1. attēls. Helisfēra
2. attēls. Saules uzliesmojums.
saulains vējš- nepārtraukta saules izcelsmes plazmas plūsma, kas izplatās aptuveni radiāli no Saules un piepilda Saules sistēmu līdz heliocentriskiem attālumiem, kas ir aptuveni 100 AU. Saules enerģija veidojas Saules vainaga gāzes dinamiskās izplešanās laikā starpplanētu telpā.
Saules vēja vidējie raksturlielumi Zemes orbītā: ātrums 400 km/s, protonu blīvums - 6 līdz 1, protonu temperatūra 50 000 K, elektronu temperatūra 150 000 K, magnētiskā lauka stiprums 5 oersted. Saules vēja plūsmas var iedalīt divās klasēs: lēnas - ar ātrumu aptuveni 300 km/s un straujas - ar ātrumu 600-700 km/s. Saules vējš, kas rodas virs Saules apgabaliem ar atšķirīgu magnētiskā lauka orientāciju, veido plūsmas ar atšķirīgi orientētu starpplanētu magnētiskais lauks- tā sauktā starpplanētu magnētiskā lauka sektora struktūra.
Starpplanētu sektoru struktūra ir novērotās Saules vēja liela mēroga struktūras sadalījums pāra skaitā sektoros ar dažādiem starpplanētu magnētiskā lauka radiālās komponentes virzieniem.
Arī Saules vēja raksturlielumi (ātrums, temperatūra, daļiņu koncentrācija utt.) caurmērā dabiski mainās katra sektora šķērsgriezumā, kas ir saistīts ar straujas Saules vēja plūsmas pastāvēšanu sektora iekšienē. Sektoru robežas parasti atrodas lēnā Saules vēja plūsmā. Visbiežāk tiek novēroti divi vai četri sektori, kas rotē kopā ar Sauli. Šo struktūru, kas veidojas, saules vējam izstiepjot liela mēroga koronālo magnētisko lauku, var novērot vairāku saules apgriezienu laikā. Sektora struktūra ir sekas tam, ka starpplanētu vidē pastāv strāvas loksne, kas rotē kopā ar Sauli. Pašreizējā lapa rada lēcienu magnētiskajā laukā: virs slāņa starpplanētu magnētiskā lauka radiālajai sastāvdaļai ir viena zīme, zem tās - cita. Pašreizējā loksne atrodas aptuveni Saules ekvatora plaknē, un tai ir salocīta struktūra. Saules rotācija noved pie pašreizējā slāņa kroku savērpšanās spirālē (tā sauktais “balerīnas efekts”). Atrodoties ekliptikas plaknes tuvumā, novērotājs atrodas vai nu virs, vai zem pašreizējās loksnes, kā rezultātā viņš atrodas sektoros ar dažādām starpplanētu magnētiskā lauka radiālās komponentes pazīmēm.
Kad Saules vējš plūst ap šķēršļiem, kas var efektīvi novirzīt Saules vēju (Merkursa, Zemes, Jupitera, Saturna magnētiskie lauki vai vadošās Venēras un, šķiet, Marsa jonosfēras), veidojas priekšgala triecienvilnis. Saules vējš palēninās un uzsilst triecienviļņa priekšpusē, kas ļauj tam plūst ap šķērsli. Tajā pašā laikā Saules vējā veidojas dobums - magnetosfēra, kuras formu un lielumu nosaka planētas magnētiskā lauka spiediena un plūstošās plazmas plūsmas spiediena līdzsvars. Trieciena viļņu frontes biezums ir aptuveni 100 km. Saules vēja mijiedarbības gadījumā ar nevadošu ķermeni (Mēnesi) triecienvilnis nerodas: plazmas plūsmu absorbē virsma, un aiz ķermeņa veidojas dobums, kas pakāpeniski piepildās ar saules enerģiju. vēja plazma.
Koronālās plazmas aizplūšanas stacionāro procesu pārklāj nestacionāri procesi, kas saistīti ar saules uzliesmojumiem. Spēcīgu saules uzliesmojumu laikā viela tiek izmesta no vainaga zemākajiem reģioniem starpplanētu vidē. Tas arī rada triecienvilni, kas pakāpeniski palēninās, virzoties cauri saules vēja plazmai.
Trieciena viļņa ierašanās uz Zemi noved pie magnetosfēras saspiešanas, pēc kuras parasti sākas magnētiskās vētras attīstība.
Saules vējš stiepjas līdz apmēram 100 AU attālumā, kur starpzvaigžņu vides spiediens līdzsvaro saules vēja dinamisko spiedienu. Saules vēja izskalotais dobums starpzvaigžņu vidē veido heliosfēru. Saules vējš kopā ar tajā iesaldēto magnētisko lauku novērš zemas enerģijas galaktikas kosmisko staru iekļūšanu Saules sistēmā un izraisa augstas enerģijas kosmisko staru variācijas.
