Günəşin atmosferi 90% hidrogendən ibarətdir. Onun səthdən ən uzaq hissəsi Günəş tacı adlanır, tam olaraq aydın görünür günəş tutulmaları. Tacın temperaturu 1,5-2 milyon K-ə çatır və tacın qazı tamamilə ionlaşır. Belə bir plazma temperaturunda protonların istilik sürəti təxminən 100 km/s, elektronlarınki isə saniyədə bir neçə min kilometrdir. Günəş cazibəsini aradan qaldırmaq üçün Günəşin ikinci kosmik sürəti olan 618 km/s ilkin sürət kifayətdir. Buna görə də günəş tacından kosmosa daimi plazma sızması var. Proton və elektronların bu axını günəş küləyi adlanır.

Günəşin cazibəsini dəf edərək, günəş küləyinin hissəcikləri düz traektoriyalar boyunca uçur. Hər bir hissəciyin çıxarılması ilə sürəti demək olar ki, dəyişmir, lakin fərqli ola bilər. Bu sürət əsasən günəş səthinin vəziyyətindən, Günəşdəki "hava"dan asılıdır. Orta hesabla, v ≈ 470 km/s-dir. Günəş küləyi Yerə qədər olan məsafəni 3-4 günə qət edir. Tərkibindəki hissəciklərin sıxlığı Günəşə olan məsafənin kvadratına tərs mütənasib olaraq azalır. Yerin orbitinin radiusuna bərabər olan məsafədə 1 sm 3-də orta hesabla 4 proton və 4 elektron var.

günəşli külək ulduzumuzun - Günəşin kütləsini saniyədə 10 9 kq azaldır. Yer miqyasında bu rəqəm böyük görünsə də, əslində kiçikdir: Günəş kütləsindəki azalma yalnız Günəşin indiki yaşından, yəni təxminən 5 milyard il olduğundan minlərlə dəfə uzun müddət ərzində müşahidə edilə bilər.

Günəş küləyinin maqnit sahəsi ilə qarşılıqlı təsiri maraqlı və qeyri-adidir. Məlumdur ki, yüklü hissəciklər adətən H maqnit sahəsində dairə və ya spiral xətlər boyunca hərəkət edirlər. Ancaq bu, yalnız maqnit sahəsi kifayət qədər güclü olduqda doğrudur. Daha doğrusu, yüklü hissəciklərin dairəvi hərəkəti üçün enerji sıxlığı lazımdır. maqnit sahəsi H 2 /8π hərəkət edən plazmanın kinetik enerji sıxlığından ρv 2 /2 böyük idi. Günəş küləyində vəziyyət əksinədir: maqnit sahəsi zəifdir. Buna görə də, yüklü hissəciklər düz xətlərlə hərəkət edir, maqnit sahəsi sabit olmadığı halda, hissəciklərin axını ilə birlikdə hərəkət edir, sanki bu axını Günəş sisteminin periferiyasına aparır. Bütün planetlərarası məkanda maqnit sahəsinin istiqaməti günəş küləyi plazmasının buraxılması zamanı Günəşin səthində olduğu kimi qalır.

Maqnit sahəsi, bir qayda olaraq, Günəşin ekvatoru ətrafında hərəkət edərkən istiqamətini 4 dəfə dəyişir. Günəş fırlanır: ekvatordakı nöqtələr T \u003d 27 gündə bir inqilab edir. Buna görə də, planetlərarası maqnit sahəsi spiral şəklində yönəldilir (bax. Şəkil) və bu nümunənin bütün mənzərəsi günəş səthinin fırlanmasından sonra fırlanır. Günəşin fırlanma bucağı φ = 2π/T kimi dəyişir. Günəşdən olan məsafə günəş küləyinin sürəti ilə artır: r = vt. Beləliklə, şəkildəki spiral tənliyi. formasına malikdir: φ = 2πr/vT. Yerin orbitindən bir məsafədə (r = 1,5 10 11 m) maqnit sahəsinin radius vektoruna meyl bucağı, asanlıqla yoxlanıla biləcəyi kimi, 50 ° -dir. Orta hesabla, bu bucaq kosmik gəmi ilə ölçülür, lakin Yerə çox yaxın deyil. Planetlərin yaxınlığında isə maqnit sahəsi fərqli şəkildə düzülür (bax: Maqnitosfer).

