Günəşin yuxarı atmosferindən atılan hissəciklərin daimi axını var. Ətrafımızda günəş küləyinin sübutunu görürük. Güclü geos maqnit fırtınaları Yerdəki peyklərə və elektrik sistemlərinə zərər verə bilər və gözəl auroralara səbəb ola bilər. Bəlkə də bunun ən yaxşı sübutu günəşin yaxınlığından keçən kometaların uzun quyruqlarıdır.
Kometa toz hissəcikləri külək tərəfindən yönləndirilir və Günəşdən uzaqlaşdırılır, buna görə də kometa quyruqları həmişə günəşimizdən uzaqlaşır.
Günəş küləyi: mənşəyi, xüsusiyyətləri
O, Günəş atmosferinin tac adlanan yuxarı təbəqələrindən gəlir. Bu bölgədə temperatur 1 milyon Kelvin üzərindədir və hissəciklərin enerji yükü 1 keV-dən çoxdur. Əslində iki növ günəş küləyi var: yavaş və sürətli. Bu fərqi kometlərdə görmək olar. Bir kometin şəklinə diqqətlə baxsanız, onların çox vaxt iki quyruğu olduğunu görərsiniz. Biri düz, digəri isə daha əyridir.
Sürətli günəş küləyi
O, 750 km/s sürətlə hərəkət edir və astronomlar onun tac dəliklərindən, maqnit sahəsi xətlərinin Günəşin səthini deşdiyi bölgələrdən əmələ gəldiyinə inanırlar.
yavaş günəş küləyi
Təxminən 400 km/s sürətə malikdir və ulduzumuzun ekvator qurşağından gəlir. Radiasiya Yerə sürətindən asılı olaraq bir neçə saatdan 2-3 günə qədər çatır.
Yavaş günəş küləyi sürətlidən daha geniş və sıxdır, bu da böyük, parlaq komet quyruğu yaradır.
Yerin maqnit sahəsi olmasaydı, planetimizdəki həyatı məhv edərdi. Bununla belə, planetin ətrafındakı maqnit sahəsi bizi radiasiyadan qoruyur. Maqnit sahəsinin forması və ölçüsü küləyin gücü və sürəti ilə müəyyən edilir.
Günəş plazmasının sabit radial axını. planetlərarası istehsalda taclar. Günəşin bağırsaqlarından gələn enerji axını tacın plazmasını 1,5-2 milyon K. Posta qədər qızdırır. isitmə radiasiya nəticəsində enerji itkisi ilə balanslaşdırılmır, çünki tac kiçikdir. Həddindən artıq enerji deməkdir. dərəcə götürmək h-tsy S. əsr. (=1027-1029 erq/s). Beləliklə, tac hidrostatik deyil. tarazlıq, o, daim genişlənir. S. əsrin tərkibinə görə. tacın plazmasından fərqlənmir (S. əsrdə əsasən arr. protonlar, elektronlar, bir neçə helium nüvəsi, oksigen ionları, silisium, kükürd və dəmir var). Tacın bazasında (günəş fotosferindən 10.000 km) h-tsy bir neçə məsafədə yüzlərlə m / s radial nizama malikdir. günəş radiusda, plazmada səs sürətinə (100 -150 km / s) çatır, Yerin orbitinə yaxın, protonların sürəti 300-750 km / s və onların məkanıdır. - bir neçədən h-ts bir neçəyə qədər onlarla saat 1 sm3-də. Planetlərarası kosmosun köməyi ilə. stansiyalar Saturnun orbitinə qədər olan sıxlığı təsbit etdi axın h-c S. v. (r0/r)2 qanununa görə azalır, burada r Günəşdən məsafə, r0 ilkin səviyyədir. S. v. günəşlərin güc xətlərinin ilmələrini özü ilə aparır. maqn. tarlalar, to-çovdar əmələ gətirir planetlərarası maqn. . radial birləşmə ch-c hərəkətləri S. v. Günəşin fırlanması ilə bu xətlərə spiral şəklini verir. Maqnitin geniş miqyaslı strukturu. Günəşin yaxınlığındakı sahə sektorlar formasına malikdir, sahə Günəşdən uzağa və ya ona doğru yönəldilmişdir. SV-nin tutduğu boşluğun ölçüsü dəqiq məlum deyil (onun radiusu, görünür, 100 AU-dan az deyil). Bu boşluğun sərhədlərində dinamik. S. v. ulduzlararası qazın təzyiqi ilə balanslaşdırılmalıdır, qalaktika. maqn. sahələr və qalaktika boşluq şüalar. Yerin yaxınlığında c-c axınının toqquşması S. v. geomaqnit ilə sahə Yerin maqnitosferinin qarşısında stasionar zərbə dalğası yaradır (Günəş tərəfdən, Şəkil).
S. v. sanki maqnitosferin ətrafında axır, pr-ve-də onun miqyasını məhdudlaşdırır. Günəş alovları ilə bağlı S. əsrin intensivliyindəki dəyişikliklər, yavl. əsas geomaqnit pozğunluqlarının səbəbi. sahələr və maqnitosferlər (maqnit fırtınaları).
