Реферат: Солнечный ветер

Министерство образования республики Беларусь

Реферат

Солнечный ветер

Выполнил:

ученик 11 «Д» класса

СПШ №19

ЧаплинскийВиктор Сергеевич

Проверил:

учитель по физике

Симонович Н.Н.

Борисов 2004 г.

Содержание.

Введение

Немного теории, связанной с теоретическим предсказанием солнечного ветра

Представления об однородном истечении плазмы из солнечной короны.

Однородно и стационарно ли вытекает солнечный ветер с поверхности Солнца?

Как изменяются характеристики солнечного ветра с удалением от Солнца?

Спокойный солнечный ветер.

Высокоскоростной солнечный ветер

Рекуррентные потоки

Спорадические высокоскоростные потоки.

Заключение

Введение.

Прошло 40 лет с тех пор, как американский физикЕ.Паркер [1] теоретически предсказал явление, которое получило название«солнечный ветер» и которое через пару лет было подтвержденоэкспериментально группой советского ученого К. Грингауза при помощи приборов,установленных на космических аппаратах «Луна-2» и «Луна-3».Солнечный ветер представляет собой поток полностью ионизированной водороднойплазмы, то есть газа, состоящего из электронов и протонов примерно одинаковойплотности (условие квазинейтральности), который с большой сверхзвуковойскоростью движется от Солнца. На орбите Земли (1 А.Е. от Солнца) скорость этогопотока равна примерно 400-500 км/с, концентрация протонов (или электронов)10-20 частиц в кубическом сантиметре, а их температура примерно 100 000 К.(температура электронов несколько выше).

Кроме электронов и протонов в межпланетномпространстве были обнаружены альфа-частицы (порядка нескольких процентов),небольшое количество более тяжелых частиц, а также магнитное поле, средняявеличина индукции которого оказалась на орбите Земли порядка нескольких гамм (g

=10-5 Гс.).

Как показывают наблюдения, выполненные на бортукосмических спутников Земли и других космических аппаратах с высоким апогееморбиты, межпланетное пространство заполнено чрезвычайно активной средой –плазмой солнечного ветра. Солнечный ветер зарождается в верхних слоях атмосферыСолнца, и его основные параметры определяются соответствующими параметрамисолнечной атмосферы. Однако связь между физическими характеристиками солнечноговетра вблизи орбиты Земли и физическими явлениями в атмосфере Солнца оказываетсячрезвычайно сложной, и, кроме того, меняется в зависимости от солнечнойактивности конкретной ситуации на Солнце. Поэтому для простоты описанияпредполагается, что наблюдаемый солнечный ветер состоит из трех компонент [9]:

1.

Спокойный солнечный ветер, –постоянно существующий поток солнечной плазмы, заполняющий все межпланетноепространство вплоть до границ гелиосферы (50 – 200 А.Е.)

2.

Квазистационарныевысокоскоростные потоки солнечной плазмы, ответственные за рекуррентныегеомагнитные возмущения

3.

Спорадическиевысокоскоростные потоки – относительно кратковременные, чрезвычайнонеоднородные и сложные по структуре образования, ответственные за спорадическиегеомагнитные возмущения. Немноготеории, связанной с теоретическим предсказанием солнечного ветра.

В течение не столь уж длительной историитеоретической астрофизики считалось, что все атмосферы звезд находятся вгидростатическом равновесии, то есть в состоянии, когда сила гравитационногопритяжения звезды уравновешивается силой, связанной с градиентом давления ее ватмосфере (с изменением давления на единицу расстояния rот центра звезды).Математически это можно представить в виде:

Еслираспределение температуры T в атмосфере задано, то из уравнения равновесия (1)и уравнения состояния идеального газа.

получаетсятак называемая барометрическая формула, которая в частном случае постояннойтемпературы Tбудет иметь вид

Из формулы (3) видно, что при r®

¥то есть на очень большихрасстояниях от звезды давление pстремится к конечномупределу, который зависит от p0.

Поскольку считалось, что солнечнаяатмосфера, так же как и атмосферы других звезд, находится в состояниигидростатического равновесия, то ее состояние описывалось формулами,аналогичными формулам (1)-(3).Учитывая необычное и до конца еще непонятноеявление резкого возрастания температуры примерно от 10 000 градусов наповерхности Солнца до 1 000 000 градусов в солнечной короне, Чепмен [2] развилтеорию статической солнечной короны, которая должна была плавно переходить вмежзвездную среду, окружающую Солнечную систему.

