Солнечный ветер и магнитосфера Земли.

Солнечный ветер (Solar wind ) - поток мегаионизированных частиц (в основном гелиево-водородной плазмы), истекающий из солнечной короны со скоростью 300-1200 км/с в окружающее космическое пространство. Является одним из основных компонентов межпланетной среды.

Множество природных явлений связано с солнечным ветром, в том числе такие явления космической погоды, как магнитные бури и полярные сияния.

Не следует путать понятия «солнечный ветер» (поток ионизированных частиц, долетающий от Солнца до за 2-3 суток) и «солнечный свет» (поток фотонов, долетающий от Солнца до Земли в среднем за 8 минут 17 секунд). В частности, именно эффект давления солнечного света (а не ветра) используется в проектах так называемых солнечных парусов. Форма двигателя для , использующая в качестве источника тяги импульс ионов солнечного ветра - электрический парус.

История

Предположение о существовании постоянного потока частиц, летящих от Солнца, впервые было высказано британским астрономом Ричардом Кэррингтоном. В 1859 году Кэррингтон и Ричард Ходжсон независимо наблюдали то, что впоследствии было названо солнечной вспышкой. На следующий день произошла геомагнитная буря, и Кэррингтон предположил связь между этими явлениями. Позже Джордж Фитцджеральд высказал предположение, что материя периодически ускоряется Солнцем и за несколько дней достигает Земли.

В 1916 году норвежский исследователь Кристиан Биркеланд написал: «С физической точки зрения наиболее вероятно, что солнечные лучи не являются ни положительными ни отрицательными, но и теми и другими вместе». Другими словами, солнечный ветер состоит из отрицательных электронов и положительных ионов.

Три года спустя, в 1919 Фридерик Линдеманн также предположил, что частицы обоих зарядов, протоны и электроны, приходят от Солнца.

В 1930-х годах ученые определили, что температура солнечной короны должна достигать миллиона градусов, поскольку корона остается достаточно яркой при большом удалении от Солнца, что хорошо видно во время солнечных затмений. Позднее спектроскопические наблюдения подтвердили этот вывод. В середине 50-х британский математик и астроном Сидни Чепмен определил свойства газов при таких температурах. Оказалось, что газ становится великолепным проводником тепла и должен рассеивать его в пространство за пределы орбиты Земли. В то же время немецкий ученый Людвиг Бирманн заинтересовался тем фактом, что хвосты комет всегда направлены прочь от Солнца. Бирманн постулировал, что Солнце испускает постоянный поток частиц, которые создают давление на газ, окружающий комету, образуя длинный хвост.

В 1955 году советские астрофизики С. К. Всехсвятский, Г. М. Никольский, Е. А. Пономарев и В. И. Чередниченко показали, что протяженная корона теряет энергию на излучение и может находиться в состоянии гидродинамического равновесия только при специальном распределении мощных внутренних источников энергии. Во всех других случаях должен существовать поток вещества и энергии. Этот процесс служит физическим основанием для важного явления - «динамической короны». Величина потока вещества была оценена из следующих соображений: если бы корона находилась в гидростатическом равновесии, то высоты однородной атмосферы для водорода и железа относились бы как 56/1, то есть ионов железа в дальней короне наблюдаться не должно. Но это не так. Железо светится во всей короне, причем FeXIV наблюдается в более высоких слоях, чем FeX, хотя кинетическая температура там ниже. Силой, поддерживающей ионы во «взвешенном» состоянии, может быть импульс, передаваемый при столкновениях восходящим потоком протонов ионам железа. Из условия баланса этих сил легко найти поток протонов. Он оказался таким же, какой следовал из гидродинамической теории, подтвержденной впоследствии прямыми измерениями. Для 1955 г. это было значительным достижением, но в «динамическую корону» никто тогда не поверил.

Тремя годами позже Юджин Паркер сделал вывод, что горячее течение от Солнца в чепменовской модели и поток частиц, сдувающий кометные хвосты в гипотезе Бирманна - это два проявления одного и того же явления, которое он назвал «солнечным ветром» . Паркер показал, что даже несмотря на то, что солнечная корона сильно притягивается Солнцем, она столь хорошо проводит тепло, что остается горячей на большом расстоянии. Так как с расстоянием от Солнца его притяжение ослабевает, из верхней короны начинается сверхзвуковое истечение вещества в межпланетное пространство. Более того, Паркер был первым, кто указал, что эффект ослабления гравитации имеет то же влияние на гидродинамическое течение, что и сопло Лаваля: оно производит переход течения из дозвуковой в сверхзвуковую фазу.

