Vento solare e magnetosfera terrestre.
Vento soleggiato ( Vento solare) - un flusso di particelle megaionizzate (principalmente plasma di elio-idrogeno) che scorre dalla corona solare ad una velocità di 300-1200 km/s nello spazio esterno circostante. È uno dei componenti principali del mezzo interplanetario.
Molti fenomeni naturali sono associati al vento solare, compresi fenomeni meteorologici spaziali come tempeste magnetiche e aurore.
I concetti di “vento solare” (un flusso di particelle ionizzate che viaggia dal Sole alla Terra in 2-3 giorni) e “luce solare” (un flusso di fotoni che viaggia dal Sole alla Terra in una media di 8 minuti 17 secondi) non deve essere confuso. In particolare, è l'effetto della pressione della luce solare (non del vento) ad essere utilizzato nei cosiddetti progetti di vele solari. La forma del motore per utilizzare l'impulso degli ioni del vento solare come fonte di spinta è una vela elettrica.
Storia
L'ipotesi dell'esistenza di un flusso costante di particelle che volano dal Sole fu fatta per la prima volta dall'astronomo britannico Richard Carrington. Nel 1859, Carrington e Richard Hodgson osservarono indipendentemente quello che in seguito fu chiamato brillamento solare. Il giorno successivo si verificò una tempesta geomagnetica e Carrington suggerì una connessione tra questi fenomeni. Successivamente, George Fitzgerald suggerì che la materia viene periodicamente accelerata dal Sole e raggiunge la Terra in pochi giorni.
Nel 1916, l'esploratore norvegese Christian Birkeland scrisse: "Da un punto di vista fisico, è molto probabile che i raggi del sole non siano né positivi né negativi, ma entrambi". In altre parole, il vento solare è costituito da elettroni negativi e ioni positivi.
Tre anni dopo, nel 1919, Friederik Lindemann propose anche che le particelle di entrambe le cariche, protoni ed elettroni, provenissero dal Sole.
Negli anni '30 gli scienziati stabilirono che la temperatura della corona solare doveva raggiungere un milione di gradi perché la corona rimanesse sufficientemente luminosa a grandi distanze dal Sole, cosa che è chiaramente visibile durante le eclissi solari. Successive osservazioni spettroscopiche hanno confermato questa conclusione. A metà degli anni '50, il matematico e astronomo britannico Sidney Chapman determinò le proprietà dei gas a tali temperature. Si è scoperto che il gas diventa un eccellente conduttore di calore e dovrebbe dissiparlo nello spazio oltre l'orbita terrestre. Allo stesso tempo, lo scienziato tedesco Ludwig Biermann si interessò al fatto che le code delle comete puntano sempre in direzione opposta al Sole. Biermann ipotizzò che il Sole emetta un flusso costante di particelle che esercitano pressione sul gas che circonda la cometa, formando una lunga coda.
Nel 1955, gli astrofisici sovietici S.K. Vsekhsvyatsky, G.M. Nikolsky, E.A. Ponomarev e V.I. Cherednichenko dimostrarono che una corona estesa perde energia attraverso la radiazione e può trovarsi in uno stato di equilibrio idrodinamico solo con una distribuzione speciale di potenti fonti di energia interne. In tutti gli altri casi deve esserci un flusso di materia ed energia. Questo processo funge da base fisica per un fenomeno importante: la “corona dinamica”. L'entità del flusso di materia è stata stimata dalle seguenti considerazioni: se la corona fosse in equilibrio idrostatico, allora le altezze dell'atmosfera omogenea per idrogeno e ferro sarebbero nel rapporto 56/1, cioè gli ioni ferro non dovrebbero essere osservato nella lontana corona. Ma non è vero. Il ferro brilla in tutta la corona, con FeXIV osservato negli strati più alti di FeX, sebbene la temperatura cinetica sia più bassa lì. La forza che mantiene gli ioni in uno stato “sospeso” potrebbe essere l'impulso trasmesso durante le collisioni dal flusso ascendente di protoni verso gli ioni ferro. Dalla condizione dell'equilibrio di queste forze è facile trovare il flusso di protoni. Si è rivelato essere lo stesso seguito dalla teoria idrodinamica, che è stata successivamente confermata da misurazioni dirette. Per il 1955 questo fu un risultato significativo, ma allora nessuno credeva nella “corona dinamica”.
Tre anni dopo, Eugene Parker concluse che il flusso caldo proveniente dal Sole nel modello di Chapman e il flusso di particelle che soffia via le code delle comete nell'ipotesi di Biermann erano due manifestazioni dello stesso fenomeno, che chiamò "vento solare". Parker dimostrò che, anche se la corona solare è fortemente attratta dal Sole, conduce il calore così bene che rimane calda anche a lunga distanza. Poiché la sua attrazione diminuisce con la distanza dal Sole, dalla corona superiore inizia un deflusso supersonico di materia nello spazio interplanetario. Inoltre, Parker fu il primo a sottolineare che l'effetto dell'indebolimento della gravità ha lo stesso effetto sul flusso idrodinamico di un ugello Laval: produce una transizione del flusso da una fase subsonica a una supersonica.
La teoria di Parker è stata pesantemente criticata. L'articolo, inviato all'Astrophysical Journal nel 1958, fu rifiutato da due revisori e solo grazie all'editore, Subramanian Chandrasekhar, arrivò sulle pagine della rivista.
Tuttavia, nel gennaio 1959, le prime misurazioni dirette delle caratteristiche del vento solare (Konstantin Gringauz, IKI RAS) furono effettuate dalla sovietica Luna-1, utilizzando un contatore a scintillazione e un rilevatore di ionizzazione del gas installato su di essa. Tre anni dopo, le stesse misurazioni furono effettuate dall'americana Marcia Neugebauer utilizzando i dati della stazione Mariner 2.
Tuttavia l'accelerazione del vento ad alte velocità non era ancora stata compresa e non poteva essere spiegata con la teoria di Parker. I primi modelli numerici del vento solare nella corona utilizzando equazioni di idrodinamica magnetica furono creati da Pneumann e Knopp nel 1971.
Alla fine degli anni ’90, utilizzando lo spettrometro coronale ultravioletto ( Spettrometro coronale ultravioletto (UVCS) ) sono state effettuate a bordo osservazioni delle aree in cui si verifica un vento solare veloce ai poli solari. Si è scoperto che l'accelerazione del vento è molto maggiore di quanto previsto in base all'espansione puramente termodinamica. Il modello di Parker prevedeva che la velocità del vento diventasse supersonica ad un'altitudine di 4 raggi solari dalla fotosfera, e le osservazioni hanno mostrato che questa transizione avviene significativamente più in basso, a circa 1 raggio solare, confermando che esiste un ulteriore meccanismo per l'accelerazione del vento solare.
Caratteristiche
Il foglio di corrente eliosferica è il risultato dell'influenza del campo magnetico rotante del Sole sul plasma nel vento solare.