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 uzaqlaşaraq, plazma buludları, sanki, maqnit sahələrini özləri ilə aparırlar. 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 tədricən 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 - sürətini 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.

V.B. Baranov, Moskva Dövlət Universiteti onlar. M.V. Lomonosov

Məqalə günəş tacının (günəş küləyi) səsdən sürətli genişlənməsi problemindən bəhs edir. Dörd əsas problem təhlil edilir: 1) günəş tacından plazmanın çıxmasının səbəbləri; 2) belə çıxışın homojen olub-olmaması; 3) Günəşdən məsafə ilə günəş küləyinin parametrlərinin dəyişməsi və 4) günəş küləyinin ulduzlararası mühitə necə axması.

Giriş

Amerikalı fizik E.Parkerin nəzəri olaraq "günəş küləyi" adlanan və bir neçə ildən sonra sovet alimi K.Qrinqauz qrupu tərəfindən Lunada quraşdırılmış alətlərdən istifadə edərək eksperimental olaraq təsdiqlənən hadisəni proqnozlaşdırmasından təxminən 40 il keçir. - 2" və "Luna-3". Günəş küləyi tam ionlaşmış hidrogen plazmasının axınıdır, yəni təxminən eyni sıxlığa malik elektron və protonlardan ibarət qazdır (kvazi-neytrallıq şərti), Günəşdən yüksək səs sürəti ilə uzaqlaşır. Yerin orbitində (Günəşdən bir astronomik vahid (AU)) bu axının VE sürəti təqribən 400-500 km/s, protonların (və ya elektronların) konsentrasiyası ne = 10-20 zərrəcik/ kubsantimetrdir və onların temperaturu Te təxminən 100.000 K-dir (elektron temperaturu bir qədər yüksəkdir).

Planetlərarası fəzada elektron və protonlara əlavə olaraq alfa hissəcikləri (bir neçə faiz dərəcəsində), daha az miqdarda daha ağır hissəciklər və maqnit sahəsi aşkar edildi, onların induksiyasının orta dəyəri Yer kürəsinin bir neçə qamma sırasının orbiti (1

= 10-5 Gs).

Günəş küləyinin nəzəri proqnozu ilə bağlı bir az tarix

Nəzəri astrofizikanın o qədər də uzun olmayan tarixində, ulduzların bütün atmosferlərinin hidrostatik tarazlıqda, yəni ulduzun cazibə qüvvəsi təzyiq qradiyenti ilə əlaqəli qüvvə ilə balanslaşdırıldığı bir vəziyyətdə olduğuna inanılırdı. onun atmosferində (mərkəz ulduzlardan r vahid məsafəyə təzyiqin dəyişməsi ilə). Riyazi olaraq bu tarazlıq adi diferensial tənlik kimi ifadə edilir

(1)

burada G qravitasiya sabiti, M* ulduzun kütləsi, p atmosfer qazının təzyiqidir,

onun kütlə sıxlığıdır. Atmosferdə temperatur paylanması T verilmişdirsə, tarazlıq tənliyindən (1) və ideal qaz üçün vəziyyət tənliyindən

(2)

burada R qaz sabitidir, barometrik düstur asanlıqla əldə edilir ki, bu da sabit temperaturun xüsusi vəziyyətində T formasına sahib olacaqdır.

(3)

(3) düsturunda p0 ulduz atmosferinin bazasındakı təzyiqdir (r = r0-da). Bu düsturdan görünür ki, r üçün

, yəni ulduzdan çox böyük məsafələrdə p təzyiqi sonlu həddə meyl edir, bu da p0 təzyiqinin qiymətindən asılıdır.

