Napos szél

A napszél ionizált részecskék (főleg hélium-hidrogén plazma ) áramlása, amely a  napkoronából 300-1200 km/s sebességgel áramlik a környező világűrbe. Ez a bolygóközi közeg egyik fő alkotóeleme .

Számos természeti jelenség kapcsolódik a napszélhez, beleértve az űridőjárási jelenségeket, például a mágneses viharokat és az aurórákat .

Más csillagokkal kapcsolatban a csillagszél kifejezést használják , így a napszélre vonatkozóan azt mondhatjuk, hogy " a Nap csillagszele ".

A "napszél" (ionizált részecskék áramlása, amelyek 2-3 nap alatt repülnek a Napból a Földre) és a "napfény" (egy fotonáram, amely a Napból a Földre átlagosan 8 perc 17 másodperc alatt repül) fogalmak. nem szabad összetéveszteni [ 1 ] ) . Az úgynevezett napvitorlák tervezésénél különösen a napfény nyomáshatását (a szél helyett) használják . Az űrhajó motorját, amely a napszél-ionok lendületét használja tolóerőforrásként, elektromos vitorlának nevezik .

Történelem

A Napból szálló állandó részecskeáram létezését először Richard Carrington brit csillagász javasolta . 1859- ben Carrington és Richard Hodgson egymástól függetlenül megfigyelték azt, amit később napkitörésnek neveztek . Másnap geomágneses vihar tört ki , és Carrington összefüggést javasolt a jelenségek között. Később George Fitzgerald felvetette, hogy az anyagot időszakonként felgyorsítja a Nap, és néhány napon belül eléri a Földet [2] .

1916- ban Christian Birkeland norvég felfedező ezt írta: "Fizikai szempontból a legvalószínűbb, hogy a napsugarak sem nem pozitívak, sem nem negatívak, hanem mindkettő." Más szóval, a napszél negatív elektronokból és pozitív ionokból áll [3] .

Három évvel később, 1919-ben Frederick Lindemannazt is javasolta, hogy mindkét töltésű részecskék, a protonok és az elektronok , a Napból származnak [4] .

Az 1930-as években a tudósok megállapították, hogy a napkorona hőmérsékletének el kell érnie az egymillió fokot, mivel a korona kellően fényes marad a Naptól nagy távolságban, ami jól látható napfogyatkozáskor. Későbbi spektroszkópiai megfigyelések megerősítették ezt a következtetést. Az 1950-es évek közepén Sidney Chapman brit matematikus és csillagász meghatározta a gázok tulajdonságait ezen a hőmérsékleten. Kiderült, hogy a gáz kiváló hővezetővé válik, és a Föld pályáján túl kell eloszlatnia az űrben. Ugyanakkor a német tudós, Ludwig Biermann érdeklődni kezdett az iránt, hogy az üstökösök farka mindig a Naptól távolodjon. Biermann azt javasolta, hogy a Nap állandó részecskeáramot bocsát ki, amely nyomás alá helyezi az üstököst körülvevő gázt, és hosszú farkat alkot [5] .

1955-ben S. K. Vsekhsvyatsky , G. M. Nikolsky, E. A. Ponomarev és V. I. Cherednichenko szovjet asztrofizikusok kimutatták [6] , hogy a kiterjesztett korona energiát veszít a sugárzás hatására, és csak erős belső energiaforrások elosztása esetén lehet hidrodinamikai egyensúlyi állapotban. Minden más esetben anyag- és energiaáramlásnak kell lennie. Ez a folyamat fizikai alapként szolgál egy fontos jelenséghez - a „dinamikus koronához”. Az anyagáram nagyságát a következő megfontolások alapján becsültük meg: ha a korona hidrosztatikus egyensúlyban lenne, akkor a homogén atmoszféra magassága hidrogén és vas esetében 56/1 lenne, vagyis a vasionok nem figyelhetők meg . a távoli koronában. De nem az. A vas az egész koronában világít, a FeXIV magasabb rétegekben figyelhető meg, mint a FeX , bár a kinetikai hőmérséklet ott alacsonyabb. Az ionokat "felfüggesztett" állapotban tartó erő az ütközések során a felszálló protonfluxus által a vasionokhoz továbbított lendület lehet. Ezen erők egyensúlyi feltételéből könnyű megtalálni a protonfluxust. Ugyanaznak bizonyult, mint ami a hidrodinamikai elméletből következett, amit utólag közvetlen mérésekkel is megerősítettek. 1955-ben ez jelentős eredmény volt, de akkor még senki sem hitt a „dinamikus koronában”.