A causa del vento solare, il Sole perde circa un milione di tonnellate di materia ogni secondo. Il vento solare è costituito principalmente da elettroni, protoni e nuclei di elio (particelle alfa); i nuclei degli altri elementi e delle particelle non ionizzate (elettricamente neutre) sono contenuti in piccolissime quantità.
Sebbene il vento solare provenga dallo strato esterno del Sole, non riflette la composizione effettiva degli elementi in questo strato, poiché come risultato dei processi di differenziazione il contenuto di alcuni elementi aumenta e di altri diminuisce (effetto FIP).
L'intensità del vento solare dipende dai cambiamenti nell'attività solare e nelle sue fonti. Osservazioni a lungo termine nell'orbita terrestre (a circa 150 milioni di km dal Sole) hanno dimostrato che il vento solare è strutturato ed è solitamente diviso in calmo e disturbato (sporadico e ricorrente). I flussi calmi, a seconda della velocità, si dividono in due classi: lento(circa 300-500 km/s attorno all’orbita terrestre) e veloce(500-800 km/s attorno all’orbita terrestre). A volte il vento stazionario si riferisce alla regione dello strato di corrente eliosferica, che separa regioni di diverse polarità del campo magnetico interplanetario, e nelle sue caratteristiche è vicino al vento lento.
Vento solare lento
Il vento solare lento è generato dalla parte “tranquilla” della corona solare (la regione degli streamer coronali) durante la sua espansione gas-dinamica: ad una temperatura della corona di circa 2 10 6 K, la corona non può trovarsi in condizioni di equilibrio idrostatico , e questa espansione, nelle condizioni al contorno esistenti, dovrebbe portare ad un'accelerazione delle sostanze coronali fino a velocità supersoniche. Il riscaldamento della corona solare a tali temperature avviene a causa della natura convettiva del trasferimento di calore nella fotosfera solare: lo sviluppo di turbolenze convettive nel plasma è accompagnato dalla generazione di intense onde magnetosoniche; a loro volta, propagandosi nella direzione di diminuzione della densità dell'atmosfera solare, le onde sonore si trasformano in onde d'urto; le onde d'urto vengono effettivamente assorbite dalla materia della corona e la riscaldano ad una temperatura di (1-3) 10 6 K.
Vento solare veloce
Flussi di vento solare veloce e ricorrente vengono emessi dal Sole per diversi mesi e hanno un periodo di ritorno se osservati dalla Terra di 27 giorni (il periodo di rotazione del Sole). Questi flussi sono associati a buchi coronali - regioni della corona con una temperatura relativamente bassa (circa 0,8·10 6 K), ridotta densità del plasma (solo un quarto della densità delle regioni tranquille della corona) e un campo magnetico radiale a il Sole.
Flussi disturbati
I flussi disturbati includono manifestazioni interplanetarie di espulsioni di massa coronale (CME), nonché regioni di compressione davanti a CME veloci (chiamate Sheath nella letteratura inglese) e davanti a flussi veloci provenienti da fori coronali (chiamate Regione di interazione corotante - CIR nella letteratura inglese) . Circa la metà delle osservazioni Sheath e CIR potrebbero avere davanti a sé un’onda d’urto interplanetaria. È nei tipi di vento solare disturbati che il campo magnetico interplanetario può deviare dal piano dell’eclittica e contenere una componente del campo meridionale, che porta a molti effetti meteorologici spaziali (attività geomagnetica, comprese le tempeste magnetiche). In precedenza si pensava che i flussi sporadici disturbati fossero causati dai brillamenti solari, ma ora si pensa che i flussi sporadici nel vento solare siano causati dalle espulsioni coronali. Allo stesso tempo, va notato che sia i brillamenti solari che le espulsioni coronali sono associati alle stesse fonti di energia sul Sole e esiste una relazione statistica tra loro.
Secondo il tempo di osservazione di vari tipi di vento solare su larga scala, i flussi veloci e lenti rappresentano circa il 53%, lo strato di corrente eliosferico il 6%, CIR - 10%, CME - 22%, Guaina - 9% e il rapporto tra il tempo di osservazione dei diversi tipi varia notevolmente nell'attività del ciclo solare.
Fenomeni generati dal vento solare
A causa dell'elevata conduttività del plasma del vento solare, il campo magnetico solare viene congelato nei flussi di vento in uscita e viene osservato nel mezzo interplanetario sotto forma di campo magnetico interplanetario.
Il vento solare costituisce il confine dell'eliosfera, grazie al quale ne impedisce la penetrazione. Il campo magnetico del vento solare indebolisce notevolmente i raggi cosmici galattici provenienti dall'esterno. Un aumento locale del campo magnetico interplanetario porta a diminuzioni a breve termine dei raggi cosmici, diminuzioni di Forbush e diminuzioni su larga scala del campo portano ai loro aumenti a lungo termine. Pertanto, nel 2009, durante un periodo di attività solare minima prolungata, l’intensità della radiazione vicino alla Terra è aumentata del 19% rispetto a tutti i massimi precedentemente osservati.
Il vento solare dà origine a fenomeni nel sistema solare, che hanno un campo magnetico, come la magnetosfera, le aurore e le cinture di radiazione dei pianeti.
Figura 1. Elisfera
Figura 2. Eruzione solare.
Il vento solare è un flusso continuo di plasma di origine solare, che si propaga approssimativamente radialmente dal Sole e riempie il Sistema Solare fino a distanze eliocentriche dell'ordine di 100 UA. L'energia solare si forma durante l'espansione gasdinamica della corona solare nello spazio interplanetario.
Caratteristiche medie del vento solare nell'orbita terrestre: velocità 400 km/s, densità protonica - 6 a 1, temperatura protone 50.000 K, temperatura elettrone 150.000 K, intensità del campo magnetico 5 oersted. I flussi di vento solare possono essere divisi in due classi: lenti - con una velocità di circa 300 km/s e veloci - con una velocità di 600-700 km/s. Il vento solare che si genera su regioni del Sole con diversi orientamenti del campo magnetico forma flussi con campi magnetici interplanetari diversamente orientati - la cosiddetta struttura settoriale del campo magnetico interplanetario.
La struttura del settore interplanetario è la divisione della struttura su larga scala osservata del vento solare in un numero pari di settori con diverse direzioni della componente radiale del campo magnetico interplanetario.