Günəş atmosferinin, eləcə də digər ulduzların atmosferlərinin hidrostatik tarazlıq vəziyyətində olduğuna inanıldığı üçün onun vəziyyəti (1), (2), (3) düsturlarına oxşar düsturlarla müəyyən edilmişdir. Temperaturun Günəşin səthində təxminən 10.000 dərəcədən günəş tacında 1.000.000 dərəcəyə qədər kəskin artması kimi qeyri-adi və hələ tam başa düşülməmiş fenomeni nəzərə alaraq, Chapman (məsələn, bax) statik günəş tacı nəzəriyyəsini inkişaf etdirdi. Günəş sistemini əhatə edən ulduzlararası mühitə rəvan keçməli idi.

Bununla belə, Parker qabaqcıl işində qeyd etdi ki, statik günəş tacı üçün (3) kimi bir düsturdan əldə edilən sonsuzluqdakı təzyiq, ulduzlararası qaz üçün təxmin edilən təzyiq dəyərindən demək olar ki, böyük bir miqyasda olur. müşahidələr. Bu uyğunsuzluğu aradan qaldırmaq üçün Parker günəş tacının statik tarazlıqda olmadığını, Günəşi əhatə edən planetlərarası mühitə davamlı olaraq genişləndiyini təklif etdi. Eyni zamanda, tarazlıq tənliyinin (1) əvəzinə formanın hidrodinamik hərəkət tənliyindən istifadə etməyi təklif etdi.

(4)

burada Günəşlə əlaqəli koordinat sistemində V dəyəri plazmanın radial sürətidir. Altında

günəşin kütləsinə aiddir.

Verilmiş temperatur paylanması T üçün (2) və (4) tənliklər sistemi Şəkildə göstərilən tipdə həllərə malikdir. 1. Bu şəkildə a səsin sürətini, r* isə qazın sürətinin səs sürətinə bərabər olduğu başlanğıcdan olan məsafəni bildirir (V = a). Aydındır ki, Şəkillərdə yalnız 1 və 2 əyriləri. 1-in Günəşdən qaz axını problemi üçün fiziki mənası var, çünki 3 və 4-cü əyrilər hər bir nöqtədə unikal olmayan sürətlərə malikdir, 5 və 6-cı əyrilər isə teleskoplarda müşahidə olunmayan günəş atmosferində çox yüksək sürətlərə uyğundur. . Parker 1-ci əyriyə uyğun olan məhlulun təbiətdə baş verdiyi şərtləri təhlil etdi.O göstərdi ki, belə məhluldan alınan təzyiqi ulduzlararası mühitdəki təzyiqlə uyğunlaşdırmaq üçün ən real hal qazın səsdən aşağı keçiddən keçməsidir. axın (r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*) və bu cərəyanı günəş küləyi adlandırdı. Bununla belə, bu iddia hər yerdə subsonik "günəş mehini" təsvir edən 2-ci əyriyə uyğun gələn ən real həll yolu hesab edən Çemberlenin işində mübahisələndirildi. Eyni zamanda, Günəşdən supersonik qaz axınlarını aşkar edən kosmik gəmilərdə ilk təcrübələr (bax, məsələn,), ədəbiyyata görə, Çemberlen üçün kifayət qədər etibarlı görünmürdü.

düyü. 1. Cazibə qüvvəsinin mövcudluğunda Günəşin səthindən qaz axınının V sürəti üçün qaz dinamikasının birölçülü tənliklərinin mümkün həlləri. Əyri 1 günəş küləyi üçün həllə uyğundur. Burada a səsin sürəti, r Günəşdən olan məsafə, r* qaz sürətinin səs sürətinə bərabər olduğu məsafə, Günəşin radiusudur.

Kosmosdakı təcrübələrin tarixi Parkerin günəş küləyi haqqında fikirlərinin düzgünlüyünü parlaq şəkildə sübut etdi. Günəş küləyinin nəzəriyyəsi ilə bağlı ətraflı materialı, məsələn, monoqrafiyada tapmaq olar.

