Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Эта статья о звездном ветре от Солнца . Для использования в других целях, см Солнечный ветер (значения) .
Наблюдения Улисса скорости солнечного ветра в зависимости от гелиошироты во время солнечного минимума. Медленный ветер (≈400 км / с ) приурочен к экваториальным областям, а быстрый ветер (≈750 км / с ) видна над полюсами. [1] Красный / синий цвета показывают внутреннюю / внешнюю полярность гелиосферного магнитного поля .
Иллюстрация строения Солнца

Солнечный ветер представляет собой поток заряженных частиц , выпущенных из верхней атмосферы Солнца , называемых коронной . Эта плазма в основном состоит из электронов , протонов и альфа-частиц с кинетической энергией между0,5 и 10  кэВ . В состав плазмы солнечного ветра также входит смесь материалов, присутствующих в солнечной плазме: следовые количества тяжелых ионов и атомных ядер C, N, O, Ne, Mg, Si, S и Fe. Есть также более редкие следы некоторых других ядер и изотопов, таких как P, Ti, Cr, Ni, Fe 54 и 56 и Ni 58,60,62. [2] В плазме солнечного ветра заложено межпланетное магнитное поле . [3] Солнечный ветер изменяется по плотности , температуре и скорости с течением времени, а также по солнечной широте и долготе. Его частицы могут избежать гравитации Солнцаиз-за их высокой энергии, возникающей из-за высокой температуры короны, которая, в свою очередь, является результатом коронального магнитного поля.

На расстоянии более нескольких солнечных радиусов от Солнца солнечный ветер достигает скорости 250–750 км / с и является сверхзвуковым [4], что означает, что он движется быстрее, чем скорость быстрой магнитозвуковой волны . Поток солнечного ветра больше не является сверхзвуковым на скачке уплотнения . Другие связанные явления включают полярное сияние ( северное и южное сияние ), плазменные хвосты комет, которые всегда направлены от Солнца, и геомагнитные бури, которые могут изменять направление силовых линий магнитного поля.

История [ править ]

Наблюдения с Земли [ править ]

О существовании частиц, истекающих от Солнца к Земле, впервые предположил британский астроном Ричард К. Каррингтон . В 1859 году Каррингтон и Ричард Ходжсон независимо друг от друга провели первые наблюдения того, что позже будет названо солнечной вспышкой . Это внезапное локализованное увеличение яркости на солнечном диске, которое, как теперь известно [5], часто происходит в сочетании с эпизодическим выбросом вещества и магнитного потока из атмосферы Солнца, известным как выброс корональной массы . На следующий день наблюдалась мощная геомагнитная буря , и Кэррингтон подозревал, что это могло быть связано; вгеомагнитную бурю теперь связывают с прибытием коронального выброса массы в околоземное пространство и его последующим взаимодействием с магнитосферой Земли . Позднее ирландский академик Джордж Фицджеральд предположил, что вещество регулярно ускоряется от Солнца и через несколько дней достигает Земли. [6]

Лабораторное моделирование влияния магнитосферы на солнечный ветер; эти полярные сияния Биркеландские токи были созданы в террелле , намагниченном анодном шаре в вакуумированной камере.

В 1910 году британский астрофизик Артур Эддингтон по существу предположил существование солнечного ветра, не называя его, в сноске к статье о комете Морхауса . [7] Предложение Эддингтона так и не было полностью воспринято, даже несмотря на то, что он также сделал аналогичное предложение на выступлении в Королевском институте в прошлом году, в котором он постулировал, что выброшенный материал состоит из электронов, тогда как в своем исследовании кометы Морхауса он предположил, что это ионы . [7]

Идея о том, что выброшенный материал состоит как из ионов, так и из электронов, впервые была высказана норвежским ученым Кристианом Биркеландом . [8] Его геомагнитные исследования показали, что авроральная активность почти непрерывна. Поскольку эти проявления и другая геомагнитная активность вызывались частицами Солнца, он пришел к выводу, что Землю постоянно бомбардируют «лучи электрических корпускул, испускаемых Солнцем». [6] В 1916 году он предположил, что «с физической точки зрения наиболее вероятно, что солнечные лучи не являются исключительно отрицательными или положительными лучами, но относятся к обоим видам»; Другими словами, солнечный ветер состоит как из отрицательных электронов, так и из положительных ионов. [9] Три года спустя, в 1919 году, британский физикФредерик Линдеманн также предположил, что Солнце испускает частицы обеих полярностей: протоны и электроны. [10]

Примерно в 1930-х годах ученые пришли к выводу, что температура солнечной короны должна составлять миллион градусов Цельсия из-за того, как она распространяется в космос (как это видно во время полного солнечного затмения ). Более поздние спектроскопические исследования подтвердили наличие такой необычной температуры. В середине 1950-х годов британский математик Сидней Чепмен рассчитал свойства газа при такой температуре и определил, что корона, являясь таким превосходным проводником тепла, должна простираться далеко в космос, за пределы орбиты Земли. Также в 1950-х годах немецкий астроном Людвиг Бирманн заинтересовался тем, что хвост кометывсегда указывает от Солнца, независимо от направления, в котором движется комета. Бирманн предположил, что это происходит потому, что Солнце испускает постоянный поток частиц, который отталкивает хвост кометы. [11] Немецкий астроном Пауль Анерт (Вильфрид Шредер) считается первым, кто связал солнечный ветер с направлением хвоста кометы на основе наблюдений кометы Уиппл-Федке (1942g). [12]

