Konštantný radiálny tok slnečnej plazmy. korún v medziplanetárnej produkcii. Tok energie prichádzajúci z hlbín Slnka ohrieva korónovú plazmu na 1,5-2 miliónov K. DC. zahrievanie nie je vyvážené stratou energie v dôsledku žiarenia, pretože hustota koróny je nízka. Nadbytočná energia znamená. stupňa sú unášané S. storočím. (=1027-1029 erg/s). Korunka teda nie je v hydrostatickej polohe. rovnovážny, neustále sa rozširuje. Podľa zloženia S. storočia. sa nelíši od korónovej plazmy (slnečná plazma obsahuje najmä protóny, elektróny, niektoré jadrá hélia, kyslík, kremík, síru a ióny železa). Na základni koróny (10 tisíc km od fotosféry Slnka) majú častice radiálnu rýchlosť rádovo stoviek m/s, vo vzdialenosti niekoľkých. solárne polomeroch dosahuje rýchlosť zvuku v plazme (100 -150 km/s), v blízkosti obežnej dráhy Zeme je rýchlosť protónov 300-750 km/s, a ich priestory. koncentrácia – z viacerých. h-ts na niekoľko desiatky ppm v 1 cm3. S pomocou medziplanetárneho priestoru. staníc sa zistilo, že až po obežnú dráhu Saturna hustota toku h-c S. v. klesá podľa zákona (r0/r)2, kde r je vzdialenosť od Slnka, r0 je počiatočná úroveň. S.v. nesie so sebou slučky solárnych elektrických vedení. mag. polia, ktoré tvoria medziplanetárne magnetické pole. lúka. Kombinácia radiálneho pohybu h-c S. v. s rotáciou Slnka dáva týmto čiaram tvar špirál. Veľkorozmerná štruktúra mag. Polia v blízkosti Slnka majú tvar sektorov, v ktorých pole smeruje od Slnka alebo k nemu. Veľkosť dutiny obsadenej S. v. nie je presne známa (jej polomer zjavne nie je menší ako 100 AU). Na hraniciach tejto dutiny je dynamika krvný tlak musí byť vyvážený tlakom medzihviezdneho plynu, galakt. mag. polia a galaktické priestor lúče. V blízkosti Zeme kolízia toku h-c S. v. s geomagnetickým pole generuje stacionárnu rázovú vlnu pred zemskou magnetosférou (zo strany Slnka, obr.).

Vplyv slnečného vetra na magnetosféru Zeme: 1 - siločiary magnetického poľa. polia Slnka; 2 - rázová vlna; 3 - Zemská magnetosféra; 4 - hranica magnetosféry; 5 - obežná dráha Zeme; 6 - trajektória slnečného vetra. S.v. prúdi okolo magnetosféry, čo obmedzuje jej rozsah vo vesmíre. Zmeny intenzity slnka spojené so slnečnými erupciami, javy. základné príčinou geomagnetických porúch. polia a magnetosféra (magnetické búrky). V priebehu roka Slnko zo severu stráca. =2X10-14 časť jeho hmotnosti Msol. Je prirodzené predpokladať, že výtok hmoty podobný S.E. existuje aj v iných hviezdach (). Mala by byť obzvlášť intenzívna u masívnych hviezd (s hmotnosťou = niekoľko desiatok Msolnov) a s vysokými povrchovými teplotami (= 30-50 tisíc K) a u hviezd s rozšírenou atmosférou (červení obri), pretože v prvom prípade častice vysoko vyvinutej hviezdnej koróny majú dostatočne vysokú energiu na to, aby prekonali gravitáciu hviezdy, a v druhom prípade je parabolická energia nízka. rýchlosť (úniková rýchlosť; (pozri SPACE RÝCHLOSŤ)). Prostriedky. Straty hmoty s hviezdnym vetrom (= 10-6 Msol/rok a viac) môžu výrazne ovplyvniť vývoj hviezd. Hviezdny vietor zase vytvára horúci plyn v medzihviezdnom médiu - zdroji röntgenového žiarenia. žiarenia.


Súvislý prúd plazmy slnečného pôvodu, šíriaci sa približne radiálne od Slnka a vypĺňajúci slnečnú sústavu do heliocentra. vzdialenosti R ~ 100 a. e. S. v. vzniká plynová dynamika. expanzia slnečnej koróny (pozri slnko) do medziplanetárneho priestoru. Pri vysokých teplotách, ktoré existujú v slnečnej koróne (1,5 * 10 9 K), tlak nadložných vrstiev nedokáže vyrovnať tlak plynu látky koróny a koróna sa rozpína.

Prvý dôkaz o existencii post. toky plazmy zo Slnka získal L. L. Biermann v 50. rokoch 20. storočia. o analýze síl pôsobiacich na plazmové chvosty komét. V roku 1957 Yu Parker (E. Parker), ktorý analyzoval podmienky rovnováhy hmoty koróny, ukázal, že koróna nemôže byť v hydrostatických podmienkach. v roku 1959. Existenčný post. odtok plazmy zo Slnka bol dokázaný ako výsledok mnohomesačných meraní v Amerike. priestor prístroj v roku 1962.