Günəş tacından plazmanın vahid axını ilə bağlı fikirlər

Qaz dinamikasının birölçülü tənliklərindən məlum nəticəni əldə etmək olar: bədən qüvvələri olmadıqda, nöqtə mənbəyindən sferik simmetrik qaz axını hər yerdə ya səssiz, ya da səsdən yüksək ola bilər. (4) tənliyində cazibə qüvvəsinin (sağ tərəf) olması Şəkil 1-də əyri 1 kimi həllərin yaranmasına səbəb olur. 1, yəni səs sürətindən keçidlə. Bütün səsdən sürətli reaktiv mühərriklərin əsasını təşkil edən Laval nozzlesindəki klassik axınla bənzətmə aparaq. Sxematik olaraq, bu axın Şəkildə göstərilmişdir. 2.

düyü. Şəkil 2. Laval ucluğunda axın sxemi: 1 - qəbuledici adlanan, çox isti havanın aşağı sürətlə daxil olduğu çən, 2 - sürətləndirmək üçün kanalın həndəsi sıxılma sahəsi. subsonik qaz axını, 3 - səsdən sürətli axını sürətləndirmək üçün kanalın həndəsi genişlənməsi sahəsi.

Qəbuledici adlanan 1-ci çəndə qaz çox aşağı sürətlə verilir, çox yüksək temperatura qədər qızdırılır ( daxili enerji qaz yönəldilmiş hərəkətin kinetik enerjisindən çox böyükdür). Kanalın həndəsi sıxılması vasitəsi ilə qazın sürəti səs sürətinə çatana qədər 2-ci bölgədə (subsonik axın) sürətləndirilir. Onun daha da sürətləndirilməsi üçün kanalı genişləndirmək lazımdır (səsdən sürətli axının 3-cü bölgəsi). Bütün axın bölgəsində qaz onun adiabatik (istilik təchizatı olmadan) soyuması hesabına sürətlənir (xaotik hərəkətin daxili enerjisi istiqamətlənmiş hərəkət enerjisinə çevrilir).

Günəş küləyinin əmələ gəlməsi problemində qəbuledicinin rolunu günəş tacı, Laval nozzinin divarlarının rolunu oynayır. cazibə qüvvəsi günəş cazibəsi. Parkerin nəzəriyyəsinə görə, səs sürəti ilə keçid bir neçə günəş radiusu məsafəsində bir yerdə baş verməlidir. Bununla belə, nəzəriyyədə əldə edilən məhlulların təhlili göstərdi ki, günəş tacının temperaturu onun qazının Laval nozzle nəzəriyyəsində olduğu kimi səsdən yüksək sürətə çatması üçün kifayət etmir. Əlavə enerji mənbəyi olmalıdır. Belə bir mənbə hal-hazırda günəş küləyində həmişə mövcud olan (bəzən plazma turbulentliyi də adlanır) orta axın üzərinə qoyulmuş dalğa hərəkətlərinin dağılması hesab olunur və axının özü artıq adiabatik deyil. Bu cür proseslərin kəmiyyət təhlili hələ də əlavə tədqiqat tələb edir.

Maraqlıdır ki, yerüstü teleskoplar Günəşin səthində maqnit sahələrini aşkar edir. Onların B maqnit induksiyasının orta dəyəri 1 G olaraq qiymətləndirilir, baxmayaraq ki, fərdi fotosferik birləşmələrdə, məsələn, ləkələrdə maqnit sahəsi daha böyük ölçüdə ola bilər. Plazma yaxşı elektrik keçiricisi olduğundan, günəşin maqnit sahələrinin Günəşdən gələn axınları ilə qarşılıqlı əlaqədə olması təbiidir. Bu halda sırf qaz-dinamik nəzəriyyə nəzərdən keçirilən hadisənin natamam təsvirini verir. Maqnit sahəsinin günəş küləyinin axınına təsirini ancaq maqnitohidrodinamika adlı elm çərçivəsində nəzərdən keçirmək olar. Bu cür mülahizələrin nəticələri hansılardır? Bu istiqamətdə qabaqcıl işlərə görə (həmçinin bax ), maqnit sahəsi günəş küləyinin plazmasında j elektrik cərəyanlarının yaranmasına gətirib çıxarır ki, bu da öz növbəsində yönəldilmiş j x B ponderomotor qüvvəsinin yaranmasına gətirib çıxarır. radial istiqamətə perpendikulyar istiqamətdə. Nəticədə günəş küləyi tangensial sürət komponentinə malikdir. Bu komponent radialdan demək olar ki, iki dərəcə kiçikdir, lakin Günəşdən bucaq momentumunun çıxarılmasında mühüm rol oynayır. Ehtimal edilir ki, sonuncu hal təkcə Günəşin deyil, həm də “ulduz küləyi” kəşf edilmiş digər ulduzların təkamülündə mühüm rol oynaya bilər. Xüsusilə, gec spektral tipli ulduzların bucaq sürətinin kəskin azalmasını izah etmək üçün tez-tez fırlanma impulsunun onların ətrafında əmələ gələn planetlərə ötürülməsi fərziyyəsinə istinad edilir. Günəşdən plazmanın çıxması ilə bucaq momentumunun itirilməsinin nəzərdən keçirilən mexanizmi bu fərziyyənin yenidən nəzərdən keçirilməsi imkanını açır.

