifériájára vinné. A mágneses tér iránya végig bolygóközi tér ugyanaz marad, mint a Nap felszínén volt a napszélplazma felszabadulása idején.

A Nap egyenlítője mentén haladva a mágneses tér általában 4-szer változtatja irányát. A nap forog: az Egyenlítőn lévő pontok T = 27 nap alatt teljesítenek egy fordulatot. Ezért a bolygóközi mágneses tér spirálokban van irányítva (lásd az ábrát), és ennek az ábrának a teljes mintája a napfelszín forgását követve forog. A Nap forgásszöge φ = 2π/T formában változik. A Naptól való távolság a napszél sebességével növekszik: r = vt. Innen származik a spirálok egyenlete az ábrán. alakja: φ = 2πr/vT. A Föld keringési pályájától mért távolságban (r = 1,5 10 11 m) a mágneses tér hajlásszöge a sugárvektorhoz képest, mint könnyen ellenőrizhető, 50°. Átlagosan ezt a szöget mérik űrhajók, de nem egészen közel a Földhöz. A bolygók közelében a mágneses tér eltérő szerkezetű (lásd Magnetoszféra).

1. ábra Helisphere

2. ábra Napkitörés.

Napszél - folyamatos plazmafolyam szoláris eredetű, megközelítőleg sugárirányban terjed a Naptól és megtelik önmagával Naprendszer 100 AU nagyságrendű heliocentrikus távolságokra. A napenergia a napkorona gázdinamikus tágulása során keletkezik a bolygóközi térbe.

A Napszél átlagos jellemzői a Föld pályáján: sebesség 400 km/s, protonsűrűség - 6:1, proton hőmérséklet 50 000 K, elektron hőmérséklet 150 000 K, mágneses térerősség 5 oersted. A napszéláramok két osztályba sorolhatók: lassú - körülbelül 300 km/s sebességgel és gyors - 600-700 km/s sebességgel. A Nap különböző irányultságú területei felett feltámadó napszél eltérő orientációjú bolygóközi mágneses mezőket képez – a bolygóközi mágneses tér úgynevezett szektorstruktúráját.

A bolygóközi szektorstruktúra a megfigyelhető felosztása nagy léptékű szerkezet napszél bekapcsolva páros szám szektorokban különböző irányokba a bolygóközi mágneses tér sugárirányú összetevője.

A napszél jellemzői (sebesség, hőmérséklet, részecskekoncentráció stb.) átlagosan szintén természetesen változnak az egyes szektorok keresztmetszetében, ami a napszél szektoron belüli gyors áramlásával függ össze. A szektorok határai általában a napszél lassú áramlásán belül helyezkednek el. Leggyakrabban két vagy négy szektor figyelhető meg, amelyek a Nappal együtt forognak. Ez a szerkezet, amely akkor keletkezik, amikor a napszél kifeszíti a nagy léptékű koronális mágneses teret, több napfordulaton is megfigyelhető. A szektorszerkezet annak a következménye, hogy a bolygóközi közegben egy áramlap létezik, amely a Nappal együtt forog. Az aktuális lap ugrást hoz létre a mágneses térben: a réteg felett a bolygóközi mágneses tér sugárirányú komponensének van egy jele, alatta - egy másik. A jelenlegi lap hozzávetőlegesen a napegyenlítő síkjában helyezkedik el, és hajtogatott szerkezetű. A Nap forgása az aktuális réteg redőinek spirálszerű csavarodásához vezet (ún. „balerina-effektus”). Az ekliptikai sík közelében a megfigyelő az aktuális lap felett vagy alatt találja magát, aminek következtében a bolygóközi mágneses tér sugárirányú komponensének eltérő előjelű szektoraiban találja magát.

