Какво представлява слънчевият вятър и как възниква? Изображение на слънчевия вятър в реално време (онлайн) Заредени частици на слънчевия вятър
Тъй като изригванията и други процеси, свързани с освобождаването на енергия, се случват постоянно на повърхността на Слънцето, астрономите стигнаха до извода, че нашето светило е заобиколено от облак от високоенергийни заредени частици, които се разпръскват във всички посоки. Това е слънчевият вятър.
Слънчевият вятър постоянно „обдухва“ горните слоеве на земната атмосфера със скорост около 400 км/сек. Състои се от напълно йонизирани водородни атоми; Всеки кубичен сантиметър от слънчевия вятър съдържа средно около 5 протона и същия брой електрони. Естествено, заредените частици на слънчевия вятър, приближавайки се до Земята, взаимодействат с нейното магнитно поле. Пространството около Земята, в което се проявява магнитното поле, се нарича от астрономите и геофизиците магнитосфера. Оста на магнитосферата е наклонена спрямо оста на въртене на Земята с 11,5°. Магнитосферата улавя електрически заредени частици, идващи от дълбините на космоса. Уловени, те се движат спираловидно по магнитни линии, образувайки около земното кълбо така наречените радиационни пояси – външни и вътрешни. Вътрешният радиационен пояс се намира на височини не по-високи от 12 000 km; външният се простира на около 57 хил. км.
Докато се приближава към Земята, слънчевият вятър притиска магнитосферата, компресира нейната област, обърната към Слънцето, и разтяга противоположната област в гигантска опашка, която надхвърля орбитата на Луната.
Когато Слънцето е спокойно, т.е. има малко петна и изригвания върху него, слънчевият вятър, сблъсквайки се с наветрената страна на магнитосферата, го компресира до размер от около осем земни радиуса (радиусът на Земята е 6371 km ). В такива периоди магнитосферата и дебелината на атмосферата ни предпазват от прякото въздействие на слънчевия вятър. Само в райони с високи географски ширини (т.е. близо до Северния и Южния полюс, отвъд Арктическия кръг) частиците на слънчевия вятър имат възможност да проникнат в горните слоеве на земната атмосфера. В същото време те предизвикват нейната йонизация, която се проявява под формата на полярни сияния - сиянието на горните, много разредени атмосферни слоеве, възникващи на височина обикновено от 80 до 1000 км. Полярното сияние не без основание се смята за едно от най-красивите, най-цветните светлинни явления в природата.
Но в периоди на максимум се очертава съвсем различна картина слънчева активносткогато слънчевият вятър се засили. Енергията на частиците, произведени по време на слънчеви изригвания, е толкова висока (често надхвърля 15 000 GeV), че слънчевият вятър достига „ураганна“ сила и скорост над 1500 км/сек. Приближавайки се до Земята, той често пробива магнитосферата, преодолява радиационните пояси и буквално пада върху нашата планета, излъчвайки радиация и горещи йонизирани газове, които бомбардират Земята и се намират дори на екватора! Но частиците на слънчевия вятър бомбардират особено изобилно полярните региони на Земята, усилвайки полярните сияния и изкривявайки магнитното поле по такъв начин, че стрелките на компаса буквално полудяват. Има така наречената магнитна буря.
Въпреки това, от практическа гледна точка, фактът, че слънчеви изригванияпроменят свойствата на областта на горната атмосфера, в която при нормални условия концентрацията на електрически заряди под формата на йони е висока (тази област се нарича йоносфера). Магнитната буря генерира йоносферна буря - плътността на йонизираните частици в йоносферата се променя произволно, което води до нарушаване на работата на радиооборудването и като цяло на всички инструменти, свързани по някакъв начин с използването на йоносферата.
