stringtranslate.com

Солнечный ветер

Наблюдения Улисса за скоростью солнечного ветра в зависимости от гелиошироты во время солнечного минимума. Медленный ветер (≈400 км/с ) ограничивается экваториальными областями, в то время как быстрый ветер (≈750 км/с ) видно над полюсами. [1] Красный/синий цвета показывают внешнюю/внутреннюю полярности гелиосферного магнитного поля .
Иллюстрация структуры Солнца

Солнечный ветер — это поток заряженных частиц, высвобождаемых из внешнего слоя атмосферы Солнца, короны . Эта плазма в основном состоит из электронов , протонов и альфа-частиц с кинетической энергией между0,5 и 10  кэВ . В состав плазмы солнечного ветра также входит смесь видов частиц, обнаруженных в солнечной плазме: следовые количества тяжелых ионов и атомных ядер таких элементов , как углерод , азот , кислород , неон , магний , кремний , сера и железо . Также имеются более редкие следы некоторых других ядер и изотопов, таких как фосфор , титан , хром и изотопы никеля 58 Ni , 60 Ni и 62 Ni. [2] На плазму солнечного ветра накладывается межпланетное магнитное поле . [3] Солнечный ветер изменяется по плотности , температуре и скорости с течением времени и в зависимости от солнечной широты и долготы . Его частицы могут избегать гравитации Солнца из-за их высокой энергии, возникающей из-за высокой температуры короны, которая, в свою очередь, является результатом коронального магнитного поля. Граница, разделяющая корону и солнечный ветер, называется поверхностью Альвена .

На расстоянии более нескольких солнечных радиусов от Солнца солнечный ветер достигает скорости250–750  км/с и является сверхзвуковой, [4] то есть она движется быстрее скорости быстрых магнитозвуковых волн . Поток солнечного ветра больше не является сверхзвуковым на конечном скачке уплотнения . Другие связанные явления включают полярное сияние (северное и южное сияние), кометные хвосты , которые всегда направлены от Солнца, и геомагнитные бури , которые могут изменять направление линий магнитного поля.

История

Наблюдения с Земли

Существование частиц, текущих от Солнца к Земле , впервые предположил британский астроном Ричард К. Каррингтон . В 1859 году Каррингтон и Ричард Ходжсон независимо друг от друга провели первые наблюдения того, что позже будет названо солнечной вспышкой . Это внезапное локализованное увеличение яркости на солнечном диске, которое, как теперь известно [5] , часто происходит в сочетании с эпизодическим выбросом вещества и магнитного потока из атмосферы Солнца, известным как выброс корональной массы . На следующий день наблюдалась мощная геомагнитная буря , и Каррингтон заподозрил, что здесь может быть связь; геомагнитная буря теперь приписывается прибытию выброса корональной массы в околоземное пространство и его последующему взаимодействию с магнитосферой Земли . Ирландский академик Джордж Фицджеральд позже предположил, что материя регулярно ускоряется от Солнца, достигая Земли через несколько дней. [6]

Лабораторное моделирование влияния магнитосферы на солнечный ветер; эти токи Биркеланда , подобные полярным сияниям , были созданы в террелле — намагниченном анодном шаре в вакуумной камере.

В 1910 году британский астрофизик Артур Эддингтон по сути предположил существование солнечного ветра, не называя его, в сноске к статье о комете Морхауза . [7] Предложение Эддингтона так и не было полностью принято, хотя он также сделал аналогичное предположение в выступлении в Королевском институте годом ранее, в котором он постулировал, что выброшенный материал состоит из электронов, тогда как в своем исследовании кометы Морхауза он предполагал, что это ионы . [7]

Идея о том, что выброшенный материал состоит как из ионов, так и из электронов, была впервые высказана норвежским ученым Кристианом Биркеландом . [8] Его геомагнитные исследования показали, что полярная активность была практически непрерывной. Поскольку эти проявления и другая геомагнитная активность вызывались частицами от Солнца, он пришел к выводу, что Земля непрерывно бомбардируется «лучами электрических корпускул, испускаемыми Солнцем». [6] В 1916 году он предположил, что «с физической точки зрения наиболее вероятно, что солнечные лучи не являются ни исключительно отрицательными, ни исключительно положительными лучами, но лучами обоих видов»; другими словами, солнечный ветер состоит как из отрицательных электронов, так и из положительных ионов. [9] Три года спустя, в 1919 году, британский физик Фредерик Линдеманн также предположил, что Солнце выбрасывает частицы обеих полярностей: протоны, а также электроны. [10]

Около 1930-х годов ученые пришли к выводу, что температура солнечной короны должна составлять миллион градусов по Цельсию из-за того, как она простирается в космос (как это было видно во время полного солнечного затмения ). Более поздние спектроскопические исследования подтвердили, что эта необычная температура действительно имеет место. В середине 1950-х годов британский математик Сидни Чепмен рассчитал свойства газа при такой температуре и определил, что корона, будучи таким превосходным проводником тепла, должна простираться далеко в космос, за пределы орбиты Земли. Также в 1950-х годах немецкий астроном Людвиг Бирман заинтересовался тем фактом, что хвост кометы всегда направлен от Солнца, независимо от направления, в котором движется комета. Бирман предположил, что это происходит потому, что Солнце испускает постоянный поток частиц, который отталкивает хвост кометы. [11] Немецкий астроном Пауль Анерт считается (по мнению Вильфрида Шредера) первым, кто связал солнечный ветер с направлением хвоста кометы на основе наблюдений за кометой Уиппла-Федке (1942г). [12]

Американский астрофизик Юджин Паркер понял, что тепло, исходящее от Солнца в модели Чепмена, и хвост кометы, уносящийся от Солнца в гипотезе Бирманна, должны быть результатом одного и того же явления, которое он назвал «солнечным ветром». [13] [14] В 1957 году Паркер показал, что хотя корона Солнца сильно притягивается солнечной гравитацией, она является настолько хорошим проводником тепла, что на больших расстояниях от Солнца все еще остается очень горячей. Поскольку солнечная гравитация ослабевает с увеличением расстояния от Солнца, внешняя корональная атмосфера способна сверхзвуковым образом выходить в межзвездное пространство. Паркер также был первым человеком, который заметил, что ослабевающее влияние гравитации Солнца оказывает такое же влияние на гидродинамический поток, как сопло Лаваля , вызывая переход от дозвукового к сверхзвуковому потоку. [15] Существовало сильное противодействие гипотезе Паркера относительно солнечного ветра; Статья, которую он представил в The Astrophysical Journal в 1958 году [15], была отклонена двумя рецензентами, прежде чем ее принял редактор Субрахманьян Чандрасекар . [16] [17]

