ลมสุริยะคืออะไร และเกิดขึ้นได้อย่างไร?

ลมสุริยะและสนามแม่เหล็กของโลก

ลมแดด ( ลมสุริยะ) - กระแสของอนุภาคเมกะไอออนไนซ์ (ส่วนใหญ่เป็นพลาสมาฮีเลียม-ไฮโดรเจน) ไหลจากโซลาร์โคโรนาด้วยความเร็ว 300-1200 กม./วินาที สู่อวกาศโดยรอบ มันเป็นหนึ่งในองค์ประกอบหลักของสื่อระหว่างดาวเคราะห์

ปรากฏการณ์ทางธรรมชาติหลายอย่างเกี่ยวข้องกับลมสุริยะ รวมถึงปรากฏการณ์สภาพอากาศในอวกาศ เช่น พายุแม่เหล็กและแสงออโรร่า

แนวคิดเรื่อง “ลมสุริยะ” (กระแสอนุภาคไอออไนซ์ที่เดินทางจากดวงอาทิตย์มายังโลกภายใน 2-3 วัน) และ “แสงแดด” (กระแสโฟตอนที่เดินทางจากดวงอาทิตย์มายังโลกในเวลาเฉลี่ย 8 นาที 17 วินาที) ไม่ควรสับสน โดยเฉพาะอย่างยิ่ง มันเป็นผลกระทบจากแรงกดดันของแสงแดด (ไม่ใช่ลม) ที่ใช้ในโครงการที่เรียกว่าโซลาร์เซล รูปแบบของเครื่องยนต์ที่ใช้แรงกระตุ้นของไอออนลมสุริยะเป็นแหล่งกำเนิดแรงผลักดันคือใบเรือไฟฟ้า

เรื่องราว

ข้อสันนิษฐานของการมีอยู่ของอนุภาคที่บินจากดวงอาทิตย์อย่างต่อเนื่องนั้นเกิดขึ้นครั้งแรกโดยนักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษ Richard Carrington ในปี 1859 แคร์ริงตันและริชาร์ด ฮอดจ์สันได้สังเกตเห็นสิ่งที่เรียกว่าเปลวสุริยะในเวลาต่อมาอย่างเป็นอิสระ วันรุ่งขึ้นเกิดพายุแม่เหล็กโลก และแคร์ริงตันได้เสนอแนะถึงความเชื่อมโยงระหว่างปรากฏการณ์เหล่านี้ ต่อมา จอร์จ ฟิตซ์เจอรัลด์ แนะนำว่าสสารจะถูกเร่งโดยดวงอาทิตย์เป็นระยะๆ และมาถึงโลกภายในไม่กี่วัน

ในปี 1916 นักสำรวจชาวนอร์เวย์ Christian Birkeland เขียนว่า “จากมุมมองทางกายภาพ มีแนวโน้มมากที่สุดว่ารังสีของดวงอาทิตย์จะไม่เป็นบวกหรือลบ แต่เป็นทั้งสองอย่าง” กล่าวอีกนัยหนึ่ง ลมสุริยะประกอบด้วยอิเล็กตรอนเชิงลบและไอออนบวก

สามปีต่อมา ในปี พ.ศ. 2462 ฟรีเดอริก ลินเดมันน์ยังได้เสนอว่าอนุภาคของทั้งประจุ โปรตอน และอิเล็กตรอน มาจากดวงอาทิตย์

ในช่วงทศวรรษที่ 1930 นักวิทยาศาสตร์ระบุว่าอุณหภูมิของโคโรนาสุริยะจะต้องสูงถึงหนึ่งล้านองศา เนื่องจากโคโรนายังคงสว่างเพียงพอที่ระยะห่างจากดวงอาทิตย์มาก ซึ่งมองเห็นได้ชัดเจนในระหว่างสุริยุปราคา การสังเกตทางสเปกโทรสโกปีภายหลังยืนยันข้อสรุปนี้ ในช่วงกลางทศวรรษที่ 50 นักคณิตศาสตร์และนักดาราศาสตร์ชาวอังกฤษ ซิดนีย์ แชปแมน ได้กำหนดคุณสมบัติของก๊าซที่อุณหภูมิดังกล่าว ปรากฎว่าก๊าซกลายเป็นตัวนำความร้อนที่ดีเยี่ยมและควรกระจายออกไปในอวกาศนอกวงโคจรของโลก ในเวลาเดียวกัน Ludwig Biermann นักวิทยาศาสตร์ชาวเยอรมันเริ่มสนใจความจริงที่ว่าหางของดาวหางมักจะชี้ออกไปจากดวงอาทิตย์เสมอ เบียร์มันน์ตั้งสมมติฐานว่าดวงอาทิตย์ปล่อยกระแสอนุภาคคงที่ซึ่งสร้างแรงกดดันต่อก๊าซที่อยู่รอบดาวหางจนกลายเป็นหางยาว

ในปี 1955 นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์โซเวียต S.K. Vsekhsvyatsky, G.M. Nikolsky, E.A. Ponomarev และ V.I. Cherednichenko แสดงให้เห็นว่าโคโรนาที่ขยายออกไปจะสูญเสียพลังงานผ่านการแผ่รังสีและสามารถอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกพลศาสตร์ได้เฉพาะเมื่อมีการกระจายพิเศษของแหล่งพลังงานภายในที่ทรงพลัง ในกรณีอื่นๆ จะต้องมีการไหลของสสารและพลังงาน กระบวนการนี้ทำหน้าที่เป็นพื้นฐานทางกายภาพสำหรับปรากฏการณ์สำคัญ - “โคโรนาแบบไดนามิก” ขนาดของการไหลของสสารถูกประมาณจากการพิจารณาต่อไปนี้: หากโคโรนาอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิตความสูงของบรรยากาศที่เป็นเนื้อเดียวกันของไฮโดรเจนและเหล็กจะอยู่ในอัตราส่วน 56/1 นั่นคือไอออนของเหล็กไม่ควรเป็น สังเกตได้ในโคโรนาอันห่างไกล แต่นั่นไม่เป็นความจริง เหล็กเรืองแสงไปทั่วโคโรนา โดย FeXIV สังเกตได้ในชั้นที่สูงกว่า FeX แม้ว่าอุณหภูมิจลน์จะต่ำกว่าก็ตาม แรงที่รักษาไอออนให้อยู่ในสถานะ "แขวนลอย" อาจเป็นแรงกระตุ้นที่ส่งผ่านระหว่างการชนโดยการไหลของโปรตอนจากน้อยไปหามากไปยังไอออนของเหล็ก จากสภาวะสมดุลของแรงเหล่านี้ จึงสามารถหาโปรตอนฟลักซ์ได้ง่าย ปรากฎว่าเป็นไปตามทฤษฎีอุทกพลศาสตร์ซึ่งต่อมาได้รับการยืนยันโดยการวัดโดยตรง ในปี 1955 นี่เป็นความสำเร็จครั้งสำคัญ แต่ไม่มีใครเชื่อใน "มงกุฎแบบไดนามิก" เลย

สามปีต่อมา ยูจีน ปาร์กเกอร์สรุปว่ากระแสร้อนจากดวงอาทิตย์ในแบบจำลองของแชปแมนและกระแสของอนุภาคที่พัดหางดาวหางออกไปตามสมมติฐานของเบียร์มันน์ นั้นเป็นปรากฏการณ์สองประการของปรากฏการณ์เดียวกันที่เขาเรียกว่า "ลมสุริยะ". ปาร์กเกอร์แสดงให้เห็นว่าแม้ว่าดวงอาทิตย์จะดึงดูดโคโรนาสุริยะอย่างรุนแรง แต่มันก็นำความร้อนได้ดีจนยังคงร้อนในระยะไกล เนื่องจากแรงดึงดูดของมันอ่อนลงตามระยะห่างจากดวงอาทิตย์ การไหลของสสารความเร็วเหนือเสียงออกสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์จึงเริ่มต้นจากโคโรนาตอนบน นอกจากนี้ ปาร์กเกอร์ยังเป็นคนแรกที่ชี้ให้เห็นว่าผลของแรงโน้มถ่วงที่อ่อนลงมีผลเช่นเดียวกันกับการไหลแบบอุทกพลศาสตร์เช่นเดียวกับหัวฉีดลาวาล โดยทำให้เกิดการเปลี่ยนแปลงของการไหลจากช่วงความเร็วเหนือเสียงไปเป็นช่วงความเร็วเหนือเสียง

ทฤษฎีของปาร์กเกอร์ถูกวิพากษ์วิจารณ์อย่างหนัก บทความที่ส่งไปยังวารสารแอสโตรฟิสิคัลเจอร์นัลในปี พ.ศ. 2501 ถูกผู้ตรวจสอบสองคนปฏิเสธ และต้องขอบคุณบรรณาธิการ สุบรามาเนียน จันทรเสกขาร์ ที่ทำให้บทความดังกล่าวปรากฏบนหน้าวารสาร

อย่างไรก็ตาม ในเดือนมกราคม พ.ศ. 2502 การวัดโดยตรงครั้งแรกของคุณลักษณะของลมสุริยะ (คอนสแตนติน กรินเกาซ, IKI RAS) ดำเนินการโดยยานลูน่า-1 ของโซเวียต โดยใช้เครื่องนับการเรืองแสงวาบและติดตั้งเครื่องตรวจจับไอออไนเซชันของก๊าซที่ติดตั้งไว้ สามปีต่อมา การวัดแบบเดียวกันนี้ดำเนินการโดย American Marcia Neugebauer โดยใช้ข้อมูลจากสถานี Mariner 2

อย่างไรก็ตาม ความเร่งของลมสู่ความเร็วสูงนั้นยังไม่เป็นที่เข้าใจ และไม่สามารถอธิบายได้จากทฤษฎีของปาร์เกอร์ แบบจำลองตัวเลขแรกของลมสุริยะในโคโรนาโดยใช้สมการอุทกพลศาสตร์แม่เหล็กถูกสร้างขึ้นโดย Pneumann และ Knopp ในปี 1971

ในช่วงปลายทศวรรษ 1990 โดยใช้เครื่องอัลตราไวโอเลตโคโรนัลสเปกโตรมิเตอร์ ( สเปกโตรมิเตอร์โคโรนาอัลตราไวโอเลต (UVCS) ) การสำรวจพื้นที่ที่มีลมสุริยะพัดเร็วเกิดขึ้นที่เสาสุริยะบนเรือ ปรากฎว่าความเร่งของลมนั้นมากกว่าที่คาดไว้มากโดยพิจารณาจากการขยายตัวทางอุณหพลศาสตร์ล้วนๆ แบบจำลองของปาร์เกอร์ทำนายว่าความเร็วลมจะกลายเป็นความเร็วเหนือเสียงที่ระดับความสูง 4 รัศมีสุริยะจากโฟโตสเฟียร์ และการสังเกตแสดงให้เห็นว่าการเปลี่ยนแปลงนี้เกิดขึ้นต่ำกว่าอย่างมีนัยสำคัญที่รัศมีประมาณ 1 สุริยะ ซึ่งยืนยันว่ามีกลไกเพิ่มเติมสำหรับการเร่งลมสุริยะ

ลักษณะเฉพาะ

แผ่นกระแสเฮลิโอสเฟียร์เป็นผลมาจากอิทธิพลของสนามแม่เหล็กหมุนของดวงอาทิตย์ที่มีต่อพลาสมาในลมสุริยะ

