Un message sur le thème du vent solaire. Image en temps réel du vent solaire (en ligne). Sur les changements des paramètres du vent solaire avec la distance au soleil

vent ensoleillé

Le soleil est une source d'un flux constant de particules. Les neutrinos, les électrons, les protons, les particules alpha et les noyaux atomiques plus lourds constituent tous ensemble le rayonnement corpusculaire du Soleil. Une partie importante de ce rayonnement est un flux plus ou moins continu de plasma, appelé vent solaire, qui est une continuation des couches externes du rayonnement solaire.

atmosphère - la couronne solaire. Près de la Terre, sa vitesse est généralement de 400 à 500 km/s. Un flux de particules chargées est éjecté du Soleil à travers des trous coronaux - des régions de l'atmosphère solaire dotées d'un champ magnétique ouvert sur l'espace interplanétaire. Le soleil tourne avec une période de 27 jours. Les trajectoires des particules du vent solaire se déplaçant le long des lignes d’induction du champ magnétique ont une structure en spirale due à la rotation du Soleil. En raison de la rotation du Soleil, la forme géométrique du flux de vent solaire sera une spirale d'Archimède. Les jours de tempêtes solaires, le vent solaire augmente fortement. Cela provoque des aurores et des tempêtes magnétiques sur Terre, et les astronautes ne devraient pas aller dans l’espace pour le moment. Sous l’influence du vent solaire, les queues des comètes sont toujours orientées à l’opposé du Soleil. Le soleil est une puissante source d’émission radio. Les ondes radio centimétriques émises par la chromosphère et les ondes plus longues émises par la couronne pénètrent dans l’espace interplanétaire.

Planète Mercure

Mercure est la planète la plus proche du Soleil et accomplit toute son orbite autour du Soleil en seulement 88 jours. Mercure est la plus petite de toutes les planètes, sans compter Pluton. La surface de ce petit monde est suffisamment chaude pour faire fondre l’étain et le plomb. Il n’y a pratiquement aucune atmosphère là-bas et le sol solide est entièrement couvert de cratères.

• Poids: 3,3*1023kg. (0,055 masse terrestre);
• Diamètre de l'équateur : 4870 km. (0,38 le diamètre de l'équateur terrestre) ;
• Densité: 5,43 g/cm3
• Température superficielle : maximum 480°С, minimum -180°С
• 58,65 jours terrestres
• 0,387 UA, soit 58 millions de km
• 88 jours terrestres
• Période de rotation autour de son propre axe (jours) : 176 jours terrestres
• Inclinaison orbitale vers l'écliptique : 7°
• Excentricité orbitale : 0,206
• 47,9 km/s
• 3,72 m/s2

La structure de la planète Mercure

Sur la base d'une analyse de photographies de Mercure, les géologues américains P. Schultz et D. Gault ont proposé le schéma suivant pour l'évolution de sa surface. Une fois le processus d’accumulation et de formation de la planète terminé, sa surface était lisse. Vint ensuite le processus de bombardement intense de la planète par les restes de l'essaim planétaire, au cours duquel se formèrent des bassins de type Caloris, ainsi que des cratères de type Copernic sur la Lune. La période suivante a été caractérisée par un volcanisme intense et le dégagement de coulées de lave qui ont rempli de grands bassins. Cette période s'est terminée il y a environ 3 milliards d'années. Mercure a un champ magnétique faible, 0,7 % du champ magnétique terrestre. Le champ magnétique de la planète a une structure plus complexe que celui de la Terre. En plus du champ dipolaire (bipolaire), il contient également des champs à quatre et huit pôles. Du côté du Soleil, la magnétosphère de Mercure est fortement comprimée sous l'influence du vent solaire. La haute densité et la présence d’un champ magnétique indiquent que Mercure doit avoir un noyau métallique dense. La densité au centre de Mercure devrait atteindre 9,8 g/cm3, le rayon du noyau est de 1800 km (75% du rayon de la planète). Le noyau représente 80 % de la masse de Mercure. Malgré la lente rotation de la planète, son champ magnétique est excité par le même mécanisme dynamo que le champ magnétique terrestre. Ce mécanisme se résume à la formation de courants électriques annulaires dans le noyau de la planète lors de sa rotation, qui génèrent un champ magnétique. Au-dessus du noyau massif se trouve une coquille silicatée de 600 km d'épaisseur. La densité des roches de surface est d'environ 3,3 g/cm3. Les données sur l'atmosphère de Mercure indiquent seulement sa forte raréfaction. La pression à la surface de la planète est 500 milliards de fois inférieure à celle de la Terre. Mercure est située très près du Soleil et capte le vent solaire grâce à sa gravité. Un atome d'hélium capturé par Mercure reste dans l'atmosphère pendant 200 jours en moyenne. En plus de l'hélium, la présence d'hydrogène a été enregistrée sur Mercure. De plus, les roches solides chauffées comme un four libèrent divers atomes, dont des atomes de métaux alcalins, qui sont enregistrés dans le spectre de l'atmosphère. La présence de dioxyde de carbone et de monoxyde de carbone est suspectée.

