Солнечный ветер




Изображение солнечного ветра в реальном времени(онлайн).

Пустое поле соответствует 32 диаметрам Солнца. Диаметр изображения около 45 миллионов километров на расстоянии от Солнца, или половина диаметра Меркурия. За Солнцем можно наблюдать много ярких звезд. Спутник SOHO LASCO C2




Изображение солнечного ветра в реальном времени(онлайн).

Показывает солнечный ветер протяженностью около 8,5 миллионов километров от Солнца.



Текущие данные солнца (от NOAA)



X-Ray поток Спутниковая окружающей среды
(комбинированный)
Поток электронов
Магнитометр Расчетный индекс Kp GOES 8 потока протонов
Нажмите на изображение для полного размера

поток мягкого рентгена
Солнечные вспышки Последний час




скрость солнечного ветра в последний час сила ММП в последний час плотность солнечного ветра в последний час
Скорость солнечного ветра последний час

Напряженность магнитного поля. Последний час

Плотность солнечного ветра Последний час

скрость солнечного ветра в последний час плотность солнечного ветра в последний час плотность солнечного ветра в последний час

Скорость солнечного ветра. Сутки

Напряженность магнитного поля. Сутки
Плотность солнечного ветра. Сутки

 

Текущее состояние солнечного ветра, межпланетного магнитного поля (ММП) и аврорального кольца

Вероятность солнечных вспышек M и X класса

 

Пояс полярного сияния


 

По часовой стрелке:

Номер активной области
Магнитная конфигурация в порядке усложнения структуры магнитного поля.
Динамика увеличения площади активной области за последние 24 часа
Площадь активной группы в миллионных долях полусферы
Класс мощности солнечной вспышки за последние 48 часов



Скорость солнечного ветра вблизи орбиты Земли за последние 3 дня
 

по данным pogoda.by
 



СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР


Постоянный радиальный поток плазмы солн. короны в межпланетное пр-во. Поток энергии, идущий из недр Солнца, нагревает плазму короны до 1,5- 2 млн. К. Пост. нагрев не уравновешивается потерей энергии за счёт излучения, т. к. плотность короны мала. Избыточную энергию в значит. степени уносят ч-цы С. в. (=1027-1029 эрг/с). Корона, т. о., не находится в гидростатич. равновесии, она непрерывно расширяется. По составу С. в. не отличается от плазмы короны (С. в. содержит гл. обр. протоны, эл-ны, немного ядер гелия, ионов кислорода, кремния, серы, железа). У основания короны (в 10 тыс. км от фотосферы Солнца) ч-цы имеют радиальную скорость порядка сотен м/с, на расстоянии неск. солн. радиусов она достигает скорости звука в плазме (100 -150 км/с), у орбиты Земли скорость протонов составляет 300-750 км/с, а их пространств. концентрация - от неск. ч-ц до неск. десятков ч-ц в 1 см3. При помощи межпланетных косм. станций установлено, что вплоть до орбиты Сатурна плотность потока ч-ц С. в. убывает по закону (r0/r)2, где r - расстояние от Солнца, r0 - исходный уровень. С. в. уносит с собой петли силовых линий солн. магн. поля, к-рые образуют межпланетное магн. поле. Сочетание радиального движения ч-ц С. в. с вращением Солнца придаёт этим линиям форму спиралей. Крупномасштабная структура магн. поля в окрестностях Солнца имеет вид секторов, в к-рых поле направлено от Солнца или к нему. Размер полости, занятой С. в., точно не известен (радиус её, по-видимому, не меньше 100 а. е.). У границ этой полости динамич. давление С. в. должно уравновешиваться давлением межзвёздного газа, галактич. магн. поля и галактич. косм. лучей. В окрестностях Земли столкновение потока ч-ц С. в. с геомагн. полем порождает стационарную ударную волну перед земной магнитосферой (со стороны Солнца, рис.).

