Post sobre vento solar. Imagem do vento solar em tempo real (online). Sobre a mudança nos parâmetros do vento solar com a distância do sol

vento ensolarado

O sol é a fonte de um fluxo constante de partículas. Neutrinos, elétrons, prótons, partículas alfa e núcleos atômicos mais pesados, todos juntos, compõem a radiação corpuscular do Sol. Uma parte significativa dessa radiação é uma saída mais ou menos contínua de plasma, o chamado vento solar, que é uma continuação das camadas externas da camada solar.

atmosfera - a coroa solar. Perto da Terra, sua velocidade é geralmente de 400 a 500 km/s. Um fluxo de partículas carregadas é ejetado do Sol através de buracos coronais - regiões na atmosfera do Sol com um campo magnético aberto no espaço interplanetário. O sol gira com um período de 27 dias. As trajetórias das partículas do vento solar que se movem ao longo das linhas de indução do campo magnético têm uma estrutura espiral devido à rotação do Sol. Como resultado da rotação do Sol, a forma geométrica do fluxo do vento solar será uma espiral de Arquimedes. Em dias de tempestades solares, o vento solar aumenta acentuadamente. Causa auroras e tempestades magnéticas na Terra, e os astronautas não devem ir para o espaço exterior neste momento. Sob a influência do vento solar, as caudas dos cometas são sempre direcionadas para longe do Sol. O sol é uma poderosa fonte de emissão de rádio. Ondas de rádio centimétricas emitidas pela cromosfera e ondas mais longas emitidas pela coroa penetram no espaço interplanetário.

Planeta Mercúrio

Mercúrio é o planeta mais próximo do Sol e leva apenas 88 dias para completar toda a sua órbita ao redor do Sol. Mercúrio é o menor de todos os planetas, exceto Plutão. A superfície deste pequeno mundo é quente o suficiente para derreter estanho e chumbo. Quase não há atmosfera lá, e o solo sólido está todo coberto de crateras.

• Peso: 3,3*1023kg. (0,055 massas terrestres);
• Diâmetro do Equador: 4870km. (0,38 o diâmetro do equador da Terra);
• Densidade: 5,43 g/cm3
• Temperatura da superfície: máximo 480°C, mínimo -180°C
• 58,65 dias terrestres
• 0,387 UA, ou seja, 58 milhões de km
• 88 dias terrestres
• Período de revolução em torno de seu próprio eixo (dia): 176 dias terrestres
• Inclinação orbital para a eclíptica: 7°
• Excentricidade orbital: 0,206
• 47,9 km/s
• 3,72 m/s2

A estrutura do planeta Mercúrio

Com base na análise de fotografias de Mercúrio, os geólogos americanos P. Schultz e D. Gault propuseram o seguinte esquema para a evolução de sua superfície. Após a conclusão do processo de acumulação e a formação do planeta, sua superfície ficou lisa. Depois veio o processo de bombardeio intensivo do planeta pelos remanescentes do enxame planetário, durante o qual se formaram piscinas do tipo Caloris, bem como crateras do tipo Copérnico na Lua. O período seguinte foi caracterizado por intenso vulcanismo e liberação de um fluxo de lava que encheu grandes bacias. Este período terminou há cerca de 3 bilhões de anos. Mercúrio tem um campo magnético fraco, é 0,7% do campo magnético da Terra. O campo magnético do planeta tem uma estrutura mais complexa que a da Terra. Além do campo dipolo (dois pólos), ele também contém campos com quatro e oito pólos. Do lado do Sol, a magnetosfera de Mercúrio é fortemente comprimida pelo vento solar. A alta densidade e a presença de um campo magnético indicam que Mercúrio deve ter um núcleo metálico denso. A densidade no centro de Mercúrio deve chegar a 9,8 g/cm3, o raio do núcleo é de 1800 km (75% do raio do planeta). O núcleo é responsável por 80% da massa de Mercúrio. Apesar da lenta rotação do planeta, seu campo magnético é excitado pelo mesmo mecanismo de dínamo do campo magnético da Terra. Esse mecanismo se reduz à formação de correntes elétricas em anel no núcleo do planeta durante sua rotação, que geram um campo magnético. Acima do núcleo maciço está uma casca de silicato com 600 km de espessura. A densidade das rochas superficiais é de cerca de 3,3 g/cm3. Dados sobre a atmosfera de Mercúrio indicam apenas sua forte rarefação. A pressão na superfície do planeta é 500 bilhões de vezes menor do que na superfície da Terra. Mercúrio está localizado muito próximo do Sol e capta o vento solar com sua gravidade. Um átomo de hélio capturado por Mercúrio permanece na atmosfera por uma média de 200 dias. Além do hélio, foi registrada a presença de hidrogênio em Mercúrio, além disso, quentes, como uma fornalha, as rochas sólidas emitem vários átomos, inclusive átomos de metais alcalinos, que ficam registrados no espectro da atmosfera. Suspeita-se da presença de dióxido de carbono e monóxido de carbono.

