Poruka na temu solarnog vjetra. Slika solarnog vjetra u realnom vremenu (online). O promjenama parametara solarnog vjetra s udaljenosti od sunca

sunčani vjetar

Sunce je izvor konstantnog toka čestica. Neutrini, elektroni, protoni, alfa čestice i teže atomske jezgre zajedno čine korpuskularno zračenje Sunca. Značajan dio ovog zračenja čini manje-više kontinuirano otjecanje plazme, takozvani solarni vjetar, koji je nastavak vanjskih slojeva Sunčeve

atmosfera - solarna korona. U blizini Zemlje, njegova brzina je obično 400-500 km/s. Struja naelektrisanih čestica izbacuje se sa Sunca kroz koronalne rupe - regione u atmosferi Sunca sa magnetnim poljem otvorenim u međuplanetarni prostor. Sunce rotira u periodu od 27 dana. Putanja čestica sunčevog vjetra koje se kreću duž linija indukcije magnetskog polja imaju spiralnu strukturu zbog rotacije Sunca. Kao rezultat rotacije Sunca, geometrijski oblik toka solarnog vjetra bit će arhimedova spirala. U danima solarnih oluja, solarni vjetar naglo raste. To uzrokuje aurore i magnetne oluje na Zemlji, a astronauti u ovom trenutku ne bi trebali ići u svemir. Pod uticajem sunčevog vetra, repovi kometa su uvek usmereni od Sunca. Sunce je moćan izvor radio-emisije. Radio talasi centimetarske skale koje emituje hromosfera i duži talasi koje emituje korona prodiru u međuplanetarni prostor.

Planet Merkur

Merkur je planeta najbliža Suncu, a čitavu svoju orbitu oko Sunca završi za samo 88 dana. Merkur je najmanja od svih planeta, ne računajući Pluton. Površina ovog malog svijeta je dovoljno vruća da rastopi kalaj i olovo. Atmosfere gotovo da i nema, a čvrsto tlo prekriveno je kraterima.

• Težina: 3,3*1023 kg. (0,055 Zemljine mase);
• Prečnik ekvatora: 4870 km. (0,38 prečnika Zemljinog ekvatora);
• Gustina: 5,43 g/cm3
• Temperatura površine: maksimalno 480°S, minimalno -180°S
• 58,65 zemaljskih dana
• 0,387 AJ, odnosno 58 miliona km
• 88 zemaljskih dana
• Period rotacije oko sopstvene ose (dani): 176 zemaljskih dana
• Orbitalna inklinacija prema ekliptici: 7°
• Orbitalni ekscentricitet: 0,206
• 47,9 km/s
• 3,72 m/s2

Struktura planete Merkur

Na osnovu analize fotografija Merkura, američki geolozi P. Schultz i D. Gault predložili su sljedeću shemu za evoluciju njegove površine. Nakon što je završen proces akumulacije i formiranja planete, njena površina je bila glatka. Zatim je uslijedio proces intenzivnog bombardiranja planete ostacima planetarnog roja, tokom kojeg su se formirale bazene tipa Caloris, kao i krateri tipa Kopernik na Mjesecu. Sljedeći period karakteriziran je intenzivnim vulkanizmom i oslobađanjem tokova lave koji su ispunili velike bazene. Ovaj period je završio prije oko 3 milijarde godina. Merkur ima slabo magnetno polje, 0,7% Zemljinog magnetnog polja. Magnetno polje planete ima složeniju strukturu od Zemljinog. Pored dipolnog (dvopolnog) polja sadrži i polja sa četiri i osam polova. Sa strane Sunca, Merkurova magnetosfera je jako komprimovana pod uticajem sunčevog vetra. Velika gustina i prisustvo magnetnog polja ukazuje da Merkur mora imati gusto metalno jezgro. Gustoća u centru Merkura trebala bi dostići 9,8 g/cm3, polumjer jezgra je 1800 km (75% poluprečnika planete). Jezgro čini 80% Merkurove mase. Uprkos sporoj rotaciji planete, njeno magnetno polje se pobuđuje istim dinamo mehanizmom kao i Zemljino magnetno polje. Ovaj mehanizam se svodi na formiranje prstenastih električnih struja u jezgru planete tokom njegove rotacije, koje stvaraju magnetno polje. Iznad masivnog jezgra nalazi se silikatna školjka debljine 600 km. Gustoća površinskih stijena je oko 3,3 g/cm3. Podaci o atmosferi Merkura ukazuju samo na njegovo snažno razrjeđivanje. Pritisak na površini planete je 500 milijardi puta manji nego na površini Zemlje.Merkur se nalazi veoma blizu Sunca i svojom gravitacijom hvata solarni vetar. Atom helijuma koji je uhvatio Merkur ostaje u atmosferi u prosjeku 200 dana. Osim helijuma, na Merkuru je zabilježeno i prisustvo vodonika.Osim toga, čvrste stijene zagrijane poput peći oslobađaju razne atome, uključujući atome alkalnih metala, koji se bilježe u spektru atmosfere. Sumnja se na prisustvo ugljen-dioksida i ugljen-monoksida.