Saules vējam līdzīga parādība ir atklāta arī dažos citu zvaigžņu veidos (zvaigžņu vējš).
Par laimi, Saules enerģijas plūsma, ko darbina tās centrā esošā kodoltermiskā reakcija, atšķirībā no vairuma citu zvaigžņu ir ārkārtīgi stabila. Lielāko daļu no tā galu galā izstaro Saules plānais virsmas slānis - fotosfēra - elektromagnētisko viļņu veidā redzamajā un infrasarkanajā diapazonā. Saules konstante (saules enerģijas plūsmas apjoms Zemes orbītā) ir 1370 W/. To var iedomāties katram kvadrātmetru Zemes virsma veido vienu jaudu elektriskā tējkanna. Virs fotosfēras atrodas Saules vainags – zona, kas no Zemes redzama tikai laikā saules aptumsumi un piepildīta ar retinātu un karstu plazmu ar miljoniem grādu temperatūru.
Šis ir visnestabilākais Saules apvalks, kurā rodas galvenās Saules aktivitātes izpausmes, kas ietekmē Zemi. Saules vainaga pinkainais izskats parāda tās magnētiskā lauka struktūru - gaismas plazmas klučus, kas izstiepti pa spēka līnijām. Karstā plazma, kas plūst no vainaga, veido saules vēju - jonu plūsmu (sastāv no 96% ūdeņraža kodoliem - protoniem un 4% hēlija kodoliem - alfa daļiņām) un elektronu, paātrinoties starpplanētu telpā ar ātrumu 400-800 km/s .
Saules vējš stiepjas un aiznes saules magnētisko lauku.
Tas notiek tāpēc, ka plazmas virzītās kustības enerģija ārējā vainagā ir lielāka par magnētiskā lauka enerģiju, un iesaldēšanas princips velk lauku aiz plazmas. Šādas radiālās aizplūšanas kombinācija ar Saules rotāciju (un magnētiskais lauks tiek “piestiprināts” tās virsmai) noved pie starpplanētu magnētiskā lauka spirālveida struktūras - tā sauktās Pārkera spirāles.
Saules vējš un magnētiskais lauks aizpilda visu Saules sistēmu, un līdz ar to Zeme un visas pārējās planētas faktiski atrodas Saules vainagā, piedzīvojot ietekmi ne tikai elektromagnētiskā radiācija, bet arī saules vējš un saules magnētiskais lauks.
Minimālās aktivitātes periodā Saules magnētiskā lauka konfigurācija ir tuva dipolam un līdzīga Zemes magnētiskā lauka formai. Aktivitātei tuvojoties maksimumam, magnētiskā lauka struktūra neskaidru iemeslu dēļ kļūst sarežģītāka. Viena no skaistākajām hipotēzēm saka, ka Saulei griežoties, šķiet, ka magnētiskais lauks to apvij, pakāpeniski iegrimstot zem fotosfēras. Laika gaitā tikai saules cikla laikā zem virsmas uzkrātā magnētiskā plūsma kļūst tik liela, ka lauka līniju kūļi sāk izspiesties.
Lauka līniju izejas punkti veido plankumus uz fotosfēras un magnētiskās cilpas vainagā, kas redzamas kā palielinātas plazmas mirdzuma zonas Saules rentgena attēlos. Lauka lielums saules plankumu iekšpusē sasniedz 0,01 teslu, kas ir simts reizes lielāks nekā klusās Saules lauks.
Intuitīvi magnētiskā lauka enerģiju var saistīt ar lauka līniju garumu un skaitu: jo lielāka enerģija, jo vairāk to. Tuvojoties saules maksimumam, laukā uzkrātā milzīgā enerģija sāk periodiski sprādzienbīstami izdalīties, tērējot Saules vainaga daļiņu paātrināšanai un sildīšanai.
Asus intensīvus īsviļņu elektromagnētiskā starojuma uzliesmojumus no Saules, kas pavada šo procesu, sauc par saules uzliesmojumiem. Uz Zemes virsmas uzliesmojumi tiek reģistrēti redzamajā diapazonā kā neliels spilgtuma pieaugums atsevišķos Saules virsmas apgabalos.
Taču jau pirmie mērījumi, kas veikti uz kosmosa kuģa klāja, parādīja, ka uzliesmojumu pamanāmākā ietekme ir ievērojama (līdz pat simtiem reižu) saules rentgenstaru un enerģētiski lādētu daļiņu - saules kosmisko staru - plūsmas palielināšanās.