Over the Sun S. in ilə itirir. \u003d Msun kütləsinin 2X10-14 hissəsi. S.V.-yə bənzər su axınının digər ulduzlarda da mövcud olduğunu güman etmək təbiidir (""). Kütləvi ulduzlar (kütləsi = bir neçə onlarla Msoln) və yüksək səth temperaturu (= 30-50 min K) və uzadılmış atmosferi olan ulduzlar (qırmızı nəhənglər) üçün xüsusilə intensiv olmalıdır, çünki birinci halda , yüksək inkişaf etmiş bir ulduz tacının hissələri ulduzun cazibəsini aradan qaldırmaq üçün kifayət qədər yüksək enerjiyə malikdir, ikincisi isə aşağı parabolikdir. sürət (qaçış sürəti; (kosmos sürətlərinə baxın)). deməkdir. ulduz küləyi ilə kütləvi itkilər (= 10-6 Msol/il və daha çox) ulduzların təkamülünə əhəmiyyətli dərəcədə təsir göstərə bilər. Ulduz küləyi öz növbəsində ulduzlararası mühitdə - rentgen şüalarının mənbələrində qaynar qazdan ibarət "qabarıqlar" yaradır. radiasiya.
Fiziki ensiklopedik lüğət. - M .: Sovet Ensiklopediyası. . 1983 .
GÜNƏŞ küləyi - günəş mənşəli plazmanın, Günəşin) planetlərarası fəzaya davamlı axını. Günəş tacında mövcud olan yüksək temperaturda (1,5 * 10 9 K) üst layların təzyiqi tac maddəsinin qaz təzyiqini tarazlaya bilmir və tac genişlənir.
Postun mövcudluğunun ilk sübutu. Günəşdən alınan plazma axını L. Birman (L. Biermann) 1950-ci illərdə. kometlərin plazma quyruqlarına təsir edən qüvvələrin təhlili üzrə. 1957-ci ildə J. Parker (E. Parker) tacın maddəsinin tarazlıq şərtlərini təhlil edərək, tacın hidrostatik şəraitdə ola bilməyəcəyini göstərdi. Çərşənbə S.-nin xüsusiyyətləri cədvəldə verilmişdir. 1. S. axınları. iki sinfə bölmək olar: yavaş - 300 km/s sürətlə və sürətli - 600-700 km/s sürətlə. Sürətli axınlar günəş tacının maqnit quruluşunun olduğu bölgələrdən gəlir. sahə radiala yaxındır. tac dəlikləri. Yavaş axınlar. in. bir vasitə olduğu tac sahələri ilə yəqin ki, bağlı Tab. bir. - Yerin orbitində günəş küləyinin orta xüsusiyyətləri
Sürət | |
Proton konsentrasiyası | |
Proton temperaturu | |
Elektron temperaturu | |
Maqnit sahəsinin gücü | |
Python Flux Sıxlığı.... | 2.4*10 8 sm -2 *c -1 |
Kinetik enerji axınının sıxlığı | 0,3 erg*sm -2 *s -1 |
Tab. 2.- Günəş küləyinin nisbi kimyəvi tərkibi
Nisbi məzmun |
|
Nisbi məzmun |
|
Əsasdan əlavə S. əsrin komponentləri - protonlar və elektronlar, - hissəciklər də onun tərkibində aşkar edilmişdir.İonlaşmanın ölçülməsi. ionların temperaturu S. əsr. günəş tacının elektron temperaturunu təyin etməyə imkan verir.
S. əsrdə. fərqlər müşahidə edilir. dalğa növləri: Lenqmyor, fit çalanlar, ion-səs, plazma dalğaları). Alfven tipli dalğaların bəziləri Günəşdə əmələ gəlir, bəziləri isə planetlərarası mühitdə həyəcanlanır. Dalğaların yaranması hissəciklərin paylanması funksiyasının Maksvelldən və maqnitin təsiri ilə birlikdə sapmalarını hamarlayır. plazma üzərində sahə S. əsrin ki, gətirib çıxarır. davamlılıq kimi davranır. Alfven tipli dalğalar C-nin kiçik komponentlərinin sürətləndirilməsində böyük rol oynayır. 
düyü. 1. Kütləvi günəş küləyi. Üfüqi oxda - hissəciyin kütləsinin onun yükünə nisbəti, şaquli - cihazın enerji pəncərəsində 10 saniyə ərzində qeydə alınan hissəciklərin sayı. "+" işarəsi olan rəqəmlər ionun yükünü göstərir.