Anche le caratteristiche del vento solare (velocità, temperatura, concentrazione di particelle, ecc.) cambiano naturalmente in media nella sezione trasversale di ciascun settore, il che è associato all'esistenza di un flusso veloce di vento solare all'interno del settore. I confini dei settori si trovano solitamente all'interno del lento flusso del vento solare, molto spesso si osservano due o quattro settori che ruotano con il sole. Questa struttura, formata quando il vento solare allunga il campo magnetico coronale su larga scala, può essere osservata nel corso di diverse rivoluzioni solari. La struttura settoriale è una conseguenza dell'esistenza di un foglio di corrente nel mezzo interplanetario, che ruota insieme al Sole. Il foglio attuale crea un salto nel campo magnetico: sopra lo strato, la componente radiale del campo magnetico interplanetario ha un segno, sotto di esso - un altro. L'attuale foglio si trova approssimativamente nel piano dell'equatore solare e ha una struttura piegata. La rotazione del Sole porta alla torsione delle pieghe dello strato attuale a spirale (il cosiddetto “effetto ballerina”). Essendo vicino al piano dell'eclittica, l'osservatore si trova sopra o sotto il foglio attuale, per cui si trova in settori con segni diversi della componente radiale del campo magnetico interplanetario.
Quando il vento solare aggira ostacoli che possono deviarlo efficacemente (campi magnetici di Mercurio, Terra, Giove, Saturno o la ionosfera conduttrice di Venere e, apparentemente, Marte), si forma un'onda d'urto ad arco. Il vento solare rallenta e si riscalda nella parte anteriore dell'onda d'urto, permettendole di aggirare l'ostacolo. Allo stesso tempo, nel vento solare si forma una cavità: la magnetosfera, la cui forma e dimensione sono determinate dall'equilibrio tra la pressione del campo magnetico del pianeta e la pressione del flusso di plasma che scorre. Lo spessore del fronte dell'onda d'urto è di circa 100 km. Nel caso dell'interazione del vento solare con un corpo non conduttore (la Luna), non si genera un'onda d'urto: il flusso di plasma viene assorbito dalla superficie, e dietro il corpo si forma una cavità che si riempie gradualmente di energia solare. plasma eolico.
Il processo stazionario del deflusso del plasma coronale è sovrapposto ai processi non stazionari associati ai brillamenti solari. Durante le forti eruzioni solari, la materia viene espulsa dalle regioni inferiori della corona nel mezzo interplanetario. Ciò produce anche un’onda d’urto, che rallenta gradualmente mentre si muove attraverso il plasma del vento solare.
L'arrivo di un'onda d'urto sulla Terra porta alla compressione della magnetosfera, dopo di che di solito inizia lo sviluppo di una tempesta magnetica.
Il vento solare si estende fino a una distanza di circa 100 UA, dove la pressione del mezzo interstellare bilancia la pressione dinamica del vento solare. La cavità spazzata dal vento solare nel mezzo interstellare forma l'eliosfera. Il vento solare, insieme al campo magnetico in esso congelato, impedisce la penetrazione dei raggi cosmici galattici a bassa energia nel Sistema Solare e porta a variazioni dei raggi cosmici ad alta energia.
Un fenomeno simile al vento solare è stato scoperto anche in alcuni tipi di altre stelle (vento stellare).
Fortunatamente il flusso di energia del Sole, alimentato dalla reazione termonucleare al suo centro, è estremamente stabile, a differenza della maggior parte delle altre stelle. La maggior parte viene emessa dal sottile strato superficiale del Sole, la fotosfera, sotto forma di onde elettromagnetiche nel campo del visibile e dell'infrarosso. La costante solare (la quantità di flusso di energia solare nell'orbita terrestre) è 1370 W/. Puoi immaginare che per ogni metro quadrato della superficie terrestre ci sia la potenza di un bollitore elettrico. Sopra la fotosfera si trova la corona solare, una zona visibile dalla Terra solo durante le eclissi solari e piena di plasma rarefatto e caldo con una temperatura di milioni di gradi.
Questo è il guscio più instabile del Sole, nel quale hanno origine le principali manifestazioni dell'attività solare che interessano la Terra. L'aspetto irsuto della corona del Sole dimostra la struttura del suo campo magnetico: grumi luminosi di plasma allungati lungo le linee di forza. Il plasma caldo che scorre dalla corona forma il vento solare - un flusso di ioni (costituito da 96% nuclei di idrogeno - protoni e 4% nuclei di elio - particelle alfa) ed elettroni, che accelera nello spazio interplanetario ad una velocità di 400-800 km/s .
Il vento solare allunga e porta via il campo magnetico solare.
Ciò accade perché l'energia del movimento diretto del plasma nella corona esterna è maggiore dell'energia del campo magnetico e il principio del congelamento trascina il campo dietro il plasma. La combinazione di un tale deflusso radiale con la rotazione del Sole (e il campo magnetico è “attaccato” alla sua superficie) porta alla formazione di una struttura a spirale del campo magnetico interplanetario - la cosiddetta spirale di Parker.
Il vento solare e il campo magnetico riempiono l'intero sistema solare, e quindi la Terra e tutti gli altri pianeti si trovano effettivamente nella corona del Sole, sperimentando l'influenza non solo della radiazione elettromagnetica, ma anche del vento solare e del campo magnetico solare.
Durante il periodo di minima attività, la configurazione del campo magnetico solare è vicina al dipolo e simile alla forma del campo magnetico terrestre. Man mano che l'attività si avvicina al suo massimo, la struttura del campo magnetico, per ragioni non del tutto chiare, diventa più complessa. Una delle ipotesi più belle dice che mentre il Sole ruota, il campo magnetico sembra avvolgerlo attorno, immergendosi gradualmente sotto la fotosfera. Nel corso del tempo, durante il solo ciclo solare, il flusso magnetico accumulato sotto la superficie diventa così grande che i fasci di linee di campo iniziano ad essere espulsi.
I punti di uscita delle linee di campo formano punti sulla fotosfera e anelli magnetici nella corona, visibili come aree di maggiore bagliore del plasma nelle immagini a raggi X del Sole. L'ampiezza del campo all'interno delle macchie solari raggiunge 0,01 tesla, cento volte maggiore del campo del Sole tranquillo.
Intuitivamente, l'energia di un campo magnetico può essere correlata alla lunghezza e al numero delle linee di campo: maggiore è l'energia, maggiore è il loro numero. Quando si avvicina al massimo solare, l'enorme energia accumulata nel campo inizia a essere periodicamente rilasciata in modo esplosivo, spesa per accelerare e riscaldare le particelle della corona solare.
Le forti e intense esplosioni di radiazione elettromagnetica a onde corte provenienti dal Sole che accompagnano questo processo sono chiamate brillamenti solari. Sulla superficie terrestre, i brillamenti vengono registrati nel campo del visibile come piccoli aumenti della luminosità di singole aree della superficie solare.
Tuttavia, già le prime misurazioni effettuate a bordo di veicoli spaziali hanno mostrato che l'effetto più evidente dei brillamenti è un aumento significativo (fino a centinaia di volte) del flusso di raggi X solari e di particelle cariche energetiche: i raggi cosmici solari.