Három évvel később Eugene Parker arra a következtetésre jutott, hogy a Chapman-modellben a Napból érkező forró áramlás és a Biermann hipotézisében szereplő üstökösfarkokat elfújó részecskék ugyanannak a jelenségnek a két megnyilvánulása, amelyet „napszélnek” nevezett [7] [8 ] ] . Parker kimutatta, hogy bár a napkoronát erősen vonzza a Nap, annyira jó hővezető, hogy nagy távolságokon is meleg marad. Mivel vonzása a Naptól való távolság növekedésével gyengül, a felső korona felől szuperszonikus anyagkiáramlás kezdődik a bolygóközi térbe. Sőt, Parker volt az első, aki rámutatott arra, hogy a gravitációs gyengülés jelensége ugyanolyan hatással van a hidrodinamikus áramlásra, mint a Laval fúvóka : az áramlás átmenetét hozza létre a szubszonikusból a szuperszonikus fázisba [9] .

Parker elméletét erősen kritizálták. Az Astrophysical Journalnak 1958-ban benyújtott cikket két bíráló elutasított, és csak a szerkesztőnek, Subramanjan Chandrasekharnak köszönhetően került a folyóirat oldalaira.

1959 januárjában azonban a napszél tulajdonságainak első közvetlen mérését ( Konstantin Gringauz , a Szovjetunió Tudományos Akadémia Kutatóintézete ) a " Luna-1 " szovjet állomás [10] végezte szcintillációs számláló segítségével. és egy gázionizációs detektort telepítettek rá [11] . Három évvel később ugyanezeket a méréseket az amerikai Marcia Neugebauer végezte el a Mariner-2 állomás adatainak felhasználásával [12] .

A szél gyorsulása nagy sebességre azonban még nem volt megértve, és nem is magyarázható Parker elméletéből. A korona napszélének első numerikus modelljeit a magnetohidrodinamikai egyenletek felhasználásával Gerald Newman és Roger Kopp alkotta meg 1971 -ben [13] .

Az 1990-es évek végén a SOHO műhold Ultraibolya Koronális Spektrométere gyors napszél eredetű régiókat végzett a nappólusokon. Kiderült, hogy a szél gyorsulása sokkal nagyobb, mint amit a tisztán termodinamikai tágulásból vártunk. Parker modellje azt jósolta, hogy a szél sebessége szuperszonikussá válik a fotoszférától számított 4 napsugárnál , és a megfigyelések azt mutatták, hogy ez az átmenet lényegesen alacsonyabban, körülbelül 1 napsugárnál megy végbe, ami megerősíti, hogy létezik egy további mechanizmus a napszél felgyorsítására.

A napszél tulajdonságai

A napszél miatt a Nap másodpercenként körülbelül egymillió tonna anyagot veszít. A napszél elsősorban elektronokból , protonokból és héliummagokból ( alfa részecskék ) áll ; más elemek magjait és nem ionizált részecskéket (elektromosan semleges) nagyon kis mennyiségben tartalmazzák.

A napszél ugyan a Nap külső rétegéből érkezik, de nem tükrözi az ebben a rétegben lévő elemek összetételét, mivel a differenciálódási folyamatok eredményeként egyes elemek mennyisége nő, míg egyes elemek mennyisége csökken (FIP hatás).

A napszél intenzitása a naptevékenység változásaitól és annak forrásaitól függ . A Föld keringési pályáján ( körülbelül 150 millió km-re a Naptól) végzett hosszú távú megfigyelések kimutatták, hogy a napszél strukturált, és általában nyugodt és zavart (szórványos és visszatérő) szelekre oszlik. A nyugodt patakokat a sebességtől függően két osztályra osztják: lassúra (körülbelül 300-500 km/s a Föld pályája közelében) és gyorsra (500-800 km/s a Föld pályája közelében). Néha a helioszférikus áramlap tartományát , amely elválasztja a bolygóközi mágneses tér különböző polaritású régióit, álló szélnek nevezik, és tulajdonságait tekintve közel áll a lassú szélhez.

