Post sobre viento solar. Imagen del viento solar en tiempo real (online). Sobre el cambio en los parámetros del viento solar con la distancia al sol

viento soleado

El sol es la fuente de un flujo constante de partículas. Neutrinos, electrones, protones, partículas alfa y núcleos atómicos más pesados, todos juntos forman la radiación corpuscular del Sol. Una parte importante de esta radiación es una salida más o menos continua de plasma, el llamado viento solar, que es una continuación de las capas exteriores de la energía solar.

atmósfera - la corona solar. Cerca de la Tierra, su velocidad suele ser de 400 a 500 km/s. Una corriente de partículas cargadas es expulsada del Sol a través de agujeros coronales, regiones en la atmósfera del Sol con un campo magnético abierto al espacio interplanetario. El sol gira con un periodo de 27 días. Las trayectorias de las partículas del viento solar que se mueven a lo largo de las líneas de inducción del campo magnético tienen una estructura en espiral debido a la rotación del Sol. Como resultado de la rotación del Sol, la forma geométrica del flujo de viento solar será una espiral de Arquímedes. En los días de tormentas solares, el viento solar aumenta considerablemente. Provoca auroras y tormentas magnéticas en la Tierra, y los astronautas no deberían viajar al espacio exterior en este momento. Bajo la influencia del viento solar, las colas de los cometas siempre se alejan del Sol. El sol es una poderosa fuente de emisión de radio. Las ondas de radio centimétricas emitidas por la cromosfera y las ondas más largas emitidas por la corona penetran en el espacio interplanetario.

Planeta Mercurio

Mercurio es el planeta más cercano al Sol y tarda solo 88 días en completar toda su órbita alrededor del Sol. Mercurio es el más pequeño de todos los planetas, aparte de Plutón. La superficie de este pequeño mundo está lo suficientemente caliente como para derretir estaño y plomo. Apenas hay atmósfera allí, y el suelo sólido está cubierto de cráteres.

• Peso: 3,3*1023 kg. (0,055 masas terrestres);
• Diámetro del ecuador: 4870 kilometros (0,38 el diámetro del ecuador terrestre);
• Densidad: 5,43 g/cm3
• Temperatura de la superficie: máxima 480°C, mínima -180°C
• 58.65 días terrestres
• 0,387 AU, es decir, 58 millones de km
• 88 dias terrestres
• Período de revolución alrededor de su propio eje (día): 176 días terrestres
• Inclinación orbital a la eclíptica: 7°
• Excentricidad orbital: 0,206
• 47,9 km/s
• 3,72 m/s2

La estructura del planeta Mercurio

Con base en el análisis de fotografías de Mercurio, los geólogos estadounidenses P. Schultz y D. Gault propusieron el siguiente esquema para la evolución de su superficie. Después de completar el proceso de acumulación y la formación del planeta, su superficie era lisa. Luego vino el proceso de bombardeo intensivo del planeta por parte de los remanentes del enjambre planetario, durante el cual se formaron piscinas del tipo Caloris, así como cráteres del tipo Copérnico en la Luna. El siguiente período se caracterizó por un intenso vulcanismo y la liberación de un flujo de lava que llenó grandes cuencas. Este período terminó hace unos 3 mil millones de años. Mercurio tiene un campo magnético débil, es el 0,7% del campo magnético terrestre. El campo magnético del planeta tiene una estructura más compleja que la de la tierra. Además del dipolo (bipolar) también contiene campos de cuatro y ocho polos. Desde el lado del Sol, la magnetosfera de Mercurio está fuertemente comprimida por el viento solar. La alta densidad y la presencia de un campo magnético indican que Mercurio debe tener un núcleo metálico denso. La densidad en el centro de Mercurio debería alcanzar los 9,8 g/cm3, el radio del núcleo es de 1800 km (75% del radio del planeta). El núcleo representa el 80% de la masa de Mercurio. A pesar de la lenta rotación del planeta, su campo magnético es excitado por el mismo mecanismo de dínamo que el campo magnético de la Tierra. Este mecanismo se reduce a la formación de corrientes eléctricas anulares en el núcleo del planeta durante su rotación, que generan un campo magnético. Por encima del núcleo masivo hay una capa de silicato de 600 km de espesor. La densidad de las rocas superficiales es de unos 3,3 g/cm3. Los datos sobre la atmósfera de Mercurio indican solo su fuerte rarefacción. La presión en la superficie del planeta es 500 mil millones de veces menor que en la superficie de la Tierra.Mercurio se encuentra muy cerca del Sol y captura el viento solar con su gravedad. Un átomo de helio capturado por Mercurio permanece en la atmósfera una media de 200 días. Además del helio, en Mercurio se registró la presencia de hidrógeno.Además, las rocas sólidas, calentadas como un horno, emiten diversos átomos, entre ellos átomos de metales alcalinos, que quedan registrados en el espectro de la atmósfera. Se sospecha la presencia de dióxido de carbono y monóxido de carbono.