Durante alcuni brillamenti, nel vento solare vengono rilasciate anche quantità significative di plasma e campo magnetico: le cosiddette nubi magnetiche, che iniziano a espandersi rapidamente nello spazio interplanetario, mantenendo la forma di un anello magnetico con le estremità appoggiate sul Sole.
La densità del plasma e l’entità del campo magnetico all’interno della nuvola sono decine di volte superiori ai valori tipici del tempo di quiete di questi parametri nel vento solare.
Sebbene durante un grande brillamento possano essere rilasciati fino a 1025 joule di energia, l’aumento complessivo del flusso di energia fino al massimo solare è piccolo, pari solo allo 0,1-0,2%.
Nel 1957, il professore dell’Università di Chicago E. Parker predisse teoricamente il fenomeno, che fu chiamato “vento solare”. Ci sono voluti due anni perché questa previsione fosse confermata sperimentalmente utilizzando gli strumenti installati sulle navicelle sovietiche Luna-2 e Luna-3 dal gruppo di K.I. Gringauz. Cos'è questo fenomeno?
Il vento solare è un flusso di idrogeno gassoso completamente ionizzato, solitamente chiamato plasma di idrogeno completamente ionizzato a causa della densità approssimativamente uguale di elettroni e protoni (condizione di quasineutralità), che accelera lontano dal Sole. Nella regione dell'orbita terrestre (a un'unità astronomica o 1 UA dal Sole), la sua velocità raggiunge un valore medio di V E » 400–500 km/sec con una temperatura del protone TE » 100.000 K e una temperatura degli elettroni leggermente più alta ( l'indice “E” qui e nel seguito si riferisce all'orbita terrestre). A tali temperature, la velocità è significativamente superiore alla velocità del suono di 1 UA, ad es. Il flusso del vento solare nella regione dell'orbita terrestre è supersonico (o ipersonico). La concentrazione misurata di protoni (o elettroni) è piuttosto piccola e ammonta a n E » 10–20 particelle per centimetro cubo. Oltre ai protoni e agli elettroni, nello spazio interplanetario sono state scoperte particelle alfa (dell'ordine di diversi percento della concentrazione di protoni), una piccola quantità di particelle più pesanti e un campo magnetico interplanetario, il cui valore di induzione medio è risultato essere dell'ordine di diversi gamma nell'orbita terrestre (1g = 10 –5 gauss).
Il crollo dell’idea di una corona solare statica.
Per molto tempo si è creduto che tutte le atmosfere stellari fossero in uno stato di equilibrio idrostatico, cioè in uno stato di equilibrio idrostatico. in uno stato in cui la forza di attrazione gravitazionale di una data stella è bilanciata dalla forza associata al gradiente di pressione (la variazione di pressione nell'atmosfera della stella a distanza R dal centro della stella. Matematicamente, questo equilibrio è espresso come un’equazione differenziale ordinaria,
Dove G– costante gravitazionale, M* – massa della stella, P e r – pressione e densità di massa a una certa distanza R dalla stella. Esprimere la densità di massa dall'equazione di stato per un gas ideale
R= r RT
attraverso pressione e temperatura ed integrando l'equazione risultante, otteniamo la cosiddetta formula barometrica ( R– gas costante), che nel caso particolare di temperatura costante T sembra
Dove P 0 – rappresenta la pressione alla base dell’atmosfera della stella (at R = R 0). Poiché prima del lavoro di Parker si credeva che l’atmosfera solare, come le atmosfere di altre stelle, fosse in uno stato di equilibrio idrostatico, il suo stato era determinato da formule simili. Tenendo conto del fenomeno insolito e non ancora del tutto compreso di un forte aumento della temperatura da circa 10.000 K sulla superficie del Sole a 1.000.000 K nella corona solare, S. Chapman sviluppò la teoria di una corona solare statica, che si supponeva per passare dolcemente nel mezzo interstellare locale che circonda il sistema solare. Ne consegue che, secondo le idee di S. Chapman, la Terra, facendo le sue rivoluzioni attorno al Sole, è immersa in una corona solare statica. Questo punto di vista è condiviso da molto tempo dagli astrofisici.
Parker ha inferto un duro colpo a queste idee già consolidate. Ha attirato l'attenzione sul fatto che la pressione all'infinito (a R® ̐), che si ottiene dalla formula barometrica, è quasi 10 volte maggiore in grandezza della pressione allora accettata per il mezzo interstellare locale. Per eliminare questa discrepanza, E. Parker suggerì che la corona solare non può essere in equilibrio idrostatico, ma deve espandersi continuamente nel mezzo interplanetario che circonda il Sole, cioè velocità radiale V la corona solare non è zero. Inoltre, invece dell'equazione dell'equilibrio idrostatico, propose di utilizzare un'equazione del moto idrodinamico della forma, dove M E è la massa del Sole.
Per una data distribuzione della temperatura T, in funzione della distanza dal Sole, risolvendo questa equazione utilizzando la formula barometrica per la pressione e l'equazione di conservazione della massa nella forma
può essere interpretato come il vento solare e proprio con l'ausilio di questa soluzione con il passaggio dal flusso subsonico (at R r *) a supersonico (at R > R*) la pressione può essere regolata R con la pressione nel mezzo interstellare locale, e, quindi, è questa soluzione, chiamata vento solare, che viene realizzata in natura.
Le prime misurazioni dirette dei parametri del plasma interplanetario, effettuate sul primo veicolo spaziale che entra nello spazio interplanetario, hanno confermato la correttezza dell'idea di Parker sulla presenza del vento solare supersonico, e si è scoperto che già nella regione dell'orbita terrestre la velocità del vento solare supera di gran lunga la velocità del suono. Da allora, non c'è stato alcun dubbio che l'idea di Chapman dell'equilibrio idrostatico dell'atmosfera solare sia errata e che la corona solare si espanda continuamente a velocità supersonica nello spazio interplanetario. Un po’ più tardi, le osservazioni astronomiche mostrarono che molte altre stelle hanno “venti stellari” simili al vento solare.
Nonostante il fatto che il vento solare fosse stato previsto teoricamente sulla base di un modello idrodinamico a simmetria sferica, il fenomeno stesso si è rivelato molto più complesso.
Qual è il modello reale del movimento del vento solare? Per molto tempo il vento solare è stato considerato sfericamente simmetrico, cioè indipendente dalla latitudine e longitudine solare. Poiché prima del 1990, quando fu lanciata la sonda Ulysses, la navicella spaziale volava principalmente sul piano dell'eclittica, le misurazioni effettuate su tale navicella spaziale hanno fornito distribuzioni dei parametri del vento solare solo su questo piano. I calcoli basati sulle osservazioni della deflessione delle code delle comete indicavano un'indipendenza approssimativa dei parametri del vento solare dalla latitudine solare, tuttavia, questa conclusione basata sulle osservazioni delle comete non era sufficientemente affidabile a causa delle difficoltà nell'interpretazione di queste osservazioni. Sebbene la dipendenza longitudinale dei parametri del vento solare sia stata misurata da strumenti installati su veicoli spaziali, essa era tuttavia insignificante e associata al campo magnetico interplanetario di origine solare o a processi non stazionari a breve termine sul Sole (principalmente con i brillamenti solari). .
