Солнечный ветер — Solar wind
Солнечный ветер представляет собой поток заряженных частиц , выпущенных из верхней атмосферы Солнца , называемых коронной . Эта плазма в основном состоит из электронов , протонов и альфа-частиц с кинетической энергией между 0,5 и 10 кэВ . В состав плазмы солнечного ветра также входит смесь материалов, присутствующих в солнечной плазме: следовые количества тяжелых ионов и атомных ядер C, N, O, Ne, Mg, Si, S и Fe. Есть также более редкие следы некоторых других ядер и изотопов, таких как P, Ti, Cr, Ni, Fe 54 и 56 и Ni 58,60,62. В плазме солнечного ветра заложено межпланетное магнитное поле . Солнечный ветер изменяется по плотности , температуре и скорости со временем, а также по солнечной широте и долготе. Его частицы могут избежать гравитации Солнца из-за их высокой энергии, возникающей из-за высокой температуры короны, которая, в свою очередь, является результатом коронального магнитного поля.
На расстоянии более нескольких солнечных радиусов от Солнца солнечный ветер достигает скорости 250–750 км / с и является сверхзвуковым, что означает, что он движется быстрее, чем скорость быстрой магнитозвуковой волны . Поток солнечного ветра больше не является сверхзвуковым на скачке уплотнения . Другие связанные явления включают полярное сияние ( северное и южное сияние ), плазменные хвосты комет, которые всегда направлены от Солнца, и геомагнитные бури, которые могут изменять направление силовых линий магнитного поля.
СОДЕРЖАНИЕ
История
Наблюдения с Земли
О существовании частиц, истекающих от Солнца к Земле, впервые предположил британский астроном Ричард К. Каррингтон . В 1859 году Каррингтон и Ричард Ходжсон независимо друг от друга провели первые наблюдения того, что позже будет названо солнечной вспышкой . Это внезапное локализованное увеличение яркости на солнечном диске, которое, как теперь известно, часто происходит в сочетании с эпизодическим выбросом материала и магнитного потока из атмосферы Солнца, известным как выброс корональной массы . На следующий день наблюдалась мощная геомагнитная буря , и Кэррингтон подозревал, что это могло быть связано; геомагнитная буря теперь связывают с приходом выброса корональной массы в околоземном пространстве и его последующее взаимодействие с земной магнитосферой . Позднее ирландский академик Джордж Фицджеральд предположил, что вещество регулярно ускоряется от Солнца и через несколько дней достигает Земли.
В 1910 году британский астрофизик Артур Эддингтон по существу предположил существование солнечного ветра, не называя его, в сноске к статье о комете Морхауса . Предложение Эддингтона так и не было полностью воспринято, даже несмотря на то, что он также сделал аналогичное предложение на выступлении в Королевском институте в прошлом году, в котором он постулировал, что выброшенный материал состоит из электронов, тогда как в своем исследовании кометы Морхауса он предполагал, что они быть ионами .
Идея о том, что выброшенный материал состоит как из ионов, так и из электронов, впервые была высказана норвежским ученым Кристианом Биркеландом . Его геомагнитные исследования показали, что авроральная активность практически не прерывалась. Поскольку эти проявления и другая геомагнитная активность вызывались частицами Солнца, он пришел к выводу, что Землю постоянно бомбардируют «лучи электрических корпускул, испускаемых Солнцем». В 1916 году он предположил, что «с физической точки зрения наиболее вероятно, что солнечные лучи не являются исключительно отрицательными или положительными лучами, но относятся к обоим видам»; Другими словами, солнечный ветер состоит как из отрицательных электронов, так и из положительных ионов. Три года спустя, в 1919 году, британский физик Фредерик Линдеманн также предположил, что Солнце испускает частицы обеих полярностей: протоны и электроны.