Atsevišķu uzliesmojumu laikā ievērojams daudzums plazmas un magnētiskā lauka nonāk arī Saules vējā - tā sauktajos magnētiskajos mākoņos, kas sāk strauji izplesties starpplanētu telpā, saglabājot magnētiskās cilpas formu ar galiem, kas balstās uz Sauli.
Plazmas blīvums un magnētiskā lauka lielums mākoņa iekšpusē ir desmitiem reižu augstāks nekā šo parametru tipiskās klusā laika vērtības saules vējā.
Lai gan liela uzliesmojuma laikā var izdalīties līdz 1025 džouliem enerģijas, kopējais enerģijas plūsmas pieaugums līdz saules maksimumam ir neliels, sasniedzot tikai 0,1–0,2%.
Pastāv pastāvīga daļiņu plūsma, kas izplūst no Saules atmosfēras augšējiem slāņiem. Mēs redzam pierādījumus par saules vēju visapkārt. Spēcīgs ģeogrāfs magnētiskās vētras var sabojāt satelītus un elektriskās sistēmas uz Zemes un radīt skaistas polārblāzmas. Iespējams, ka labākais pierādījums tam ir komētu garās astes, kad tās iet tuvu Saulei.
Komētas putekļu daļiņas novirza vējš un aiznes no Saules, tāpēc komētu astes vienmēr ir vērstas prom no mūsu zvaigznes.
Saules vējš: izcelsme, īpašības
Tas nāk no Saules augšējās atmosfēras slāņiem, ko sauc par koronu. Šajā reģionā temperatūra ir vairāk nekā 1 miljons kelvinu, un daļiņu enerģijas lādiņš ir lielāks par 1 keV. Patiesībā ir divu veidu saules vējš: lēns un ātrs. Šo atšķirību var redzēt komētās. Ja paskatās uz komētas attēlu cieši, jūs redzēsit, ka tām bieži ir divas astes. Viens no tiem ir taisns, bet otrs ir vairāk izliekts.
Ātrs saules vējš
Tas pārvietojas ar ātrumu 750 km/s, un astronomi uzskata, ka tas nāk no koronālajiem caurumiem - reģioniem, kur magnētiskā lauka līnijas virzās uz Saules virsmu.
Lēns saules vējš
Tā ātrums ir aptuveni 400 km/s, un tas nāk no mūsu zvaigznes ekvatoriālās joslas. Radiācija sasniedz Zemi, atkarībā no ātruma, no vairākām stundām līdz 2-3 dienām.
Lēnais saules vējš ir platāks un blīvāks nekā ātrais saules vējš, kas rada komētas lielo, spožo asti.
Ja ne Zemes magnētiskais lauks, tas būtu iznīcinājis dzīvību uz mūsu planētas. Tomēr magnētiskais lauks ap planētu mūs pasargā no starojuma. Magnētiskā lauka formu un lielumu nosaka vēja stiprums un ātrums.
Iedomājieties, ka dzirdējāt laika prognožu diktora vārdus: “Rīt vējš strauji pastiprināsies. Šajā sakarā radio darbībā var būt pārtraukumi, mobilie sakari un internetu. ASV kosmosa misija ir aizkavējusies. Krievijas ziemeļos gaidāmas intensīvas polārblāzmas...”
Būsi pārsteigts: kādas muļķības, kāds vējam sakars? Bet fakts ir tāds, ka jūs nokavējāt prognozes sākumu: “Vakar naktī notika saules uzliesmojums. Spēcīga saules vēja straume virzās uz Zemi...”
Parastais vējš ir gaisa daļiņu (skābekļa, slāpekļa un citu gāzu molekulu) kustība. Daļiņu straume plūst arī no Saules. To sauc par saules vēju. Ja neiedziļināties simtiem apgrūtinošu formulu, aprēķinu un karstu zinātnisku debašu, tad kopumā attēls šķiet šāds.
Mūsu zvaigznes iekšienē notiek kodoltermiskās reakcijas, uzsildot šo milzīgo gāzu bumbu. Ārējā slāņa, saules vainaga, temperatūra sasniedz miljonu grādu. Tas liek atomiem kustēties tik ātri, ka, saduroties, tie viens otru sadala gabalos. Ir zināms, ka uzkarsētai gāzei ir tendence izplesties un aizņemt lielāku tilpumu. Šeit notiek kaut kas līdzīgs. Ūdeņraža, hēlija, silīcija, sēra, dzelzs un citu vielu daļiņas izkliedējas visos virzienos.
Viņi iegūst arvien lielāku ātrumu un sasniedz tuvu Zemei robežas apmēram sešās dienās. Pat ja saule būtu mierīga, saules vēja ātrums šeit sasniedz 450 kilometrus sekundē. Nu, kad saules uzliesmojums izspiež milzīgu ugunīgu daļiņu burbuli, to ātrums var sasniegt 1200 kilometrus sekundē! Un “vējiņu” nevar saukt par atsvaidzinošu - aptuveni 200 tūkstoši grādu.