Surface de la planète Mercure

La surface de Mercure était parsemée d’un réseau de cratères de différentes tailles. Leur répartition en taille était similaire à celle de la Lune. La plupart des cratères se sont formés à la suite de chutes de météorites. À la surface de la planète, des plaines lisses et arrondies ont été découvertes, appelées bassins en raison de leur ressemblance avec les « mers » lunaires. L'apparition des vallées s'explique par une activité volcanique intense, qui a coïncidé avec la formation de la surface de la planète. Il y a des montagnes sur Mercure, les plus hautes atteignent 2 à 4 km. Dans de nombreuses régions de la planète, des vallées et des plaines sans cratères sont visibles à la surface. Sur Mercure, il y a aussi un détail de relief inhabituel : un escarpement. Il s'agit d'une saillie de 2 à 3 km de haut, séparant deux zones de la surface. Les escarpements se sont formés comme des cisailles lors de la première compression de la planète. Les régions polaires de Mercure pourraient contenir de la glace d'eau. Le soleil n'éclaire jamais les zones intérieures des cratères qui s'y trouvent et la température peut y rester autour de –210°C. L'albédo de Mercure est extrêmement faible, environ 0,11. La température maximale à la surface de Mercure est de +410°C. Les écarts de température dus aux changements de saisons provoqués par l'allongement de l'orbite atteignent 100°C côté jour. la température moyenne de l’hémisphère nocturne est de –162°C (111 K). En revanche, la température du point subsolaire à la distance moyenne de Mercure au Soleil est de +347°C. La surface de ce petit monde est suffisamment chaude pour faire fondre le plomb ou l’étain.

Planète Vénus

La deuxième plus grande planète du système solaire après le Soleil. Une des planètes telluriques, de nature similaire à la Terre, mais de plus petite taille. Comme la Terre, elle est entourée d’une atmosphère assez dense. Vénus est plus proche de la Terre que toute autre planète et est l'objet céleste le plus brillant (à l'exception du Soleil et de la Lune). La lumière de Vénus est si brillante que s’il n’y a ni Soleil ni Lune dans le ciel, les objets projettent des ombres. Située plus près du Soleil que notre planète, Vénus en reçoit plus de deux fois plus de lumière et de chaleur que la Terre. Néanmoins, du côté de l'ombre, le gel prévaut sur Vénus - plus de 20 degrés en dessous de zéro, car les rayons du soleil n'atteignent pas ici avant très longtemps. La surface de Vénus est constamment recouverte de couches denses de nuages, grâce à quoi presque aucun détail de la surface n'est visible à la lumière visible,

• Poids: 4,87*1024kg. (0,815 masse terrestre) ;
• Diamètre de l'équateur : 12102km. (0,949 diamètre de l'équateur terrestre) ;
• Densité: 5,25 g/cm3
• Température superficielle : maximum 480°C
• Période de rotation par rapport aux étoiles : 243 jours terrestres
• Distance du Soleil (moyenne) : 0,723 e.a., soit 108 millions de km
• Période orbitale (année) : 224,7 jours terrestres
• La période de révolution autour de son propre axe (n'est pas égale à un jour, un jour sur Vénus équivaut à 116,8 jours terrestres) : 243.02 Jours terrestres
• Inclinaison orbitale vers l'écliptique : 3,39°
• Excentricité orbitale : 0,0068
• Vitesse orbitale moyenne : 35 km/s
• Accélération de la gravité: 8,87 m/s2

L'atmosphère du Soleil est composée à 90 % d'hydrogène. La partie la plus éloignée de la surface s’appelle la couronne solaire et est clairement visible lors des éclipses solaires totales. La température de la couronne atteint 1,5 à 2 millions de K et le gaz corona est complètement ionisé. A cette température du plasma, la vitesse thermique des protons est d'environ 100 km/s, et celle des électrons de plusieurs milliers de kilomètres par seconde. Pour vaincre la gravité solaire, une vitesse initiale de 618 km/s suffit, soit la deuxième vitesse cosmique du Soleil. Par conséquent, le plasma s’échappe constamment de la couronne solaire vers l’espace. Ce flux de protons et d’électrons s’appelle le vent solaire.