Однако в своей работе [1] Паркеробратил внимание на то, что давление на бесконечности, получаемое из формулы(3) для статической короны, оказывается почти на порядок величины большезначения давления, которое оценивалось для межзвездного газа на основенаблюдений. Чтобы устранить это расхождение, Паркер предложил, что солнечнаякорона не находится в состоянии статического равновесия, а непрерывнорасширяется в окружающую Солнце межпланетную среду. При этом вместо уравнения(1) он предложил использовать гидродинамическое уравнение движения вида

гдев системе координат, связанной с Солнцем, величина Vпредставляет собой радиальнуюскорость движения плазмы. Под Mподразумевается массаСолнца.

При заданном распределении температуры Tсистемауравнений (2) и (4) имеет решения представленные на рис.1.

<img src="/cache/referats/16730/image010.gif" align=«left» hspace=«12» v:shapes="_x0000_s1027">На этом рисунке через aобозначена скорость звука, r* — расстояние от началакоординат, на котором скорость газа равна скорости звука (V= a). Очевидно,что только кривые 1 и 2 на рис1. имеют физический смысл для проблемы истечениягаза из Солнца, поскольку кривые 3 и 4 имеют неединственные значения скорости вкаждой точке, а кривые 5 и 6 соответствуют очень большим скоростям в солнечнойатмосфере, что не наблюдается в телескопы. Паркер проанализировал условия, прикоторых в природе осуществляется решение, соответствующее кривой 1. Он показал,что для согласования давления, получаемого из такого решения, с давлением вмежзвездной среде наиболее реален случай перехода газа от дозвукового течения(при r< r*) к сверхзвуковому (при r> r*), и назвал такое течениесолнечным ветром.

История экспериментов в космическомпространстве блестяще доказала правильность представлений Паркера о солнечномветре. Подробный материал о теории солнечного ветра можно найти, например, вмонографии [5].

Представленияоб однородном истечении плазмы из солнечной короны.

Из одномерных уравнений газовой динамики можно получитьизвестный результат: при отсутствии массовых сил сферически – симметричноетечение газа от точечного источника может быть всюду либо дозвуковым, либосверхзвуковым. Присутствие в уравнении (4) гравитационной силы (правая часть) приводитк тому, что появляются решения типа кривой 1 на рис.1., то есть с переходомчерез скорость звука.

<img src="/cache/referats/16730/image012.jpg" align=«left» hspace=«12» v:shapes="_x0000_s1028">Проведеманалогию с классическим течением в сопле Лаваля, которое представляет собойоснову всех сверхзвуковых реактивных двигателей. Схематически это течениепоказано на рис.2. В бак 1, называемый ресивером, с очень маленькой скоростьюподается газ, нагретый до очень высокой температуры (внутренняя энергия газамного больше кинетической энергии направленного движения). Путемгеометрического сжатия канала газ ускоряется в области 2 (дозвуковое течение) до тех пор, пока его скорость недостигнет скорости звука. Для дальнейшего его ускорения необходимо каналрасширять (область 3 сверхзвукового течения). Во всей области течения ускорениегаза происходит за счет его адиабатического (без подвода тепла) охлаждения(внутренняя энергия хаотического движения переходит в энергию направленногодвижения).