Примерно в 1930-х годах ученые пришли к выводу, что температура солнечной короны должна составлять миллион градусов Цельсия из-за того, как она распространяется в космос (как это видно во время полного солнечного затмения ). Более поздние спектроскопические исследования подтвердили наличие такой необычной температуры. В середине 1950-х годов британский математик Сидней Чепмен рассчитал свойства газа при такой температуре и определил, что корона, являясь таким превосходным проводником тепла, должна простираться далеко в космос, за пределы орбиты Земли. Также в 1950-х годах немецкий астроном Людвиг Бирманн заинтересовался тем фактом, что хвост кометы всегда направлен от Солнца, независимо от направления, в котором комета движется. Бирманн предположил, что это происходит потому, что Солнце испускает постоянный поток частиц, который отталкивает хвост кометы. Немецкий астроном Пауль Анерт (Вильфрид Шредер) считается первым, кто связал солнечный ветер с направлением хвоста кометы на основе наблюдений кометы Уиппл-Федке (1942g).
Американский астрофизик Юджин Паркер понял, что тепло, исходящее от Солнца в модели Чепмена, и хвост кометы, уносящийся от Солнца в гипотезе Бирмана, должны быть результатом того же явления, которое он назвал «солнечным ветром». В 1957 году Паркер показал, что, хотя корона Солнца сильно притягивается солнечной гравитацией, она настолько хорошо проводит тепло, что на больших расстояниях от Солнца остается очень горячей. Поскольку солнечная гравитация ослабевает с увеличением расстояния от Солнца, внешняя короновая атмосфера способна сверхзвуком уходить в межзвездное пространство. Паркер был также первым, кто заметил, что ослабляющее влияние силы тяжести Солнца оказывает такое же влияние на гидродинамический поток, как и сопло де Лаваля , вызывая переход от дозвукового к сверхзвуковому потоку. Гипотеза Паркера о солнечном ветре встретила сильное сопротивление; статья, которую он представил в The Astrophysical Journal в 1958 году, была отклонена двумя рецензентами, прежде чем ее принял редактор Субраманян Чандрасекар .
Наблюдения из космоса
В январе 1959 года советский космический корабль « Луна-1» впервые непосредственно наблюдал солнечный ветер и измерил его силу с помощью полусферических ионных ловушек. Открытие, сделанное Константином Грингаузом, было подтверждено с помощью Луны 2 , Луны 3 и более далеких измерений Венеры 1 . Три года спустя подобное измерение было выполнено американским геофизиком Марсией Нойгебауэр и его сотрудниками с помощью космического корабля Mariner 2 .
Первое численное моделирование солнечного ветра в солнечной короне, включая замкнутые и открытые силовые линии , было выполнено Пнойманом и Коппом в 1971 году. Уравнения магнитогидродинамики в установившемся состоянии решались итеративно, начиная с начальной дипольной конфигурации.
В 1990 году был запущен зонд Ulysses для изучения солнечного ветра с высоких солнечных широт. Все предыдущие наблюдения проводились в плоскости эклиптики Солнечной системы или вблизи нее .
В конце 1990-х годов ультрафиолетовый корональный спектрометр (UVCS) на борту космического корабля SOHO наблюдал область ускорения быстрого солнечного ветра, исходящего от полюсов Солнца, и обнаружил, что ветер ускоряется намного быстрее, чем может быть объяснено термодинамическим расширением. один. Модель Паркера предсказывала, что ветер должен перейти к сверхзвуковому потоку на высоте около четырех радиусов Солнца (приблизительно 3 000 000 км) от фотосферы (поверхности); но переход (или «звуковая точка») теперь кажется намного ниже, возможно, всего на один радиус Солнца (приблизительно 700 000 км) над фотосферой, предполагая, что некий дополнительный механизм ускоряет солнечный ветер от Солнца. Ускорение быстрого ветра до сих пор не изучено и не может быть полностью объяснено теорией Паркера. Однако гравитационное и электромагнитное объяснение этого ускорения подробно описано в более ранней работе 1970 Нобелевской премией по физике , Альфвны .
Миссия STEREO была запущена в 2006 году для изучения корональных выбросов массы и солнечной короны с использованием стереоскопии из двух широко разнесенных систем визуализации. На каждом космическом корабле STEREO было два формирователя изображения гелиосферы: высокочувствительные широкопольные камеры, способные отображать сам солнечный ветер посредством томсоновского рассеяния солнечного света на свободных электронах. В фильмах STEREO солнечный ветер вблизи эклиптики был показан в виде крупномасштабного турбулентного потока.