Površina planete Merkur

Površina Merkura bila je prošarana mrežom kratera različitih veličina. Njihova distribucija veličine bila je slična onoj na Mjesecu. Većina kratera nastala je kao rezultat pada meteorita. Na površini planete otkrivene su glatke zaobljene ravnice, koje su nazvane bazenima zbog sličnosti s lunarnim "morima". Pojava dolina objašnjava se intenzivnom vulkanskom aktivnošću, koja se poklopila sa formiranjem površine planete. Na Merkuru se nalaze planine, najviše su 2-4 km. U brojnim područjima planete, na površini su vidljive doline i ravnice bez kratera. Na Merkuru se nalazi i neobičan reljefni detalj - škarpa. Ovo je izbočina visine 2-3 km, koja razdvaja dva područja površine. Škarpi su se formirali kao smicanje tokom rane kompresije planete. Merkurove polarne oblasti mogu imati vodeni led. Sunce nikada ne obasjava unutrašnjost kratera koji se tamo nalaze, a temperatura se tamo može zadržati oko -210°C. Merkurov albedo je izuzetno nizak, oko 0,11. Maksimalna temperatura površine Merkura je +410°C. Temperaturne razlike zbog promjene godišnjih doba uzrokovane izduženjem orbite dostižu 100°C na dnevnoj strani. prosječna temperatura noćne hemisfere je –162°C (111 K). Sa druge strane, temperatura podsolarne tačke na prosečnoj udaljenosti Merkura od Sunca je +347°C. Površina ovog malog svijeta je dovoljno vruća da otopi olovo ili kalaj.

Planeta Venera

Druga najveća planeta od Sunca u Sunčevom sistemu. Jedna od zemaljskih planeta, po prirodi slična Zemlji, ali manja po veličini. Kao i Zemlja, okružena je prilično gustom atmosferom. Venera dolazi bliže Zemlji od bilo koje druge planete i najsjajniji je nebeski objekat (osim Sunca i Mjeseca). Svjetlost Venere je toliko sjajna da ako na nebu nema ni Sunca ni Mjeseca, uzrokuje da objekti bacaju senke. Smještena bliže Suncu od naše planete, Venera od nje prima više od dva puta više svjetlosti i topline nego Zemlja. Ipak, na strani sjene, na Veneri preovladava mraz - više od 20 stepeni ispod nule, jer sunčevi zraci ovdje ne dopiru jako dugo. Površina Venere je stalno prekrivena gustim slojevima oblaka, zbog kojih se gotovo nikakvi detalji površine ne vide u vidljivoj svjetlosti,

• Težina: 4,87*1024 kg. (0,815 Zemljine mase);
• Prečnik ekvatora: 12102 km. (0,949 prečnika Zemljinog ekvatora);
• Gustina: 5,25 g/cm3
• Temperatura površine: maksimalno 480°C
• Period rotacije u odnosu na zvijezde: 243 zemaljska dana
• Udaljenost od Sunca (prosjek): 0,723 a.e., odnosno 108 miliona km
• Orbitalni period (godina): 224,7 zemaljskih dana
• Period okretanja oko sopstvene ose (nije jednak danu, dan na Veneri je 116,8 zemaljskih dana): 243,02 Zemljinih dana
• Orbitalna inklinacija prema ekliptici: 3,39°
• Orbitalni ekscentricitet: 0,0068
• Prosječna orbitalna brzina: 35 km/s
• Ubrzanje gravitacije: 8,87 m/s2

Atmosfera Sunca je 90% vodonika. Deo koji je najudaljeniji od površine naziva se solarna korona i jasno je vidljiv tokom potpunih pomračenja Sunca. Temperatura korone dostiže 1,5-2 miliona K, a korona gas je potpuno jonizovan. Na ovoj temperaturi plazme, toplotna brzina protona je oko 100 km/s, a elektrona nekoliko hiljada kilometara u sekundi. Za savladavanje solarne gravitacije dovoljna je početna brzina od 618 km/s, druga kosmička brzina Sunca. Stoga plazma stalno curi iz solarne korone u svemir. Ovaj tok protona i elektrona naziva se solarni vjetar.