St. charakteristika S. v. sú uvedené v tabuľke. 1. S. tečie. možno rozdeliť do dvoch tried: pomalé - s rýchlosťou 300 km/s a rýchle - s rýchlosťou 600-700 km/s. Rýchle toky pochádzajú z oblastí slnečnej koróny, kde je štruktúra magnetického poľa. polia sú blízke radiálnemu. koronálne diery. Pomalé prúdyS. V. sú zjavne spojené s oblasťami koruny, v ktorých je teda Tabuľka 1. - Priemerné charakteristiky slnečného vetra na obežnej dráhe Zeme

Rýchlosť

Koncentrácia protónov

Protónová teplota

Elektrónová teplota

Sila magnetického poľa

Hustota toku Pythonu....

2,4*108 cm-2 *c-1

Hustota toku kinetickej energie

0,3 erg*cm-2*s-1

Tabuľka 2.- Relatívne chemické zloženie slnečného vetra

Relatívny obsah

Relatívny obsah

Okrem hlavného zložky slnečnej vody - protóny a elektróny, v jej zložení sa našli aj častice.Merania ionizácie. teplota iónov S. v. umožňujú určiť elektrónovú teplotu slnečnej koróny.

V N. storočí. rozdiely sú pozorované. typy vĺn: Langmuir, hvízdavé, iónovo-akustické, vlny v plazme). Niektoré vlny typu Alfven sú generované na Slnku a niektoré sú excitované v medziplanetárnom prostredí. Generovanie vĺn vyhladzuje odchýlky funkcie distribúcie častíc od maxwellovskej a v kombinácii s vplyvom magnetizmu. polí do plazmy vedie k tomu, že S. v. sa správa ako spojité médium. Vlny typu Alfvén hrajú veľkú úlohu pri urýchľovaní malých zložiek S.

Ryža. 1. Hmotnostné spektrum slnečného vetra. Pozdĺž horizontálnej osi je pomer hmotnosti častice k jej náboju, pozdĺž vertikálnej osi je počet častíc zaregistrovaných v energetickom okne zariadenia za 10 s. Čísla s ikonou označujú náboj iónu.

Prúd N. v. je nadzvukový vo vzťahu k rýchlostiam tých typov vĺn, ktoré poskytujú eff. prenos energie do S. storočia. (Alfven, zvukové a magnetosonické vlny). Alfven a zvuk Machovo číslo C. V. 7. Pri obtekaní severnej strany. prekážkami schopnými ho efektívne vychýliť (magnetické polia Merkúra, Zeme, Jupitera, Saturnu alebo vodivé ionosféry Venuše a zrejme aj Marsu), vzniká odchádzajúca rázová vlna. Magnetosféra Zeme, Magnetosféra planét). V prípade interakcie so S. v. s nevodivým telesom (napríklad Mesiac), rázová vlna nevzniká. Prúd plazmy sa absorbuje povrchom a za telom sa vytvorí dutina, ktorá sa postupne naplní plazmou C. V.

Stacionárny proces odtoku korónovej plazmy je superponovaný nestacionárnymi procesmi spojenými s erupcie na Slnku. Pri silných vzplanutiach sa zo dna uvoľňujú látky. korónové oblasti do medziplanetárneho prostredia. magnetické variácie).

Ryža. 2. Šírenie medziplanetárnej rázovej vlny a ejekty zo slnečnej erupcie. Šípky označujú smer pohybu plazmy slnečného vetra,

Ryža. 3. Typy riešení rovnice expanzie koróny. Rýchlosť a vzdialenosť sú normalizované na kritickú rýchlosť vk a kritickú vzdialenosť Rk Riešenie 2 zodpovedá slnečnému vetru.

Rozpínanie slnečnej koróny je opísané systémom rovníc zachovania hmoty, v k) v určitom kritickom bode. vzdialenosť R k a následná expanzia nadzvukovou rýchlosťou. Toto riešenie dáva mizivo malú hodnotu tlaku v nekonečne, čo umožňuje zosúladiť ho s nízkym tlakom medzihviezdneho média. Tento typ prúdenia nazval Yu Parker S. , kde m je hmotnosť protónu, je adiabatický exponent a je hmotnosť Slnka. Na obr. Obrázok 4 ukazuje zmenu rýchlosti expanzie oproti heliocentrickej.

Ryža. 4. Rýchlostné profily slnečného vetra pre izotermický model koróny pri rôznych hodnotách koronálnej teploty.

S.v. poskytuje základné odtok tepelnej energie z koróny, keďže prestup tepla do chromosféry, el.-magn. Korónové žiarenie a elektronická tepelná vodivosťpp. V. sú nedostatočné na vytvorenie tepelnej rovnováhy koróny. Elektronická tepelná vodivosť zabezpečuje pomalý pokles teploty okolia. so vzdialenosťou. svietivosť Slnka.

