پست در مورد باد خورشیدی تصویر باد خورشیدی در زمان واقعی (آنلاین). در مورد تغییر پارامترهای باد خورشیدی با فاصله از خورشید

باد آفتابی

خورشید منبع جریان ثابتی از ذرات است. نوترینوها، الکترون‌ها، پروتون‌ها، ذرات آلفا و هسته‌های اتمی سنگین‌تر همگی تابش هسته‌ای خورشید را تشکیل می‌دهند. بخش قابل توجهی از این تابش، جریان کم و بیش مداوم پلاسما است، به اصطلاح باد خورشیدی، که ادامه لایه‌های بیرونی خورشید است.

جو - تاج خورشیدی در نزدیکی زمین، سرعت آن معمولاً 400 تا 500 کیلومتر بر ثانیه است. جریانی از ذرات باردار از خورشید از طریق سوراخ های تاجی پرتاب می شود - مناطقی در جو خورشید که یک میدان مغناطیسی به فضای بین سیاره ای باز می شود. خورشید با دوره ای 27 روزه می چرخد. مسیر ذرات باد خورشیدی که در امتداد خطوط القای میدان مغناطیسی حرکت می کنند، به دلیل چرخش خورشید ساختاری مارپیچی دارند. در نتیجه چرخش خورشید، شکل هندسی جریان باد خورشیدی یک مارپیچ ارشمیدسی خواهد بود. در روزهای طوفان های خورشیدی، باد خورشیدی به شدت افزایش می یابد. باعث ایجاد شفق های قطبی و طوفان های مغناطیسی در زمین می شود و فضانوردان در این زمان نباید به فضا بروند. تحت تأثیر بادهای خورشیدی، دم دنباله دارها همیشه به دور از خورشید هدایت می شوند. خورشید منبع قدرتمندی برای انتشار رادیویی است. امواج رادیویی سانتی متری ساطع شده از کروموسفر و امواج بلندتر ساطع شده از تاج به فضای بین سیاره ای نفوذ می کنند.

سیاره عطارد

عطارد نزدیکترین سیاره به خورشید است و تنها 88 روز طول می کشد تا کل مدار خود را به دور خورشید کامل کند. عطارد از همه سیارات به جز پلوتون کوچکترین است. سطح این دنیای کوچک آنقدر داغ است که قلع و سرب را ذوب کند. تقریباً هیچ جوی در آنجا وجود ندارد و زمین جامد همه با دهانه ها پوشیده شده است.

• وزن: 3.3*1023 کیلوگرم. (0.055 جرم زمین)؛
• قطر استوا: 4870 کیلومتر. (0.38 قطر استوای زمین)؛
• تراکم: 5.43 گرم بر سانتی متر مکعب
• دمای سطح:حداکثر 480 درجه سانتیگراد، حداقل -180 درجه سانتیگراد
• 58.65 روز زمینی
• 0.387 AU، یعنی 58 میلیون کیلومتر
• 88 روز زمینی
• دوره انقلاب حول محور خود (روز): 176 روز زمینی
• تمایل مداری به دایره البروج: 7 درجه
• گریز از مرکز مداری: 0,206
• 47.9 کیلومتر بر ثانیه
• 3.72 m/s2