Superficie del planeta Mercurio

La superficie de Mercurio estaba salpicada de una cuadrícula de cráteres de varios tamaños. Su distribución de tamaño era similar a la de la luna. La mayoría de los cráteres se formaron como resultado de la caída de meteoritos. En la superficie del planeta se descubrieron suaves llanuras redondeadas, que recibieron el nombre de cuencas por su parecido con los "mares" lunares. La aparición de los valles se explica por una intensa actividad volcánica, que coincidió en el tiempo con la formación de la superficie del planeta. Hay montañas en Mercurio, la altura de los más altos alcanza los 2–4 km. En varias regiones del planeta, los valles y las llanuras sin cráteres son visibles en la superficie. En Mercurio, también hay un detalle inusual del relieve: la escarpa. Esta es una protuberancia de 2 a 3 km de altura que separa dos regiones superficiales. Los escarpes se formaron como cambios durante la contracción temprana del planeta. Las regiones polares de Mercurio pueden tener hielo de agua. Las regiones internas de los cráteres allí ubicados nunca son iluminadas por el Sol, y la temperatura allí puede rondar los -210 °C. El albedo de Mercurio es extremadamente bajo, alrededor de 0,11. La temperatura superficial máxima de Mercurio es de +410°С. Las diferencias de temperatura debidas al cambio de estaciones provocado por el alargamiento de la órbita alcanzan los 100°C en el lado diurno. la temperatura promedio del hemisferio ranan durante la noche es de –162°C (111 K). Por otro lado, la temperatura del punto subsolar a la distancia media de Mercurio del Sol es de +347°С. La superficie de este pequeño mundo está lo suficientemente caliente como para derretir plomo o estaño.

planeta venus

El segundo planeta más grande desde el Sol en el sistema solar. Uno de los planetas terrestres, de naturaleza similar a la Tierra, pero de menor tamaño. Al igual que la Tierra, está rodeada por una atmósfera bastante densa. Venus se acerca más a la Tierra que cualquier otro planeta y es el objeto celeste más brillante (a excepción del Sol y la Luna). La luz de Venus es tan brillante que si no hay ni el Sol ni la Luna en el cielo, hace que los objetos proyecten sombras. Ubicado más cerca del Sol que nuestro planeta, Venus recibe de él más del doble de luz y calor que la Tierra. Sin embargo, en el lado de la sombra, Venus está dominado por una helada de más de 20 grados bajo cero, ya que los rayos del sol no caen aquí durante mucho tiempo. La superficie de Venus está constantemente cubierta por densas capas de nubes, por lo que las características de la superficie son casi invisibles en luz visible.

• Peso: 4,87*1024 kg. (0,815 masas terrestres);
• Diámetro del ecuador: 12102 kilometros (0,949 el diámetro del ecuador terrestre);
• Densidad: 5,25g/cm3
• Temperatura de la superficie: máximo 480°C
• Período de rotación relativo a las estrellas: 243 días terrestres
• Distancia al Sol (promedio): 0,723 a.e., es decir, 108 millones de km
• Período orbital (año): 224,7 días terrestres
• El período de revolución alrededor de su propio eje (no es igual a días, un día en Venus son 116,8 días terrestres): 243.02 días terrestres
• Inclinación orbital a la eclíptica: 3,39°
• Excentricidad orbital: 0,0068
• Velocidad orbital media: 35 km/s
• Aceleración de la gravedad: 8,87 m/s2

La atmósfera del Sol es 90% hidrógeno. La parte más alejada de la superficie se llama la corona del Sol, es claramente visible durante los eclipses solares totales. La temperatura de la corona alcanza los 1,5-2 millones de K y el gas de la corona está completamente ionizado. A tal temperatura del plasma, la velocidad térmica de los protones es de unos 100 km/s y la de los electrones es de varios miles de kilómetros por segundo. Para vencer la atracción solar, es suficiente una velocidad inicial de 618 km/s, la segunda velocidad espacial del Sol. Por lo tanto, hay una fuga constante de plasma desde la corona solar hacia el espacio. Este flujo de protones y electrones se llama viento solar.