Теория Паркера была подвергнута жесткой критике. Статья, посланная в 1958 году в Astrophysical Journal, была забракована двумя рецензентами и только благодаря редактору, Субраманьяну Чандрасекару, попала на страницы журнала.

Однако в январе 1959 года первые прямые измерения характеристик солнечного ветра (Константин Грингауз, ИКИ РАН) были проведены советской “Луна-1”, посредством установленных на ней сцинтилляционного счетчика и газового ионизационного детектора. Три года спустя такие же измерения были проведены и американкой Марсией Нейгебауэр по данным станции “Маринер-2”.

Всё же ускорение ветра до высоких скоростей ещё не было понято и не могло быть объяснено из теории Паркера. Первые численные модели солнечного ветра в короне с использованием уравнений магнитной гидродинамики были созданы Пневманом и Кноппом в 1971 г.

В конце 1990-х с помощью Ультрафиолетового коронального спектрометра (Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS) ) на борту были проведены наблюдения областей возникновения быстрого солнечного ветра на солнечных полюсах. Оказалось, что ускорение ветра много больше, чем предполагалось, исходя из чисто термодинамического расширения. Модель Паркера предсказывала, что скорость ветра становится сверхзвуковой на высоте 4 радиусов Солнца от фотосферы, а наблюдения показали, что этот переход происходит существенно ниже, примерно на высоте 1 радиуса Солнца, подтверждая, что существует дополнительный механизм ускорения солнечного ветра.

Характеристики

Гелиосферный токовый слой - результат влияния вращающегося магнитного поля Солнца на плазму в солнечном ветре.

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.

Хотя солнечный ветер исходит из внешнего слоя Солнца, он не отражает реального состава элементов в этом слое, так как в результате процессов дифференциации содержание некоторых элементов увеличивается, а некоторых - уменьшается (FIP-эффект).

Интенсивность солнечного ветра зависит от изменений солнечной активности и его источников. Многолетние наблюдения на орбите Земли (около 150 млн км от Солнца) показали, что солнечный ветер структурирован и обычно делится на спокойный и возмущенный (спорадический и рекуррентный). Спокойные потоки, в зависимости от скорости, делятся на два класса:медленные (примерно 300-500 км/с около орбиты Земли) и быстрые (500-800 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.

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 (1-3)·10 6 К.

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.

Возмущенные потоки

К возмущенным потокам относят межпланетное проявление корональных выбросов массы (СМЕ), а также области сжатия перед быстрыми СМЕ (называемыми в англоязычной литературе Sheath) и перед быстрыми потоками из корональных дыр (называемыми в англоязычной литературе Corotating interaction region - CIR). Около половины случаев наблюдений Sheath и CIR могут иметь впереди себя межпланетную ударную волну. Именно в возмущенных типах солнечного ветра межпланетное магнитное поле может отклоняться от плоскости эклиптики и содержать южную компоненту поля, которая приводит ко многим эффектам космической погоды (геомагнитной активности, включая магнитные бури). Ранее предполагалось, что возмущенные спорадические потоки вызываются солнечными вспышками, однако в настоящее время считается, что спорадические потоки в солнечном ветре обусловлены корональными выбросами. Вместе с тем следует отметить, что и солнечные вспышки, и корональные выбросы связаны с одними и теми же источниками энергии на Солнце и между ними существует статистическая зависимость.

По времени наблюдения различных крупномасштабных типов солнечного ветра быстрые и медленные потоки составляют около 53 %, гелиосферный токовый слой 6 %, CIR - 10 %, CME - 22 %, Sheath - 9 %, и соотношение между временем наблюдения различных типов сильно изменяется в цикле солнечной активности.

Феномены, порождаемые солнечным ветром

Благодаря высокой проводимости плазмы солнечного ветра магнитное поле Солнца оказывается вмороженным в истекающие потоки ветра и наблюдается в межпланетной среде в виде межпланетного магнитного поля.

Солнечный ветер образует границу гелиосферы, благодаря чему препятствует проникновению в . Магнитное поле солнечного ветра значительно ослабляет приходящие извне галактические космические лучи. Локальное повышение межпланетного магнитного поля приводит к краткосрочным понижениям космических лучей, Форбуш-понижениям, а крупномасштабные уменьшения поля приводят к их долгосрочным возрастаниям. Так в 2009 году, в период затянувшегося минимума солнечной активности, интенсивность излучения вблизи Земли выросла на 19 % относительно всех наблюдаемых ранее максимумов.

Солнечный ветер порождает на Солнечной системы, обладающих магнитным полем, такие явления, как магнитосфера, полярные сияния и радиационные пояса планет.

