WikiDer > Солнечный ветер

Solar wind

Эта статья о звездный ветер от солнце. Для использования в других целях см. Солнечный ветер (значения).
Улисс'наблюдения скорости солнечного ветра как функции гелиошироты во время солнечного минимума. Медленный ветер (≈400 км / с) приурочен к экваториальным областям, а быстрый ветер (≈750 км / с) виден над полюсами.[1] Красный / синий цвета показывают внутреннюю / внешнюю полярность гелиосферное магнитное поле.
Иллюстрация структуры солнце

В Солнечный ветер это поток заряженные частицы освобожден от верхнего атмосфера Солнца, называется корона. Этот плазма в основном состоит из электроны, протоны и альфа-частицы с кинетическая энергия между 0,5 и 10кэВ. В состав плазмы солнечного ветра также входит смесь материалов, присутствующих в солнечной плазме: следовые количества тяжелых ионов и атомных ядер C, N, O, Ne, Mg, Si, S и Fe. Есть также более редкие следы некоторых других ядер и изотопов, таких как P, Ti, Cr, Ni, Fe 54 и 56 и Ni 58,60,62.[2] В плазме солнечного ветра заключен межпланетное магнитное поле.[3] Солнечный ветер меняется в плотность, температура и скорость с течением времени и по солнечной широте и долготе. Его частицы могут ускользать от Солнца. сила тяжести из-за их высокой энергии, возникающей из-за высокой температуры короны, которая, в свою очередь, является результатом коронального магнитного поля.

На расстоянии более нескольких солнечные радиусы от Солнца солнечный ветер достигает скорости 250–750 км/s и сверхзвуковой,[4] это означает, что он движется быстрее, чем скорость быстрого магнитозвуковая волна. Поток солнечного ветра больше не является сверхзвуковым на завершающий шок. Другие связанные явления включают Аврора (северный и южное сияние), плазма хвосты кометы которые всегда направлены от Солнца, и геомагнитные бури которые могут изменить направление силовых линий магнитного поля.

История

Наблюдения с Земли

Существование частиц, выходящих наружу из солнце к земной шар был впервые предложен британским астрономом Ричард К. Кэррингтон. В 1859 году Каррингтон и Ричард Ходжсон независимо друг от друга сделали первые наблюдения того, что позже будет называться Солнечная вспышка. Это внезапное локализованное увеличение яркости на солнечном диске, о котором теперь известно.[5] часто происходить в сочетании с эпизодическим выбросом материала и магнитного потока из атмосферы Солнца, известным как выброс корональной массы. На следующий день мощная геомагнитная буря наблюдали, и Кэррингтон подозревал, что могла быть связь; то геомагнитная буря теперь связывают с прибытием коронального выброса массы в околоземное пространство и его последующим взаимодействием с земным магнитосфера. Ирландский академик Джордж Фицджеральд позже предположил, что вещество регулярно ускоряется от Солнца, достигая Земли через несколько дней.[6]

Лабораторное моделирование влияния магнитосферы на солнечный ветер; эти авроральные Биркеланд течения были созданы в Terrella, намагниченный анодный шар в откачанной камере.

В 1910 году британский астрофизик Артур Эддингтон по существу предположил существование солнечного ветра, не называя его, в сноске к статье о Комета Морхаус.[7] Предложение Эддингтона так и не было полностью воспринято, хотя он также сделал подобное предложение на Королевский институт в предыдущем году, в котором он постулировал, что выброшенный материал состоит из электронов, тогда как в своем исследовании кометы Морхауса он предполагал, что они ионы.[7]

Идея о том, что выброшенный материал состоит как из ионов, так и из электронов, впервые была высказана норвежским ученым. Кристиан Биркеланд.[8] Его геомагнитные исследования показали, что авроральная активность практически непрерывна. Поскольку эти проявления и другая геомагнитная активность создавались частицами Солнца, он пришел к выводу, что Землю постоянно бомбардируют «лучи электрических корпускул, испускаемых Солнцем».[6] В 1916 году он предположил, что «с физической точки зрения наиболее вероятно, что солнечные лучи не являются исключительно отрицательными или положительными лучами, но относятся к обоим видам»; 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 испускает частицы обеих полярностей: протоны и электроны.[10]

Примерно в 1930-х годах ученые пришли к выводу, что температура солнечная корона должно быть миллион градусов Цельсия из-за того, как он простирался в космос (как видно на солнечное затмение). Потом спектроскопический работа подтвердила существование такой необычайной температуры. В середине 1950-х годов британский математик Сидней Чепмен вычислил свойства газа при такой температуре и определили, что корона, являясь таким превосходным проводником тепла, должна простираться далеко в космос, за пределы орбиты Земли. Также в 1950-х годах немецкий астроном Людвиг Бирманн заинтересовался тем, что хвост комета всегда указывает от Солнца, независимо от направления, в котором движется комета. Бирманн предположил, что это происходит потому, что Солнце испускает постоянный поток частиц, который отталкивает хвост кометы.[11] Немецкий астроном Пол Анерт считается (Вильфридом Шредером) первым, кто связал солнечный ветер с направлением хвоста кометы на основе наблюдений кометы Уиппл-Федке (1942g).[12]