Американский астрофизик Юджин Паркер понял, что тепло, исходящее от Солнца в модели Чепмена, и хвост кометы, уносящийся от Солнца в гипотезе Бирмана, должны быть результатом того же явления, которое он назвал «солнечным ветром». [13] [14] В 1957 году Паркер показал, что, хотя корона Солнца сильно притягивается солнечной гравитацией, она настолько хорошо проводит тепло, что на больших расстояниях от Солнца все еще очень горячая. Поскольку солнечная гравитация ослабевает с увеличением расстояния от Солнца, внешняя короновая атмосфера способна сверхзвуком уходить в межзвездное пространство. Паркер был также первым, кто заметил, что ослабляющее влияние силы тяжести Солнца оказывает такое же влияние на гидродинамические характеристики.течет как сопло де Лаваля , вызывая переход от дозвукового к сверхзвуковому потоку. [15] Гипотеза Паркера о солнечном ветре встретила сильное сопротивление; статья, которую он представил в The Astrophysical Journal в 1958 году [15], была отклонена двумя рецензентами, прежде чем ее принял редактор Субраманян Чандрасекар .

Наблюдения из космоса [ править ]

В январе 1959 года советский космический корабль « Луна-1» впервые непосредственно наблюдал солнечный ветер и измерил его силу [16] [17] [18] с помощью полусферических ионных ловушек. Открытие, сделанное Константином Грингаузом, было подтверждено с помощью Луны 2 , Луны 3 и более далеких измерений Венеры 1 . Три года спустя подобное измерение было выполнено американским геофизиком Марсией Нойгебауэр и его сотрудниками с помощью космического корабля Mariner 2 . [19]

Первое численное моделирование солнечного ветра в солнечной короне, включая замкнутые и открытые силовые линии , было выполнено Пнойманом и Коппом в 1971 году. Уравнения магнитогидродинамики в установившемся состоянии решались итеративно, начиная с начальной дипольной конфигурации. [20]

В 1990 году был запущен зонд Ulysses для изучения солнечного ветра с высоких солнечных широт. Все предыдущие наблюдения проводились в плоскости эклиптики Солнечной системы или вблизи нее . [21]

В конце 1990-х годов ультрафиолетовый корональный спектрометр (UVCS) на борту космического корабля SOHO наблюдал область ускорения быстрого солнечного ветра, исходящего от полюсов Солнца, и обнаружил, что ветер ускоряется намного быстрее, чем может быть объяснено термодинамическим расширением. один. Модель Паркера предсказывала, что ветер должен перейти к сверхзвуковому потоку на высоте около четырех радиусов Солнца (около 3 000 000 км) от фотосферы.(поверхность); но переход (или «звуковая точка») теперь кажется намного ниже, возможно, всего на один солнечный радиус (приблизительно 700 000 км) над фотосферой, предполагая, что некий дополнительный механизм ускоряет солнечный ветер от Солнца. Ускорение быстрого ветра до сих пор не изучено и не может быть полностью объяснено теорией Паркера. Однако гравитационное и электромагнитное объяснение этого ускорения подробно описано в более ранней работе 1970 Нобелевской премией по физике , Альфвны . [22] [23]

Миссия STEREO была запущена в 2006 году для изучения корональных выбросов массы и солнечной короны с использованием стереоскопии из двух широко разнесенных систем визуализации. На каждом космическом корабле STEREO было два формирователя изображения гелиосферы: высокочувствительные широкопольные камеры, способные отображать сам солнечный ветер посредством томсоновского рассеяния солнечного света на свободных электронах. В фильмах STEREO солнечный ветер вблизи эклиптики был показан в виде крупномасштабного турбулентного потока.

Зонд « Вояджер-1» достиг конца «пузыря» солнечного ветра в 2012 году, когда обнаружение солнечного ветра резко упало. Аналогичное наблюдение было сделано шесть лет спустя космическим аппаратом Вояджер-2 .

В 2018 году НАСА запустило солнечный зонд Паркера , названный в честь американского астрофизика Юджина Паркера, с миссией по изучению структуры и динамики солнечной короны в попытке понять механизмы, которые заставляют частицы нагреваться и ускоряться по мере роста солнечной энергии. ветер. В течение своей семилетней миссии зонд совершит двадцать четыре орбиты вокруг Солнца, пройдя дальше в корону с перигелием каждой орбиты , в конечном итоге пройдя в пределах 0,04 астрономических единиц от поверхности Солнца. Это первый космический корабль НАСА, названный в честь живого человека, и Паркер в возрасте 91 года присутствовал при запуске. [24]

Ускорение [ править ]

В то время как ранние модели солнечного ветра полагались в основном на тепловую энергию для ускорения материала, к 1960-м годам стало ясно, что только тепловое ускорение не может объяснить высокую скорость солнечного ветра. Требуется дополнительный неизвестный механизм ускорения, который, вероятно, связан с магнитными полями в солнечной атмосфере. [ необходима цитата ]