История

Вероятно, что первым предсказал существование солнечного ветра норвежский исследователь Кристиан Биркеланд (норв. Kristian Birkeland ) в г. «С физической точки зрения наиболее вероятно, что солнечные лучи не являются ни положительными ни отрицательными, но и теми и другими вместе». Другими словами, солнечный ветер состоит из отрицательных электронов и положительных ионов .

В 1930-х годах ученые определили, что температура солнечной короны должна достигать миллиона градусов, поскольку корона остается достаточно яркой при большом удалении от Солнца, что хорошо видно во время солнечных затмений. Позднее спектроскопические наблюдения подтвердили этот вывод. В середине 50-х британский математик и астроном Сидни Чепмен определил свойства газов при таких температурах. Оказалось, что газ становится великолепным проводником тепла и должен рассеивать его в пространство за пределы орбиты Земли. В то же время немецкий ученый Людвиг Бирманн (нем. Ludwig Franz Benedikt Biermann ) заинтересовался тем фактом, что хвосты комет всегда направлены прочь от Солнца. Бирманн постулировал, что Солнце испускает постоянный поток частиц, которые создают давление на газ, окружающий комету, образуя длинный хвост.

В 1955 году советские астрофизики С. К. Всехсвятский, Г. М. Никольский, Е. А. Пономарев и В. И. Чередниченко показали , что протяженная корона теряет энергию на излучение и может находиться в состоянии гидродинамического равновесия только при специальном распределении мощных внутренних источников энергии. Во всех других случаях должен существовать поток вещества и энергии. Этот процесс служит физическим основанием для важного явления - «динамической короны». Величина потока вещества была оценена из следующих соображений: если бы корона находилась в гидростатическом равновесии, то высоты однородной атмосферы для водорода и железа относились бы как 56/1, то есть ионов железа в дальней короне наблюдаться не должно. Но это не так. Железо светится во всей короне, причем FeXIV наблюдается в более высоких слоях, чем FeX, хотя кинетическая температура там ниже. Силой, поддерживающей ионы во «взвешенном» состоянии, может быть импульс, передаваемый при столкновениях восходящим потоком протонов ионам железа. Из условия баланса этих сил легко найти поток протонов. Он оказался таким же, какой следовал из гидродинамической теории, подтвержденной впоследствии прямыми измерениями. Для 1955 г. это было значительным достижением, но в «динамическую корону» никто тогда не поверил.

Тремя годами позже Юджин Паркер (англ. Eugene N. Parker ) сделал вывод, что горячее течение от Солнца в чепменовской модели и поток частиц, сдувающий кометные хвосты в гипотезе Бирманна - это два проявления одного и того же явления, которое он назвал «солнечным ветром» . Паркер показал, что даже несмотря на то, что солнечная корона сильно притягивается Солнцем, она столь хорошо проводит тепло, что остается горячей на большом расстоянии. Так как с расстоянием от Солнца его притяжение ослабевает, из верхней короны начинается сверхзвуковое истечение вещества в межпланетное пространство. Более того, Паркер был первым, кто указал, что эффект ослабления гравитации имеет то же влияние на гидродинамическое течение, что и сопло Лаваля : оно производит переход течения из дозвуковой в сверхзвуковую фазу.

Теория Паркера была подвергнута жесткой критике. Статья, посланная в 1958 году Astrophysical Journal была забракована двумя рецензентами и только благодаря редактору, Субраманьяну Чандрасекару попала на страницы журнала.

Однако, ускорение ветра до высоких скоростей еще не было понято и не могло быть объяснено из теории Паркера. Первые численные модели солнечного ветра в короне с использованием уравнений магнитной гидродинамики были созданы Пневманом и Кноппом (англ. Pneuman and Knopp ) в г.

В конце 1990-х с помощью Ультрафиолетового коронального спектрометра (англ. Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS) ) на борту спутника SOHO были проведены наблюдения областей возникновения быстрого солнечного ветра на солнечных полюсах. Оказалось, что ускорение ветра много больше, чем предполагалось, исходя из чисто термодинамического расширения. Модель Паркера предсказывала, что скорость ветра становится сверхзвуковой на высоте 4 радиусов Солнца от фотосферы, а наблюдения показали, что этот переход происходит существенно ниже, примерно на высоте 1 радиуса Солнца, подтверждая, что существует дополнительный механизм ускорения солнечного ветра.

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.

Хотя солнечный ветер исходит из внешнего слоя Солнца, он не отражает реального состава элементов в этом слое, так как в результате процессов дифференциации содержание некоторых элементов увеличивается, а некоторых - уменьшается (FIP-эффект).

Интенсивность солнечного ветра зависит от изменений солнечной активности и его источников. Многолетние наблюдения на орбите Земли (около 150 000 000 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 300-500 км/с около орбиты Земли) и быстрые (500-800 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.