Американский астрофизик Юджин Паркер понял, что тепло, исходящее от Солнца в модели Чепмена, и хвост кометы, уносящийся от Солнца в гипотезе Бирмана, должны быть результатом того же явления, которое он назвал «солнечным ветром».[13][14] В 1957 году Паркер показал, что, хотя корона Солнца сильно притягивается солнечной гравитацией, она настолько хорошо проводит тепло, что на больших расстояниях от Солнца остается очень горячей. Поскольку солнечная гравитация ослабевает с увеличением расстояния от Солнца, внешняя корональная атмосфера может уйти. сверхзвуковой в межзвездное пространство. Паркер также был первым, кто заметил, что ослабляющее влияние гравитации Солнца оказывает такое же влияние на гидродинамический течь как сопло де Лаваля, вызывая переход от дозвуковой сверхзвуковому потоку.[15] Гипотеза Паркера о солнечном ветре вызвала сильное сопротивление; документ, который он представил Астрофизический журнал в 1958 г.[15] был отклонен двумя рецензентами до того, как был принят редактором Субраманян Чандрасекар.

Наблюдения из космоса

В январе 1959 г. Советский космический корабль Луна 1 впервые непосредственно наблюдал за солнечным ветром и измерил его силу,[16][17][18] с использованием полусферических ионных ловушек. Открытие Константина Грингауза было подтверждено Луна 2, Луна 3, а более далекие измерения Венера 1. Три года спустя аналогичное измерение провел американский геофизик. Марсия Нойгебауэр и соавторы, использующие Маринер 2 космический корабль.[19]

Первое численное моделирование солнечного ветра в солнечной короне, включая закрытые и открытые линии поля, был исполнен Пнеуманом и Коппом в 1971 году. магнитогидродинамика уравнения в устойчивое состояние решались итеративно, начиная с начального диполярный конфигурация.[20]

В 1990 г. Улисс Был запущен зонд для изучения солнечного ветра с высоких солнечных широт. Все предыдущие наблюдения проводились в районе Солнечной системы или вблизи нее. эклиптика самолет.[21]

В конце 1990-х ультрафиолетовый корональный спектрометр (UVCS) на борту SOHO космический аппарат наблюдал за областью ускорения быстрого солнечного ветра, исходящего от полюсов Солнца, и обнаружил, что ветер ускоряется намного быстрее, чем может быть объяснено только термодинамическим расширением. Модель Паркера предсказывала, что ветер должен перейти к сверхзвуковому потоку на высоте около четырех солнечные радиусы (ок. 3 000 000 км) от фотосфера (поверхность); но переход (или «звуковая точка») теперь кажется намного ниже, возможно, всего на один солнечный радиус (приблизительно 700 000 км) над фотосферой, предполагая, что некий дополнительный механизм ускоряет солнечный ветер 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 описано в более ранней статье 1970 г. Нобелевский лауреат по физике, Ханнес Альфвен.[22][23]

В СТЕРЕО миссия была запущена в 2006 году для изучения корональных выбросов массы и солнечной короны с использованием стереоскопия от двух широко разнесенных систем визуализации. На каждом космическом аппарате STEREO было по два формирователя изображения гелиосферы: высокочувствительные широкопольные камеры, способные отображать сам солнечный ветер с помощью Томсоновское рассеяние солнечного света от свободных электронов. В фильмах STEREO солнечный ветер вблизи эклиптики был показан в виде крупномасштабного турбулентного потока.

График, показывающий резкое снижение скорости обнаружения частиц солнечного ветра на Вояджер 1

В Вояджер 1 зонд достиг конца солнечного ветра "пузырь" в 2012 году, когда обнаружение солнечного ветра резко упало. Аналогичное наблюдение было сделано шесть лет спустя Вояджер 2.

В 2018 году НАСА запустило Солнечный зонд Parker, названный в честь американского астрофизика Юджина Паркера, выполняющий миссию по изучению структуры и динамики солнечной короны в попытке понять механизмы, которые вызывают нагрев и ускорение частиц как солнечный ветер. За время своей семилетней миссии зонд сделает двадцать четыре орбиты вокруг Солнца, пройдя дальше в корону с каждым витком. перигелий, в конечном итоге переходя в пределах 0,04 астрономические единицы поверхности Солнца. Это первый космический корабль НАСА, названный в честь живого человека, и Паркер, в возрасте 91 года, присутствовал при запуске.[24]

Ускорение

В то время как ранние модели солнечного ветра основывались прежде всего на тепловой энергии для ускорения материала, к 1960-м годам стало ясно, что только термическое ускорение не может объяснить высокую скорость солнечного ветра. Требуется дополнительный неизвестный механизм ускорения, который, вероятно, связан с магнитные поля в солнечной атмосфере.