S.v. nesie so sebou koronálne magnetické pole do medziplanetárneho prostredia. lúka. Siločiary tohto poľa zamrznutého v plazme vytvárajú medziplanetárne magnetické pole. poľa (MMP). Hoci intenzita IMF je nízka a jeho hustota energie je asi 1% kinetickej hustoty. energie slnečnej energie, hrá dôležitú úlohu v termodynamike. V. a v dynamike interakcií S. v. s telesami Slnečnej sústavy, ako aj prúdmi sev. medzi sebou. Kombinácia expanzie S. storočia. s rotáciou Slnka vedie k tomu, že mag. siločiary zamrznuté na sever storočia majú tvar B R a azimutálne magnetické zložky. polia sa menia odlišne so vzdialenosťou blízko ekliptikálnej roviny:

kde je ang. rýchlosť rotácie Slnka, a - radiálna zložka rýchlostiC. c., index 0 zodpovedá počiatočnej úrovni. Vo vzdialenosti obežnej dráhy Zeme uhol medzi magnetickým smerom. polia a R asi 45°. Pri veľkom L magnetická.

Ryža. 5. Tvar siločiary medziplanetárneho magnetického poľa. - uhlová rýchlosť rotácie Slnka, a - radiálna zložka rýchlosti plazmy, R - heliocentrická vzdialenosť.

S. v., vznikajúce nad oblasťami Slnka s rôznymi. magnetická orientácia polia, rýchlosť, temp-pa, koncentrácia častíc atď.) aj v porov. sa prirodzene menia v priereze každého sektora, čo je spojené s existenciou rýchleho toku solárnej vody v rámci sektora. Hranice sektorov sa zvyčajne nachádzajú v rámci pomalého toku severného storočia. Najčastejšie sa pozorujú 2 alebo 4 sektory rotujúce so Slnkom. Táto štruktúra, vytvorená pri vytiahnutí S.. veľkoplošná magn. korónové polia, možno pozorovať pre niekoľko. revolúcie Slnka. Sektorová štruktúra MMF je dôsledkom existencie aktuálneho listu (CS) v medziplanetárnom prostredí, ktorý rotuje spolu so Slnkom. TS vytvára magnetický ráz. polia - radiálne komponenty MMF majú rôzne znaky na rôznych stranách vozidla. Tento TC, ktorý predpovedal H. Alfven, prechádza cez tie časti slnečnej koróny, ktoré sú spojené s aktívnymi oblasťami na Slnku a oddeľuje tieto oblasti od rôznych. znaky radiálnej zložky slnečného magnetu. poliach. TS sa nachádza približne v rovine slnečného rovníka a má zloženú štruktúru. Rotácia Slnka vedie k skrúteniu záhybov TC do špirály (obr. 6). V blízkosti roviny ekliptiky sa pozorovateľ ocitne buď nad alebo pod TS, vďaka čomu spadá do sektorov s rôznymi znakmi radiálnej zložky MMF.

Blízko Slnka na severe. existujú pozdĺžne a šírkové gradienty rýchlosti bezkolíznych rázových vĺn (obr. 7). Najprv sa vytvorí rázová vlna, ktorá sa šíri smerom dopredu od hranice sektorov (priama rázová vlna) a potom sa vytvorí spätná rázová vlna, ktorá sa šíri smerom k Slnku.

Ryža. 6. Tvar heliosférickej prúdovej vrstvy. Jeho priesečník s rovinou ekliptiky (naklonenej k slnečnému rovníku pod uhlom ~ 7°) dáva pozorovanú sektorovú štruktúru medziplanetárneho magnetického poľa.

Ryža. 7. Štruktúra sektora medziplanetárneho magnetického poľa. Krátke šípky znázorňujú smer toku plazmy slnečného vetra, čiary so šípkami označujú čiary magnetického poľa, bodkované čiary označujú hranice sektorov (priesečník roviny výkresu s aktuálnym listom).

Keďže rýchlosť rázovej vlny je menšia ako rýchlosť slnečnej energie, plazma strháva spätnú rázovú vlnu v smere od Slnka. Rázové vlny v blízkosti hraníc sektorov sa tvoria vo vzdialenosti ~1 AU. a možno ich vysledovať na vzdialenosti niekoľkých. A. e) Tieto rázové vlny, ako aj medziplanetárne rázové vlny zo slnečných erupcií a cirkuplanetárne rázové vlny urýchľujú častice, a preto sú zdrojom energetických častíc.