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 (1-3)·10 6 К.

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 .

Возмущенные потоки

К возмущенным потокам относят межпланетное проявление корональных выбросов массы (СМЕ), а также области сжатия перед быстрыми СМЕ (называемыми в англоязычной литературе Sheath) и перед быстрыми потоками из корональных дыр (называемыми в англоязычной литературе Corotating interaction region - CIR). Около половины случаев наблюдений Sheath и CIR могут иметь впереди себя межпланетную ударную волну. Именно в возмущенных типах солнечного ветра межпланетное магнитное поле может отклоняться от плоскости эклиптики и содержать южную компоненту поля, которая приводит ко многим эффектам космической погоды (геомагнитной активности , включая магнитные бури). Ранее предполагалось, что возмущенные спорадические потоки вызываются солнечными вспышками , однако в настоящее время считается, что спорадические потоки в солнечном ветре обусловлены корональными выбросами. Вместе с тем следует отметить, что и солнечные вспышки , и корональные выбросы связаны с одними и теми же источниками энергии на Солнце и между ними существует статистическая зависимость.

По времени наблюдения различных крупномасштабных типов солнечного ветра быстрые и медленные потоки составляют около 53%, гелиосферный токовый слой 6%, CIR – 10%, CME – 22%, Sheath – 9%, и соотношение между временем наблюдения различных типов сильно изменяется в цикле солнечной активности. .

Феномены, порождаемые солнечным ветром

Солнечный ветер порождает на планетах Солнечной системы , обладающих магнитным полем , такие явления, как магнитосфера , полярные сияния и радиационные пояса планет.

В культуре

«Солнечный ветер» - рассказ известного писателя-фантаста Артура Кларка , написанный в 1963 году .

Примечания

1. Kristian Birkeland, «Are the Solar Corpuscular Rays that penetrate the Earth’s Atmosphere Negative or Positive Rays?» in Videnskapsselskapets Skrifter , I Mat - Naturv. Klasse No.1, Christiania, 1916.
2. Philosophical Magazine , Series 6, Vol. 38, No. 228, December, 1919, 674 (on the Solar Wind)
3. Ludwig Biermann (1951). «Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung». Zeitschrift für Astrophysik 29 : 274.
4. Всехсвятский С.К., Никольский Г.М., Пономарев Е.А., Чередниченко В.И. (1955). «К вопросу о корпускулярном излучении Солнца». Астрономический журнал 32 : 165.
5. Christopher T. Russell . Institute of Geophysics and Planetary Physics University of California, Los Angeles . Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 7 февраля 2007.
6. Roach, John . Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind , National Geographic News (August 27, 2003). Проверено 13 июня 2006.
7. Eugene Parker (1958). «Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields ». The Astrophysical Journal 128 : 664.
8. Luna 1 . NASA National Space Science Data Center. Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 4 августа 2007.
9. (рус.) 40th Anniversary of the Space Era in the Nuclear Physics Scientific Research Institute of the Moscow State University , contains the graph showing particle detection by Луна-1 at various altitudes.
10. M. Neugebauer and C. W. Snyder (1962). «Solar Plasma Experiment». Science 138 : 1095–1097.
11. G. W. Pneuman and R. A. Kopp (1971). «Gas-magnetic field interactions in the solar corona». Solar Physics 18 : 258.
12. Ермолаев Ю. И., Николаева Н. С., Лодкина И. Г., Ермолаев М. Ю. Относительная частота появления и геоэффективность крупномасштабных типов солнечного ветра // Космические исследования . - 2010. - Т. 48. - № 1. - С. 3–32.
13. Cosmic Rays Hit Space Age High . НАСА (28 сентября 2009). Архивировано из первоисточника 22 августа 2011. Проверено 30 сентября 2009. (англ.)

Литература

• Паркер Е. Н. Динамические процессы в межпланетной среде / Пер. с англ. М.: Мир, 1965
• Пудовкин М. И. Солнечный ветер// Соросовский образовательный журнал, 1996, No 12, с. 87-94.
• Хундхаузен А. Расширение короны и солнечный ветер / Пер. с англ. М.: Мир, 1976
• Физическая энциклопедия, т.4 - М.:Большая Российская Энциклопедия стр.586 , стр.587 и стр.588
• Физика космоса. Маленькая энциклопедия, М.: Советская Энциклопедия, 1986
• Гелиосфера (Под ред. И.С. Веселовского, Ю.И. Ермолаева) в монографии Плазменная гелиогеофизика / Под ред. Л. М. Зеленого, И. С. Веселовского. В 2-х т. М.: Физ-матлит, 2008. Т. 1. 672 с.; Т. 2. 560 с.