Le misurazioni dei parametri del plasma e del campo magnetico nel piano dell'eclittica hanno dimostrato che nello spazio interplanetario possono esistere le cosiddette strutture settoriali con diversi parametri del vento solare e diverse direzioni del campo magnetico. Tali strutture ruotano con il Sole e indicano chiaramente che sono una conseguenza di una struttura simile nell'atmosfera solare, i cui parametri dipendono quindi dalla longitudine solare. La struttura qualitativa a quattro settori è mostrata in Fig. 1.
Allo stesso tempo, i telescopi terrestri rilevano il campo magnetico generale sulla superficie del Sole. Il suo valore medio è stimato in 1 G, sebbene nelle singole formazioni fotosferiche, ad esempio nelle macchie solari, il campo magnetico possa essere maggiore di ordini di grandezza. Poiché il plasma è un buon conduttore di elettricità, i campi magnetici solari interagiscono in qualche modo con il vento solare a causa della comparsa della forza ponderomotrice. J ґ B. Questa forza è piccola nella direzione radiale, cioè non ha praticamente alcun effetto sulla distribuzione della componente radiale del vento solare, ma la sua proiezione su una direzione perpendicolare alla direzione radiale porta alla comparsa di una componente di velocità tangenziale nel vento solare. Sebbene questa componente sia quasi due ordini di grandezza più piccola di quella radiale, gioca un ruolo significativo nella rimozione del momento angolare dal Sole. Gli astrofisici suggeriscono che quest'ultima circostanza potrebbe svolgere un ruolo significativo nell'evoluzione non solo del Sole, ma anche di altre stelle in cui è stato rilevato un vento stellare. In particolare, per spiegare la forte diminuzione della velocità angolare delle stelle della classe spettrale tarda, viene spesso invocata l'ipotesi che trasferiscano momento rotazionale ai pianeti formati attorno a loro. Il meccanismo considerato per la perdita del momento angolare del Sole a causa del deflusso di plasma da esso in presenza di un campo magnetico apre la possibilità di rivedere questa ipotesi.
Le misurazioni del campo magnetico medio non solo nella regione dell'orbita terrestre, ma anche a grandi distanze eliocentriche (ad esempio, sui veicoli spaziali Voyager 1 e 2 e Pioneer 10 e 11) hanno mostrato che nel piano dell'eclittica, quasi in coincidenza con il piano dell'equatore solare, la sua grandezza e direzione sono ben descritte dalle formule
ricevuto da Parker. In queste formule, che descrivono la cosiddetta spirale parkeriana di Archimede, le quantità B R, B j – componenti radiali e azimutali del vettore di induzione magnetica, rispettivamente, W – velocità angolare della rotazione del Sole, V– componente radiale del vento solare, l’indice “0” si riferisce al punto della corona solare in cui è nota l’entità del campo magnetico.
Il lancio della navicella spaziale Ulysses da parte dell'Agenzia spaziale europea nell'ottobre 1990, la cui traiettoria è stata calcolata in modo che ora orbita attorno al Sole su un piano perpendicolare al piano dell'eclittica, ha cambiato completamente l'idea che il vento solare sia sfericamente simmetrico. Nella fig. La Figura 2 mostra le distribuzioni della velocità radiale e della densità dei protoni del vento solare misurate sulla navicella spaziale Ulysses in funzione della latitudine solare.
Questa figura mostra una forte dipendenza latitudinale dei parametri del vento solare. Si è scoperto che la velocità del vento solare aumenta e la densità dei protoni diminuisce con la latitudine eliografica. E se nel piano dell’eclittica la velocità radiale è in media ~ 450 km/sec, e la densità protonica è ~ 15 cm–3, allora, ad esempio, a 75° di latitudine solare questi valori sono ~ 700 km/sec e ~5 cm–3, rispettivamente. La dipendenza dei parametri del vento solare dalla latitudine è meno pronunciata durante i periodi di minima attività solare.
Processi non stazionari nel vento solare.
Il modello proposto da Parker presuppone la simmetria sferica del vento solare e l'indipendenza dei suoi parametri dal tempo (stazionarietà del fenomeno in esame). Tuttavia, i processi che avvengono sul Sole, in generale, non sono stazionari, e quindi il vento solare non è stazionario. I tempi caratteristici delle variazioni dei parametri hanno scale molto diverse. In particolare, ci sono cambiamenti nei parametri del vento solare associati al ciclo di 11 anni dell’attività solare. Nella fig. La Figura 3 mostra la pressione dinamica media (su 300 giorni) del vento solare misurata utilizzando i veicoli spaziali IMP-8 e Voyager-2 (r V 2) nell'area dell'orbita terrestre (a 1 UA) durante un ciclo solare di 11 anni di attività solare (parte superiore della figura). Sul fondo della Fig. La Figura 3 mostra la variazione del numero di macchie solari nel periodo dal 1978 al 1991 (il numero massimo corrisponde alla massima attività solare). Si può vedere che i parametri del vento solare cambiano significativamente in un tempo caratteristico di circa 11 anni. Allo stesso tempo, le misurazioni sulla navicella spaziale Ulysses hanno mostrato che tali cambiamenti si verificano non solo sul piano dell'eclittica, ma anche ad altre latitudini eliografiche (ai poli la pressione dinamica del vento solare è leggermente superiore che all'equatore).
I cambiamenti nei parametri del vento solare possono verificarsi anche su scale temporali molto più piccole. Ad esempio, i brillamenti sul Sole e le diverse velocità di deflusso del plasma da diverse regioni della corona solare portano alla formazione di onde d’urto interplanetarie nello spazio interplanetario, caratterizzate da un brusco salto di velocità, densità, pressione e temperatura. Il meccanismo della loro formazione è mostrato qualitativamente in Fig. 4. Quando un flusso veloce di qualsiasi gas (ad esempio il plasma solare) raggiunge uno più lento, nel punto del loro contatto appare un divario arbitrario nei parametri del gas, in cui le leggi di conservazione della massa, della quantità di moto e l'energia non sono soddisfatte. Tale discontinuità non può esistere in natura e si scompone, in particolare, in due onde d'urto (su di esse le leggi di conservazione della massa, della quantità di moto e dell'energia portano alle cosiddette relazioni di Hugoniot) e una discontinuità tangenziale (le stesse leggi di conservazione portano al fatto che su di esso la pressione e la componente di velocità normale devono essere continue). Nella fig. 4 questo processo è mostrato nella forma semplificata di una svasatura a simmetria sferica. È da notare qui che tali strutture, costituite da un'onda d'urto diretta, una discontinuità tangenziale e una seconda onda d'urto (shock inverso), si muovono dal Sole in modo tale che l'onda d'urto anteriore si muove ad una velocità maggiore della velocità di vento solare, lo shock inverso si muove dal Sole ad una velocità leggermente inferiore alla velocità del vento solare, e la velocità della discontinuità tangenziale è uguale alla velocità del vento solare. Tali strutture vengono regolarmente registrate da strumenti installati sui veicoli spaziali.