Корона Солнца , или расширенный внешний слой, представляет собой область плазмы, нагретую до мегакельвина . В результате тепловых столкновений частицы во внутренней короне имеют диапазон и распределение скоростей, описываемых распределением Максвелла . Средняя скорость этих частиц составляет около145 км / с , что значительно ниже солнечной скорости убегания от618 км / с . Однако некоторые из частиц достигают энергии, достаточной для достижения конечной скорости400 км / с , что позволяет им питаться солнечным ветром. При той же температуре электроны, из-за их гораздо меньшей массы, достигают скорости убегания и создают электрическое поле, которое еще больше ускоряет ионы от Солнца. [25]

Общее количество частиц, уносимых от Солнца солнечным ветром, составляет около 1,3 × 10 36 в секунду. [26] Таким образом, общая потеря массы ежегодно составляет около(2-3) × 10 -14 массы Солнца , [27] или около 1,3-1,9 миллионов тонн в секунду. Это эквивалентно потере массы, равной Земле, каждые 150 миллионов лет. [28] Однако только около 0,01% полной массы Солнца было потеряно солнечным ветром. [29] Другие звезды имеют гораздо более сильные звездные ветры, что приводит к значительно более высоким темпам потери массы.

Свойства и структура [ править ]

Считается, что это показывает солнечный ветер от звезды LL Ориона, генерирующей ударную волну (яркая дуга).

Быстрый и медленный солнечный ветер [ править ]

Наблюдается, что солнечный ветер существует в двух основных состояниях, называемых медленным солнечным ветром и быстрым солнечным ветром, хотя их различия простираются далеко за пределы их скоростей. В околоземном космическом пространстве наблюдается медленный солнечный ветер со скоростью300–500 км / с , температура ~ 100 МК и состав, близкий к короне . Напротив, быстрый солнечный ветер имеет типичную скорость750 км / с , температура 800 МК и почти соответствует составу фотосферы Солнца . [30] Медленный солнечный ветер в два раза плотнее и более изменчив по своей природе, чем быстрый солнечный ветер. [26] [31]

Медленный солнечный ветер, по-видимому, исходит из области вокруг экваториального пояса Солнца, известной как «пояс стримеров», где корональные стримеры создаются магнитным потоком, открытым для гелиосферы, покрывающим замкнутые магнитные петли. Точные корональные структуры, участвующие в медленном формировании солнечного ветра, и способ, с помощью которого выделяется этот материал, все еще обсуждаются. [32] [33] [34] Наблюдения за Солнцем в период с 1996 по 2001 год показали, что излучение медленного солнечного ветра происходило на широтах до 30–35 ° во время солнечного минимума (период самой низкой солнечной активности), а затем расширялось в сторону полюсов по мере приближения солнечного цикла к максимуму. В период солнечного максимума полюса также испускали медленный солнечный ветер. [1]

Быстрое солнечный ветер берет свое начало из корональных дыр , [35] , которые являются воронкообразными областями открытых силовых линий в Солнцах магнитного поля . [36] Такие открытые линии особенно распространены вокруг магнитных полюсов Солнца. Источником плазмы служат небольшие магнитные поля, создаваемые конвекционными ячейками в солнечной атмосфере. Эти поля удерживают плазму и переносят ее в узкие шейки корональных воронок, которые расположены всего в 20 000 км над фотосферой. Плазма выбрасывается в воронку при повторном соединении силовых линий магнитного поля. [37]

Давление [ править ]

Ветер оказывает давление на 1  AU обычно в диапазоне1–6 нПа ((1–6) × 10 -9  Н / м 2 ) [ необходима цитата ] , хотя он может легко варьироваться за пределами этого диапазона.

Давление набегающего является функцией скорости ветра и плотности. Формула

где m p - масса протона , давление P - в нПа (нанопаскалях), n - плотность в частицах / см 3, а V - скорость солнечного ветра в км / с. [38]

Выброс корональной массы [ править ]

Основная статья: выброс корональной массы
CME извергается от Солнца Земли

И быстрый, и медленный солнечный ветер могут прерываться большими, быстро движущимися всплесками плазмы, называемыми выбросами корональной массы или CME. КВМ вызваны высвобождением магнитной энергии на Солнце. В популярных СМИ CME часто называют «солнечными бурями» или «космическими бурями». Иногда, но не всегда, они связаны с солнечными вспышками , которые являются еще одним проявлением выделения магнитной энергии на Солнце. КВМ вызывают ударные волны в тонкой плазме гелиосферы, запуская электромагнитные волны и ускоряя частицы (в основном протоны и электроны ), чтобы сформировать потоки ионизирующего излучения, которые предшествуют КВМ. [ необходима цитата ]

Когда КВМ воздействует на магнитосферу Земли, он временно деформирует магнитное поле Земли , изменяя направление стрелок компаса и вызывая большие электрические токи заземления в самой Земле; это называется геомагнитной бурей, и это глобальное явление. Удары CME могут вызвать магнитное пересоединение в хвосте магнитосферы Земли (полуночная сторона магнитосферы); это запускает протоны и электроны вниз к атмосфере Земли, где они формируют полярное сияние .