ساختار سیاره عطارد

بر اساس تجزیه و تحلیل عکس های عطارد، زمین شناسان آمریکایی P. Schultz و D. Gault طرح زیر را برای تکامل سطح آن پیشنهاد کردند. پس از اتمام فرآیند تجمع و تشکیل سیاره، سطح آن صاف شد. سپس فرآیند بمباران شدید سیاره توسط بقایای ازدحام سیاره ای آغاز شد که طی آن حوضچه هایی از نوع Caloris و همچنین دهانه هایی از نوع کوپرنیک در ماه تشکیل شد. دوره بعدی با آتشفشان شدید و انتشار یک جریان گدازه ای که حوضه های بزرگی را پر می کرد مشخص شد. این دوره حدود 3 میلیارد سال پیش به پایان رسید. عطارد میدان مغناطیسی ضعیفی دارد و 0.7 درصد میدان مغناطیسی زمین را تشکیل می دهد. میدان مغناطیسی این سیاره ساختار پیچیده تری نسبت به زمین دارد. علاوه بر میدان دوقطبی (دو قطبی)، فیلدهایی با چهار و هشت قطب نیز دارد. از سمت خورشید، مغناطیس کره عطارد به شدت توسط باد خورشیدی فشرده می شود. چگالی زیاد و وجود میدان مغناطیسی نشان می دهد که عطارد باید دارای یک هسته فلزی متراکم باشد. چگالی در مرکز عطارد باید به 9.8 گرم بر سانتی متر مکعب برسد، شعاع هسته 1800 کیلومتر (75٪ شعاع سیاره). هسته 80 درصد از جرم عطارد را تشکیل می دهد. علیرغم چرخش آهسته سیاره، میدان مغناطیسی آن با مکانیزم دینامی مشابه میدان مغناطیسی زمین برانگیخته می شود. این مکانیسم به شکل گیری جریان های الکتریکی حلقه ای در هسته سیاره در طول چرخش آن کاهش می یابد که یک میدان مغناطیسی ایجاد می کند. در بالای هسته عظیم یک پوسته سیلیکات به ضخامت 600 کیلومتر قرار دارد. چگالی سنگ های سطحی حدود 3.3 گرم بر سانتی متر مکعب است. داده های مربوط به جو عطارد فقط نادر بودن شدید آن را نشان می دهد. فشار در سطح سیاره 500 میلیارد برابر کمتر از سطح زمین است.عطارد بسیار نزدیک به خورشید قرار دارد و باد خورشیدی را با گرانش خود می گیرد. یک اتم هلیوم که توسط عطارد گرفته شده است به طور متوسط ​​200 روز در جو می ماند. علاوه بر هلیوم، وجود هیدروژن بر روی عطارد نیز ثبت شد، علاوه بر این، سنگ‌های جامد که مانند کوره گرم می‌شوند، اتم‌های مختلفی از جمله اتم‌های فلز قلیایی که در طیف جو ثبت می‌شوند، منتشر می‌کنند. وجود دی اکسید کربن و مونوکسید کربن مشکوک است.

سطح سیاره عطارد

سطح عطارد با شبکه‌ای از دهانه‌های با اندازه‌های مختلف پر شده بود. توزیع اندازه آنها شبیه به ماه بود. بیشتر دهانه ها در نتیجه سقوط شهاب سنگ ها تشکیل شده اند. در سطح سیاره، دشت های گرد صاف کشف شد که نام حوضه ها را با شباهت آنها به "دریاها" قمری دریافت کردند. ظاهر دره ها با فعالیت شدید آتشفشانی توضیح داده می شود که همزمان با شکل گیری سطح سیاره بوده است. کوه هایی در عطارد وجود دارد که ارتفاع بلندترین آنها به 2-4 کیلومتر می رسد. در تعدادی از مناطق سیاره زمین، دره ها و دشت های بدون دهانه روی سطح قابل مشاهده است. در عطارد، یک جزییات غیرعادی از تسکین وجود دارد - اسکروپ. این یک برآمدگی 2-3 کیلومتری است که دو ناحیه سطحی را از هم جدا می کند. اسکارپ ها به صورت جابجایی در طول انقباض اولیه سیاره شکل گرفتند. مناطق قطبی عطارد ممکن است دارای یخ آب باشند. نواحی داخلی دهانه های واقع در آنجا هرگز توسط خورشید روشن نمی شوند و دمای آن می تواند حدود -210 درجه سانتیگراد باشد. آلبدوی عطارد بسیار پایین است، حدود 0.11. حداکثر دمای سطح عطارد +410 درجه سانتیگراد است. اختلاف دما به دلیل تغییر فصول ناشی از طویل شدن مدار در سمت روز به 100 درجه سانتی گراد می رسد. میانگین دمای نیمکره رانان در شب 162- درجه سانتیگراد (111 کلوین) است. از طرف دیگر دمای نقطه زیر خورشیدی در فاصله متوسط ​​عطارد از خورشید +347 درجه سانتی گراد است. سطح این دنیای کوچک آنقدر داغ است که سرب یا قلع را ذوب کند.