слънчев вятър е постоянен радиален поток на плазма от слънчевата корона (виж слънчева корона) в междупланетното пространство. Образованието на С свързан с потока енергия, навлизащ в короната от по-дълбоките слоеве на Слънцето. Очевидно магнитохидродинамичните и слабите ударни вълни пренасят енергия (вижте Плазма,
слънце). За поддържане на С. век. от съществено значение е енергията, пренасяна от вълните и топлопроводимостта, да се пренася към горните слоеве на короната. Постоянното нагряване на короната, която има температура от 1,5-2 милиона градуса, не се балансира от загубата на енергия поради радиация, т.к. плътността на короната е ниска. Излишната енергия се отвежда от частиците на S. По същество S. век. е непрекъснато разширяващата се слънчева корона. Налягането на нагрятия газ предизвиква неговото стационарно хидродинамично изтичане с постепенно нарастваща скорост. В основата на короната (слънчев вятър 10 000 кмот повърхността на Слънцето) частиците имат радиална скорост от порядъка на стотици м/сек. на разстояние няколко радиуса от Слънцето достига скорост на звука в плазмата от 100-150 км/сек, а на разстояние 1 а. д. (близо до орбитата на Земята) скоростта на плазмените протони е 300-750 км/сек. В близост до земната орбита температурата на SV плазмата, която се определя от топлинния компонент на скоростите на частиците (от разликата в скоростите на частиците и средната скорост на потока), по време на тихи периоди на Слънцето е 10 4 K, а по време на активни периоди достига 4․10 5 K. C. in. съдържа същите частици като слънчевата корона, т.е. главно протони и електрони, има и хелиеви ядра (от 2 до 20%). В зависимост от състоянието на слънчевата активност протонният поток в близост до земната орбита варира от 5․10 7 до 5․10 8 протона/( см 2 ․сек), а тяхната пространствена концентрация - от няколко частици до няколко десетки частици в 1 см 3 . С помощта на междупланетни космически станцииустановено е, че до орбитата на Юпитер плътността на потока от частици на S. v. промени по закон r –2 ,
където r- разстояние от Слънцето. Енергията, която се пренася в междупланетното пространство от частици слънчева енергия. в 1 сек, оценена на 10 27 -10 29 ерг(енергия на електромагнитното излъчване на слънцето слънчев вятър4․10 33 ерг/сек).
Слънцето губи от S. в. през годината маса, равна на слънчевия вятър 2․10 -14 слънчеви маси. С. в. носи със себе си примките на силовите линии на слънцето магнитно поле(защото силовите линии са, така да се каже, „замръзнали“ в изтичащата плазма на слънчевата корона; виж Магнитохидродинамика). Комбинацията от въртенето на Слънцето с радиалното движение на частиците. С. в. придава на силовите линии формата на спирали. На нивото на земната орбита силата на магнитното поле на S. v. варира от 2,5․10–6 до 4․10–4 ъъъ.
Мащабната структура на това поле в равнината на еклиптиката има формата на сектори, в които полето е насочено встрани от Слънцето или към него (фиг. 1). През периода на ниска активност на Слънцето (1963-64 г.) са наблюдавани 4 сектора, които са се задържали 1,5 години. С увеличаване на активността структурата на полето стана по-динамична, а броят на секторите също се увеличи. Магнитното поле, отнесено от S. V., частично "помита" галактическите космически лъчи от околослънчевото пространство, което води до промяна в интензивността им на Земята. Изследването на вариациите в космическите лъчи позволява да се изследва слънчевата радиация. на големи разстояния от Земята и най-важното извън равнината на еклиптиката. За много имоти на S. in. Далеч от Слънцето, очевидно също ще бъде възможно да се научим от изследване на взаимодействието на S. плазмата. с плазмата на кометите – своеобразни космически сонди. Размерът на кухината, заета от SV, не е известен точно (оборудването на космическите станции досега е проследило SV до орбитата на Юпитер). В границите на тази кухина динамичният натиск на S. век. трябва да се балансира от налягането на междузвездния газ, галактическото магнитно поле и галактическите космически лъчи. Сблъсъкът на свръхзвуков слънчев плазмен поток с геомагнитното поле генерира стационарна ударна вълна пред магнитосферата на Земята (фиг. 2). С. в. сякаш тече около магнитосферата, ограничавайки нейното разпространение в космоса (виж Земята). Потокът от частици S. в. геомагнитното поле се компресира от слънчевата страна (тук границата на магнитосферата минава на разстояние 10 R ⊕ слънчев вятър - радиуси на Земята) и се разширява в антислънчевата посока с десетки R ⊕ (така наречената "опашка" на магнитосферата). В слоя между фронта на вълната и магнитосферата вече няма квазирегулярно междупланетно магнитно поле, частиците се движат по сложни траектории и някои от тях могат да бъдат уловени в радиационните пояси на Земята. Промени в интензивността на S. век. са основната причина за смущения в геомагнитното поле (виж Магнитни вариации),