Наблюдения из космоса

В январе 1959 года советский космический аппарат Луна-1 впервые напрямую наблюдал солнечный ветер и измерил его силу, [18] [19] [20] используя полусферические ионные ловушки. Открытие, сделанное Константином Грингаузом  [ru] , было подтверждено Луна-2 , Луна-3 и более далекими измерениями Венеры-1 . Три года спустя аналогичное измерение было выполнено американским геофизиком Марсией Нойгебауэр и ее коллегами с использованием космического аппарата Маринер-2 . [21]

Первое численное моделирование солнечного ветра в солнечной короне, включая замкнутые и открытые силовые линии , было выполнено Пнейманом и Коппом в 1971 году. Уравнения магнитной гидродинамики в стационарном состоянии решались итеративно, начиная с начальной дипольной конфигурации. [22]

В 1990 году был запущен зонд Ulysses для изучения солнечного ветра с высоких солнечных широт. Все предыдущие наблюдения проводились в плоскости эклиптики Солнечной системы или вблизи нее . [23]

В конце 1990-х годов прибор ультрафиолетового коронального спектрометра (UVCS) на борту космического аппарата SOHO наблюдал область ускорения быстрого солнечного ветра, исходящего от полюсов Солнца, и обнаружил, что ветер ускоряется гораздо быстрее, чем можно объяснить одним лишь термодинамическим расширением. Модель Паркера предсказывала, что ветер должен совершить переход к сверхзвуковому потоку на высоте около четырех солнечных радиусов (приблизительно 3 000 000 км) от фотосферы (поверхности); но переход (или «звуковая точка») теперь, по-видимому, происходит гораздо ниже, возможно, всего на один солнечный радиус (приблизительно 700 000 км) над фотосферой, что предполагает, что какой-то дополнительный механизм ускоряет солнечный ветер вдали от Солнца. Ускорение быстрого ветра до сих пор не изучено и не может быть полностью объяснено теорией Паркера. Однако гравитационное и электромагнитное объяснение этого ускорения подробно изложено в более ранней статье лауреата Нобелевской премии по физике 1970 года Ханнеса Альфвена . [ 24] [25]

С 10 по 12 мая 1999 года космические аппараты NASA Advanced Composition Explorer (ACE) и WIND наблюдали 98%-ное снижение плотности солнечного ветра. Это позволило энергичным электронам от Солнца течь к Земле в узких пучках, известных как « strahl », что вызвало крайне необычное событие «полярный дождь», в ходе которого над Северным полюсом появилось видимое полярное сияние . Кроме того, магнитосфера Земли увеличилась в 5-6 раз по сравнению с ее обычным размером. [26]

Миссия STEREO была запущена в 2006 году для изучения корональных выбросов массы и солнечной короны с использованием стереоскопии из двух широко разнесенных систем визуализации. Каждый космический аппарат STEREO нес два гелиосферных визуализатора: высокочувствительные широкоугольные камеры, способные получать изображения самого солнечного ветра с помощью томсоновского рассеяния солнечного света на свободных электронах. Фильмы со STEREO показали солнечный ветер вблизи эклиптики как крупномасштабный турбулентный поток.

График, показывающий резкое снижение скорости обнаружения частиц солнечного ветра аппаратом Voyager 1

13 декабря 2010 года Voyager 1 определил, что скорость солнечного ветра в месте его нахождения в 10,8 миллиардах миль (17,4 миллиарда километров) от Земли замедлилась до нуля. «Мы достигли точки, в которой ветер от Солнца, который до сих пор всегда имел внешнее движение, больше не движется наружу; он движется только вбок, так что он может в конечном итоге пройти по хвосту гелиосферы, которая представляет собой объект, похожий на комету», — сказал ученый проекта Voyager Эдвард Стоун. [27] [28]

В 2018 году НАСА запустило Parker Solar Probe , названный в честь американского астрофизика Юджина Паркера, с миссией по изучению структуры и динамики солнечной короны, в попытке понять механизмы, которые заставляют частицы нагреваться и ускоряться в виде солнечного ветра. В течение своей семилетней миссии зонд сделает двадцать четыре оборота вокруг Солнца, проходя все дальше в корону с каждым перигелием орбиты , в конечном итоге пройдя в пределах 0,04 астрономических единиц от поверхности Солнца. Это первый космический аппарат НАСА, названный в честь живущего человека, и Паркер, которому исполнился 91 год, присутствовал при запуске. [29]

Механизм ускорения

В то время как ранние модели солнечного ветра в первую очередь полагались на тепловую энергию для ускорения материала, к 1960-м годам стало ясно, что тепловое ускорение само по себе не может объяснить высокую скорость солнечного ветра. Требуется дополнительный неизвестный механизм ускорения, который, вероятно, связан с магнитными полями в солнечной атмосфере. [30]

Корона Солнца , или расширенный внешний слой, представляет собой область плазмы, нагретой до более мегакельвина . В результате тепловых столкновений частицы во внутренней короне имеют диапазон и распределение скоростей, описываемые распределением Максвелла . Средняя скорость этих частиц составляет около145 км/с , что значительно ниже скорости выхода из Солнца618 км/с . Однако некоторые частицы достигают энергии, достаточной для достижения конечной скорости400 км/с , что позволяет им питать солнечный ветер. При той же температуре электроны, благодаря своей гораздо меньшей массе, достигают скорости убегания и создают электрическое поле, которое еще больше ускоряет ионы от Солнца. [31]

Общее число частиц, уносимых от Солнца солнечным ветром, составляет около1,3 × 10 36 в секунду. [32] Таким образом, общая потеря массы каждый год составляет около(2–3) × 10−14 солнечных масс , [33] или около 1,3–1,9 миллионов тонн в секунду. Это эквивалентно потере массы, равной массе Земли, каждые 150 миллионов лет. [34] Однако с момента образования Солнца только около 0,01% его первоначальной массы было потеряно через солнечный ветер. [6] Другие звезды имеют гораздо более сильные звездные ветры , которые приводят к значительно более высоким скоростям потери массы.