См. также

Ссылки

Солнце
Структура	Ядро · Зона лучистого переноса · Конвективная зона
Атмосфера	Фотосфера · Хромосфера · Солнечная корона
Расширенная структура	Гелиосфера (Гелиосферный токовый слой · Граница ударной волны) · Гелиосферная мантия · Гелиопауза · Головная ударная волна
Относящиеся к Солнцу феномены	Солнечное затмение · Солнечная активность (Солнечные пятна ·

В.Б.Баранов, Московский государственный университет им. М.В. Ломоносова

В статье рассматривается проблема сверхзвукового расширения солнечной короны (солнечный ветер). Анализируются четыре главные проблемы: 1) причины истечения плазмы из солнечной короны; 2) однородно ли такое истечение; 3) изменение параметров солнечного ветра с удалением от Солнца и 4) как солнечный ветер истекает в межзвездную среду.

Введение

Прошло почти 40 лет с тех пор, как американский физик Е. Паркер теоретически предсказал явление, которое получило название "солнечный ветер" и которое через пару лет было подтверждено экспериментально группой советского ученого К. Грингауза при помощи приборов, установленных на космических аппаратах "Луна-2" и "Луна-3". Солнечный ветер представляет собой поток полностью ионизованной водородной плазмы, то есть газа, состоящего из электронов и протонов примерно одинаковой плотности (условие квазинейтральности), который с большой сверхзвуковой скоростью движется от Солнца. На орбите Земли (на одной астрономической единице (а.е.) от Солнца) скорость VE этого потока равна примерно 400-500 км/с, концентрация протонов (или электронов) ne = 10-20 частиц в кубическом сантиметре, а их температура Te равна примерно 100 000 К (температура электронов несколько выше).

Кроме электронов и протонов в межпланетном пространстве были обнаружены альфа-частицы (порядка нескольких процентов), небольшое количество более тяжелых частиц, а также магнитное поле, средняя величина индукции которого оказалась на орбите Земли порядка нескольких гамм (1

Немного истории, связанной с теоретическим предсказанием солнечного ветра

В течение не столь уж длительной истории теоретической астрофизики считалось, что все атмосферы звезд находятся в гидростатическом равновесии, то есть в состоянии, когда сила гравитационного притяжения звезды уравновешивается силой, связанной с градиентом давления в ее атмосфере (с изменением давления на единицу расстояния r от центра звезды). Математически это равновесие выражается в виде обыкновенного дифференциального уравнения

где G - гравитационная постоянная, M* - масса звезды, р - давление атмосферного газа,

где R - газовая постоянная, легко получается так называемая барометрическая формула, которая в частном случае постоянной температуры Т будет иметь вид

В формуле (3) величина p0 представляет собой давление у основания атмосферы звезды (при r = r0). Из этой формулы видно, что при r

Поскольку считалось, что солнечная атмосфера, так же как и атмосферы других звезд, находится в состоянии гидростатического равновесия, то ее состояние определялось формулами, аналогичными формулам (1), (2), (3) . Учитывая необычное и до конца еще непонятое явление резкого возрастания температуры примерно от 10 000 градусов на поверхности Солнца до 1 000 000 градусов в солнечной короне, Чепмен (см., например, ) развил теорию статической солнечной короны, которая должна была плавно переходить в межзвездную среду, окружающую Солнечную систему.

Однако в своей пионерской работе Паркер обратил внимание на то, что давление на бесконечности, получаемое из формулы типа (3) для статической солнечной короны, оказывается почти на порядок величины больше значения давления, которое оценивалось для межзвездного газа на основе наблюдений. Чтобы устранить это расхождение, Паркер предположил, что солнечная корона не находится в состоянии статического равновесия, а непрерывно расширяется в окружающую Солнце межпланетную среду. При этом вместо уравнения равновесия (1) он предложил использовать гидродинамическое уравнение движения вида

где в системе координат, связанной с Солнцем, величина V представляет собой радиальную скорость движения плазмы. Под

При заданном распределении температуры Т система уравнений (2) и (4) имеет решения типа представленных на рис. 1. На этом рисунке через a обозначена скорость звука, а r* - расстояние от начала координат, на котором скорость газа равна скорости звука (V = a). Очевидно, что только кривые 1 и 2 на рис. 1 имеют физический смысл для проблемы истечения газа из Солнца, поскольку кривые 3 и 4 имеют неединственные значения скорости в каждой точке, а кривые 5 и 6 соответствуют очень большим скоростям в солнечной атмосфере, что не наблюдается в телескопы. Паркер проанализировал условия, при которых в природе осуществляется решение, соответствующее кривой 1. Он показал, что для согласования давления, получаемого из такого решения, с давлением в межзвездной среде наиболее реален случай перехода газа от дозвукового течения (при r < r*) к сверхзвуковому (при r > r*), и назвал такое течение солнечным ветром. Однако это утверждение оспаривалось в работе Чемберленом, который полагал наиболее реальным решение, соответствующее кривой 2, описывающей всюду дозвуковой "солнечный бриз". При этом первые эксперименты на космических аппаратах (см., например, ), обнаружившие сверхзвуковые потоки газа от Солнца, не казались, судя по литературе, Чемберлену достаточно достоверными.