магнитни бури (вижте магнитни бури),
полярни сияния (виж Полярни сияния), нагряване на горната атмосфера на Земята и редица биофизични и биохимични явления (виж Слънчево-земни отношения). Слънцето не се отличава с нищо особено в света на звездите, така че е естествено да се предположи, че изтичане на материя, подобно на S. V., съществува и в други звезди. Такъв "звезден вятър", по-мощен от този на Слънцето, е открит например в горещи звезди с температура на повърхността 30-50 хиляди K. Терминът "S. в." е предложен от американския физик Е. Паркър (1958), който разработва основите на хидродинамичната теория на SV. Лит.:Паркър Е., Динамични процеси в междупланетната среда, прев. от англ., М., 1965; Слънчев вятър, прев. от англ., М., 1968; Hundhausen, A., Коронално разширение и слънчев вятър, прев. от английски, М., 1976. М. А. Лившиц, С. Б. Пикелнер.
Велика съветска енциклопедия. - М.: Съветска енциклопедия. 1969-1978 .
Вижте какво е "слънчевият вятър" в други речници:
Постоянен радиален поток на слънчева плазма. корона в междупланетно дясно. Потокът от енергия, идващ от недрата на Слънцето, загрява плазмата на короната до 1,5 2 милиона К. Пост. отоплението не се балансира от загубата на енергия поради радиация, тъй като плътността на короната е ниска. ... ... Физическа енциклопедия
Съвременна енциклопедия
СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР, постоянен поток от ускорени заредени частици (главно протони и електрони) висока температураслънчевата корона до скорости, достатъчно големи, за да могат частиците да преодолеят гравитацията на слънцето. Слънчевият вятър отклонява... Научно-технически енциклопедичен речник
слънчев вятър- СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР, плазмения поток на слънчевата корона, запълване слънчева системадо разстояние от 100 астрономически единици от Слънцето, където налягането на междузвездната среда балансира динамичното налягане на потока. Основният състав е протони, електрони, ядра ... Илюстрован енциклопедичен речник
Изтичане на плазма от слънчева корона в междупланетното пространство. На нивото на земната орбита средната скорост на частиците на слънчевия вятър (протони и електрони) е около 400 km/s, броят на частиците е няколко десетки на 1 cm³ ... Голям енциклопедичен речник
- "СЛЪНЧЕВ ВЯТЪР", СССР, ЕКРАН (ОСТАНКИНО), 1982 г., цв. Телевизионен сериал. Героинята на филмовия роман е младият учен Надежда Петровская, която работи върху проблеми, които са в пресечната точка на различни науки.Последната филмова работа на Андрей Попов (39 филмови роли). НА…… Енциклопедия на киното
Този термин има и други значения, вижте Слънчев вятър (филм) ... Wikipedia
Изтичане на плазма от слънчева корона в междупланетното пространство. На нивото на земната орбита средната скорост на частиците на слънчевия вятър (протони и електрони) е около 400 km/s, броят на частиците варира от няколко до няколко десетки на 1 cm3. * * *… … енциклопедичен речник
Все повече и повече хора получават внимание интересни факти за слънчевия вятър. Какво е това явление? В края на 40-те години опитни астрофизици заключиха, че Слънцето събира газообразна материя от междузвездното пространство. космическо пространство. Поради тази причина беше изложена теория за съществуването на вятър, насочен към слънцето. След известно време учените дори успяха да потвърдят съществуването на слънчевия вятър, но с лека корекция: вятърът идва от Слънцето в различни посоки. Помислете за няколко интересни фактиза този феномен:
- На първо място, трябва да знаете, че определението за „слънчев вятър“ описва астрофизичен феномен, а не метеорологичен. Този процес представлява непрекъснато излъчване на плазма в околното пространство. Чрез този вятър Слънцето, като че ли, премахва излишната енергия, съдържаща се в него.