Vai cilvēks var sajust saules vēju?
Patiešām, tā kā karstu daļiņu plūsma nepārtraukti steidzas, kāpēc mēs nejūtam, kā tā mūs "pūš"? Pieņemsim, ka daļiņas ir tik mazas, ka āda nejūt to pieskārienu. Bet tos nepamana arī zemes instrumenti. Kāpēc?
Jo Zemi no saules virpuļiem aizsargā tās magnētiskais lauks. Šķiet, ka daļiņu plūsma plūst ap to un steidzas tālāk. Tikai dienās, kad saules emisijas ir īpaši spēcīgas, mūsu magnētiskajam vairogam ir grūti. Saules viesuļvētra izlaužas tai cauri un ieplūst atmosfēras augšējos slāņos. Svešās daļiņas izraisa . Magnētiskais lauks ir strauji deformēts, sinoptiķi runā par "magnētiskajām vētrām". 
To dēļ kosmosa satelīti iziet no kontroles. Lidmašīnas pazūd no radaru ekrāniem. Radioviļņi tiek traucēti un sakari tiek traucēti. Šādās dienās tie izslēdzas satelītantenas, lidojumi tiek atcelti, “saziņa” ar kosmosa kuģiem tiek pārtraukta. Elektrotīklos, dzelzceļa sliedēs, cauruļvados, a elektrība. Līdz ar to paši pārslēdzas luksofori, sarūsē gāzes vadi, izdeg atslēgtās elektroierīces. Turklāt tūkstošiem cilvēku izjūt diskomfortu un slimības.
Saules vēja kosmisko ietekmi var konstatēt ne tikai saules uzliesmojumu laikā: lai gan tas ir vājāks, tas pūš pastāvīgi.
Jau sen ir atzīmēts, ka komētas aste aug, tuvojoties Saulei. Tas izraisa sasalušo gāzu, kas veido komētas kodolu, iztvaikošanu. Un saules vējš nes šīs gāzes prom strūklas veidā, vienmēr virzot to virzienā, kas ir pretējs Saulei. Tā zemes vējš pārvērš dūmus no skursteņa un piešķir tiem tādu vai citu formu.
Paaugstinātas aktivitātes gados Zemes ekspozīcija galaktisko kosmisko staru iedarbībai strauji samazinās. Saules vējš iegūst tādu spēku, ka vienkārši aiznes tos uz planētu sistēmas nomalēm.
Ir planētas, kurām ir ļoti vājš magnētiskais lauks vai pat vispār nav (piemēram, uz Marsa). Nekas neliedz saules vējam šeit darboties savvaļā. Zinātnieki uzskata, ka tieši viņš simtiem miljonu gadu laikā gandrīz “izpūta” savu atmosfēru no Marsa. Šī iemesla dēļ oranžā planēta zaudēja sviedrus un ūdeni un, iespējams, arī dzīvos organismus.
Kur norimst saules vējš?
Precīzu atbildi vēl neviens nezina. Daļiņas lido uz Zemes nomalēm, uzņemot ātrumu. Pēc tam pamazām krīt, bet vējš, šķiet, sasniedz Saules sistēmas tālākos nostūrus. Kaut kur tas vājina un bremzē reti sastopamas starpzvaigžņu vielas dēļ.
Pagaidām astronomi nevar precīzi pateikt, cik tālu tas notiek. Lai atbildētu, jums ir jānoķer daļiņas, kas lido arvien tālāk no Saules, līdz tās pārstāj saskarties. Starp citu, robežu, kurā tas notiek, var uzskatīt par Saules sistēmas robežu. 
Kosmosa kuģi, kas periodiski tiek palaisti no mūsu planētas, ir aprīkoti ar saules vēja slazdiem. 2016. gadā saules vēja plūsmas tika iemūžinātas video. Kas zina, vai viņš nekļūs par tik pazīstamu "varoni" laika ziņās kā mūsu senais draugs - zemes vējš?
Saules vējš un Zemes magnetosfēra.
saulains vējš ( Saules vējš) - megajonizētu daļiņu (galvenokārt hēlija-ūdeņraža plazmas) plūsma, kas no Saules vainaga ar ātrumu 300-1200 km/s plūst apkārtējā kosmosā. Tā ir viena no galvenajām starpplanētu vides sastāvdaļām.
Daudzas dabas parādības ir saistītas ar saules vēju, tostarp kosmosa laikapstākļu parādības, piemēram, magnētiskās vētras un polārblāzmas.