S.v. siaha do vzdialenosti ~100 AU. e., kde tlak medzihviezdneho média vyrovnáva dynamiku. krvný tlak Dutina vymetená S. v. medziplanetárne prostredie). ExpandingS. V. spolu s magnetom zamrznutým v ňom. poľa bráni prieniku galaktických častíc do slnečnej sústavy. priestor lúčov nízkych energií a vedie ku kozmickým variáciám. vysokoenergetické lúče. U niektorých iných hviezd bol objavený jav podobný S.V. hviezdny vietor).

slnečný vietor

predstavuje konštantný radiálny odtok plazmy zo slnečnej koróny (Pozri Slnečná koróna) do medziplanetárneho priestoru. Vzdelávanie S. v. spojené s tokom energie vstupujúcim do koróny z hlbších vrstiev Slnka. Magnetohydrodynamické a slabé rázové vlny zrejme prenášajú energiu (pozri Plazma, Slnko). Na udržanie S. storočia. Je nevyhnutné, aby sa energia prenášaná vlnami a tepelná vodivosť prenášala do horných vrstiev koróny. Neustále zahrievanie koróny, ktorá má teplotu 1,5-2 miliónov stupňov, nie je vyvážené stratou energie v dôsledku žiarenia, pretože hustota koruny je nízka. Prebytočnú energiu odnášajú slnečné častice.

V podstate S. storočia. je neustále sa rozširujúca slnečná koróna. Tlak ohriateho plynu spôsobuje jeho stacionárny hydrodynamický výtok s postupne sa zvyšujúcou rýchlosťou. Na základni koróny (slnečný vietor 10 tis. km od povrchu Slnka) častice majú radiálnu rýchlosť rádovo stovky m/sek. vo vzdialenosti niekoľkých polomerov od Slnka dosahuje rýchlosť zvuku v plazme 100-150 km/sek a vo vzdialenosti 1 a. e. (v blízkosti obežnej dráhy Zeme) rýchlosť plazmových protónov je 300-750 km/sek. V blízkosti obežnej dráhy Zeme je teplota plazmy slnečného vetra, určená z tepelnej zložky rýchlostí častíc (z rozdielu rýchlostí častíc a priemernej rýchlosti prúdenia), v období pokoja je Slnko slnečný vietor 10 4 K, v aktívnych obdobiach dosahuje 4 ․ 10 5 K. C. V. obsahuje rovnaké častice ako slnečná koróna, teda hlavne protóny a elektróny, prítomné sú aj jadrá hélia (od 2 do 20 %). V závislosti od stavu slnečnej aktivity sa tok protónov v blízkosti obežnej dráhy Zeme pohybuje od 5․107 do 5․108 protónov/( cm 2 ․sek) a ich priestorová koncentrácia sa pohybuje od niekoľkých častíc až po niekoľko desiatok častíc na 1 cm 3. Pomocou medziplanetárnych vesmírnych staníc sa zistilo, že až po obežnú dráhu Jupitera je hustota toku slnečných častíc. zmeny zo zákona r –2 , Kde r- vzdialenosť od Slnka. Energia, ktorú slnečné častice prenášajú do medziplanetárneho priestoru. v 1 sek, odhaduje sa na 10 27 -10 29 erg(energia elektromagnetického žiarenia zo Slnka Slnečný vietor4․10 33 erg/sek). Slnko zo severu stráca. v priebehu roka je hmotnosť rovnajúca sa slnečnému vetru 2․10 – 14 hmotností Slnka. S.v. nesie so sebou slučky siločiar slnečného magnetického poľa (keďže siločiary sú akoby „zamrznuté“ vo vytekajúcej plazme slnečnej koróny; pozri Magnetická hydrodynamika). Kombinácia rotácie Slnka s radiálnym pohybom častíc. S.v. dáva siločiaram tvar špirál. Na úrovni obežnej dráhy Zeme sila magnetického poľa sev. sa pohybuje od 2,5․10 –6 do 4․10 –4 uh. Veľkorozmerná štruktúra tohto poľa v rovine ekliptiky má podobu sektorov, v ktorých pole smeruje od Slnka alebo k nemu (obr. 1). V období nízkej slnečnej aktivity (1963-64) boli pozorované 4 sektory, ktoré pretrvávali 1,5 roka. So zvýšenou aktivitou sa štruktúra odboru zdynamizovala, zvýšil sa počet odvetví.

