Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
На стационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарные процессы, связанные со вспышками на Солнце. При сильных вспышках происходит выброс вещества из ннж. областей короны в межпланетную среду. Прн этом также образуется ударная волна (рис. 2), к-рая постепенно замедляется, распространяясь в плазме С. в. Приход ударной волны к Земле вызывает сжатие магнитосферы, после к-рого обычио начинается развитие магн. бурн (см. Магнит-ные вариации).
после вспышки
Рис. 2. Распространение межпланетной ударной волна и выброса от солнечной вспышки. Стрелками показано направление движения плазмы солнечного ветра, линии без подписи — силовые линии магнитного поля.
Расширение солнечной короны описывается системой ур-ннй сохраневия массы, момента кол-ва движения в уравнения энергии. Решения, отвечающие разл. характеру изменения скорости с расстоянием, ноказаны на рнс. 3. Решения 1 и 2 соответствуют малым скоростям в основании короны. Выбор между этими двумя решениями определяется условиями на бесконечности. Решение
3
Рис. 8. Типы решений уравнения расширения 2
короны. Скорость и расстояние нормированы на критическую гкорость и критическое расстояние Як. Решение 2 соответствует солнечному I
ветру.
012 34 56 78
Я/Як
1 соответствует малым скоростям расширения короны и даёт большие значения давлення иа бесконечности, т. е. встречается с теми же трудностями, что н модель статич. короны. Решение 2 соответствует переходу скорости расширения через значення скорости звука (?) на нек-ром критич. расстоянии Rk и последующему расширению со сверхзвуковой скоростью. Это решение даёт исчезающе малое значение давлення на бесконечности, что позволяет согласовать его с малым давлением межзвёздной среды. Течение этого типа Ю. Паркер назвал С. в. Критич. точка ваходнтся над поверхностью Солнца, если темп-ра короны меньше нек-рого крнтич. значения Tk =» = GMQtnlbkRoy, где т — масса протона, у — показатель адиабаты, Mq — масса Солнца. На рис. 4 доказано
Bt IO8 км
Ряс. 4. Профили скорости солнечного ветра тля модели изотер» мнчесной короиы при различных значениях корональиой температуры.
изменение скорости расширения с гелиоцентрич. расстоянием в зависимости от темп-ры изотермнч. изотропной короны. Последующие модели С. в. учитывают вариации корональной темп-ры с расстоянием, двухжид-костный характер среды (электронный и протонный газы), теплопроводность, вязкость, несфернч* характер расширения.
С. в. обеспечивает осн. отток тепловой энергии короны, т. к. теплопередача в хромосферу, эл.-маги. излучение короны и электронная теплопроводность С. в. недостаточны для установления теплового баланса короны. Электронная теплопроводность обеспечц-
СОЛНЕЧНЫЙ
вает медленное убывание темп-ры С. в. с расстоянием. С. в. не играет сколько-нибудь заметной роли в энергетике Солнца в целом, т. к. поток энергии, уносимый нм, составляет ~10“7 светимости Солнца.
С. в. уносит с собой в межпланетную среду коро-нальиое магн. поле. Вмороженные в плазму скловые линии этого поля образуют межпланетное магн. поле (ММП). Хотя напряжённость ММП невелика и плотность его энергии составляет ок. 1% от плотности кине-тнч. энергии С. в., оно играет большую роль в термодинамике С. в. и в динамике взаимодействий С. в. с телами Солнечной системы, а также йотоков С. в. между собой.
Комбинация расширения С. в. с вращением Солнца приводит к тому, что магн. силовые линии, вмороженные в С. в., имеют форму, близкую к спирали Архимеда (рис. 5). Радиальная Br ц азимутальная Bv компо-
Рис. 5. Форма силовой линии межпланетного магнитного поля. Й — угловая скорость вращения Солнца, и — радиальная компонента скорости плазмы,
H — гелиоцентрическое расстояние.
ненты магн. поля по-разиому изменяются с расстоянием вблизи плоскости эклиптики:
ВяооВ°я (R0/R)*, B9<s>B* R20Q/Ruf
где Q — угл. скорость вращения Солнца, и — радиальная компонента скорости С. в., индекс 0 соответствует исходному уровню. На расстоянии орбиты Землн угол ф между направлением магн. поля и R порядка 45°. При больших R магн. поле почти перпендикулярно R.
С. в., возникающий иад областями Солнца с разл. ориентацией магн. поля, образует потоки с различно ориентированным ММП. Разделение наблюдаемой крупномасштабной структуры С. в. на чётное число секторов с разл. направлением радиального компонента ММП наз. межпланетной секторной структурой. Характеристики С. в. (сиорость, темп-ра, концентрация частиц н др.) также в ср. закономерно изменяются в сечении каждого сектора, что связано с существованием внутри сектора быстрого потока С. в. Границы секторов обычно располагаются внутри медленного потока С. в. Чаще всего наблюдаются 2 или 4 сектора, вращающихся вместе с Солнцем. Эта струитура, образующаяся при вытягивании С. в. крупномасштабного магн. поля короны, может наблюдаться в течение неск. оборотов Солнца. Секторная структура ММП — следствие существования токового слоя (TC) в межпланетной среде, н-рый вращается вместе с Солнцем. TC создаёт скачок магн. поля — радиальные компоненты ММП имеют разные знаин по разные стороны TC. Этот TC, предсназанный X. Альвеном (Н. Alfven), проходит через те участки солнечной короны, к-рые связаны с активными областями на Солнце, и разделяет указанные области с раал. знаками радиальной компоненты солнечного магн. ноля. TC располагается приблизительно в плоскости солнечного экватора и имеет складчатую структуру. Вращение Солнца приводит к закручиванию складок TC в спирали (рис. 6). Находясь вблизи плоскости энлиптики, наблюдатель оказывается то выше, то ниже TC, благодаря чему попадает в секторы с равными знаками радиальной компоненты ММП.