เนื่องจากลมสุริยะ ดวงอาทิตย์จึงสูญเสียสสารประมาณหนึ่งล้านตันต่อวินาที ลมสุริยะประกอบด้วยอิเล็กตรอน โปรตอน และนิวเคลียสฮีเลียม (อนุภาคอัลฟา) เป็นหลัก นิวเคลียสขององค์ประกอบอื่น ๆ และอนุภาคที่ไม่แตกตัวเป็นไอออน (เป็นกลางทางไฟฟ้า) มีอยู่ในปริมาณที่น้อยมาก

แม้ว่าลมสุริยะจะมาจากชั้นนอกของดวงอาทิตย์ แต่ก็ไม่ได้สะท้อนองค์ประกอบที่แท้จริงขององค์ประกอบในชั้นนี้ เนื่องจากผลของกระบวนการสร้างความแตกต่าง เนื้อหาขององค์ประกอบบางส่วนจะเพิ่มขึ้นและบางส่วนลดลง (เอฟเฟกต์ FIP)

ความรุนแรงของลมสุริยะขึ้นอยู่กับการเปลี่ยนแปลงของกิจกรรมสุริยะและแหล่งที่มา การสังเกตการณ์ระยะยาวในวงโคจรของโลก (ห่างจากดวงอาทิตย์ประมาณ 150 ล้านกิโลเมตร) แสดงให้เห็นว่าลมสุริยะมีโครงสร้างและมักจะแบ่งออกเป็นความสงบและความวุ่นวาย (ประปรายและเกิดขึ้นซ้ำ) กระแสสงบขึ้นอยู่กับความเร็ว แบ่งออกเป็น 2 ระดับ: ช้า(ประมาณ 300-500 กม./วินาที รอบวงโคจรโลก) และ เร็ว(500-800 กม./วินาที รอบวงโคจรโลก) บางครั้งลมที่อยู่นิ่งหมายถึงบริเวณของชั้นกระแสเฮลิโอสเฟียริกซึ่งแยกบริเวณที่มีขั้วต่างกันของสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์และในลักษณะของมันนั้นอยู่ใกล้กับลมที่พัดช้า

ลมสุริยะช้า

ลมสุริยะที่พัดช้าเกิดขึ้นจากส่วนที่ "เงียบ" ของโคโรนาสุริยะ (บริเวณของลำแสงโคโรนา) ในระหว่างการขยายตัวของแก๊สแบบไดนามิก ที่อุณหภูมิโคโรนาประมาณ 2 10 6 K โคโรนาไม่สามารถอยู่ในสภาพสมดุลอุทกสถิต และการขยายตัวนี้ภายใต้เงื่อนไขขอบเขตที่มีอยู่ ควรนำไปสู่การเร่งของสสารโคโรนาลจนถึงความเร็วเหนือเสียง การให้ความร้อนของโคโรนาสุริยะจนถึงอุณหภูมิดังกล่าวเกิดขึ้นเนื่องจากการพาความร้อนตามธรรมชาติของการถ่ายเทความร้อนในโฟโตสเฟียร์ของแสงอาทิตย์: การพัฒนาความปั่นป่วนของการพาความร้อนในพลาสมานั้นมาพร้อมกับการสร้างคลื่นแมกนีโทโซนิกที่รุนแรง ในทางกลับกันเมื่อแพร่กระจายไปในทิศทางที่ความหนาแน่นของบรรยากาศสุริยะลดลงคลื่นเสียงก็จะถูกเปลี่ยนเป็นคลื่นกระแทก คลื่นกระแทกจะถูกดูดซับอย่างมีประสิทธิภาพโดยสสารโคโรนาและให้ความร้อนที่อุณหภูมิ (1-3) 10 6 K

ลมสุริยะเร็ว

ลมสุริยะที่พัดเร็วซ้ำจะถูกปล่อยโดยดวงอาทิตย์เป็นเวลาหลายเดือนและมีระยะเวลากลับมาเมื่อสังเกตจากโลกเป็นเวลา 27 วัน (ระยะเวลาการหมุนรอบดวงอาทิตย์) กระแสเหล่านี้สัมพันธ์กับรูโคโรนา - บริเวณของโคโรนาที่มีอุณหภูมิค่อนข้างต่ำ (ประมาณ 0.8·10 6 K) ความหนาแน่นของพลาสมาลดลง (เพียงหนึ่งในสี่ของความหนาแน่นของบริเวณที่เงียบสงบของโคโรนา) และสนามแม่เหล็กในแนวรัศมีไปที่ ดวงอาทิตย์.

กระแสรบกวน

กระแสที่ถูกรบกวน ได้แก่ การปรากฏระหว่างดาวเคราะห์ของการดีดมวลโคโรนา (CME) เช่นเดียวกับบริเวณการบีบอัดที่ด้านหน้าของ CME ที่รวดเร็ว (เรียกว่า Sheath ในวรรณคดีอังกฤษ) และด้านหน้าของการไหลที่รวดเร็วจากรูโคโรนาล (เรียกว่า ขอบเขตปฏิสัมพันธ์ของ Corotating - CIR ในวรรณคดีอังกฤษ) . ประมาณครึ่งหนึ่งของการสังเกตการณ์ของยาน Sheath และ CIR อาจมีคลื่นกระแทกระหว่างดาวเคราะห์อยู่ข้างหน้า มันเป็นลมสุริยะประเภทที่ถูกรบกวนซึ่งสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์สามารถเบี่ยงเบนไปจากระนาบสุริยุปราคาได้และมีส่วนประกอบของสนามทางใต้ ซึ่งนำไปสู่ผลกระทบสภาพอากาศในอวกาศหลายประการ (กิจกรรมทางภูมิศาสตร์แม่เหล็ก รวมถึงพายุแม่เหล็ก) ก่อนหน้านี้คิดว่ากระแสลมสุริยะที่พัดกระปรี่กระเปร่ามีสาเหตุมาจากเปลวสุริยะ แต่กระแสลมสุริยะที่ไหลกระปรี่กระเปร่าขณะนี้เชื่อว่ามีสาเหตุมาจากการดีดตัวของโคโรนาล ในเวลาเดียวกัน ควรสังเกตว่าทั้งเปลวสุริยะและการปล่อยโคโรนามีความสัมพันธ์กับแหล่งพลังงานเดียวกันบนดวงอาทิตย์ และมีความสัมพันธ์ทางสถิติระหว่างสิ่งเหล่านั้น

ตามเวลาสังเกตของลมสุริยะขนาดใหญ่ต่างๆ การไหลที่เร็วและช้าคิดเป็นประมาณ 53% ชั้นกระแสเฮลิโอสเฟียร์ 6% CIR - 10% CME - 22% เปลือก - 9% และอัตราส่วนระหว่าง เวลาในการสังเกตประเภทต่างๆ จะแตกต่างกันอย่างมากในกิจกรรมของวัฏจักรสุริยะ

ปรากฏการณ์ที่เกิดจากลมสุริยะ

เนื่องจากพลาสมาลมสุริยะมีค่าการนำไฟฟ้าสูง สนามแม่เหล็กสุริยะจึงถูกแช่แข็งในกระแสลมที่ไหลออก และสังเกตพบได้ในสื่อระหว่างดาวเคราะห์ในรูปแบบของสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์

ลมสุริยะก่อตัวเป็นขอบเขตของเฮลิโอสเฟียร์ซึ่งช่วยป้องกันการเจาะเข้าไป สนามแม่เหล็กของลมสุริยะทำให้รังสีคอสมิกของกาแลคซีที่มาจากภายนอกอ่อนลงอย่างมาก การเพิ่มขึ้นของสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ในท้องถิ่นส่งผลให้รังสีคอสมิกลดลงในระยะสั้น Forbush ลดลง และการลดลงอย่างมากของสนามแม่เหล็กนำไปสู่การเพิ่มขึ้นในระยะยาว ดังนั้นในปี พ.ศ. 2552 ในช่วงระยะเวลาที่มีกิจกรรมสุริยะขั้นต่ำเป็นเวลานาน ความเข้มของการแผ่รังสีใกล้โลกจึงเพิ่มขึ้น 19% เมื่อเทียบกับค่าสูงสุดที่สังเกตได้ทั้งหมดก่อนหน้านี้

ลมสุริยะก่อให้เกิดปรากฏการณ์ในระบบสุริยะซึ่งมีสนามแม่เหล็ก เช่น สนามแม่เหล็ก ออโรรา และแถบรังสีของดาวเคราะห์



รูปที่ 1 เฮลิสเฟียร์

รูปที่ 2 เปลวสุริยะ

ลมสุริยะเป็นกระแสพลาสมาที่ต่อเนื่องจากแหล่งกำเนิดสุริยะ โดยแพร่กระจายในแนวรัศมีจากดวงอาทิตย์โดยประมาณ และเติมระบบสุริยะไปจนมีระยะห่างจากเฮลิโอเซนตริกประมาณ 100 AU พลังงานแสงอาทิตย์เกิดขึ้นระหว่างการขยายตัวแบบไดนามิกของก๊าซของโคโรนาสุริยะสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์

ลักษณะเฉลี่ยของลมสุริยะในวงโคจรของโลก: ความเร็ว 400 กม./วินาที ความหนาแน่นของโปรตอน - 6 ต่อ 1 อุณหภูมิโปรตอน 50,000 เคลวิน อุณหภูมิอิเล็กตรอน 150,000 เคลวิน ความแรงของสนามแม่เหล็ก 5 ทิศทาง กระแสลมสุริยะแบ่งได้เป็น 2 ประเภท คือ ช้า - ด้วยความเร็วประมาณ 300 กม./วินาที และกระแสลมเร็ว - ด้วยความเร็ว 600-700 กม./วินาที ลมสุริยะที่เกิดขึ้นเหนือบริเวณดวงอาทิตย์ที่มีทิศทางของสนามแม่เหล็กต่างกันก่อให้เกิดกระแสที่มีสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ที่มีทิศทางต่างกัน - ที่เรียกว่าโครงสร้างเซกเตอร์ของสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์

โครงสร้างเซกเตอร์ระหว่างดาวเคราะห์คือการแบ่งโครงสร้างขนาดใหญ่ที่สังเกตได้ของลมสุริยะออกเป็นเซกเตอร์จำนวนคู่โดยมีทิศทางที่แตกต่างกันขององค์ประกอบรัศมีของสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์

โดยเฉลี่ยแล้วลักษณะของลมสุริยะ (ความเร็ว อุณหภูมิ ความเข้มข้นของอนุภาค ฯลฯ) จะเปลี่ยนแปลงไปตามธรรมชาติในหน้าตัดของแต่ละส่วน ซึ่งสัมพันธ์กับการมีอยู่ของลมสุริยะที่ไหลอย่างรวดเร็วภายในส่วนนั้น ขอบเขตของเซกเตอร์ต่างๆ มักจะอยู่ภายในกระแสลมสุริยะที่ไหลช้าๆ โดยส่วนใหญ่ 2 หรือ 4 เซกเตอร์จะหมุนไปตามดวงอาทิตย์ โครงสร้างนี้เกิดขึ้นเมื่อลมสุริยะแผ่ขยายสนามแม่เหล็กโคโรนาขนาดใหญ่ สามารถสังเกตได้จากการโคจรรอบดวงอาทิตย์หลายครั้ง โครงสร้างเซกเตอร์เป็นผลมาจากการมีอยู่ของแผ่นกระแสไฟฟ้าในสื่อระหว่างดาวเคราะห์ซึ่งหมุนรอบตัวเองไปพร้อมกับดวงอาทิตย์ แผ่นปัจจุบันทำให้เกิดการกระโดดในสนามแม่เหล็ก: เหนือชั้นองค์ประกอบรัศมีของสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์มีสัญญาณหนึ่งอันด้านล่าง - อีกอันหนึ่ง แผ่นปัจจุบันอยู่ในระนาบของเส้นศูนย์สูตรสุริยะโดยประมาณและมีโครงสร้างแบบพับ การหมุนของดวงอาทิตย์ทำให้เกิดการบิดของชั้นปัจจุบันเป็นเกลียว (ที่เรียกว่า "เอฟเฟกต์นักบัลเล่ต์") เมื่ออยู่ใกล้ระนาบสุริยุปราคา ผู้สังเกตพบว่าตัวเองอยู่เหนือหรือใต้แผ่นปัจจุบัน เนื่องจากเขาพบว่าตัวเองอยู่ในภาคที่มีสัญญาณที่แตกต่างกันขององค์ประกอบรัศมีของสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์