Magnetické pole unášané slnečným vetrom čiastočne „zmetá“ galaktické kozmické žiarenie z cirkumsolárneho priestoru, čo vedie k zmene jeho intenzity na Zemi. Štúdium variácií kozmického žiarenia umožňuje študovať slnečné žiarenie. vo veľkých vzdialenostiach od Zeme a hlavne mimo roviny ekliptiky. O mnohých vlastnostiach S. storočia. ďaleko od Slnka sa zrejme bude dať poučiť aj štúdiom interakcie slnečnej plazmy. s plazmou komét - unikátne vesmírne sondy. Veľkosť dutiny obsadenej slnečnou energiou nie je presne známa (zariadenia vesmírnych staníc doteraz sledovali slnečnú energiu na obežnú dráhu Jupitera). Na hraniciach tejto dutiny je dynamický tlak S. storočia. musí byť vyvážený tlakom medzihviezdneho plynu, galaktickým magnetickým poľom a galaktickým kozmickým žiarením. Zrážka nadzvukového toku slnečnej plazmy s geomagnetickým poľom generuje stacionárnu rázovú vlnu pred magnetosférou Zeme (obr. 2). S.v. prúdi okolo magnetosféry, čo obmedzuje jej rozsah vo vesmíre (pozri Zem). Tok častíc S. v. geomagnetické pole je stlačené na slnečnej strane (tu hranica magnetosféry prechádza vo vzdialenosti 10 R ⊕ - polomery Zeme) a je predĺžené v antisolárnom smere o desiatky R ⊕ (tzv. „chvost“ magnetosféra). Vo vrstve medzi čelom vlny a magnetosférou už nie je kvázi pravidelné medziplanetárne magnetické pole, častice sa pohybujú po zložitých trajektóriách a niektoré z nich sa dajú zachytiť v radiačných pásoch Zeme. Zmeny intenzity S.. sú hlavnou príčinou porúch geomagnetického poľa (pozri Magnetické variácie), magnetické búrky (pozri Magnetické búrky), polárna žiara (Pozri Polárna žiara), zahrievanie hornej atmosféry Zeme, ako aj množstvo biofyzikálnych a biochemických javov (Pozri Slnečné a pozemské spojenia). Slnko sa vo svete hviezd nevyníma ako nič zvláštne, preto je prirodzené predpokladať, že výlevy hmoty podobné slnečnému žiareniu existujú aj v iných hviezdach. Takýto „hviezdny vietor“, silnejší ako Slnko, bol objavený napríklad v horúcich hviezdach s povrchovou teplotou 30-50 tisíc K. Termín „S. V." navrhol americký fyzik E. Parker (1958), ktorý vypracoval základy hydrodynamickej teórie hydrodynamiky.

Lit.: Parker E., Dynamické procesy v medziplanetárnom prostredí, trans. z angličtiny, M., 1965; Slnečný vietor, trans. z angličtiny, M., 1968; Hundhausen A., Corona Expansion and the Solar Wind, trans. z angličtiny, M., 1976.

M. A. Livshits, S. B. Pikelner.


Veľká sovietska encyklopédia. - M.: Sovietska encyklopédia. 1969-1978 .

Pozrite sa, čo je „slnečný vietor“ v iných slovníkoch:

    Konštantný radiálny tok slnečnej plazmy. koróny v medziplanetárnom priestore. Tok energie prichádzajúci z hlbín Slnka ohrieva korónovú plazmu na 1,5 2 miliónov K. DC. zahrievanie nie je vyvážené stratou energie v dôsledku žiarenia, pretože hustota koróny je nízka.... ... Fyzická encyklopédia

    Moderná encyklopédia

    SOLAR WIND, stály prúd nabitých častíc (hlavne protónov a elektrónov) urýchľovaný teplom slnečnej KORONY na dostatočne vysokú rýchlosť, aby častice prekonali gravitáciu Slnka. Slnečný vietor sa odkláňa... Vedecko-technický encyklopedický slovník

    slnečný vietor- SOLAR WIND, prúd plazmy zo slnečnej koróny, ktorý vypĺňa Slnečnú sústavu až do vzdialenosti 100 astronomických jednotiek od Slnka, kde tlak medzihviezdneho média vyrovnáva dynamický tlak prúdu. Hlavným zložením sú protóny, elektróny, jadrá... Ilustrovaný encyklopedický slovník

    Výlev plazmy zo slnečnej koróny do medziplanetárneho priestoru. Na úrovni obežnej dráhy Zeme je priemerná rýchlosť častíc slnečného vetra (protónov a elektrónov) asi 400 km/s, počet častíc niekoľko desiatok na 1 cm³... Veľký encyklopedický slovník

    - „SOLAR WIND“, ZSSR, OBRAZOVKA (OSTANKINO), 1982, farba. televízny seriál. Hrdinkou filmového románu je mladá vedkyňa Nadezhda Petrovskaya, pracujúca na problémoch na priesečníku rôznych vied.Posledné filmové dielo Andreja Popova (39 filmových úloh). V…… Encyklopédia filmu

    Tento výraz má iné významy, pozri Slnečný vietor (film) ... Wikipedia

    Výlev plazmy zo slnečnej koróny do medziplanetárneho priestoru. Na úrovni obežnej dráhy Zeme je priemerná rýchlosť častíc slnečného vetra (protónov a elektrónov) asi 400 km/s, počet častíc od niekoľkých jednotiek až po niekoľko desiatok na 1 cm3. * * *… … encyklopedický slovník

slnečný vietor

Slnko je zdrojom neustáleho prúdu častíc. Neutrína, elektróny, protóny, častice alfa a ťažšie atómové jadrá spolu tvoria korpuskulárne žiarenie Slnka. Významnú časť tohto žiarenia tvorí viac-menej nepretržitý odtok plazmy, takzvaný slnečný vietor, ktorý je pokračovaním vonkajších vrstiev slnečného žiarenia.