Nakon što su savladali gravitaciju Sunca, čestice solarnog vjetra lete duž pravih putanja. Brzina svake čestice se gotovo ne mijenja s rastojanjem, ali može biti različita. Ova brzina zavisi uglavnom od stanja Sunčeve površine, od „vremena“ na Suncu. U prosjeku je jednak v ≈ 470 km/s. Sunčev vetar pređe udaljenost do Zemlje za 3-4 dana. U tom slučaju, gustoća čestica u njemu opada obrnuto proporcionalno kvadratu udaljenosti do Sunca. Na udaljenosti jednakoj poluprečniku Zemljine orbite, 1 cm 3 u prosjeku se nalaze 4 protona i 4 elektrona.

Sunčev vjetar smanjuje masu naše zvijezde - Sunca - za 10 9 kg u sekundi. Iako se ovaj broj čini velikim na zemaljskim razmjerima, u stvarnosti je mali: gubitak sunčeve mase može se primijetiti samo u vremenima koja su hiljadama puta veća od modernog doba Sunca, koje je otprilike 5 milijardi godina.

Interakcija solarnog vjetra sa magnetnim poljem je zanimljiva i neobična. Poznato je da se nabijene čestice obično kreću u magnetskom polju H u krug ili duž spiralnih linija. To je istina samo kada je magnetsko polje dovoljno jako. Tačnije, da bi se nabijene čestice kretale po krugu, potrebno je da gustina energije magnetnog polja H 2 /8π bude veća od gustine kinetičke energije pokretne plazme ρv 2 /2. Kod solarnog vjetra situacija je suprotna: magnetsko polje je slabo. Dakle, nabijene čestice kreću se pravolinijski, a magnetsko polje nije konstantno, kreće se zajedno sa protokom čestica, kao da ga ovaj tok odnosi na periferiju Sunčevog sistema. Smjer magnetskog polja kroz međuplanetarni prostor ostaje isti kao što je bio na površini Sunca u trenutku kada je izronila plazma solarnog vjetra.

Kada se kreće duž Sunčevog ekvatora, magnetsko polje obično mijenja smjer 4 puta. Sunce rotira: tačke na ekvatoru završe revoluciju za T = 27 dana. Stoga je međuplanetarno magnetsko polje usmjereno spiralno (vidi sliku), a cijeli obrazac ove figure rotira prateći rotaciju sunčeve površine. Ugao rotacije Sunca se mijenja kao φ = 2π/T. Udaljenost od Sunca raste sa brzinom Sunčevog vjetra: r = vt. Otuda jednačina spirala na sl. ima oblik: φ = 2πr/vT. Na udaljenosti Zemljine orbite (r = 1,5 10 11 m), ugao nagiba magnetnog polja prema radijus vektoru je, kako se lako može provjeriti, 50°. U prosjeku, ovaj ugao mjeri svemirska letjelica, ali ne baš blizu Zemlje. U blizini planeta, magnetsko polje je drugačije strukturirano (vidi Magnetosfera).