Habiendo vencido la atracción del Sol, las partículas del viento solar vuelan a lo largo de trayectorias rectas. La velocidad de cada partícula con la eliminación casi no cambia, pero puede ser diferente. Esta velocidad depende principalmente del estado de la superficie solar, del "tiempo" del Sol. En promedio, es v ≈ 470 km/s. El viento solar recorre la distancia hasta la Tierra en 3-4 días. La densidad de partículas en él disminuye en proporción inversa al cuadrado de la distancia al Sol. A una distancia igual al radio de la órbita terrestre, en 1 cm 3, en promedio, hay 4 protones y 4 electrones.

El viento solar reduce la masa de nuestra estrella, el Sol, en 10 9 kg por segundo. Aunque este número parece grande en escalas terrestres, en realidad es pequeño: la disminución de la masa solar solo se puede notar en miles de veces más que la edad actual del Sol, que es de aproximadamente 5 mil millones de años.

La interacción del viento solar con el campo magnético es interesante e inusual. Se sabe que las partículas cargadas normalmente se mueven en un campo magnético H a lo largo de un círculo oa lo largo de líneas helicoidales. Sin embargo, esto es cierto solo cuando el campo magnético es lo suficientemente fuerte. Más precisamente, para el movimiento circular de partículas cargadas, es necesario que la densidad de energía del campo magnético H 2 /8π sea mayor que la densidad de energía cinética del plasma en movimiento ρv 2 /2. En el viento solar, la situación se invierte: el campo magnético es débil. Por lo tanto, las partículas cargadas se mueven en línea recta, mientras que el campo magnético no es constante, se mueve junto con el flujo de partículas, como si este flujo lo llevara a la periferia del sistema solar. La dirección del campo magnético en todo el espacio interplanetario permanece igual que en la superficie del Sol en el momento de la liberación del plasma de viento solar.

El campo magnético, por regla general, cambia su dirección 4 veces cuando gira alrededor del ecuador del Sol. El sol gira: los puntos en el ecuador hacen una revolución en T \u003d 27 días. Por lo tanto, el campo magnético interplanetario está dirigido en espirales (ver Fig.), y la imagen completa de este patrón gira después de la rotación de la superficie solar. El ángulo de rotación del Sol cambia como φ = 2π/T. La distancia al Sol aumenta con la velocidad del viento solar: r = vt. De ahí la ecuación de espirales en la fig. tiene la forma: φ = 2πr/vT. A una distancia de la órbita terrestre (r = 1,5 x 10 11 m), el ángulo de inclinación del campo magnético respecto al radio vector es, como se puede comprobar fácilmente, de 50°. En promedio, este ángulo lo miden las naves espaciales, pero no muy cerca de la Tierra. Sin embargo, cerca de los planetas, el campo magnético está dispuesto de manera diferente (ver Magnetosfera).