CME - не единственная причина космической погоды . Известно, что разные пятна на Солнце вызывают несколько разную скорость и плотность ветра в зависимости от местных условий. По отдельности каждый из этих различных ветровых потоков мог бы образовывать спираль с немного другим углом, при этом быстро движущиеся потоки выходили более прямо, а медленные потоки больше оборачивались вокруг Солнца. Быстро движущиеся потоки имеют тенденцию догонять более медленные потоки, которые берут начало к западу от них на Солнце, образуя турбулентные области взаимодействия, вращающиеся в одном направлении, которые вызывают волновые движения и ускоренные частицы и которые воздействуют на магнитосферу Земли так же, как, но более мягко, чем CME.

Эффекты Солнечной системы [ править ]

Основная статья: Космическая погода
В гелиосферном токовом слое является результат влияния вращающегося магнитного поля Солнца на плазме в солнечном ветре

За время жизни Солнца взаимодействие его поверхностных слоев с убегающим солнечным ветром значительно снизило скорость вращения его поверхности. [39] Ветер считается ответственным за хвосты комет, наряду с излучением Солнца. [40] Солнечный ветер вносит свой вклад в колебания небесных радиоволн, наблюдаемых на Земле, посредством эффекта, называемого межпланетным мерцанием . [41]

Магнитосферы [ править ]

Основная статья: Магнитосфера
Схема магнитосферы Земли . Солнечный ветер течет слева направо.

Там, где солнечный ветер пересекается с планетой с хорошо развитым магнитным полем (такой как Земля, Юпитер или Сатурн), частицы отклоняются силой Лоренца . Эта область, известная как магнитосфера , заставляет частицы перемещаться по планете, а не бомбардировать атмосферу или поверхность. Магнитосфера имеет примерно форму полусферы на стороне, обращенной к Солнцу, а затем вытягивается длинным следом на противоположной стороне. Граница этой области называется магнитопаузой , и некоторые частицы могут проникать в магнитосферу через эту область за счет частичного пересоединения силовых линий магнитного поля. [25]

Полуденный меридиональный разрез магнитосферы

Солнечный ветер отвечает за общую форму магнитосферы Земли. Колебания скорости, плотности, направления и увлекаемого магнитного поля сильно влияют на локальную космическую среду Земли. Например, уровни ионизирующего излучения и радиопомех могут варьироваться от сотен до тысяч раз; а форма и расположение магнитопаузы и головной ударной волны перед ней могут изменяться на несколько радиусов Земли, подвергая геосинхронные спутники воздействию прямого солнечного ветра. Эти явления собирательно называются космической погодой .

Из Европейского космического агентства «s кластерамиссия, было проведено новое исследование, которое предполагает, что солнечному ветру легче проникнуть в магнитосферу, чем считалось ранее. Группа ученых непосредственно наблюдала существование в солнечном ветре определенных волн, которых не ожидали. Недавнее исследование показывает, что эти волны позволяют набегающим заряженным частицам солнечного ветра преодолевать магнитопаузу. Это говорит о том, что магнитный пузырь является скорее фильтром, чем непрерывным барьером. Это последнее открытие произошло благодаря особому расположению четырех идентичных космических кораблей Cluster, которые в управляемой конфигурации летают в околоземном пространстве. По мере того, как они перемещаются из магнитосферы в межпланетное пространство и обратно, флот обеспечивает исключительное трехмерное понимание явлений, которые связывают Солнце с Землей.

Исследование охарактеризовало вариации в формировании межпланетного магнитного поля (ММП), на которые в значительной степени влияет неустойчивость Кельвина – Гельмгольца(которые возникают на границе раздела двух жидкостей) в результате различий в толщине и многих других характеристик пограничного слоя. Эксперты считают, что это был первый случай, когда появление волн Кельвина – Гельмгольца на магнитопаузе проявилось на высоких широтах при восходящей ориентации ММП. Эти волны наблюдаются в непредвиденных местах в условиях солнечного ветра, которые ранее считались нежелательными для их генерации. Эти открытия показывают, как в магнитосферу Земли могут проникать солнечные частицы при определенных условиях ММП. Полученные данные также имеют отношение к исследованиям магнитосферных движений вокруг других планетных тел. Это исследование предполагает, что волны Кельвина – Гельмгольца могут быть несколько обычным и, возможно, постоянным,прибор для входа солнечного ветра в земные магнитосферы при различных ориентациях ММП.[42]

Атмосфера [ править ]

Солнечный ветер влияет на другие входящие космические лучи, взаимодействующие с атмосферой планет. Более того, планеты со слабой или несуществующей магнитосферой подвержены атмосферному срыву солнечным ветром.

Венера , ближайшая к Земле и наиболее похожая на нее планета, имеет в 100 раз более плотную атмосферу, с небольшим геомагнитным полем или без него. Космические зонды обнаружили кометообразный хвост, простирающийся до орбиты Земли. [43]

Сама Земля в значительной степени защищена от солнечного ветра своим магнитным полем , которое отклоняет большинство заряженных частиц; однако некоторые из заряженных частиц задерживаются в радиационном поясе Ван Аллена . Меньшему количеству частиц солнечного ветра удается перемещаться, как по линии передачи электромагнитной энергии, в верхние слои атмосферы и ионосферу Земли в зонах полярных сияний. Единственный раз, когда солнечный ветер наблюдается на Земле, - это когда он достаточно силен, чтобы вызывать такие явления, как полярное сияние и геомагнитные бури . Яркие полярные сияния сильно нагревают ионосферу, заставляя ее плазму расширяться в магнитосферу, увеличивая размер плазменной геосферы.и впрыскивание атмосферного вещества в солнечный ветер. Геомагнитные бури возникают, когда давление плазмы, содержащейся внутри магнитосферы, достаточно велико, чтобы раздуваться и тем самым искажать геомагнитное поле.