atmosféra - slnečná koróna. V blízkosti Zeme je jeho rýchlosť zvyčajne 400–500 km/s. Prúd nabitých častíc je vyvrhnutý zo Slnka cez koronálne diery - oblasti v atmosfére Slnka s magnetickým poľom otvoreným do medziplanetárneho priestoru. Slnko sa otáča s periódou 27 dní. Trajektórie častíc slnečného vetra pohybujúcich sa pozdĺž indukčných čiar magnetického poľa majú špirálovú štruktúru v dôsledku rotácie Slnka. V dôsledku rotácie Slnka bude geometrický tvar prúdenia slnečného vetra Archimedovskou špirálou. V dňoch slnečných búrok sa slnečný vietor prudko zvyšuje. Na Zemi spôsobuje polárne žiary a magnetické búrky a astronauti by v tomto čase nemali ísť do vesmíru. Pod vplyvom slnečného vetra sú chvosty komét vždy nasmerované preč od Slnka. Slnko je silným zdrojom rádiového vyžarovania. Centimetrové rádiové vlny vyžarované chromosférou a dlhšie vlny vyžarované korónou prenikajú do medziplanetárneho priestoru.

Planéta Merkúr

Merkúr je najbližšia planéta k Slnku a celú svoju obežnú dráhu okolo Slnka dokončí len za 88 dní. Merkúr je najmenšia zo všetkých planét, nepočítajúc Pluto. Povrch tohto malého sveta je dostatočne horúci na to, aby roztavil cín a olovo. Nie je tam takmer žiadna atmosféra a pevná zem je celá pokrytá krátermi.

  • Hmotnosť: 3,3*1023 kg. (0,055 hmotnosť Zeme);
  • Priemer rovníka: 4870 km. (0,38 priemeru zemského rovníka);
  • Hustota: 5,43 g/cm3
  • Povrchová teplota: maximálne 480°С, minimálne -180°С
  • 58,65 pozemských dní
  • 0,387 AU, teda 58 miliónov km
  • 88 pozemských dní
  • Obdobie otáčania okolo vlastnej osi (dni): 176 pozemských dní
  • Sklon obežnej dráhy k ekliptike: 7°
  • Orbitálna excentricita: 0,206
  • 47,9 km/s
  • 3,72 m/s2
AAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAAA

Štruktúra planéty Merkúr

Na základe analýzy fotografií Merkúra navrhli americkí geológovia P. Schultz a D. Gault nasledujúcu schému vývoja jeho povrchu. Po dokončení procesu akumulácie a formovania planéty bol jej povrch hladký. Nasledoval proces intenzívneho bombardovania planéty zvyškami planetárneho roja, počas ktorého vznikli kaluže typu Caloris, ako aj krátery typu Copernicus na Mesiaci. Ďalšie obdobie sa vyznačovalo intenzívnym vulkanizmom a uvoľňovaním lávových prúdov, ktoré naplnili veľké kotliny. Toto obdobie sa skončilo asi pred 3 miliardami rokov. Ortuť má slabé magnetické pole, 0,7 % magnetického poľa Zeme. Magnetické pole planéty má zložitejšiu štruktúru ako Zem. Okrem dipólového (dvojpólového) poľa obsahuje aj polia so štyrmi a ôsmimi pólmi. Na strane Slnka je magnetosféra Merkúra silne stlačená vplyvom slnečného vetra. Vysoká hustota a prítomnosť magnetického poľa naznačuje, že Merkúr musí mať husté kovové jadro. Hustota v strede Merkúra by mala dosahovať 9,8 g/cm3, polomer jadra je 1800 km (75 % polomeru planéty). Jadro tvorí 80 % hmotnosti Merkúra. Napriek pomalej rotácii planéty je jej magnetické pole excitované rovnakým mechanizmom dynama ako magnetické pole Zeme. Tento mechanizmus sa scvrkáva na vytváranie prstencových elektrických prúdov v jadre planéty počas jej rotácie, ktoré vytvárajú magnetické pole. Nad masívnym jadrom je silikátový plášť hrubý 600 km. Hustota povrchových hornín je asi 3,3 g/cm3. Údaje o atmosfére Merkúra naznačujú iba jeho silnú riedkosť. Tlak na povrchu planéty je 500 miliárd krát menší ako na povrchu Zeme.Ortuť sa nachádza veľmi blízko Slnka a svojou gravitáciou zachytáva slnečný vietor. Atóm hélia zachytený Merkúrom zostáva v atmosfére v priemere 200 dní. Okrem hélia je na Merkúre zaznamenaná aj prítomnosť vodíka, pevné horniny zohriate ako pec uvoľňujú rôzne atómy vrátane atómov alkalických kovov, ktoré sú zaznamenané v spektre atmosféry. Existuje podozrenie na prítomnosť oxidu uhličitého a oxidu uhoľnatého.

