Aurinkoinen tuuli

Aurinkotuuli on ionisoituneiden hiukkasten (pääasiassa helium-vetyplasma )  virta , joka virtaa aurinkokoronasta nopeudella 300-1200 km/s ympäröivään ulkoavaruuteen. Se on yksi planeettojen välisen väliaineen pääkomponenteista .

Aurinkotuuleen liittyy monenlaisia ​​luonnonilmiöitä, mukaan lukien avaruussääilmiöt , kuten magneettiset myrskyt ja revontulet .

Muiden tähtien yhteydessä käytetään termiä tähtituuli , joten aurinkotuulen suhteen voidaan sanoa " auringon tähtituuli ".

Käsitteet "aurinkotuuli" (ionisoitujen hiukkasten virta, joka lentää Auringosta Maahan 2-3 päivässä) ja "auringonpaiste" (fotonivirta, joka lentää Auringosta Maahan keskimäärin 8 minuutissa 17 sekunnissa) ei pidä sekoittaa [ 1 ] ) . Erityisesti auringonvalon (eikä tuulen) painevaikutusta käytetään niin kutsuttujen aurinkopurjeiden suunnittelussa . Sähköpurjeeksi kutsutaan avaruusaluksen moottoria, joka käyttää työntövoiman lähteenä aurinkotuulen ionien liikemäärää .

Historia

Auringosta lentävän jatkuvan hiukkasvirran olemassaoloa ehdotti ensimmäisenä brittiläinen tähtitieteilijä Richard Carrington . Vuonna 1859 Carrington ja Richard Hodgson tarkkailivat itsenäisesti sitä, mitä myöhemmin kutsuttiin auringonpurkaukseksi . Seuraavana päivänä tapahtui geomagneettinen myrsky , ja Carrington ehdotti yhteyttä ilmiöiden välillä. Myöhemmin George Fitzgerald ehdotti, että Aurinko kiihdyttää ainetta ajoittain ja saavuttaa Maan muutamassa päivässä [2] .

Vuonna 1916 norjalainen tutkimusmatkailija Christian Birkeland kirjoitti: "Fysikaalisesta näkökulmasta katsottuna on todennäköisintä, että auringonsäteet eivät ole positiivisia eivätkä negatiivisia, vaan molempia." Toisin sanoen aurinkotuuli koostuu negatiivisista elektroneista ja positiivisista ioneista [3] .

Kolme vuotta myöhemmin, vuonna 1919, Frederick Lindemannehdotti myös, että molempien varausten hiukkaset, protonit ja elektronit , tulevat Auringosta [4] .

1930-luvulla tutkijat päättelivät, että aurinkokoronan lämpötilan on noustava miljoona astetta, koska korona pysyy riittävän kirkkaana suurella etäisyydellä Auringosta, mikä näkyy selvästi auringonpimennyksen aikana. Myöhemmät spektroskooppiset havainnot vahvistivat tämän päätelmän. 1950-luvun puolivälissä brittiläinen matemaatikko ja tähtitieteilijä Sidney Chapman määritti kaasujen ominaisuudet näissä lämpötiloissa. Kävi ilmi, että kaasusta tulee erinomainen lämmönjohdin ja sen pitäisi haihduttaa se avaruuteen Maan kiertoradan ulkopuolelle. Samaan aikaan saksalainen tiedemies Ludwig Biermann kiinnostui siitä, että komeettojen pyrstö osoittaa aina poispäin Auringosta. Biermann ehdotti, että aurinko lähettää jatkuvan hiukkasvirran, joka paineistaa komeetta ympäröivää kaasua muodostaen pitkän hännän [5] .

Vuonna 1955 Neuvostoliiton astrofyysikot S. K. Vsekhsvyatsky , G. M. Nikolsky, E. A. Ponomarev ja V. I. Cherednichenko osoittivat [6] , että laajennettu korona menettää energiaa säteilylle ja voi olla hydrodynaamisen tasapainon tilassa vain voimakkaiden sisäisten energialähteiden jakautuessa. Kaikissa muissa tapauksissa täytyy olla aineen ja energian virtausta. Tämä prosessi toimii fyysisenä perustana tärkeälle ilmiölle - "dynaamiselle koronalle". Aineen virtauksen suuruus arvioitiin seuraavista näkökohdista: jos korona olisi hydrostaattisessa tasapainossa, niin vedyn ja raudan homogeenisen ilmakehän korkeudet olisivat suhteessa 56/1 eli rautaioneja ei pitäisi havaita . kaukaisessa koronassa. Mutta se ei ole. Rauta hehkuu läpi koronan, ja FeXIV havaitaan korkeammissa kerroksissa kuin FeX , vaikka kineettinen lämpötila on siellä alhaisempi. Voima, joka pitää ionit "suspendoidussa" tilassa, voi olla liikemäärä, jonka nouseva protonivirta välittää törmäysten aikana rauta-ioneihin. Näiden voimien tasapainotilasta on helppo löytää protonivirta. Se osoittautui samaksi kuin se, joka seurasi hydrodynaamisesta teoriasta, joka vahvistettiin myöhemmin suorilla mittauksilla. Vuodelle 1955 tämä oli merkittävä saavutus, mutta kukaan ei silloin uskonut "dynaamiseen kruunuun".