günəşli külək

- Günəşdən təxminən radial olaraq yayılan və günəş sistemini özü ilə heliosentrikə qədər dolduran günəş mənşəli davamlı plazma axını. məsafələr ~100 AU S.v. qaz dinamikası zamanı əmələ gəlir planetlərarası kosmosa genişlənmə. Günəş tacında (K) mövcud olan yüksək temperaturlarda onun üzərindəki təbəqələrin təzyiqi tac maddəsinin qaz təzyiqini tarazlaya bilmir və tac genişlənir.

Günəşdən daimi plazma axınının mövcudluğuna dair ilk sübut 1950-ci illərdə L.Birman (Almaniya) tərəfindən əldə edilmişdir. kometlərin plazma quyruqlarına təsir edən qüvvələrin təhlili üzrə. 1957-ci ildə J. Parker (ABŞ) tac maddəsi üçün tarazlıq şərtlərini təhlil edərək, tacın hidrostatik şəraitdə ola bilməyəcəyini göstərdi. tarazlıq, əvvəllər nəzərdə tutulduğu kimi, lakin genişlənməlidir və bu genişlənmə, mövcud sərhəd şərtləri altında, tac maddəsinin səsdən yüksək sürətlərə qədər sürətlənməsinə səbəb olmalıdır.

Orta xüsusiyyətlər S.v. cədvəldə verilmişdir. 1. İkinci Sovet kosmik gəmisində ilk dəfə olaraq günəş mənşəli plazma axını qeydə alınıb. 1959-cu ildə "Luna-2" raketi. Günəşdən daimi plazma axınının mövcudluğu Amerdə bir çox aylıq ölçmələr nəticəsində sübut edilmişdir. AMS "Mariner-2" 1962-ci ildə

Cədvəl 1. Yerin orbitində günəş küləyinin orta xarakteristikaları

Sürət	400 km/s
Proton Sıxlığı	6 sm -3
Proton temperaturu	üçün
Elektron temperaturu	üçün
Maqnit sahəsinin gücü	E
Proton axınının sıxlığı	sm -2 s -1
Kinetik enerji axınının sıxlığı	0,3 erqsm -2 s -1

S.v axır iki sinfə bölmək olar: yavaş - km/s sürətlə və sürətli - 600-700 km/s sürətlə. Sürətli axınlar tacın maqnit sahəsinin radiala yaxın olduğu bölgələrindən gəlir. Bu sahələrdən bəziləri yavl. . Yavaş axınlar S.v. bir vasitə olduğu tac sahələri ilə yəqin ki, bağlı. tangensial maqnit komponenti. sahələri.

S.v.-nin əsas komponentlərinə əlavə olaraq. - protonlar və elektronlar - hissəciklər, yüksək ionlaşmış oksigen, silisium, kükürd və dəmir ionları da onun tərkibində aşkar edilmişdir (şək. 1). Aya məruz qalan folqalarda tutulan qazların analizində Ne və Ar atomları tapıldı. Orta kimya. tərkibi S.v. cədvəldə verilmişdir. 2.