Konstantan radijalni tok solarne plazme. krune u međuplanetarnoj proizvodnji. Tok energije koja dolazi iz dubina Sunca zagrijava koronsku plazmu na 1,5-2 miliona K. DC. grijanje nije uravnoteženo gubitkom energije zbog zračenja, jer je gustina korone mala. Višak energije znači. stepeni su poneti S. veka. (=1027-1029 erg/s). Kruna, dakle, nije u hidrostatičkom položaju. ravnoteže, neprekidno se širi. Po sastavu S. vijeka. ne razlikuje se od koronske plazme (solarna plazma sadrži uglavnom protone, elektrone, neke jezgre helijuma, kiseonik, silicijum, sumpor i ione gvožđa). U podnožju korone (10 hiljada km od fotosfere Sunca), čestice imaju radijalnu brzinu reda stotine m/s, na udaljenosti od nekoliko. solarno radijusa dostiže brzinu zvuka u plazmi (100 -150 km/s), u blizini Zemljine orbite brzina protona je 300-750 km/s, a njihovih prostora. koncentracija - od nekoliko. h-ts na nekoliko desetine ppm u 1 cm3. Uz pomoć međuplanetarnog prostora. stanicama, ustanovljeno je da je do orbite Saturna gustina protoka h-c S. v. opada prema zakonu (r0/r)2, gdje je r udaljenost od Sunca, r0 je početni nivo. S.v. nosi sa sobom petlje solarnih vodova. mag. polja, koja formiraju međuplanetarno magnetno polje. polje. Kombinacija radijalnog kretanja h-c S. v. rotacijom Sunca daje ovim linijama oblik spirale. Velika struktura mag. Polja u blizini Sunca imaju oblik sektora, u kojima je polje usmjereno od Sunca ili prema njemu. Veličina šupljine koju zauzima S. v. nije precizno poznata (njen radijus očigledno nije manji od 100 AJ). Na granicama ove šupljine postoji dinamika krvni pritisak mora biti uravnotežen pritiskom međuzvjezdanog gasa, galaktičkog. mag. polja i galaksije prostor zraci. U blizini Zemlje došlo je do sudara toka h-c S. v. sa geomagnetnim polje generiše stacionarni udarni talas ispred Zemljine magnetosfere (sa strane Sunca, sl.).

Utjecaj sunčevog vjetra na Zemljinu magnetosferu: 1 - linije magnetnog polja. polja Sunca; 2 - udarni talas; 3 - Zemljina magnetosfera; 4 - granica magnetosfere; 5 - Zemljina orbita; 6 - putanja Sunčevog vjetra. S.v. teče oko magnetosfere, takoreći, ograničavajući njen opseg u prostoru. Promjene u solarnom intenzitetu povezane sa solarnim bakljama, pojavama. osnovni uzrok geomagnetnih poremećaja. polja i magnetosfere (magnetne oluje). Tokom godine, Sunce gubi sa sjevera. =2X10-14 dio njegove mase Msol. Prirodno je pretpostaviti da odliv materije sličan S.E. postoji i kod drugih zvijezda (). Posebno bi trebao biti intenzivan kod masivnih zvijezda (sa masom = nekoliko desetina Msolna) i sa visokim površinskim temperaturama (= 30-50 hiljada K) i u zvijezdama sa proširenom atmosferom (crveni divovi), jer u prvom slučaju čestice visoko razvijene zvjezdane korone imaju dovoljno veliku energiju da savladaju gravitaciju zvijezde, au drugom je parabolička energija niska. brzina (brzina bijega; (vidi BRZINE SVEMIRA)). Sredstva. Gubici mase sa zvjezdanim vjetrom (= 10-6 Msol/god i više) mogu značajno utjecati na evoluciju zvijezda. Zauzvrat, zvjezdani vjetar stvara vrući plin u međuzvjezdanom mediju - izvore X-zraka. radijacije.

Kontinuirani tok plazme solarnog porijekla, širi se približno radijalno od Sunca i ispunjava solarni sistem do heliocentričnog. udaljenosti R ~ 100 a. e. S. v. formira se gasna dinamika. širenje solarne korone (vidi Ned) u međuplanetarni prostor. Na visokim temperaturama, koje postoje u solarnoj koroni (1,5 * 10 9 K), pritisak gornjih slojeva ne može uravnotežiti pritisak gasa koronske supstance i korona se širi.

Prvi dokaz postojanja pošte. tokove plazme sa Sunca dobio je L. L. Biermann 1950-ih. o analizi sila koje djeluju na repove plazme kometa. Ju Parker (E. Parker) je 1957. godine, analizirajući uslove ravnoteže materije korone, pokazao da korona ne može biti u hidrostatičkim uslovima. 1959. Postojanje. odliv plazme sa Sunca je dokazan kao rezultat višemesečnih merenja u Americi. prostor aparata 1962.

sri karakteristike S. v. date su u tabeli. 1. S. tokovi. mogu se podijeliti u dvije klase: spori - brzinom od 300 km/s i brzi - brzinom od 600-700 km/s. Brzi tokovi dolaze iz područja solarne korone, gdje je struktura magnetnog polja. polja su blizu radijalnih. koronalne rupe. Spori tokoviS. V. očigledno su povezani sa područjima krune, u kojima se, dakle, nalazi Table 1. - Prosječne karakteristike solarnog vjetra u Zemljinoj orbiti