В рассматриваемой проблеме образования солнечного ветра рольресивера играет солнечная корона, а роль стенок сопла Лаваля – гравитационнаясила солнечного происхождения. Согласно теории Паркера, переход через скоростьзвука должен происходить где-то на расстоянии в несколько солнечных радиусов.Однако анализ получаемых в теории решений показал, что температуры солнечнойкороны недостаточно, чтобы ее газ мог ускориться до сверхзвуковых скоростей,как это имеет место в теории сопла Лаваля. Должен существовать какой-тодополнительный источник энергии. Таким источником в настоящее время считаетсядиссипация всегда присутствующих в солнечном ветре волновых движений(плазменная турбулентность), накладывающихся на среднее течение, а само течениеуже не является адиабатическим. (см. Спокойный солнечный ветер) Количественныйпример таких процессов еще требуетдальнейшего исследования. Интересно, что наземные телескопы обнаруживают наповерхности Солнца магнитные поля. Средняя величина их магнитной индукции Bоценивается в 1 Гс, хотя в отдельных фотосферныхобразованиях, например в пятнах, магнитное поле может быть на порядок больше.Поскольку плазма является хорошим проводником электричества, то естественно,что солнечные потоки и магнитные полявзаимодействуют с ее потоками от Солнца. В этом случае чисто газодинамическаятеория дает неполное описание рассматриваемого явления. Влияние магнитного поляна течение солнечного ветра можно рассмотреть в рамках магнитной гидродинамики.К чему же это приводит? Согласно пионерской в этом направлении работе [6] (см. также [5]), магнитное поле приводит кпоявлению пондемоторной силы jxB,которая направлена в перпендикулярном к радиальному направлении. В результате усолнечного ветра появляется тангенциальная компонента скорости. Эта компонентапочти на два порядка меньше, радиальной, однако она играет существенную роль ввыносе из Солнца момента количества движения. Предполагают, что последнееобстоятельство может играть существенную роль в эволюции не только Солнца, но идругих звезд, у которых обнаружен «звездный ветер». В частности, дляобъяснения резкого уменьшения угловой скорости звезд позднего спектральногокласса часто привлекается гипотеза о передаче вращательного моментаобразующимся вокруг них планетам. Рассмотренный механизм потери угловогомомента Солнца путем истечения их него плазмы открывает возможность пересмотраэтой гипотезы.

Также можно отметить, что измерения среднего магнитного поляв районе орбиты Земли показали, что его величина и направление хорошоописываются формулами полученными из более простых рассмотрений Паркером ([6]).

В формулах (5), описывающихпаркеровскую спираль Архимеда для межпланетного магнитного поля в плоскостисолнечного экватора, почти совпадающей с плоскостью эклиптики, величины Br, Bj

— радиальнаяи азимутальная компоненты вектора магнитной индукции, W — угловая скорость вращения Солнца, V– радиальнаяскорость солнечного ветра, индекс 0 относится к точке солнечной короны, вкоторой величина магнитного поля известна.Однороднои стационарно ли вытекает солнечный ветер с поверхности Солнца?

<img src="/cache/referats/16730/image016.jpg" align=«left» hspace=«12» v:shapes="_x0000_s1029"> Рассмотренное ранее представление об истечении плазмы изсолнечной короны исходит из предположения о том, что солнечная корона являетсяоднородной и стационарной, то есть ее температура и плотность не зависят отсолнечной долготы и времени. В этом случае солнечный ветер можно рассматриватькак сферически – симметричное (зависящее только от гелиоцентрическогорасстояния) стационарное течение. До 1990 года все космические аппараты леталивблизи солнечной эклиптики, что не позволяло прямыми методами измеренийпроверить степень зависимости параметров солнечного ветра от солнечной широты.Косвенные же наблюдения отклонения хвостов комет, пролетавших вне плоскостиэклиптики, указывали на то, что в первом приближении такой зависимости нет.Однако измерения в плоскости эклиптики показали, что в межпланетномпространстве могут существовать так называемые секторные структуры с различнымипараметрами солнечного ветра и различным направлением магнитного поля. Такиеструктуры вращаются вместе с Солнцем иявно указывают на то, что они являются следствием аналогичной структуры всолнечной атмосфере, параметры которой зависят от долготы. Качественночетырехсекторная структура показана на рис.3.

Выводже о независимости солнечного ветра по широте на основании кометных наблюденийне был достаточно надежным из-за сложности их инерпритации, а наблюдениясолнечной короны показывали, что она неоднородна и по широте и по долготе, а также подвержена сильным временнымизменениям, связанным с 11 – летним циклом солнечной активности, так и сразличными нестационарными процессами с более коротким временным интервалом. (Например,со вспышками)

Ситуация резко изменилась с запускомЕвропейским космическим агентством в октябре 1990 года космического аппарата«Улисс», основной целью которого является исследование межпланетнойплазмы вне плоскости солнечной эклиптики. Эти исследования начались в феврале1992 года, когда, используя гравитационное поле Юпитера, аппарат вышел изэклиптической плоскости и направился сначала к областям южного полюса Солнца(май – сентябрь 1994), а затем к областям со стороны северного полюса (май –сентябрь 1995). Большинство полученных результатов сейчас тщательноисследуется, но уже можно сделать некоторые выводы о зависимости параметровсолнечного ветра от солнечной широты (большое число научных сообщений по этимпроблемам помещено в американском журнале "Science", 1995, volume 268,May 19).