Superfície do planeta Mercúrio

A superfície de Mercúrio era pontilhada por uma grade de crateras de vários tamanhos. Sua distribuição de tamanho era semelhante à da lua. A maioria das crateras foi formada como resultado da queda de meteoritos. Na superfície do planeta, foram descobertas planícies lisas e arredondadas, que receberam o nome de bacias por sua semelhança com os "mares" lunares. O aparecimento dos vales é explicado pela intensa atividade vulcânica, que coincidiu no tempo com a formação da superfície do planeta. Existem montanhas em Mercúrio, a altura das mais altas atinge 2 a 4 km. Em várias regiões do planeta, vales e planícies sem crateras são visíveis na superfície. Em Mercúrio, há também um detalhe inusitado do relevo - a escarpa. Esta é uma saliência de 2 a 3 km de altura que separa duas áreas de superfície. As escarpas se formaram como deslocamentos durante a contração inicial do planeta. As regiões polares de Mercúrio podem ter gelo de água. As regiões internas das crateras ali localizadas nunca são iluminadas pelo Sol, e a temperatura ali pode ficar em torno de -210°C. O albedo de Mercúrio é extremamente baixo, em torno de 0,11. A temperatura máxima da superfície de Mercúrio é +410°С. As diferenças de temperatura devido à mudança das estações causadas pelo alongamento da órbita chegam a 100°C no lado do dia. a temperatura média do hemisfério ranan noturno é –162°C (111 K). Por outro lado, a temperatura do ponto subsolar na distância média de Mercúrio ao Sol é +347°С. A superfície deste pequeno mundo é quente o suficiente para derreter chumbo ou estanho.

Planeta Vênus

O segundo maior planeta do Sol no sistema solar. Um dos planetas terrestres, de natureza semelhante à Terra, mas menor em tamanho. Como a Terra, é cercada por uma atmosfera bastante densa. Vênus se aproxima mais da Terra do que qualquer outro planeta e é o objeto celeste mais brilhante (exceto o Sol e a Lua). A luz de Vênus é tão brilhante que, se não houver nem o Sol nem a Lua no céu, isso faz com que os objetos projetem sombras. Localizado mais perto do Sol do que o nosso planeta, Vênus recebe dele mais do que o dobro de luz e calor que a Terra. No entanto, no lado da sombra, Vênus é dominado por uma geada de mais de 20 graus abaixo de zero, já que os raios do sol não caem aqui por muito tempo. A superfície de Vênus é constantemente coberta por densas camadas de nuvens, devido às quais as características da superfície são quase invisíveis à luz visível,

• Peso: 4,87*1024kg. (0,815 massas terrestres);
• Diâmetro do Equador: 12102km. (0,949 o diâmetro do equador da Terra);
• Densidade: 5,25 g/cm3
• Temperatura da superfície: máximo 480°C
• Período de rotação em relação às estrelas: 243 dias terrestres
• Distância do Sol (média): 0,723 a.e., ou seja, 108 milhões de km
• Período orbital (ano): 224,7 dias terrestres
• O período de revolução em torno de seu próprio eixo (não é igual a dias, um dia em Vênus é 116,8 dias terrestres): 243,02 dias terrestres
• Inclinação orbital para a eclíptica: 3,39°
• Excentricidade orbital: 0,0068
• Velocidade orbital média: 35 km/s
• Aceleração da gravidade: 8,87 m/s2