Kolme vuotta myöhemmin Eugene Parker päätteli, että Chapmanin mallin kuuma virtaus auringosta ja hiukkasvirta, joka puhaltaa pois komeettojen pyrstöjä Biermannin hypoteesin mukaan, ovat kaksi ilmentymää samasta ilmiöstä, jota hän kutsui "aurinkotuuleksi" [7] [8 ] . Parker osoitti, että vaikka aurinko vetää puoleensa voimakkaasti aurinkokoronaa, se on niin hyvä lämmönjohdin, että se pysyy kuumana pitkiä matkoja. Koska sen vetovoima heikkenee etäisyyden myötä Auringosta, aineen yliäänivirtaus planeettojen väliseen avaruuteen alkaa ylemmästä koronasta. Lisäksi Parker huomautti ensimmäisenä, että painovoiman heikkenemisilmiöllä on sama vaikutus hydrodynaamiseen virtaukseen kuin Lavalin suuttimella : se saa aikaan virtauksen siirtymisen aliäänivaiheesta yliäänivaiheeseen [9] .

Parkerin teoriaa on kritisoitu voimakkaasti. Kaksi arvioijaa hylkäsi vuonna 1958 Astrophysical Journaliin lähetetyn artikkelin, ja vain toimittajan Subramanjan Chandrasekharin ansiosta se pääsi lehden sivuille.

Kuitenkin tammikuussa 1959 ensimmäiset suorat aurinkotuulen ominaisuuksien mittaukset ( Konstantin Gringauz , Neuvostoliiton tiedeakatemian tutkimuslaitos ) suoritti Neuvostoliiton asema " Luna-1 " [10] käyttäen tuikelaskinta . ja siihen asennettu kaasuionisaatioilmaisin [11] . Kolme vuotta myöhemmin amerikkalainen Marcia Neugebauer suoritti samat mittaukset käyttäen tietoja Mariner-2- asemalta [12] .

Tuulen kiihtymistä suuriin nopeuksiin ei kuitenkaan vielä ymmärretty, eikä sitä voitu selittää Parkerin teorialla. Ensimmäiset numeeriset mallit aurinkotuulesta koronassa käyttäen magnetohydrodynamiikan yhtälöitä loivat Gerald Newman ja Roger Kopp vuonna 1971 [13] .

1990-luvun lopulla SOHO -satelliitin Ultraviolet Coronal Spectrometer teki havaintoja nopean aurinkotuulen alkuperäalueista aurinkonavoilla. Kävi ilmi, että tuulen kiihtyvyys on paljon suurempi kuin puhtaasti termodynaamisesta laajenemisesta odotettiin. Parkerin malli ennusti, että tuulen nopeudet muuttuvat yliääninopeudeksi neljällä auringon säteellä fotosfääristä , ja havainnot ovat osoittaneet, että tämä siirtymä tapahtuu huomattavasti alhaisemmalla, noin 1 auringon säteellä, mikä vahvistaa, että aurinkotuulen kiihdyttämiseen on lisämekanismi.

Aurinkotuulen ominaisuudet

Aurinkotuulen vaikutuksesta Aurinko menettää noin miljoona tonnia ainetta sekunnissa. Aurinkotuuli koostuu pääasiassa elektroneista , protoneista ja heliumytimistä ( alfahiukkasista ) ; muiden alkuaineiden ytimiä ja ionisoimattomia hiukkasia (sähköisesti neutraaleja) on mukana hyvin pieni määrä.

Vaikka aurinkotuuli tulee Auringon ulkokerroksesta, se ei heijasta tämän kerroksen alkuaineiden koostumusta, koska erilaistumisprosessien seurauksena joidenkin alkuaineiden runsaus lisääntyy ja joidenkin vähenee (FIP-ilmiö).

Aurinkotuulen voimakkuus riippuu auringon aktiivisuuden ja sen lähteiden muutoksista. Pitkäaikaiset havainnot Maan kiertoradalla ( noin 150 miljoonan kilometrin päässä Auringosta) ovat osoittaneet, että aurinkotuuli on rakenteellista ja jakautuu yleensä tyynelle ja häiriöttömälle (satunnaiselle ja toistuvalle). Rauhalliset virrat jaetaan nopeudesta riippuen kahteen luokkaan: hitaat (noin 300-500 km/s lähellä Maan kiertorataa) ja nopeat (500-800 km/s lähellä maapallon kiertorataa). Joskus heliosfäärisen virtalevyn aluetta, joka erottaa planeettojen välisen magneettikentän eri napaisuuden alueet, kutsutaan kiinteäksi tuuleksi, ja se on ominaisuuksiltaan lähellä hidasta tuulta.