เมื่อลมสุริยะพัดผ่านสิ่งกีดขวางที่สามารถเบี่ยงเบนลมสุริยะได้อย่างมีประสิทธิภาพ (สนามแม่เหล็กของดาวพุธ โลก ดาวพฤหัสบดี ดาวเสาร์ หรือไอโอโนสเฟียร์นำไฟฟ้าของดาวศุกร์ และที่เห็นได้ชัดคือดาวอังคาร) คลื่นกระแทกโค้งจะเกิดขึ้น ลมสุริยะพัดช้าลงและร้อนขึ้นที่ด้านหน้าของคลื่นกระแทก ซึ่งทำให้พัดผ่านสิ่งกีดขวางได้ ในเวลาเดียวกันโพรงจะเกิดขึ้นในลมสุริยะ - สนามแม่เหล็กรูปร่างและขนาดซึ่งถูกกำหนดโดยความสมดุลของความดันของสนามแม่เหล็กของดาวเคราะห์และความดันของการไหลของพลาสมาที่ไหล ความหนาของช็อคเวฟหน้าประมาณ 100 กม. ในกรณีของอันตรกิริยาของลมสุริยะกับวัตถุที่ไม่นำไฟฟ้า (ดวงจันทร์) จะไม่เกิดคลื่นกระแทก: พื้นผิวดูดซับการไหลของพลาสมา และด้านหลังลำตัวจะเกิดโพรงที่ค่อยๆ เต็มไปด้วยแสงอาทิตย์ พลาสมาลม

กระบวนการที่อยู่นิ่งของการไหลออกของพลาสมาโคโรนาถูกซ้อนทับด้วยกระบวนการที่ไม่อยู่กับที่ซึ่งเกี่ยวข้องกับเปลวสุริยะ ในช่วงที่เกิดเปลวสุริยะที่รุนแรง สสารจะถูกผลักออกจากบริเวณส่วนล่างของโคโรนาไปยังตัวกลางระหว่างดาวเคราะห์ นอกจากนี้ยังก่อให้เกิดคลื่นกระแทก ซึ่งจะค่อยๆ ลดความเร็วลงขณะเคลื่อนที่ผ่านพลาสมาของลมสุริยะ

การมาถึงของคลื่นกระแทกสู่โลกทำให้เกิดการบีบอัดสนามแม่เหล็ก หลังจากนั้นการพัฒนาพายุแม่เหล็กมักจะเริ่มต้นขึ้น

ลมสุริยะขยายออกไปเป็นระยะทางประมาณ 100 AU โดยที่ความดันของตัวกลางระหว่างดวงดาวจะรักษาสมดุลของแรงดันไดนามิกของลมสุริยะ ช่องที่ถูกลมสุริยะพัดพาไปในตัวกลางระหว่างดวงดาวจะก่อตัวเป็นเฮลิโอสเฟียร์ ลมสุริยะร่วมกับสนามแม่เหล็กที่แข็งตัวอยู่ภายใน ป้องกันการแทรกซึมของรังสีคอสมิกของกาแลคซีพลังงานต่ำเข้าสู่ระบบสุริยะ และนำไปสู่การแปรผันของรังสีคอสมิกพลังงานสูง

ปรากฏการณ์ที่คล้ายกับลมสุริยะได้ถูกค้นพบในดาวฤกษ์อื่นบางประเภท (ลมดาวฤกษ์)

การไหลของพลังงานของดวงอาทิตย์ซึ่งขับเคลื่อนโดยปฏิกิริยาแสนสาหัสที่ใจกลางดวงอาทิตย์ โชคดีที่มีความเสถียรอย่างมาก ไม่เหมือนดาวดวงอื่นๆ ส่วนใหญ่ ในที่สุดส่วนใหญ่จะถูกปล่อยออกมาจากชั้นผิวบางๆ ของดวงอาทิตย์ที่เรียกว่าโฟโตสเฟียร์ ในรูปของคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าในช่วงที่มองเห็นและอินฟราเรด ค่าคงที่พลังงานแสงอาทิตย์ (ปริมาณฟลักซ์พลังงานแสงอาทิตย์ในวงโคจรของโลก) คือ 1370 W/ คุณคงจินตนาการได้ว่าทุกๆ ตารางเมตรของพื้นผิวโลกมีพลังของกาต้มน้ำไฟฟ้าหนึ่งใบ เหนือโฟโตสเฟียร์คือโซลาร์โคโรนา ซึ่งเป็นโซนที่มองเห็นได้จากโลกเฉพาะในช่วงสุริยุปราคาเท่านั้น และเต็มไปด้วยพลาสมาร้อนและบริสุทธิ์ที่มีอุณหภูมิหลายล้านองศา

นี่คือเปลือกดวงอาทิตย์ที่ไม่เสถียรที่สุดซึ่งเป็นที่มาของการสำแดงหลักของกิจกรรมสุริยะที่ส่งผลกระทบต่อโลก โคโรนาของดวงอาทิตย์ที่มีรูปร่างหนาทึบแสดงให้เห็นโครงสร้างของสนามแม่เหล็ก ซึ่งเป็นกลุ่มพลาสมาเรืองแสงที่ทอดยาวตามแนวแรง พลาสมาร้อนที่ไหลจากโคโรนาก่อให้เกิดลมสุริยะ - การไหลของไอออน (ประกอบด้วยนิวเคลียสไฮโดรเจน - โปรตอน 96% และนิวเคลียสฮีเลียม 4% - อนุภาคอัลฟา) และอิเล็กตรอน เร่งเข้าสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์ด้วยความเร็ว 400-800 กม./วินาที .

ลมสุริยะแผ่ขยายและพาสนามแม่เหล็กสุริยะออกไป

สิ่งนี้เกิดขึ้นเนื่องจากพลังงานของการเคลื่อนที่โดยตรงของพลาสมาในโคโรนาด้านนอกมากกว่าพลังงานของสนามแม่เหล็ก และหลักการเยือกแข็งเข้าจะลากสนามไปด้านหลังพลาสมา การรวมกันของการไหลออกในแนวรัศมีกับการหมุนของดวงอาทิตย์ (และสนามแม่เหล็กนั้น "เกาะติด" กับพื้นผิว) นำไปสู่การก่อตัวของโครงสร้างเกลียวของสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ - ที่เรียกว่าเกลียวปาร์กเกอร์

ลมสุริยะและสนามแม่เหล็กเติมเต็มทั้งระบบสุริยะ ดังนั้นโลกและดาวเคราะห์อื่นๆ ทั้งหมดจึงตั้งอยู่ในโคโรนาของดวงอาทิตย์ ซึ่งไม่เพียงแต่ได้รับอิทธิพลจากรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าเท่านั้น แต่ยังรวมถึงลมสุริยะและสนามแม่เหล็กแสงอาทิตย์ด้วย

ในช่วงระยะเวลาที่มีกิจกรรมน้อยที่สุด การกำหนดค่าของสนามแม่เหล็กสุริยะจะอยู่ใกล้กับไดโพลและคล้ายกับรูปร่างของสนามแม่เหล็กโลก เมื่อกิจกรรมเข้าใกล้จุดสูงสุด โครงสร้างของสนามแม่เหล็กจึงมีความซับซ้อนมากขึ้นด้วยเหตุผลที่ไม่ชัดเจนทั้งหมด สมมติฐานที่สวยงามที่สุดข้อหนึ่งกล่าวว่าในขณะที่ดวงอาทิตย์หมุนรอบ สนามแม่เหล็กดูเหมือนจะพันรอบดวงอาทิตย์ และค่อยๆ ดิ่งลงใต้โฟโตสเฟียร์ เมื่อเวลาผ่านไป ในระหว่างวัฏจักรสุริยะ ฟลักซ์แม่เหล็กที่สะสมอยู่ใต้พื้นผิวจะมีขนาดใหญ่มากจนกลุ่มของเส้นสนามเริ่มถูกผลักออกไป

จุดทางออกของเส้นสนามก่อให้เกิดจุดบนโฟโตสเฟียร์และวงแม่เหล็กในโคโรนา ซึ่งมองเห็นได้เป็นพื้นที่ที่มีการเรืองแสงพลาสมาที่เพิ่มขึ้นในภาพรังสีเอกซ์ของดวงอาทิตย์ ขนาดของสนามภายในจุดดับดวงอาทิตย์อยู่ที่ 0.01 เทสลา ซึ่งมากกว่าสนามดวงอาทิตย์ที่เงียบสงบถึงร้อยเท่า

โดยสังหรณ์ใจแล้ว พลังงานของสนามแม่เหล็กสามารถสัมพันธ์กับความยาวและจำนวนเส้นสนามแม่เหล็กได้ ยิ่งพลังงานสูงเท่าไรก็ยิ่งมีมากขึ้นเท่านั้น เมื่อเข้าใกล้จุดสูงสุดของแสงอาทิตย์ พลังงานมหาศาลที่สะสมอยู่ในสนามจะเริ่มถูกปล่อยออกมาอย่างระเบิดเป็นระยะ ๆ ซึ่งใช้ในการเร่งและให้ความร้อนแก่อนุภาคของโคโรนาสุริยะ

การปะทุที่รุนแรงของรังสีแม่เหล็กไฟฟ้าคลื่นสั้นจากดวงอาทิตย์ที่มาพร้อมกับกระบวนการนี้เรียกว่าเปลวสุริยะ บนพื้นผิวโลก แสงแฟลร์จะถูกบันทึกในช่วงที่มองเห็นได้ โดยความสว่างเพิ่มขึ้นเล็กน้อยในแต่ละพื้นที่ของพื้นผิวสุริยะ

อย่างไรก็ตามการวัดครั้งแรกที่ดำเนินการบนยานอวกาศแสดงให้เห็นว่าผลกระทบที่เห็นได้ชัดเจนที่สุดของแสงแฟลร์คือการเพิ่มขึ้นอย่างมีนัยสำคัญ (มากถึงหลายร้อยเท่า) ในฟลักซ์ของรังสีเอกซ์จากแสงอาทิตย์และอนุภาคที่มีประจุไฟฟ้า - รังสีคอสมิกจากแสงอาทิตย์

ในช่วงแฟลร์บางแห่ง พลาสมาและสนามแม่เหล็กจำนวนมากจะถูกปล่อยออกสู่ลมสุริยะด้วย ซึ่งเรียกว่าเมฆแม่เหล็ก ซึ่งเริ่มขยายตัวอย่างรวดเร็วสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์ โดยคงรูปร่างของวงแม่เหล็กโดยที่ปลายวางอยู่บนดวงอาทิตย์

ความหนาแน่นของพลาสมาและขนาดของสนามแม่เหล็กภายในเมฆนั้นสูงกว่าค่าเวลาเงียบทั่วไปของพารามิเตอร์เหล่านี้ในลมสุริยะหลายสิบเท่า

แม้ว่าพลังงานจะปล่อยออกมาได้มากถึง 1,025 จูลในระหว่างที่เกิดเปลวเพลิงครั้งใหญ่ แต่การเพิ่มขึ้นของฟลักซ์พลังงานโดยรวมไปสู่ค่าสูงสุดของแสงอาทิตย์นั้นน้อยมาก โดยมีเพียง 0.1-0.2% เท่านั้น

ในปี 1957 ศาสตราจารย์อี. ปาร์กเกอร์แห่งมหาวิทยาลัยชิคาโกทำนายปรากฏการณ์นี้ในทางทฤษฎี ซึ่งเรียกว่า "ลมสุริยะ" การคาดการณ์นี้ใช้เวลาสองปีจึงจะได้รับการยืนยันโดยใช้เครื่องมือที่ติดตั้งบนยานอวกาศ Luna-2 และ Luna-3 ของโซเวียตโดยกลุ่มของ K.I. Gringauz ปรากฏการณ์นี้คืออะไร?