Jēdzieni “saules vējš” (jonizētu daļiņu straume, kas no Saules uz Zemi nokļūst 2-3 dienās) un “saules gaisma” (fotonu plūsma, kas no Saules uz Zemi pārvietojas vidēji 8 minūtēs) 17 sekundes) nedrīkst sajaukt. Jo īpaši saules gaismas (ne vēja) spiediena efekts tiek izmantots tā sauktajos saules buru projektos. Motora forma saules vēja jonu impulsa izmantošanai par vilces avotu ir elektriskā bura.
Stāsts
Pieņēmumu, ka pastāv pastāvīga daļiņu plūsma, kas lido no Saules, pirmais izteica britu astronoms Ričards Keringtons. 1859. gadā Keringtons un Ričards Hodžsons neatkarīgi novēroja to, ko vēlāk sauca par saules uzliesmojumu. Nākamajā dienā notika ģeomagnētiskā vētra, un Keringtons ierosināja saistību starp šīm parādībām. Vēlāk Džordžs Ficdžeralds ierosināja, ka Saule periodiski paātrina matēriju un dažu dienu laikā sasniedz Zemi.
1916. gadā norvēģu pētnieks Kristians Birkelands rakstīja: ”No fiziskā viedokļa, visticamāk, saules stari nav ne pozitīvi, ne negatīvi, bet gan abi.” Citiem vārdiem sakot, saules vējš sastāv no negatīviem elektroniem un pozitīviem joniem.
Trīs gadus vēlāk, 1919. gadā, Frīderiks Lindemans arī ierosināja, ka abu lādiņu daļiņas, protoni un elektroni, nāk no Saules.
30. gados zinātnieki noteica, ka Saules vainaga temperatūrai jāsasniedz miljons grādu, jo korona saglabājas pietiekami spilgta lielos attālumos no Saules, kas ir skaidri redzams saules aptumsumu laikā. Vēlāk veiktie spektroskopiskie novērojumi apstiprināja šo secinājumu. 50. gadu vidū britu matemātiķis un astronoms Sidnijs Čepmens noteica gāzu īpašības šādās temperatūrās. Izrādījās, ka gāze kļūst par lielisku siltuma vadītāju un tai vajadzētu izkliedēt kosmosā ārpus Zemes orbītas. Tajā pašā laikā vācu zinātnieks Ludvigs Bīrmans sāka interesēties par to, ka komētu astes vienmēr ir vērstas prom no Saules. Bīrmans postulēja, ka Saule izstaro pastāvīgu daļiņu plūsmu, kas rada spiedienu uz komētu apkārtējo gāzi, veidojot garu asti.
1955. gadā padomju astrofiziķi Vsekhsvyatsky, G.M. Ponomarev un V.I. Visos citos gadījumos ir jābūt matērijas un enerģijas plūsmai. Šis process kalpo par fizisko pamatu svarīgai parādībai – “dinamiskajai koronai”. Vielas plūsmas lielums tika novērtēts, pamatojoties uz šādiem apsvērumiem: ja korona būtu hidrostatiskā līdzsvarā, tad homogēnās atmosfēras augstumi ūdeņradim un dzelzs būtu attiecībā 56/1, tas ir, dzelzs joniem nevajadzētu būt novērota tālajā koronā. Bet tā nav taisnība. Dzelzs spīd visā vainagā, un FeXIV tiek novērots augstākos slāņos nekā FeX, lai gan kinētiskā temperatūra tur ir zemāka. Spēks, kas uztur jonus “suspendētā” stāvoklī, var būt impulss, ko sadursmes laikā pārraida augšupejošā protonu plūsma uz dzelzs joniem. No šo spēku līdzsvara stāvokļa ir viegli atrast protonu plūsmu. Tas izrādījās tāds pats, kā izriet no hidrodinamiskās teorijas, ko pēc tam apstiprināja tiešie mērījumi. 1955. gadā tas bija nozīmīgs sasniegums, taču toreiz neviens neticēja “dinamiskajam kronim”.
Trīs gadus vēlāk Jūdžins Pārkers secināja, ka karstā plūsma no Saules Čepmena modelī un daļiņu straume, kas izpūš komētas astes Bīrmana hipotēzē, ir divas vienas un tās pašas parādības izpausmes, ko viņš nosauca. "saules vējš". Pārkers parādīja, ka, lai gan Saules vainagu ļoti piesaista Saule, tā tik labi vada siltumu, ka paliek karsta lielā attālumā. Tā kā tā pievilcība vājinās, attālinoties no Saules, virsskaņas vielas aizplūšana starpplanētu telpā sākas no augšējās vainaga. Turklāt Pārkers bija pirmais, kurš norādīja, ka gravitācijas pavājināšanās ietekme uz hidrodinamisko plūsmu ir tāda pati kā Laval sprauslai: tā rada plūsmas pāreju no zemskaņas fāzes uz virsskaņas fāzi.