Amikor a napszél olyan akadályok körül áramlik, amelyek hatékonyan eltéríthetik a napszelet (a Merkúr, a Föld, a Jupiter, a Szaturnusz mágneses mezői vagy a Vénusz vezető ionoszférái és látszólag a Mars), íjlökéshullám képződik. A napszél elöl lelassul és felmelegszik lökéshullám, amely lehetővé teszi, hogy megkerülje az akadályt. Ugyanakkor a napszélben - a magnetoszférában - egy üreg képződik, amelynek alakját és méretét a bolygó mágneses mezőjének nyomásának és az áramló plazmaáramlás nyomásának egyensúlya határozza meg. A lökéshullámfront vastagsága körülbelül 100 km. A napszél és a nem vezető test (a Hold) kölcsönhatása esetén lökéshullám nem keletkezik: a plazma áramlását a felület elnyeli, és a test mögött egy üreg alakul ki, amelyet fokozatosan megtelik napenergiával. szélplazma.

A koronális plazma kiáramlásának stacionárius folyamatát a napkitörésekhez kapcsolódó nem stacionárius folyamatok szuperponálják. Erős napkitörések során a korona alsó részeiből az anyag kilökődik a bolygóközi közegbe. Ez lökéshullámot is generál, amely fokozatosan lelassul, ahogy áthalad a napszélplazmán.

A lökéshullám Földre érkezése a magnetoszféra összenyomódásához vezet, ami után általában megindul a mágneses vihar kialakulása.

A napszél körülbelül 100 AU távolságig terjed, ahol a csillagközi közeg nyomása kiegyenlíti a napszél dinamikus nyomását. A csillagközi közegben a Napszél által sodort üreg alkotja a helioszférát. A napszél a befagyott mágneses mezővel együtt megakadályozza az alacsony energiájú galaktikus kozmikus sugarak behatolását a Naprendszerbe, és a nagy energiájú kozmikus sugarak változásaihoz vezet.

A napszélhez hasonló jelenséget bizonyos típusú más csillagokban is felfedeztek (csillagszél).

A napenergia áramlását táplálja termonukleáris reakció a közepén szerencsére kivételesen stabil, ellentétben a legtöbb többi csillaggal. A legtöbbet végül a vékony bocsátja ki felszíni réteg Nap - fotoszféra - formában elektromágneses hullámok látható és infravörös tartomány. Napállandó (fluxus mennyisége napenergia Föld körüli pályán) 1370 W/. Ezt mindenki el tudja képzelni négyzetméter A Föld felszíne egy elektromos vízforraló teljesítményét adja. A fotoszféra felett található a napkorona - a Földről csak napfogyatkozáskor látható zóna, amelyet több millió fokos hőmérsékletű, ritka és forró plazma tölt meg.

Ez a Nap leginstabilabb héja, amelyben a naptevékenység fő megnyilvánulásai erednek, amelyek a Földet érintik. A Nap koronájának bozontos képe jól mutatja mágneses mezejének szerkezetét – izzó plazmacsomók feszítve. távvezetékek. A koronából kiáramló forró plazma a napszelet - egy ionáramot (amely 96% hidrogén atommagokból - protonokból és 4% hélium atommagokból áll -) alkotja. alfa részecskék) és elektronok, 400-800 km/s sebességgel gyorsulva a bolygóközi térbe.

A napszél kinyújtja és elviszi a nap mágneses terét.

Ez azért történik, mert a plazma irányított mozgásának energiája a külső koronában nagyobb, mint a mágneses tér energiája, és a befagyasztási elv a plazma mögé húzza a mezőt. Az ilyen sugárirányú kiáramlás és a Nap forgásának kombinációja (és a mágneses mező „csatlakozik” a felületéhez) a bolygóközi mágneses tér spirális szerkezetének - az úgynevezett Parker-spirálnak - kialakulásához vezet.

A napszél és a mágneses tér kitölti az egész naprendszert, így a Föld és az összes többi bolygó valójában a Nap koronájában helyezkedik el, és nem csak elektromágneses sugárzás, hanem a napszél és a szoláris mágneses tér is.

A minimális aktivitás időszakában a nap mágneses mezőjének konfigurációja közel áll a dipólushoz, és hasonló a Föld mágneses terének alakjához. A maximális aktivitáshoz közeledve a mágneses tér szerkezete nem teljesen nyilvánvaló okokból bonyolultabbá válik. Az egyik legszebb hipotézis szerint a Nap forgása közben a mágneses mező körbeveszi, és fokozatosan a fotoszféra alá süllyed. Idővel, csak a napciklus alatt, mágneses fluxus, a felszín alatt felgyülemlett, akkora méretűvé válik, hogy az erővonalkötegek elkezdenek kiszorulni.