Солнце корона, или расширенный внешний слой, представляет собой область плазмы, которая нагревается до мегакельвин. В результате тепловых столкновений частицы во внутренней короне имеют диапазон и распределение скоростей, описываемых Максвелловское распределение. Средняя скорость этих частиц около 145 км / с, что значительно ниже солнечной скорость убегания из 618 км / с. Однако некоторые из частиц достигают энергии, достаточной для достижения конечной скорости 400 км / с, что позволяет им подпитывать солнечный ветер. При той же температуре электроны из-за своей гораздо меньшей массы достигают второй космической скорости и создают электрическое поле, которое ускоряет ионы от Солнца.[25]

Общее количество частиц, уносимых от Солнца солнечным ветром, составляет около 1.3×1036 в секунду.[26] Таким образом, общая потеря массы ежегодно составляет около (2–3)×10−14 солнечные массы,[27] или примерно 1,3–1,9 миллиона тонн в секунду. Это эквивалентно потере массы, равной Земле, каждые 150 миллионов лет.[28] Однако лишь около 0,01% полной массы Солнца было потеряно солнечным ветром.[29] У других звезд намного сильнее звездные ветры что приводит к значительно более высокой скорости потери массы.

Свойства и структура

Считается, что это показывает солнечный ветер от звезды L.L. Ориона, генерирующий ударная волна (яркая дуга)

Быстрый и медленный солнечный ветер

Солнечный ветер существует в двух основных состояниях, называемых медленным солнечным ветром и быстрым солнечным ветром, хотя их различия простираются далеко за пределы их скоростей. В околоземном космосе наблюдается медленный солнечный ветер со скоростью 300–500 км / с, температура ~ 100 мк и состав, близкий к корона. Напротив, быстрый солнечный ветер имеет типичную скорость 750 км / с, температура 800 мк и почти соответствует составу солнечной фотосфера.[30] Медленный солнечный ветер в два раза плотнее и более изменчив по своей природе, чем быстрый солнечный ветер.[26][31]

Медленный солнечный ветер, по-видимому, исходит из области вокруг экваториального пояса Солнца, известной как «пояс стримеров», где корональные стримеры создаются магнитным потоком, открытым для гелиосферы, покрывающим замкнутые магнитные петли. Точные корональные структуры, участвующие в медленном формировании солнечного ветра, и способ, с помощью которого выделяется материал, все еще обсуждаются.[32][33][34] Наблюдения Солнца в период с 1996 по 2001 гг. Показали, что излучение медленного солнечного ветра происходило на широтах до 30–35 ° во время солнечный минимум (период самой низкой солнечной активности), затем расширился к полюсам по мере приближения солнечного цикла к максимуму. В солнечный максимум, полюса также испускали медленный солнечный ветер.[1]

Быстрый солнечный ветер происходит от корональные дыры,[35] которые представляют собой воронкообразные области открытых силовых линий в солнечной магнитное поле.[36] Такие открытые линии особенно распространены вокруг магнитных полюсов Солнца. Источником плазмы служат небольшие магнитные поля, создаваемые конвекционные ячейки в солнечной атмосфере. Эти поля удерживают плазму и переносят ее в узкие шейки корональных воронок, которые расположены всего в 20 000 км над фотосферой. Плазма выбрасывается в воронку при повторном соединении силовых линий магнитного поля.[37]

Давление

Ветер оказывает давление на 1 Австралия обычно в диапазоне 1–6 нПа ((1–6)×10−9 Н / м2), хотя он легко может измениться за пределами этого диапазона.

В давление тарана это функция скорости и плотности ветра. Формула

где мп это протон масса, давление P в нПа (нанопаскалях), n - плотность в частицах / см3 V - скорость солнечного ветра в км / с.[38]

Выброс корональной массы

Основная статья: Выброс корональной массы
CME извергается от Солнца Земли

И быстрый, и медленный солнечный ветер может прерываться большими, быстро движущимися всплесками плазмы, называемыми выбросы корональной массы, или CME. КВМ вызваны высвобождением магнитной энергии на Солнце. В популярных СМИ CME часто называют «солнечными бурями» или «космическими бурями». Иногда, но не всегда, они связаны с солнечные вспышки, которые являются еще одним проявлением выделения магнитной энергии на Солнце. КВМ вызывают ударные волны в тонкой плазме гелиосферы, запускающие электромагнитные волны. волны и ускоряющие частицы (в основном протоны и электроны) образовывать ливни ионизирующего излучения предшествующие CME.