سیاره زهره

دومین سیاره بزرگ از خورشید در منظومه شمسی. یکی از سیارات زمینی، شبیه به زمین، اما از نظر اندازه کوچکتر. مانند زمین، آن را یک جو نسبتاً متراکم احاطه کرده است. زهره بیش از هر سیاره دیگری به زمین نزدیک می شود و درخشان ترین جرم آسمانی است (به جز خورشید و ماه). نور زهره به قدری درخشان است که اگر نه خورشید و نه ماه در آسمان وجود داشته باشد، باعث ایجاد سایه در اجسام می شود. زهره که نسبت به سیاره ما به خورشید نزدیکتر است، بیش از دو برابر زمین نور و گرما از آن دریافت می کند. با این حال، در سمت سایه، زهره تحت سلطه یخبندان بیش از 20 درجه زیر صفر است، زیرا پرتوهای خورشید برای مدت طولانی در اینجا نمی ریزند. سطح زهره دائماً توسط لایه های متراکم ابرها پوشیده شده است که به همین دلیل ویژگی های سطحی در نور مرئی تقریباً نامرئی هستند.

• وزن: 4.87*1024 کیلوگرم. (0.815 جرم زمین)؛
• قطر استوا: 12102 کیلومتر. (0.949 قطر استوای زمین)؛
• تراکم: 5.25 گرم بر سانتی متر مکعب
• دمای سطح:حداکثر 480 درجه سانتیگراد
• دوره چرخش نسبت به ستارگان: 243 روز زمینی
• فاصله از خورشید (متوسط): 0.723 a.e.، یعنی 108 میلیون کیلومتر
• دوره مداری (سال): 224.7 روز زمینی
• دوره چرخش حول محور خود (معادل روز نیست، یک روز در زهره 116.8 روز زمینی است): 243.02 روز زمین
• تمایل مداری به دایره البروج: 3.39 درجه
• گریز از مرکز مداری: 0,0068
• میانگین سرعت مداری: 35 کیلومتر بر ثانیه
• شتاب گرانش: 8.87 متر بر ثانیه

جو خورشید 90 درصد هیدروژن است. دورترین قسمت آن از سطح تاج خورشید نامیده می شود که در هنگام خورشید گرفتگی کامل به وضوح قابل مشاهده است. دمای تاج به 1.5-2 میلیون کلوین می رسد و گاز تاج کاملاً یونیزه می شود. در چنین دمای پلاسمایی، سرعت حرارتی پروتون ها حدود 100 کیلومتر بر ثانیه و الکترون ها چندین هزار کیلومتر در ثانیه است. برای غلبه بر جاذبه خورشید، سرعت اولیه 618 کیلومتر بر ثانیه، دومین سرعت فضایی خورشید، کافی است. بنابراین، نشت مداوم پلاسما از تاج خورشیدی به فضا وجود دارد. این جریان پروتون و الکترون باد خورشیدی نامیده می شود.

با غلبه بر جاذبه خورشید، ذرات باد خورشیدی در امتداد مسیرهای مستقیم پرواز می کنند. سرعت هر ذره با حذف تقریباً تغییر نمی کند، اما می تواند متفاوت باشد. این سرعت عمدتاً به وضعیت سطح خورشید، به "آب و هوا" در خورشید بستگی دارد. به طور متوسط، v ≈ 470 کیلومتر بر ثانیه است. باد خورشیدی فاصله تا زمین را در 3-4 روز طی می کند. چگالی ذرات در آن به نسبت معکوس مربع فاصله تا خورشید کاهش می یابد. در فاصله ای برابر با شعاع مدار زمین، در 1 سانتی متر مکعب به طور متوسط ​​4 پروتون و 4 الکترون وجود دارد.