S.-nin axını. bu tip dalğaların sürətlərinə nisbətdə səsdən yüksəkdir, to-çovdar effekti verir. S. əsrdə enerji transferi. (Alvenov, səs). Алвеновское və səs Mach sayı C. in. 7. S. ətrafında axan zaman. onu effektiv şəkildə yayındıra bilən maneələr (Merkurinin, Yerin, Yupiterin, Saturnun maqnit sahələrinin və ya Veneranın və yəqin ki, Marsın ionosferlərinin keçirici ionosferləri) çıxan yay şok dalğası meydana gəlir. dalğalar, onun bir maneə ətrafında axmasına imkan verir. Eyni zamanda S. əsrdə. bir boşluq əmələ gəlir - maqnitosfer (öz və ya induksiya), sürün forması və ölçüsü maqnit təzyiqinin tarazlığı ilə müəyyən edilir. planetin sahəsi və axan plazma axınının təzyiqi (bax. Yerin maqnitosferi, planetlərin maqnitosferi). Qarşılıqlı təsir halında S. əsr. keçirməyən bir cisimlə (məsələn, Ay) şok dalğası baş vermir. Plazma axını səth tərəfindən udulur və bədənin arxasında tədricən C plazması ilə doldurulan bir boşluq əmələ gəlir. in.
Korona plazma çıxışının stasionar prosesi ilə əlaqəli qeyri-stasionar proseslər üst-üstə düşür günəşdə alovlar. Güclü alovlanma ilə maddə dibdən atılır. tacın bölgələri planetlərarası mühitə. maqnit dəyişiklikləri). 
düyü. 2. Planetlərarası zərbə dalğasının yayılması və günəş alovundan ejecta. Oklar günəş küləyi plazmasının hərəkət istiqamətini göstərir,
düyü. 3. Korona genişlənmə tənliyinin həlli növləri. Sürət və məsafə kritik sürət vc və kritik məsafə Rc ilə normallaşdırılır Həll 2 günəş küləyinə uyğundur.
Günəş tacının genişlənməsi kütlənin saxlanması ur-siyaları sistemi ilə təsvir olunur, v k) bəzi kritik. R məsafəsi və səsdən yüksək sürətlə sonrakı genişlənmə. Bu məhlul sonsuzluqda təzyiqin yoxa çıxacaq dərəcədə kiçik bir dəyərini verir ki, bu da onu ulduzlararası mühitin aşağı təzyiqi ilə uyğunlaşdırmağa imkan verir. Yu.Parker bu tip kursu S. əsr adlandırmışdır. 
, burada m protonun kütləsi, adiabatik indeks, Günəşin kütləsidir. Əncirdə. 4 heliosentrik ilə genişlənmə sürətinin dəyişməsini göstərir. istilik keçiriciliyi, özlülük, 
düyü. 4. Tac temperaturunun müxtəlif dəyərlərində izotermik tac modeli üçün günəş küləyinin sürəti profilləri.
S. v. əsas təmin edir tacın istilik enerjisinin çıxması, xromosferə istilik ötürülməsindən bəri, el.-mag. taclar və elektron istilik keçiriciliyipp. in. tacın istilik balansını qurmaq üçün kifayət deyil. Elektron istilik keçiriciliyi S.-də temperaturun yavaş azalmasını təmin edir. məsafə ilə. günəşin parlaqlığı.
S. v. tac maqnit sahəsini özü ilə planetlərarası mühitə aparır. sahə. Plazmada donmuş bu sahənin qüvvə xətləri planetlərarası maqnit sahəsini əmələ gətirir. sahə (MMP).BVF-nin intensivliyi kiçik olsa da və onun enerji sıxlığı kinetik sıxlığının təqribən 1%-i olsa da. enerji S. v., S-nin termodinamikasında mühüm rol oynayır. in. və S.-nin qarşılıqlı əlaqələrinin dinamikasında. günəş sisteminin cisimləri ilə, həmçinin S. axınları ilə. öz aralarında. S.-nin genişlənməsinin birləşməsi. Günəşin fırlanması ilə birlikdə maqn. S. əsrdə donmuş qüvvə xətləri formaya malikdir, B R və maqnitin azimut komponentləri. sahələr ekliptikanın müstəvisinə yaxın məsafədən fərqli olaraq dəyişir: 
harada - ang. günəşin fırlanma sürəti və - sürətin radial komponenti c., 0 indeksi ilkin səviyyəyə uyğundur. Yerin orbitindən bir məsafədə, maqnit istiqaməti arasındakı bucaq. sahələr və R təxminən 45°. Böyük L magn. 
düyü. 5. Planetlərarası maqnit sahəsinin sahə xəttinin forması - Günəşin fırlanmasının bucaq sürəti və - plazma sürətinin radial komponenti, R - heliosentrik məsafə.