Pārkera teorija ir smagi kritizēta. Divi recenzenti noraidīja rakstu, kas 1958. gadā tika nosūtīts izdevumam Astrophysical Journal, un tikai pateicoties redaktoram Subramanianam Čandrasekharam, tas tika iekļauts žurnāla lappusēs.
Tomēr 1959. gada janvārī pirmos tiešos saules vēja raksturlielumu mērījumus (Konstantin Gringauz, IKI RAS) veica padomju Luna-1, izmantojot scintilācijas skaitītāju un uz tā uzstādīto gāzes jonizācijas detektoru. Trīs gadus vēlāk tos pašus mērījumus veica amerikāniete Mārsija Neigebauere, izmantojot Mariner 2 stacijas datus.
Tomēr vēja paātrinājums līdz lieliem ātrumiem vēl nebija saprotams, un to nevarēja izskaidrot ar Pārkera teoriju. Pirmos Saules vēja skaitliskos modeļus koronā, izmantojot magnētiskās hidrodinamikas vienādojumus, izveidoja Pneimans un Knops 1971. gadā.
Deviņdesmito gadu beigās, izmantojot ultravioleto koronālo spektrometru ( Ultravioletais koronālais spektrometrs (UVCS) ) uz kuģa tika veikti novērojumi apgabalos, kur pie saules stabiem plosās straujš saules vējš. Izrādījās, ka vēja paātrinājums ir daudz lielāks nekā gaidīts, pamatojoties uz tīri termodinamisko izplešanos. Pārkera modelis paredzēja, ka vēja ātrums kļūst virsskaņas 4 saules rādiusu augstumā no fotosfēras, un novērojumi liecināja, ka šī pāreja notiek ievērojami zemāk, aptuveni 1 Saules rādiusā, kas apstiprina, ka ir papildu mehānisms saules vēja paātrināšanai.
Raksturlielumi
Heliosfēras strāvas loksne ir Saules rotējošā magnētiskā lauka ietekmes uz plazmu Saules vējā rezultāts.
Saules vēja ietekmē Saule katru sekundi zaudē apmēram vienu miljonu tonnu vielas. Saules vējš galvenokārt sastāv no elektroniem, protoniem un hēlija kodoliem (alfa daļiņām); citu elementu kodoli un nejonizētās daļiņas (elektriski neitrālas) satur ļoti mazos daudzumos.
Lai gan saules vējš nāk no Saules ārējā slāņa, tas neatspoguļo šī slāņa elementu faktisko sastāvu, jo diferenciācijas procesu rezultātā dažu elementu saturs palielinās un dažu samazinās (FIP efekts).
Saules vēja intensitāte ir atkarīga no Saules aktivitātes izmaiņām un tās avotiem. Ilgtermiņa novērojumi Zemes orbītā (apmēram 150 miljoni km attālumā no Saules) ir parādījuši, ka Saules vējš ir strukturēts un parasti tiek sadalīts mierīgā un traucētā (sporadiskā un atkārtotā). Mierīgas plūsmas atkarībā no ātruma iedala divās klasēs: lēns(apmēram 300-500 km/s ap Zemes orbītu) un ātri(500-800 km/s ap Zemes orbītu). Dažreiz stacionārs vējš attiecas uz heliosfēras strāvas slāņa reģionu, kas atdala starpplanētu magnētiskā lauka dažādu polaritāti reģionus un pēc īpašībām ir tuvu lēnam vējam.
Lēns saules vējš
Lēnu saules vēju ģenerē Saules vainaga “klusā” daļa (koronālo straumju apgabals) tās gāzes dinamiskās izplešanās laikā: koronas temperatūrā aptuveni 2 10 6 K korona nevar atrasties hidrostatiskā līdzsvara apstākļos. , un šai paplašināšanai esošajos robežnosacījumos vajadzētu izraisīt koronālo vielu paātrinājumu līdz virsskaņas ātrumam. Saules vainaga uzkarsēšana līdz šādām temperatūrām notiek saules fotosfēras siltuma pārneses konvektīvā rakstura dēļ: konvekcijas turbulences attīstību plazmā pavada intensīvu magnetozona viļņu veidošanās; savukārt, izplatoties Saules atmosfēras blīvuma samazināšanās virzienā, skaņas viļņi tiek pārveidoti triecienviļņos; triecienviļņus efektīvi absorbē korona viela un sasilda to līdz (1-3) 10 6 K temperatūrai.
Ātrs saules vējš
Atkārtota strauja saules vēja straumes Saule izstaro vairākus mēnešus, un to atgriešanās periods, novērojot no Zemes, ir 27 dienas (Saules rotācijas periods). Šīs plūsmas ir saistītas ar koronālajiem caurumiem - vainaga reģioniem ar salīdzinoši zemu temperatūru (apmēram 0,8·10 6 K), samazinātu plazmas blīvumu (tikai ceturtdaļu no kluso vainaga apgabalu blīvuma) un magnētisko lauku, kas radiāls saule.