Джетлеты

В марте 2023 года наблюдения за экстремальным ультрафиолетом Солнца показали, что мелкомасштабное магнитное пересоединение может быть движущей силой солнечного ветра как роя нановспышек в форме вездесущей струйной активности, известной как джеты, производящие кратковременные потоки горячей плазмы и альфвеновских волн в основании солнечной короны. Эта активность также может быть связана с явлением магнитного переключения солнечного ветра. [35] [36]

Свойства и структура

Предполагается, что это показывает, что солнечный ветер от звезды LL Ориона создает ударную волну (яркую дугу).

Быстрый и медленный солнечный ветер

Солнечный ветер наблюдается в двух основных состояниях, называемых медленным солнечным ветром и быстрым солнечным ветром, хотя их различия выходят далеко за рамки их скоростей. В околоземном пространстве медленный солнечный ветер наблюдается со скоростью300–500 км/с , температура ~100  килокельвинов и состав, близкий к короне . Напротив, быстрый солнечный ветер имеет типичную скорость750 км/с , температура800 килокельвинов [ требуется ссылка ] и почти соответствует составу фотосферы Солнца . [37] Медленный солнечный ветер в два раза плотнее и более изменчив по своей природе, чем быстрый солнечный ветер. [32] [38]

Медленный солнечный ветер, по-видимому, возникает в области вокруг экваториального пояса Солнца, которая известна как «пояс стримеров», где корональные стримеры производятся магнитным потоком, открытым для гелиосферы, нависающей над замкнутыми магнитными петлями. [ необходимо разъяснение ] Точные корональные структуры, участвующие в формировании медленного солнечного ветра, и метод, с помощью которого высвобождается материал, все еще являются предметом споров. [39] [40] [41] Наблюдения за Солнцем между 1996 и 2001 годами показали, что излучение медленного солнечного ветра происходило на широтах до 30–35° во время солнечного минимума (период самой низкой солнечной активности), затем расширялось к полюсам по мере приближения солнечного цикла к максимуму. Во время солнечного максимума полюса также испускали медленный солнечный ветер. [1]

Быстрый солнечный ветер возникает из корональных дыр , [42] которые представляют собой воронкообразные области открытых линий поля в магнитном поле Солнца . [43] Такие открытые линии особенно распространены вокруг магнитных полюсов Солнца. Источником плазмы являются небольшие магнитные поля, созданные конвекционными ячейками в солнечной атмосфере. Эти поля ограничивают плазму и транспортируют ее в узкие горловины корональных воронок, которые расположены всего в 20 000 км над фотосферой. Плазма выбрасывается в воронку, когда эти линии магнитного поля воссоединяются. [44]

Скорость и плотность

Вблизи орбиты Земли на расстоянии 1 астрономической единицы (а.е.) плазма движется со скоростью от 250 до 750 км/с с плотностью от 3 до 10 частиц на кубический сантиметр и температурой от 10 4 до 10 6 кельвинов . [45]

В среднем плотность плазмы уменьшается пропорционально квадрату расстояния от Солнца, [46] : Раздел 2.4,  в то время как скорость уменьшается и выравнивается на расстоянии 1 а.е. [46] : Рис. 5 

Voyager 1 и Voyager 2 сообщили о плотности плазмы n между 0,001 и 0,005 частиц/см 3 на расстояниях от 80 до 120 а.е., быстро увеличиваясь за пределами 120 а.е. в гелиопаузе до 0,05 и 0,2 частиц/см 3 . [47]

Давление

В1  а.е. , ветер оказывает давление, как правило, в диапазоне1–6 нПа ((1–6) × 10−9  Н/м2 ) , [ 48] хотя он может легко изменяться за пределами этого диапазона.

Давление напора является функцией скорости и плотности ветра. Формула:

где m p — масса протона , давление P в Па (паскалях), n — плотность в частицах/см 3 и V — скорость солнечного ветра в км/с. [49]

Выброс корональной массы

Корональный выброс массы извергается из Солнца Земли

Как быстрый, так и медленный солнечный ветер может прерываться крупными, быстро движущимися всплесками плазмы, называемыми корональными выбросами массы , или CME. CME вызываются высвобождением магнитной энергии на Солнце. CME часто называют «солнечными бурями» или «космическими бурями» в популярных средствах массовой информации. Иногда, но не всегда, они связаны с солнечными вспышками , которые являются еще одним проявлением высвобождения магнитной энергии на Солнце. CME вызывают ударные волны в тонкой плазме гелиосферы, запуская электромагнитные волны и ускоряя частицы (в основном протоны и электроны ), образуя ливни ионизирующего излучения , которые предшествуют CME. [50]

Когда CME воздействует на магнитосферу Земли, он временно деформирует магнитное поле Земли , изменяя направление стрелки компаса и вызывая большие электрические токи заземления в самой Земле; это называется геомагнитной бурей и является глобальным явлением. Воздействия CME могут вызывать магнитное пересоединение в хвосте магнитосферы Земли (полуночной стороне магнитосферы); это запускает протоны и электроны вниз к атмосфере Земли, где они формируют полярное сияние .

CME — не единственная причина космической погоды . Известно, что различные участки на Солнце вызывают немного разные скорости и плотности ветра в зависимости от местных условий. В изоляции каждый из этих различных потоков ветра будет образовывать спираль с немного другим углом, при этом быстро движущиеся потоки будут двигаться более прямо, а медленно движущиеся потоки будут больше огибать Солнце. Быстро движущиеся потоки, как правило, обгоняют более медленные потоки, которые берут начало к западу от них на Солнце, образуя турбулентные области взаимодействия с совращающимися частицами, которые вызывают волновые движения и ускоренные частицы и которые влияют на магнитосферу Земли таким же образом, как и CME, но более мягко, чем.