S. v., parçalanma ilə Günəşin bölgələri üzərində yaranır. maqnit oriyentasiyası. sahələr, sürət, temp-pa, hissəciklərin konsentrasiyası və s.) həmçinin bax. hər bir sektorun kəsiyində müntəzəm olaraq dəyişmək, bu sektor daxilində sürətli S. axınının mövcudluğu ilə bağlıdır. Sektorların sərhədləri adətən S.-nin intraslow axınında yerləşir. Çox vaxt Günəşlə birlikdə fırlanan 2 və ya 4 sektor müşahidə olunur. S.-nin əsrdən çəkilməsi ilə formalaşan bu quruluş. geniş miqyaslı maqnit tac sahəsi, bir neçə üçün müşahidə edilə bilər. günəşin inqilabları. BVF-nin sektor strukturu planetlərarası mühitdə Günəşlə birlikdə fırlanan cari təbəqənin (TS) olmasının nəticəsidir. TS maqnit dalğası yaradır. sahələr - radial BVF avtomobilin müxtəlif tərəflərində fərqli işarələrə malikdir. H.Alfven tərəfindən proqnozlaşdırılan bu TS, Günəş tacının Günəşdəki aktiv bölgələrlə əlaqəli olan hissələrindən keçir və bu bölgələri parçalanmadan ayırır. günəş maqnitinin radial komponentinin əlamətləri. sahələri. TC təxminən günəş ekvatorunun müstəvisində yerləşir və bükülmüş quruluşa malikdir. Günəşin fırlanması CS qıvrımlarının spiralə bükülməsinə gətirib çıxarır (şək. 6). Ekliptikanın müstəvisinə yaxın olan müşahidəçi, BVF radial komponentinin müxtəlif əlamətləri olan sektorlara düşdüyü üçün CS-nin yuxarısında və ya altında olduğu ortaya çıxır.
N. əsrdə Günəşin yaxınlığında. toqquşmasız şok dalğalarının uzununa və eninə sürət qradiyenti var (şək. 7). Əvvəlcə sektorların sərhədindən irəliyə doğru yayılan zərbə dalğası (birbaşa zərbə dalğası), sonra isə Günəşə doğru yayılan əks şok dalğası əmələ gəlir. 
düyü. 6. Heliosfer cərəyanının vərəqinin forması. Onun ekliptikanın müstəvisi ilə kəsişməsi (Günəşin ekvatoruna ~ 7° bucaq altında əyilmiş) planetlərarası maqnit sahəsinin müşahidə olunan sektoral strukturunu verir.
düyü. 7. Planetlərarası maqnit sahəsinin sektorunun strukturu. Qısa oxlar günəş küləyinin istiqamətini, ox xətləri maqnit sahəsinin xətlərini, tire nöqtəli xətt sektorun sərhədlərini (şəkil müstəvisinin cari vərəqlə kəsişməsi) göstərir.
Zərbə dalğasının sürəti SV-nin sürətindən az olduğu üçün əks şok dalğasını Günəşdən uzaq olan istiqamətdə aparır. Sektor sərhədləri yaxınlığında şok dalğaları ~1 AU məsafədə formalaşır. e. və bir neçə məsafəyə qədər izlənilə bilər. a. e) Günəş alovlarından yaranan planetlərarası şok dalğaları və dairəvi zərbə dalğaları kimi bu zərbə dalğaları hissəcikləri sürətləndirir və beləliklə, enerjili hissəciklərin mənbəyidir.
S. v. ~100 AU məsafələrə qədər uzanır. Yəni ulduzlararası mühitin təzyiqinin dinamikanı tarazladığı yerdə. S.-nin təzyiqi Boşluq S. tərəfindən süpürüldü. planetlərarası mühit). Genişlənən S. in. onun içində donmuş maqnitlə birlikdə. sahə günəş sisteminin qalaktikasına nüfuz etmənin qarşısını alır. boşluq aşağı enerjili şüalar və kosmik dəyişikliklərə gətirib çıxarır. yüksək enerji şüaları. Bəzi digər ulduzlarda rast gəlinən S.V.-yə bənzər bir fenomen (bax. Ulduz küləyi).
Lit.: Parker E. N., Planetlərarası mühitdə dinamika, O. L. Vaisberg.
Fiziki ensiklopediya. 5 cilddə. - M .: Sovet Ensiklopediyası. Baş redaktor A. M. Proxorov. 1988 .
Digər lüğətlərdə "SOLAR WIND" sözünün nə olduğuna baxın:
GÜNƏŞ KÜZƏĞİ, Günəş sistemini Günəşdən 100 astronomik vahidə qədər dolduran, ulduzlararası mühitin təzyiqinin axının dinamik təzyiqini tarazlaşdırdığı günəş tacı plazmasının axını. Əsas tərkib protonlar, elektronlar, nüvələrdir ... Müasir ensiklopediya
GÜNƏŞ KÜLƏĞİ, günəş KORONA-nın yüksək temperaturu ilə hissəciklərin Günəşin cazibə qüvvəsini aşması üçün kifayət qədər böyük sürətə çatan yüklü hissəciklərin (əsasən proton və elektronların) sabit axını. günəşli külək rədd edir... Elmi-texniki ensiklopedik lüğət
Günəş küləyi və Yerin maqnitosferi.
günəşli külək ( günəş küləyi) Günəş tacından 300-1200 km/s sürətlə ətraf kosmosa axan meqaionlaşmış hissəciklərin (əsasən helium-hidrogen plazması) axınıdır. O, planetlərarası mühitin əsas komponentlərindən biridir.
Bir çox təbiət hadisələri günəş küləyi ilə, o cümlədən maqnit qasırğaları və auroralar kimi kosmik hava hadisələri ilə əlaqələndirilir.
