Солнечный ветер (англ. Solar wind) поток ионизированных частиц (в основном гелиево- водородной плазмы), истекающий из солнечной короны со скоростью 3001200. - презентация

1

2 Солнечный ветер (англ. Solar wind) поток ионизированных частиц (в основном гелиево- водородной плазмы), истекающий из солнечной короны со скоростью км/с в окружающее космическое пространство. Является одним из основных компонентов межпланетной среды.

3 Характеристики Из-за солнечного ветра Солнце теряет ежесекундно около одного миллиона тонн вещества. Солнечный ветер состоит в основном из электронов, протонов и ядер гелия (альфа-частиц); ядра других элементов и неионизированных частиц (электрически нейтральных) содержатся в очень незначительном количестве. Интенсивность солнечного ветра зависит от изменений солнечной активности и его источников. Многолетние наблюдения на орбите Земли (около км от Солнца) показали, что солнечный ветер структурирован и обычно делится на спокойный и возмущенный (спорадический и рекуррентный). В зависимости от скорости, спокойные потоки солнечного ветра делятся на два класса: медленные (примерно км/с около орбиты Земли) и быстрые ( км/с около орбиты Земли). Иногда к стационарному ветру относят область гелиосферного токового слоя, который разделяет области различной полярности межпланетного магнитного поля, и по своим характеристикам близок к медленному ветру.

4

5 Параметры солнечного ветра ПараметрСредняя величина Медленный солнечный ветер Быстрый солнечный ветер Плотность n, см 3 8,811,93,9 Скорость V, км/с nV, см 2 ·с 1 3,8×10 8 3,9×10 8 2,7×10 8 Темп. протонов T p, Кпротонов7×10 4 3,4×10 4 2,3×10 5 Темп. электронов T e, Кэлектронов 1,4×10 5 1,3×10 5 1,0×10 5 T e / T p 1,94,40,45

6 Медленный солнечный ветер Медленный солнечный ветер порождается «спокойной» частью солнечной короны (областью корональных стримеров) при её газодинамическом расширении: при температуре короны около 2×10 6 К корона не может находиться в условиях гидростатического равновесия, и это расширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгону коронального вещества до сверхзвуковых скоростей. Нагрев солнечной короны до таких температур происходит вследствие конвективной природы теплопереноса в фотосфере солнца: развитие конвективной турбулентности в плазме сопровождается генерацией интенсивных магнитозвуковых волн; в свою очередь при распространении в направлении уменьшения плотности солнечной атмосферы звуковые волны трансформируются в ударные; ударные волны эффективно поглощаются веществом короны и разогревают её до температуры (13)×10 6 К.

7 Быстрый солнечный ветер Потоки рекуррентного быстрого солнечного ветра испускаются Солнцем в течение нескольких месяцев и имеют период повторяемости при наблюдениях с Земли в 27 суток (период вращения Солнца). Эти потоки ассоциированы с корональными дырами областями короны с относительно низкой температурой (примерно 0,8×10 6 К), пониженной плотностью плазмы (всего четверть плотности спокойных областей короны) и радиальным по отношению к Солнцу магнитным полем.