A atmosfera do Sol é 90% de hidrogênio. A parte mais distante da superfície é chamada de coroa do Sol, é claramente visível durante os eclipses solares totais. A temperatura da coroa atinge 1,5-2 milhões de K, e o gás da coroa é completamente ionizado. A essa temperatura de plasma, a velocidade térmica dos prótons é de cerca de 100 km/s, e a dos elétrons é de vários milhares de quilômetros por segundo. Para superar a atração solar, uma velocidade inicial de 618 km/s, a segunda velocidade espacial do Sol, é suficiente. Portanto, há um vazamento constante de plasma da coroa solar para o espaço. Esse fluxo de prótons e elétrons é chamado de vento solar.

Tendo superado a atração do Sol, as partículas do vento solar voam ao longo de trajetórias retas. A velocidade de cada partícula com a remoção quase não muda, mas pode ser diferente. Essa velocidade depende principalmente do estado da superfície solar, do "tempo" do Sol. Em média, é v ≈ 470 km/s. O vento solar percorre a distância até a Terra em 3-4 dias. A densidade de partículas nele diminui em proporção inversa ao quadrado da distância ao Sol. A uma distância igual ao raio da órbita da Terra, em 1 cm 3, em média, existem 4 prótons e 4 elétrons.

O vento solar reduz a massa da nossa estrela - o Sol - em 10,9 kg por segundo. Embora esse número pareça grande em escalas terrestres, na realidade é pequeno: a diminuição da massa solar só pode ser percebida ao longo de vezes milhares de vezes mais do que a idade atual do Sol, que é de aproximadamente 5 bilhões de anos.

A interação do vento solar com o campo magnético é interessante e incomum. Sabe-se que as partículas carregadas geralmente se movem em um campo magnético H ao longo de um círculo ou ao longo de linhas helicoidais. Isso é verdade, no entanto, apenas quando o campo magnético é forte o suficiente. Mais precisamente, para o movimento de partículas carregadas em círculo, é necessário que a densidade de energia do campo magnético H 2 /8π seja maior que a densidade de energia cinética do plasma em movimento ρv 2 /2. No vento solar, a situação se inverte: o campo magnético é fraco. Portanto, as partículas carregadas se movem em linhas retas, enquanto o campo magnético não é constante, ele se move junto com o fluxo de partículas, como se levado por esse fluxo para a periferia do sistema solar. A direção do campo magnético em todo o espaço interplanetário permanece a mesma que era na superfície do Sol no momento da liberação do plasma do vento solar.

O campo magnético, como regra, muda de direção 4 vezes ao contornar o equador do Sol. O sol gira: pontos no equador fazem uma revolução em T \u003d 27 dias. Portanto, o campo magnético interplanetário é direcionado ao longo de espirais (veja a Fig.), e toda a imagem desse padrão gira após a rotação da superfície solar. O ângulo de rotação do Sol muda quando φ = 2π/T. A distância do Sol aumenta com a velocidade do vento solar: r = vt. Daí a equação de espirais na fig. tem a forma: φ = 2πr/vT. A uma distância da órbita da Terra (r = 1,5 10 11 m), o ângulo de inclinação do campo magnético em relação ao vetor raio é, como pode ser facilmente verificado, de 50°. Em média, este ângulo é medido por naves espaciais, mas não muito perto da Terra. Perto dos planetas, no entanto, o campo magnético é organizado de forma diferente (veja Magnetosfera).