ลมสุริยะเป็นกระแสของก๊าซไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออนเต็มที่ ซึ่งมักเรียกว่าพลาสมาไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออนเต็มที่ เนื่องจากมีอิเล็กตรอนและโปรตอนมีความหนาแน่นเท่ากันโดยประมาณ (สภาวะเสมือนนิวตริลิตี) ซึ่งจะเร่งออกไปจากดวงอาทิตย์ ในบริเวณวงโคจรของโลก (ที่หน่วยดาราศาสตร์หนึ่งหรือ 1 AU จากดวงอาทิตย์) ความเร็วของมันถึงค่าเฉลี่ย V E » 400–500 กม./วินาที ที่อุณหภูมิโปรตอน T E » 100,000 K และอุณหภูมิอิเล็กตรอนสูงขึ้นเล็กน้อย ( ดัชนี “E” ในที่นี้และต่อไปนี้จะหมายถึงวงโคจรของโลก) ที่อุณหภูมิดังกล่าว ความเร็วจะสูงกว่าความเร็วเสียงอย่างมาก 1 AU นั่นคือ การไหลของลมสุริยะในบริเวณวงโคจรของโลกนั้นมีความเร็วเหนือเสียง (หรือความเร็วเหนือเสียง) ความเข้มข้นที่วัดได้ของโปรตอน (หรืออิเล็กตรอน) มีขนาดค่อนข้างเล็กและมีค่า n E » 10–20 อนุภาคต่อลูกบาศก์เซนติเมตร นอกจากโปรตอนและอิเล็กตรอนแล้ว อนุภาคอัลฟ่า (ตามลำดับหลายเปอร์เซ็นต์ของความเข้มข้นของโปรตอน) อนุภาคที่หนักกว่าจำนวนเล็กน้อยรวมถึงสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ถูกค้นพบในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ซึ่งเป็นค่าการเหนี่ยวนำเฉลี่ยที่เกิดขึ้น อยู่ในลำดับแกมมาหลายๆ แกมม่าในวงโคจรของโลก (1 กรัม = 10 –5 เกาส์)

การล่มสลายของแนวคิดเรื่องโคโรนาแสงอาทิตย์แบบคงที่

เชื่อกันมานานแล้วว่าบรรยากาศของดวงดาวทั้งหมดอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิตนั่นคือ อยู่ในสภาวะที่แรงดึงดูดแรงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์ดวงหนึ่งสมดุลกับแรงที่เกี่ยวข้องกับการไล่ระดับความดัน (การเปลี่ยนแปลงความดันในชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ในระยะไกล รจากใจกลางดวงดาว ในทางคณิตศาสตร์ สมดุลนี้แสดงเป็นสมการเชิงอนุพันธ์สามัญ

ที่ไหน ช– ค่าคงที่แรงโน้มถ่วง ม* - มวลของดาวฤกษ์ พีและ r คือความดันและความหนาแน่นของมวลที่ระยะหนึ่ง รจากดวงดาว การแสดงความหนาแน่นของมวลจากสมการสถานะสำหรับก๊าซในอุดมคติ

ร= อาร์ RT

ผ่านความดันและอุณหภูมิและรวมสมการผลลัพธ์เข้าด้วยกันเราจะได้สูตรที่เรียกว่าบรรยากาศ ( ร– ค่าคงที่ของก๊าซ) ซึ่งในกรณีเฉพาะของอุณหภูมิคงที่ ตดูเหมือน

ที่ไหน พี 0 – หมายถึงความดันที่ฐานบรรยากาศของดาวฤกษ์ (ที่ ร = ร 0) เนื่องจากก่อนงานของ Parker เชื่อกันว่าบรรยากาศสุริยะเช่นเดียวกับบรรยากาศของดาวฤกษ์อื่น ๆ อยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิต สถานะของมันถูกกำหนดโดยสูตรที่คล้ายกัน เมื่อคำนึงถึงปรากฏการณ์ที่ผิดปกติและยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างสมบูรณ์ของอุณหภูมิที่เพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วจากประมาณ 10,000 เคลวินบนพื้นผิวดวงอาทิตย์เป็น 1,000,000 เคลวินในโคโรนาสุริยะ เอส. แชปแมนได้พัฒนาทฤษฎีของโคโรนาสุริยะคงที่ ซึ่งสันนิษฐานว่า เพื่อเปลี่ยนผ่านไปสู่สสารระหว่างดวงดาวในท้องถิ่นที่อยู่รอบระบบสุริยะได้อย่างราบรื่น ตามแนวคิดของเอส. แชปแมน โลกซึ่งโคจรรอบดวงอาทิตย์นั้นจมอยู่ในโคโรนาสุริยะที่คงที่ นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์แบ่งปันมุมมองนี้มาเป็นเวลานาน

Parker จัดการกับแนวคิดที่เป็นที่ยอมรับแล้วเหล่านี้ เขาดึงความสนใจไปที่ความจริงที่ว่าความกดดันที่ไม่มีที่สิ้นสุด (ที่ ร® Ґ) ซึ่งได้มาจากสูตรบรรยากาศ มีขนาดมากกว่าความดันที่ยอมรับได้ในขณะนั้นสำหรับสื่อระหว่างดวงดาวในท้องถิ่นเกือบ 10 เท่า เพื่อขจัดความคลาดเคลื่อนนี้ อี. ปาร์กเกอร์แนะนำว่าโคโรนาสุริยะไม่สามารถอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิตได้ แต่จะต้องขยายออกไปสู่สสารระหว่างดาวเคราะห์ที่อยู่รอบดวงอาทิตย์อย่างต่อเนื่อง กล่าวคือ ความเร็วในแนวรัศมี วีแสงอาทิตย์โคโรนาไม่เป็นศูนย์ ยิ่งไปกว่านั้น แทนที่จะใช้สมการของสมดุลอุทกสถิต เขาเสนอให้ใช้สมการการเคลื่อนที่ของรูปแบบอุทกพลศาสตร์ โดยที่ ม E คือมวลของดวงอาทิตย์

สำหรับการกระจายอุณหภูมิที่กำหนด ตเป็นฟังก์ชันของระยะห่างจากดวงอาทิตย์ โดยแก้สมการนี้โดยใช้สูตรความกดอากาศและสมการการอนุรักษ์มวลในรูปแบบ

สามารถตีความได้ว่าเป็นลมสุริยะและแม่นยำด้วยความช่วยเหลือของวิธีแก้ปัญหานี้ด้วยการเปลี่ยนจากการไหลแบบเปรี้ยงปร้าง (ที่ ร r *) ถึงความเร็วเหนือเสียง (at ร > ร*) สามารถปรับแรงดันได้ รด้วยแรงกดดันในตัวกลางระหว่างดาวในท้องถิ่น ดังนั้นจึงเป็นวิธีแก้ปัญหานี้ที่เรียกว่าลมสุริยะที่ดำเนินการในธรรมชาติ

การวัดโดยตรงครั้งแรกของพารามิเตอร์ของพลาสมาระหว่างดาวเคราะห์ซึ่งดำเนินการกับยานอวกาศลำแรกที่เข้าสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์ยืนยันความถูกต้องของความคิดของ Parker เกี่ยวกับการมีอยู่ของลมสุริยะความเร็วเหนือเสียงและปรากฎว่าอยู่ในขอบเขตวงโคจรของโลกแล้ว ความเร็วของลมสุริยะนั้นเกินกว่าความเร็วของเสียงอย่างมาก ตั้งแต่นั้นมา ไม่ต้องสงสัยเลยว่าแนวคิดของแชปแมนเกี่ยวกับสมดุลอุทกสถิตของบรรยากาศสุริยะนั้นผิดพลาด และโคโรนาสุริยะก็ขยายตัวอย่างต่อเนื่องด้วยความเร็วเหนือเสียงสู่อวกาศระหว่างดาวเคราะห์ ในเวลาต่อมา การสำรวจทางดาราศาสตร์พบว่าดาวฤกษ์อื่นๆ อีกจำนวนมากมี "ลมดาวฤกษ์" คล้ายกับลมสุริยะ

แม้ว่าลมสุริยะจะถูกทำนายในทางทฤษฎีตามแบบจำลองอุทกพลศาสตร์แบบสมมาตรทรงกลม แต่ปรากฏการณ์นี้ก็มีความซับซ้อนมากขึ้น

รูปแบบที่แท้จริงของการเคลื่อนที่ของลมสุริยะคืออะไร?เป็นเวลานานที่ลมสุริยะถือเป็นทรงกลมสมมาตรเช่น เป็นอิสระจากละติจูดและลองจิจูดของดวงอาทิตย์ นับตั้งแต่ยานอวกาศก่อนปี 1990 เมื่อยานอวกาศยูลิสซิสเปิดตัว ส่วนใหญ่จะบินในระนาบสุริยุปราคา การวัดบนยานอวกาศดังกล่าวทำให้มีการกระจายพารามิเตอร์ลมสุริยะในระนาบนี้เท่านั้น การคำนวณจากการสังเกตการโก่งตัวของหางดาวหางบ่งชี้ความเป็นอิสระโดยประมาณของพารามิเตอร์ลมสุริยะจากละติจูดสุริยะ อย่างไรก็ตาม ข้อสรุปจากการสังเกตดาวหางยังไม่น่าเชื่อถือเพียงพอ เนื่องจากความยากลำบากในการตีความการสังเกตเหล่านี้ แม้ว่าการพึ่งพาตามยาวของพารามิเตอร์ลมสุริยะจะถูกวัดโดยเครื่องมือที่ติดตั้งบนยานอวกาศ แต่ก็ไม่มีนัยสำคัญและสัมพันธ์กับสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ที่กำเนิดจากแสงอาทิตย์ หรือกับกระบวนการที่ไม่อยู่กับที่ในระยะสั้นบนดวงอาทิตย์ (ส่วนใหญ่มีเปลวสุริยะ) .

การวัดพารามิเตอร์พลาสมาและสนามแม่เหล็กในระนาบสุริยุปราคาแสดงให้เห็นว่าสิ่งที่เรียกว่าโครงสร้างเซกเตอร์ที่มีพารามิเตอร์ที่แตกต่างกันของลมสุริยะและทิศทางที่แตกต่างกันของสนามแม่เหล็กสามารถดำรงอยู่ในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ได้ โครงสร้างดังกล่าวหมุนไปตามดวงอาทิตย์และระบุอย่างชัดเจนว่าเป็นผลมาจากโครงสร้างที่คล้ายกันในชั้นบรรยากาศสุริยะ ซึ่งพารามิเตอร์นั้นขึ้นอยู่กับลองจิจูดของดวงอาทิตย์ โครงสร้างสี่ส่วนเชิงคุณภาพแสดงไว้ในรูปที่ 1 1.