Az erővonalak kilépési pontjai foltokat képeznek a fotoszférán és mágneses hurkokat a koronában, amelyek fokozott plazmafényes területekként láthatók a Nap röntgenfelvételein. A mező mérete belül napfoltok eléri a 0,01 Teslát, ami százszor nagyobb, mint a csendes Nap mezője.

Intuitív módon a mágneses tér energiája összefüggésbe hozható a térvonalak hosszával és számával: minél nagyobb az energia, annál több van belőlük. A szoláris maximumhoz közeledve a terepen felhalmozódott hatalmas energia időszakonként robbanásszerűen felszabadul, és a napkorona részecskéinek gyorsítására és melegítésére fordítódik.

A Nap rövidhullámú elektromágneses sugárzásának éles, intenzív kitöréseit, amelyek ezt a folyamatot kísérik, ún. napkitörések. A Föld felszínén a látható tartományban a kitöréseket a napfelszín egyes területeinek fényességének kismértékű növekedéseként rögzítik.

Azonban már az űrhajókon végzett első mérések kimutatták, hogy a fáklyák legszembetűnőbb hatása a napenergia jelentős (akár több százszoros) növekedése. röntgensugárzásés energetikai töltésű részecskék – napkozmikus sugarak.

Egyes fáklyák során jelentős mennyiségű plazma és mágneses mező is kiszabadul a napszélbe - az úgynevezett mágneses felhők, amelyek gyorsan terjeszkednek a bolygóközi térbe, megőrizve egy mágneses hurok alakját, amelynek végei a Napon nyugszanak.

A felhőben lévő plazmasűrűség és a mágneses tér nagysága több tízszer nagyobb, mint ezeknek a paramétereknek a tipikus csendes idő értéke a napszélben.

Bár egy nagyobb fáklya során akár 1025 joule energia szabadulhat fel, általános növekedés a napenergia maximumába áramló energia kicsi, és csak 0,1-0,2%.

V. B. Baranov, Moszkva Állami Egyetemőket. M.V. Lomonoszov

A cikk a napkorona (napszél) szuperszonikus tágulásának problémáját vizsgálja. Négy fő problémát elemzünk: 1) a plazma napkoronából való kiáramlásának okait; 2) homogén egy ilyen kiáramlás; 3) a napszél paramétereinek változása a Naptól való távolság függvényében és 4) hogyan áramlik a napszél a csillagközi közegbe.

Bevezetés

Majdnem 40 év telt el azóta amerikai fizikus E. Parker elméletileg megjósolta a „napszélnek” nevezett jelenséget, amelyet néhány évvel később a szovjet tudós, K. Gringaus csoportja kísérletileg megerősített a telepre telepített műszerekkel. űrhajó"Luna-2" és "Luna-3". A napszél teljesen ionizált hidrogénplazma, azaz megközelítőleg azonos sűrűségű elektronokból és protonokból álló gáz (kvázi-semlegességi állapot) áramlása, amely nagy szuperszonikus sebességgel mozog a Napból. Föld körüli pályán (egy csillagászati ​​egység(au) a Naptól) ennek az áramlásnak a VE sebessége körülbelül 400-500 km/s, a protonok (vagy elektronok) koncentrációja ne = 10-20 részecske per köbcentiméter, és hőmérsékletük Te megközelítőleg 100 000 K (az elektronok hőmérséklete valamivel magasabb).

Az elektronok és protonok mellett alfa-részecskéket (több százalékos nagyságrendű) fedeztek fel a bolygóközi térben. kis mennyiségben több nehéz részecskék, valamint egy mágneses mező, amelynek átlagos indukciós értéke több gamma nagyságrendűnek bizonyult a Föld pályáján (1

= 10-5 G).