“Günəş küləyi” (Günəşdən 2-3 günə uçan ionlaşmış hissəciklərin axını) və “günəş işığı” (Günəşdən Yerə orta hesabla 8 dəqiqə 17 saniyə ərzində uçan foton axını) anlayışları heç bir əsası olmamalıdır. qarışmaq. Xüsusilə, bu, təzyiqin dəqiq təsiridir günəş işığı(küləkdən çox) günəş yelkənləri adlanan layihələrində istifadə olunur. Günəş küləyi ionlarının impulsunu təkan mənbəyi kimi istifadə etmək üçün mühərrik forması - elektrik yelkəni.
Hekayə
Günəşdən uçan daimi hissəciklər axınının mövcudluğu ilk dəfə ingilis astronomu Riçard Karrinqton tərəfindən irəli sürülüb. 1859-cu ildə Carrington və Richard Hodgson müstəqil olaraq sonralar günəş alovu adlandırılan hadisəni müşahidə etdilər. Ertəsi gün baş verdi geomaqnit qasırğası, və Carrington bu hadisələr arasında əlaqə təklif etdi. Daha sonra Corc Fitscerald təklif etdi ki, maddə Günəş tərəfindən vaxtaşırı sürətlənir və bir neçə günə Yerə çatır.
1916-cı ildə norveçli kəşfiyyatçı Kristian Birkeland yazırdı: “Fiziki nöqteyi-nəzərdən, çox güman ki, günəş şüaları nə müsbət, nə də mənfi, lakin hər ikisidir”. Başqa sözlə, günəş küləyi mənfi elektronlar və müsbət ionlardan ibarətdir.
Üç il sonra, 1919-cu ildə Friederik Lindemann da həm yüklərin, həm də protonların və elektronların hissəciklərinin Günəşdən gəldiyini təklif etdi.
1930-cu illərdə elm adamları müəyyən etdilər ki, günəş tacının temperaturu bir milyon dərəcəyə çatmalıdır, çünki tac Günəşdən çox uzaqda kifayət qədər parlaq qalır və bu, günəş işığı zamanı aydın görünür. günəş tutulmaları. Sonrakı spektroskopik müşahidələr bu qənaəti təsdiqlədi. 1950-ci illərin ortalarında britaniyalı riyaziyyatçı və astronom Sidney Çapman qazların belə temperaturda xassələrini təyin etdi. Məlum oldu ki, qaz əla istilik keçiricisinə çevrilir və onu Yerin orbitindən kənarda kosmosa yaymalıdır. Eyni zamanda, alman alimi Lüdviq Biermann kometa quyruqlarının həmişə Günəşdən uzağa getməsi faktı ilə maraqlandı. Biermann belə bir fərziyyə irəli sürdü ki, Günəş kometi əhatə edən qaza təzyiq edən və uzun quyruq əmələ gətirən daimi hissəciklər axını yayır.
1955-ci ildə sovet astrofizikləri S. K. Vsekhsvyatski, G. M. Nikolski, E. A. Ponomarev və V. İ. Çeredniçenko göstərdilər ki, uzadılmış tac radiasiya vasitəsilə enerji itirir və yalnız güclü daxili enerji mənbələrinin xüsusi paylanması ilə hidrodinamik tarazlıq vəziyyətində ola bilər. Bütün digər hallarda maddə və enerji axını olmalıdır. Bu proses mühüm fenomen - "dinamik tac" üçün fiziki əsas rolunu oynayır. Maddə axınının miqyası aşağıdakı mülahizələrdən təxmin edilirdi: əgər tac hidrostatik tarazlıqda olsaydı, hidrogen və dəmir üçün homojen atmosferin hündürlükləri 56/1 olaraq əlaqələndiriləcək, yəni dəmir ionları müşahidə edilməməlidir. uzaq tac. Amma elə deyil. Dəmir korona boyunca parlayır, FeXIV FeX-dən daha yüksək təbəqələrdə müşahidə olunur, baxmayaraq ki, orada kinetik temperatur daha aşağıdır. İonları "asma" vəziyyətdə saxlayan qüvvə, yüksələn proton axınının dəmir ionlarına toqquşma zamanı ötürülən impuls ola bilər. Bu qüvvələrin tarazlığının şərtindən proton axınını tapmaq asandır. Sonradan birbaşa ölçmələrlə təsdiqlənən hidrodinamik nəzəriyyədən irəli gələnlərlə eyni olduğu ortaya çıxdı. 1955-ci il üçün bu, əhəmiyyətli bir nailiyyət idi, lakin o zaman heç kim "dinamik tac"a inanmırdı.
Üç il sonra Eugene Parker belə nəticəyə gəldi ki, Çapmanın modelində Günəşdən gələn isti cərəyan və Biermanın fərziyyəsindəki kometa quyruqlarını uçuran hissəciklər axını eyni fenomenin iki təzahürüdür və o, belə bir nəticəyə gəldi. "günəş küləyi". Parker göstərdi ki, günəş tacının Günəş tərəfindən güclü şəkildə cəlb edilməsinə baxmayaraq, o, istiliyi o qədər yaxşı keçirir ki, uzaq məsafələrdə isti qalır. Günəşdən uzaqlaşdıqca cazibə qüvvəsi zəiflədiyi üçün yuxarı tacdan maddənin planetlərarası kosmosa supersonik axını başlayır. Üstəlik, Parker ilk olaraq qeyd etdi ki, cazibə qüvvəsinin zəifləməsinin təsiri hidrodinamik axına Laval başlığı ilə eyni təsir göstərir: o, axının səsdən səssiz fazaya keçidini yaradır.