Хотя Марс больше Меркурия и в четыре раза дальше от Солнца, считается, что солнечный ветер унес до трети своей первоначальной атмосферы, оставив слой на 1/100 плотнее земного. Считается, что механизм этого атмосферного разрыва - газ, захваченный пузырьками магнитного поля, которые разрываются солнечным ветром. [44] В 2015 году NASA Mars Atmosphere and Volatile Evolution ( MAVEN) миссия измерила скорость разрушения атмосферы, вызванного магнитным полем, переносимым солнечным ветром, когда он проходит мимо Марса, которое генерирует электрическое поле, подобное тому, как турбина на Земле может использоваться для выработки электричества. Это электрическое поле ускоряет электрически заряженные атомы газа, называемые ионами, в верхних слоях атмосферы Марса и выбрасывает их в космос. [45] Миссия MAVEN измерила скорость атмосферного разрыва около 100 граммов (≈1 / 4 фунта) в секунду. [46]

Луны и поверхности планет [ править ]

Эксперимент Аполлона SWC
Эксперимент Аполлона по составу солнечного ветра на поверхности Луны

Меркурий , ближайшая к Солнцу планета, принимает на себя всю тяжесть солнечного ветра, и, поскольку его атмосфера рудиментарна и преходяща, ее поверхность залита радиацией.

У Меркурия есть собственное магнитное поле, поэтому при нормальных условиях солнечного ветра солнечный ветер не может проникнуть в его магнитосферу, и частицы достигают поверхности только в областях каспа. Однако во время корональных выбросов массы магнитопауза может вдавливаться в поверхность планеты, и в этих условиях солнечный ветер может свободно взаимодействовать с поверхностью планеты.

У Луны Земли нет атмосферы или собственного магнитного поля , и, следовательно, ее поверхность бомбардируется полным солнечным ветром. В ходе миссий проекта «Аполлон» были задействованы пассивные алюминиевые коллекторы в попытке взять образцы солнечного ветра, а возвращенный для изучения лунный грунт подтвердил, что лунный реголит обогащен атомными ядрами, отложенными из солнечного ветра. Эти элементы могут оказаться полезными ресурсами для лунных колоний. [47]

Внешние ограничения [ править ]

Основная статья: Гелиосфера
Инфографика с изображением внешних областей гелиосферы по результатам космического корабля "Вояджер"

Солнечный ветер «надувает пузырь» в межзвездной среде (разреженный газообразный водород и гелий, пронизывающий галактику). Точка, в которой сила солнечного ветра уже недостаточно велика, чтобы оттолкнуть межзвездную среду, известна как гелиопауза и часто считается внешней границей Солнечной системы. Расстояние до гелиопаузы точно не известно и, вероятно, зависит от текущей скорости солнечного ветра и локальной плотности межзвездной среды, но оно находится далеко за пределами орбиты Плутона . Ученые надеются получить представление о гелиопаузе из данных, полученных с помощью миссии Interstellar Boundary Explorer (IBEX), запущенной в октябре 2008 года.

Конец гелиосферы отмечен как один из способов, определяющих протяженность Солнечной системы, наряду с поясом Койпера и, наконец, радиус, в котором гравитационное влияние Солнца соответствует другим звездам. [48] Максимальная степень этого влияния оценивается от 50 000 а.е. до 2 световых лет по сравнению с границей гелиопаузы (внешний край гелиосферы), которая, как было обнаружено, заканчивается примерно в 120 а.е. с помощью космического корабля « Вояджер». 1 космический корабль. [49]

Космический корабль " Вояджер-2" пересек ударную волну более пяти раз в период с 30 августа по 10 декабря 2007 года. [50] " Вояджер-2" пересек ударную волну примерно на Тм ближе к Солнцу, чем расстояние 13,5 Тм, на котором " Вояджер-1" столкнулся с завершающей ударной волной. [51] [52] Космический корабль двинулся наружу через ударную волну в гелиооболочку и дальше, к межзвездной среде .