Выбросы корональной массы имеют сложную внутреннюю структуру с высоко турбулентной областью горячей и сжатой плазмы (известной как оболочка), предшествующей прибытию относительно холодной и сильно намагниченной области плазмы (известной как магнитное облако или выброс). [51] Оболочка и выброс оказывают очень разное воздействие на магнитосферу Земли и на различные явления космической погоды , такие как поведение радиационных поясов Ван Аллена . [52]

Магнитные переключатели

Зонд Parker Solar Probe обнаружил обратные колебания — перемещающиеся возмущения в солнечном ветре, которые заставляли магнитное поле изгибаться обратно.

Магнитные переключений — это внезапные перевороты в магнитном поле солнечного ветра. [53] Их также можно описать как перемещающиеся возмущения в солнечном ветре, которые заставили магнитное поле отклониться назад. Впервые они были обнаружены миссией NASA–ESA Ulysses , первым космическим аппаратом, пролетевшим над полюсами Солнца . [54] [55] Parker Solar Probe наблюдал первые переключений в 2018 году. [54]

Эффекты Солнечной системы

Гелиосферный токовый слой возникает в результате влияния вращающегося магнитного поля Солнца на плазму в солнечном ветре.

За время существования Солнца взаимодействие его поверхностных слоев с выходящим солнечным ветром значительно снизило скорость вращения его поверхности. [56] Считается, что ветер ответственен за хвосты комет, наряду с излучением Солнца. [57] Солнечный ветер вносит вклад в колебания небесных радиоволн, наблюдаемых на Земле, посредством эффекта, называемого межпланетным мерцанием . [58]

Магнитосферы

Схема магнитосферы Земли . Солнечный ветер течет слева направо.

Там, где солнечный ветер пересекается с планетой, имеющей хорошо развитое магнитное поле (такой как Земля, Юпитер или Сатурн), частицы отклоняются силой Лоренца . Эта область, известная как магнитосфера , заставляет частицы путешествовать вокруг планеты, а не бомбардировать атмосферу или поверхность. Магнитосфера имеет примерно форму полушария на стороне, обращенной к Солнцу, затем вытягивается в длинный след на противоположной стороне. Граница этой области называется магнитопаузой , и некоторые частицы способны проникать в магнитосферу через эту область путем частичного пересоединения линий магнитного поля. [31]

Полуденный меридиональный разрез магнитосферы

Солнечный ветер отвечает за общую форму магнитосферы Земли. Колебания его скорости, плотности, направления и вовлеченного магнитного поля сильно влияют на локальную космическую среду Земли. Например, уровни ионизирующего излучения и радиопомех могут меняться в сотни-тысячи раз; а форма и местоположение магнитопаузы и головной ударной волны выше ее могут меняться на несколько радиусов Земли, подвергая геосинхронные спутники прямому воздействию солнечного ветра. Эти явления в совокупности называются космической погодой .

В рамках миссии Cluster Европейского космического агентства было проведено новое исследование, в котором предполагается, что солнечному ветру легче проникать в магнитосферу, чем считалось ранее. Группа ученых непосредственно наблюдала существование определенных волн в солнечном ветре, которые не ожидались. Недавнее исследование показывает, что эти волны позволяют входящим заряженным частицам солнечного ветра прорывать магнитопаузу. Это говорит о том, что магнитный пузырь формируется скорее как фильтр, чем как непрерывный барьер. Это последнее открытие произошло благодаря отличительному расположению четырех идентичных космических аппаратов Cluster, которые летают в контролируемой конфигурации через околоземное пространство. Когда они перемещаются из магнитосферы в межпланетное пространство и обратно, флот обеспечивает исключительные трехмерные представления о явлениях, которые связывают Солнце с Землей.

Исследование охарактеризовало дисперсии в формировании межпланетного магнитного поля (ММП), в значительной степени зависящие от неустойчивости Кельвина-Гельмгольца (которая возникает на границе двух жидкостей) в результате различий в толщине и многочисленных других характеристиках пограничного слоя. Эксперты полагают, что это был первый случай, когда появление волн Кельвина-Гельмгольца на магнитопаузе было показано при высокоширотной нисходящей ориентации ММП. Эти волны наблюдаются в непредвиденных местах в условиях солнечного ветра, которые ранее считались нежелательными для их генерации. Эти открытия показывают, как магнитосфера Земли может быть пронизана солнечными частицами при определенных обстоятельствах ММП. Результаты также актуальны для исследований магнитосферных прогрессий вокруг других планетных тел. Это исследование предполагает, что волны Кельвина-Гельмгольца могут быть довольно распространенным и, возможно, постоянным инструментом для входа солнечного ветра в земные магнитосферы при различных ориентациях ММП. [59]

Атмосферы

Солнечный ветер влияет на другие входящие космические лучи, взаимодействующие с планетарными атмосферами. Более того, планеты со слабой или отсутствующей магнитосферой подвергаются атмосферному обдиранию солнечным ветром.

Венера , ближайшая и наиболее похожая на Землю планета, имеет в 100 раз более плотную атмосферу, с небольшим или отсутствующим геомагнитным полем. Космические зонды обнаружили кометоподобный хвост, который простирается до орбиты Земли. [60]

Сама Земля в значительной степени защищена от солнечного ветра своим магнитным полем , которое отклоняет большую часть заряженных частиц; однако некоторые заряженные частицы задерживаются в радиационном поясе Ван Аллена . Меньшему количеству частиц солнечного ветра удается перемещаться, как по линии передачи электромагнитной энергии, в верхние слои атмосферы и ионосферу Земли в зонах полярных сияний. Единственный раз, когда солнечный ветер можно наблюдать на Земле, это когда он достаточно силен, чтобы вызывать такие явления, как полярное сияние и геомагнитные бури . Яркие полярные сияния сильно нагревают ионосферу, заставляя ее плазму расширяться в магнитосферу, увеличивая размер плазменной геосферы и впрыскивая атмосферное вещество в солнечный ветер. Геомагнитные бури возникают, когда давление плазмы, содержащейся внутри магнитосферы, достаточно велико, чтобы раздуть и тем самым исказить геомагнитное поле.