- Всъщност, вместо да натрупва вещества от околното космическо пространство, Слънцето изхвърля съдържащото се в него вещество в различни посоки в обем, равен на един милион тона за период, съответстващ на едно завъртане на Земята около оста си.
- Скоростта на частиците, които се отдалечават от Слънцето, непрекъснато се увеличава, тъй като те се изтласкват от подобно вещество, чиято температура е много по-висока. Освен това силата на привличане на Слънцето постепенно престава да действа върху плазмените частици, които са съставни елементипотоци.
3
- Приблизително на разстояние 20 000 км от повърхността скоростта на плазмените частици може да съответства на десетки хиляди метри в секунда. След преминаване на разстояние, съответстващо на няколко диаметъра на слънцето, скоростта на плазмените частици става хиляда пъти по-голяма. В близост до нашата планета тази скорост става стотици пъти по-висока, а плътността им става много по-ниска от тази на атмосферата.
4
- В състава на потоци през по-голямата частвключва протони и електрони, но освен това съдържа ядра на хелий и други елементи.
5
- Температурата на плазмените частици в самото начало на потоците на слънчевия вятър съответства на приблизително два милиона градуса по Келвин. В хода на разстоянието температурата първо се повишава до 20 милиона градуса и едва след това започва да намалява. Когато вятърът достигне нашата планета, плазмените частици се охлаждат до около 10 000 градуса.
- Когато се появят изригвания на Слънцето, температурата на плазмата близо до Земята съответства на 100 хиляди градуса.
7
- Магнитното поле на нашата планета ни предпазва добре от тази радиация.. Потоци от слънчеви ветрове буквално обикалят земната атмосфера и се простират по-нататък в околното пространство, като постепенно намаляват плътността си.
- От време на време интензивността на преминаващите потоци от плазмени частици е толкова висока, че атмосферата на нашата планета трудно може да отрази тяхното въздействие. Естествено, потоците на слънчевия вятър се отдръпват, но само след известно време.
9
- Когато мощни потоци слънчеви ветрове влизат в интензивно взаимодействие с магнитното поле на нашата планета, можем да наблюдаваме полярни сияния в районите на полюсите, както и да фиксираме образуването на магнитни бури.
10
- Характерът на разпространението на слънчевите ветрове не може да се нарече хомогенен.. Скоростта на разпространение може да достигне своя максимум, когато вятърът преминава над така наречените дупки в короната. Най-бавният поток от потоци може да бъде фиксиран над лентите. Потоци с различни скорости на потока се пресичат помежду си и с нашата планета.
11
- Научихме се да получаваме най-голямо количество информация за слънчевия вятър благодарение на специално проектирани космически кораби. Списъкът с подобни технологични устройства включва прословутия спътник Одисей, благодарение на който познанията ни за слънчевия вятър се промениха значително. Химичният състав и скоростта на плазмените потоци са изследвани благодарение на това забележително устройство. Освен това с помощта на сателит беше възможно да се определи нивото на магнитното поле на нашата планета.
- Друг спътник ACE беше изстрелян в орбита през 1997 г. близо до точката на Лагранж L1. Именно на това място слънчевата и земната гравитация са в баланс. На борда на тази машина има устройства, които непрекъснато наблюдават потока от слънчеви ветрове, така че хората да могат да изследват информация за насочени плазмени частици в реално време, ограничено до територията на сектора L1.
- Наскоро слънчевият вятър предизвика геомагнитна буря на Земята. Интензивни потоци излизат от коронарния отвор в слънчевата атмосфера. Такива дупки могат да се образуват в осветителното тяло дори в случаите, когато има пълна липса на активни зони.
- Днес Слънцето има коронална дупка.. Потоци от плазмени частици с висока плътност на разпространение достигнаха планетата до средата на юни, което предизвика развитието на геомагнитни бури.