Flujo radial constante de plasma solar. coronas en producción interplanetaria. El flujo de energía procedente de las entrañas del Sol calienta el plasma de la corona hasta 1,5-2 millones de K. Post. el calentamiento no se equilibra con la pérdida de energía por radiación, ya que la densidad de la corona es baja. Exceso de energía significa. grado llevar h-tsy S. siglo. (=1027-1029 ergio/s). La corona, por lo tanto, no está en hidrostática. equilibrio, está en constante expansión. Según la composición del S. siglo. no difiere del plasma de la corona (el S. siglo contiene principalmente arr. protones, electrones, algunos núcleos de helio, iones de oxígeno, silicio, azufre y hierro). En la base de la corona (a 10.000 km de la fotosfera solar), los ch-tsy tienen una velocidad radial del orden de cientos de m/s, a una distancia de varios. solar radios, alcanza la velocidad del sonido en plasma (100 -150 km/s), cerca de la órbita terrestre, la velocidad de los protones es de 300-750 km/s, y su espacio. concentración - de varios. h-ts hasta varios decenas de fracciones en 1 cm3. Con la ayuda del espacio interplanetario. estaciones se encontró que hasta la órbita de Saturno, la densidad de flujo de la h-c S. siglo. decrece según la ley (r0/r)2, donde r es la distancia al Sol, r0 es el nivel inicial. S. v. lleva consigo los bucles de las líneas de fuerza de los soles. magn. campos, centeno formulario interplanetario magn. campo. Combinación de movimiento radial de h-c S. siglo. con la rotación del Sol da a estas líneas la forma de espirales. Estructura a gran escala del imán. El campo en la vecindad del Sol tiene forma de sectores, en los que el campo se aleja del Sol o se dirige hacia él. El tamaño de la cavidad ocupada por el SV no se conoce con exactitud (su radio, al parecer, no es inferior a 100 AU). En los límites de esta cavidad dinámica. presión de S. debe equilibrarse con la presión del gas interestelar, galáctico. magn. campos y galácticos espacio rayos En las cercanías de la Tierra, la colisión del flujo de c-c S. v. con geomagnético campo genera una onda de choque estacionaria frente a la magnetosfera de la Tierra (desde el lado del Sol, Fig.).

Impacto del viento solar con la magnetosfera terrestre: 1- Líneas de campo magnético. campos del sol; 2 - onda de choque; 3 - magnetosfera terrestre; 4 - límite de la magnetosfera; 5 - la órbita de la Tierra; 6 - trayectoria del viento solar. S. v. como si fluyera alrededor de la magnetosfera, limitando su extensión en la pr-ve. Cambios en la intensidad del S. siglo asociados con erupciones solares, yavl. principal la causa de las perturbaciones geomagnéticas. campos y magnetosferas (tormentas magnéticas). Durante el año, el Sol pierde de S. en. \u003d 2X10-14 parte de su masa Msun. Es natural suponer que una salida de agua, similar a S. V., también existe en otras estrellas (). Debería ser especialmente intenso para estrellas masivas (con una masa = varias decenas de Msolns) y con una temperatura superficial alta (= 30-50 mil K) y para estrellas con una atmósfera extendida (gigantes rojas), porque en el primer caso , partes de una corona estelar altamente desarrollada tienen una energía suficientemente alta para vencer la atracción de la estrella, y en el segundo, tienen una parabólica baja. velocidad (velocidad de escape; (ver VELOCIDADES ESPACIALES)). Significa. las pérdidas de masa con el viento estelar (= 10-6 Msol/año y más) pueden afectar significativamente la evolución de las estrellas. A su vez, el viento estelar crea gas caliente en el medio interestelar: fuentes de rayos X. radiación.

Una corriente continua de plasma derivado del sol que se propaga aproximadamente radialmente desde el Sol y llena el Sistema Solar hasta el heliocéntrico. distancias R ~ 100 a.u. esv se forma la dinámica del gas. expansión de la corona solar (cf. El sol) al espacio interplanetario. A altas temperaturas, que existen en la corona solar (1,5 * 10 9 K), la presión de las capas superpuestas no puede equilibrar la presión del gas de la sustancia de la corona y la corona se expande.

La primera evidencia de la existencia de correos. flujo de plasma del Sol obtenido por L. Birmano (L. Biermann) en la década de 1950. sobre el análisis de las fuerzas que actúan sobre las colas de plasma de los cometas. En 1957, J. Parker (E. Parker), analizando las condiciones de equilibrio de la sustancia de la corona, demostró que la corona no puede estar en condiciones hidrostáticas. en 1959. Existencia post. La salida de plasma del Sol se demostró como resultado de muchos meses de mediciones en el Amer. espacio aparato en 1962.