Хотя Марс больше Меркурия и в четыре раза дальше от Солнца, считается, что солнечный ветер стер до трети его первоначальной атмосферы, оставив слой в 1/100 плотности земного. Считается, что механизм этого атмосферного стерилизации — это газ, пойманный в пузырьки магнитного поля, которые срываются солнечным ветром. [61] В 2015 году миссия NASA Mars Atmosphere and Volatile Evolution ( MAVEN ) измерила скорость атмосферного стерилизации, вызванную магнитным полем, переносимым солнечным ветром, когда он проходит мимо Марса, который генерирует электрическое поле, во многом похожее на то, как турбина на Земле может использоваться для выработки электроэнергии. Это электрическое поле ускоряет электрически заряженные атомы газа, называемые ионами, в верхней атмосфере Марса и выбрасывает их в космос. [62] Миссия MAVEN измерила скорость атмосферного стерилизации примерно в 100 граммов (≈1/4 фунта) в секунду. [63]

Луны и поверхности планет

Эксперимент SWC Аполлона
Эксперимент по исследованию состава солнечного ветра на Лунной поверхности в рамках проекта «Аполлон»

Меркурий , ближайшая к Солнцу планета, принимает на себя всю тяжесть солнечного ветра, а поскольку его атмосфера является остаточной и преходящей, его поверхность купается в радиации.

У Меркурия есть собственное магнитное поле, поэтому при нормальных условиях солнечного ветра солнечный ветер не может проникнуть в его магнитосферу, и частицы достигают поверхности только в областях каспа. Однако во время корональных выбросов массы магнитопауза может быть вдавлена ​​в поверхность планеты, и в этих условиях солнечный ветер может свободно взаимодействовать с поверхностью планеты.

Луна Земли не имеет атмосферы или собственного магнитного поля , и, следовательно, ее поверхность бомбардируется полным солнечным ветром. Миссии проекта «Аполлон» развернули пассивные алюминиевые коллекторы в попытке взять образцы солнечного ветра, и лунный грунт, возвращенный для изучения, подтвердил, что лунный реголит обогащен атомными ядрами, отложенными солнечным ветром. Эти элементы могут оказаться полезными ресурсами для будущих лунных колоний . [64]

Пределы

Поверхность Альфвена

Анимация NASA Parker Solar Probe, проходящего через корону Солнца. Внутри границы короны, ее альфвеновской поверхности, плазменные волны движутся вперед и назад к поверхности Солнца.

Поверхность Альвена — это граница, разделяющая корону и солнечный ветер, определяемая как место, где скорость Альвена корональной плазмы и скорость крупномасштабного солнечного ветра равны. [65] [66]

Исследователи не были уверены, где именно находится критическая поверхность Альвена Солнца. На основе удаленных снимков короны оценки показали, что она находится где-то между 10 и 20 солнечными радиусами от поверхности Солнца. 28 апреля 2021 года во время своего восьмого пролета мимо Солнца солнечный зонд Parker NASA столкнулся с определенными магнитными и частицевыми условиями на расстоянии 18,8 солнечных радиусов, которые указывали на то, что он проник через поверхность Альвена. [67]

Внешние пределы

Инфографика, демонстрирующая внешние области гелиосферы, основанная на результатах, полученных с космического корабля «Вояджер».

Солнечный ветер «выдувает пузырь» в межзвездной среде (разреженный водород и гелий, пронизывающий галактику). Точка, в которой сила солнечного ветра уже не достаточно велика, чтобы отталкивать межзвездную среду, известна как гелиопауза и часто считается внешней границей Солнечной системы. Расстояние до гелиопаузы точно не известно и, вероятно, зависит от текущей скорости солнечного ветра и локальной плотности межзвездной среды, но она находится далеко за пределами орбиты Плутона . Ученые надеются получить представление о гелиопаузе с помощью данных, полученных в ходе миссии Interstellar Boundary Explorer (IBEX), запущенной в октябре 2008 года.

Гелиопауза отмечена как один из способов определения размеров Солнечной системы, наряду с поясом Койпера и радиусом, на котором гравитационное влияние Солнца соответствует влиянию других звезд. [68] Максимальная степень этого влияния оценивается в пределах от 50 000 а.е. до 2 световых лет, по сравнению с гелиопаузой (внешней границей гелиосферы), которая была обнаружена на расстоянии около 120 а.е. космическим аппаратом Voyager 1. [69]

Космический аппарат Voyager 2 пересек конечную ударную волну более пяти раз в период с 30 августа по 10 декабря 2007 года. [70] Voyager 2 пересек ударную волну примерно на Тм ближе к Солнцу, чем расстояние в 13,5 Тм, на котором Voyager 1 столкнулся с конечной ударной волной. [71] [72] Космический аппарат двинулся наружу через конечную ударную волну в гелиооболочку и далее в сторону межзвездной среды .