В частности, оказалось, что скоростьсолнечного ветра возрастает, а плотность резко уменьшается с гелиографическойширотой. Измеренная, например, на аппарате «Улисс» скоростьсолнечного ветра изменилась от 450 км/с в плоскости эклиптики примерно до 700км/с на – 75о солнечной широты. Надо, однако, отметить что степеньразличия параметров солнечного ветра в плоскости эклиптики и вне ее зависит от цикласолнечной активности.

Вспышки на Солнце и разные скоростиистечения плазмы из разных областей его поверхности приводят к тому, что вмежпланетном пространстве образуются ударные волны, которые характеризуютсярезким скачком скорости, плотности и температуры. Качественно такой механизм ихобразования показан на рис.4.

<img src="/cache/referats/16730/image018.jpg" align=«left» hspace=«12» v:shapes="_x0000_s1030">Когда быстрый поток догоняетмедленный, то в месте их соприкосновения возникает произвольный разрывпараметров, на котором не выполняются законы сохранения массы, импульса иэнергии. Такой разрыв не может существовать в природе и распадается, вчастности на две ударные волны и тангенциальный разрыв (на последнем нормальнаякомпонента скорости непрерывны), как это показано на рис.4, а для вспышечногопроцесса на Солнце и на рис.4, б в том случае,когда более быстрый поток от одной области солнечной короны догоняет болеемедленный, вытекающий из другой. Ударные волны и тангенциальные разрывы,изображенные на рис.4, сносятся солнечным ветром на большие гелиоцентрическиерасстояния и регулярно регистрируются космическими аппаратами.

Какизменяются характеристики солнечного ветра с удалением от Солнца?

Как видно из уравнения (4), изменениескорости солнечного ветра определяется двумя силами: силой солнечной гравитациии силой, связанной с изменением давления. Расчеты показывают, что на большихрасстояниях от Солнца (практически уже с 1а.е.) давление почти не изменяется повеличине, то есть его изменение очень мало, и сила, связанная с давлением,практически отсутствует. Сила гравитации убывает как квадрат расстояния отСолнца и тоже мала на достаточно больших гелиоцентрических расстояниях.Поскольку обе силы становятся очень малы, то, согласно теории, скоростьсолнечного ветра становится почти постоянной и при этом значительно превосходитзвуковую (как говорят течение гиперзвуковое). Американские космические аппараты«Вояджер – 1 и –2 » и «Пионер – 10 и –11 », запущенные ещев 70-х годах и находящиеся сейчас на расстоянии от Солнца в несколько десятковастрономических единиц, экспериментально подтвердили теоретические предсказанияо солнечном ветре. В частности, его скорость оказалась в среднем почтипостоянной, а плотность r

убывает как 1/r2в соответствии с уравнениемсохранения массы для сферически – симметричного случая: <img src="/cache/referats/16730/image020.gif" v:shapes="_x0000_i1030">

Температураже не следует адиабатическому закону, что означает существование каких-тоисточников тепла. Такими источниками могут быть упоминавшаяся ранее диссипацияволн или нейтральные атомы водорода, проникающие из межзвездной среды вСолнечную систему. ([8])

Очевидно, что скорость солнечного ветране может быть до бесконечности постоянной, как это следует из уравнения газовойдинамики (см., например рис.1.), поскольку Солнечная система окруженамежзвездным газом с конечным давлением. Поэтому солнечный ветер на большихрасстояниях от Солнца должен тормозиться газом межзвездной среды. Эта проблемаподробно рассмотрена в [8]. Здесь только отметим, что плавное торможениегазодинамического потока от сверхзвуковых до дозвуковых, например, в сопле Лаваля(рис.2.), путем сужения канала невозможно: обязательно должен образоватьсяскачок параметров газа в виде ударной волны. Аналогичная ситуация можетвозникнуть и в солнечном ветре. Торможение солнечного ветра из-запротиводавления межзвездной среды должно происходить через ударную волну (Terminationshock, или TS). Ее положение сильнозависит от параметров межзвездной среды.Согласно теоретическим расчетам, ударная волна TSнаходится на расстоянии 80– 100 А.Е. от Солнца [8], что позволяет в ближайшие несколько лет детектироватьее измерительными приборами, установленными на космических аппаратах«Вояджер».