Povrch planéty Merkúr

Povrch Merkúra bol posiaty sieťou kráterov rôznych veľkostí. Ich rozloženie veľkosti bolo podobné ako pri Mesiaci. Väčšina kráterov vznikla v dôsledku padajúcich meteoritov. Na povrchu planéty boli objavené hladké zaoblené pláne, ktoré sa nazývali panvy kvôli ich podobnosti s mesačnými „morami“. Vzhľad údolí sa vysvetľuje intenzívnou sopečnou činnosťou, ktorá sa časovo zhodovala s formovaním povrchu planéty. Na Merkúre sú hory, najvyššie dosahujú 2–4 km. V mnohých oblastiach planéty sú na povrchu viditeľné údolia a roviny bez kráterov. Na Merkúre je aj nezvyčajný reliéfny detail – škarpa. Ide o výbežok vysoký 2–3 km, ktorý oddeľuje dve oblasti povrchu. Škrabky sa vytvorili ako nožnice počas skorého stláčania planéty. Polárne oblasti Merkúru môžu mať vodný ľad. Slnko nikdy neosvetľuje vnútorné oblasti kráterov, ktoré sa tam nachádzajú, a teplota tam môže zostať okolo –210 °C. Albedo Merkúra je extrémne nízke, okolo 0,11. Maximálna povrchová teplota Merkúra je +410°C. Teplotné rozdiely v dôsledku zmeny ročných období spôsobené predlžovaním obežnej dráhy dosahujú na dennej strane 100°C. priemerná teplota nočnej pologule je –162°C (111 K). Na druhej strane teplota subsolárneho bodu v priemernej vzdialenosti Merkúra od Slnka je +347°C. Povrch tohto malého sveta je dostatočne horúci na to, aby roztavil olovo alebo cín.

Planéta Venuša

Druhá najväčšia planéta od Slnka v Slnečnej sústave. Jedna z terestrických planét, svojou povahou podobná Zemi, no menších rozmerov. Rovnako ako Zem je obklopená pomerne hustou atmosférou. Venuša je bližšie k Zemi ako ktorákoľvek iná planéta a je najjasnejším nebeským objektom (okrem Slnka a Mesiaca). Svetlo Venuše je také jasné, že ak na oblohe nie je ani Slnko, ani Mesiac, spôsobuje, že objekty vrhajú tiene. Venuša, ktorá sa nachádza bližšie k Slnku ako naša planéta, z nej prijíma viac ako dvakrát viac svetla a tepla ako Zem. Na strane tieňa však na Venuši prevláda mráz - viac ako 20 stupňov pod nulou, keďže slnečné lúče sa sem veľmi dlho nedostanú. Povrch Venuše je neustále pokrytý hustými vrstvami mrakov, vďaka čomu nie sú viditeľné takmer žiadne povrchové detaily vo viditeľnom svetle,

  • Hmotnosť: 4,87*1024 kg. (0,815 hmotnosť Zeme);
  • Priemer rovníka: 12102 km. (priemer 0,949 zemského rovníka);
  • Hustota: 5,25 g/cm3
  • Povrchová teplota: maximálne 480°C
  • Obdobie rotácie vzhľadom na hviezdy: 243 pozemských dní
  • Vzdialenosť od Slnka (priemer): 0,723 a.e., teda 108 miliónov km
  • Obdobie obehu (rok): 224,7 pozemských dní
  • Obdobie revolúcie okolo vlastnej osi (nerovná sa dňu, deň na Venuši je 116,8 pozemských dní): 243,02 pozemských dní
  • Sklon obežnej dráhy k ekliptike: 3,39°
  • Orbitálna excentricita: 0,0068
  • Priemerná orbitálna rýchlosť: 35 km/s
  • Gravitačné zrýchlenie: 8,87 m/s2

Slnko je zdrojom neustáleho prúdu častíc. Neutrína, elektróny, protóny, častice alfa a ťažšie atómové jadrá spolu tvoria korpuskulárne žiarenie Slnka. Významnú časť tohto žiarenia tvorí viac-menej nepretržitý odtok plazmy, takzvaný slnečný vietor, ktorý je pokračovaním vonkajších vrstiev slnečnej atmosféry – slnečnej koróny. V blízkosti Zeme je jeho rýchlosť zvyčajne 400–500 km/s. Prúd nabitých častíc je vyvrhnutý zo Slnka cez koronálne diery - oblasti v atmosfére Slnka s magnetickým poľom otvoreným do medziplanetárneho priestoru.

Prvé merania slnečného vetra sa uskutočnili v roku 1959 na sonde Luna-9. V roku 1962 Mariner 2 smerujúci k Venuši uskutočnil pozorovania slnečného vetra a získal tieto výsledky: rýchlosť slnečného vetra sa pohybovala od 350 m/s do 800 m/s, priemerná koncentrácia slnečného vetra bola 5,4 iónov na 1 cm3, teplota iónov 160 000 K. Priemerná intenzita magnetického poľa 6*10–5 oersted.

Medzinárodná vesmírna stanica SOHO objavila množstvo nových informácií o slnečnom vetre. Ukázalo sa, že prenáša prvky ako nikel, železo, kremík, síra, vápnik a chróm.

Slnko sa otáča s periódou 27 dní. Trajektórie častíc slnečného vetra pohybujúcich sa pozdĺž indukčných čiar magnetického poľa majú špirálovú štruktúru v dôsledku rotácie Slnka. V dôsledku rotácie Slnka bude geometrickým tvarom prúdenia slnečného vetra Archimedova špirála, pripomínajúca tvar prúdu vody zo záhradnej hadice rotujúcej okolo osi.