Fluxo radial constante de plasma solar. coroas na produção interplanetária. O fluxo de energia proveniente das entranhas do Sol aquece o plasma da coroa até 1,5-2 milhões de K. Post. o aquecimento não é compensado pela perda de energia devido à radiação, uma vez que a densidade da coroa é baixa. Excesso de energia significa. grau levar embora h-tsy S. século. (=1027-1029 erg/s). A coroa, portanto, não é hidrostática. equilíbrio, está em constante expansão. De acordo com a composição do séc. S. não difere do plasma da coroa (século S. contém principalmente prótons, elétrons, alguns núcleos de hélio, íons de oxigênio, silício, enxofre e ferro). Na base da coroa (a 10.000 km da fotosfera solar), as partículas têm uma velocidade radial da ordem de centenas de m/s, a uma distância de vários. solar raios, atinge a velocidade do som no plasma (100 -150 km / s), perto da órbita da Terra, a velocidade dos prótons é de 300-750 km / s e seu espaço. concentração - de vários. h-ts até vários dezenas de frações em 1 cm3. Com a ajuda do espaço interplanetário. estações verificou-se que até a órbita de Saturno, a densidade de fluxo do h-c S. século. diminui de acordo com a lei (r0/r)2, onde r é a distância do Sol, r0 é o nível inicial. S. v. carrega consigo os laços das linhas de força dos sóis. magn. campos, to-rye formam magn interplanetário. campo. Combinação de movimento radial de h-c S. século. com a rotação do Sol dá a essas linhas a forma de espirais. Estrutura em grande escala do ímã. O campo nas proximidades do Sol tem a forma de setores, nos quais o campo é direcionado para longe do Sol ou em direção a ele. O tamanho da cavidade ocupada pelo SV não é exatamente conhecido (seu raio, aparentemente, não é inferior a 100 UA). Nos limites desta dinâmica da cavidade. pressão de S. deve ser equilibrada pela pressão do gás interestelar, galáctico. magn. campos e galácticos espaço raios. Nas proximidades da Terra, a colisão do fluxo de c-c S. v. com geomagnético campo gera uma onda de choque estacionária na frente da magnetosfera da Terra (do lado do Sol, Fig.).

Impacto do vento solar na magnetosfera terrestre: 1 - linhas do campo magnético. campos do Sol; 2 - onda de choque; 3 - Magnetosfera terrestre; 4 - limite da magnetosfera; 5 - A órbita da Terra; 6 - trajetória do vento solar. S. v. como se fluísse ao redor da magnetosfera, limitando sua extensão na pr-ve. Mudanças na intensidade do século S. associadas a erupções solares, yavl. a Principal a causa das perturbações geomagnéticas. campos e magnetosferas (tempestades magnéticas). Durante o ano, o Sol perde de S. in. \u003d 2X10-14 parte de sua massa Msun. É natural supor que uma saída de água, semelhante a S. V., também exista em outras estrelas (). Deve ser especialmente intenso para estrelas massivas (com massa = várias dezenas de Msolns) e com alta temperatura superficial (= 30-50 mil K) e para estrelas com atmosfera estendida (gigantes vermelhas), porque no primeiro caso , partes de uma coroa estelar altamente desenvolvida têm uma energia suficientemente alta para superar a atração da estrela e, na segunda, têm uma baixa parabólica. velocidade (velocidade de escape; (ver VELOCIDADES ESPACIAIS)). Significa. as perdas de massa com o vento estelar (= 10-6 Msol/ano e mais) podem afetar significativamente a evolução das estrelas. Por sua vez, o vento estelar cria gás quente no meio interestelar - fontes de raios-X. radiação.

Um fluxo contínuo de plasma derivado do Sol propagando-se aproximadamente radialmente a partir do Sol e preenchendo o Sistema Solar até o heliocêntrico. distâncias R ~ 100 a.u. e.s.v. a dinâmica gasosa é formada. expansão da coroa solar (cf. Sol) no espaço interplanetário. Em altas temperaturas, que existem na coroa solar (1,5 * 10 9 K), a pressão das camadas sobrejacentes não pode equilibrar a pressão do gás da substância da coroa e a coroa se expande.

A primeira evidência da existência de post. fluxo de plasma do Sol obtido por L. Birmânia (L. Biermann) na década de 1950. na análise das forças que atuam nas caudas de plasma dos cometas. Em 1957, J. Parker (E. Parker), analisando as condições de equilíbrio da substância da coroa, mostrou que a coroa não pode estar em condições hidrostáticas. em 1959. Posto de existência. A saída de plasma do Sol foi comprovada como resultado de muitos meses de medições no Amer. espaço aparelho em 1962.

qua características de S. são dados na tabela. 1. Vazões de S. in. pode ser dividido em duas classes: lento - com velocidade de 300 km/s e rápido - com velocidade de 600-700 km/s. Fluxos rápidos vêm de regiões da coroa solar, onde a estrutura do magnético. campo é próximo ao radial. orifícios coronais. Fluxos lentospp. dentro. associada, aparentemente, com as áreas da coroa, nas quais há um meio Aba. 1. - Características médias do vento solar na órbita da Terra