باد خورشیدی جرم ستاره ما - خورشید - را 10 9 کیلوگرم در ثانیه کاهش می دهد. اگر چه این عدد در مقیاس زمین بزرگ به نظر می رسد، اما در واقعیت اندک است: کاهش جرم خورشید را تنها می توان در طول چند برابر هزاران برابر بیشتر از سن فعلی خورشید، که تقریباً 5 میلیارد سال است، مشاهده کرد.

برهم کنش باد خورشیدی با میدان مغناطیسی جالب و غیرعادی است. مشخص است که ذرات باردار معمولاً در یک میدان مغناطیسی H در امتداد یک دایره یا در امتداد خطوط مارپیچ حرکت می کنند. با این حال، این تنها زمانی درست است که میدان مغناطیسی به اندازه کافی قوی باشد. به طور دقیق تر، برای حرکت ذرات باردار در یک دایره، لازم است که چگالی انرژی میدان مغناطیسی H 2 / 8π بیشتر از چگالی انرژی جنبشی پلاسمای متحرک ρv 2 / 2 باشد. در باد خورشیدی، وضعیت برعکس است: میدان مغناطیسی ضعیف است. بنابراین، ذرات باردار در خطوط مستقیم حرکت می کنند، در حالی که میدان مغناطیسی ثابت نیست، همراه با جریان ذرات حرکت می کند، گویی توسط این جریان به حاشیه منظومه شمسی منتقل می شود. جهت میدان مغناطیسی در کل فضای بین سیاره ای همان جهتی است که در سطح خورشید در زمان انتشار پلاسمای باد خورشیدی بود.

میدان مغناطیسی، به عنوان یک قاعده، هنگام دور زدن استوای خورشید، جهت خود را 4 بار تغییر می دهد. خورشید می چرخد: نقاط روی استوا در T \u003d 27 روز انقلاب می کنند. بنابراین، میدان مغناطیسی بین سیاره ای به صورت مارپیچی هدایت می شود (شکل را ببینید)، و کل تصویر این الگو پس از چرخش سطح خورشید می چرخد. زاویه چرخش خورشید به صورت φ = 2π/T تغییر می کند. فاصله از خورشید با سرعت باد خورشیدی افزایش می یابد: r = vt. از این رو معادله مارپیچ ها در شکل. شکل دارد: φ = 2πr/vT. در فاصله مدار زمین (r = 1.5 10 11 m)، زاویه تمایل میدان مغناطیسی به بردار شعاع، همانطور که به راحتی می توان تأیید کرد، 50 درجه است. به طور متوسط، این زاویه توسط فضاپیماها اندازه گیری می شود، اما نه چندان نزدیک به زمین. با این حال، در نزدیکی سیارات، میدان مغناطیسی به طور متفاوتی مرتب شده است (به مگنتوسفر مراجعه کنید).