Traucētas plūsmas
Traucētās plūsmas ietver koronālās masas izsviedes (CME) starpplanētu izpausmes, kā arī saspiešanas apgabalus ātro CME priekšā (angļu literatūrā saukts par Sheath) un ātrām plūsmām no koronālajiem caurumiem (angļu literatūrā saukts par Corotating mijiedarbības reģionu — CIR). . Apmēram pusei Sheath un CIR novērojumu var būt starpplanētu triecienvilnis. Tieši traucētos saules vēja veidos starpplanētu magnētiskais lauks var novirzīties no ekliptikas plaknes un satur dienvidu lauka komponentu, kas izraisa daudzus kosmosa laikapstākļu efektus (ģeomagnētisko aktivitāti, tostarp magnētiskās vētras). Iepriekš tika uzskatīts, ka traucētās sporādiskas plūsmas izraisa saules uzliesmojumi, bet tagad tiek uzskatīts, ka sporādiskas plūsmas saules vējā izraisa koronālā izmešana. Tajā pašā laikā jāatzīmē, ka gan saules uzliesmojumi, gan koronālie izmešana ir saistīti ar vieniem un tiem pašiem enerģijas avotiem uz Saules un starp tiem pastāv statistiska sakarība.
Saskaņā ar dažādu liela mēroga saules vēja veidu novērošanas laiku ātras un lēnas plūsmas veido aptuveni 53%, heliosfēras strāvas slānis 6%, CIR - 10%, CME - 22%, apvalks - 9%, un attiecības starp novērošanas laiks dažādi veidi Saules aktivitātes cikla laikā ļoti atšķiras.
Saules vēja radītās parādības
Saules vēja plazmas augstās vadītspējas dēļ saules magnētiskais lauks tiek sasalis izplūstošajās vēja plūsmās un tiek novērots starpplanētu vidē starpplanētu magnētiskā lauka veidā.
Saules vējš veido heliosfēras robežu, kā dēļ tas neļauj iekļūt tajā. Saules vēja magnētiskais lauks ievērojami vājina galaktiskos kosmiskos starus, kas nāk no ārpuses. Vietējais starpplanētu magnētiskā lauka pieaugums izraisa īslaicīgu kosmisko staru samazināšanos, Forbuša samazināšanos, un liela mēroga samazināšanās laukā izraisa to ilgtermiņa pieaugumu. Tādējādi 2009. gadā ilgstošas minimālās Saules aktivitātes periodā radiācijas intensitāte Zemes tuvumā pieauga par 19% attiecībā pret visiem iepriekš novērotajiem maksimumiem.
Saules vējš izraisa tādas parādības Saules sistēmā, kurām ir magnētiskais lauks, piemēram, magnetosfēra, auroras un planētu radiācijas jostas.
Var sasniegt vērtības līdz 1,1 miljonam grādu pēc Celsija. Tāpēc ar šādu temperatūru daļiņas pārvietojas ļoti ātri. Saules gravitācija tos nevar noturēt – un viņi atstāj zvaigzni.
Saules aktivitāte mainās 11 gadu ciklā. Tajā pašā laikā mainās saules plankumu skaits, radiācijas līmenis un kosmosā izmestā materiāla masa. Un šīs izmaiņas ietekmē Saules vēja īpašības – tā magnētisko lauku, ātrumu, temperatūru un blīvumu. Tāpēc saules vējam var būt dažādas īpašības. Tie ir atkarīgi no tā, kur tieši tā avots atradās uz Saules. Un tie ir atkarīgi arī no tā, cik ātri šis apgabals griezās.
Saules vēja ātrums ir lielāks par koronālo caurumu materiāla kustības ātrumu. Un sasniedz 800 kilometrus sekundē. Šie caurumi parādās Saules polios un tās zemajos platuma grādos. Tie kļūst vislielākie periodos, kad aktivitāte uz Saules ir minimāla. Saules vēja nestā materiāla temperatūra var sasniegt 800 000 C.
Koronālajā straumju joslā, kas atrodas ap ekvatoru, Saules vējš pārvietojas lēnāk - apmēram 300 km. sekundē. Konstatēts, ka lēnā saules vējā kustīgās vielas temperatūra sasniedz 1,6 miljonus C.
Saule un tās atmosfēra sastāv no plazmas un pozitīvi un negatīvi lādētu daļiņu maisījuma. Viņiem ir ārkārtīgi augstas temperatūras. Tāpēc matērija pastāvīgi atstāj Sauli, saules vēja aiznesta.