Parkerin nəzəriyyəsi ciddi tənqidlərə məruz qalıb. 1958-ci ildə Astrophysical Journal-a təqdim edilən məqalə iki rəyçi tərəfindən rədd edildi və yalnız redaktor Subramanyan Çandrasekharın sayəsində jurnalın səhifələrində yer aldı.
Bununla belə, 1959-cu ilin yanvarında günəş küləyinin xüsusiyyətlərinin ilk birbaşa ölçülməsi (Konstantin Qrinqauz, İKİ RAS) Sovet Luna-1 tərəfindən sintillyasiya sayğacından və onun üzərində quraşdırılmış qaz ionlaşdırma detektorundan istifadə etməklə aparılmışdır. Üç il sonra eyni ölçmələr Mariner-2 stansiyasının məlumatlarından istifadə edərək amerikalı Marcia Neugebauer tərəfindən aparıldı.
Yenə də küləyin yüksək sürətlə sürətlənməsi hələ başa düşülməmişdi və Parker nəzəriyyəsi ilə izah edilə bilməzdi. Maqnitohidrodinamika tənliklərindən istifadə edərək tacda günəş küləyinin ilk ədədi modelləri 1971-ci ildə Pneumann və Knopp tərəfindən yaradılmışdır.
1990-cı illərin sonlarında ultrabənövşəyi tac spektrometrindən istifadə etməklə ( Ultrabənövşəyi Koronal Spektrometr (UVCS) ) Günəş qütblərində sürətli günəş küləyinin yarandığı bölgələrin göyərtəsində müşahidələr aparılmışdır. Məlum oldu ki, küləyin sürətlənməsi sırf termodinamik genişlənmədən gözləniləndən qat-qat çoxdur. Parkerin modeli küləyin sürətinin fotosferdən 4 günəş radiusunda səsdən yüksək olduğunu proqnozlaşdırdı və müşahidələr bu keçidin xeyli aşağı, təxminən 1 günəş radiusunda baş verdiyini göstərdi və günəş küləyinin sürətləndirilməsi üçün əlavə mexanizmin olduğunu təsdiq etdi.
Xüsusiyyətlər
Heliosfer cərəyanı təbəqəsi günəş küləyində Günəşin fırlanan maqnit sahəsinin plazmaya təsirinin nəticəsidir.
Günəş küləyi səbəbindən Günəş hər saniyədə təxminən bir milyon ton maddə itirir. Günəş küləyi əsasən elektronlar, protonlar və helium nüvələrindən (alfa hissəcikləri) ibarətdir; digər elementlərin nüvələri və ionlaşmamış hissəciklər (elektrik cəhətdən neytral) çox az miqdarda olur.
Günəş küləyi Günəşin xarici təbəqəsindən gəlsə də, bu təbəqədəki elementlərin həqiqi tərkibini əks etdirmir, çünki diferensiallaşma prosesləri nəticəsində bəzi elementlərin bolluğu artır, bəziləri isə azalır (FİP effekti).
Günəş küləyinin intensivliyi günəş aktivliyindəki dəyişikliklərdən və onun mənbələrindən asılıdır. Yerin orbitində (Günəşdən təqribən 150 milyon km məsafədə) aparılan uzunmüddətli müşahidələr göstərmişdir ki, günəş küləyi strukturlaşdırılmışdır və adətən sakit və pozulmuş (sporadik və təkrarlanan) küləklərə bölünür. Sürətdən asılı olaraq sakit axınlar iki sinfə bölünür: yavaş(Yerin orbitinə yaxın təqribən 300-500 km/s) və sürətli(Yer orbitinə yaxın 500-800 km/s). Bəzən planetlərarası maqnit sahəsinin müxtəlif qütblü bölgələrini ayıran heliosfer cərəyan təbəqəsinin bölgəsi stasionar külək adlanır və xüsusiyyətlərinə görə yavaş küləyə yaxındır.
yavaş günəş küləyi
Yavaş günəş küləyi qaz-dinamik genişlənməsi zamanı günəş tacının "sakit" hissəsi (tac axarları bölgəsi) tərəfindən əmələ gəlir: təqribən 2 10 6 K tac temperaturunda tac hidrostatik tarazlıqda ola bilməz və bu genişlənmə, mövcud sərhəd şərtləri altında, maddənin səsdən yüksək sürətlərə qədər sürətlənməsinə səbəb olmalıdır. Günəş tacının belə temperaturlara qədər qızması günəş fotosferində istilik ötürülməsinin konvektiv xarakterinə görə baş verir: plazmada konvektiv turbulentliyin inkişafı intensiv maqnitosonik dalğaların yaranması ilə müşayiət olunur; öz növbəsində günəş atmosferinin sıxlığının azalması istiqamətində yayılarkən səs dalğaları zərbə dalğalarına çevrilir; şok dalğaları tacın materialı tərəfindən effektiv şəkildə udulur və onu (1-3) 10 6 K temperatura qədər qızdırır.