Sui cambiamenti nei parametri del vento solare con la distanza dal sole.
La variazione della velocità del vento solare con la distanza dal Sole è determinata da due forze: la forza di gravità solare e la forza associata alle variazioni di pressione (gradiente di pressione). Poiché la forza di gravità diminuisce con il quadrato della distanza dal Sole, la sua influenza è insignificante a grandi distanze eliocentriche. I calcoli mostrano che già nell'orbita terrestre la sua influenza, così come l'influenza del gradiente di pressione, può essere trascurata. Di conseguenza, la velocità del vento solare può essere considerata quasi costante. Inoltre, supera notevolmente la velocità del suono (flusso ipersonico). Quindi dall'equazione idrodinamica sopra riportata per la corona solare segue che la densità r diminuisce come 1/ R 2. Le navi spaziali americane Voyager 1 e 2, Pioneer 10 e 11, lanciate a metà degli anni '70 e ora situate a distanze dal Sole di diverse decine di unità astronomiche, hanno confermato queste idee sui parametri del vento solare. Hanno anche confermato la spirale di Parker Archimede teoricamente prevista per il campo magnetico interplanetario. Tuttavia, la temperatura non segue la legge del raffreddamento adiabatico mentre la corona solare si espande. A distanze molto grandi dal Sole, il vento solare tende addirittura a riscaldarsi. Tale riscaldamento può essere dovuto a due ragioni: la dissipazione di energia associata alla turbolenza del plasma e l’influenza degli atomi di idrogeno neutri che penetrano nel vento solare dal mezzo interstellare che circonda il sistema solare. Il secondo motivo porta anche ad una certa frenata del vento solare a grandi distanze eliocentriche, rilevata sulla sonda spaziale sopra citata.
Conclusione.
Pertanto, il vento solare è un fenomeno fisico che non è solo di interesse puramente accademico associato allo studio dei processi nel plasma situati nelle condizioni naturali dello spazio, ma anche un fattore che deve essere preso in considerazione quando si studiano i processi che si verificano nel vicinanze della Terra, poiché questi processi influenzano la nostra vita in un modo o nell’altro. In particolare, i flussi di vento solare ad alta velocità che fluiscono attorno alla magnetosfera terrestre influenzano la sua struttura, e i processi non stazionari sul Sole (ad esempio i brillamenti) possono portare a tempeste magnetiche che interrompono le comunicazioni radio e influenzano il benessere delle condizioni meteorologiche. persone sensibili. Poiché il vento solare ha origine nella corona solare, le sue proprietà nella regione dell’orbita terrestre sono un buon indicatore per studiare le connessioni solare-terrestre importanti per l’attività umana pratica. Questo però è un altro ambito della ricerca scientifica, di cui non parleremo in questo articolo.
Vladimir Baranov
V.B. Baranov, Università statale di Mosca. M.V. Lomonosov
L'articolo esamina il problema dell'espansione supersonica della corona solare (vento solare). Vengono analizzati quattro problemi principali: 1) le ragioni del deflusso di plasma dalla corona solare; 2) tale deflusso è omogeneo; 3) cambiamenti nei parametri del vento solare con la distanza dal Sole e 4) come il vento solare fluisce nel mezzo interstellare.
introduzione
Sono passati quasi 40 anni da quando il fisico americano E. Parker predisse teoricamente il fenomeno, che venne chiamato “vento solare” e che un paio di anni dopo fu confermato sperimentalmente dal gruppo dello scienziato sovietico K. Gringaus utilizzando strumenti installati sul pianeta. Navicella spaziale Luna. 2" e "Luna-3". Il vento solare è un flusso di plasma di idrogeno completamente ionizzato, cioè un gas costituito da elettroni e protoni approssimativamente della stessa densità (condizione di quasi neutralità), che si muove dal Sole ad elevata velocità supersonica. Nell'orbita terrestre (ad una unità astronomica (UA) dal Sole), la velocità VE di questo flusso è di circa 400-500 km/s, la concentrazione di protoni (o elettroni) ne = 10-20 particelle per centimetro cubo, e la loro temperatura Te pari a circa 100.000 K (la temperatura degli elettroni è leggermente superiore).
Oltre agli elettroni e ai protoni, le particelle alfa (dell'ordine di diversi percento), una piccola quantità di particelle più pesanti, nonché un campo magnetico, il cui valore di induzione medio si è rivelato dell'ordine di diversi gamma nella Terra orbita, furono scoperti nello spazio interplanetario (1
= 10-5G).Un po' di storia legata alla previsione teorica del vento solare
Nella non molto lunga storia dell'astrofisica teorica, si credeva che tutte le atmosfere stellari fossero in equilibrio idrostatico, cioè in uno stato in cui l'attrazione gravitazionale della stella è bilanciata dalla forza associata al gradiente di pressione nella sua atmosfera (con la variazione di pressione per unità di distanza r dal centro delle stelle). Matematicamente, questo equilibrio è espresso come un'equazione differenziale ordinaria
dove R è la costante dei gas, si ottiene facilmente la cosiddetta formula barometrica, che nel caso particolare di temperatura costante T avrà la forma
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(3) |
Nella formula (3), il valore p0 rappresenta la pressione alla base dell’atmosfera della stella (a r = r0). Da questa formula è chiaro che per r
, cioè a distanze molto grandi dalla stella, la pressione p tende ad un limite finito, che dipende dal valore della pressione p0.Poiché si credeva che l'atmosfera solare, come le atmosfere di altre stelle, fosse in uno stato di equilibrio idrostatico, il suo stato era determinato da formule simili alle formule (1), (2), (3). Considerando il fenomeno insolito e non ancora del tutto compreso di un forte aumento della temperatura da circa 10.000 gradi sulla superficie del Sole a 1.000.000 di gradi nella corona solare, Chapman (vedi, ad esempio) sviluppò la teoria di una corona solare statica, che avrebbe dovuto transitare dolcemente nel mezzo interstellare che circonda il sistema solare.