شار شعاعی ثابت پلاسمای خورشیدی. تاج در تولید بین سیاره ای جریان انرژی که از روده های خورشید می آید، پلاسمای تاج را تا 1.5-2 میلیون K. Post گرم می کند. گرمایش با از دست دادن انرژی در اثر تشعشع متعادل نمی شود، زیرا چگالی تاج کم است. انرژی اضافی یعنی. درجه حمل دور h-tsy S. قرن. (=1027-1029 erg/s). بنابراین، تاج در حالت هیدرواستاتیک نیست. تعادل، دائما در حال گسترش است. با توجه به ترکیب قرن S. با پلاسمای تاج تفاوتی ندارد (قرن S. عمدتاً حاوی پروتون‌ها، الکترون‌ها، چند هسته هلیوم، یون‌های اکسیژن، سیلیکون، گوگرد و آهن است). در قاعده تاج (10000 کیلومتر از فتوسفر خورشیدی)، این ذرات دارای سرعت شعاعی در حد صدها متر بر ثانیه، در فاصله چند هستند. خورشیدی شعاع، به سرعت صوت در پلاسما می رسد (100 -150 کیلومتر در ثانیه)، در نزدیکی مدار زمین، سرعت پروتون ها 300-750 کیلومتر در ثانیه و فضای آنها است. غلظت - از چندین. h-ts تا چندین ده ها کسر در 1 سانتی متر مکعب. با کمک فضای بین سیاره ای. ایستگاه‌ها مشخص شد که تا مدار زحل، چگالی شار قرن h-c S. است. طبق قانون (r0/r)2 کاهش می یابد، جایی که r فاصله از خورشید است، r0 سطح اولیه است. S. v. حلقه های خطوط نیروی خورشید را با خود حمل می کند. بزرگ مزارع، تا چاودار magn بین سیاره ای را تشکیل می دهند. رشته. ترکیبی از حرکت شعاعی قرن h-c. با چرخش خورشید به این خطوط شکل مارپیچی می دهد. ساختار آهنربا در مقیاس بزرگ. میدانی که در مجاورت خورشید قرار دارد به شکل بخشهایی است که میدان به دور از خورشید یا به سمت آن هدایت می شود. اندازه حفره اشغال شده توسط SV دقیقاً مشخص نیست (شعاع آن ظاهراً کمتر از 100 AU نیست). در مرزهای این حفره پویا. فشار س باید با فشار گاز بین ستاره ای، کهکشانی متعادل شود. بزرگ میدان ها و کهکشان ها فضا اشعه ها در مجاورت زمین، برخورد جریان c-c S. v. با ژئومغناطیسی میدان یک موج ضربه ای ثابت در مقابل مگنتوسفر زمین ایجاد می کند (از سمت خورشید، شکل).

تاثیر باد خورشیدی با مگنتوسفر زمین: 1 - خطوط میدان مغناطیسی. میدان های خورشید؛ 2 - موج ضربه; 3 - مگنتوسفر زمین; 4 - مرز مگنتوسفر; 5 - مدار زمین; 6 - مسیر حرکت باد خورشیدی. S. v. گویی در اطراف مگنتوسفر جریان دارد و وسعت آن را در pr-ve محدود می کند. تغییرات در شدت قرن S. مرتبط با شراره های خورشیدی، yavl. اصلی علت اختلالات ژئومغناطیسی میدان ها و مگنتوسفرها (طوفان های مغناطیسی). در طول سال، خورشید از S. در. \u003d 2X10-14 بخشی از جرم Msun آن. طبیعی است که فرض کنیم خروجی آب، مشابه S. V.، در ستارگان دیگر نیز وجود دارد (). مخصوصاً برای ستارگان پرجرم (با جرم = چند ده Msolns) و با دمای سطح بالا (= 30-50 هزار کلوین) و برای ستارگان با اتمسفر گسترده (غول قرمز) باید شدید باشد، زیرا در حالت اول بخش‌هایی از یک تاج ستاره‌ای بسیار توسعه‌یافته دارای انرژی کافی برای غلبه بر جاذبه ستاره هستند و در دومی دارای سهموی کم هستند. سرعت (سرعت فرار؛ (به سرعت های فضایی مراجعه کنید)). به معنای. تلفات جرم با باد ستاره ای (= 10-6 Msol / سال و بیشتر) می تواند به طور قابل توجهی بر تکامل ستارگان تأثیر بگذارد. به نوبه خود، باد ستاره ای گاز داغ را در محیط بین ستاره ای ایجاد می کند - منابع پرتو ایکس. تابش - تشعشع.