Velocidade
Concentração de prótons
Temperatura do próton
Temperatura do elétron
Força do campo magnético
Densidade de fluxo Python....	2,4*10 8 cm -2 *c -1
Densidade de fluxo de energia cinética	0,3 erg*cm -2 *s -1

Aba. 2.- Composição química relativa do vento solar

	Conteúdo relativo

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Além do principal os componentes do século S. - prótons e elétrons, - partículas também foram encontradas em sua composição.Medidas de ionização. temperatura de íons S. século. tornam possível determinar a temperatura eletrônica da coroa solar.

No século S. diferenças são observadas. tipos de ondas: Langmuir, assobiadores, íon-som, ondas de plasma). Algumas das ondas do tipo Alfvén são geradas no Sol e algumas são excitadas no meio interplanetário. A geração de ondas suaviza os desvios da função de distribuição das partículas do Maxwelliano e, em conjunto com a influência do magnético. campo no plasma leva ao fato de que S. século. se comporta como um continuum. Ondas do tipo Alfvén desempenham um grande papel na aceleração dos pequenos componentes de C.

Arroz. 1. O espectro de massa do vento solar. No eixo horizontal - a razão entre a massa da partícula e sua carga, na vertical - o número de partículas registradas na janela de energia do dispositivo por 10 s. Os números com o ícone indicam a carga do íon.

O fluxo de S. é supersônico em relação às velocidades desses tipos de ondas, to-rye fornecer eff. transferência de energia no século S. (Alfven, ondas sônicas e magnetosônicas). Alvenovskoye e som Mach número C. dentro. 7. Ao fluir em torno de S. in. obstáculos capazes de desviá-lo efetivamente (os campos magnéticos de Mercúrio, Terra, Júpiter, Saturno ou as ionosferas condutoras de Vênus e, aparentemente, Marte), forma-se uma onda de choque de arco de saída. Magnetosfera da Terra, Magnetosfera dos planetas). No caso da interação S. século. com um corpo não condutor (por exemplo, a Lua), uma onda de choque não ocorre. O fluxo de plasma é absorvido pela superfície e uma cavidade é formada atrás do corpo, que é gradualmente preenchida com plasma C. dentro.

O processo estacionário de fluxo de plasma corona é sobreposto por processos não estacionários associados a chamas no sol. Com surtos fortes, a matéria é ejetada do fundo. regiões da coroa para o meio interplanetário. variações magnéticas).

Arroz. 2. Propagação de uma onda de choque interplanetária e ejeção de uma explosão solar. As setas mostram a direção do movimento do plasma do vento solar,

Arroz. 3. Tipos de soluções para a equação de expansão corona. A velocidade e a distância são normalizadas para a velocidade crítica vc e a distância crítica Rc. A solução 2 corresponde ao vento solar.

A expansão da coroa solar é descrita por um sistema de ur-ções de conservação de massa, v k) em alguns pontos críticos. distância R e expansão subsequente em velocidade supersônica. Esta solução fornece um valor muito pequeno da pressão no infinito, o que torna possível combiná-lo com a baixa pressão do meio interestelar. Yu. Parker chamou o curso deste tipo S. século. , onde m é a massa do próton, é o índice adiabático, é a massa do Sol. Na fig. 4 mostra a mudança na taxa de expansão com heliocêntrico.

Arroz. 4. Perfis de velocidade do vento solar para o modelo corona isotérmico em vários valores de temperatura coronal.

S. v. fornece o principal saída de energia térmica da coroa, desde a transferência de calor para a cromosfera, el.-mag. radiação corona e condutividade térmica eletrônicapp. dentro. insuficiente para estabelecer o equilíbrio térmico da coroa. A condutividade térmica eletrônica proporciona uma diminuição lenta na temperatura de S. in. com distância. luminosidade do sol.