Спокойныйсолнечный ветер.

Согласно современным представлениям,энергия в недрах Солнца вырабатывается в ходе процессов ядерного синтеза:

гдеe+ — означает позитрон, n

— нейтрино, g — g — квант. В результатеперечисленных процессов 1,0078 г водорода переходит в 1,0000 г гелия, аоставшаяся масса переходит кинетическую энергию частиц и энергию радиации.Скорость выделения энергии в ходе реакций протон – протонного циклаопределяется выражением:

гдеr

— плотность солнечного вещества, Х –относительное содержание в нем ядер водорода и Т – температура. Принимая вовнимание, что как плотность вещества, так и его температура возрастают к центруСолнца, можно сказать, что около 99% солнечной энергии генерируется в ядреСолнца с радиусом Rc=0.25Ro.

Известно, что в звездах типа Солнцатеплопроводность играет незначительную роль, так что произведенная в недрахСолнца энергия передается к его поверхности в основном путем радиационногопереноса, то есть в результате ее поглощения и последующего переизлучения [10].

Однако радиационный перенос солнечнойэнергии становится малоэффективным в верхних слоях Солнца. Дело в том, что помере уменьшения температуры солнечного вещества степень его ионизацииуменьшается и присутствие в нем нейтральных атомов водорода заметно снижает егопрозрачность. Это, в свою очередь, приводит к еще более быстрому уменьшениютемпературы Солнца с расстоянием от центра, вследствие чего любой элементарныйобъем солнечного вещества, всплывающий из недр Солнца, обладает большейтемпературой меньшей плотностью, чемокружающая плазма, что приводит к развитию так называемой конвективнойнеустойчивости. Условия ее возбуждения уверенно выполняются в поверхностныхслоях Солнца r > 0.86Ro [10], где энергия переносится главнымобразом в форме тепловой энергии плазмы, заключенной в элементах вещества,поднимающихся из недр Солнца. Развитие интенсивной турбулентности вповерхностных слоях Солнца не только обеспечивает перенос энергии к егоповерхности, но и приводит к развитию явлений, играющих ключевую роль всолнечно-земной физике. Прежде всего развитие конвективной турбулентности вплазме сопровождается генерацией интенсивных магнитозвуковых волн.Распространяясь в атмосфере Солнца, где плотность плазмы быстро уменьшается свысотой, звуковые волны трансформируются в ударные. Они эффективно поглощаютсявеществом, в результате чего температура последнего увеличивается, достигаявеличины (1-3) 106 в солнечной короне. При этом значительная частьпротонов в короне Солнца не может удерживаться его гравитационным полем, чтоприводит в непрерывному расширению короны в космическое пространство, то есть кгенерации солнечного ветра.

Высокоскоростнойсолнечный ветер.

Как видно из данных, представленных в табл.1,высокоскоростной ветер характеризуется повышенной скоростью (около 700 км/с),пониженной плотностью плазмы (n=4 см-3) иповышенной ионной температурой. Однако, прежде чем обсуждать возможныеисточники этих потоков, напомним, что существуют по меньшей мере два рода такихпотоков: рекуррентные и магнитные.

Рекуррентныепотоки.

Рекуррентные потоки высокоскоростного солнечноговетра отличаются прежде всего тем, что существуют в течение многих месяцев,регулярно появляясь в окрестностях Земли примерно через 27 дней (период оборотаСолнца), что свидетельствует об относительно большом времени жизни их источников. В течение многих лет происхождение этих потоков оставалосьзагадкой, поскольку им не соответствовали какие-либо видимые особенности наповерхности Солнца. Однако в настоящее время можно считать доказанным, чтообсуждаемые потоки зарождаются на Солнце в области так называемых дыр.