Après avoir surmonté la gravité du Soleil, les particules du vent solaire suivent des trajectoires droites. La vitesse de chaque particule ne change presque pas avec la distance, mais elle peut être différente. Cette vitesse dépend principalement de l'état de la surface solaire, de la « météo » sur le Soleil. En moyenne, elle est égale à v ≈ 470 km/s. Le vent solaire parcourt la distance jusqu'à la Terre en 3 à 4 jours. Dans ce cas, la densité des particules y diminue en proportion inverse du carré de la distance au Soleil. A une distance égale au rayon de l'orbite terrestre, sur 1 cm 3 en moyenne il y a 4 protons et 4 électrons.

Le vent solaire réduit la masse de notre étoile, le Soleil, de 10,9 kg par seconde. Bien que ce nombre semble élevé à l'échelle terrestre, il est en réalité faible : la perte de masse solaire ne peut être constatée que sur des durées des milliers de fois supérieures à l'âge moderne du Soleil, qui est d'environ 5 milliards d'années.

L’interaction du vent solaire avec le champ magnétique est intéressante et inhabituelle. On sait que les particules chargées se déplacent généralement dans un champ magnétique H en cercle ou le long de lignes hélicoïdales. Cela n’est toutefois vrai que lorsque le champ magnétique est suffisamment puissant. Plus précisément, pour que les particules chargées se déplacent en cercle, il faut que la densité d'énergie du champ magnétique H 2 /8π soit supérieure à la densité d'énergie cinétique du plasma en mouvement ρv 2 /2. Dans le vent solaire, la situation est inverse : le champ magnétique est faible. Par conséquent, les particules chargées se déplacent en lignes droites, et le champ magnétique n'est pas constant, il se déplace avec le flux de particules, comme emporté par ce flux vers la périphérie du système solaire. La direction du champ magnétique dans l’espace interplanétaire reste la même qu’elle était à la surface du Soleil au moment de l’émergence du plasma du vent solaire.

Lorsque vous voyagez le long de l’équateur du Soleil, le champ magnétique change généralement de direction 4 fois. Le soleil tourne : les points de l'équateur effectuent une révolution en T = 27 jours. Par conséquent, le champ magnétique interplanétaire est dirigé en spirales (voir figure), et l’ensemble du motif de cette figure tourne en suivant la rotation de la surface solaire. L'angle de rotation du Soleil change lorsque φ = 2π/T. La distance au Soleil augmente avec la vitesse du vent solaire : r = vt. D'où l'équation des spirales de la Fig. a la forme : φ = 2πr/vT. A une distance de l'orbite terrestre (r = 1,5 10 11 m), l'angle d'inclinaison du champ magnétique par rapport au rayon vecteur est, comme on peut facilement le vérifier, de 50°. En moyenne, cet angle est mesuré par des engins spatiaux, mais pas très près de la Terre. A proximité des planètes, le champ magnétique est structuré différemment (voir Magnétosphère).