A napszél paraméterei
Paraméter átlagos érték lassú napszél gyors napszél
Sűrűség n, cm −3 8.8 11.9 3.9
Sebesség V, km/s 468 327 702
nV, cm – 2 s – 1 3,8⋅10 8 3,9⋅10 8 2,7⋅10 8
Pace. protonok Tp , K 7⋅10 4 3,4⋅10 4 2,3⋅10 5
Pace. elektronok T e , K 1,4⋅10 5 1,3⋅10 5 1,0⋅10 5
T e / T p 1.9 4.4 0,45

Lassú napszél

A lassú napszelet a napkorona "nyugodt" része (koronális áramlások tartománya) generálja gázdinamikus tágulása során: kb. 2⋅10 6 K koronahőmérsékleten a korona nem lehet hidrosztatikus egyensúlyban , és ennek a tágulásnak a meglévő peremfeltételek mellett számítania kell a szuperszonikus sebességre . A napkorona ilyen hőmérsékletre való felmelegedése a napfotoszférában a hőátadás konvektív jellege miatt következik be: a plazmában a konvektív turbulencia kialakulását intenzív magnetoszonikus hullámok generálják; viszont, amikor a naplégkör sűrűségének csökkenése irányába terjednek, a hanghullámok lökéshullámokká alakulnak át; a lökéshullámokat hatékonyan elnyeli a koronaanyag, és felmelegíti (1–3)⋅10 6 K hőmérsékletre.

Gyors napszél

Az ismétlődő gyors napszél folyamait a Nap több hónapig bocsátja ki, és a Földről megfigyelve 27 napos visszatérési periódusuk van (a Nap forgási periódusa). Ezek a folyamok koronális lyukakhoz kapcsolódnak  - a korona viszonylag alacsony hőmérsékletű (körülbelül 0,8⋅10 6 K), csökkent plazmasűrűségű (a korona csendes régióinak sűrűségének csak negyede) és a mágneses tér sugárirányú területei. a Napnak.

Zavart áramlások

A zavart áramlások közé tartoznak a koronális tömegkilökések (CME-k) bolygóközi megnyilvánulásai , valamint a gyors CME-k és a koronalyukakból származó gyors áramlások előtti kompressziós régiók. Az ilyen tömörítési tartományok megfigyelésének csaknem felében bolygóközi lökéshullám áll előttük. Zavart napszél-áramlások esetén a bolygóközi mágneses tér eltérhet az ekliptika síkjától, és magában foglalja a tér déli komponensét, ami számos űridőjárási jelenséghez vezet ( geomágneses aktivitás , beleértve a mágneses viharokat is ). Korábban azt gondolták, hogy a szórványos kiáramlásokat a napkitörések okozzák , de a napszél szórványos kiáramlását most a CME-k okozzák. Ugyanakkor mind a napkitörések, mind a koronális kilökődések ugyanazokhoz az energiaforrásokhoz kapcsolódnak a Napon, és statisztikai összefüggés van közöttük.

A különböző nagyméretű napszél típusok megfigyelési ideje szerint a gyors és lassú áramlások körülbelül 53%-ot tesznek ki: a helioszférikus áramlap 6%, a CME 22%, a kompressziós régiók megelőzik a gyors CME-ket 9%, a tömörítési régiók megelőzik a gyorsokat 10%-ban folyik a koronalyukakból, és a különböző típusú megfigyelési idők aránya nagymértékben változik a naptevékenység ciklusában [14] .

A napszél által generált jelenségek

A napszélplazma nagy vezetőképessége miatt a nap mágneses mezeje belefagy a kiáramló széláramokba, és a bolygóközi közegben bolygóközi mágneses tér formájában figyelhető meg.

A napszél alkotja a helioszféra határát , amely megakadályozza a csillagközi gáz behatolását a Naprendszerbe. A napszél mágneses tere jelentősen csillapítja a kívülről érkező galaktikus kozmikus sugarakat . A bolygóközi mágneses tér helyi növekedése a kozmikus sugárzás rövid távú csökkenéséhez vezet, a Forbush csökkenéséhez , míg a tér nagy léptékű csökkenései azok hosszú távú növekedéséhez vezetnek. Így 2009-ben, a naptevékenység elhúzódó minimumának időszakában a Föld közelében a sugárzás intenzitása 19%-kal nőtt az összes korábban megfigyelt maximumhoz képest [15] .