Tuttavia, nel suo lavoro pionieristico, Parker attirò l'attenzione sul fatto che la pressione all'infinito, ottenuta da una formula come la (3) per una corona solare statica, risulta essere quasi un ordine di grandezza maggiore del valore di pressione stimato per il gas interstellare sulla base delle osservazioni. Per risolvere questa discrepanza, Parker propose che la corona solare non sia in uno stato di equilibrio statico, ma si espanda continuamente nel mezzo interplanetario che circonda il Sole. Inoltre, al posto dell'equazione di equilibrio (1), propose di utilizzare l'equazione del moto idrodinamico della forma
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(4) |
dove nel sistema di coordinate associato al Sole, il valore V rappresenta la velocità radiale del plasma. Sotto
si riferisce alla massa del Sole.Per una data distribuzione di temperatura T, il sistema di equazioni (2) e (4) ha soluzioni del tipo presentato in Fig. 1. In questa figura, a indica la velocità del suono e r* è la distanza dall'origine alla quale la velocità del gas è uguale alla velocità del suono (V = a). Ovviamente solo le curve 1 e 2 in Fig. 1 hanno un significato fisico per il problema del deflusso di gas dal Sole, poiché le curve 3 e 4 hanno valori di velocità non unici in ciascun punto, e le curve 5 e 6 corrispondono a velocità molto elevate nell'atmosfera solare, il che non è osservato nei telescopi. Parker analizzò le condizioni in cui in natura si realizza la soluzione corrispondente alla curva 1. Mostrò che per far corrispondere la pressione ottenuta da tale soluzione con la pressione nel mezzo interstellare, il caso più realistico è la transizione del gas da un flusso subsonico (a r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*), e chiamò tale flusso vento solare. Tuttavia, questa affermazione è stata contestata nel lavoro di Chamberlain, il quale riteneva che la soluzione più realistica corrispondesse alla curva 2, che descrive ovunque la “brezza solare” subsonica. Allo stesso tempo, i primi esperimenti su veicoli spaziali (vedi, ad esempio,), che scoprirono flussi supersonici di gas dal Sole, non sembravano, a giudicare dalla letteratura, sufficientemente affidabili a Chamberlain.
La storia degli esperimenti nello spazio ha brillantemente dimostrato la correttezza delle idee di Parker sul vento solare. Materiale dettagliato sulla teoria del vento solare si trova, ad esempio, nella monografia.
Concetti di deflusso uniforme di plasma dalla corona solare
Dalle equazioni unidimensionali della dinamica dei gas si può ottenere un risultato ben noto: in assenza di forze di massa, un flusso di gas a simmetria sferica proveniente da una sorgente puntiforme può essere subsonico o supersonico ovunque. La presenza della forza gravitazionale nell'equazione (4) (lato destro) porta alla comparsa di soluzioni come la curva 1 in Fig. 1, cioè con una transizione attraverso la velocità del suono. Tracciamo un'analogia con il flusso classico in un ugello Laval, che è la base di tutti i motori a reazione supersonici. Questo flusso è mostrato schematicamente in Fig. 2.
Il gas riscaldato ad altissima temperatura viene fornito al serbatoio 1, chiamato ricevitore, ad una velocità molto bassa (l'energia interna del gas è molto maggiore della sua energia cinetica di movimento diretto). Comprimendo geometricamente il canale, il gas viene accelerato nella regione 2 (flusso subsonico) finché la sua velocità non raggiunge quella del suono. Per accelerarlo ulteriormente è necessario espandere il canale (regione 3 del flusso supersonico). Nell'intera regione del flusso, l'accelerazione del gas avviene a causa del suo raffreddamento adiabatico (senza apporto di calore) (l'energia interna del movimento caotico si trasforma nell'energia del movimento diretto).
Nel problema della formazione del vento solare in esame, il ruolo del ricevitore è svolto dalla corona solare e il ruolo delle pareti dell'ugello Laval è la forza gravitazionale dell'attrazione solare. Secondo la teoria di Parker, la transizione alla velocità del suono dovrebbe avvenire da qualche parte a una distanza di diversi raggi solari. Tuttavia, l'analisi delle soluzioni ottenute nella teoria ha mostrato che la temperatura della corona solare non è sufficiente affinché il suo gas acceleri a velocità supersoniche, come nel caso della teoria degli ugelli di Laval. Ci deve essere qualche ulteriore fonte di energia. Tale fonte è attualmente considerata la dissipazione dei moti ondulatori sempre presenti nel vento solare (a volte chiamata turbolenza del plasma), sovrapposta al flusso medio, e il flusso stesso non è più adiabatico. L’analisi quantitativa di tali processi richiede ancora ulteriori ricerche.
È interessante notare che i telescopi terrestri rilevano i campi magnetici sulla superficie del Sole. Il valore medio della loro induzione magnetica B è stimato in 1 G, sebbene nelle singole formazioni fotosferiche, ad esempio nelle macchie solari, il campo magnetico possa essere di ordini di grandezza maggiori. Poiché il plasma è un buon conduttore di elettricità, è naturale che i campi magnetici solari interagiscano con il suo flusso proveniente dal Sole. In questo caso, una teoria puramente gasdinamica fornisce una descrizione incompleta del fenomeno in esame. L'influenza del campo magnetico sul flusso del vento solare può essere considerata solo nell'ambito di una scienza chiamata magnetoidrodinamica. A quali risultati portano tali considerazioni? Secondo lavori pionieristici in questa direzione (vedi anche), il campo magnetico porta alla comparsa di correnti elettriche j nel plasma del vento solare, che, a sua volta, porta alla comparsa di una forza ponderomotrice j x B, che è diretta nel perpendicolare alla direzione radiale. Di conseguenza, il vento solare acquisisce una componente di velocità tangenziale. Questa componente è quasi due ordini di grandezza più piccola di quella radiale, ma gioca un ruolo significativo nella rimozione del momento angolare dal Sole. Si presume che quest'ultima circostanza possa svolgere un ruolo significativo nell'evoluzione non solo del Sole, ma anche di altre stelle in cui è stato scoperto il “vento stellare”. In particolare, per spiegare la forte diminuzione della velocità angolare delle stelle della classe spettrale tarda, viene spesso invocata l'ipotesi del trasferimento di momento rotazionale ai pianeti formati attorno ad esse. Il meccanismo considerato per la perdita del momento angolare del Sole attraverso il deflusso di plasma da esso apre la possibilità di rivedere questa ipotesi.
Alla fine degli anni '40, l'astronomo americano S. Forbush scoprì un fenomeno incomprensibile. Misurando l'intensità dei raggi cosmici, Forbush notò che diminuisce significativamente con l'aumentare dell'attività solare e diminuisce molto bruscamente durante le tempeste magnetiche.
Sembrava piuttosto strano. Piuttosto ci si aspetterebbe il contrario. Dopotutto, il Sole stesso è un fornitore di raggi cosmici. Pertanto, sembrerebbe che maggiore è l'attività della nostra luce diurna, più particelle dovrebbe espellere nello spazio circostante.
Resta da supporre che l'aumento dell'attività solare influenzi il campo magnetico terrestre in modo tale da iniziare a deviare le particelle dei raggi cosmici, gettandole via. Il percorso verso la Terra sembra essere bloccato.