История экспериментов в космическом пространстве блестяще доказала правильность представлений Паркера о солнечном ветре. Подробный материал о теории солнечного ветра можно найти, например, в монографии .

Представления об однородном истечении плазмы из солнечной короны

Из одномерных уравнений газовой динамики можно получить известный результат: при отсутствии массовых сил сферически-симметричное течение газа от точечного источника может быть всюду либо дозвуковым, либо сверхзвуковым. Присутствие в уравнении (4) гравитационной силы (правая часть) приводит к тому, что появляются решения типа кривой 1 на рис. 1, то есть с переходом через скорость звука. Проведем аналогию с классическим течением в сопле Лаваля, которое представляет собой основу всех сверхзвуковых реактивных двигателей. Схематически это течение показано на рис. 2.

В бак 1, называемый ресивером, с очень маленькой скоростью подается газ, нагретый до очень высокой температуры (внутренняя энергия газа много больше его кинетической энергии направленного движения). Путем геометрического поджатия канала газ ускоряется в области 2 (дозвуковое течение) до тех пор, пока его скорость не достигнет скорости звука. Для дальнейшего его ускорения необходимо канал расширять (область 3 сверхзвукового течения). Во всей области течения ускорение газа происходит за счет его адиабатического (без подвода тепла) охлаждения (внутренняя энергия хаотического движения переходит в энергию направленного движения).

В рассматриваемой проблеме образования солнечного ветра роль ресивера играет солнечная корона, а роль стенок сопла Лаваля - гравитационная сила солнечного притяжения. Согласно теории Паркера, переход через скорость звука должен происходить где-то на расстоянии в несколько солнечных радиусов. Однако анализ получаемых в теории решений показал, что температуры солнечной короны недостаточно, чтобы ее газ мог ускориться до сверхзвуковых скоростей, как это имеет место в теории сопла Лаваля. Должен существовать какой-то дополнительный источник энергии. Таким источником в настоящее время считается диссипация всегда присутствующих в солнечном ветре волновых движений (иногда их называют плазменной турбулентностью), накладывающихся на среднее течение, а само течение уже не является адиабатическим. Количественный анализ таких процессов еще требует своего исследования.

Интересно, что наземные телескопы обнаруживают на поверхности Солнца магнитные поля. Средняя величина их магнитной индукции В оценивается в 1 Гс, хотя в отдельных фотосферных образованиях, например в пятнах, магнитное поле может быть на порядки величины больше. Поскольку плазма является хорошим проводником электричества, то естественно, что солнечные магнитные поля взаимодействуют с ее потоками от Солнца. В этом случае чисто газодинамическая теория дает неполное описание рассматриваемого явления. Влияние магнитного поля на течение солнечного ветра можно рассмотреть только в рамках науки, которая называется магнитной гидродинамикой. К каким результатам приводят такие рассмотрения? Согласно пионерской в этом направлении работе (см. также ), магнитное поле приводит к появлению электрических токов j в плазме солнечного ветра, что, в свою очередь, приводит к появлению пондеромоторной силы j x B, которая направлена в перпендикулярном к радиальному направлении. В результате у солнечного ветра появляется тангенциальная компонента скорости. Эта компонента почти на два порядка меньше радиальной, однако она играет существенную роль в выносе из Солнца момента количества движения. Предполагают, что последнее обстоятельство может играть существенную роль в эволюции не только Солнца, но и других звезд, у которых обнаружен "звездный ветер". В частности, для объяснения резкого уменьшения угловой скорости звезд позднего спектрального класса часто привлекается гипотеза о передаче вращательного момента образующимся вокруг них планетам. Рассмотренный механизм потери углового момента Солнца путем истечения из него плазмы открывает возможность пересмотра этой гипотезы.

В конце 40-х годов американский астроном С. Форбуш обнаружил непонятное явление. Измеряя интенсив­ность космических лучей, Форбуш заметил, что она значительно снижается при возрастании солнечной ак­тивности и совсем резко падает во время магнитных бурь.