Aurinkotuulen parametrit
Parametri keskiarvo hidas aurinkotuuli nopea aurinkotuuli
Tiheys n, cm −3 8.8 11.9 3.9
Nopeus V, km/s 468 327 702
nV, cm – 2 s – 1 3,8⋅10 8 3,9⋅10 8 2,7⋅10 8
Vauhti. protonit Tp , K 7⋅10 4 3,4⋅10 4 2,3⋅10 5
Vauhti. elektronit T e , K 1,4⋅10 5 1,3⋅10 5 1,0⋅10 5
T e / T p 1.9 4.4 0,45

Hidas aurinkotuuli

Hidas aurinkotuulen aiheuttaa aurinkokoronan "rauhallinen" osa (koronaalivirtojen alue) sen kaasudynaamisen laajenemisen aikana: korona ei voi olla noin 2⋅10 6 K koronalämpötilassa hydrostaattisessa tasapainossa , ja tällä laajennuksella, olemassa olevissa rajaolosuhteissa, pitäisi olla merkitystä yliäänenopeuksille . Auringon koronan kuumeneminen tällaisiin lämpötiloihin johtuu auringon fotosfäärin lämmönsiirron konvektiivisesta luonteesta : konvektiivisen turbulenssin kehittymistä plasmassa seuraa voimakkaiden magnetosonisten aaltojen muodostuminen; vuorostaan, kun ääniaallot etenevät auringon ilmakehän tiheyden pienenemisen suuntaan, ne muuttuvat shokkiaalloksi; Koronaaine absorboi iskuaallot tehokkaasti ja lämmittää sen (1–3)⋅10 6 K :n lämpötilaan.

Nopea aurinkotuuli

Aurinko säteilee toistuvan nopean aurinkotuulen virtoja useiden kuukausien ajan, ja niiden paluujakso on 27 päivää (Auringon kiertoaika) Maasta katsottuna. Nämä virrat liittyvät koronaalisiin reikiin  - koronan alueisiin, joissa lämpötila on suhteellisen alhainen (noin 0,8⋅10 6 K), plasman tiheys on alentunut (vain neljäsosa koronan hiljaisten alueiden tiheydestä) ja magneettikenttä radiaalinen suhteessa. aurinkoon .

Häiritsevät virtaukset

Häiriintyneet virtaukset sisältävät planeettojen välisiä ilmenemismuotoja koronaalisten massapurkausten (CME:t) sekä nopeiden CME:iden edessä ja koronaaukoista tulevien nopeiden virtausten edessä. Lähes puolessa tällaisten puristusalueiden havainnointitapauksista niiden edessä on planeettojen välinen shokkiaalto. Juuri häiriintyneissä aurinkotuulivirroissa planeettojen välinen magneettikenttä voi poiketa ekliptisesta tasosta ja sisältää kentän eteläisen komponentin, mikä johtaa moniin avaruussääilmiöihin ( geomagneettinen aktiivisuus , mukaan lukien magneettiset myrskyt ). Häiriintyneiden satunnaisten ulosvirtausten uskottiin aiemmin johtuvan auringonpurkauksista , mutta aurinkotuulen satunnaisten ulosvirtausten uskotaan nyt johtuvan CME:stä. Samanaikaisesti sekä auringonpurkaus että koronapurkaus liittyvät samoihin Auringon energialähteisiin, ja niiden välillä on tilastollinen yhteys.

Erilaisten laajamittaisten aurinkotuulityyppien havainnointiajan mukaan nopeat ja hitaat virtaukset muodostavat noin 53 %: heliosfäärin virtalevy 6 %, CME 22 %, puristusalueet nopeita CME:itä edellä 9 %, puristusalueet nopeita edellä. Virtaa koronarei'istä 10 %, ja erityyppisten havaintoaikojen suhde vaihtelee suuresti auringon aktiivisuuden kierrossa [14] .

Aurinkotuulen synnyttämät ilmiöt

Aurinkotuuliplasman korkean johtavuuden vuoksi auringon magneettikenttä jäätyy ulosvirtaaviin tuulivirtoihin ja havaitaan planeettojenvälisessä väliaineessa planeettojen välisen magneettikentän muodossa.