Ietekme uz Zemi
Kad saules vējš atstāj Sauli, tas nes lādētas daļiņas un magnētiskos laukus. Saules vēja daļiņas, kas izstaro visos virzienos, pastāvīgi ietekmē mūsu planētu. Šis process rada interesantus efektus.
Ja Saules vēja nestais materiāls sasniegs planētas virsmu, tas nodarīs nopietnu kaitējumu jebkurai dzīvības formai, kas pastāv uz planētas. Tāpēc Zemes magnētiskais lauks kalpo kā vairogs, novirzot Saules daļiņu trajektorijas ap planētu. Šķiet, ka uzlādētas daļiņas “plūst” ārpus tās. Saules vēja ietekme izmaina Zemes magnētisko lauku tā, ka tā tiek deformēta un izstiepta mūsu planētas nakts pusē.
Dažreiz Saule izspiež lielu daudzumu plazmas, ko sauc par koronālās masas izmešanu (CME) vai saules vētrām. Visbiežāk tas notiek Saules cikla aktīvajā periodā, ko sauc par saules maksimumu. CME ir spēcīgāka ietekme nekā standarta saules vējam.
Daži Saules sistēmas ķermeņi, piemēram, Zeme, ir aizsargāti ar magnētisko lauku. Bet daudziem no viņiem šādas aizsardzības nav. Mūsu Zemes pavadoņa virsmai nav aizsardzības. Tāpēc tas tiek maksimāli pakļauts saules vējam. Dzīvsudrabam, Saulei tuvākajai planētai, ir magnētiskais lauks. Tas aizsargā planētu no parastajiem standarta vējiem, taču tas nespēj izturēt jaudīgākus uzliesmojumus, piemēram, CME.
Kad liela un zema ātruma saules vēja plūsmas mijiedarbojas viena ar otru, tās rada blīvus reģionus, kas pazīstami kā rotējoši mijiedarbīgie reģioni (CIR). Tieši šīs zonas izraisa ģeomagnētiskās vētras, kad tās saduras ar zemes atmosfēru.
Saules vējš un lādētās daļiņas, ko tas nes, var ietekmēt Zemes pavadoņus un globālās pozicionēšanas sistēmas (GPS). Spēcīgi uzliesmojumi var sabojāt satelītus vai izraisīt atrašanās vietas kļūdas, izmantojot GPS signālus desmitiem metru attālumā.
Saules vējš sasniedz visas planētas . NASA New Horizons misija to atklāja, ceļojot starp un.
Saules vēja izpēte
Zinātnieki ir zinājuši par saules vēja esamību kopš pagājušā gadsimta piecdesmitajiem gadiem. Bet, neskatoties uz tā nopietno ietekmi uz Zemi un astronautiem, zinātnieki joprojām nezina daudzas tās īpašības. Pēdējo desmitgažu laikā vairākas kosmosa misijas ir mēģinājušas izskaidrot šo noslēpumu.
1990. gada 6. oktobrī kosmosā palaists NASA Ulisa misija pētīja Sauli dažādos platuma grādos. Viņa mērīja dažādas saules vēja īpašības vairāk nekā desmit gadus.
Advanced Composition Explorer misijai bija orbīta, kas bija saistīta ar vienu no īpašajiem punktiem, kas atrodas starp Zemi un Sauli. Tas ir pazīstams kā Lagranža punkts. Šajā reģionā Saules un Zemes gravitācijas spēki ir vienlīdz svarīgi. Un tas ļauj satelītam nodrošināt stabilu orbītu. 1997. gadā uzsāktais ACE eksperiments pēta saules vēju un nodrošina nemainīgas daļiņu plūsmas mērījumus reāllaikā.
NASA kosmosa kuģi STEREO-A un STEREO-B pēta Saules malas no dažādiem leņķiem, lai redzētu, kā tiek ģenerēts saules vējš. Saskaņā ar NASA teikto, STEREO sniedza "unikālu un revolucionāru skatu uz Zemes-Saules sistēmu".
Jaunas misijas
NASA plāno palaist jauna misija par Saules izpēti. Tas dod zinātniekiem cerību uzzināt vēl vairāk par Saules dabu un saules vēju. Plānots palaist NASA Parker saules zondi ( veiksmīgi palaists 08/12/2018 – Navigator) 2018. gada vasarā darbosies tā, lai burtiski “pieskartos Saulei”. Pēc vairāku gadu lidojuma orbītā tuvu mūsu zvaigznei, zonde pirmo reizi vēsturē iegremdēsies Saules koronā. Tas tiks darīts, lai iegūtu fantastisku attēlu un mērījumu kombināciju. Eksperiments uzlabos mūsu izpratni par Saules vainaga būtību un uzlabos izpratni par saules vēja izcelsmi un attīstību.
Ja atrodat kļūdu, lūdzu, iezīmējiet teksta daļu un noklikšķiniet Ctrl+Enter.