Egy kis történelem a napszél elméleti előrejelzésével kapcsolatban

Nem annyira hosszú történelem Az elméleti asztrofizikában azt hitték, hogy minden csillagatmoszféra hidrosztatikus egyensúlyban van, vagyis olyan állapotban, ahol a csillag gravitációs vonzási erejét kiegyenlíti a légkörében uralkodó nyomásgradienshez (a nyomás változásával együtt) társuló erő. egységnyi r távolságra a csillag középpontjától). Matematikailag ezt az egyensúlyt közönséges differenciálegyenletként fejezzük ki

ahol R a gázállandó, az ún barometrikus képlet, aminek adott esetben állandó T hőmérséklet esetén a formája lesz

(3)

A (3) képletben a p0 érték a csillag légkörének tövében uralkodó nyomást jelenti (r = r0-nál). Ebből a képletből világos, hogy r esetén

, vagyis nagyon hosszútáv a csillagnyomástól p hajlamos véges határ, ami a p0 nyomásértéktől függ.

Mivel azt hitték, hogy a naplégkör, más csillagok légköréhez hasonlóan, hidrosztatikus egyensúlyi állapotban van, állapotát az (1), (2), (3) képletekhez hasonló képletekkel határozták meg. Figyelembe véve azt a szokatlan és még mindig nem teljesen érthető jelenséget, amikor a hőmérséklet a Nap felszínén mért körülbelül 10 000 fokról a napkoronában 1 000 000 fokra emelkedik, Chapman (lásd például) kidolgozta a statikus napkorona elméletét, amelynek zökkenőmentesen át kellett volna térnie a Naprendszert körülvevő csillagközi közegbe.

Parker azonban úttörő munkájában felhívta a figyelmet arra a tényre, hogy a statikus napkoronára vonatkozó (3)-as képletből kapott végtelenben lévő nyomás szinte egy nagyságrendnek bizonyul. nagyobb érték nyomás, amelyet a megfigyelések alapján a csillagközi gázra becsültek. Ennek az ellentmondásnak a feloldására Parker azt javasolta, hogy a napkorona ne legyen statikus egyensúlyi állapotban, hanem folyamatosan táguljon a Napot körülvevő bolygóközi közegbe. Ezenkívül az (1) egyensúlyi egyenlet helyett a forma hidrodinamikai mozgásegyenletének használatát javasolta.

(4)

ahol a Naphoz tartozó koordinátarendszerben a V érték a plazma sugárirányú sebességét jelenti. Alatt

a Nap tömegére utal.

Adott T hőmérséklet-eloszlásra a (2) és (4) egyenletrendszernek az ábrán bemutatott típusú megoldásai vannak. 1. Ezen az ábrán a a hangsebességet jelöli, r* pedig azt a távolságot az origótól, amelynél a gáz sebessége megegyezik a hangsebességgel (V = a). Nyilvánvalóan csak az 1. és 2. görbe az ábrán. 1 van fizikai jelentése a Napból történő gázkiáramlás problémájára, mivel a 3. és 4. görbe minden pontban nem egyedi sebességértékekkel rendelkezik, az 5. és 6. görbe pedig nagyon megfelel nagy sebességek V szoláris légkör, ami a távcsövekben nem figyelhető meg. Parker elemezte, hogy az 1. görbének megfelelő megoldás milyen körülmények között valósul meg a természetben. Megmutatta, hogy az ilyen oldatból nyert nyomás és a csillagközi közeg nyomásának összeegyeztetése érdekében a legreálisabb eset a gáz átmenete egy. szubszonikus áramlás (r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*), és az ilyen áramlást napszélnek nevezték. Ezt az állítást azonban vitatták Chamberlain munkáiban, aki úgy vélte, hogy a leginkább igazi megoldás, amely megfelel a 2. görbének, amely mindenhol a szubszonikus „napszellőt” írja le. Ugyanakkor az űrhajókon végzett első kísérletek (lásd pl.), amelyek szuperszonikus gázáramlásokat fedeztek fel a Napból, a szakirodalomból ítélve nem tűntek kellően megbízhatónak Chamberlain számára.

Kísérletek története in világűr ragyogóan bebizonyította Parker napszélről alkotott elképzeléseinek helyességét. Részletes anyag a napszél elméletéről megtalálható például a monográfiában.