Когда CME воздействует на магнитосферу Земли, он временно деформирует ее магнитное поле, меняя направление компас иглы и наводящие большие электрические токи заземления в самой Земле; это называется геомагнитная буря и это глобальное явление. Воздействие CME может вызвать магнитное пересоединение в земных магнитосферный хвост (полуночная сторона магнитосферы); это запускает протоны и электроны вниз к атмосфере Земли, где они образуют Аврора.

CME - не единственная причина космическая погода. Известно, что разные пятна на Солнце вызывают несколько разную скорость и плотность ветра в зависимости от местных условий. По отдельности каждый из этих различных ветровых потоков будет образовывать спираль с немного другим углом, при этом быстро движущиеся потоки выходят более прямо, а медленные потоки больше охватывают Солнце. Быстро движущиеся потоки имеют тенденцию обгонять более медленные потоки, которые возникают на запад из них на Солнце, образуя турбулентные, вращающиеся в одном направлении области взаимодействия, которые вызывают волновые движения и ускоренные частицы, и которые влияют на магнитосферу Земли так же, но более мягко, чем CME.

Эффекты солнечной системы

Основная статья: Космическая погода
В гелиосферный токовый слой возникает из-за влияния вращающегося магнитного поля Солнца на плазму солнечного ветра

За время жизни Солнца взаимодействие его поверхностных слоев с убегающим солнечным ветром значительно снизило скорость вращения его поверхности.[39] Ветер считается ответственным за хвосты комет, наряду с излучением Солнца.[40] Солнечный ветер способствует колебаниям небесный радиоволны наблюдаемый на Земле, через эффект, называемый межпланетное мерцание.[41]

Магнитосферы

Основная статья: Магнитосфера
Схема Земли магнитосфера. Солнечный ветер течет слева направо.

Где солнечный ветер пересекается с планетой, имеющей хорошо развитую магнитное поле (например, Земля, Юпитер или Сатурн) частицы отклоняются Сила Лоренца. Этот регион, известный как магнитосфера, заставляет частицы перемещаться по планете, а не бомбардировать атмосферу или поверхность. Магнитосфера имеет примерно форму полушарие на стороне, обращенной к Солнцу, затем вытягивается длинным следом на противоположной стороне. Граница этой области называется магнитопауза, и некоторые из частиц способны проникать в магнитосферу через эту область за счет частичного пересоединения силовых линий магнитного поля.[25]

Полуденный меридиональный разрез магнитосферы

Солнечный ветер отвечает за общую форму магнитосферы Земли. Колебания скорости, плотности, направления и увлеченное магнитное поле сильно влияют на локальную космическую среду Земли. Например, уровни ионизирующего излучения и радиопомех могут варьироваться от сотен до тысяч раз; а также форма и расположение магнитопаузы и дуги ударная волна вверх по течению может измениться на несколько радиусов Земли, обнажая геосинхронный спутники прямого солнечного ветра. Эти явления собирательно называются космическая погода.

От Европейское космическое агентствос Кластер миссия, было проведено новое исследование, которое предполагает, что солнечный ветер легче проникает в магнитосферу, чем считалось ранее. Группа ученых непосредственно наблюдала наличие в солнечном ветре определенных волн, которых не ожидали. Недавнее исследование показывает, что эти волны позволяют набегающим заряженным частицам солнечного ветра преодолевать магнитопаузу. Это говорит о том, что магнитный пузырек является скорее фильтром, чем непрерывным барьером. Это последнее открытие произошло благодаря особому расположению четырех идентичных космических аппаратов Cluster, которые в управляемой конфигурации летают в околоземном пространстве. По мере того, как они перемещаются из магнитосферы в межпланетное пространство и обратно, флот обеспечивает исключительное трехмерное понимание явлений, которые связывают Солнце с Землей.

Исследование охарактеризовало различия в формировании межпланетное магнитное поле (МВФ) во многом зависит от Неустойчивость Кельвина – Гельмгольца (которые возникают на границе раздела двух жидкостей) в результате различий в толщине и многих других характеристик пограничного слоя. Эксперты считают, что это был первый случай, когда появление волн Кельвина – Гельмгольца на магнитопаузе проявилось на высоких широтах при восходящей ориентации ММП. Эти волны наблюдаются в непредвиденных местах в условиях солнечного ветра, которые ранее считались нежелательными для их генерации. Эти открытия показывают, как солнечные частицы могут проникать в магнитосферу Земли при определенных условиях ММП. Полученные данные также имеют отношение к исследованиям магнитосферной прогрессии вокруг других планетных тел. Это исследование предполагает, что волны Кельвина – Гельмгольца могут быть в некоторой степени обычным и, возможно, постоянным инструментом для проникновения солнечного ветра в земные магнитосферы при различных ориентациях ММП.[42]

Атмосфера

Солнечный ветер влияет на другие входящие космические лучи взаимодействуют с атмосферой планеты. Более того, планеты со слабой или несуществующей магнитосферой подвержены атмосферному срыву солнечным ветром.