Известные события [ править ]

  • С 10 по 12 мая 1999 г. космические аппараты НАСА Advanced Composition Explorer (ACE) и WIND наблюдали уменьшение плотности солнечного ветра на 98%. Это позволило энергичным электронам от Солнца течь на Землю узкими лучами, известными как « страл », что вызвало весьма необычный «полярный дождь», в ходе которого над Северным полюсом возникло видимое полярное сияние . Вдобавок магнитосфера Земли увеличилась в 5-6 раз от своего обычного размера. [53]
  • 13 декабря 2010 года « Вояджер-1» определил, что скорость солнечного ветра в его местоположении в 10,8 миллиарда миль (17,4 миллиарда километров) от Земли снизилась до нуля. "Мы дошли до того момента, когда ветер от Солнца, который до сих пор всегда был направлен наружу, больше не движется наружу; он движется только в сторону, так что в конечном итоге он может спуститься вниз по хвосту гелиосферы, что "похожий на комету объект", - сказал ученый проекта "Вояджер" Эдвард Стоун. [54] [55]

См. Также [ править ]

  • Обсерватория глубокого космоса
  • Спутник Дайсона – Харропа
  • Электрический парус
  • Гелиосферный токовый слой
  • Конус фокусировки гелия
  • Межпланетная среда
  • Список статей по физике плазмы
  • Магнитный парус
  • Солнечный зонд Parker
  • Плазмосферы
  • Солнечный цикл
  • Солнечный парус
  • Эксперимент по составу солнечного ветра
  • СТЕРЕО

Ссылки [ править ]