ในเวลาเดียวกัน กล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินจะตรวจจับสนามแม่เหล็กทั่วไปบนพื้นผิวดวงอาทิตย์ ค่าเฉลี่ยของมันประมาณไว้ที่ 1 G แม้ว่าในการก่อตัวของแสงแต่ละลักษณะ เช่น ในจุดดับดวงอาทิตย์ สนามแม่เหล็กอาจมีขนาดมากกว่าก็ตาม เนื่องจากพลาสมาเป็นตัวนำไฟฟ้าที่ดี สนามแม่เหล็กสุริยะจึงมีปฏิกิริยาโต้ตอบกับลมสุริยะเนื่องจากมีลักษณะของแรงเคลื่อนตัวแบบพอนด์โรโมทีฟ เจ ґ บี. แรงนี้มีน้อยในทิศทางแนวรัศมี กล่าวคือ แทบไม่มีผลกระทบต่อการกระจายตัวขององค์ประกอบในแนวรัศมีของลมสุริยะ แต่การฉายภาพไปยังทิศทางที่ตั้งฉากกับทิศทางในแนวรัศมีทำให้เกิดลักษณะขององค์ประกอบความเร็วในแนวสัมผัสในลมสุริยะ แม้ว่าส่วนประกอบนี้จะมีขนาดเล็กกว่ารัศมีเกือบสองเท่า แต่ก็มีบทบาทสำคัญในการกำจัดโมเมนตัมเชิงมุมออกจากดวงอาทิตย์ นักดาราศาสตร์ฟิสิกส์แนะนำว่าเหตุการณ์หลังนี้อาจมีบทบาทสำคัญในวิวัฒนาการไม่เพียงแต่ดวงอาทิตย์เท่านั้น แต่ยังรวมไปถึงดาวฤกษ์อื่นๆ ที่มีการตรวจพบลมดาวฤกษ์ด้วย โดยเฉพาะอย่างยิ่ง เพื่ออธิบายการลดลงอย่างรวดเร็วของความเร็วเชิงมุมของดาวฤกษ์ในชั้นสเปกตรัมตอนปลาย สมมติฐานที่ว่าพวกมันถ่ายโอนโมเมนตัมการหมุนไปยังดาวเคราะห์ที่ก่อตัวรอบๆ พวกมันมักถูกอ้างถึง กลไกที่พิจารณาสำหรับการสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมของดวงอาทิตย์โดยการไหลของพลาสมาจากนั้นต่อหน้าสนามแม่เหล็กจะเปิดโอกาสให้แก้ไขสมมติฐานนี้

การวัดสนามแม่เหล็กเฉลี่ยไม่เพียงแต่ในพื้นที่วงโคจรของโลกเท่านั้น แต่ยังรวมถึงระยะทางเฮลิโอเซนตริกขนาดใหญ่ด้วย (เช่น บนยานอวกาศโวเอเจอร์ 1 และ 2 และยานอวกาศไพโอเนียร์ 10 และ 11) แสดงให้เห็นว่าในระนาบสุริยุปราคา เกือบจะประจวบกับ ระนาบของเส้นศูนย์สูตรสุริยะ ขนาดและทิศทางอธิบายไว้อย่างดีในสูตร

ได้รับจากปาร์คเกอร์ ในสูตรเหล่านี้ซึ่งอธิบายสิ่งที่เรียกว่าเกลียวปาร์เกอเรียนของอาร์คิมิดีสคือปริมาณ บีร, บี j – ส่วนประกอบในแนวรัศมีและอะซิมุธาลของเวกเตอร์การเหนี่ยวนำแม่เหล็ก ตามลำดับ W – ความเร็วเชิงมุมของการหมุนของดวงอาทิตย์ วี– องค์ประกอบรัศมีของลมสุริยะ ดัชนี “0” หมายถึงจุดของโคโรนาสุริยะซึ่งทราบขนาดของสนามแม่เหล็ก

องค์การอวกาศยุโรปปล่อยยานอวกาศยูลิสซิสในเดือนตุลาคม พ.ศ. 2533 ซึ่งคำนวณวิถีโคจรเพื่อให้โคจรรอบดวงอาทิตย์ในระนาบตั้งฉากกับระนาบสุริยุปราคา ได้เปลี่ยนความคิดที่ว่าลมสุริยะมีความสมมาตรเป็นทรงกลมโดยสิ้นเชิง ในรูป รูปที่ 2 แสดงการกระจายความเร็วในแนวรัศมีและความหนาแน่นของโปรตอนลมสุริยะที่วัดบนยานอวกาศยูลิสซิสโดยคำนวณจากละติจูดสุริยะ

รูปนี้แสดงให้เห็นการพึ่งพาละติจูดอย่างมากของพารามิเตอร์ลมสุริยะ ปรากฎว่าความเร็วของลมสุริยะเพิ่มขึ้น และความหนาแน่นของโปรตอนลดลงตามละติจูดเฮลิโอกราฟิก และถ้าในระนาบสุริยวิถี ความเร็วแนวรัศมีโดยเฉลี่ยอยู่ที่ ~ 450 กม./วินาที และความหนาแน่นของโปรตอนอยู่ที่ ~15 ซม.–3 ดังนั้น ที่ละติจูดดวงอาทิตย์ 75° ค่าเหล่านี้จะอยู่ที่ ~700 กม./วินาที และ ~5 ซม.–3 ตามลำดับ การพึ่งพาพารามิเตอร์ลมสุริยะบนละติจูดจะเด่นชัดน้อยลงในช่วงที่มีกิจกรรมสุริยะน้อยที่สุด

กระบวนการไม่คงที่ในลมสุริยะ

แบบจำลองที่เสนอโดย Parker สันนิษฐานว่าสมมาตรทรงกลมของลมสุริยะและความเป็นอิสระของพารามิเตอร์ตามเวลา (ความคงที่ของปรากฏการณ์ที่อยู่ระหว่างการพิจารณา) อย่างไรก็ตาม กระบวนการที่เกิดขึ้นบนดวงอาทิตย์โดยทั่วไปนั้นไม่นิ่ง ดังนั้นลมสุริยะจึงไม่นิ่ง เวลาที่เป็นลักษณะเฉพาะของการเปลี่ยนแปลงพารามิเตอร์จะมีขนาดที่แตกต่างกันมาก โดยเฉพาะอย่างยิ่ง มีการเปลี่ยนแปลงในพารามิเตอร์ลมสุริยะที่เกี่ยวข้องกับวัฏจักร 11 ปีของกิจกรรมสุริยะ ในรูป รูปที่ 3 แสดงความดันไดนามิกเฉลี่ย (มากกว่า 300 วัน) ของลมสุริยะที่วัดโดยใช้ยานอวกาศ IMP-8 และ Voyager-2 (r วี 2) ในพื้นที่วงโคจรของโลก (ที่ 1 AU) ในช่วงวัฏจักรสุริยะ 11 ปีของกิจกรรมสุริยะ (ส่วนบนของรูป) ที่ด้านล่างของรูปที่. รูปที่ 3 แสดงการเปลี่ยนแปลงจำนวนจุดดับในช่วงเวลาระหว่างปี 1978 ถึง 1991 (จำนวนสูงสุดสอดคล้องกับกิจกรรมบนดวงอาทิตย์สูงสุด) จะเห็นได้ว่าพารามิเตอร์ของลมสุริยะเปลี่ยนแปลงอย่างมีนัยสำคัญในช่วงเวลาประมาณ 11 ปี ในเวลาเดียวกัน การตรวจวัดบนยานอวกาศยูลิสซิสแสดงให้เห็นว่าการเปลี่ยนแปลงดังกล่าวเกิดขึ้นไม่เพียงแต่ในระนาบสุริยุปราคาเท่านั้น แต่ยังเกิดขึ้นที่ละติจูดเฮลิโอกราฟีอื่นๆ ด้วย (ที่ขั้วความดันไดนามิกของลมสุริยะจะสูงกว่าที่เส้นศูนย์สูตรเล็กน้อย)

การเปลี่ยนแปลงพารามิเตอร์ลมสุริยะสามารถเกิดขึ้นได้ในช่วงเวลาที่เล็กกว่ามาก ตัวอย่างเช่น แสงแฟลร์บนดวงอาทิตย์และอัตราการไหลของพลาสมาที่แตกต่างกันจากบริเวณต่างๆ ของโคโรนาสุริยะทำให้เกิดการก่อตัวของคลื่นกระแทกระหว่างดาวเคราะห์ในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ ซึ่งมีลักษณะพิเศษคือการกระโดดอย่างรวดเร็วในด้านความเร็ว ความหนาแน่น ความดัน และอุณหภูมิ กลไกการก่อตัวของพวกมันจะแสดงในเชิงคุณภาพในรูปที่ 1 4. เมื่อก๊าซใด ๆ ไหลอย่างรวดเร็ว (เช่นโซลาร์พลาสมา) ตามมาด้วยก๊าซที่ช้ากว่าช่องว่างโดยพลการในพารามิเตอร์ของก๊าซจะปรากฏขึ้นที่จุดที่สัมผัสกันซึ่งกฎการอนุรักษ์มวลโมเมนตัม และพลังงานไม่พึงพอใจ ความต่อเนื่องดังกล่าวไม่สามารถดำรงอยู่ในธรรมชาติได้ และแยกออกเป็นสองคลื่นกระแทก (กฎการอนุรักษ์มวล โมเมนตัม และพลังงานซึ่งนำไปสู่สิ่งที่เรียกว่าความสัมพันธ์ฮิวโกเนียต) และความไม่ต่อเนื่องในวงสัมผัส (กฎการอนุรักษ์เดียวกันนี้นำไปสู่ โดยข้อเท็จจริงที่ว่าความดันและองค์ประกอบความเร็วปกติจะต้องต่อเนื่องกัน) ในรูป 4 กระบวนการนี้แสดงในรูปแบบที่เรียบง่ายของแสงแฟลร์ที่สมมาตรเป็นทรงกลม ควรสังเกตว่าโครงสร้างดังกล่าวซึ่งประกอบด้วยคลื่นกระแทกไปข้างหน้า ความไม่ต่อเนื่องในวงสัมผัส และคลื่นกระแทกที่สอง (การกระแทกแบบย้อนกลับ) เคลื่อนที่จากดวงอาทิตย์ในลักษณะที่แรงกระแทกไปข้างหน้าเคลื่อนที่ด้วยความเร็วที่มากกว่าความเร็วของ ลมสุริยะ การกระแทกแบบย้อนกลับจะเคลื่อนที่จากดวงอาทิตย์ด้วยความเร็วที่ต่ำกว่าความเร็วลมสุริยะเล็กน้อย และความเร็วของความไม่ต่อเนื่องในวงสัมผัสจะเท่ากับความเร็วของลมสุริยะ โครงสร้างดังกล่าวมักถูกบันทึกโดยเครื่องมือที่ติดตั้งบนยานอวกาศ