Flux radial constant de plasma solaire. couronnes dans la production interplanétaire. Le flux d'énergie provenant des profondeurs du Soleil chauffe le plasma corona jusqu'à 1,5 à 2 millions de K. DC. le chauffage n'est pas compensé par la perte d'énergie due au rayonnement, car la densité de la couronne est faible. L'excès d'énergie signifie. les diplômes sont emportés par S. siècle. (=1027-1029 erg/s). La couronne n'est donc pas en position hydrostatique. équilibre, il se développe continuellement. Selon la composition du S. siècle. ne diffère pas du plasma corona (le plasma solaire contient principalement des protons, des électrons, quelques noyaux d'hélium, de l'oxygène, du silicium, du soufre et des ions de fer). A la base de la couronne (à 10 000 km de la photosphère du Soleil), les particules ont une vitesse radiale de l'ordre de plusieurs centaines de m/s, à une distance de plusieurs. solaire rayons, il atteint la vitesse du son dans le plasma (100 -150 km/s), près de l'orbite terrestre la vitesse des protons est de 300-750 km/s, et leurs espaces. concentration - parmi plusieurs. salutations à plusieurs dizaines de ppm dans 1 cm3. Avec l'aide de l'espace interplanétaire. stations, il a été établi que jusqu'à l'orbite de Saturne, la densité de flux du h-c S. v. diminue selon la loi (r0/r)2, où r est la distance au Soleil, r0 est le niveau initial. S.v. emporte avec lui les boucles des lignes électriques solaires. mag. champs qui forment le champ magnétique interplanétaire. champ. La combinaison du mouvement radial h-c S. v. avec la rotation du Soleil cela donne à ces lignes la forme de spirales. Structure à grande échelle de mag. Les champs à proximité du Soleil ont la forme de secteurs dans lesquels le champ est dirigé depuis le Soleil ou vers lui. La taille de la cavité occupée par le S. v. n'est pas connue avec précision (son rayon ne serait apparemment pas inférieur à 100 UA). Aux limites de cette cavité il y a une dynamique pression artérielle doit être équilibré par la pression du gaz interstellaire, galactique. mag. champs et galactique espace des rayons. Au voisinage de la Terre, la collision du flux de h-c S. v. avec géomagnétique Le champ génère une onde de choc stationnaire devant la magnétosphère terrestre (du côté du Soleil, fig.).

L'influence du vent solaire sur la magnétosphère terrestre : 1 - lignes de champ magnétique. champs du Soleil ; 2 - onde de choc ; 3 - La magnétosphère terrestre ; 4 - limite de la magnétosphère ; 5 - L'orbite terrestre ; 6 - trajectoire du vent solaire. S.v. s'écoule pour ainsi dire autour de la magnétosphère, limitant son étendue dans l'espace. Changements d'intensité solaire associés aux éruptions solaires, phénomènes. basique cause de perturbations géomagnétiques. champs et magnétosphère (orages magnétiques). Au cours d'une année, le Soleil perd du nord. =2X10-14 partie de sa masse Msol. Il est naturel de supposer qu'un écoulement de matière similaire à celui du S.E. existe également dans d'autres étoiles (). Elle devrait être particulièrement intense dans les étoiles massives (de masse = plusieurs dizaines de Msolns) et avec des températures de surface élevées (= 30 à 50 000 K) et dans les étoiles à atmosphère étendue (géantes rouges), car dans le premier cas, le les particules d'une couronne stellaire très développée ont une énergie suffisamment élevée pour vaincre la gravité de l'étoile, et dans la seconde, l'énergie parabolique est faible. vitesse (vitesse de fuite ; (voir VITESSES SPATIALES)). Moyens. Les pertes de masse liées au vent stellaire (= 10-6 Msol/an et plus) peuvent affecter de manière significative l'évolution des étoiles. À son tour, le vent stellaire crée des gaz chauds dans le milieu interstellaire, sources de rayons X. radiation.

Flux continu de plasma d'origine solaire, se propageant approximativement radialement depuis le Soleil et remplissant le système solaire jusqu'à l'héliocentrique. distances R ~ 100 a. e. une dynamique gazeuse se forme. expansion de la couronne solaire (voir Soleil) dans l'espace interplanétaire. Aux températures élevées qui existent dans la couronne solaire (1,5 * 10 9 K), la pression des couches sus-jacentes ne peut pas équilibrer la pression du gaz de la substance de la couronne et la couronne se dilate.

La première preuve de l'existence du poste. les flux de plasma provenant du Soleil ont été obtenus par L. L. Biermann dans les années 1950. sur l'analyse des forces agissant sur les queues de plasma des comètes. En 1957, Yu. Parker (E. Parker), analysant les conditions d'équilibre de la matière couronne, montra que la couronne ne peut pas être dans des conditions hydrostatiques. en 1959. Poste d'existence. la sortie de plasma du Soleil a été prouvée à la suite de plusieurs mois de mesures en Amérique. espace appareil en 1962.