A plazma egyenletes kiáramlásának fogalmai a napkoronából

Az egydimenziós gázdinamikai egyenletekből nyerhető ismert eredmény: Nélkül tömegerők-ból gömbszimmetrikus gázáramlás pontforrás mindenhol lehet szubszonikus vagy szuperszonikus. A gravitációs erő jelenléte a (4) egyenletben ( jobb rész) olyan megoldások megjelenéséhez vezet, mint az 1. ábrán látható görbe. 1, vagyis a hangsebességen keresztüli átmenettel. Vonjunk analógiát a Laval fúvóka klasszikus áramlásával, amely minden szuperszonikus sugárhajtómű alapja. Ez az áramlás vázlatosan látható az ábrán. 2.

Az 1. tartályban, amelyet vevőnek neveznek, a gázt nagyon alacsony sebességgel táplálják, nagyon magasra melegítve magas hőmérsékletű (belső energia gáz sokkal nagyobb, mint az irányított mozgás kinetikus energiája). A csatorna geometriai összenyomásával a gáz a 2. tartományban (szubszonikus áramlás) addig gyorsul, amíg sebessége el nem éri a hangsebességet. A további gyorsítás érdekében a csatornát ki kell bővíteni (a szuperszonikus áramlás 3. területe). A teljes áramlási tartományban a gázgyorsulás az adiabatikus (hőellátás nélküli) hűtése (belső energia) miatt következik be. kaotikus mozgás irányított mozgás energiájává alakul).

A vizsgált napszélképződés problémájában a vevő szerepét a napkorona tölti be, a Laval fúvóka falainak szerepét pedig gravitációs erő szoláris vonzás. Parker elmélete szerint a hangsebességen való átmenetnek valahol több napsugárnyi távolságban kell megtörténnie. Az elméletben kapott megoldások elemzése azonban azt mutatta, hogy a napkorona hőmérséklete nem elég ahhoz, hogy gáza szuperszonikus sebességre gyorsuljon, ahogy az a Laval fúvókaelméletben történik. Biztos van néhány további forrás energia. Ilyen forrásnak tekintik jelenleg a napszélben mindig jelenlévő hullámmozgások (néha plazma turbulencia) eloszlatását, amely az átlagos áramlásra szuperponálódik, és maga az áramlás már nem adiabatikus. Mennyiségi elemzés Az ilyen folyamatok további kutatásokat igényelnek.

Érdekes módon a földi teleszkópok mágneses mezőket észlelnek a Nap felszínén. átlagos érték B mágneses indukciójuk 1 G-ra becsülhető, bár az egyes fotoszférikus képződményekben, például a napfoltokban a mágneses tér nagyságrendekkel nagyobb is lehet. Mivel a plazma jó elektromos vezető, természetes, hogy a nap mágneses mezői kölcsönhatásba lépnek a Napból érkező áramlásával. Ebben az esetben egy tisztán gázdinamikai elmélet nem ad teljes leírást a vizsgált jelenségről. A mágneses tér hatása a napszél áramlására csak a magnetohidrodinamikának nevezett tudomány keretein belül jöhet szóba. Milyen eredményekhez vezetnek az ilyen megfontolások? Az ezirányú úttörő munka szerint (lásd még) mágneses mező vezet a megjelenéshez elektromos áramok j a napszélplazmában, ami viszont egy j x B ponderomotoros erő megjelenéséhez vezet, amely a sugárirányra merőlegesen irányul. Ennek eredményeként a napszél érintőleges sebességkomponenst kap. Ez az összetevő csaknem két nagyságrenddel kisebb a radiálisnál, de jelentős szerepet játszik a Nap szögimpulzusának eltávolításában. Feltételezik, hogy ez utóbbi körülmény jelentős szerepet játszhat nemcsak a Nap, hanem más olyan csillagok fejlődésében is, amelyekben „csillagszelet” fedeztek fel. Különösen a meredek csökkenés magyarázatára szögsebesség A késői spektrális osztályba tartozó csillagokat gyakran vonzza az a hipotézis, hogy a forgási impulzus átadódik a körülöttük kialakult bolygókra. A Nap szögimpulzusának elvesztésének mérlegelt mechanizmusa a plazma kiáramlása révén lehetőséget ad ennek a hipotézisnek a felülvizsgálatára.

Előző cikk: Mekkora a fénysebesség Következő cikk: Harmonikus rezgések Az oszcillációs frekvencia fizikai képlete