  1. ^ а б МакКомас, ди-джей; Эллиотт, штат Джорджия; Schwadron, NA; Gosling, JT; Скоуг, РМ; Гольдштейн, Б. Э. (15 мая 2003 г.). «Трехмерный солнечный ветер около солнечного максимума» . Письма о геофизических исследованиях . 30 (10): 1517. Bibcode : 2003GeoRL..30.1517M . DOI : 10.1029 / 2003GL017136 . ISSN  1944-8007 .
  2. ^ "Стэнфордский СОЛНЕЧНЫЙ центр - Спросите Часто задаваемые вопросы физика Солнца - Ответ" . solar-center.stanford.edu . Проверено 9 ноября 2019 года .
  3. ^ Оуэнс, Мэтью Дж .; Форсайт, Роберт Дж. (28 ноября 2013 г.). «Магнитное поле гелиосферы». Живые обзоры по солнечной физике . 10 (1): 5. arXiv : 1002.2934 . Bibcode : 2013LRSP ... 10 .... 5O . DOI : 10.12942 / lrsp-2013-5 . ISSN 2367-3648 . S2CID 122870891 .  
  4. ^ McGraw-Hill ЭНЦИКЛОПЕДИЯ науки и технологии, 8изд., (С) 1997, т. 16, стр. 685
  5. ^ Cliver, Эдвард W .; Дитрих, Уильям Ф. (1 января 2013 г.). «Еще раз о космической погоде 1859 года: пределы экстремальной активности» . Журнал космической погоды и космического климата . 3 : A31. Bibcode : 2013JSWSC ... 3A..31C . DOI : 10.1051 / SWSC / 2013053 . ISSN 2115-7251 . 
  6. ^ a b Мейер-Верне, Николь (2007). Основы солнечных ветров . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-81420-1.
  7. ^ a b Дарем, Ян Т. (2006). «Переосмысление истории исследований солнечного ветра: Эддингтонский анализ кометы Морхауса» . Примечания и отчеты Королевского общества . 60 . С. 261–270.
  8. ^ Эгеланд, Альв; Берк, Уильям Дж. (2005). Кристиан Биркеланд: первый ученый-космонавт . Спрингер, Дордрехт, Нидерланды. п. 80 . ISBN 978-1-4020-3294-3.
  9. ^ Кристиан Биркеланд, "Солнечные корпускулярные лучи, которые проникают в атмосферу Земли, являются отрицательными или положительными?" в Videnskapsselskapets Skrifter , I Mat - Naturv. Класс № 1, Христиания, 1916 год.
  10. Перейти ↑ Philosophical Magazine , Series 6, Vol. 38, No. 228, декабрь 1919 г., 674 г. (о солнечном ветре)
  11. ↑ Людвиг Бирманн (1951). "Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung". Zeitschrift für Astrophysik . 29 : 274. Полномочный код : 1951ZA ..... 29..274B .
  12. ↑ Шредер, Вильфрид (1 декабря 2008 г.). «Кто первым открыл солнечный ветер?». Acta Geodaetica et Geophysica Hungarica . 43 (4): 471–472. DOI : 10,1556 / AGeod.43.2008.4.8 .
  13. ^ Кристофер Т. Рассел. «СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР И МАГНИТОСФЕРНАЯ ДИНАМИКА» . Институт геофизики и планетной физики Калифорнийского университета в Лос-Анджелесе . Проверено 7 февраля 2007 года .
  14. ↑ Роуч, Джон (27 августа 2003 г.). «Признанный астрофизиком за открытие солнечного ветра» . Национальное географическое общество . Архивировано из оригинального 30 августа 2003 года . Проверено 13 июня 2006 года .
  15. ^ a b Паркер, Юджин Н. (ноябрь 1958 г.). «Динамика межпланетного газа и магнитных полей». Астрофизический журнал . 128 : 664–676. Bibcode : 1958ApJ ... 128..664P . DOI : 10.1086 / 146579 .
  16. ^ Харви, Брайан (2007). Исследование планет в России: история, развитие, наследие и перспективы . Springer. п. 26. ISBN 978-0-387-46343-8.
  17. ^ Дорогая, Дэвид Дж. «Луна» . Интернет-энциклопедия науки . Проверено 2 октября 2020 года .
  18. ^ "Луна 1" . Национальный центр данных по космическим наукам НАСА . Проверено 4 августа 2007 года .
  19. Перейти ↑ Neugebauer, M. & Snyder, CW (1962). «Эксперимент с солнечной плазмой». Наука . 138 (3545): 1095–1097. Bibcode : 1962Sci ... 138.1095N . DOI : 10.1126 / science.138.3545.1095-а . PMID 17772963 . S2CID 24287222 .  
  20. ^ GW Pneuman & RA Копп (1971). «Взаимодействие газа и магнитного поля в солнечной короне». Солнечная физика . 18 (2): 258. Bibcode : 1971SoPh ... 18..258P . DOI : 10.1007 / BF00145940 . S2CID 120816610 . 
  21. ^ «Исследование Солнечной системы: Миссии: По цели: Марс: Присутствует» . Исследование Солнечной системы . Архивировано из оригинального 20 сентября 2008 года.
  22. ^ «Замечания о вращении намагниченной сферы применительно к солнечному излучению» (PDF) .
  23. ↑ Ханнес Альфвен (1942). «Замечания о вращении намагниченной сферы применительно к солнечному излучению». Arkiv för Matematik, Astronomi och Fysik . 28А (6): 1–9.
  24. Рианна Чанг, Кеннет (12 августа 2018 г.). «Солнечный зонд Parker запускает рейс НАСА, чтобы« коснуться Солнца » » . Нью-Йорк Таймс . Проверено 14 августа 2018 года .
  25. ^ а б Энкреназ, Тереза; Bibring, J.-P .; Блан, М. (2003). Солнечная система . Springer. ISBN 978-3-540-00241-3.
  26. ^ a b Kallenrode, May-Britt (2004). Космическая физика: введение в плазму и . Springer. ISBN 978-3-540-20617-0.
  27. ^ Кэрролл, Брэдли У .; Остли, Дейл А. (1995). Введение в современную астрофизику (пересмотренное 2-е изд.). Бенджамин Каммингс. п. 409. ISBN. 978-0-201-54730-6.
  28. ^ Schrijver, Carolus J .; Цваан, Корнелис (2000). Солнечная и звездная магнитная активность . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-58286-5.
  29. Перейти ↑ Meyer-Vernet, Nicole (2007). Основы солнечного ветра . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-81420-1.
  30. ^ Geiss, J .; Gloeckler, G .; Штайгер, Р. Фон (1995). «Происхождение солнечного ветра по композиционным данным». Обзоры космической науки . 72 (1–2): 49–60. Bibcode : 1995SSRv ... 72 ... 49G . DOI : 10.1007 / BF00768753 . ISSN 0038-6308 . S2CID 120788623 .  
  31. Перейти ↑ Suess, Steve (3 июня 1999 г.). «Обзор и современные знания о солнечном ветре и короне» . Солнечный зонд . НАСА / Центр космических полетов им. Маршалла. Архивировано из оригинала на 10 июня 2008 года . Проверено 7 мая 2008 года .
  32. ^ Харра, Луиза; Миллиган, Райан; Флек, Бернхард (2 апреля 2008 г.). «Хиноде: источник медленного солнечного ветра и сверхгорячих вспышек» . ЕКА . Проверено 7 мая 2008 года .
  33. ^ Antiochos, SK; Mikić, Z .; Титов ВС; Lionello, R .; Линкер, JA (1 января 2011 г.). «Модель источников медленного солнечного ветра». Астрофизический журнал . 731 (2): 112. arXiv : 1102.3704 . Bibcode : 2011ApJ ... 731..112A . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 731/2/112 . ISSN 0004-637X . S2CID 119241929 .  
  34. ↑ Fisk, LA (1 апреля 2003 г.). «Ускорение солнечного ветра в результате пересоединения открытого магнитного потока с корональными петлями» (PDF) . Журнал геофизических исследований: космическая физика . 108 (A4): 1157. Bibcode : 2003JGRA..108.1157F . DOI : 10.1029 / 2002JA009284 . ЛВП : 2027,42 / 87652 . ISSN 2156-2202 .  
  35. ^ Zirker, JB (1977), корональные дыры и высокоскоростные потоки ветров, Обзоры геофизики , 15 (3), 257-269
  36. ^ Хасслер, Дональд М .; Dammasch, Ingolf E .; Лемер, Филипп; Брекке, Пол; Курдт, Вернер; Мейсон, Хелен Э .; Флакон, Жан-Клод; Вильгельм, Клаус (1999). «Истечение солнечного ветра и хромосферная магнитная сеть». Наука . 283 (5403): 810–813. Bibcode : 1999Sci ... 283..810H . DOI : 10.1126 / science.283.5403.810 . PMID 9933156 . 
  37. ^ Марш, Эккарт; Ту, Чуаньи (22 апреля 2005 г.). «Происхождение солнечного ветра в корональных воронках» . Наука . ЕКА. 308 (5721): 519–23. DOI : 10.1126 / science.1109447 . PMID 15845846 . S2CID 24085484 . Проверено 6 мая 2008 года .  
  38. ^ Денди, Ричард (1995). Физика плазмы: вводный курс . Издательство Кембриджского университета. п. 234. ISBN 9780521484527.
  39. ^ Endal, AS; София, С. (1981). «Вращение звезд солнечного типа. I - Эволюционные модели вращения Солнца вниз». Астрофизический журнал, часть 1 . 243 : 625–640. Bibcode : 1981ApJ ... 243..625E . DOI : 10.1086 / 158628 .
  40. ^ Робин Керрод (2000). Астероиды, кометы и метеоры . Lerner Publications, Co.
  41. ^ Jokipii, JR (1973). «Турбулентность и мерцания в межпланетной плазме». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 11 (1): 1-28. Bibcode : 1973ARA & A..11 .... 1J . DOI : 10.1146 / annurev.aa.11.090173.000245 .
  42. ^ Исследование НАСА с использованием кластера раскрывает новые взгляды на солнечный ветер, НАСА, Greenbelt, 2012, стр.1
  43. ^ Grünwaldt H; и другие. (1997). "Наблюдение за лучами хвоста Венеры у Земли" . Письма о геофизических исследованиях . 24 (10): 163–1166. Bibcode : 1997GeoRL..24.1163G . DOI : 10.1029 / 97GL01159 .
  44. ^ "Солнечный ветер срывает куски с Марса -" . Архивировано из оригинала на 4 марта 2016 года.
  45. ↑ НАСА (5 ноября 2015 г.). «Миссия НАСА показывает скорость разрушения марсианской атмосферы солнечным ветром» . Миссия "Атмосфера и летучая эволюция Марса" (MAVEN) . Проверено 5 ноября 2015 года .
  46. ^ @ MAVEN2Mars (5 ноября 2015 г.). «Миссия NASA MAVEN измеряет разрушение атмосферы на Марсе солнечным ветром» (твит) - через Twitter .
  47. ↑ Старухина, Л.В. (2006). «Полярные области Луны как потенциальное хранилище газов, имплантированных солнечным ветром». Успехи в космических исследованиях . 37 (1): 50–58. Bibcode : 2006AdSpR..37 ... 50S . DOI : 10.1016 / j.asr.2005.04.033 .
  48. ^ "GMS: Где находится край Солнечной системы?" . svs.gsfc.nasa.gov . Проверено 22 сентября 2019 года .
  49. ^ «Вояджер - часто задаваемые вопросы» . voyager.jpl.nasa.gov . Проверено 22 сентября 2019 года .
  50. ^ "НАСА - Вояджер 2 доказывает, что Солнечная система раздавлена" .
  51. ^ «Форма Voyager 2 Находит Солнечной системы является„вмятины “ » . Рейтер . 11 декабря 2016 г.
  52. ^ Тобин, Кейт. «Космический корабль достиг края Солнечной системы - 5 ноября 2003 года» . CNN.
  53. ^ "День, когда исчез солнечный ветер" . НАСА Наука. 13 декабря 1999 . Проверено 5 октября 2010 года .
  54. ↑ Амос, Джонатан (13 декабря 2010 г.). "Путешественник у края Солнечной системы" . BBC News . BBC . Проверено 14 декабря 2010 года .
  55. ^ "НАСА Зонд видит падение солнечного ветра на пути к межзвездному пространству" . НАСА. 13 декабря 2010 . Проверено 14 декабря 2010 года .