Épouser. caractéristiques de S. v. sont donnés dans le tableau. 1. S. coule. peut être divisé en deux classes : lente - avec une vitesse de 300 km/s et rapide - avec une vitesse de 600-700 km/s. Les flux rapides proviennent de régions de la couronne solaire, où se trouve la structure du champ magnétique. les champs sont proches du radial. trous coronaux. M flux lentsS. V. sont apparemment associés aux zones de la couronne, dans lesquelles se trouvent donc Tableau 1. - Caractéristiques moyennes du vent solaire en orbite terrestre

Vitesse
Concentration de protons
Température des protons
Température électronique
Intensité du champ magnétique
Densité de flux Python....	2,4*10 8 cm -2 *c -1
Densité de flux d'énergie cinétique	0,3 erg*cm -2 *s -1

Tableau 2.- Composition chimique relative du vent solaire

	Contenu relatif

	Contenu relatif

En plus du principal des composants de l'eau solaire - des protons et des électrons ; des particules ont également été trouvées dans sa composition. température des ions S. v. permettent de déterminer la température électronique de la couronne solaire.

Au N. siècle. des différences sont observées. types d'ondes : Langmuir, siffleurs, ion-acoustique, ondes dans le plasma). Certaines ondes de type Alfven sont générées sur le Soleil et d'autres sont excitées dans le milieu interplanétaire. La génération d'ondes atténue les écarts de la fonction de distribution des particules par rapport à la fonction maxwellienne et, en combinaison avec l'influence du magnétisme. champs vers le plasma conduit au fait que S. v. se comporte comme un milieu continu. Les ondes de type Alfvén jouent un rôle important dans l'accélération des petites composantes de S.

Riz. 1. Spectre de masse du vent solaire. Le long de l'axe horizontal se trouve le rapport entre la masse d'une particule et sa charge, le long de l'axe vertical se trouve le nombre de particules enregistrées dans la fenêtre d'énergie de l'appareil en 10 s. Les chiffres avec une icône indiquent la charge de l'ion.

Flux N. dans. est supersonique par rapport aux vitesses des types d'ondes qui fournissent l'eff. transfert d'énergie au S. siècle. (Alfven, ondes sonores et magnétosoniques). Alfven et le son Numéro de Mach C. V. 7. En circulant du côté nord. obstacles capables de le dévier efficacement (champs magnétiques de Mercure, de la Terre, de Jupiter, de Saturne ou des ionosphères conductrices de Vénus et, apparemment, de Mars), une onde de choc d'arc au départ se forme. Magnétosphère de la Terre, Magnétosphères des planètes). En cas d'interaction avec S. v. avec un corps non conducteur (par exemple la Lune), aucune onde de choc ne se produit. Le flux de plasma est absorbé par la surface et une cavité se forme derrière le corps, progressivement remplie de plasma C. V.

Le processus stationnaire de sortie du plasma corona est superposé à des processus non stationnaires associés à éruptions sur le Soleil. Lors de fortes éruptions, des substances sont libérées par le bas. régions coronales dans le milieu interplanétaire. Variations magnétiques).

Riz. 2. Propagation d'une onde de choc interplanétaire et éjection d'une éruption solaire. Les flèches indiquent la direction du mouvement du plasma du vent solaire,

Riz. 3. Types de solutions à l'équation d'expansion corona. La vitesse et la distance sont normalisées à la vitesse critique vk et la distance critique Rk Solution 2 correspond au vent solaire.

L'expansion de la couronne solaire est décrite par un système d'équations de conservation de masse, v k) à un moment critique. distance R et expansion ultérieure à une vitesse supersonique. Cette solution donne une valeur de pression infiniment petite à l'infini, ce qui permet de la concilier avec la faible pression du milieu interstellaire. Ce type de flux a été appelé S. par Yu Parker. , où m est la masse du proton, l'exposant adiabatique et la masse du Soleil. En figue. La figure 4 montre le changement du taux d'expansion par rapport à l'héliocentrique.

Riz. 4. Profils de vitesse du vent solaire pour le modèle de couronne isotherme à différentes valeurs de température coronale.

S.v. fournit la base sortie d'énergie thermique de la couronne, depuis le transfert de chaleur vers la chromosphère, el.-magn. Rayonnement corona et conductivité thermique électroniquepp. V. sont insuffisants pour établir le bilan thermique de la couronne. La conductivité thermique électronique assure une lente diminution de la température ambiante. avec la distance. luminosité du Soleil.