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ ab McComas, DJ; Elliott, HA; Schwadron, NA; Gosling, JT; Skoug, RM; Goldstein, BE (2003-05-15). "Трехмерный солнечный ветер вокруг солнечного максимума". Geophysical Research Letters . 30 (10): 1517. Bibcode : 2003GeoRL..30.1517M. doi : 10.1029/2003GL017136 . ISSN  1944-8007.
  2. ^ "Stanford SOLAR Center – Вопросы и ответы физику Солнца – Ответ". solar-center.stanford.edu . Получено 09.11.2019 .
  3. ^ Оуэнс, Мэтью Дж.; Форсайт, Роберт Дж. (2013-11-28). "Гелиосферное магнитное поле". Living Reviews in Solar Physics . 10 (1): 5. arXiv : 1002.2934 . Bibcode :2013LRSP...10....5O. doi : 10.12942/lrsp-2013-5 . ISSN  2367-3648. S2CID  122870891.
  4. ^ McGRAW-HILL ENCYCLOPEDIA OF Science & Technology, 8-е изд., (c)1997, т. 16, стр. 685
  5. ^ Cliver, Edward W.; Dietrich, William F. (2013-01-01). "Повторное рассмотрение космического погодного события 1859 года: пределы экстремальной активности". Journal of Space Weather and Space Climate . 3 : A31. Bibcode : 2013JSWSC...3A..31C. doi : 10.1051/swsc/2013053 . ISSN  2115-7251.
  6. ^ abc Мейер-Верне, Николь (2007). Основы солнечного ветра . Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81420-1.
  7. ^ ab Дарем, Ян Т. (2006). «Переосмысление истории исследований солнечного ветра: анализ кометы Морхауса Эддингтоном». Заметки и записи Королевского общества . Том 60. С. 261–270.
  8. ^ Эгеланд, Альв; Берк, Уильям Дж. (2005). Кристиан Биркеланд: Первый космический ученый . Springer, Дордрехт, Нидерланды. стр. 80. ISBN 978-1-4020-3294-3.
  9. ^ Кристиан Биркеланд, «Являются ли солнечные корпускулярные лучи, проникающие в атмосферу Земли, отрицательными или положительными лучами?» в Виденскапсельскапец Срифтер , И Мат – Натурв. Класс № 1, Христиания, 1916 год.
  10. ↑ Philosophical Magazine , Серия 6, Том 38, № 228, Декабрь 1919, 674 (о солнечном ветре)
  11. ^ Людвиг Бирманн (1951). «Кометеншвайфе и солнечное корпускулярное излучение». Zeitschrift für Astrophysik . 29 : 274. Бибкод : 1951ZA.....29..274B.
  12. ^ Шредер, Вильфрид (1 декабря 2008 г.). «Кто первым открыл солнечный ветер?». Acta Geodaetica et Geophysica Hungarica . 43 (4): 471–472. doi :10.1556/AGeod.43.2008.4.8. S2CID  130425794.
  13. ^ Кристофер Т. Рассел. "СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР И ДИНАМИКА МАГНИТОСФЕРЫ". Институт геофизики и планетарной физики Калифорнийского университета, Лос-Анджелес . Архивировано из оригинала 13 августа 2018 г. Получено 2007-02-07 .
  14. ^ Роач, Джон (27 августа 2003 г.). «Астрофизик признан за открытие солнечного ветра». Национальное географическое общество . Архивировано из оригинала 30 августа 2003 г. Получено 13 июня 2006 г.
  15. ^ ab Parker, Eugene N. (ноябрь 1958 г.). «Динамика межпланетного газа и магнитных полей». The Astrophysical Journal . 128 : 664–676. Bibcode : 1958ApJ...128..664P. doi : 10.1086/146579.
  16. ^ Паркер, EN (1997), «Боевое искусство научной публикации», EOS Transactions , 78 (37): 391–395, Bibcode : 1997EOSTr..78..391P, doi : 10.1029/97EO00251
  17. ^ "Миссия НАСА чествует пионера физики из Чикагского университета | Новости Чикагского университета". news.uchicago.edu . 2018-07-31 . Получено 2024-04-30 .
  18. ^ Харви, Брайан (2007). Российские планетарные исследования: история, развитие, наследие и перспективы . Springer. стр. 26. ISBN 978-0-387-46343-8.
  19. ^ Дарлинг, Дэвид Дж. "Луна". Интернет-энциклопедия науки . Получено 2020-10-02 .
  20. ^ "Луна 1". NASA NASA Space Science Data Coordinated Archive . Получено 2007-08-04 .
  21. ^ Нойгебауэр, М. и Снайдер, К. В. (1962). «Эксперимент с солнечной плазмой». Science . 138 (3545): 1095–1097. Bibcode :1962Sci...138.1095N. doi :10.1126/science.138.3545.1095-a. PMID  17772963. S2CID  24287222.
  22. ^ GW Pneuman & RA Kopp (1971). "Взаимодействие газа и магнитного поля в солнечной короне". Solar Physics . 18 (2): 258. Bibcode : 1971SoPh...18..258P. doi : 10.1007/BF00145940. S2CID  120816610.
  23. ^ "Исследование Солнечной системы: Миссии: По цели: Марс: Настоящее время". Исследование Солнечной системы . Архивировано из оригинала 2008-09-20.
  24. ^ "Замечания о вращении намагниченной сферы с применением к солнечному излучению" (PDF) . Архивировано (PDF) из оригинала 2019-10-04.
  25. ^ Ханнес Альфвен (1942). «Замечания о вращении намагниченной сферы применительно к солнечному излучению». Архив для математики, астрономии и физики . 28А (6): 1–9.
  26. ^ «День, когда исчез солнечный ветер». NASA Science. 13 декабря 1999 г. Архивировано из оригинала 22 ноября 2021 г. Получено 5 октября 2010 г.
  27. ↑ Амос, Джонатан (13 декабря 2010 г.). «Voyager Near Solar System Edge». BBC News . BBC . Получено 14 декабря 2010 г. .
  28. ^ "NASA Probe Sees Solar Wind Decline En Route To Interstellar Space". NASA. 13 декабря 2010 г. Получено 14 декабря 2010 г.
  29. ↑ Чанг, Кеннет (12 августа 2018 г.). «Parker Solar Probe Launches on NASA Voyage to „Touch the Sun“». The New York Times . Получено 14 августа 2018 г.
  30. ^ Рамати, Р.; Стоун, Р.Г. (1973). Явления высоких энергий на Солнце. Управление научной и технической информации, Национальное управление по аэронавтике и исследованию космического пространства.
  31. ^ аб Энкреназ, Тереза ; Бибринг, Ж.-П.; Блан, М. (2003). Солнечная система . Спрингер. ISBN 978-3-540-00241-3.
  32. ^ ab Kallenrode, May-Britt (2004). Космическая физика: Введение в плазму и. Springer. ISBN 978-3-540-20617-0.
  33. ^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (1995). Введение в современную астрофизику (пересмотренное 2-е изд.). Бенджамин Каммингс. стр. 409. ISBN 978-0-201-54730-6.
  34. ^ Шрийвер, Кэрол Дж.; Зваан, Корнелис (2000). Солнечная и звездная магнитная активность . Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-58286-5.
  35. ^ Raouafi, Nour E.; Stenborg, G.; Seaton, DB; Wang, H.; Wang, J.; DeForest, CE; Bale, SD; Drake, JF; Uritsky, VM; Karpen, JT; DeVore, CR; Sterling, AC; Horbury, TS; Harra, LK; Bourouaine, S. (2023-03-01). "Магнитное пересоединение как движущая сила солнечного ветра". The Astrophysical Journal . 945 (1): 28. arXiv : 2301.00903 . Bibcode :2023ApJ...945...28R. doi : 10.3847/1538-4357/acaf6c . hdl : 20.500.11850/603055 . ISSN  0004-637X. S2CID  255393967.
  36. ^ Никитопулос, Тео (24 апреля 2024 г.). «Крошечные струи на Солнце питают колоссальный солнечный ветер». Журнал Quanta .
  37. ^ Geiss, J.; Gloeckler, G.; Steiger, R. Von (1995). «Происхождение солнечного ветра из данных о составе». Space Science Reviews . 72 (1–2): 49–60. Bibcode :1995SSRv...72...49G. doi :10.1007/BF00768753. ISSN  0038-6308. S2CID  120788623.
  38. ^ Suess, Steve (3 июня 1999 г.). «Обзор и текущие знания о солнечном ветре и короне». Солнечный зонд . NASA/Marshall Space Flight Center. Архивировано из оригинала 2008-06-10 . Получено 2008-05-07 .
