Солнечный ветр
Cтраница 1
Солнечным ветром называют установившийся поток протонов низкой энергии, испускаемых солнцем [ 81, 87J, и, вероятно, более тяжелых ионов, например гелия, кислорода, углерода и азота. В этом потоке присутствуют также электроны, число которых приблизительно соответствует числу положительных ионов. [1]
Солнечным ветром называются потоки плазмы, стекающие с солнечной поверхности вдоль силовых линий магнитного поля. [2]
Частицы солнечного ветра и космические частицы, попадая в магнитное поле Земли, тормозятся и отдают механическую энергию, которая в МГД-генераторе преобразуется в электрическую энергию токов ядра Земли и радиационных поясов. МГД-генератор имеет огромные размеры и, несмотря на небольшие индукции в канале генератора и невысокую плотность потока космических частиц, мощность его составляет десятки процентов от мощности всего потока энергии, получаемой Землей от Солнца. [3]
Исследования солнечного ветра в межпланетном пространстве с помощью искусственного спутника Маринер II показали, что на солнечной строне Земли зона действия магнитного поля оканчивается на высоте 8 - 10 земных радиусов, а на теневой строне наблюдается длинный хвост. [5]
Проникновение солнечного ветра внутрь магнитосферы может происходить через пограничные слои, располагающиеся на дневной ( входной слой) и ночной ( плазменная мантия и плазменный слой) сторонах магнитосферы. Проникновение происходит вдоль пересоединившихся магнитных силовых линий. Пересоединение межпланетного магнитного поля плазмы солнечного ветра и геомагнитного поля носит импульсный характер и может происходить на магнитопаузе и в геомагнитном хвосте в ограниченных по размеру ( Яф) областях. Область на дневной стороне, где происходит пересоединение, определяется знаком северо-южной компоненты межпланетного магнитного поля Bz. При Bz О пересоединение происходит в плазменной мантии в области каспа, при Bz О магнитные поля пересоединяются во входном слое в области подсолнечной точки, где они антипараллельны. Пересоединившиеся силовые линии переносятся солнечным ветром с дневной стороны магнитосферы на ночную, образуя геомагнитный хвост. Такой перенос происходит также и в результате вязкого трения при обтекании магнитосферы солнечным ветром. [6]
Изменения солнечного ветра постоянно влияют на характеристики магнитосферы и потоки заряженных частиц. В определенных ситуациях возникают специфические магнитосферные возмущения длительностью 1 - 2 часа, получившие название маг-нитосферной суббури. Накладываясь во времени, магнитосферные суббури приводят к возникновению магнитной бури. Эта энергия выделяется в виде джоулева тепла ионосферных токов ( питаемых продольными токами из магнитосферы), вторжений в верхнюю атмосферу потоков. При этом возникают интенсивные полярные сияния. Основное энерговыделение 10 - 2 - 10 - 3 Вт м - 2 происходит вдоль аврорального овала на высотах полярных сияний 100 - 200 км. Вдоль аврорального овала наблюдаются яркие полярные сияния, и в ионосфере текут наиболее интенсивные токи. [7]
 |
Районы залегания льда вблизи северного полюса Меркурия. Радиолокационное изображение ( а и схема расположения ( б. Кружками отмечены детали, известные по съемке Маринера-10. ( Хармон и др., 2001. [8] |
Взаимодействие солнечного ветра с планетой определяется свойствами ее магнитосферы, которая значительно отличается от земной. [9]
 |
Форма поверхности гелиосферного токового слоя в модели медленной. [10] |
Наблюдения солнечного ветра и магнитного поля на КА Ulysses в полярных областях в 1994 - 1995 гг. и в 2000 - 2001 гг. полностью соответствуют описанной картине. Первый из указанных периодов относится к спаду 22-го цикла, а второй - к максимуму и началу спада 23-го цикла. Текущий цикл слабый, относительно длинный - перепо-люсовка диполя длилась с 1999 г. по 2001 г. В более мощных циклах переполюсовка происходит значительно быстрее. Это дает основание отличать квазистационарный вариант от нестационарного по следующему простому критерию. [11]
Плазма солнечного ветра практически бесстолкновитель-на. По этой причине для того, чтобы объяснить диссипа-ционные процессы ( ударные волны, например), требуется привлекать специальные и далеко не тривиальные механизмы типа известного механизма Сагдевва. Необходимо так или иначе включить плазменную турбулентность, в этом случае диссипация обеспечивается столкновениями электронов с волнами. [12]
Скорость солнечного ветра значительно превышает скорость звука, поэтому, натолкнувшись на своем пути на магнитное поле Земли, он порождает ударную волну. Вся система, которая находится за фронтом ударной волны, называется магнитосферой, а названия других областей приведены на рис. 12.8. Эта структура довольно хорошо выявлена из космических измерений концентраций и скоростей частиц и строения магнитного поля. [13]
Взаимодействие солнечного ветра с межзвездно и средой. Поскольку расширение солнечной плазмы происходит не в вакууме, а в межзвездном пространстве, заполненном нейтральным и ионизованным газом, КЛ и магнитным полем галактического рукава, в котором находится Солнце, то солнечный ветер должен останавливаться из-за противодавления межзвездной среды на конечном расстоянии от Солнца. [14]
Поток солнечного ветра, набегая на магнитное поле Земли, испытывает препятствие. Перед магнитосферой образуется ударная волна. Фронт ее имеет форму параболоида. Солнечная плазма, проходя через ударную волну, уплотняется и замедляет свое движение. Уплотненная плазма обтекает геомагнитное поле, сжимая его, и придает ему форму вытянутой полости - магнитосферы. [15]
Страницы: 1 2 3 4