Cədvəl 2. Günəş küləyinin nisbi kimyəvi tərkibi

Element	qohum məzmun
H	0,96
3O
4 O	0,04
O
Ne
Si
Ar
Fe

İonlaşma vəziyyət S.v. genişlənmə vaxtı ilə müqayisədə rekombinasiya vaxtının kiçik olduğu tacda səviyyəyə uyğundur, yəni. məsafədə. İonlaşma ölçmələri. ion temperaturları S.v. günəş tacının elektron temperaturunu təyin etməyə imkan verir.

S.v. tac maqnit sahəsini özü ilə planetlərarası mühitə aparır. sahə. Plazmada donmuş bu sahənin qüvvə xətləri planetlərarası maqnit sahəsini əmələ gətirir. sahə (MMP). Baxmayaraq ki, BVF-nin intensivliyi kiçik və enerji sıxlığı təqribəndir. 1% kinetik S.V. enerjisi, S.V.-nin termodinamikasında mühüm rol oynayır. qarşılıqlı təsirlərin dinamikasında isə S.v. günəş sisteminin cisimləri və S.v axınları ilə. öz aralarında. S.v. genişlənmə birləşməsi Günəşin fırlanması ilə birlikdə maqn. S.V.-də dondurulmuş güc lionları Arximed spirallarına yaxın bir forma malikdir (şək. 2). Maqnın radial və azimut komponentləri. ekliptikanın müstəvisinə yaxın sahələr məsafə ilə dəyişir:
,
harada R- heliosentrik. məsafə, - Günəşin fırlanma bucaq sürəti, u R- S.V. sürətinin radial komponenti, "0" indeksi ilkin səviyyəyə uyğundur. Yerin orbitindən bir məsafədə maqnit istiqamətləri arasındakı bucaq. sahələr və Günəşə istiqamət, böyük heliosentrik. BVF məsafələri demək olar ki, Günəşə olan istiqamətə perpendikulyardır.

S.V., Günəşin müxtəlif istiqamətləri olan maqnit bölgələri üzərində yaranır. sahələri, formaları fərqli yönümlü BVF-də axınlar - sözdə. planetlərarası maqnit sahəsi.

S.v.-də. müxtəlif növ dalğalar müşahidə olunur: Lenqmuir, fit çalanlar, ionosonic, magnetosonic və s. (bax). Dalğaların bəziləri Günəşdə əmələ gəlir, bəziləri isə planetlərarası mühitdə həyəcanlanır. Dalğaların yaranması hissəciklərin paylanması funksiyasının Maksvelldən kənarlaşmalarını hamarlayır və S.v. davamlılıq kimi davranır. Alfven tipli dalğalar r.v-nin kiçik komponentlərinin sürətləndirilməsində mühüm rol oynayır. və proton paylama funksiyasının formalaşmasında. S.v.-də. maqnitləşdirilmiş plazma üçün xarakterik olan təmas və fırlanma fasilələri də müşahidə olunur.

Flow S.V. yavl. bu tip dalğaların sürətinə nisbətdə supersəs, to-çovdar S.v-də enerjinin səmərəli ötürülməsini təmin edir. (Alfven, səs və maqnitoson dalğaları), Alfven və səs Mach ədədləri S.v. Yerin orbitində. Zaman obtrekanie S.v. S.v.-ni effektiv şəkildə yayındıra bilən maneələr. (Merkurinin, Yerin, Yupiterin, Staurnun və ya Veneranın və yəqin ki, Marsın keçirici ionosferlərinin maqnit sahələri) yay şok dalğası əmələ gəlir. S.v. zərbə dalğasının ön hissəsində ləngidir və qızdırılır, bu da onun maneə ətrafında axmasına imkan verir. Eyni zamanda, S.v. bir boşluq əmələ gəlir - maqnitosfer (öz və ya induksiya), sürünün forması və ölçüsü maqnitin təzyiq balansı ilə müəyyən edilir. planetin sahəsi və axan plazma axınının təzyiqi (bax). Zərbə dalğası ilə aerodinamik maneə arasında qızdırılan plazma təbəqəsi adlanır. keçid sahəsi. Zərbə dalğasının ön hissəsindəki ionların temperaturu 10-20 dəfə, elektronlar 1,5-2 dəfə arta bilər. Şok dalğası yavl. , axınının istilikləşməsi kollektiv plazma prosesləri ilə təmin edilir. Zərbə dalğası cəbhəsinin qalınlığı ~100 km-dir və qarşıdan gələn axının və cəbhədən əks olunan ion axınının bir hissəsinin qarşılıqlı təsiri zamanı böyümə sürəti (maqnitosonik və/və ya aşağı hibrid) ilə müəyyən edilir. Qarşılıqlı təsir halında S.v. keçirməyən bir cisimlə (Ay) bir şok dalğası yaranmır: plazma axını səth tərəfindən udulur və bədənin arxasında tədricən plazma ilə doldurulmuş bir S.v. meydana gəlir. boşluq.