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР

Вз-ствие солнечного ветра с магнитосферой Земли: 1 - силовые линии магн. поля Солнца; 2 - ударная волна; 3 - магнитосфера Земли; 4 - граница магнитосферы; 5 - орбита Земли; 6 - траектория ч-цы солнечного ветра. С. в. как бы обтекает магнитосферу, ограничивая её протяжённость в пр-ве. Изменения интенсивности С. в., связанные со вспышками на Солнце, явл. осн. причиной возмущений геомагн. поля и магнитосферы (магн. бурь). За год Солнце теряет с С. в. =2X10-14 часть своей массы Mсолн. Естественно считать, что истечение в-ва, подобное С. в., существует и у др. звёзд (<звёздный ветер>). Он должен быть особенно интенсивным у массивных звёзд (с массой = неск. дес. Mсолн) и с высокой темп-рой поверхности (= 30-50 тыс. К) и у звёзд с протяжённой атмосферой (красных гигантов), т. к. в первом случае ч-цы сильно развитой звёздной короны обладают достаточно высокой энергией, чтобы преодолеть притяжение звезды, а во втором - низка параболич. скорость (скорость ускользания; (см. КОСМИЧЕСКИЕ СКОРОСТИ)). Значит. потери массы со звёздным ветром (= 10-6 Мсолн/год и больше) могут существенно влиять на эволюцию звёзд. В свою очередь звёздный ветер создаёт в межзвёздной среде <пузыри> горячего газа - источники рентг. излучения.

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР
Непрерывный поток плазмы солнечного происхождения, распространяющийся приблизительно радиально от Солнца и заполняющий Солнечнуюсистему до гелиоцентрич. расстояний R ~ 100 а. е. С. в. образуется пригазодинамич. расширении солнечной короны (см. Солнце )в межпланетноепространство. При высоких темп-pax, к-рые существуют в солнечной короне(8050-8.jpg1,5*109 К), давление вышележащих слоев не может уравновесить газовое давление веществакороны, и корона расширяется.

Первые свидетельства существования пост. потока плазмы от Солнца полученыЛ. Бирманом (L. Biermann) в 1950-х гг. по анализу сил, действующих на плазменныехвосты комет. В 1957 Ю. Паркер (Е. Parker), анализируя условия равновесиявещества короны, показал, что корона не может находиться в условиях гидростатич. <равновесия, как это раньше предполагалось, а должна расширяться, и эторасширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгонукоронального вещества до сверхзвуковых скоростей (см. ниже). Впервые потокплазмы солнечного происхождения был зарегистрирован на советском космич. <аппарате <Луна-2> в 1959. Существование пост. истечения плазмы из Солнцабыло доказано в результате многомесячных измерений на амер. космич. аппарате<Маринер-2> в 1962.

Ср. характеристики С. в. приведены в табл. 1. Потоки С. в. можно разделитьна два класса: медленные - со скоростью 8050-9.jpg 300 км/с и быстрые - со скоростью 600-700 км/с. Быстрые потоки исходятиз областей солнечной короны, где структура магн. поля близка к радиальной. <Часть этих областей являются корональными дырами. М едленные потокиС. в. связаны, по-видимому, с областями короны, в к-рых имеется значит, <тангенциальный компонент магн. поля.

Табл. 1.- Средние характеристики солнечного ветра на орбите Земли
Скорость
400 км/с
Концентрация протонов
6 см -3
Температура протонов
5*104 К
Температура электронов
1,5*105 К
Напряжённость магнитного поля
5*10-5 Э
Плотность потока питонов ....
2,4*108 см -2*c-1
< /td>
Плотность потока кинетической энергии
0,3 эрг*см -2-1

Табл. 2.- Относительный химический состав солнечного ветра
Элемент
Относительное содержание
Н
0,96
3 Не
1,7*10-5
4 Не
0,04
0
5*10-4
Элемент
Относительное содержание
Ne
7,5*10-5
Si
7,5*10-5
Ar
3,0*10-6
Fe
4,7*10-5

Помимо осн. составляющих С. в.- протонов и электронов, в его составетакже обнаружены 8050-10.jpg -частицы, <высокоионизов. ионы кислорода, кремния, серы, железа (рис. 1). При анализегазов, захваченных в экспонированных на Луне фольгах, найдены атомы Neи Аг. Ср. относительный хим. состав С. в. приведён в табл. 2. Ионизац. <состояние вещества С. в. соответствует тому уровню в короне, где времярекомбинации мало по сравнению со временем расширения 8050-11.jpg Измерения ионизац. темп-ры ионов С. в. позволяют определять электроннуютемп-ру солнечной короны.

В С. в. наблюдаются разл. типы волн: ленгмюровские, вистлеры, ионно-звуковые, <магнитозвуковые, альвеновские и др. (см. Волны в плазме). Частьволн альвеновского типа генерируется на Солнце, часть - возбуждается вмежпланетной среде. Генерация волн сглаживает отклонения ф-ции распределениячастиц от максвелловской и в совокупности с воздействием магн. поля наплазму приводит к тому, что С. в. ведёт себя как сплошная среда. Волныальвеновского типа играют большую роль в ускорении малых составляющих С. <в. и в формировании ф-ции распределения протонов. В С. в. наблюдаются такжеконтактные и вращательные разрывы, характерные для замагниченной плазмы.
8050-12.jpg

Рис. 1. Массовый спектр солнечного ветра. По горизонтальной оси -отношение массы частицы к её заряду, по вертикальной - число частиц, зарегистрированныхв энергетическом окне прибора за 10 с. Цифры со значком <+> обозначаютзаряд иона.