Зонд « Вояджер-1» достиг конца «пузыря» солнечного ветра в 2012 году, когда обнаружение солнечного ветра резко упало. Аналогичное наблюдение было сделано шесть лет спустя космическим аппаратом » Вояджер-2″ .
В 2018 году НАСА запустило зонд Parker Solar Probe , названный в честь американского астрофизика Юджина Паркера, с миссией по изучению структуры и динамики солнечной короны в попытке понять механизмы, которые вызывают нагрев и ускорение частиц как солнечные. ветер. В течение своей семилетней миссии зонд совершит двадцать четыре орбиты вокруг Солнца, пройдя дальше в корону с перигелием каждой орбиты , в конечном итоге пройдя в пределах 0,04 астрономических единиц от поверхности Солнца. Это первый космический корабль НАСА, названный в честь живого человека, и Паркер в возрасте 91 года присутствовал при запуске.
Ускорение
В то время как ранние модели солнечного ветра полагались в основном на тепловую энергию для ускорения материала, к 1960-м годам стало ясно, что только тепловое ускорение не может объяснить высокую скорость солнечного ветра. Требуется дополнительный неизвестный механизм ускорения, который, вероятно, связан с магнитными полями в солнечной атмосфере.
Корона Солнца , или расширенный внешний слой, представляет собой область плазмы, нагретую до мегакельвина . В результате тепловых столкновений частицы внутри внутренней короны имеют диапазон и распределение скоростей, описываемых распределением Максвелла . Средняя скорость этих частиц составляет около 145 км / с , что значительно ниже солнечной скорости убегания от 618 км / с . Однако некоторые из частиц достигают энергии, достаточной для достижения конечной скорости 400 км / с , что позволяет им питаться солнечным ветром. При той же температуре электроны, из-за их гораздо меньшей массы, достигают скорости убегания и создают электрическое поле, которое еще больше ускоряет ионы от Солнца.
Общее количество частиц, уносимых от Солнца солнечным ветром, составляет около 1,3 × 10 36 в секунду. Таким образом, общая потеря массы ежегодно составляет около (2-3) × 10 -14 массы Солнца , или около 1,3-1,9 миллионов тонн в секунду. Это эквивалентно потере массы, равной Земле, каждые 150 миллионов лет. Однако только около 0,01% полной массы Солнца было потеряно солнечным ветром. Другие звезды имеют гораздо более сильные звездные ветры, что приводит к значительно более высоким темпам потери массы.
Свойства и структура
Быстрый и медленный солнечный ветер
Наблюдается, что солнечный ветер существует в двух основных состояниях, называемых медленным солнечным ветром и быстрым солнечным ветром, хотя их различия простираются далеко за пределы их скоростей. В околоземном космическом пространстве наблюдается медленный солнечный ветер со скоростью 300–500 км / с , температура
100 МК и состав, близкий к короне . Напротив, быстрый солнечный ветер имеет типичную скорость 750 км / с , температура 800 МК и почти соответствует составу фотосферы Солнца . Медленный солнечный ветер вдвое плотнее и более изменчив по своей природе, чем быстрый солнечный ветер.
Медленный солнечный ветер, по-видимому, исходит из области вокруг экваториального пояса Солнца, известной как «пояс стримеров», где корональные стримеры создаются магнитным потоком, открытым для гелиосферы, покрывающим замкнутые магнитные петли. Точные корональные структуры, участвующие в медленном формировании солнечного ветра, и способ, с помощью которого выделяется материал, все еще обсуждаются. Наблюдения Солнца в период с 1996 по 2001 год показали, что излучение медленного солнечного ветра происходило на широтах до 30–35 ° во время солнечного минимума (периода наименьшей солнечной активности), а затем расширялось к полюсам по мере приближения солнечного цикла к максимуму. В период солнечного максимума полюса также испускали медленный солнечный ветер.
Быстрый солнечный ветер возникает из корональных дыр , которые представляют собой воронкообразные области открытых силовых линий в магнитном поле Солнца . Такие открытые линии особенно распространены вокруг магнитных полюсов Солнца. Источником плазмы служат небольшие магнитные поля, создаваемые конвекционными ячейками в солнечной атмосфере. Эти поля удерживают плазму и переносят ее в узкие шейки корональных воронок, которые расположены всего в 20 000 км над фотосферой. Плазма выбрасывается в воронку при повторном соединении силовых линий магнитного поля.