Korona plazma çıxışının stasionar prosesi ilə əlaqəli qeyri-stasionar proseslər üst-üstə düşür. Güclü günəş partlayışları zamanı maddə tacın aşağı bölgələrindən planetlərarası mühitə atılır. Bu zaman həm də şok dalğası əmələ gəlir (şək. 3), S.V. plazmada hərəkət etdikcə tədricən ləngiyir. Zərbə dalğasının Yerə gəlməsi maqnitosferin sıxılmasına gətirib çıxarır, bundan sonra adətən maqnit sahəsinin inkişafı başlayır. fırtınalar.

Günəş tacının genişlənməsini təsvir edən tənliyi kütlə və bucaq momentumunun saxlanması üçün tənliklər sistemindən əldə etmək olar. Məsafə ilə sürətin dəyişməsinin fərqli təbiətini təsvir edən bu tənliyin həlləri şək. 4. 1 və 2-ci həllər tacın bazasında aşağı sürətlərə uyğundur. Bu iki həll yolu arasında seçim sonsuzluq şərtləri ilə müəyyən edilir. Həll 1 aşağı koronal genişlənmə dərəcələrinə uyğundur ("günəş meh", J. Chamberlain, ABŞ-a görə) və sonsuzluqda yüksək təzyiq dəyərləri verir, yəni. statik model kimi eyni çətinliklərlə qarşılaşır. taclar. Həll 2 genişlənmə sürətinin səs sürətinin dəyərindən keçməsinə uyğundur ( v K) bəzi tənqidi məsafə R K və sonradan supersonik sürətlə genişlənmə. Bu məhlul sonsuzluqda təzyiqin yoxa çıxacaq dərəcədə kiçik bir qiymətini verir ki, bu da onu ulduzlararası mühitin aşağı təzyiqi ilə uyğunlaşdırmağa imkan verir. Parker bu növ cərəyanı günəş küləyi adlandırdı. Tənqidi tacın temperaturu müəyyən kritik dəyərdən az olarsa, nöqtə Günəşin səthindən yuxarıdır. dəyərlər, harada m- proton kütləsi, - adiabatik eksponent. Əncirdə. 5 heliosentrik ilə genişlənmə sürətinin dəyişməsini göstərir. məsafə temperaturdan asılı olaraq izotermikdir. izotrop tac. S.v.-nin sonrakı modelləri. məsafə ilə tac temperaturunda dəyişiklikləri, mühitin iki maye xarakterini (elektron və proton qazları), istilik keçiriciliyini, özlülüyünü, genişlənmənin qeyri-sferik təbiətini nəzərə alın. Maddəyə yanaşma S.v. davamlı mühitə gəldikdə, BVF-nin mövcudluğu və müxtəlif növ qeyri-sabitlik səbəbindən SV plazmasının qarşılıqlı təsirinin kollektiv xarakteri ilə əsaslandırılır. S.v. əsas təmin edir tacın istilik enerjisinin çıxması, kimi xromosferə istilik ötürülməsi, elektromaqnit. güclü ionlaşmış tac maddəsinin şüalanması və elektron istilik keçiriciliyi S.V. istilik yaratmaq üçün kifayət deyil. tac balansı. Elektron istilik keçiriciliyi S.V-nin temperaturunda yavaş bir azalma təmin edir. məsafə ilə. S.v. bütövlükdə Günəşin enerjisində heç bir mühüm rol oynamır, çünki onun apardığı enerji axını ~ 10 -8-dir