Венера, ближайшая и наиболее похожая на Землю планета, имеет в 100 раз более плотную атмосферу, с небольшим геомагнитным полем или без него. Космические зонды обнаружили кометообразный хвост, простирающийся до орбиты Земли.[43]

Сама Земля в значительной степени защищена от солнечного ветра его магнитное поле, который отклоняет большую часть заряженных частиц; однако некоторые из заряженных частиц остаются в ловушке Радиационный пояс Ван Аллена. Меньшему количеству частиц солнечного ветра удается перемещаться, как по линии передачи электромагнитной энергии, в верхние слои атмосферы Земли и ионосфера в авроральных зонах. Единственный раз, когда солнечный ветер наблюдается на Земле, - это когда он достаточно силен, чтобы вызывать такие явления, как Аврора и геомагнитные бури. Яркие полярные сияния сильно нагревают ионосферу, заставляя ее плазму расширяться в магнитосферу, увеличивая размер плазмы. геосфера и впрыскивание атмосферного вещества в солнечный ветер. Геомагнитные бури результат, когда давление плазмы, содержащейся внутри магнитосферы, достаточно велико, чтобы раздуваться и тем самым искажать геомагнитное поле.

Несмотря на то что Марс по размеру больше Меркурия и в четыре раза дальше от Солнца, считается, что солнечный ветер унес до трети своей первоначальной атмосферы, оставив слой на 1/100 меньшей плотности Земли. Считается, что механизмом этого атмосферного разрыва является газ, захваченный пузырьками магнитного поля, которые разрываются солнечным ветром.[44] В 2015 году NASA Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) миссия измерила скорость разрушения атмосферы, вызванного магнитным полем, переносимым солнечным ветром, когда он проходит мимо Марса, которое генерирует электрическое поле, подобное тому, как турбина на Земле может использоваться для выработки электричества. Это электрическое поле ускоряет электрически заряженные атомы газа, называемые ионами, в верхних слоях атмосферы Марса и выбрасывает их в космос.[45] Миссия MAVEN измерила скорость атмосферного разрушения на уровне около 100 граммов (≈1 / 4 фунта) в секунду.[46]

Луны и поверхности планет

Аполлона SWC эксперимент
Аполлона Эксперимент по составу солнечного ветра на поверхности Луны

Меркурий, ближайшая к Солнцу планета, несет на себе всю тяжесть солнечного ветра, а поскольку ее атмосфера рудиментарна и преходяща, ее поверхность залита радиацией.

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

Земли Луна не имеет атмосферы или внутреннего магнитное поле, и, следовательно, его поверхность бомбардируется полным солнечным ветром. В Миссии проекта Аполлон развернули пассивные алюминиевые коллекторы в попытке взять образцы солнечного ветра, и возвращение лунного грунта для исследования подтвердило, что лунный реголит обогащен атомными ядрами, выпавшими из солнечного ветра. Эти элементы могут оказаться полезными ресурсами для лунных колоний.[47]

Внешние пределы

Основная статья: Гелиосфера
Инфографика с изображением внешних областей гелиосферы по результатам космического корабля "Вояджер"

Солнечный ветер «надувает пузырь» в межзвездная среда (разреженный водород и газ гелий, пронизывающий галактику). Точка, в которой сила солнечного ветра больше не достаточно велика, чтобы оттолкнуть межзвездную среду, известна как точка 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 оно находится далеко за пределами Плутонорбита. Ученые надеются получить представление о гелиопаузе из данных, полученных с помощью Исследователь межзвездных границ (IBEX), запущенная в октябре 2008 года.

Конец гелиосферы отмечен как один из способов определения протяженности Солнечной системы, наряду с Пояс Койпераи, наконец, радиус, на котором гравитационное влияние Солнца соответствует другим звездам.[48] Максимальная степень этого влияния оценивается между 50 000 а.е. и 2 световыми годами по сравнению с границей гелиопаузы (внешний край гелиосферы), которая, как было обнаружено, заканчивается примерно в 120 а.е. Вояджер 1 космический корабль.[49]

В Вояджер 2 с 30 августа по 10 декабря 2007 г. космический аппарат пересек ударную волну более пяти раз.[50] Вояджер 2 преодолел шок по поводу Тм ближе к Солнцу, чем расстояние 13,5 Тм, где Вояджер 1 пришел к окончательному шоку.[51][52] Корабль продвинулся наружу через ударную волну в гелиооболочка и далее к межзвездная среда.