เรื่อง การเปลี่ยนแปลงค่าพารามิเตอร์ลมสุริยะตามระยะห่างจากดวงอาทิตย์

การเปลี่ยนแปลงของความเร็วลมสุริยะตามระยะห่างจากดวงอาทิตย์ถูกกำหนดโดยแรงสองแรง: แรงโน้มถ่วงของดวงอาทิตย์และแรงที่เกี่ยวข้องกับการเปลี่ยนแปลงของความดัน (การไล่ระดับความดัน) เนื่องจากแรงโน้มถ่วงลดลงตามกำลังสองของระยะห่างจากดวงอาทิตย์ อิทธิพลของมันจึงไม่มีนัยสำคัญที่ระยะห่างจากเฮลิโอเซนตริกขนาดใหญ่ การคำนวณแสดงให้เห็นว่าอิทธิพลของมันในวงโคจรของโลกอยู่แล้ว เช่นเดียวกับอิทธิพลของการไล่ระดับความดันนั้นสามารถละเลยได้ ดังนั้นความเร็วของลมสุริยะจึงถือว่าเกือบคงที่ ยิ่งไปกว่านั้น มันเกินความเร็วของเสียงอย่างมาก (การไหลแบบไฮเปอร์โซนิก) จากนั้นจากสมการอุทกพลศาสตร์ข้างต้นสำหรับโคโรนาสุริยะ จะตามมาว่าความหนาแน่น r ลดลงเป็น 1/ ร 2. ยานอวกาศโวเอเจอร์ 1 และ 2 ของอเมริกา ไพโอเนียร์ 10 และ 11 เปิดตัวในช่วงกลางทศวรรษ 1970 และปัจจุบันอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์หลายสิบหน่วยทางดาราศาสตร์ ได้ยืนยันแนวคิดเหล่านี้เกี่ยวกับพารามิเตอร์ของลมสุริยะ พวกเขายังยืนยันเกลียว Parker Archimedes ที่คาดการณ์ไว้ตามทฤษฎีสำหรับสนามแม่เหล็กระหว่างดาวเคราะห์ด้วย อย่างไรก็ตาม อุณหภูมิไม่เป็นไปตามกฎการทำความเย็นแบบอะเดียแบติกเมื่อโคโรนาสุริยะขยายตัว เมื่ออยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เป็นระยะทางไกลมาก ลมสุริยะก็มีแนวโน้มที่จะอุ่นขึ้นด้วยซ้ำ การให้ความร้อนดังกล่าวอาจเกิดจากสาเหตุสองประการ ได้แก่ การสูญเสียพลังงานที่เกี่ยวข้องกับความปั่นป่วนของพลาสมา และอิทธิพลของอะตอมไฮโดรเจนที่เป็นกลางที่แทรกซึมเข้าไปในลมสุริยะจากตัวกลางระหว่างดวงดาวที่อยู่รอบระบบสุริยะ เหตุผลที่สองยังนำไปสู่การเบรกลมสุริยะที่ระยะเฮลิโอเซนตริกขนาดใหญ่ ซึ่งตรวจพบบนยานอวกาศดังกล่าวข้างต้น

บทสรุป.

ดังนั้นลมสุริยะจึงเป็นปรากฏการณ์ทางกายภาพที่ไม่เพียงแต่มีความสนใจทางวิชาการเท่านั้นที่เกี่ยวข้องกับการศึกษากระบวนการในพลาสมาที่อยู่ในสภาพธรรมชาติของอวกาศ แต่ยังเป็นปัจจัยที่ต้องนำมาพิจารณาเมื่อศึกษากระบวนการที่เกิดขึ้นใน ใกล้โลกเนื่องจากกระบวนการเหล่านี้มีอิทธิพลต่อชีวิตของเราไม่ทางใดก็ทางหนึ่ง โดยเฉพาะอย่างยิ่ง ลมสุริยะความเร็วสูงที่ไหลรอบสนามแม่เหล็กโลกส่งผลต่อโครงสร้างของมัน และกระบวนการที่ไม่อยู่กับที่บนดวงอาทิตย์ (เช่น แสงแฟลร์) สามารถนำไปสู่พายุแม่เหล็กที่รบกวนการสื่อสารทางวิทยุและส่งผลต่อความเป็นอยู่ที่ดีของสภาพอากาศ คนที่ละเอียดอ่อน เนื่องจากลมสุริยะมีต้นกำเนิดในโคโรนาแสงอาทิตย์ คุณสมบัติของลมในบริเวณวงโคจรของโลกจึงเป็นตัวบ่งชี้ที่ดีสำหรับการศึกษาการเชื่อมต่อระหว่างแสงอาทิตย์กับพื้นดินซึ่งมีความสำคัญต่อกิจกรรมของมนุษย์ในทางปฏิบัติ อย่างไรก็ตาม นี่เป็นอีกงานวิจัยทางวิทยาศาสตร์ที่เราจะไม่กล่าวถึงในบทความนี้

วลาดิมีร์ บารานอฟ

V.B. Baranov มหาวิทยาลัยแห่งรัฐมอสโก เอ็มวี โลโมโนซอฟ

บทความนี้จะตรวจสอบปัญหาการขยายตัวเหนือเสียงของโคโรนาสุริยะ (ลมสุริยะ) มีการวิเคราะห์ปัญหาหลักสี่ประการ: 1) สาเหตุของการไหลของพลาสมาจากโคโรนาแสงอาทิตย์; 2) เป็นการไหลออกที่เป็นเนื้อเดียวกัน 3) การเปลี่ยนแปลงของพารามิเตอร์ลมสุริยะตามระยะห่างจากดวงอาทิตย์ และ 4) วิธีที่ลมสุริยะไหลเข้าสู่ตัวกลางระหว่างดวงดาว

การแนะนำ

เกือบ 40 ปีผ่านไปนับตั้งแต่นักฟิสิกส์ชาวอเมริกัน อี. ปาร์กเกอร์ ทำนายปรากฏการณ์นี้ในทางทฤษฎี ซึ่งเรียกว่า "ลมสุริยะ" และอีกสองสามปีต่อมาได้รับการยืนยันการทดลองโดยกลุ่มนักวิทยาศาสตร์โซเวียต เค. กรินเกาส์ โดยใช้เครื่องมือที่ติดตั้งบน ยานอวกาศลูน่า 2" และ "ลูน่า-3" ลมสุริยะคือการไหลของพลาสมาไฮโดรเจนที่แตกตัวเป็นไอออนอย่างสมบูรณ์ ซึ่งก็คือก๊าซที่ประกอบด้วยอิเล็กตรอนและโปรตอนซึ่งมีความหนาแน่นเท่ากันโดยประมาณ (สภาวะกึ่งเป็นกลาง) ซึ่งเคลื่อนที่จากดวงอาทิตย์ด้วยความเร็วเหนือเสียงสูง ในวงโคจรของโลก (หนึ่งหน่วยดาราศาสตร์ (AU) จากดวงอาทิตย์) ความเร็ว VE ของการไหลนี้จะอยู่ที่ประมาณ 400-500 กม./วินาที ความเข้มข้นของโปรตอน (หรืออิเล็กตรอน) ne = 10-20 อนุภาคต่อลูกบาศก์เซนติเมตร และ อุณหภูมิ Te เท่ากับประมาณ 100,000 K (อุณหภูมิอิเล็กตรอนสูงขึ้นเล็กน้อย)

นอกจากอิเล็กตรอนและโปรตอนแล้ว อนุภาคอัลฟ่า (ตามลำดับหลายเปอร์เซ็นต์) อนุภาคที่หนักกว่าจำนวนเล็กน้อย เช่นเดียวกับสนามแม่เหล็ก ค่าการเหนี่ยวนำเฉลี่ยซึ่งกลายเป็นลำดับของแกมมาหลายตัวในโลก วงโคจรถูกค้นพบในอวกาศระหว่างดาวเคราะห์ (1

= 10-5 ก.)

ประวัติเล็กน้อยที่เกี่ยวข้องกับการทำนายลมสุริยะทางทฤษฎี

ในช่วงประวัติศาสตร์ดาราศาสตร์ฟิสิกส์เชิงทฤษฎีที่มีมาไม่นานนัก เชื่อกันว่าบรรยากาศของดาวฤกษ์ทั้งหมดอยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิต กล่าวคือ อยู่ในสภาวะที่แรงดึงโน้มถ่วงของดาวฤกษ์มีความสมดุลด้วยแรงที่เกี่ยวข้องกับการไล่ระดับความดันในชั้นบรรยากาศ (กับ การเปลี่ยนแปลงของความดันต่อหน่วยระยะทาง r จากดาวฤกษ์ที่อยู่ตรงกลาง) ในทางคณิตศาสตร์ สมดุลนี้แสดงเป็นสมการเชิงอนุพันธ์สามัญ

โดยที่ R คือค่าคงที่ของก๊าซ จึงได้สูตรที่เรียกว่าสูตรความกดอากาศได้ง่าย ซึ่งในกรณีเฉพาะของอุณหภูมิคงที่ T จะมีรูปแบบ

(3)

ในสูตร (3) ค่า p0 แสดงถึงความดันที่ฐานบรรยากาศของดาวฤกษ์ (ที่ r = r0) จากสูตรนี้ชัดเจนว่าสำหรับ r

กล่าวคือ ที่ระยะห่างจากดาวฤกษ์มาก ความดัน p มีแนวโน้มที่จะมีขีดจำกัดซึ่งขึ้นอยู่กับค่าของความดัน p0

เนื่องจากเชื่อกันว่าบรรยากาศสุริยะก็เหมือนกับบรรยากาศของดาวฤกษ์อื่นๆ ที่อยู่ในสภาวะสมดุลอุทกสถิต สถานะของมันจึงถูกกำหนดโดยสูตรที่คล้ายกับสูตร (1), (2), (3) เมื่อพิจารณาถึงปรากฏการณ์ที่ผิดปกติและยังไม่เป็นที่เข้าใจอย่างสมบูรณ์ของอุณหภูมิที่เพิ่มขึ้นอย่างรวดเร็วจากประมาณ 10,000 องศาบนพื้นผิวดวงอาทิตย์เป็น 1,000,000 องศาในโคโรนาสุริยะ แชปแมน (ดูตัวอย่าง) ได้พัฒนาทฤษฎีของโคโรนาแสงอาทิตย์แบบคงที่ ซึ่งควรจะเปลี่ยนผ่านไปสู่สสารระหว่างดวงดาวที่อยู่รอบระบบสุริยะได้อย่างราบรื่น

อย่างไรก็ตาม ในงานบุกเบิกของเขา ปาร์กเกอร์ดึงความสนใจไปที่ข้อเท็จจริงที่ว่าความดันที่อนันต์ซึ่งได้จากสูตรเช่น (3) สำหรับโคโรนาแสงอาทิตย์แบบคงที่ กลายเป็นลำดับความสำคัญที่เกือบจะมากกว่าค่าความดันที่ประมาณไว้ สำหรับก๊าซระหว่างดวงดาวจากการสังเกต เพื่อแก้ไขความคลาดเคลื่อนนี้ ปาร์กเกอร์เสนอว่าโคโรนาสุริยะไม่อยู่ในสภาวะสมดุลคงที่ แต่กำลังขยายตัวอย่างต่อเนื่องเข้าสู่มวลระหว่างดาวเคราะห์รอบดวงอาทิตย์ ยิ่งไปกว่านั้น แทนที่จะใช้สมการสมดุล (1) เขาเสนอให้ใช้สมการอุทกพลศาสตร์ของการเคลื่อนที่ของรูปแบบ

(4)

โดยที่ในระบบพิกัดที่เกี่ยวข้องกับดวงอาทิตย์ ค่า V แสดงถึงความเร็วในแนวรัศมีของพลาสมา ภายใต้