Поток С. в. является сверхзвуковым по отношению к скоростям тех типовволн, к-рые обеспечивают эфф. передачу энергии в С. в. (альвеновские, звуковыеи магнитозвуковые волны). Альвеновское и звуковое Маха число С. в. <на орбите Земли 8050-13.jpg7. При обтекании С. в. препятствий, способных эффективно отклонять его(магн. поля Меркурия, Земли, Юпитера, Сатурна или проводящие ионосферыВенеры и, по-видимому, Марса), образуется отошедшая головная ударная волна. <С. в. тормозится и разогревается на фронте ударной волны, что позволяетему обтекать препятствие. При этом в С. в. формируется полость - магнитосфера(собственная или индуцированная), форма и размеры к-рой определяются балансомдавления магн. поля планеты и давления обтекающего потока плазмы (см. МагнитосфераЗемли, Магнитосферы планет). В случае взаимодействия С. в. с непроводящимтелом (напр., Луна) ударная волна не возникает. Поток плазмы поглощаетсяповерхностью, а за телом образуется полость, постепенно заполняемая плазмойС. в.

На стационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарныепроцессы, связанные со вспышками на Солнце. При сильных вспышкахпроисходит выброс вещества из ниж. областей короны в межпланетную среду. <При этом также образуется ударная волна (рис. 2), к-рая постепенно замедляется, <распространяясь в плазме С. в. Приход ударной волны к Земле вызывает сжатие магнитосферы, после к-рого обычно начинается развитие магн. бури (см. Магнитныевариации).
8050-14.jpg

Рис. 2. Распространение межпланетной ударней волны и выброса от солнечнойвспышки. Стрелками показано направление движения плазмы солнечного ветра, <линии без подписи - силовые линии магнитного поля.

8050-15.jpg

Рис. 3. Типы решений уравнения расширения короны. Скорость и расстояниенормированы на критическую скорость v к и критическое расстояниеR к. Решение 2 соответствует солнечному ветру.

Расширение солнечной короны описывается системой ур-ний сохранения массы, <момента кол-ва движения и уравнения энергии. Решения, отвечающие разл. <характеру изменения скорости с расстоянием, показаны на рис. 3. Решения1 и 2 соответствуют малым скоростям в основании короны. Выбор между этимидвумя решениями определяется условиями на бесконечности. Решение 1 соответствуетмалым скоростям расширения короны и даёт большие значения давления на бесконечности, <т. е. встречается с теми же трудностями, что и модель статич. короны. Решение2 соответствует переходу скорости расширения через значения скорости звука(v к )на нек-ром критич. расстоянии R к и последующемурасширению со сверхзвуковой скоростью. Это решение даёт исчезающе малоезначение давления на бесконечности, что позволяет согласовать его с малымдавлением межзвёздной среды. Течение этого типа Ю. Паркер назвал С. в. <Критич. точка находится над поверхностью Солнца, если темп-ра короны меньшенек-рого критич. значения 8050-16.jpg 8050-17.jpg, где m - масса протона,8050-18.jpg - показатель адиабаты,8050-19.jpg - масса Солнца. На рис. 4 показано изменение скорости расширения с гелиоцентрич. <расстоянием в зависимости от темп-ры изотермич. изотропной короны. Последующиемодели С. в. учитывают вариации корональной темп-ры с расстоянием, двухжидкостныйхарактер среды (электронный и протонный газы), теплопроводность, вязкость, <несферич. характер расширения.
8050-20.jpg

Рис. 4. Профили скорости солнечного ветра для модели изотер> мическойкороны при различных значениях корональной температуры.

С. в. обеспечивает осн. отток тепловой энергии короны, т. к. теплопередачав хромосферу, эл.-магн. излучение короны и электронная теплопроводностьС. в. недостаточны для установления теплового баланса короны. Электроннаятеплопроводность обеспечивает медленное убывание темп-ры С. в. с расстоянием. <С. в. не играет сколько-нибудь заметной роли в энергетике Солнца в целом, <т. к. поток энергии, уносимый им, составляет ~10-7 светимости Солнца.