Casarse Características de S. se dan en la tabla. 1. Flujos de S. in. se puede dividir en dos clases: lento - con una velocidad de 300 km / s y rápido - con una velocidad de 600-700 km / s. Las corrientes rápidas provienen de regiones de la corona solar, donde se encuentra la estructura del campo magnético. el campo está cerca del radial. agujeros coronales. Flujos lentospp. en. asociado, aparentemente, con las áreas de la corona, en las que hay un medio Pestaña. uno. - Características medias del viento solar en la órbita terrestre

Velocidad
Concentración de protones
Temperatura de protones
Temperatura de electrones
Intensidad del campo magnético
Densidad de flujo de Python....	2,4*10 8cm -2 *c -1
Densidad de flujo de energía cinética	0,3 ergio*cm-2 *s-1

Pestaña. 2.- Composición química relativa del viento solar

	contenido relativo

	contenido relativo

Además de los principales los componentes del siglo S. - protones y electrones, - partículas también se encontraron en su composición.Medidas de ionización. temperatura de los iones S. siglo. permiten determinar la temperatura de los electrones de la corona solar.

En el S. siglo. se observan diferencias. tipos de ondas: Langmuir, silbidos, sonido iónico, ondas de plasma). Algunas de las ondas de tipo Alfvén se generan en el Sol y otras se excitan en el medio interplanetario. La generación de ondas suaviza las desviaciones de la función de distribución de partículas de la Maxwelliana y, en conjunto con la influencia de la magnética. campo en el plasma conduce al hecho de que S. siglo. se comporta como un continuo. Las ondas del tipo Alfvén juegan un papel importante en la aceleración de las pequeñas componentes de C.

Arroz. 1. El espectro de masas del viento solar. En el eje horizontal, la relación entre la masa de la partícula y su carga, en el vertical, el número de partículas registradas en la ventana de energía del dispositivo durante 10 s. Los números con el icono indican la carga del ion.

La corriente de S. entra. es supersónico en relación con las velocidades de esos tipos de ondas, centeno proporcionar eff. Transferencia de energía en el siglo S. (Alfven, ondas sónicas y magnetosónicas). Alvenovskoye y sonido número de Mach C. en. 7. Cuando fluye alrededor de S. in. obstáculos capaces de desviarlo eficazmente (los campos magnéticos de Mercurio, la Tierra, Júpiter, Saturno o las ionosferas conductoras de Venus y, aparentemente, Marte), se forma una onda de choque de proa saliente. Magnetosfera de la Tierra, Magnetosfera de los planetas). En el caso de la interacción S. siglo. con un cuerpo no conductor (p. ej., la Luna), no se produce una onda de choque. El flujo de plasma es absorbido por la superficie y se forma una cavidad detrás del cuerpo, que se llena gradualmente con plasma C. en.

El proceso estacionario de flujo de salida de plasma de corona se superpone a procesos no estacionarios asociados con bengalas en el sol. Con fuertes brotes, la materia es expulsada por el fondo. regiones de la corona en el medio interplanetario. variaciones magnéticas).

Arroz. 2. Propagación de una onda de choque interplanetaria y eyección de una llamarada solar. Las flechas muestran la dirección del movimiento del plasma del viento solar,

Arroz. 3. Tipos de soluciones a la ecuación de expansión de corona. La velocidad y la distancia se normalizan a la velocidad crítica vc y la distancia crítica Rc. La solución 2 corresponde al viento solar.

La expansión de la corona solar se describe mediante un sistema de ur-ciones de conservación de la masa, v k) sobre algunos críticos. distancia R y posterior expansión a velocidad supersónica. Esta solución da un valor muy pequeño de la presión en el infinito, lo que hace posible que coincida con la baja presión del medio interestelar. Yu Parker llamó el curso de este tipo S. siglo. , donde m es la masa del protón, es el índice adiabático, es la masa del Sol. En la fig. 4 muestra el cambio en la tasa de expansión con heliocéntrico.

Arroz. 4. Perfiles de velocidad del viento solar para el modelo de corona isotérmica a varios valores de temperatura coronal.

S. v. proporciona el principal salida de energia termica de la corona, ya que transferencia de calor a la cromosfera, el.-mag. radiación corona y conductividad térmica electrónicapp. en. insuficiente para establecer el equilibrio térmico de la corona. La conductividad térmica electrónica proporciona una disminución lenta de la temperatura de S. in. con distancia luminosidad del sol.