Известные события

  • С 10 по 12 мая 1999 г. НАСА Расширенный обозреватель композиции (ACE) и ВЕТЕР космический аппарат наблюдал уменьшение плотности солнечного ветра на 98%. Это позволяло энергичным электронам от Солнца течь на Землю узкими лучами, известными как "Strahl", что вызвало очень необычный" полярный дождь ", в котором видимый Аврора появился над Северным полюсом. Кроме того, магнитосфера Земли увеличилась в 5-6 раз от своего обычного размера.[53]
  • 13 декабря 2010 г. Вояджер 1 определила, что скорость солнечного ветра в его местоположении в 10,8 миллиарда миль (17,4 миллиарда километров) от Земли снизилась до нуля. "Мы дошли до того момента, когда ветер от Солнца, который до сих пор всегда был направлен наружу, больше не движется наружу; он движется только вбок, так что в конечном итоге он может спуститься вниз по хвосту гелиосферы, что "похожий на комету объект", - сказал ученый проекта "Вояджер" Эдвард Стоун.[54][55]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ а б МакКомас, Д. Дж .; Elliott, H.A .; Schwadron, N.A .; Gosling, J. T .; Skoug, R.M .; Гольдштейн, Б. Э. (15 мая 2003 г.). «Трехмерный солнечный ветер около солнечного максимума». Письма о геофизических исследованиях. 30 (10): 1517. Bibcode:2003Георл..30,1517М. Дои:10.1029 / 2003GL017136. ISSN 1944-8007.
  2. ^ "Стэнфордский СОЛНЕЧНЫЙ центр - Вопросы и ответы физикам по солнечной энергии - Ответ". solar-center.stanford.edu. Получено 9 ноября, 2019.
  3. ^ Оуэнс, Мэтью Дж .; Форсайт, Роберт Дж. (28 ноября 2013 г.). «Магнитное поле гелиосферы». Живые обзоры в солнечной физике. 10 (1): 5. arXiv:1002.2934. Bibcode:2013ЛРСП ... 10 .... 5О. Дои:10.12942 / lrsp-2013-5. ISSN 2367-3648. S2CID 122870891.
  4. ^ McGRAW-HILL ENCYCLOPEDIA OF Science & Technology, 8-е изд., (C) 1997, vol. 16, стр. 685
  5. ^ Cliver, Эдвард У .; Дитрих, Уильям Ф. (1 января 2013 г.). «Еще раз о космической погоде 1859 года: пределы экстремальной активности». Журнал космической погоды и космического климата. 3: A31. Bibcode:2013JSWSC ... 3A..31C. Дои:10.1051 / swsc / 2013053. ISSN 2115-7251.
  6. ^ а б Мейер-Верне, Николь (2007). Основы солнечных ветров. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-81420-1.
  7. ^ а б Дарем, Ян Т. (2006). «Переосмысление истории исследований солнечного ветра: Эддингтонский анализ кометы Морхауса». Примечания и отчеты Королевского общества. 60. С. 261–270.
  8. ^ Эгеланн, Альв; Берк, Уильям Дж. (2005). Кристиан Биркеланд: первый ученый-космонавт. Спрингер, Дордрехт, Нидерланды. п.80. ISBN 978-1-4020-3294-3.
  9. ^ Кристиан Биркеланд, «Солнечные корпускулярные лучи, проникающие в атмосферу Земли, - отрицательные или положительные?» в Videnskapsselskapets Skrifter, Я мат - Натурв. Класс № 1, Христиания, 1916 год.
  10. ^ Философский журнал, Серия 6, Т. 38, No. 228, декабрь 1919 г., 674 г. (о солнечном ветре)
  11. ^ Людвиг Бирманн (1951). "Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung". Zeitschrift für Astrophysik. 29: 274. Bibcode:1951ЗА ..... 29..274Б.
  12. ^ Шредер, Вильфрид (1 декабря 2008 г.). «Кто первым открыл солнечный ветер?». Acta Geodaetica et Geophysica Hungarica. 43 (4): 471–472. Дои:10.1556 / AGeod.43.2008.4.8.
  13. ^ Кристофер Т. Рассел. «СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР И МАГНИТОСФЕРНАЯ ДИНАМИКА». Институт геофизики и планетной физики Калифорнийского университета, Лос-Анджелес. Получено 7 февраля, 2007.
  14. ^ Плотва, Джон (27 августа 2003 г.). "Астрофизик, открывший солнечный ветер". Национальное географическое общество. Архивировано из оригинал 30 августа 2003 г.. Получено 13 июня, 2006.
  15. ^ а б Паркер, Юджин Н. (ноябрь 1958 г.). «Динамика межпланетного газа и магнитных полей». Астрофизический журнал. 128: 664–676. Bibcode:1958ApJ ... 128..664P. Дои:10.1086/146579.