V dňoch slnečných búrok sa slnečný vietor prudko zvyšuje. Na Zemi spôsobuje polárne žiary a magnetické búrky a astronauti by v tomto čase nemali ísť do vesmíru.

Pod vplyvom slnečného vetra sú chvosty komét vždy nasmerované preč od Slnka. Sonda Voyager zachytila ​​slnečný vietor aj za obežnou dráhou Pluta. V skutočnosti žijeme v obrovskej heliosfére tvorenej slnečným vetrom, hoci nás pred ním chráni magnetické pole Zeme.

Slnko je silným zdrojom rádiového vyžarovania. Centimetrové rádiové vlny vyžarované chromosférou a dlhšie vlny vyžarované korónou prenikajú do medziplanetárneho priestoru.

Ak Slnko vyžaruje relatívne stabilné žiarenie vo viditeľných lúčoch (zmeny sa vyskytujú o zlomky percenta), potom sa v rádiovom dosahu môže žiarenie meniť stokrát a dokonca tisíckrát. Rádiové vyžarovanie zo Slnka má dve zložky – konštantnú a premenlivú. Konštantná zložka charakterizuje rádiové vyžarovanie tichého Slnka. Slnečná koróna vyžaruje rádiové vlny ako úplne čierne teleso s teplotou T = 106 K. Premenlivá zložka rádiovej emisie zo Slnka sa prejavuje vo forme výbuchov a hlukových búrok. Hlukové búrky trvajú niekoľko hodín až niekoľko dní. 10 minút po silnej slnečnej erupcii sa rádiové vyžarovanie zo Slnka zvýši tisíckrát a dokonca miliónkrát v porovnaní s rádiovým vyžarovaním z tichého Slnka a trvá niekoľko minút až niekoľko hodín. Táto rádiová emisia má netepelnú povahu.

Slnečný vietor.

Koncom 50. rokov 20. storočia prišiel americký astrofyzik Eugene Parker k záveru, že keďže plyn v slnečnej koróne má vysokú teplotu, ktorá zostáva rovnaká so vzdialenosťou od Slnka, mal by sa neustále rozširovať a napĺňať Slnečnú sústavu. Výsledky získané pomocou sovietskych a amerických kozmických lodí potvrdili správnosť Parkerovej teórie.
Prúd hmoty smerovaný zo Slnka, nazývaný slnečný vietor, sa v skutočnosti rúti medziplanetárnym priestorom. Predstavuje rozšírenie rozpínajúcej sa slnečnej koróny; Pozostáva najmä z jadier atómov vodíka (protónov) a hélia (častice alfa), ako aj elektrónov. Častice slnečného vetra lietajú rýchlosťou niekoľko stoviek kilometrov za sekundu a vzďaľujú sa od Slnka o mnoho desiatok astronomických jednotiek – až tam, kde sa medziplanetárne médium slnečnej sústavy mení na riedky medzihviezdny plyn. A spolu s vetrom sa do medziplanetárneho priestoru prenášajú aj slnečné magnetické polia.

Koronálna diera.
Slnko je zdrojom neustáleho prúdu častíc. Neutrína, elektróny, protóny, častice alfa a ťažšie atómové jadrá spolu tvoria korpuskulárne žiarenie Slnka. Významnú časť tohto žiarenia tvorí viac-menej nepretržitý odtok plazmy, takzvaný slnečný vietor, ktorý je pokračovaním vonkajších vrstiev slnečnej atmosféry – slnečnej koróny. V blízkosti Zeme je jeho rýchlosť zvyčajne 400–500 km/s. Prúd nabitých častíc je vyvrhnutý zo Slnka cez koronálne diery - oblasti v atmosfére Slnka s magnetickým poľom otvoreným do medziplanetárneho priestoru.

Všeobecné magnetické pole Slnka tvarom magnetických indukčných čiar mierne pripomína zemské. Ale siločiary Zeme v blízkosti rovníka sú uzavreté a neumožňujú prechod nabitých častíc smerujúcich k Zemi. Slnečné siločiary sú naopak otvorené v rovníkovej oblasti a siahajú do medziplanetárneho priestoru a ohýbajú sa ako špirály. Dá sa to vysvetliť tým, že siločiary zostávajú spojené so Slnkom, ktoré sa otáča okolo svojej osi. Slnečný vietor spolu s magnetickým poľom „zamrznutým“ v ňom vytvára plynové chvosty komét, ktoré ich nasmerujú od Slnka. Slnečný vietor, ktorý sa na svojej ceste stretne so Zemou, značne deformuje jej magnetosféru, v dôsledku čoho má naša planéta dlhý magnetický „chvost“ nasmerovaný aj zo Slnka. Magnetické pole Zeme citlivo reaguje na prúdenie slnečnej hmoty, ktorá cez ňu prúdi.