หมายถึงมวลของดวงอาทิตย์

สำหรับการกระจายอุณหภูมิ T ระบบสมการ (2) และ (4) จะมีคำตอบประเภทที่แสดงในรูปที่ 1. ในรูปนี้ a หมายถึงความเร็วของเสียง และ r* คือระยะห่างจากจุดกำเนิดที่ความเร็วของก๊าซเท่ากับความเร็วของเสียง (V = a) แน่นอนว่ามีเพียงเส้นโค้ง 1 และ 2 ในรูปเท่านั้น 1 มีความหมายทางกายภาพสำหรับปัญหาก๊าซไหลออกจากดวงอาทิตย์ เนื่องจากเส้นโค้ง 3 และ 4 มีค่าความเร็วไม่ซ้ำกันในแต่ละจุด และเส้นโค้ง 5 และ 6 สอดคล้องกับความเร็วที่สูงมากในบรรยากาศสุริยะซึ่งไม่ใช่ สังเกตได้จากกล้องโทรทรรศน์ ปาร์กเกอร์วิเคราะห์สภาวะที่สารละลายสอดคล้องกับเส้นโค้ง 1 เกิดขึ้นตามธรรมชาติ เขาแสดงให้เห็นว่าเพื่อให้แรงดันที่ได้รับจากสารละลายดังกล่าวตรงกับความดันในตัวกลางระหว่างดาว กรณีที่สมจริงที่สุดคือการเปลี่ยนผ่านของก๊าซจาก การไหลแบบเปรี้ยงปร้าง (ที่ r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*) และเรียกกระแสดังกล่าวว่าลมสุริยะ อย่างไรก็ตาม คำกล่าวนี้ถูกโต้แย้งในผลงานของแชมเบอร์เลน ซึ่งเชื่อว่าวิธีแก้ปัญหาที่สมจริงที่สุดนั้นสอดคล้องกับเส้นโค้ง 2 ซึ่งอธิบาย "ลมสุริยะ" แบบเปรี้ยงปร้างทุกที่ ในเวลาเดียวกัน การทดลองครั้งแรกบนยานอวกาศ (ดูตัวอย่าง) ซึ่งค้นพบการไหลของก๊าซความเร็วเหนือเสียงจากดวงอาทิตย์ ดูเหมือนจะไม่น่าเชื่อถือเพียงพอสำหรับแชมเบอร์เลนเมื่อพิจารณาจากวรรณกรรม

ประวัติความเป็นมาของการทดลองในอวกาศได้พิสูจน์ให้เห็นถึงความถูกต้องของแนวคิดของ Parker เกี่ยวกับลมสุริยะ คุณสามารถดูเนื้อหาโดยละเอียดเกี่ยวกับทฤษฎีลมสุริยะได้ในเอกสาร

แนวคิดเรื่องการไหลออกของพลาสมาสม่ำเสมอจากโคโรนาสุริยะ

จากสมการมิติเดียวของพลศาสตร์ของแก๊ส เราสามารถได้ผลลัพธ์ที่ทราบกันดีว่า ในกรณีที่ไม่มีแรงมวล การไหลของก๊าซที่สมมาตรเป็นทรงกลมจากแหล่งกำเนิดจุดอาจเป็นได้ทั้งแบบเปรี้ยงปร้างหรือเหนือเสียงทุกที่ การมีอยู่ของแรงโน้มถ่วงในสมการ (4) (ด้านขวา) ทำให้เกิดผลลัพธ์เช่นเส้นโค้งที่ 1 ในรูปที่ 1 1 กล่าวคือ มีการเปลี่ยนผ่านด้วยความเร็วของเสียง ลองวาดความคล้ายคลึงกับการไหลแบบคลาสสิกในหัวฉีด Laval ซึ่งเป็นพื้นฐานของเครื่องยนต์ไอพ่นความเร็วเหนือเสียงทั้งหมด การไหลนี้แสดงเป็นแผนผังในรูป 2.

ก๊าซที่ให้ความร้อนถึงอุณหภูมิที่สูงมากจะถูกส่งไปยังถัง 1 ที่เรียกว่าตัวรับด้วยความเร็วต่ำมาก (พลังงานภายในของก๊าซมากกว่าพลังงานจลน์ของการเคลื่อนที่โดยตรงมาก) ด้วยการบีบอัดช่องสัญญาณทางเรขาคณิต ก๊าซจะถูกเร่งในภูมิภาค 2 (การไหลแบบเปรี้ยงปร้าง) จนกระทั่งความเร็วถึงความเร็วของเสียง เพื่อเร่งความเร็วต่อไป จำเป็นต้องขยายช่องสัญญาณ (บริเวณที่ 3 ของการไหลเหนือเสียง) ในพื้นที่การไหลทั้งหมด ความเร่งของแก๊สเกิดขึ้นเนื่องจากการทำความเย็นแบบอะเดียแบติก (โดยไม่มีการจ่ายความร้อน) (พลังงานภายในของการเคลื่อนที่ที่วุ่นวายจะเปลี่ยนเป็นพลังงานของการเคลื่อนที่โดยตรง)

ในปัญหาการก่อตัวของลมสุริยะที่กำลังพิจารณา บทบาทของเครื่องรับจะถูกเล่นโดยโคโรนาสุริยะ และบทบาทของผนังของหัวฉีดลาวาลคือแรงโน้มถ่วงของแรงดึงดูดจากแสงอาทิตย์ ตามทฤษฎีของปาร์คเกอร์ การเปลี่ยนผ่านความเร็วเสียงควรเกิดขึ้นที่ไหนสักแห่งที่ระยะห่างหลายรัศมีสุริยะ อย่างไรก็ตาม การวิเคราะห์สารละลายที่ได้รับในทฤษฎีแสดงให้เห็นว่าอุณหภูมิของโคโรนาสุริยะไม่เพียงพอสำหรับก๊าซที่จะเร่งความเร็วเหนือเสียง ดังเช่นในกรณีของทฤษฎีหัวฉีดลาวาล จะต้องมีแหล่งพลังงานเพิ่มเติม ปัจจุบันแหล่งกำเนิดดังกล่าวถือเป็นการกระจายตัวของการเคลื่อนที่ของคลื่นซึ่งมักปรากฏอยู่ในลมสุริยะ (บางครั้งเรียกว่าความปั่นป่วนของพลาสมา) ซึ่งซ้อนทับกับการไหลโดยเฉลี่ย และการไหลนั้นเองไม่ใช่อะเดียแบติกอีกต่อไป การวิเคราะห์เชิงปริมาณของกระบวนการดังกล่าวยังต้องมีการวิจัยเพิ่มเติม

สิ่งที่น่าสนใจคือกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดินตรวจจับสนามแม่เหล็กบนพื้นผิวดวงอาทิตย์ ค่าเฉลี่ยของการเหนี่ยวนำแม่เหล็ก B อยู่ที่ประมาณ 1 G แม้ว่าในชั้นบรรยากาศแสงแต่ละชั้น เช่น ในจุดดับดวงอาทิตย์ สนามแม่เหล็กอาจมีขนาดมากกว่าก็ตาม เนื่องจากพลาสมาเป็นตัวนำไฟฟ้าที่ดี จึงเป็นเรื่องธรรมดาที่สนามแม่เหล็กแสงอาทิตย์จะมีปฏิกิริยาโต้ตอบกับการไหลจากดวงอาทิตย์ ในกรณีนี้ ทฤษฎีแก๊ส-ไดนามิกล้วนให้คำอธิบายที่ไม่สมบูรณ์ของปรากฏการณ์ที่กำลังพิจารณา อิทธิพลของสนามแม่เหล็กที่มีต่อการไหลของลมสุริยะสามารถพิจารณาได้ภายในกรอบของวิทยาศาสตร์ที่เรียกว่าแมกนีโตไฮโดรไดนามิกส์เท่านั้น การพิจารณาดังกล่าวนำไปสู่ผลลัพธ์อะไร? ตามงานบุกเบิกในทิศทางนี้ (ดูเพิ่มเติม) สนามแม่เหล็กทำให้เกิดกระแสไฟฟ้า j ในพลาสมาลมสุริยะ ซึ่งในทางกลับกัน จะทำให้เกิดลักษณะของแรงเคลื่อนแบบไตร่ตรอง j x B ซึ่งมุ่งไปที่ ตั้งฉากกับทิศทางในแนวรัศมี เป็นผลให้ลมสุริยะได้รับองค์ประกอบความเร็วในวงสัมผัส ส่วนประกอบนี้มีขนาดเล็กกว่ารัศมีเกือบสองเท่า แต่มีบทบาทสำคัญในการกำจัดโมเมนตัมเชิงมุมออกจากดวงอาทิตย์ สันนิษฐานว่าเหตุการณ์หลังนี้อาจมีบทบาทสำคัญในวิวัฒนาการไม่เพียงแต่ดวงอาทิตย์เท่านั้น แต่ยังรวมไปถึงดาวฤกษ์อื่นๆ ที่ถูกค้นพบ "ลมดาวฤกษ์" ด้วย โดยเฉพาะอย่างยิ่ง เพื่ออธิบายการลดลงอย่างรวดเร็วของความเร็วเชิงมุมของดาวฤกษ์ในชั้นสเปกตรัมตอนปลาย สมมติฐานของการถ่ายโอนโมเมนตัมการหมุนไปยังดาวเคราะห์ที่ก่อตัวรอบๆ พวกมันมักถูกอ้างถึง กลไกที่พิจารณาสำหรับการสูญเสียโมเมนตัมเชิงมุมของดวงอาทิตย์ผ่านการไหลของพลาสมาจากดวงอาทิตย์จะเปิดโอกาสในการแก้ไขสมมติฐานนี้

ในช่วงปลายทศวรรษที่ 40 นักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน เอส. ฟอร์บุช ค้นพบปรากฏการณ์ที่ไม่อาจเข้าใจได้ การวัดความเข้มของรังสีคอสมิก ฟอร์บุชสังเกตว่ามันลดลงอย่างมากเมื่อกิจกรรมสุริยะเพิ่มขึ้น และลดลงอย่างรวดเร็วมากในช่วงที่เกิดพายุแม่เหล็ก

เรื่องนี้ดูค่อนข้างแปลก แต่ใครจะคาดหวังสิ่งที่ตรงกันข้าม ท้ายที่สุดแล้ว ดวงอาทิตย์เองก็เป็นผู้จัดหารังสีคอสมิก ดังนั้นดูเหมือนว่ายิ่งกิจกรรมในเวลากลางวันของเราสูงเท่าไร อนุภาคก็จะยิ่งถูกขับออกสู่อวกาศโดยรอบมากขึ้นเท่านั้น

ยังคงสันนิษฐานได้ว่าการเพิ่มขึ้นของกิจกรรมสุริยะส่งผลกระทบต่อสนามแม่เหล็กของโลกในลักษณะที่มันเริ่มเบี่ยงเบนอนุภาครังสีคอสมิกและโยนมันทิ้งไป ดูเหมือนว่าเส้นทางสู่โลกจะถูกปิดกั้น

คำอธิบายดูสมเหตุสมผล แต่อนิจจา เมื่อรู้ชัดแล้ว เห็นได้ชัดว่ายังไม่เพียงพอ การคำนวณที่ทำโดยนักฟิสิกส์บ่งชี้อย่างไม่อาจหักล้างได้ว่าการเปลี่ยนแปลงสภาพทางกายภาพเฉพาะในบริเวณใกล้เคียงของโลกเท่านั้นไม่สามารถทำให้เกิดผลกระทบของมาตราส่วนตามที่สังเกตได้จริง เห็นได้ชัดว่าต้องมีแรงอื่นที่ป้องกันการแทรกซึมของรังสีคอสมิกเข้าสู่ระบบสุริยะ และยิ่งไปกว่านั้นแรงเหล่านั้นจะเพิ่มขึ้นตามกิจกรรมสุริยะที่เพิ่มขึ้น