  16. ^ Харви, Брайан (2007). Исследование планет в России: история, развитие, наследие и перспективы. Springer. п. 26. ISBN 978-0-387-46343-8.
  17. ^ Дорогая, Дэвид Дж. "Луна". Интернет-энциклопедия науки. Получено Второе октября, 2020.
  18. ^ «Луна-1». НАСА Национальный центр данных по космической науке. Получено 4 августа, 2007.
  19. ^ Нойгебауэр, М. И Снайдер, К. У. (1962). «Эксперимент солнечной плазмы». Наука. 138 (3545): 1095–1097. Bibcode:1962 г. наук ... 138.1095N. Дои:10.1126 / science.138.3545.1095-а. PMID 17772963. S2CID 24287222.
  20. ^ Г. В. Пнеуман и Р. А. Копп (1971). «Взаимодействие газа и магнитного поля в солнечной короне». Солнечная физика. 18 (2): 258. Bibcode:1971СоФ ... 18..258П. Дои:10.1007 / BF00145940. S2CID 120816610.
  21. ^ "Исследование Солнечной системы: Миссии: По цели: Марс: Есть". Исследование Солнечной Системы. Архивировано из оригинал 20 сентября 2008 г.
  22. ^ «Замечания о вращении намагниченной сферы применительно к солнечному излучению» (PDF).
  23. ^ Ханнес Альфвен (1942). «Замечания о вращении намагниченной сферы применительно к солнечному излучению». Arkiv för Matematik, Astronomi och Fysik. 28А (6): 1–9.
  24. ^ Чанг, Кеннет (12 августа 2018 г.). «Солнечный зонд Parker запускает рейс НАСА, чтобы« коснуться Солнца »'". Нью-Йорк Таймс. Получено 14 августа, 2018.
  25. ^ а б Энкреназ, Тереза; Bibring, J.-P .; Блан, М. (2003). Солнечная система. Springer. ISBN 978-3-540-00241-3.
  26. ^ а б Калленроде, Мэй-Бритт (2004). Космическая физика: введение в плазму и. Springer. ISBN 978-3-540-20617-0.
  27. ^ Кэрролл, Брэдли У .; Остли, Дейл А. (1995). Введение в современную астрофизику (перераб. 2-е изд.). Бенджамин Каммингс. п. 409. ISBN 978-0-201-54730-6.
  28. ^ Schrijver, Carolus J .; Цваан, Корнелис (2000). Солнечная и звездная магнитная активность. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-58286-5.
  29. ^ Мейер-Верне, Николь (2007). Основы солнечного ветра. Издательство Кембриджского университета. ISBN 978-0-521-81420-1.
  30. ^ Geiss, J .; Gloeckler, G .; Штайгер, Р. Фон (1995). «Происхождение солнечного ветра по композиционным данным». Обзоры космической науки. 72 (1–2): 49–60. Bibcode:1995ССРв ... 72 ... 49Г. Дои:10.1007 / BF00768753. ISSN 0038-6308. S2CID 120788623.
  31. ^ Сьюсс, Стив (3 июня 1999 г.). «Обзор и текущие знания о солнечном ветре и короне». Солнечный зонд. НАСА / Центр космических полетов им. Маршалла. Архивировано из оригинал 10 июня 2008 г.. Получено 7 мая, 2008.
  32. ^ Харра, Луиза; Миллиган, Райан; Флек, Бернхард (2 апреля 2008 г.). «Хиноде: источник медленного солнечного ветра и сверхгорячих вспышек». ЕКА. Получено 7 мая, 2008.
  33. ^ Antiochos, S.K .; Mikić, Z .; Титов, В. С .; Lionello, R .; Линкер, Дж. А. (1 января 2011 г.). «Модель источников медленного солнечного ветра». Астрофизический журнал. 731 (2): 112. arXiv:1102.3704. Bibcode:2011ApJ ... 731..112A. Дои:10.1088 / 0004-637X / 731/2/112. ISSN 0004-637X. S2CID 119241929.
  34. ^ Фиск, Л. А. (1 апреля 2003 г.). «Ускорение солнечного ветра в результате пересоединения открытого магнитного потока с корональными петлями» (PDF). Журнал геофизических исследований: космическая физика. 108 (A4): 1157. Bibcode:2003JGRA..108.1157F. Дои:10.1029 / 2002JA009284. HDL:2027.42/87652. ISSN 2156-2202.
  35. ^ Циркер, Дж. Б. (1977), Корональные дыры и высокоскоростные ветровые потоки, Обзоры геофизики, 15(3), 257–269
  36. ^ Hassler, Donald M .; Dammasch, Ingolf E .; Лемэр, Филипп; Брекке, Пол; Курдт, Вернер; Мейсон, Хелен Э .; Флакон, Жан-Клод; Вильгельм, Клаус (1999). «Истечение солнечного ветра и хромосферная магнитная сеть». Наука. 283 (5403): 810–813. Bibcode:1999Научный ... 283..810H. Дои:10.1126 / science.283.5403.810. PMID 9933156.