La spiegazione sembrava logica. Ma, ahimè, come divenne presto chiaro, era chiaramente insufficiente. I calcoli effettuati dai fisici hanno indicato inconfutabilmente che un cambiamento delle condizioni fisiche solo nelle immediate vicinanze della Terra non può causare un effetto di tale portata come effettivamente osservato. Ovviamente, devono esserci altre forze che impediscono la penetrazione dei raggi cosmici nel sistema solare e, inoltre, quelle che aumentano con l'aumentare dell'attività solare.
Fu allora che nacque l'ipotesi che i colpevoli del misterioso effetto fossero flussi di particelle cariche che fuoriuscivano dalla superficie del Sole e penetravano nello spazio del sistema solare. Questo tipo di “vento solare” purifica il mezzo interplanetario, “spazzando via” le particelle di raggi cosmici.
Anche i fenomeni osservati nelle comete supportano tale ipotesi. Come sai, le code delle comete sono sempre dirette lontano dal Sole. Inizialmente, questa circostanza era associata alla leggera pressione della luce solare. Tuttavia, a metà di questo secolo si scoprì che la pressione della luce da sola non può causare tutti i fenomeni che si verificano nelle comete. I calcoli hanno dimostrato che per la formazione e la deflessione osservata delle code delle comete, è necessaria l'azione non solo dei fotoni, ma anche delle particelle di materia. A proposito, tali particelle potrebbero eccitare la luminescenza degli ioni presenti nelle code delle comete.
In effetti, prima si sapeva che il Sole emette flussi di particelle cariche: i corpuscoli. Si è tuttavia ipotizzato che tali flussi fossero episodici. Gli astronomi associavano la loro comparsa alla comparsa di bagliori e macchie. Ma le code delle comete sono sempre dirette nella direzione opposta al Sole, e non solo durante i periodi di maggiore attività solare. Ciò significa che la radiazione corpuscolare che riempie lo spazio del sistema solare deve esistere costantemente. Si intensifica con l'aumento dell'attività solare, ma esiste sempre.
Pertanto, lo spazio circumsolare è continuamente sospinto dal vento solare. In cosa consiste questo vento e in quali condizioni si presenta?
Facciamo conoscenza con lo strato più esterno dell'atmosfera solare: la "corona". Questa parte dell'atmosfera della nostra luce diurna è insolitamente rarefatta. Anche nelle immediate vicinanze del Sole, la sua densità è solo circa un centomilionesimo della densità dell'atmosfera terrestre. Ciò significa che ogni centimetro cubo di spazio circumsolare contiene solo poche centinaia di milioni di particelle della corona. Ma la cosiddetta “temperatura cinetica” della corona, determinata dalla velocità del movimento delle particelle, è molto elevata. Raggiunge il milione di gradi. Pertanto il gas coronale è completamente ionizzato ed è una miscela di protoni, ioni di vari elementi ed elettroni liberi.
Recentemente è stato riferito che è stata scoperta la presenza di ioni di elio nel vento solare. Questa circostanza fa luce sul meccanismo attraverso il quale avviene il rilascio della carica
particelle dalla superficie del Sole. Se il vento solare fosse costituito solo da elettroni e protoni, si potrebbe ancora supporre che si sia formato a causa di processi puramente termici e sia qualcosa di simile al vapore formato sopra la superficie dell'acqua bollente. Tuttavia, i nuclei degli atomi di elio sono quattro volte più pesanti dei protoni e quindi difficilmente vengono espulsi per evaporazione. Molto probabilmente, la formazione del vento solare è associata all'azione delle forze magnetiche. Volando lontano dal Sole, le nuvole di plasma sembrano portare con sé campi magnetici. Sono questi campi che servono come quella sorta di “cemento” che “lega” insieme particelle con masse e cariche diverse.
Osservazioni e calcoli effettuati dagli astronomi hanno dimostrato che man mano che ci allontaniamo dal Sole, la densità della corona diminuisce gradualmente. Ma si scopre che nella regione dell’orbita terrestre è ancora notevolmente diverso da zero. In questa regione del sistema solare ci sono da cento a mille particelle coronali per centimetro cubo di spazio. In altre parole, il nostro pianeta si trova all'interno dell'atmosfera solare e, se vogliamo, abbiamo il diritto di definirci non solo abitanti della Terra, ma anche abitanti dell'atmosfera del Sole.
Se la corona è più o meno stabile vicino al Sole, all’aumentare della distanza tende ad espandersi nello spazio. E più ci si allontana dal Sole, maggiore è la velocità di questa espansione. Secondo i calcoli dell'astronomo americano E. Parker, già a una distanza di 10 milioni di km, le particelle coronali si muovono a velocità superiori alla velocità del suono. E man mano che ci allontaniamo dal Sole e la forza di gravità solare si indebolisce, queste velocità aumentano molte volte di più.
Pertanto, la conclusione suggerisce che la corona solare è il vento solare che soffia attraverso lo spazio del nostro sistema planetario.
Queste conclusioni teoriche sono state pienamente confermate dalle misurazioni sui razzi spaziali e sui satelliti artificiali della Terra. Si è scoperto che il vento solare esiste sempre e vicino alla Terra “soffia” ad una velocità di circa 400 km/sec. Con l’aumento dell’attività solare, questa velocità aumenta.
Quanto lontano soffia il vento solare? La questione è di notevole interesse, ma per ottenere i corrispondenti dati sperimentali è necessario sondare la parte esterna del sistema solare con una navicella spaziale. Fino a quando ciò non sarà fatto, dobbiamo accontentarci di considerazioni teoriche.
Non è però possibile ottenere una risposta chiara. A seconda delle premesse iniziali, i calcoli portano a risultati diversi. In un caso si scopre che il vento solare si è già attenuato nella regione dell’orbita di Saturno, nell’altro che esiste ancora a una distanza molto grande oltre l’orbita dell’ultimo pianeta Plutone. Ma questi sono solo limiti teoricamente estremi della possibile propagazione del vento solare. Solo le osservazioni possono indicare il confine esatto.
I più affidabili sarebbero, come abbiamo già notato, i dati provenienti dalle sonde spaziali. Ma in linea di principio sono possibili anche alcune osservazioni indirette. In particolare, si è notato che dopo ogni successiva diminuzione dell'attività solare, il corrispondente aumento dell'intensità dei raggi cosmici ad alta energia, cioè dei raggi che entrano nel sistema solare dall'esterno, avviene con un ritardo di circa sei mesi. Apparentemente, questo è esattamente il periodo necessario affinché il prossimo cambiamento nella potenza del vento solare raggiunga il limite della sua distribuzione. Poiché la velocità media di propagazione del vento solare è di circa 2,5 unità astronomiche (1 unità astronomica = 150 milioni di km - la distanza media della Terra dal Sole) al giorno, si ottiene una distanza di circa 40-45 unità astronomiche. In altre parole, il vento solare si prosciuga da qualche parte attorno all’orbita di Plutone.