S. v. lleva consigo el campo magnético coronal al medio interplanetario. campo. Las líneas de fuerza de este campo congelado en el plasma forman el campo magnético interplanetario. campo (MPM). Aunque la intensidad de la IMF es pequeña y su densidad de energía es aproximadamente el 1% de la densidad de la cinética. energía S. v., juega un papel importante en la termodinámica de S. en. y en la dinámica de las interacciones de S. con los cuerpos del sistema solar, así como los flujos de S. in. entre ellos mismos. Combinación de la expansión de S. con la rotación del Sol conduce al hecho de que el magn. las lineas de fuerza congeladas en el S. siglo tienen la forma, B R y las componentes azimutales de las magneticas. campos cambian de manera diferente con la distancia cerca del plano de la eclíptica:

donde - ang. velocidad de rotación del sol y - componente radial de la velocidad c., el índice 0 corresponde al nivel inicial. A una distancia de la órbita de la Tierra, el ángulo entre la dirección del magnético. campos y R unos 45°. En gran L magn.

Arroz. 5. La forma de la línea de campo del campo magnético interplanetario. es la velocidad angular del Sol, y es la componente radial de la velocidad del plasma, R es la distancia heliocéntrica.

S. v., surgiendo sobre las regiones del Sol con descomposición. orientación magnética. campos, velocidad, temp-pa, concentración de partículas, etc.) también cf. cambia regularmente en la sección transversal de cada sector, lo que se asocia con la existencia de un flujo S. rápido dentro del sector. Los límites de los sectores suelen ubicarse en el flujo intralento de S. at. La mayoría de las veces, se observan 2 o 4 sectores, girando con el Sol. Esta estructura que se forma en S.'s tirando del siglo. magnético a gran escala campo de la copa, se puede observar por varios. revoluciones del sol. La estructura sectorial de la IMF es consecuencia de la existencia de una hoja de corriente (TS) en el medio interplanetario, que gira junto con el Sol. TS crea una oleada magnética. Campos: los componentes IMF radiales tienen diferentes signos en diferentes lados del TS. Este TS, predicho por H. Alfven, atraviesa aquellas secciones de la corona solar, que están asociadas con las regiones activas del Sol, y separa estas regiones de la descomposición. signos de la componente radial del imán solar. los campos. El TS está ubicado aproximadamente en el plano del ecuador solar y tiene una estructura plegada. La rotación del Sol conduce a la torsión de los pliegues del CS en una espiral (Fig. 6). Al estar cerca del plano de la eclíptica, el observador resulta estar por encima o por debajo del CS, por lo que cae en sectores con diferentes signos de la componente radial IMF.

Cerca del Sol en el siglo N. hay gradientes de velocidad longitudinales y latitudinales de ondas de choque sin colisión (Fig. 7). Primero, se forma una onda de choque que se propaga hacia adelante desde el límite de los sectores (una onda de choque directa), y luego se forma una onda de choque inversa que se propaga hacia el Sol.

Arroz. 6. Forma de la lámina de corriente heliosférica. Su intersección con el plano de la eclíptica (inclinada respecto al ecuador del Sol en un ángulo de ~ 7°) da la estructura sectorial observada del campo magnético interplanetario.

Arroz. 7. Estructura del sector del campo magnético interplanetario. Las flechas cortas muestran la dirección del flujo de plasma del viento solar, las líneas de flecha muestran las líneas del campo magnético, la línea de puntos muestra los límites del sector (la intersección del plano de la figura con la hoja actual).

Dado que la velocidad de la onda de choque es menor que la velocidad del SW, el plasma arrastra la onda de choque inversa en la dirección que se aleja del Sol. Las ondas de choque cerca de los límites del sector se forman a distancias de ~1 AU. e. y se puede rastrear a distancias de varios. una. E. Estas ondas de choque, como las ondas de choque interplanetarias de las erupciones solares y las ondas de choque circunplanetarias, aceleran las partículas y, por lo tanto, son una fuente de partículas energéticas.

S. v. se extiende a distancias de ~100 AU. Es decir, donde la presión del medio interestelar equilibra la dinámica. presión de S. La cavidad barrida por S. in. entorno interplanetario). ExpansiónS. en. junto con el imán congelado en él. campo impide la penetración en el sistema solar galáctico. espacio rayos de bajas energías y conduce a variaciones cósmicas. haces de alta energía. Un fenómeno similar a S. V., que se encuentra en algunas otras estrellas (ver. viento estelar).