sürətli günəş küləyi
Təkrarlanan sürətli günəş küləyinin axınları bir neçə ay ərzində Günəş tərəfindən buraxılır və Yerdən müşahidə edildikdə 27 gün (Günəşin fırlanma dövrü) geri dönmə dövrünə malikdir. Bu axınlar tac dəlikləri ilə əlaqələndirilir - nisbətən aşağı temperatur (təxminən 0,8·10 6 K), azalmış plazma sıxlığı (koronanın sakit bölgələrinin sıxlığının yalnız dörddə biri) və hörmətlə radial maqnit sahəsi olan tacın bölgələri. Günəşə.
Narahat axınlar
Təhlükəli axınlara koronal kütlə atılmalarının (CME) planetlərarası təzahürü, həmçinin sürətli CME-lərin qarşısında (İngilis ədəbiyyatında Sheath adlanır) və tac dəliklərindən sürətli axınların qarşısında (Corotating qarşılıqlı əlaqə bölgəsi - CIR-də deyilir) sıxılma bölgələri daxildir. ingilis ədəbiyyatı). Sheath və CIR müşahidələri hallarının təxminən yarısında planetlərarası şok ola bilər. Məhz pozulmuş günəş küləyi tiplərində planetlərarası maqnit sahəsi ekliptik müstəvidən kənara çıxa bilər və cənub sahə komponentini ehtiva edir ki, bu da kosmik havanın bir çox təsirlərinə (geomaqnit fəaliyyət, o cümlədən maqnit fırtınaları) gətirib çıxarır. Narahat olan sporadik axınların əvvəllər günəş alovları ilə bağlı olduğu düşünülürdü, lakin indi günəş küləklərindəki sporadik axınların CME-lər səbəbindən baş verdiyi güman edilir. Eyni zamanda qeyd etmək lazımdır ki, həm günəş alovları, həm də tac kütlələrinin atılması Günəşdə eyni enerji mənbələri ilə bağlıdır və onlar arasında statistik əlaqə mövcuddur.
Müxtəlif irimiqyaslı günəş küləyi növlərinin müşahidə müddətinə görə, sürətli və yavaş axınlar təxminən 53%, heliosfer cərəyanı 6%, CIR - 10%, CME - 22%, qabıq - 9% və arasındakı nisbət müxtəlif növlərin müşahidə vaxtı günəş tsiklində çox dəyişir.fəaliyyət.
Günəş küləyinin yaratdığı hadisələr
Günəş küləyi plazmasının yüksək keçiriciliyinə görə Günəşin maqnit sahəsi xaricə çıxan külək cərəyanlarına donur və planetlərarası mühitdə planetlərarası maqnit sahəsi şəklində müşahidə olunur.
Günəş küləyi heliosferin sərhədini təşkil edir, bunun sayəsində içəriyə nüfuz etməyə mane olur. Günəş küləyinin maqnit sahəsi xaricdən gələn qalaktik kosmik şüaları əhəmiyyətli dərəcədə zəiflədir. Planetlərarası maqnit sahəsində lokal artım kosmik şüaların qısamüddətli azalmasına, Forbuşun azalmasına, geniş miqyaslı sahənin azalması isə onların uzunmüddətli artmasına səbəb olur. Belə ki, 2009-cu ildə günəş aktivliyinin uzadılmış minimumu dövründə Yer yaxınlığında radiasiyanın intensivliyi əvvəllər müşahidə edilən bütün maksimumlara nisbətən 19% artıb.
Günəş küləyi günəş sistemində maqnit sahəsinə malik olan maqnitosfer, aurora və planetlərin radiasiya kəmərləri kimi hadisələri yaradır.
anlayış günəşli külək astronomiyaya 20-ci əsrin 40-cı illərinin sonunda, amerikalı astronom S. Forbuş kosmik şüaların intensivliyini ölçərkən, günəşin aktivliyinin artması ilə onun əhəmiyyətli dərəcədə azaldığını və 20-ci il ərzində olduqca kəskin şəkildə azaldığını qeyd etdikdə daxil edilmişdir.
Olduqca qəribə görünürdü. Əksinə, bunun əksini gözləmək olardı. Axı Günəş özü kosmik şüaların tədarükçüsüdür. Buna görə də belə görünür ki, gündüz işığımızın aktivliyi nə qədər yüksək olsa, ətrafdakı kosmosa bir o qədər çox hissəciklər atmalıdır.
Günəş aktivliyinin artmasının kosmik şüaların hissəciklərini yayındırmağa - onları rədd etməyə başlayacağı şəkildə təsir etdiyini güman etmək qaldı.