Aurinkotuuli muodostaa heliosfäärin rajan , mikä estää tähtienvälisen kaasun tunkeutumisen aurinkokuntaan. Aurinkotuulen magneettikenttä vaimentaa merkittävästi ulkopuolelta tulevia galaktisia kosmisia säteitä . Planeettojen välisen magneettikentän paikalliset kasvut johtavat lyhytaikaisiin kosmisten säteiden vähenemiseen, Forbush vähenee , kun taas laajamittainen väheneminen kentässä johtaa niiden pitkäaikaiseen lisääntymiseen. Siten vuonna 2009, aurinkoaktiivisuuden pitkittyneen minimin aikana, säteilyn intensiteetti Maan lähellä kasvoi 19 % verrattuna kaikkiin aiemmin havaittuihin maksimiin [15] .

Aurinkotuuli synnyttää aurinkokunnan planeetoilla , joilla on magneettikenttä , sellaisia ​​ilmiöitä kuin planeettojen magnetosfääri , revontulet ja säteilyvyöhykkeet .

Kulttuurissa

"Aurinkotuuli" on arvostetun tieteiskirjailijan Arthur C. Clarken vuonna 1963 julkaisema novelli.

Katso myös

Muistiinpanot

  1. ↑ Auringon pinnalta - 8 min. 8,3 sek. perihelionissa jopa 8 min. 25 sek. aphelionissa . _
  2. ↑ Meyer-Vernet, Nicole. Aurinkotuulen perusteet. - Cambridge University Press , 2007. - ISBN 0-521-81420-0 .
  3. ↑ Kristian Birkeland, "Ovatko Maan ilmakehän tunkeutuvat aurinkosäteet negatiivisia vai positiivisia?" paikassa Videnskapsselskapets Skrifter , I Mat-Naturv. Klasse nro 1, Christiania, 1916.
  4. ↑ Philosophical Magazine , sarja 6, osa. 38, nro. 228, joulukuuta 1919, 674 (aurinkotuulesta)
  5. ↑ Ludwig Biermann. Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung  (englanniksi)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 1951. - Voi. 29 . - s. 274 .
  6. ↑ Vsekhsvyatsky S. K., Nikolsky G. M., Ponomarev E. A., Cherednichenko V. I. Auringon korpuskulaarisesta säteilystä  // Astronomical Journal. - 1955. - T. 32 . - S. 165 .
  7. ↑ Christopher T. Russell. AURINKOTUULI JA MAGNETOSFERINEN DYNAMIIKKA (linkki ei käytettävissä) . Geofysiikan ja planeettafysiikan instituutti Kalifornian yliopisto, Los Angeles . Haettu 7. helmikuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 6. maaliskuuta 2008. 
  8. ↑ Roach, John . Astrofyysikko tunnustettu aurinkotuulen löytämisestä , National Geographic News (27. elokuuta 2003). Arkistoitu alkuperäisestä 29. kesäkuuta 2006. Haettu 13. kesäkuuta 2006.
  9. ↑ Eugene Parker. Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields  (englanniksi)  // The Astrophysical Journal  : Journal. - IOP Publishing , 1958. - Voi. 128 . - s. 664 . - doi : 10.1086/146579 . Arkistoitu alkuperäisestä 3. kesäkuuta 2016.
  10. ↑ Luna 1 . NASAn kansallinen avaruustieteen tietokeskus. Haettu 4. elokuuta 2007. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.
  11. ↑ (venäjäksi) Moskovan valtionyliopiston ydinfysiikan tieteellisen tutkimuslaitoksen avaruusajan 40. vuosipäivä Arkistoitu 14. syyskuuta 2007 Wayback Machinessa , sisältää kaavion, joka näyttää Luna-1 :n hiukkasten havaitsemisen eri korkeuksilla. 
  12. ↑ M. Neugebauer ja C. W. Snyder. Solar Plasma Experiment  (englanniksi)  // Tiede. - 1962. - Voi. 138 . - s. 1095-1097 .
  13. ↑ GW Pneuman ja R.A. Kopp. Kaasun ja magneettikentän vuorovaikutukset auringon koronassa   // Auringon fysiikka : päiväkirja. - 1971. - Voi. 18 . - s. 258 .
  14. ↑ Ermolaev Yu . - 2010. - T. 48 , nro 1 . - S. 3-32 .
  15. ↑ Kosmiset säteet saavuttavat avaruusajan huippunsa . NASA (28. syyskuuta 2009). Haettu 30. syyskuuta 2009. Arkistoitu alkuperäisestä 22. elokuuta 2011.  (Englanti)

Kirjallisuus

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat
 Aurinko
Rakenne Valokuva Auringosta spektrin ultraviolettialueella, kuvattuna "väärillä väreillä". Sen on hankkinut Solar Dynamics Observatory.
Tunnelma
Laajennettu
rakenne
Aurinkoon liittyvät
ilmiöt
liittyvät aiheet
Spektriluokka : G2