слънчев вятър
- непрекъснат поток от плазма от слънчев произход, разпространяващ се приблизително радиално от Слънцето и изпълващ слънчевата система със себе си до хелиоцентрика. разстояния ~100 AU С.в. образувани по време на газодинамиката разширяване в междупланетното пространство. При високи температури, които съществуват в слънчевата корона (К), налягането на горните слоеве не може да балансира газовото налягане на коронната материя и короната се разширява.Първите доказателства за съществуването на постоянен плазмен поток от Слънцето са получени от Л. Бирман (Германия) през 50-те години на миналия век. върху анализа на силите, действащи върху плазмените опашки на кометите. През 1957 г. Дж. Паркър (САЩ), анализирайки условията на равновесие на коронната материя, показа, че короната не може да бъде в хидростатични условия. равновесие, както беше прието по-рано, но трябва да се разшири и това разширение, при съществуващите гранични условия, трябва да доведе до ускоряване на коронарната материя до свръхзвукови скорости.
Средни характеристики S.v. са дадени в табл. 1. За първи път на втория съветски космически кораб е регистриран плазмен поток от слънчев произход. ракета "Луна-2" през 1959 г. Наличието на постоянно изтичане на плазма от Слънцето е доказано в резултат на многомесечни измервания на амер. AMS "Маринър-2" през 1962 г
Таблица 1. Средни характеристики на слънчевия вятър в орбитата на Земята
| Скорост | 400 км/с |
| Протонна плътност | 6 см -3 |
| Протонна температура | Да се |
| Електронна температура | Да се |
| Сила на магнитното поле | д |
| Плътност на протонния поток | cm -2 s -1 |
| Плътност на потока на кинетична енергия | 0,3 ergsm -2 s -1 |
Потоци S.v могат да се разделят на два класа: бавни - със скорост km/s и бързи - със скорост 600-700 km/s. Бързите потоци идват от тези области на короната, където магнитното поле е близко до радиалното. Някои от тези области явл. . Бавно тече S.v. свързани, очевидно, с области на короната, където има средство. тангенциален магнитен компонент. полета.
В допълнение към основните компоненти на S.v. - протони и електрони - частици, силно йонизирани йони на кислород, силиций, сяра и желязо също са открити в състава му (фиг. 1). При анализа на газове, уловени във фолио, изложено на Луната, бяха открити атоми Ne и Ar. Средна хим. състав на С.в. е дадено в табл. 2.Таблица 2. Относително химичен съставСлънчев вятър
| елемент | Относително съдържание |
| з | 0,96 |
| 3Той | |
| 4 Той | 0,04 |
| О | |
| не | |
| Si | |
| Ар | |
| Fe |
Йонизация състояние на материята S.v. съответства на нивото в короната, където времето на рекомбинация става малко в сравнение с времето на разширяване, т.е. на разстояние. Йонизационни измервания. йонни температури S.v. правят възможно определянето на електронната температура на слънчевата корона.
С.в. пренася короналното магнитно поле със себе си в междупланетната среда. поле. Силовите линии на това поле, замръзнали в плазмата, образуват междупланетното магнитно поле. поле (MMP). Въпреки че интензитетът на IMF е малък и енергийната му плътност е прибл. 1% от кинетичния S.V. енергия, тя играе важна роля в термодинамиката на S.V. и в динамиката на взаимодействията С.в. с телата на Слънчевата система и потоците на С.в. помежду си. Комбинация за разширяване на S.v с въртенето на Слънцето води до факта, че магн. силовите лиони, замразени в S.V., имат форма, близка до спиралите на Архимед (фиг. 2). Радиални и азимутални компоненти на магн. полетата в близост до равнината на еклиптиката се променят с разстоянието:,
където Р- хелиоцентричен. разстояние, - ъглова скорост на въртене на Слънцето, u R- радиална компонента на скоростта на S.V., индекс "0" съответства на началното ниво. На разстояние от земната орбита ъгълът между посоките на магнитната. полета и посока към Слънцето, на голяма хелиоцентр. Разстоянията на IMF са почти перпендикулярни на посоката към Слънцето.
S.V., възникващи над региони на Слънцето с различна ориентация на магнитното поле. полета, формира потоци в различно ориентирани МВФ – т.нар. междупланетно магнитно поле.