Это представлялось довольно странным. Скорее, мож­но было ожидать обратного. Ведь Солнце само является поставщиком космических лучей. Поэтому, казалось бы, чем выше активность нашего дневного светила, тем больше частиц оно должно выбрасывать в окружающее пространство.

Оставалось предположить, что возрастание солнечной активности влияет на земное магнитное поле таким об­разом, что оно начинает отклонять частицы космических лучей - отбрасывать их. Путь к Земле как бы запи­рается.

Объяснение казалось логичным. Но, увы, как выяс­нилось вскоре, оно было явно недостаточным. Подсчеты, проделанные физиками, неопровержимо свидетельство­вали о том, что изменение физических условий только в непосредственной близости от Земли не может вызвать эффекта такого масштаба, какой наблюдается в дей­ствительности. Очевидно, должны существовать и какие-то другие силы, препятствующие проникновению космических лучей в солнечную систему, и притом такие, которые возрастают с увеличением солнечной активности.

Тогда-то и возникло предположение, что виновни­ками загадочного эффекта являются потоки заряженных частиц, вырывающиеся с поверхности Солнца и про­низывающие пространство солнечной системы. Этот свое­образный «солнечный ветер» и очищает межпланетную среду, «выметая» из нее частицы космических лучей.

В пользу подобной гипотезы говорили также явления, наблюдающиеся в кометах. Как известно, кометные хво­сты всегда направлены от Солнца. Вначале это обстоя­тельство связывали со световым давлением солнечных лучей. Однако в середине текущего столетия было уста­новлено, что лишь световое давление не может вызывать всех явлений, происходящих в кометах. Расчеты пока­зали, что для образования и наблюдаемого отклонения кометных хвостов необходимо воздействие не только фотонов, но и частиц вещества. Кстати, такие частицы могли бы возбуждать происходящее в кометных хвостах свечение ионов.

Собственно говоря, о том, что Солнце выбрасывает потоки заряженных частиц - корпускул, было известно и до этого. Однако предполагалось, что такие потоки носят эпизодический характер. Их возникновение астро­номы связывали с появлением вспышек и пятен. Но ко­метные хвосты направлены в противоположную от Солн­ца сторону всегда, а не только в периоды усиления сол­нечной активности. Значит, и корпускулярная радиация, заполняющая пространство солнечной системы, должна существовать постоянно. Она усиливается с возраста­нием солнечной активности, но существует всегда.

Таким образом, околосолнечное пространство непре­рывно обдувается солнечным ветром. Из чего же состоит этот ветер и при каких условиях он возникает?

Познакомимся с самым внешним слоем солнечной ат­мосферы - «короной». Эта часть атмосферы нашего дневного светила необычайно разрежена. Даже в непо­средственной близости от Солнца ее плотность состав­ляет всего около одной стомиллионной доли плотности земной атмосферы. Это значит, что в каждом куби­ческом сантиметре околосолнечного пространства содер­жится всего несколько сотен миллионов частиц короны. Но так называемая «кинетическая температура» короны, определяемая по скорости движения частиц, весьма вели­ка. Она достигает миллиона градусов. Поэтому корональный газ полностью ионизован и представляет собой смесь протонов, ионов различных элементов и свободных элект­ронов.

Недавно появилось сообщение о том, что в составе солнечного ветра обнаружено присутствие ионов гелия. Это обстоятельство проливает спет на тот механизм, с помощью которого происходит выброс заряженных

частиц с поверхности Солнца. Если бы солнечный ветер состоял только из электронов и протонов, то еще можно было бы предполагать, что он образуется за счет чисто тепловых процессов и представляет собой нечто вроде пара, образующегося над поверхностью кипящей воды. Однако ядра атомов гелия в четыре раза тяжелее про­тонов и поэтому маловероятно, чтобы они могли выбра­сываться вследствие испарения. Скорее всего образова­ние солнечного ветра связано с действием магнитных сил. Улетая от Солнца, облака плазмы как бы уносят с собой и магнитные поля. Именно эти поля и служат тем своеобразным «цементом», который «скрепляет» воедино частицы с различными массами и зарядами.

Наблюдения и вычисления, проведенные астронома­ми, показали, что по мере удаления от Солнца плотность короны постепенно уменьшается. Но, оказывается, в районе орбиты Земли она еще заметно отличается от нуля. В этой области солнечной системы на каждый ку­бический сантиметр пространства приходится от ста до тысячи корональных частиц. Другими словами, наша планета находится внутри солнечной атмосферы и, если хотите, мы вправе называть себя не только жителями Земли, но и жителями атмосферы Солнца.