С. в. уносит с собой в межпланетную среду корональное магн. поле. Вмороженныев плазму силовые линии этого поля образуют межпланетное магн. поле (ММП). Хотя напряжённость ММП невелика и плотность его энергии составляет ок.1% от плотности кинетич. энергии С. в., оно играет большую роль в термодинамикеС. в. и в динамике взаимодействий С. в. с телами Солнечной системы, а такжепотоков С. в. между собой. Комбинация расширения С. в. с вращением Солнцаприводит к тому, что магн. силовые линии, вмороженные в С. в., имеют форму, <близкую к спирали Архимеда (рис. 5). Радиальная BR иазимутальная 8050-21.jpg компоненты магн. поля по-разному изменяются с расстоянием вблизи плоскостиэклиптики:
8050-24.jpg

где 8050-25.jpg - угл. скорость вращения Солнца, и - радиальная компонента скоростиС. в., индекс 0 соответствует исходному уровню. На расстоянии орбиты Землиугол 8050-26.jpg между направлением магн. поля и R порядка 45°. При больших Л магн. <поле почти перпендикулярно R.
8050-22.jpg

Рис. 5. Форма силовой линии межпланетного магнитного поля. 8050-23.jpg - угловая скорость вращения Солнца, и - радиальная компонента скоростиплазмы, R - гелиоцентрическое расстояние.

С. в., возникающий над областями Солнца с разл. ориентацией магн. поля, <образует потоки с различно ориентированным ММП. Разделение наблюдаемойкрупномасштабной структуры С. в. на чётное число секторов с разл. направлениемрадиального компонента ММП наз. межпланетной секторной структурой. ХарактеристикиС. в. (скорость, темп-pa, концентрация частиц и др.) также в ср. закономерноизменяются в сечении каждого сектора, что связано с существованием внутрисектора быстрого потока С. в. Границы секторов обычно располагаются внутримедленного потока С. в. Чаще всего наблюдаются 2 или 4 сектора, вращающихсявместе с Солнцем. Эта структура, образующаяся при вытягивании С. в. крупномасштабногомагн. поля короны, может наблюдаться в течение неск. оборотов Солнца. Секторнаяструктура ММП - следствие существования токового слоя (ТС) в межпланетнойсреде, к-рый вращается вместе с Солнцем. ТС создаёт скачок магн. поля -радиальные компоненты ММП имеют разные знаки по разные стороны ТС. ЭтотТС, предсказанный X. Альвеном (Н. Alfven), проходит через те участки солнечнойкороны, к-рые связаны с активными областями на Солнце, и разделяет указанныеобласти с разл. знаками радиальной компоненты солнечного магн. поля. ТС располагается приблизительно в плоскости солнечного экватора и имеет складчатуюструктуру. Вращение Солнца приводит к закручиванию складок ТС в спирали(рис. 6). Находясь вблизи плоскости эклиптики, наблюдатель оказываетсято выше, то ниже ТС, благодаря чему попадает в секторы с разными знакамирадиальной компоненты ММП.

Вблизи Солнца в С. в. существуют долготные и широтные градиенты скорости, <обусловленные разностью скоростей быстрых и медленных потоков. По мереудаления от Солнца и укручения границы между потоками в С. в. возникаютрадиальные градиенты скорости, к-рые приводят к образованию бесстолкновителъныхударных волн (рис. 7). Сначала образуется ударная волна, распространяющаясявперёд от границы секторов (прямая ударная волна), а затем образуется обратнаяударная волна, распространяющаяся к Солнцу.
8050-27.jpg

Рис. 6. Форма гелио-сферного токового слоя. Пересечение его с плоскостьюэклиптики (наклонённой к экватору Солнца под углом ~ 7°) даёт наблюдаемую секторную структуру межпланетного магнитного поля.
8050-28.jpg

Рис. 7. Структура сектора межпланетного магнитного поля. Короткиестрелки показывают направление течения плазмы солнечного ветра, линии сострелками - силовые линии магнитного поля, штрихпунктир - границы сектора(пересечение плоскости рисунка с токовым слоем).

Т. к. скорость ударной волны меньше скорости С. в., плазма увлекаетобратную ударную волну в направлении от Солнца. Ударные волны вблизи границсекторов образуются на расстояниях ~1 а. е. и прослеживаются до расстоянийв неск. а. е. Эти ударные волны, так же как и межпланетные ударные волныот вспышек на Солнце и околопланетные ударные волны, ускоряют частицы иявляются, т. о., источником энергичных частиц.