جریان پیوسته ای از پلاسمای مشتق شده از خورشید که تقریباً به صورت شعاعی از خورشید منتشر می شود و منظومه شمسی را تا منظومه شمسی پر می کند. فواصل R~ 100 a.u. e.s.v. دینامیک گاز تشکیل شده است. گسترش تاج خورشیدی (ر.ک. خورشید) به فضای بین سیاره ای. در دماهای بالا که در تاج خورشیدی وجود دارد (1.5 * 109 K)، فشار لایه های پوشاننده نمی تواند فشار گاز ماده تاج را متعادل کند و تاج منبسط می شود.

اولین شواهد وجود پست. شار پلاسما از خورشید بدست آمده توسط L. بیرمن (L. Biermann) در دهه 1950. در تجزیه و تحلیل نیروهای وارد بر دم پلاسمایی دنباله دارها. در سال 1957، J. Parker (E. Parker)، با تجزیه و تحلیل شرایط تعادل ماده تاج، نشان داد که تاج نمی تواند در شرایط هیدرواستاتیک باشد. در سال 1959. پست وجود. خروج پلاسما از خورشید در نتیجه چندین ماه اندازه گیری روی عامر ثابت شد. فضا دستگاه در سال 1962

چهارشنبه ویژگی های اس در جدول آورده شده است. 1. جریان S. در. را می توان به دو دسته تقسیم کرد: آهسته - با سرعت 300 کیلومتر در ثانیه و سریع - با سرعت 600-700 کیلومتر در ثانیه. جریان های سریع از مناطقی از تاج خورشیدی می آیند، جایی که ساختار مغناطیسی است. میدان نزدیک به شعاعی است. سوراخ های تاجی Slow flowspp. که در. ظاهراً با نواحی تاج که وسیله ای در آن وجود دارد مرتبط است برگه یکی - میانگین مشخصات باد خورشیدی در مدار زمین

سرعت
غلظت پروتون
دمای پروتون
دمای الکترون
قدرت میدان مغناطیسی
چگالی شار پایتون ....	2.4*10 8 cm -2 *c -1
چگالی شار انرژی جنبشی	0.3 erg*cm -2 *s -1

برگه 2.- ترکیب شیمیایی نسبی باد خورشیدی

	محتوای نسبی

	محتوای نسبی

علاوه بر اصلی اجزای قرن S. - پروتون ها و الکترون ها، - ذرات نیز در ترکیب آن یافت شد. اندازه گیری یونیزاسیون. دمای یون ها قرن S. امکان تعیین دمای الکترون تاج خورشیدی را فراهم می کند.

در قرن S. تفاوت ها مشاهده می شود. انواع امواج: لانگمویر، سوت، صدای یونی، امواج پلاسما). برخی از امواج نوع Alfvén در خورشید ایجاد می شوند و برخی در محیط بین سیاره ای برانگیخته می شوند. تولید امواج، انحرافات تابع توزیع ذرات را از ماکسولین و در ارتباط با تأثیر مغناطیسی صاف می کند. میدان بر روی پلاسما منجر به این واقعیت می شود که قرن S. مانند یک پیوستار رفتار می کند. امواج از نوع Alfvén نقش زیادی در شتاب اجزای کوچک C دارند.

برنج. 1. طیف جرمی باد خورشیدی. در محور افقی - نسبت جرم ذره به بار آن، در عمودی - تعداد ذرات ثبت شده در پنجره انرژی دستگاه به مدت 10 ثانیه. اعداد با نماد میزان شارژ یون را نشان می دهد.

جریان S. در. مافوق صوت در رابطه با سرعت آن نوع امواج، به چاودار Eff ارائه می دهد. انتقال انرژی در قرن S. (آلفون، امواج صوتی و مغناطیسی). Alvenovskoye و صدا عدد ماخ C.که در. 7. هنگام جریان در اطراف S. در. موانعی که می توانند به طور مؤثر آن را منحرف کنند (میدان مغناطیسی عطارد، زمین، مشتری، زحل یا یونوسفرهای رسانای زهره و ظاهراً مریخ)، یک موج ضربه ای کمان خروجی تشکیل می شود. مغناطیس کره زمین، مگنتوسفر سیارات). در مورد تعامل S. قرن. با جسم نارسانا (به عنوان مثال، ماه)، موج ضربه ای رخ نمی دهد. جریان پلاسما توسط سطح جذب می شود و حفره ای در پشت بدن ایجاد می شود که به تدریج با پلاسمای C پر می شود. که در.