  39. ^ Харра, Луиза; Миллиган, Райан; Флек, Бернхард (2 апреля 2008 г.). «Хайнод: источник медленного солнечного ветра и сверхгорячих вспышек». ESA . ​​Получено 2008-05-07 .
  40. ^ Антиохос, SK; Микич, Z.; Титов, VS; Лионелло, R.; Линкер, JA (2011-01-01). "Модель источников медленного солнечного ветра". The Astrophysical Journal . 731 (2): 112. arXiv : 1102.3704 . Bibcode :2011ApJ...731..112A. doi :10.1088/0004-637X/731/2/112. ISSN  0004-637X. S2CID  119241929.
  41. ^ Fisk, LA (2003-04-01). "Ускорение солнечного ветра в результате пересоединения открытого магнитного потока с корональными петлями" (PDF) . Journal of Geophysical Research: Space Physics . 108 (A4): 1157. Bibcode :2003JGRA..108.1157F. doi :10.1029/2002JA009284. hdl : 2027.42/87652 . ISSN  2156-2202. Архивировано (PDF) из оригинала 2017-08-16.
  42. ^ Zirker, JB (1977), Корональные дыры и высокоскоростные потоки ветра, Reviews of Geophysics , 15 (3), 257–269
  43. ^ Хасслер, Дональд М.; Даммаш, Ингольф Э.; Лемэр, Филипп; Брекке, Пол; Курдт, Вернер; Мейсон, Хелен Э.; Виал, Жан-Клод; Вильгельм, Клаус (1999). «Выброс солнечного ветра и хромосферная магнитная сеть». Science . 283 (5403): 810–813. Bibcode :1999Sci...283..810H. doi :10.1126/science.283.5403.810. PMID  9933156.
  44. ^ Марш, Эккарт; Ту, Чуаньи (22 апреля 2005 г.). «Происхождение солнечного ветра в корональных воронках». Science . 308 (5721). ESA: 519–23. Bibcode :2005Sci...308..519T. doi :10.1126/science.1109447. PMID  15845846. S2CID  24085484 . Получено 2008-05-06 .
  45. ^ NOAA. "REAL TIME SOLAR WIND" . Получено 12 июня 2022 г. .
  46. ^ ab Borgazzi, A.; Lara, A.; Echer, E.; Alves, MV (май 2009). "Динамика выбросов корональной массы в межпланетной среде". Astronomy & Astrophysics . 498 (3): 885–889. Bibcode :2009A&A...498..885B. doi : 10.1051/0004-6361/200811171 . ISSN  0004-6361.
  47. ^ Гурнетт, ДА; Курт, ВС (2019-11-04). «Плотность плазмы вблизи и за пределами гелиопаузы по данным плазменных волновых инструментов Вояджера 1 и 2». Nature Astronomy . 3 (11): 1024–1028. Bibcode : 2019NatAs...3.1024G. doi : 10.1038/s41550-019-0918-5. ISSN  2397-3366. S2CID  209934074.
  48. ^ Шу, Дж. Х. (1998). «Расположение магнитопаузы в условиях экстремального солнечного ветра». Журнал геофизических исследований . 103 (A8): 17, 691–17, 700. Bibcode : 1998JGR...10317691S. doi : 10.1029/98JA01103 .
  49. ^ Денди, Ричард (1995). Физика плазмы: вводный курс . Cambridge University Press. стр. 234. ISBN 9780521484527.
  50. ^ "Выбросы корональной массы | Центр прогнозирования космической погоды NOAA / NWS". www.swpc.noaa.gov . Получено 19.01.2022 .
  51. ^ Tsurutani, BT; Gonzalez, WD; Gonzalez, ALC; Guarnieri, FL; и др. (2006-06-29). "Коротирующие потоки солнечного ветра и повторяющаяся геомагнитная активность: обзор". Journal of Geophysical Research . 111 (A7). Bibcode : 2006JGRA..111.7S01T. doi : 10.1029/2005JA011273.
  52. ^ Pokhotelov, D.; Rae, IJ; Murphy, KR; Mann, IR; et al. (2016-11-21). "Влияние мощности волны ULF на электроны релятивистского радиационного пояса: геомагнитная буря 8-9 октября 2012 г.". Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 121 (12). Bibcode : 2016JGRA..12111766P. doi : 10.1002/2016JA023130.
  53. ↑ Хэтфилд, Майлз (29 апреля 2020 г.). «Новый взгляд на ранние наблюдения солнечного зонда Parker». NASA .Общественное достояниеВ данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .
  54. ^ ab Hatfield, Miles (8 марта 2021 г.). «Switchbacks Science: Explaining Parker Solar Probe’s Magnetic Puzzle». NASA . Получено 31 июля 2022 г.Общественное достояниеВ данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .
  55. ^ Fisk, LA; Kasper, JC (1 мая 2020 г.). «Глобальная циркуляция открытого магнитного потока Солнца». The Astrophysical Journal Letters . 894 (1): L4. Bibcode : 2020ApJ...894L...4F. doi : 10.3847/2041-8213/ab8acd . S2CID  218640684.Материал скопирован из этого источника, который доступен по лицензии Creative Commons Attribution 3.0
  56. ^ Эндал, А.С.; София, С. (1981). «Вращение звезд солнечного типа. I – Эволюционные модели замедления вращения Солнца». Astrophysical Journal, часть 1. 243 : 625–640. Bibcode : 1981ApJ...243..625E. doi : 10.1086/158628.
  57. ^ Робин Керрод (2000). Астероиды, кометы и метеоры . Lerner Publications, Co.
  58. ^ Йокипии, Дж. Р. (1973). «Турбулентность и мерцания в межпланетной плазме». Annual Review of Astronomy and Astrophysics . 11 (1): 1–28. Bibcode : 1973ARA&A..11....1J. doi : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000245.
  59. ^ Исследование НАСА с использованием кластера открывает новые возможности изучения солнечного ветра, НАСА, Гринбелт, 2012, стр. 1
  60. ^ Грюнвальдт Х. и др. (1997). «Наблюдение за лучами хвоста Венеры вблизи Земли». Geophysical Research Letters . 24 (10): 163–1166. Bibcode : 1997GeoRL..24.1163G. doi : 10.1029/97GL01159 .
  61. ^ "Солнечный ветер отрывает куски от Марса -". Архивировано из оригинала 2016-03-04.
  62. ^ NASA (2015-11-05). "Миссия NASA раскрывает скорость солнечного ветра, разрушающего атмосферу Марса". Миссия Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) . Получено 2015-11-05 .
  63. ^ @MAVEN2Mars (5 ноября 2015 г.). «Миссия NASA MAVEN измеряет атмосферные выбросы солнечного ветра на Марсе» ( твит ) – через Twitter .
  64. ^ Старухина, Л. В. (2006). «Полярные регионы Луны как потенциальное хранилище газов, имплантированных солнечным ветром». Успехи космических исследований . 37 (1): 50–58. Bibcode :2006AdSpR..37...50S. doi :10.1016/j.asr.2005.04.033.
  65. ^ Адхикари, Л.; Занк, ГП; Чжао, Л.-Л. (30 апреля 2019 г.). «Выключается ли турбулентность на критической поверхности Альвена?». The Astrophysical Journal . 876 (1): 26. Bibcode : 2019ApJ...876...26A. doi : 10.3847/1538-4357/ab141c . S2CID  156048833.
  66. ^ ДеФорест, CE; Ховард, TA; МакКомас, DJ (12 мая 2014 г.). «Входящие волны в солнечной короне: прямой индикатор расположения поверхности Альвена». The Astrophysical Journal . 787 (2): 124. arXiv : 1404.3235 . Bibcode :2014ApJ...787..124D. doi :10.1088/0004-637X/787/2/124. S2CID  118371646.
  67. ↑ Хэтфилд, Майлз (13 декабря 2021 г.). «NASA впервые входит в солнечную атмосферу». NASA .Общественное достояниеВ данной статье использован текст из этого источника, находящегося в общественном достоянии .
  68. ^ "GMS: Где находится край Солнечной системы?". svs.gsfc.nasa.gov . 5 сентября 2017 г. Получено 22 сентября 2019 г.
  69. ^ «Voyager – Часто задаваемые вопросы». voyager.jpl.nasa.gov . Получено 22.09.2019 .
  70. ^ "NASA – Voyager 2 доказывает, что Солнечная система раздавлена". www.nasa.gov . Архивировано из оригинала 2020-04-13 . Получено 2022-07-31 .
  71. ^ «Voyager 2 обнаружил, что форма Солнечной системы «вмятая». Reuters . 11 декабря 2016 г.
  72. ↑ Тобин, Кейт. «Космический корабль достигает края Солнечной системы – 5 ноября 2003 г.». CNN.