S. v. transporta o campo magnético coronal com ele para o meio interplanetário. campo. As linhas de força desse campo congeladas no plasma formam o campo magnético interplanetário. campo (MMP). Embora a intensidade do IMF seja pequena e sua densidade de energia seja aproximadamente 1% da densidade da cinética. energia S. v., desempenha um papel importante na termodinâmica de S. dentro. e na dinâmica das interações de S.. com os corpos do sistema solar, bem como os fluxos de S. in. entre eles mesmos. Combinação da expansão de S.. com a rotação do Sol leva ao fato de que o magn. as linhas de força congeladas no século S. têm a forma, B R e os componentes azimutais do magnético. campos mudam de forma diferente com a distância perto do plano da eclíptica:

onde - ang. velocidade de rotação do sol e - componente radial da velocidade c., o índice 0 corresponde ao nível inicial. A uma distância da órbita da Terra, o ângulo entre a direção do magnético. campos e R cerca de 45°. Em grande L magn.

Arroz. 5. A forma da linha de campo do campo magnético interplanetário. é a velocidade angular do Sol, e é a componente radial da velocidade do plasma, R é a distância heliocêntrica.

S. v., surgindo sobre as regiões do Sol com decomp. orientação magnética. campos, velocidade, temp-pa, concentração de partículas, etc.) também cf. mudam regularmente na seção transversal de cada setor, o que está associado à existência de um fluxo S. rápido dentro do setor. Os limites dos setores geralmente estão localizados no fluxo intralento de S. at. Na maioria das vezes, 2 ou 4 setores são observados, girando com o Sol. Esta estrutura que se forma na retirada de S. do século. magnético de grande porte campo da coroa, pode ser observado por vários. revoluções do sol. A estrutura setorial do FMI é consequência da existência de uma folha de corrente (TS) no meio interplanetário, que gira junto com o Sol. TS cria um surto magnético. campos - os componentes radiais do IMF têm sinais diferentes em lados diferentes do TS. Este TS, previsto por H. Alfven, passa por aquelas partes da coroa solar, que estão associadas a regiões ativas no Sol, e separa essas regiões da decomposição. sinais do componente radial do ímã solar. Campos. O TS está localizado aproximadamente no plano do equador solar e possui uma estrutura dobrada. A rotação do Sol leva à torção das dobras CS em uma espiral (Fig. 6). Estando perto do plano da eclíptica, o observador acaba por estar acima ou abaixo do CS, devido ao qual cai em setores com diferentes sinais do componente radial do IMF.

Perto do Sol no séc. N. existem gradientes de velocidade longitudinais e latitudinais de ondas de choque sem colisões (Fig. 7). Primeiro, forma-se uma onda de choque que se propaga para frente a partir do limite dos setores (uma onda de choque direta) e, em seguida, forma-se uma onda de choque reversa que se propaga em direção ao Sol.

Arroz. 6. Forma da folha de corrente heliosférica. Sua interseção com o plano da eclíptica (inclinado ao equador do Sol em um ângulo de ~ 7°) fornece a estrutura setorial observada do campo magnético interplanetário.

Arroz. 7. Estrutura do setor do campo magnético interplanetário. As setas curtas mostram a direção do fluxo de plasma do vento solar, as linhas de seta mostram as linhas do campo magnético, a linha pontilhada mostra os limites do setor (a interseção do plano da figura com a folha atual).

Como a velocidade da onda de choque é menor que a velocidade do SW, o plasma arrasta a onda de choque reversa na direção oposta ao Sol. Ondas de choque próximas aos limites do setor são formadas a distâncias de ~1 UA. e. e pode ser rastreado a distâncias de vários. uma. e. Essas ondas de choque, como as ondas de choque interplanetárias das explosões solares e as ondas de choque circumplanetárias, aceleram as partículas e são, portanto, uma fonte de partículas energéticas.

S. v. estende-se a distâncias de ~100 UA. Ou seja, onde a pressão do meio interestelar equilibra a dinâmica. pressão de S. A cavidade varrida por S. in. ambiente interplanetário). ExpansãoS. dentro. junto com o ímã congelado nele. campo impede a penetração no sistema solar galáctico. espaço raios de baixa energia e leva a variações cósmicas. raios de alta energia. Um fenômeno semelhante a S. V., encontrado em algumas outras estrelas (ver. vento estelar).