Brzina
Koncentracija protona
Temperatura protona
Temperatura elektrona
Jačina magnetnog polja
Python gustina protoka....	2,4*10 8 cm -2 *c -1
Gustoća toka kinetičke energije	0,3 erg*cm -2 *s -1

Table 2.- Relativni hemijski sastav solarnog vetra

	Relativni sadržaj

	Relativni sadržaj

Pored glavnog komponente solarne vode - protoni i elektroni, u njenom sastavu su nađene i čestice.Mjerenja jonizacije. temperatura jona S. v. omogućavaju određivanje elektronske temperature solarne korone.

U N. vijeku. uočavaju se razlike. vrste talasa: Langmuir, zviždači, jonsko-akustični, talasi u plazmi). Neki od talasa Alfvenovog tipa nastaju na Suncu, a neki se pobuđuju u međuplanetarnom mediju. Generisanje talasa izglađuje odstupanja funkcije raspodele čestica od Maksvelove i, u kombinaciji sa uticajem magnetizma. polja u plazmu dovodi do činjenice da S. v. ponaša se kao kontinuirani medij. Talasi Alfvenovog tipa igraju veliku ulogu u ubrzanju malih komponenti S.

Rice. 1. Maseni spektar solarnog vjetra. Duž horizontalne ose je omjer mase čestice i njenog naboja, a duž vertikalne ose je broj čestica registrovanih u energetskom prozoru uređaja za 10 s. Brojevi sa ikonom označavaju naboj jona.

Stream N. in. je nadzvučan u odnosu na brzine onih tipova talasa koji daju eff. prenos energije u S. vek. (Alfven, zvučni i magnetozvučni talasi). Alfven i zvuk Mahov broj C. V. 7. Kada teče oko sjeverne strane. prepreke koje su u stanju da ga efikasno odbiju (magnetna polja Merkura, Zemlje, Jupitera, Saturna ili provodne jonosfere Venere i, očigledno, Marsa), formira se odlazeći pramčani udarni talas. Magnetosfera Zemlje, Magnetosfere planeta). U slučaju interakcije sa S. v. kod neprovodnog tijela (na primjer, Mjeseca), udarni val se ne javlja. Protok plazme apsorbira površina, a iza tijela se formira šupljina koja se postepeno puni plazmom C. V.

Stacionarni proces istjecanja koronske plazme superponiran je nestacionarnim procesima povezanim s baklje na Suncu. Prilikom jakih baklji, tvari se oslobađaju sa dna. regiona korone u međuplanetarni medij. Magnetske varijacije).

Rice. 2. Širenje međuplanetarnog udarnog talasa i izbacivanje sunčeve baklje. Strelice pokazuju smjer kretanja plazme solarnog vjetra,

Rice. 3. Vrste rješenja jednadžbe širenja korone. Brzina i udaljenost su normalizirani na kritičnu brzinu vk i kritičnu udaljenost Rk. Rješenje 2 odgovara solarnom vjetru.

Širenje solarne korone je opisano sistemom jednačina očuvanja mase, v k) u nekoj kritičnoj tački. udaljenost R do i naknadno širenje nadzvučnom brzinom. Ovo rješenje daje iščezavajuću malu vrijednost pritiska u beskonačnosti, što ga čini mogućim pomiriti sa niskim pritiskom međuzvjezdanog medija. Ovu vrstu toka Yu Parker je nazvao S. , gdje je m masa protona, adijabatski eksponent i masa Sunca. Na sl. Slika 4 prikazuje promjenu brzine ekspanzije od heliocentrične.

Rice. 4. Profili brzine solarnog vjetra za model izotermne korone pri različitim vrijednostima koronalne temperature.

S.v. pruža osnovne odliv toplotne energije iz korone, pošto prenos toplote u hromosferu, el.-mag. Koronsko zračenje i elektronska toplotna provodljivost pp. V. nisu dovoljni za uspostavljanje toplotne ravnoteže korone. Elektronska toplotna provodljivost osigurava sporo smanjenje temperature okoline. sa udaljenosti. sjajnost Sunca.