Дальнейшее чтение

Фокс, Карен С. (2012) «Исследование НАСА с использованием кластера открывает новые возможности изучения солнечного ветра» НАСА.

С. Куперман и Н. Метцлер, Роль флуктуаций межпланетного магнитного поля в теплопроводности солнечного ветра. J. Geophys. Res. 78 (16), 3167–3168, 1973.

С. Куперман и Н. Метцлер. Astrophys. J., 182 (3), 961–975, 1973.

S. Cuperman и N. Metzler, Решение уравнений трехжидкостной модели с аномальными коэффициентами переноса для спокойного солнечного ветра. Astrophys.J., 196 (1) 205–219, 1975

S. Cuperman, N. Metzler и M. Spygelglass, Подтверждение известных численных решений для уравнений спокойного солнечного ветра. Astrophys. J., 198 (3), 755–759, 1975.

С. Куперман и Н. Метцлер, Относительная величина скоростей потоков альфа-частиц и протонов на расстоянии 1 а. е. Астрофизика и космические науки 45 (2) 411–417, 1976.

Н. Метцлер. Многожидкостная модель звездных ветров. Труды симпозиума памяти Л. Д. де Фейтера по изучению перемещающихся межпланетных явлений. AFGL-TR-77-0309, Командование систем ВВС, ВВС США, 1978.

Н. Метцлер и М. Драйер, Самосогласованное решение трехжидкостной модели солнечного ветра. Astrophys. J., 222 (2), 689–695, 1978.

S. Cuperman и N. Metzler, Комментарии к эффектам ускорения солнечного ветра He++3 резонансных и нерезонансных взаимодействий с поперечными волнами. J. Geophys. Res. 84 (NA5), 2139–2140 (1979)

Н. Метцлер, С. Куперман, М. Драйер и П. Розенау, Зависящая от времени двухжидкостная модель с теплопроводностью для солнечного ветра. Astrophys. J., 231 (3) 960–976, 1979.

Александер, П. (1992), История исследований расширения солнечной короны, Eos Trans. AGU , 73(41), 433–438, doi:10.1029/91EO00319.

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме « Солнечный ветер» .
В Wikisource есть оригинальный текст, относящийся к этой статье:
Взаимодействие солнечного ветра с планетарными ионосферами