<img src="/cache/referats/16730/image028.jpg" align=«left» hspace=«12» v:shapes="_x0000_s1035"> Корональные дыры отчетливо видны на фотографиях солнца,полученных с космических аппаратов, в рентгеновском и крайнем ультрафиолетовымдиапазонах солнечного излучения. (см. рис.6.), где они фиксируются как обширныеобласти пониженной (в несколько раз) интенсивности излучения, простирающиеся отполярных широт до экватора или даже в противоположное полушарие. Протяженностькорональных дыр по долготе составляет 30о-90о.Соответственно время прохождения корональной дыры через центральный меридианСолнца (вследствие вращения последнего) составляет 4 – 6 суток, что вполнесогласуется с длительностью существования соответствующих высокоскоростныхпотоков в окрестностях Земли [9]. Пониженная интенсивность рентгеновскогоизлучения в области корональных дыр может определяться как пониженной плотностьюплазмы в этих областях, так и ее пониженной температурой. Действительно,наземные наблюдения короны во время солнечных затмений показывают, что в коронесуществуют, особенно в высоких широтах, области с относительно низкойплотностью плазмы. В то же время и температура плазмы в области корональных дырсоставляет около 0,8*106 К, что существенно ниже температурыспокойной короны и плотность плазмы в корональной дыре составляет 0,25плотности спокойной короны.

Таким образом, корональные дырыдействительно представляют собой области пониженной плотности и температурыплазмы. Чем вызываются указанные особенности короны в этих областях, не совсемясно. В связи с этим обращает на себя внимание то, что корональные дыры, какправило, совпадают с областями униполярного магнитного поля с квазирадиальнымиили слегка расходящимися силовыми линиями [11]. Открытые силовые линиимагнитного поля не препятствуют радиальному расширению корональной плазмы, чтоможет объяснить пониженную плотность последней в области дыр и увеличениескорости генерируемого в них солнечного ветра. Вместе с тем увеличение скоростисолнечного ветра, обусловленное благоприятной конфигурацией силовых линиймагнитного поля, не может компенсировать ее уменьшения, связанного с низкойтемпературой плазмы в рассматриваемых областях и для объяснения появления высокоскоростныхпотоков приходится предположить наличиев корональных дырах мощного источника МГД – волн. К сожалению, прямыхподтверждений существования таких волн в области корональных дыр пока неполучено.

Спорадическиевысокоскоростные потоки.

Второйтип высокоскоростных потоков в солнечном ветре – это кратковременные (времяпробега мимо Земли t=1 – 2 суток), часто чрезвычайно интенсивные(скорость солнечного ветра до 1200 км/с) потоки, имеющие весьма большуюдолготную протяженность. Двигаясь в межпланетном пространстве, заполненнымплазмой относительно медленного спокойного солнечного ветра, высокоскоростнойпоток как бы сгребает эту плазму, в результате чего перед его фронтом образуетсядвижущаяся вместе с ним отошедшая ударная волна. Пространство между фронтомпотока и фронтом отошедшей ударной волны заполнено плотной (несколько десятковчастиц в 1 см3) и горячей плазмой.

Ранее предполагалось, что спорадическиепотоки в солнечном потоке обусловлены солнечными вспышками [9] и подобнымиявлениями. Однако в последнее время мнение на этот счет изменилось, ибольшинство исследователей, в особенности зарубежных, придерживается точкизрения, согласно которой спорадические высокоскоростные потоки в солнечномветре обусловлены так называемыми выбросами.

Корональные выбросы, наиболее отчетливонаблюдаемые вблизи лимба Солнца, представляют собой некоторые относительнопротяженные плазменные образования, движущиеся в короне Солнца вверх от ее основания.Вывод о том, что спорадические потоки в солнечном ветре связаны именно скорональными выбросами (или СМЕ), а не со вспышками, основан на следующихэкспериментальных фактах:

1.

Несмотря на статическизначимую связь между спорадическими потоками и солнечными вспышками,однозначная связь между ними отсутствует, то есть, с одной стороны, наблюдаютсявспышки, не вызывающие ударных волн, и, с другой – наблюдаются высокоскоростныепотоки, не предваряемые вспышками.

2.

Солнечные вспышкинепосредственно не связаны с корональными выбросами.

Связь между межпланетными ударными волнами,корональными выбросами и солнечными вспышками детально исследовалась N.Sheeleyи др.(1985), которые, в частности, показали, что 72% ударных волн, наблюдающихся наборту космического аппарата "Helios-1", были связаны сбольшими низкоширотными корональными выбросами. В то же время лишь 52% тех жеударных волн были связаны с солнечными вспышками.