Давление
Ветер оказывает давление на 1 AU обычно в диапазоне 1–6 нПа ( (1–6) × 10 −9 Н / м 2 ), хотя он легко может изменяться за пределами этого диапазона.
Давление набегающего является функцией скорости ветра и плотности. Формула
п знак равно м п ⋅ п ⋅ V 2 знак равно 1,6726 × 10 — 6 ⋅ п ⋅ V 2 <\ displaystyle P = m_
\ cdot n \ cdot V ^ <2>= 1,6726 \ times 10 ^ <- 6>\ cdot n \ cdot V ^ <2>> 
где m p — масса протона , давление P — в нПа (нанопаскалях), n — плотность в частицах / см 3, а V — скорость солнечного ветра в км / с.
Выброс корональной массы
И быстрый, и медленный солнечный ветер могут прерываться большими, быстро движущимися всплесками плазмы, называемыми выбросами корональной массы или CME. КВМ вызваны высвобождением магнитной энергии на Солнце. В популярных СМИ CME часто называют «солнечными бурями» или «космическими бурями». Иногда, но не всегда, они связаны с солнечными вспышками , которые являются еще одним проявлением выделения магнитной энергии на Солнце. КВМ вызывают ударные волны в тонкой плазме гелиосферы, запуская электромагнитные волны и ускоряя частицы (в основном протоны и электроны ), чтобы сформировать потоки ионизирующего излучения, которые предшествуют КВМ.
Когда КВМ воздействует на магнитосферу Земли, он временно деформирует магнитное поле Земли , изменяя направление стрелок компаса и вызывая большие электрические токи заземления в самой Земле; это называется геомагнитной бурей, и это глобальное явление. Удары CME могут вызвать магнитное пересоединение в хвосте магнитосферы Земли (полуночная сторона магнитосферы); это запускает протоны и электроны вниз к атмосфере Земли, где они формируют полярное сияние .
CME — не единственная причина космической погоды . Известно, что разные пятна на Солнце вызывают несколько разную скорость и плотность ветра в зависимости от местных условий. По отдельности каждый из этих различных ветровых потоков будет образовывать спираль с немного другим углом, при этом быстро движущиеся потоки выходят более прямо, а медленные потоки больше охватывают Солнце. Быстро движущиеся потоки имеют тенденцию догонять более медленные потоки, которые берут начало к западу от них на Солнце, образуя турбулентные области взаимодействия, вращающиеся вместе, которые вызывают волновые движения и ускоренные частицы и которые воздействуют на магнитосферу Земли так же, как , CME.
Эффекты Солнечной системы
За время жизни Солнца взаимодействие его поверхностных слоев с убегающим солнечным ветром значительно снизило скорость вращения его поверхности. Ветер считается ответственным за хвосты комет, наряду с излучением Солнца. Солнечный ветер способствует колебаниям небесных радиоволн, наблюдаемых на Земле, благодаря эффекту, называемому межпланетным мерцанием .
Магнитосферы
Там, где солнечный ветер пересекается с планетой с хорошо развитым магнитным полем (такой как Земля, Юпитер или Сатурн), частицы отклоняются силой Лоренца . Эта область, известная как магнитосфера , заставляет частицы перемещаться по планете, а не бомбардировать атмосферу или поверхность. Магнитосфера имеет примерно форму полусферы на стороне, обращенной к Солнцу, а затем вытягивается длинным следом на противоположной стороне. Граница этой области называется магнитопаузой , и некоторые частицы могут проникать в магнитосферу через эту область за счет частичного пересоединения силовых линий магнитного поля.
Солнечный ветер отвечает за общую форму магнитосферы Земли. Колебания скорости, плотности, направления и увлекаемого магнитного поля сильно влияют на локальную космическую среду Земли. Например, уровни ионизирующего излучения и радиопомех могут варьироваться от сотен до тысяч раз; а форма и расположение магнитопаузы и головной ударной волны перед ней могут изменяться на несколько радиусов Земли, подвергая геосинхронные спутники воздействию прямого солнечного ветра. Эти явления собирательно называются космической погодой .