S.v. entraîne avec lui le champ magnétique coronal dans le milieu interplanétaire. champ. Les lignes de force de ce champ figées dans le plasma forment un champ magnétique interplanétaire. champ (MMP). Bien que l'intensité du FMI soit faible et que sa densité énergétique soit d'environ 1% de la densité cinétique. énergie de l’énergie solaire, elle joue un rôle important en thermodynamique. V. et dans la dynamique des interactions de S. v. avec les corps du Système Solaire, ainsi qu'avec les flux du Nord. Entre elles. Combinaison d'expansion du S. siècle. avec la rotation du Soleil conduit au fait que le mag. les lignes de force figées au nord du siècle ont la forme B R et des composantes magnétiques azimutales. les champs changent différemment avec la distance près du plan de l'écliptique :

où est ang. vitesse de rotation du Soleil, Et - composante radiale de la vitesseC. c., l'indice 0 correspond au niveau initial. A la distance de l'orbite terrestre, l'angle entre la direction du magnétique. champs et R. environ 45°. En grand L magnétique.

Riz. 5. Forme de la ligne du champ magnétique interplanétaire. - vitesse angulaire de rotation du Soleil, et - composante radiale de la vitesse du plasma, R - distance héliocentrique.

S. v., surgissant sur des régions du Soleil avec différentes. orientation magnétique champs, vitesse, temp-pa, concentration de particules, etc.) également dans cf. évolution naturelle de la section transversale de chaque secteur, ce qui est associé à l'existence d'un écoulement rapide de l'eau solaire au sein du secteur. Les limites des secteurs se situent généralement dans le courant lent du Nord siècle. Le plus souvent, on observe 2 ou 4 secteurs, tournant avec le Soleil. Cette structure, formée lorsque le S. est retiré. à grande échellemagn. champs corona, peuvent être observés pour plusieurs. révolutions du Soleil. La structure sectorielle du FMI est une conséquence de l'existence d'une nappe de courant (CS) dans le milieu interplanétaire, qui tourne avec le Soleil. TS crée une surtension magnétique. champs - les composants radiaux du FMI ont des signes différents sur différents côtés du véhicule. Ce TC, prédit par H. Alfven, traverse les parties de la couronne solaire associées aux régions actives du Soleil et sépare ces régions des différentes. signes de la composante radiale de l’aimant solaire. des champs. Le TS est situé approximativement dans le plan de l’équateur solaire et possède une structure pliée. La rotation du Soleil entraîne la torsion des plis du TC en spirale (Fig. 6). Étant proche du plan de l'écliptique, l'observateur se retrouve soit au-dessus, soit en dessous du TC, ce qui lui fait tomber dans des secteurs avec des signes différents de la composante radiale du FMI.

Près du Soleil au nord. il existe des gradients longitudinaux et latitudinaux de la vitesse des ondes de choc sans collision (Fig. 7). Tout d'abord, une onde de choc se forme, se propageant vers l'avant depuis la limite des secteurs (onde de choc directe), puis une onde de choc inverse se forme, se propageant vers le Soleil.

Riz. 6. Forme de la couche de courant héliosphérique. Son intersection avec le plan de l'écliptique (incliné par rapport à l'équateur solaire selon un angle de ~ 7°) donne la structure sectorielle observée du champ magnétique interplanétaire.

Riz. 7. Structure du secteur du champ magnétique interplanétaire. Les flèches courtes indiquent la direction du flux de plasma du vent solaire, les lignes fléchées indiquent les lignes de champ magnétique, les lignes en pointillés indiquent les limites des secteurs (l'intersection du plan de dessin avec la feuille actuelle).

Puisque la vitesse de l’onde de choc est inférieure à la vitesse de l’énergie solaire, le plasma entraîne l’onde de choc inverse dans la direction opposée au Soleil. Des ondes de choc près des limites des secteurs se forment à des distances d’environ 1 UA. e. et peut être tracé à des distances de plusieurs. UN. e. Ces ondes de choc, ainsi que les ondes de choc interplanétaires provenant des éruptions solaires et les ondes de choc circumplanétaires, accélèrent les particules et sont donc une source de particules énergétiques.

S.v. s'étend sur des distances d'environ 100 UA. e., où la pression du milieu interstellaire équilibre la dynamique. pression S. v. La cavité balayée par le S. v. Environnement interplanétaire). ExpansionS. V. avec l'aimant gelé dedans. Ce champ empêche la pénétration des particules galactiques dans le système solaire. espace rayons de basses énergies et conduit à des variations cosmiques. rayons de haute énergie. Un phénomène similaire à celui de S.V. a été découvert dans d'autres étoiles (voir. Vent stellaire).