Məhz o zaman belə bir fərziyyə yarandı ki, əsrarəngiz effektin günahkarları Günəşin səthindən qaçan və günəş sisteminin məkanına nüfuz edən yüklü hissəciklərin axınlarıdır. Bu özünəməxsus günəş küləyi planetlərarası mühiti təmizləyir, ondan kosmik şüaların hissəciklərini “süpürür”.
Belə bir fərziyyənin lehinə, -də müşahidə olunan hadisələr. Bildiyiniz kimi, kometa quyruqları həmişə Günəşdən uzaqlaşır. Əvvəlcə bu vəziyyət günəş şüalarının yüngül təzyiqi ilə əlaqələndirildi. Lakin məlum olub ki, yalnız işıq təzyiqi kometlərdə baş verən bütün hadisələrə səbəb ola bilməz. Hesablamalar göstərdi ki, kometa quyruqlarının əmələ gəlməsi və müşahidə edilən əyilməsi üçün təkcə fotonlara deyil, həm də maddə hissəciklərinə təsir etmək lazımdır.
Əslində, Günəşin yüklü hissəciklər axınlarını - cisimcikləri atması ondan əvvəl də məlum idi. Bununla belə, belə axınların epizodik xarakter daşıdığı güman edilirdi. Lakin kometa quyruqları yalnız gücləndirmə dövrlərində deyil, həmişə Günəşdən uzaqlaşır. Bu o deməkdir ki, Günəş sisteminin fəzasını dolduran korpuskulyar şüalanma da daim mövcud olmalıdır. Günəş aktivliyinin artması ilə güclənir, lakin həmişə mövcuddur.
Beləliklə, günəş küləyi günəş fəzasının ətrafında davamlı olaraq əsir. Bu günəş küləyi nədən ibarətdir və hansı şəraitdə yaranır?
Günəş atmosferinin ən xarici təbəqəsi tacdır. Gün işığımızın atmosferinin bu hissəsi qeyri-adi dərəcədə nadirdir. Amma hissəciklərin sürəti ilə təyin olunan tacın “kinetik temperaturu” çox yüksəkdir. Bir milyon dərəcəyə çatır. Buna görə də tac qazı tamamilə ionlaşmışdır və protonların, müxtəlif elementlərin ionlarının və sərbəst elektronların qarışığıdır.
Bu yaxınlarda günəş küləyinin helium ionları ehtiva etdiyinə dair bir mesaj var idi. Bu vəziyyət yüklü hissəciklərin Günəşin səthindən atılma mexanizmini işıqlandırır. Günəş küləyi yalnız elektronlardan və protonlardan ibarət olsaydı, onun sırf istilik prosesləri nəticəsində əmələ gəldiyini və qaynar suyun səthində əmələ gələn buxar kimi bir şey olduğunu güman etmək olar. Bununla belə, helium atomlarının nüvələri protonlardan dörd dəfə ağırdır və buna görə də buxarlanma ilə atılma ehtimalı azdır. Çox güman ki, günəş küləyinin əmələ gəlməsi maqnit qüvvələrinin təsiri ilə bağlıdır. Günəşdən uzaqlaşan plazma buludları, sanki, özləri ilə aparır və maqnit sahələri. Məhz bu sahələr müxtəlif kütlələri və yükləri olan hissəcikləri bir-birinə "bağlayan" "sement" kimi xidmət edir.
Astronomların apardığı müşahidələr və hesablamalar göstərdi ki, Günəşdən uzaqlaşdıqca tacın sıxlığı getdikcə azalır. Lakin məlum olur ki, Yerin orbiti bölgəsində hələ də sıfırdan nəzərəçarpacaq dərəcədə fərqlənir. Başqa sözlə, planetimiz günəş atmosferinin içərisindədir.
Əgər tac Günəşin yaxınlığında az və ya çox sabitdirsə, məsafə artdıqca kosmosa genişlənməyə meyllidir. Günəşdən nə qədər uzaq olsa, bu genişlənmə sürəti bir o qədər yüksəkdir. Amerikalı astronom E. Parkerin hesablamalarına görə, artıq 10 milyon km məsafədə tac hissəcikləri sürəti aşan sürətlə hərəkət edir.
Beləliklə, nəticə özünü göstərir ki, günəş tacı planetar sistemimizin məkanı ətrafında əsən günəş küləyidir.
Bu nəzəri nəticələr kosmik raketlər və yerin süni peykləri üzərində aparılan ölçmələrlə tam təsdiqini tapmışdır. Məlum olub ki, günəş küləyi həmişə Yerin yaxınlığında mövcuddur - o, təxminən 400 km/san sürətlə "əsir".
Günəş küləyi nə qədər uzanır? Nəzəri mülahizələrlə, bir halda günəş küləyinin orbit bölgəsində artıq səngidiyi, digərində isə sonuncu planet Plutonun orbitindən çox böyük məsafədə hələ də mövcud olduğu ortaya çıxır. Ancaq bunlar yalnız nəzəri olaraq günəş küləyinin mümkün yayılmasının həddindən artıq hədləridir. Yalnız müşahidələr dəqiq sərhədi göstərə bilər.