Из Европейского космического агентства «s Кластер миссии, новое исследование имело место , что предполагает , что легче для солнечного ветра для проникновения в магнитосферу , чем считалось ранее. Группа ученых непосредственно наблюдала существование в солнечном ветре определенных волн, которых не ожидали. Недавнее исследование показывает, что эти волны позволяют набегающим заряженным частицам солнечного ветра преодолевать магнитопаузу. Это говорит о том, что магнитный пузырек является скорее фильтром, чем сплошным барьером. Это последнее открытие произошло благодаря особому расположению четырех идентичных космических кораблей Cluster, которые в управляемой конфигурации летают в околоземном пространстве. По мере того, как они перемещаются из магнитосферы в межпланетное пространство и обратно, флот обеспечивает исключительное трехмерное понимание явлений, которые связывают Солнце с Землей.
Исследование охарактеризовало вариации в формировании межпланетного магнитного поля (ММП), на которые в значительной степени влияет нестабильность Кельвина-Гельмгольца (которая возникает на границе раздела двух жидкостей) в результате различий в толщине и многих других характеристиках пограничного слоя. Эксперты считают, что это был первый случай, когда появление волн Кельвина – Гельмгольца на магнитопаузе проявилось на высоких широтах при ориентации ММП вниз. Эти волны наблюдаются в непредвиденных местах в условиях солнечного ветра, которые ранее считались нежелательными для их генерации. Эти открытия показывают, как в магнитосферу Земли могут проникать солнечные частицы при определенных условиях ММП. Полученные данные также имеют отношение к исследованиям магнитосферных движений вокруг других планетных тел. Это исследование предполагает, что волны Кельвина – Гельмгольца могут быть отчасти обычным и, возможно, постоянным инструментом для проникновения солнечного ветра в земные магнитосферы при различных ориентациях ММП.
Атмосфера
Солнечный ветер влияет на другие входящие космические лучи, взаимодействующие с атмосферой планет. Более того, планеты со слабой или несуществующей магнитосферой подвержены атмосферному срыву солнечным ветром.
Венера , ближайшая к Земле и наиболее похожая на нее планета, имеет в 100 раз более плотную атмосферу с небольшим геомагнитным полем или без него. Космические зонды обнаружили кометообразный хвост, простирающийся до орбиты Земли.
Сама Земля в значительной степени защищена от солнечного ветра своим магнитным полем , которое отклоняет большинство заряженных частиц; однако некоторые из заряженных частиц задерживаются в радиационном поясе Ван Аллена . Меньшему количеству частиц солнечного ветра удается перемещаться, как по линии передачи электромагнитной энергии, в верхние слои атмосферы и ионосферу Земли в зонах полярных сияний. Единственный раз, когда солнечный ветер наблюдается на Земле, — это когда он достаточно силен, чтобы вызывать такие явления, как полярное сияние и геомагнитные бури . Яркие полярные сияния сильно нагревают ионосферу, заставляя ее плазму расширяться в магнитосферу, увеличивая размер плазменной геосферы и вводя атмосферное вещество в солнечный ветер. Геомагнитные бури возникают, когда давление плазмы, содержащейся внутри магнитосферы, достаточно велико, чтобы раздуваться и тем самым искажать геомагнитное поле.
Хотя Марс больше Меркурия и в четыре раза дальше от Солнца, считается, что солнечный ветер унес до трети своей первоначальной атмосферы, оставив слой на 1/100 меньшей плотности Земли. Считается, что механизм этого атмосферного разрыва — это газ, захваченный пузырьками магнитного поля, которые разрываются солнечными ветрами. В 2015 году миссия NASA Mars Atmosphere and Volatile Evolution ( MAVEN ) измерила скорость разрушения атмосферы, вызванного магнитным полем, переносимым солнечным ветром, когда он проходит мимо Марса, который генерирует электрическое поле, подобное турбине на Земле. для выработки электроэнергии. Это электрическое поле ускоряет электрически заряженные атомы газа, называемые ионами, в верхних слоях атмосферы Марса и выбрасывает их в космос. Миссия MAVEN измерила скорость атмосферного удаления около 100 граммов (≈1 / 4 фунта) в секунду.
Источник