فرآیند ثابت خروج پلاسمای کرونا توسط فرآیندهای غیر ثابت مرتبط با آن سوار می شود شعله ور در خورشیدبا طغیان های قوی، ماده از پایین خارج می شود. مناطق تاج به محیط بین سیاره ای. تغییرات مغناطیسی).

برنج. 2. انتشار یک موج شوک بین سیاره ای و پرتاب از یک شراره خورشیدی. فلش ها جهت حرکت پلاسمای باد خورشیدی را نشان می دهند،

برنج. 3. انواع راه حل های معادله گسترش تاج. سرعت و فاصله به سرعت بحرانی vc نرمال می شود و فاصله بحرانی Rc. راه حل 2 مربوط به باد خورشیدی است.

انبساط تاج خورشیدی توسط سیستمی از بقای جرم، v k) در برخی موارد بحرانی توصیف شده است. فاصله R تا و انبساط بعدی با سرعت مافوق صوت. این راه حل یک مقدار ناپدید کننده کوچک از فشار در بی نهایت می دهد، که امکان تطبیق آن با فشار پایین محیط بین ستاره ای را فراهم می کند. یو پارکر دوره این نوع را قرن S. نامید. ، جایی که m جرم پروتون است، شاخص آدیاباتیک است، جرم خورشید است. روی انجیر شکل 4 تغییر نرخ انبساط را با هلیوسانتریک نشان می دهد.

برنج. 4. پروفیل های سرعت باد خورشیدی برای مدل تاج همدما در مقادیر مختلف دمای تاج.

S. v. اصلی را فراهم می کند خروج انرژی حرارتی تاج، از انتقال گرما به کروموسفر، el.-mag. تشعشعات کرونا و هدایت حرارتی الکترونیکی که در. برای ایجاد تعادل حرارتی کرونا کافی نیست. هدایت حرارتی الکترونیکی کاهش آهسته دمای S. in را فراهم می کند. با فاصله درخشندگی خورشید

S. v. میدان مغناطیسی تاجی را با خود به محیط بین سیاره ای حمل می کند. رشته. خطوط نیروی این میدان که در پلاسما منجمد شده اند، میدان مغناطیسی بین سیاره ای را تشکیل می دهند. فیلد (MMP). اگرچه شدت صندوق بین المللی پول کم است و چگالی انرژی آن تقریباً 1٪ چگالی جنبشی است. انرژی S.v. نقش مهمی در ترمودینامیک S. که در. و در پویایی تعاملات اس. با بدنه های منظومه شمسی و همچنین جریان های S. در. بین خودشان ترکیبی از بسط S. با چرخش خورشید منجر به این واقعیت می شود که magn. خطوط نیروی منجمد در قرن S. شکل، B R و اجزای آزیموت مغناطیسی دارند. میدان ها با فاصله نزدیک صفحه دایره البروج به طور متفاوتی تغییر می کنند:

کجا - ang. سرعت چرخش خورشید و -جزء شعاعی سرعت ج، شاخص 0 مربوط به سطح اولیه است. در فاصله ای از مدار زمین، زاویه بین جهت مغناطیسی. زمینه ها و آرحدود 45 درجه در بزرگی L

برنج. 5. شکل خط میدان میدان مغناطیسی بین سیاره ای. سرعت زاویه ای خورشید است، و جزء شعاعی سرعت پلاسما است، R فاصله هلیوسنتریک است.