Если вблизи Солнца корона более или менее ста­бильна, то по мере увеличения расстояния она стре­мится расшириться в пространство. И чем дальше от Солнца, тем выше скорость этого расширения. Согласно расчетам американского астронома Э. Паркера, уже па расстоянии 10 млн. км корональные частицы движутся со скоростями, превосходящими скорость звука. И но мере дальнейшего удаления от Солнца и ослабления силы солнечного притяжения эти скорости возрастают еще в несколько раз.

Таким образом, напрашивается вывод о том, что сол­нечная корона - это и есть солнечный ветер, обдуваю­щий пространство нашей планетной системы.

Эти теоретические выводы были полностью подтвер­ждены измерениями па космических ракетах и искус­ственных спутниках Земли. Оказалось, что солнечный ветер существует всегда и вблизи Земли «дует» со ско­ростью около 400 км\сек. С увеличением солнечной ак­тивности скорость эта возрастает.

Как далеко дует солнечный ветер? Вопрос этот пред­ставляет значительный интерес, однако для получения соответствующих экспериментальных данных необходимо осуществить зондирование космическими аппаратами внешней части солнечной системы. Пока же это не сде­лано, приходится довольствоваться теоретическими сооб­ражениями.

Однако однозначного ответа получить не удается. В зависимости от исходных предпосылок расчеты при­водят к различным результатам. В одном случае получается, что солнечный ветер затихает уже в районе ор­биты Сатурна, в другом, - что он существует еще на очень большом расстоянии за орбитой последней планеты Плутона. Но это лишь теоретически крайние пределы возможного распространения солнечного ветра. Указать точную границу могут лишь наблюдения.

Наиболее достоверными были бы, как мы уже отме­чали, данные космических зондов. Но в принципе воз­можны и некоторые косвенные наблюдения. В частности, было замечено, что после каждого очередного спада сол­нечной активности соответствующее возрастание интен­сивности космических лучей высоких энергий, т. е. лу­чей, приходящих в солнечную систему извне, происходит с запозданием примерно на шесть месяцев. Видимо, это и есть как раз тот срок, который необходим, чтобы оче­редное изменение мощности солнечного ветра дошло до границы его распространения. Так как средняя скорость распространения солнечного ветра составляет около 2,5 астрономической единицы (1 астрономическая еди­ница = 150 млн. км-среднему расстоянию Земли от Солн­ца) в сутки, то это дает расстояние около 40-45 астро­номических единиц. Другими словами, солнечный ветер иссякает где-то в районе орбиты Плутона.

Можно использовать не только как движитель космических парусников, но и как источник энергии. Наиболее известное применение солнечного ветра в этом качестве было впервые предложено Фрименом Дайсоном (Freeman Dyson), предположившим, что высокоразвитой цивилизации по силам создание сферы вокруг звезды, которая бы собирала всю испускаемую ею энергию. Исходя из этого так же был предложен очередной метод поиска внеземных цивилизаций.

Между тем, коллективом исследователей Вашингтонского университета (Washington State University) под руководством Брукса Харропа (Brooks Harrop) была предложена более практичная концепция использования энергии солнечного ветра - спутники Дайсона-Харропа. Они представляют собой довольно простые электростанции, собирающие электроны из солнечного ветра. На длинный металлический стержень, направленный на Солнце, подается напряжение для генерации магнитного поля, которое будет притягивать электроны. На другом конце располагается приемник-ловушка электронов, состоящая из паруса и приемника.

По расчетам Харропа, спутник с 300-метровым стержнем, толщиной 1 см и 10-метровой ловушкой, на орбите Земли сможет «собирать» до 1,7 МВт. Этого достаточно для обеспечения энергией примерно 1000 частных домов. Тот же спутник, но уже с километровым стержнем и парусом в 8400 километров сможет «собирать» уже 1 миллиард миллиардов гигаватт энергии (10 27 Вт). Остается только передать эту энергию на Землю, чтобы отказаться от всех остальных ее видов.

Команда Харропа предлагает передавать энергию с помощью лазерного луча. Однако, если конструкция самого спутника довольно проста и вполне реализуема на современном уровне технологий, то создание лазерного «кабеля» пока технически невозможно. Дело в том, что для эффективного сбора солнечного ветра спутник Дайсона-Харропа должен лежать вне плоскости эклиптики, а значит находится в миллионах километров от Земли. На таком расстоянии луч лазера будет давать пятно, диаметром в тысячи километров. Адекватная же фокусирующая система потребует объектив от 10 до 100 метров в диаметре. Кроме этого, нельзя исключать многие опасности от возможных сбоев системы. С другой стороны, энергия требуется и в самом космосе, и небольшие спутники Дайсона-Харропа вполне могут стать ее основным источником, заменив солнечные батареи и ядерные реакторы.