ตอนนั้นเองที่ข้อสันนิษฐานเกิดขึ้นว่าผู้กระทำผิดของเอฟเฟกต์ลึกลับคือกระแสของอนุภาคมีประจุที่หนีออกมาจากพื้นผิวดวงอาทิตย์และเจาะเข้าไปในอวกาศของระบบสุริยะ "ลมสุริยะ" ประเภทนี้ทำความสะอาดตัวกลางระหว่างดาวเคราะห์ โดย "กวาด" อนุภาคของรังสีคอสมิกออกไป

ปรากฏการณ์ที่สังเกตได้ในดาวหางก็สนับสนุนสมมติฐานดังกล่าวเช่นกัน ดังที่คุณทราบ หางของดาวหางมักจะอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์เสมอ ในตอนแรก เหตุการณ์นี้สัมพันธ์กับแรงดันแสงของแสงแดด อย่างไรก็ตาม ในช่วงกลางศตวรรษนี้ พบว่าแรงดันแสงเพียงอย่างเดียวไม่สามารถทำให้เกิดปรากฏการณ์ทั้งหมดที่เกิดขึ้นในดาวหางได้ การคำนวณแสดงให้เห็นว่าสำหรับการก่อตัวและการโก่งตัวของหางดาวหางที่สังเกตได้ ไม่เพียงแต่การกระทำของโฟตอนเท่านั้น แต่ยังจำเป็นต้องมีอนุภาคของสสารด้วย อย่างไรก็ตาม อนุภาคดังกล่าวสามารถกระตุ้นการเรืองแสงของไอออนที่เกิดขึ้นในหางของดาวหางได้

ตามความเป็นจริง เป็นที่ทราบกันดีอยู่แล้วว่าดวงอาทิตย์ปล่อยอนุภาคที่มีประจุออกมา - คอร์พัสเคิล อย่างไรก็ตาม สันนิษฐานว่ากระแสดังกล่าวเกิดขึ้นเป็นตอนๆ นักดาราศาสตร์เชื่อมโยงปรากฏการณ์นี้กับลักษณะของแสงแฟลร์และจุดต่างๆ แต่หางของดาวหางมักจะหันไปในทิศทางตรงข้ามกับดวงอาทิตย์เสมอ และไม่เพียงแต่ในช่วงที่ดวงอาทิตย์มีกิจกรรมเพิ่มขึ้นเท่านั้น ซึ่งหมายความว่ารังสีจากร่างกายที่เต็มพื้นที่ของระบบสุริยะจะต้องมีอยู่ตลอดเวลา มันทวีความรุนแรงมากขึ้นเมื่อมีกิจกรรมสุริยะเพิ่มขึ้นแต่ก็มีอยู่เสมอ

ดังนั้น พื้นที่วงโคจรจึงถูกลมสุริยะพัดอย่างต่อเนื่อง ลมนี้ประกอบด้วยอะไรและเกิดขึ้นภายใต้เงื่อนไขใด?

มาทำความรู้จักกับบรรยากาศชั้นนอกสุดของดวงอาทิตย์กันดีกว่า - “โคโรนา” บรรยากาศช่วงกลางวันของเราในส่วนนี้มืดลงอย่างผิดปกติ แม้แต่ในบริเวณใกล้กับดวงอาทิตย์ ความหนาแน่นของมันก็ยังมีความหนาแน่นเพียงประมาณหนึ่งร้อยล้านของความหนาแน่นของชั้นบรรยากาศโลกเท่านั้น ซึ่งหมายความว่าแต่ละลูกบาศก์เซนติเมตรของพื้นที่วงโคจรมีอนุภาคโคโรนาเพียงไม่กี่ร้อยล้านอนุภาค แต่สิ่งที่เรียกว่า "อุณหภูมิจลน์" ของโคโรนา ซึ่งกำหนดโดยความเร็วของการเคลื่อนที่ของอนุภาคนั้นมีค่าสูงมาก มันถึงล้านองศาแล้ว ดังนั้นก๊าซโคโรนาจึงแตกตัวเป็นไอออนโดยสมบูรณ์และเป็นส่วนผสมของโปรตอน ไอออนขององค์ประกอบต่างๆ และอิเล็กตรอนอิสระ

ล่าสุดมีรายงานว่ามีการค้นพบฮีเลียมไอออนในลมสุริยะ เหตุการณ์นี้ทำให้กระจ่างเกี่ยวกับกลไกในการปล่อยประจุ

อนุภาคจากพื้นผิวดวงอาทิตย์ หากลมสุริยะประกอบด้วยอิเล็กตรอนและโปรตอนเท่านั้น ก็อาจสันนิษฐานได้ว่าลมสุริยะก่อตัวขึ้นเนื่องจากกระบวนการทางความร้อนล้วนๆ และมีลักษณะคล้ายไอน้ำที่เกิดขึ้นเหนือพื้นผิวของน้ำเดือด อย่างไรก็ตาม นิวเคลียสของอะตอมฮีเลียมหนักกว่าโปรตอนถึงสี่เท่า ดังนั้นจึงไม่น่าจะถูกขับออกมาผ่านการระเหย เป็นไปได้มากว่าการก่อตัวของลมสุริยะมีความเกี่ยวข้องกับการกระทำของแรงแม่เหล็ก เมื่อบินออกไปจากดวงอาทิตย์ เมฆพลาสมาดูเหมือนจะนำสนามแม่เหล็กไปด้วย ทุ่งเหล่านี้เองที่ทำหน้าที่เป็น "ซีเมนต์" ชนิดหนึ่งที่ "ยึด" อนุภาคที่มีมวลและประจุต่างกันเข้าด้วยกัน

การสังเกตและการคำนวณโดยนักดาราศาสตร์แสดงให้เห็นว่าเมื่อเราเคลื่อนตัวออกห่างจากดวงอาทิตย์ ความหนาแน่นของโคโรนาจะค่อยๆ ลดลง แต่ปรากฎว่าในบริเวณวงโคจรของโลกยังคงแตกต่างจากศูนย์อย่างเห็นได้ชัด ในภูมิภาคนี้ของระบบสุริยะ มีอนุภาคโคโรนาตั้งแต่หนึ่งร้อยถึงหนึ่งพันอนุภาคต่อลูกบาศก์เซนติเมตรของพื้นที่ กล่าวอีกนัยหนึ่งดาวเคราะห์ของเราตั้งอยู่ภายในชั้นบรรยากาศสุริยะและหากคุณต้องการเรามีสิทธิ์ที่จะเรียกตัวเองว่าไม่เพียง แต่อาศัยอยู่ในโลกเท่านั้น แต่ยังเป็นผู้อาศัยอยู่ในชั้นบรรยากาศของดวงอาทิตย์ด้วย

หากโคโรนามีความเสถียรไม่มากก็น้อยใกล้ดวงอาทิตย์ เมื่อระยะห่างเพิ่มขึ้น ก็มีแนวโน้มที่จะขยายออกสู่อวกาศ และยิ่งอยู่ห่างจากดวงอาทิตย์ ความเร็วของการขยายตัวก็จะยิ่งสูงขึ้นตามไปด้วย จากการคำนวณของนักดาราศาสตร์ชาวอเมริกัน อี. ปาร์กเกอร์ ซึ่งอยู่ในระยะทาง 10 ล้านกม. อนุภาคโคโรนาเคลื่อนที่ด้วยความเร็วเกินความเร็วของเสียง และเมื่อเราเคลื่อนตัวออกห่างจากดวงอาทิตย์มากขึ้น และแรงโน้มถ่วงสุริยะก็อ่อนลง ความเร็วเหล่านี้ก็จะเพิ่มขึ้นอีกหลายเท่า

ดังนั้นข้อสรุปจึงเสนอแนะว่าโคโรนาสุริยะคือลมสุริยะที่พัดผ่านอวกาศของระบบดาวเคราะห์ของเรา

ข้อสรุปทางทฤษฎีเหล่านี้ได้รับการยืนยันอย่างสมบูรณ์จากการตรวจวัดจรวดอวกาศและดาวเทียมโลกเทียม ปรากฎว่าลมสุริยะมีอยู่ตลอดเวลาและใกล้โลก "พัด" ด้วยความเร็วประมาณ 400 กม./วินาที เมื่อกิจกรรมสุริยะเพิ่มขึ้น ความเร็วนี้จะเพิ่มขึ้น

ลมสุริยะพัดไปไกลแค่ไหน? คำถามนี้เป็นที่สนใจอย่างมาก แต่เพื่อให้ได้ข้อมูลการทดลองที่เกี่ยวข้อง จำเป็นต้องสำรวจส่วนนอกของระบบสุริยะด้วยยานอวกาศ เราต้องพอใจกับการพิจารณาทางทฤษฎีจนกว่าจะเสร็จสิ้น

อย่างไรก็ตาม ไม่อาจได้คำตอบที่ชัดเจน การคำนวณนำไปสู่ผลลัพธ์ที่แตกต่างกัน ขึ้นอยู่กับสถานที่เริ่มต้น ในกรณีหนึ่ง ปรากฎว่าลมสุริยะสงบลงแล้วในบริเวณวงโคจรของดาวเสาร์ ในอีกกรณีหนึ่ง ลมสุริยะยังคงมีอยู่ในระยะห่างที่ไกลมากเกินกว่าวงโคจรของดาวเคราะห์ดวงสุดท้ายดาวพลูโต แต่สิ่งเหล่านี้เป็นเพียงขีดจำกัดสูงสุดทางทฤษฎีของการแพร่กระจายของลมสุริยะที่เป็นไปได้ มีเพียงการสังเกตเท่านั้นที่สามารถระบุขอบเขตที่แน่นอนได้

สิ่งที่น่าเชื่อถือที่สุดคือข้อมูลจากยานสำรวจอวกาศดังที่เราได้กล่าวไปแล้ว แต่โดยหลักการแล้ว การสังเกตทางอ้อมบางอย่างก็เป็นไปได้เช่นกัน โดยเฉพาะอย่างยิ่งพบว่าหลังจากที่กิจกรรมสุริยะลดลงติดต่อกันแต่ละครั้ง การเพิ่มขึ้นของความเข้มของรังสีคอสมิกพลังงานสูงที่สอดคล้องกัน เช่น รังสีที่เข้ามาในระบบสุริยะจากภายนอก จะเกิดขึ้นโดยมีความล่าช้าประมาณหกเดือน เห็นได้ชัดว่านี่เป็นช่วงเวลาที่จำเป็นสำหรับการเปลี่ยนแปลงพลังลมสุริยะครั้งต่อไปเพื่อให้ถึงขีดจำกัดของการกระจาย เนื่องจากความเร็วเฉลี่ยของการแพร่กระจายลมสุริยะอยู่ที่ประมาณ 2.5 หน่วยดาราศาสตร์ (1 หน่วยดาราศาสตร์ = 150 ล้านกิโลเมตร - ระยะทางเฉลี่ยของโลกจากดวงอาทิตย์) ต่อวัน จึงให้ระยะทางประมาณ 40-45 หน่วยดาราศาสตร์ กล่าวอีกนัยหนึ่ง ลมสุริยะจะแห้งไปที่ไหนสักแห่งรอบวงโคจรของดาวพลูโต