S. v.، برخاسته از مناطق خورشید با decomp. جهت گیری مغناطیسی زمینه ها، سرعت، دمای پا، غلظت ذرات، و غیره) نیز رجوع کنید. به طور منظم در مقطع هر بخش تغییر می کند که با وجود یک جریان S. سریع در داخل بخش همراه است. مرزهای بخش ها معمولاً در جریان درون آهسته S. در قرار دارند. اغلب، 2 یا 4 بخش مشاهده می شود که با خورشید می چرخند. این ساختار که در خروج S. از قرن شکل گرفته است. مغناطیسی در مقیاس بزرگ میدان تاج، می تواند برای چندین مشاهده شود. انقلاب های خورشید ساختار بخشی صندوق بین المللی پول نتیجه وجود یک صفحه جریان (TS) در محیط بین سیاره ای است که همراه با خورشید می چرخد. TS یک موج مغناطیسی ایجاد می کند. میدان ها - اجزای شعاعی IMF دارای علائم متفاوتی در طرف های مختلف TS هستند. این TS که توسط H. Alfven پیش‌بینی شده بود، از بخش‌هایی از تاج خورشیدی که با مناطق فعال خورشید مرتبط هستند می‌گذرد و این مناطق را از تجزیه جدا می‌کند. نشانه های جزء شعاعی آهنربای خورشیدی. زمینه های. TS تقریباً در صفحه استوای خورشیدی قرار دارد و ساختاری چین خورده دارد. چرخش خورشید منجر به چرخش چین های CS به شکل مارپیچی می شود (شکل 6). با قرار گرفتن در نزدیکی صفحه دایره البروج، ناظر معلوم می شود که در بالا یا پایین CS قرار دارد، به همین دلیل او در بخش هایی با علائم مختلف جزء شعاعی صندوق بین المللی پول قرار می گیرد.

نزدیک به خورشید در قرن N. شیب سرعت طولی و عرضی امواج ضربه ای بدون برخورد وجود دارد (شکل 7). ابتدا یک موج ضربه ای تشکیل می شود که از مرز بخش ها به سمت جلو منتشر می شود (موج ضربه ای مستقیم) و سپس یک موج ضربه ای معکوس تشکیل می شود که به سمت خورشید منتشر می شود.

برنج. 6. شکل ورق جریان هلیوسفر. تقاطع آن با صفحه دایره البروج (متمایل به استوای خورشید در زاویه ~ 7 درجه) ساختار بخش مشاهده شده میدان مغناطیسی بین سیاره ای را نشان می دهد.

برنج. 7. ساختار بخش میدان مغناطیسی بین سیاره ای. فلش های کوتاه جهت جریان پلاسمای باد خورشیدی، خطوط پیکان خطوط میدان مغناطیسی، خط نقطه چین مرزهای بخش (تقاطع صفحه شکل با ورق جریان) را نشان می دهد.

از آنجایی که سرعت موج ضربه ای کمتر از سرعت SW است، پلاسما موج ضربه ای معکوس را در جهتی دور از خورشید به داخل می برد. امواج ضربه ای در نزدیکی مرزهای بخش در فواصل ~ 1 AU تشکیل می شوند. e. و می توان به فواصل چندگانه ردیابی کرد. آ. ه- این امواج ضربه ای، مانند امواج ضربه ای بین سیاره ای ناشی از شراره های خورشیدی و امواج ضربه ای دور سیاره ای، ذرات را شتاب می دهند و بنابراین منبع ذرات پرانرژی هستند.

S. v. تا فواصل ~ 100 AU گسترش می یابد. یعنی جایی که فشار محیط بین ستاره ای دینامیک را متعادل می کند. فشار س حفره توسط S. in. محیط بین سیاره ای). ExpandingS. که در. همراه با آهنربا منجمد در آن. میدان مانع از نفوذ به کهکشان منظومه شمسی می شود. فضا پرتوهای کم انرژی است و منجر به تغییرات کیهانی می شود. پرتوهای انرژی بالا پدیده ای مشابه S. V. که در برخی از ستاره های دیگر یافت می شود (نگاه کنید به. باد ستاره ای).