S.v. nosi koronalno magnetno polje sa sobom u međuplanetarni medij. polje. Linije sile ovog polja zamrznute u plazmi formiraju međuplanetarno magnetsko polje. polje (MMP). Iako je intenzitet MMF-a nizak i njegova gustina energije iznosi oko 1% kinetičke gustine. energije sunčeve energije, igra važnu ulogu u termodinamici. V. iu dinamici interakcija S. v. sa telima Sunčevog sistema, kao i tokovima severa. između sebe. Kombinacija ekspanzije S. veka. sa rotacijom Sunca dovodi do toga da mag. linije sile zamrznute na severu veka imaju oblik B R i azimutalne magnetne komponente. polja se različito mijenjaju s rastojanjem blizu ravni ekliptike:

gdje je ang. brzina rotacije Sunca, i - radijalna komponenta brzineC. c., indeks 0 odgovara početnom nivou. Na udaljenosti Zemljine orbite, kut između magnetskog smjera. polja i R oko 45°. Na velikom L magnetnom.

Rice. 5. Oblik međuplanetarne linije magnetnog polja. - ugaona brzina rotacije Sunca, i - radijalna komponenta brzine plazme, R - heliocentrična udaljenost.

S. v., koji nastaju nad područjima Sunca sa različitim. magnetna orijentacija polja, brzina, temp-pa, koncentracija čestica, itd.) također u cf. mijenjaju se prirodno u poprečnom presjeku svakog sektora, što je povezano sa postojanjem brzog protoka solarne vode unutar sektora. Granice sektora se obično nalaze unutar sporog toka sjevernog vijeka. Najčešće se posmatraju 2 ili 4 sektora koji se rotiraju sa Suncem. Ova struktura, nastala kada se S. izvuče. large-scalemagn. korona polja, mogu se posmatrati za nekoliko. revolucija Sunca. Sektorska struktura MMF-a posljedica je postojanja strujnog sloja (CS) u međuplanetarnom mediju, koji rotira zajedno sa Suncem. TS stvara magnetni udar. polja - radijalne komponente MMF-a imaju različite znakove na različitim stranama vozila. Ovaj TC, koji je predvidio H. Alfven, prolazi kroz one dijelove solarne korone koji su povezani s aktivnim regijama na Suncu i odvaja ove regije od različitih. znakovi radijalne komponente solarnog magneta. polja. TS se nalazi približno u ravni solarnog ekvatora i ima presavijenu strukturu. Rotacija Sunca dovodi do uvrtanja nabora TC u spiralu (slika 6). Nalazeći se u blizini ravni ekliptike, posmatrač se nalazi ili iznad ili ispod TS, zbog čega pada u sektore sa različitim predznacima radijalne komponente MMF-a.

Blizu Sunca na sjeveru. postoje uzdužni i latitudinalni gradijenti brzine udarnih talasa bez sudara (slika 7). Prvo se formira udarni val koji se širi naprijed od granice sektora (direktni udarni val), a zatim se formira obrnuti udarni val koji se širi prema Suncu.

Rice. 6. Oblik heliosferskog strujnog sloja. Njegov presek sa ravninom ekliptike (nagnut prema solarnom ekvatoru pod uglom od ~7°) daje posmatranu sektorsku strukturu međuplanetarnog magnetnog polja.

Rice. 7. Struktura sektora međuplanetarnog magnetnog polja. Kratke strelice pokazuju smjer strujanja plazme solarnog vjetra, strelice pokazuju linije magnetskog polja, isprekidane linije označavaju granice sektora (presjek ravnine crteža sa trenutnim slojem).

Pošto je brzina udarnog talasa manja od brzine sunčeve energije, plazma zahvata obrnuti udarni talas u pravcu od Sunca. Udarni talasi u blizini granica sektora se formiraju na udaljenosti od ~1 AJ. e. i može se pratiti na udaljenosti od nekoliko. A. e. Ovi udarni talasi, kao i interplanetarni udarni talasi od solarnih baklji i cirkumplanetarni udarni talasi, ubrzavaju čestice i stoga su izvor energetskih čestica.

S.v. proteže se na udaljenosti od ~100 AJ. e., gdje pritisak međuzvjezdanog medija balansira dinamiku. krvni pritisak Šupljina koju je očistio S. v. Međuplanetarno okruženje). ExpandingS. V. zajedno sa magnetom zamrznutim u njemu. polje sprečava prodor galaktičkih čestica u Sunčev sistem. prostor zraka niske energije i dovodi do kosmičkih varijacija. visokoenergetski zraci. Fenomen sličan S.V. otkriven je kod nekih drugih zvijezda (vidi. Zvezdani vetar).