  37. ^ Марш, Эккарт; Ту, Чуаньи (22 апреля 2005 г.). "Происхождение солнечного ветра в корональных воронках". Наука. ЕКА. 308 (5721): 519–23. Дои:10.1126 / science.1109447. PMID 15845846. S2CID 24085484. Получено 6 мая, 2008.
  38. ^ Денди, Ричард (1995). Физика плазмы: вводный курс. Издательство Кембриджского университета. п. 234. ISBN 9780521484527.
  39. ^ Endal, A. S .; София, С. (1981). «Вращение звезд солнечного типа. I - Эволюционные модели вращения Солнца вниз». Астрофизический журнал, часть 1. 243: 625–640. Bibcode:1981ApJ ... 243..625E. Дои:10.1086/158628.
  40. ^ Робин Керрод (2000). Астероиды, кометы и метеоры. Lerner Publications, Co.
  41. ^ Йокипи, Дж. Р. (1973). «Турбулентность и мерцания в межпланетной плазме». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики. 11 (1): 1–28. Bibcode:1973ARA & A..11 .... 1J. Дои:10.1146 / annurev.aa.11.090173.000245.
  42. ^ Исследование НАСА с использованием кластера раскрывает новые взгляды на солнечный ветер, НАСА, Greenbelt, 2012, стр. 1
  43. ^ Grünwaldt H; и другие. (1997). "Наблюдение за лучами хвоста Венеры у Земли". Письма о геофизических исследованиях. 24 (10): 163–1166. Bibcode:1997GeoRL..24.1163G. Дои:10.1029 / 97GL01159.
  44. ^ "Солнечный ветер срывает с Марса куски -". Архивировано из оригинал 4 марта 2016 г.
  45. ^ НАСА (5 ноября 2015 г.). «Миссия НАСА показывает скорость, с которой солнечный ветер разрывает марсианскую атмосферу». Миссия Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN). Получено 5 ноября, 2015.
  46. ^ @ MAVEN2Mars (5 ноября 2015 г.). «Миссия NASA MAVEN измеряет разрушение атмосферы на Марсе солнечным ветром» (Твит) - через Twitter.
  47. ^ Старухина, Л. В. (2006). «Полярные области Луны как потенциальное хранилище газов, имплантированных солнечным ветром». Успехи в космических исследованиях. 37 (1): 50–58. Bibcode:2006AdSpR..37 ... 50S. Дои:10.1016 / j.asr.2005.04.033.
  48. ^ "GMS: Где находится край Солнечной системы?". svs.gsfc.nasa.gov. Получено 22 сентября, 2019.
  49. ^ «Вояджер - часто задаваемые вопросы». voyager.jpl.nasa.gov. Получено 22 сентября, 2019.
  50. ^ «НАСА -« Вояджер-2 »доказывает, что Солнечная система раздавлена».
  51. ^ "Вояджер-2" обнаружил, что форма Солнечной системы "помята"'". Рейтер. 11 декабря 2016 г.
  52. ^ Тобин, Кейт. «Космический корабль достиг края Солнечной системы - 5 ноября 2003 г.». CNN.
  53. ^ «День, когда исчез солнечный ветер». НАСА Наука. 13 декабря 1999 г.. Получено 5 октября, 2010.
  54. ^ Амос, Джонатан (13 декабря 2010 г.). "Вояджер у края Солнечной системы". Новости BBC. BBC. Получено 14 декабря, 2010.
  55. ^ «Зонд НАСА видит, что солнечный ветер падает на пути к межзвездному пространству». НАСА. 13 декабря 2010 г.. Получено 14 декабря, 2010.

дальнейшее чтение

Фокс, Карен С. (2012) «Исследование НАСА с использованием кластеров открывает новые возможности для понимания солнечного ветра» НАСА.

С. Куперман, Н. Мецлер, 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.

С. Куперман и Н. Метцлер, Решение уравнений 3-жидкостной модели с аномальными коэффициентами переноса для тихого солнечного ветра. Astrophys.J., 196 (1) 205–219, 1975

С. Куперман, Н. Мецлер и М. Спигельгласс, Подтверждение известных численных решений для уравнений тихого солнечного ветра. Astrophys. J., 198 (3), 755–759, 1975.

С. Куперман и Н. Мецлер, Относительная величина скорости потока альфа-частиц и протонов на 1 а.е. Astrophys. и космические науки. 45 (2) 411–417,1976.

Н. Метцлер. Многожидкостная модель звездных ветров. Труды мемориального симпозиума Л. Д. де Фейтера по изучению межпланетных феноменов. 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.

С. Куперман и Н. Метцлер, Комментарии к ускорению солнечного ветра He ++ 3 эффекты резонансных и нерезонансных взаимодействий с поперечными волнами. J. Geophys. Res. 84 (NA5), 2139–2140 (1979).

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

внешняя ссылка