Дальнейшее чтение [ править ]

Фокс, Карен С. (2012) «Исследование НАСА с использованием кластеров открывает новые возможности для понимания солнечного ветра» НАСА.

Куперман С., Мецлер Н. Роль флуктуаций межпланетного магнитного поля на теплопроводность солнечного ветра. Res. 78 (16), 3167–3168, 1973.

С. Куперман и Н. Мецлер. Astrophys. J., 182 (3), 961–975, 1973.

С. Куперман и Н. Метцлер, Решение уравнений 3-жидкостной модели с аномальными коэффициентами переноса для тихого солнечного ветра. Astrophys.J., 196 (1) 205–219, 1975 г.

С. Куперман, Н. Мецлер и М. Спигелгласс, Подтверждение известных численных решений для уравнений спокойного солнечного ветра. Astrophys. J., 198 (3), 755–759, 1975.

С. Куперман и Н. Метцлер, Относительная величина скорости потока альфа-частиц и протонов на 1 а.е. Astrophys. и космические науки. 45 (2) 411–417,1976.

Н. Метцлер. Многожидкостная модель звездных ветров. Труды мемориального симпозиума Л.Д. Фейтера по изучению межпланетных феноменов. AFGL-TR-77-0309, Командование систем ВВС, ВВС США, 1978.

Н. Метцлер и М. Драйер, Самосогласованное решение трехжидкостной модели солнечного ветра. Astrophys. J., 222 (2), 689–695, 1978.

С. Куперман и Н. Мецлер, Комментарии к ускорению солнечного ветра He ++ 3 эффекты резонансных и нерезонансных взаимодействий с поперечными волнами. J. Geophys. Res. 84 (NA5), 2139–2140 (1979).

Н. Метцлер, С. Куперман, М. Драйер и П. Розенау, Двухжидкостная модель, зависящая от времени, с теплопроводностью для солнечного ветра. Astrophys. J., 231 (3) 960–976, 1979.

Внешние ссылки [ править ]

  • Графики активности солнечного ветра в реальном времени из Advanced Composition Explorer
  • Получайте данные из ACE (Advanced Composition Explorer) и развивайте мозг