Врезультате подробного анализа этих данных удалось показать [12,13], что еслиисключить из списка ударные волны, наблюдаемые за лимбом Солнца, то число волн,связанных со вспышками, возрастает до 85%, то есть, связь ударных волн совспышками оказывается ничуть не хуже, чем с корональными выбросами. Кроме того,как показали Harrisonи др.(1990), корональныевыбросы (со скоростью порядка 1000 км/с), с которыми обычно связанамежпланетная ударная волна, начинают свое движение в короне одновременно с началом вспышки.

Такимобразом, вывод о непричастности солнечных вспышек к межпланетным ударным волнампредставляется не совсем убедительным, и мы по-прежнему будем считать солнечныевспышки одним из основных источников высокоскоростных потоков в солнечномветре.

Чтокасается механизма генерации самих вспышек (и, естественно, связанных с нимипотоков), то наиболее популярной в настоящее время является предложенная в 1964году Петчеком модель вспышки, основанная на гипотезе о магнитном пересоединении[14]. Развитие солнечной вспышки в рамках модели Петчека представлено на рис.7.

<img src="/cache/referats/16730/image030.jpg" align=«left» hspace=«12» v:shapes="_x0000_s1036">В этой модели силовые линиимагнитного поля активной области оказываются, начиная с некоторого уровня,разорванными и образуют две силовые трубки с антипараллельными полями,разделенными токовым слоем. В некоторый момент из-за развития ионно-звуковойили ионно-циклотронной неустойчивости проводимость плазмы в некоторой точке 1(рис.7, а) в плазменном слое резко падает, в результате чего токовый слойразрывается и силовые линии магнитного поля пересоединяются. Магнитная энергиябыстро переходит в кинетическую и тепловую энергию

Плазмыи происходят интенсивный разогрев и ускорение плазмы (рис.7, б). Ускоренныечастицы, двигаясь вдоль открытых силовых линий магнитного поля, покидаютхромосферу и выбрасываются в межпланетное пространство (рис.5, в). При этомдвижущиеся вверх энергичные электроны, проходя через корону и взаимодействуя сней, могут вызвать всплески радиоизлучения. Частота радиоизлучения вследствие уменьшения концентрации фоновойплазмы быстро уменьшается по мере движения электронов вверх (что соответствуеттак называемым всплескам радиоизлучения IIIтипа)

Частицы, движущиеся вдоль силовых линиймагнитного поля к Солнцу, нагревают плазму в нижней хромосфере и фотосфере, вызывая увеличение яркостиводородных эмиссий и образование высокотемпературного коронального облака. Плазма,ускоряемая в направлении от Солнца, формирует высокоскоростной поток исвязанную с ним ударную волну.

Заключение.

Суперпозиция описанных выше потоков солнечной плазмыи их взаимодействие создают ту сложную и непрерывно изменяющуюся систему,которая называется солнечным ветром.

Из рассмотренного выше можно сделать заключение, чтосолнечный ветер – это физическое явление, которое представляет не только чистоакадемический интерес, связанный с изучением процессов в плазме, находящейся вестественных условиях космического пространства, но и фактор, которыйнеобходимо учитывать при изучении процессов, происходящих в окрестности нашейпланеты Земли, что, в конце концов, влияет на нашу жизнь. Это обусловлено тем,что высокоскоростные потоки солнечного ветра, обтекая землю, влияют на еемагнитосферу, которая непосредственно связана с более низкими слоями атмосферы.Такое влияние в сильной степени зависит от процессов, происходящих на Солнце,поскольку они связаны с зарождением самого солнечного ветра. Таким образом,солнечный ветер является хорошим индикатором для изучения важных дляпрактической деятельности человека солнечно – земных связей. Однако это ужедругая область научных исследований, которая в данной работе нерассматривается.

Литература.

1.

Parker E. // Astophys.J. 1958. V. 128. №3.

2.

Chapman S.//J.Atmos. Terr. Phys.1959. V.15.№1/2.

3.

Chamberlain J. //Astrophys. J. 1961. V.133. №2.

4.

Грингауз К.И., Безруких В.В., Озеров В.Д., Рыбчинский Р.Е.// Докл. АН СССР. 1960.Т.131 №6.

5.

Баранов В.Б., Краснобаев К.В.,Гидродинамическая теория космической плазмы. М.:Наука, 1977.

6.