A napszél a Naprendszer mágneses térrel rendelkező bolygóin olyan jelenségeket hoz létre, mint a bolygók magnetoszférája , aurórái és sugárzási övei .

A kultúrában

"A napszél" az elismert sci-fi író, Arthur C. Clarke 1963 -as novellája.

Lásd még

Jegyzetek

  1. ↑ A Nap felszínétől - 8 perctől. 8,3 mp. perihéliumban 8 percig . 25 mp. az aphelionnál .
  2. ↑ Meyer-Vernet, Nicole. A napszelek alapjai. - Cambridge University Press , 2007. - ISBN 0-521-81420-0 .
  3. ↑ Kristian Birkeland: "A Föld légkörén áthatoló naptestes sugarak negatív vagy pozitív sugarak?" itt : Videnskapsselskapets Skrifter , I Mat-Naturv. Klasse No.1, Christiania, 1916.
  4. ↑ Filozófiai Magazin , 6. sorozat, 1. évf. 38, sz. 228, 1919. december, 674 (a Napszélről)
  5. ↑ Ludwig Biermann. Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung  (angol)  // Astronomy and Astrophysics  : Journal. - 1951. - 1. évf. 29 . - 274. o .
  6. ↑ Vsekhsvyatsky S. K., Nikolsky G. M., Ponomarev E. A., Cherednichenko V. I. A naptestes sugárzás kérdéséről  // Astronomical Journal. - 1955. - T. 32 . - S. 165 .
  7. ↑ Christopher T. Russell. A NAPSZÉL ÉS MÁGNETOSZFÉRIUS DINAMIKA (nem elérhető link) . Kaliforniai Egyetem Geofizikai és Bolygófizikai Intézete, Los Angeles . Letöltve: 2007. február 7. Az eredetiből archiválva : 2008. március 6.. 
  8. ↑ Roach, John . A Solar Wind felfedezéséért elismert asztrofizikus , National Geographic News (2003. augusztus 27.). Archiválva az eredetiből 2006. június 29-én. Letöltve: 2006. június 13.
  9. ↑ Eugene Parker. Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields  (angol)  // The Astrophysical Journal  : folyóirat. - IOP Publishing , 1958. - Vol. 128 . — 664. o . - doi : 10.1086/146579 . Archiválva az eredetiből 2016. június 3-án.
  10. ↑ Luna 1 . NASA Nemzeti Űrtudományi Adatközpont. Letöltve: 2007. augusztus 4. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 22..
  11. ↑ (orosz) Az űrkorszak 40. évfordulója a Moszkvai Állami Egyetem Nukleáris Fizikai Tudományos Kutatóintézetében , 2007. szeptember 14-én archiválva a Wayback Machine -nél, a Luna-1 különböző magasságokban történő részecskedetektálását bemutató grafikont tartalmazza . 
  12. ↑ M. Neugebauer és C. W. Snyder. Solar Plasma Experiment  (angol)  // Tudomány. - 1962. - 1. évf. 138 . - P. 1095-1097 .
  13. ↑ GW Pneuman és R.A. Kopp. Gáz-mágneses tér kölcsönhatások a napkoronában   // Solar Physics : folyóirat. - 1971. - 1. évf. 18 . — 258. o .
  14. ↑ Ermolaev Yu . - 2010. - T. 48 , 1. sz . - S. 3-32 .
  15. ↑ A kozmikus sugarak elérik az űrkorszakot . NASA (2009. szeptember 28.). Letöltve: 2009. szeptember 30. Az eredetiből archiválva : 2011. augusztus 22..  (Angol)

Irodalom

Linkek

  Ugrás a Wikidata elemre  Szótárak és enciklopédiák
 Nap
Szerkezet Fénykép a Napról a spektrum ultraibolya tartományában, "hamis színekkel" ábrázolva. A Solar Dynamics Observatory szerezte.
Légkör
Kiterjesztett
szerkezet
A Naphoz kapcsolódó
jelenségek
Kapcsolódó témák
Spektrális osztály : G2