С. в. простирается до расстояний ~100 а. е., где давление межзвёзднойсреды уравновешивает динамич. давление С. в. Полость, заметаемая С. в. <в межзвёздной среде, образует гелиосферу (см. Межпланетная среда). РасширяющийсяС. в. вместе с вмороженным в него магн. полем препятствует проникновениюв Солнечную систему галактич. космич. лучей малых энергий и приводит квариациям космич. лучей больших энергий. Явление, аналогичное С. в., обнаруженои у нек-рых др. звёзд (см. Звёздный ветер).

Лит.: Паркер Е. Н., Динамические процессы в межпланетной среде, <пер. с англ., М., 1965; Б р а н д т Д ж., Солнечный ветер, пер. с англ.,М., 1973; Хундхаузен А., Расширение короны и солнечный ветер, пер. с англ.,М., 1976. О. Л. Вайсберг.

Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. - М.: Советская энциклопедия. . 1988.



Радиус Солнца составляет 696 тыс. км, что в 109 раз превышает радиус Земли, причём полярный и экваториальный диаметры различаются не более, чем на 10 км. Соответственно, объём Солнца превышает земной в 1,3 миллиона раз. Масса Солнца в 330 000 раз больше массы Земли. Средняя плотность Солнца невелика — всего 1,4 г/см3, хотя в центре она достигает 150 г/см3. Ежесекундно Солнце излучает 3,84 × 10^26 Дж энергии, что в масс-энергетическом эквиваленте соответствует потере массы 4,26 миллионов тонн в секунду.

Характеристики Солнца

Расстояние до Солнца: 149.6 млн. км = 1.496· 1011 м = 8.31 световая минута
Масса Солнца: 1.989 · 1030 кг = 333 000 масс Земли

Радиус Солнца: 695 990 км или 109 радиусов Земли
Масса Солнца: 1.989 · 1030 кг = 333 000 масс Земли
Светимость Солнца: 3.846  ·  1033 эрг/сек

Температура поверхности Солнца: 5770 К
Плотность плазмы на поверхности Солнца: 2.07  ·  10-7 г/см3 = 0.00016 плотности воздуха
Химический состав на поверхности: 70% водорода (H), 28% гелия (He), 2% остальных элементов (C, N, O, ...)  по массе

Температура в центре Солнца: 15 600 000 К
Плотность плазмы в центре Солнца: 150 г/см3 (в 8 раз больше плотности золота)
Химический состав в центре Солнца: 35% водорода (H), 63% гелия (He), 2% остальных элементов (C, N, O, ...)  по массе

Ускорение свободного падения на Солнце: 274 м/с2 (в 27.9 раз больше, чем на поверхности Земли)
Вторая космическая скорость на Солнце: 618 км/с

 

Угловое расстояние Солнца на небе: 0.5 градуса (30 угловых минут)
Звездная величина Солнца: -26.7m
Абсолютная звездная величина Солнца:
+4.83m

Скорость вращения на экваторе: 1 оборот за 25 суток
Скорость вращения на полюсах: 1 оборот за 30 суток
Наклон оси вращения Солнца: 82° 45' к плоскости земной орбиты 

Возраст Солнца: 4.57 миллиардов лет  



  • Карта глобального потепления
  • Мониторинг магнитного поля Москва
  • Частоты шумановского резонанса
  • Vulkan-Monitor
  • Мониторинг рентгеновского излучения
  • Глобальная карта катаклизмов
  • Стихийные бедствия и техногенные катастрофы
  • Радиационная обстановка в вашем регионе
  • Магнитные бури - выживание
  • Солнечная система 3D-модель
  • Карта звёздного неба
  • Планетарий


  • Солнечный ветер и солнечная погода

    Что такое солнечный ветер

    Мониторинг рентгеновского излучения










    Полезная Информация

     |  Календарь  |  Мировая пресса  |  Вебкамера на МКС  |  Мировая статистика  |  Сейсмический монитор  |  Население Земли  |  Онлайн полеты самолётов  |  Конвертер валют Мира  |  Поздравления  |  Туризм  |  Погода в городах Мира.  |  Иллюзии  |  Выживание
     |  Омоложение  |  Блог Артема Драгунова  |  Анимация, картинки  |  Улыбнись
     |  Лунный календарь  |  Заговоры  |  Астрология, гороскопы  |  100 лучших фильмов  |  Игры  |  Лучшие Web камеры Мира!  |  Как повязать галстук  | 

    Лучшие игры с реальным выводом денег!






    Cистема баннерной рекламы



    На главную Сделать стартовой Добавить в избранное Написать письмо

    Рейтинг SunHome.ru Яндекс.Метрика