В С.в. наблюдават се различни видове вълни: Langmuir, свистящи, йонозвукови, магнитозвукови и др. (виж). Някои от вълните се генерират на Слънцето, други се възбуждат в междупланетната среда. Генерирането на вълни изглажда отклоненията на функцията на разпределение на частиците от Максуелова и води до факта, че S.V. се държи като континуум. Вълните от типа на Алфвен играят важна роля в ускоряването на малки компоненти на r.v. и при формирането на функцията на разпределение на протоните. В С.в. също се наблюдават контактни и ротационни прекъсвания, които са характерни за магнетизираната плазма.
Flow S.V. явл. свръхзвукови по отношение на скоростта на тези видове вълни, за да осигурят ефективен пренос на енергия в S.v. (Алфвен, звукови и магнитозвукови вълни), Алфвен и звукови числа на Мах S.v. в орбитата на Земята. Когато obtrekanie S.v. препятствия, които могат ефективно да отклонят S.v. (магнитни полета на Меркурий, Земята, Юпитер, Старн или проводящите йоносфери на Венера и, очевидно, Марс), се образува дъгова ударна вълна. С.в. се забавя и нагрява в предната част на ударната вълна, което й позволява да тече около препятствие. По същото време в С.в. се образува кухина - магнитосферата (собствена или индуцирана), формата и големината на рояка се определя от баланса на налягането на магнита. полето на планетата и налягането на протичащия плазмен поток (виж ). Слоят от нагрята плазма между ударната вълна и обтекаемото препятствие се нарича. преходна зона. Температурите на йоните във фронта на ударната вълна могат да се повишат 10-20 пъти, на електроните - 1,5-2 пъти. Ударна вълна явл. , термализацията на потока от които се осигурява от колективни плазмени процеси. Дебелината на фронта на ударната вълна е ~100 km и се определя от скоростта на нарастване (магнитозвук и/или по-нисък хибрид) по време на взаимодействието на настъпващия поток и част от йонния поток, отразен от фронта. В случай на взаимодействие S.v. с непроводящо тяло (Луната) ударна вълна не възниква: плазменият поток се абсорбира от повърхността, а зад тялото се образува S.v., постепенно запълнен с плазма. кухина.Стационарният процес на изтичане на коронна плазма се наслагва от нестационарни процеси, свързани с . По време на силни слънчеви изригвания материята се изхвърля от долните области на короната в междупланетната среда. В този случай също се образува ударна вълна (фиг. 3), която постепенно се забавя при движението на S.V. през плазмата. Пристигането на ударната вълна към Земята води до компресия на магнитосферата, след което обикновено започва развитието на магнитното поле. бури.
Уравнението, описващо разширението на слънчевата корона, може да се получи от системата от уравнения за запазване на масата и ъгловия момент. Решенията на това уравнение, които описват различния характер на промяната на скоростта с разстоянието, са показани на фиг. 4. Решения 1 и 2 съответстват на ниски скорости в основата на короната. Изборът между тези две решения се определя от условията в безкрайността. Разтвор 1 съответства на ниски скорости на разширение на короната ("слънчев бриз", според J. Chamberlain, САЩ) и дава високи стойности на налягането в безкрайност, т.е. среща същите трудности като статичния модел. корони. Решение 2 съответства на преминаването на скоростта на разширение през стойността на скоростта на звука ( срещу К) на някои критични разстояние Р Ки последващо разширяване при свръхзвукови скорости. Това решение дава изчезващо малка стойност на налягането в безкрайността, което прави възможно съпоставянето му с ниското налягане на междузвездната среда. Паркър нарича този тип течение слънчев вятър. Критичен точката е над повърхността на Слънцето, ако температурата на короната е по-ниска от определена критична стойност. стойности, къде м- протонна маса, - адиабатен показател. На фиг. 5 показва промяната в скоростта на разширение с хелиоцентрика. разстояние в зависимост от температурата изотерм. изотропна корона. Следващите модели на S.v. вземат предвид промените в коронарната температура с разстояние, двуфлуиден характер на средата (електронни и протонни газове), топлопроводимост, вискозитет, несферичен характер на разширението. Подход към веществото S.v. като непрекъсната среда е оправдано от наличието на IMF и колективния характер на взаимодействието на S.V. плазма, поради различни видове нестабилности. С.в. осигурява основното изтичането на топлинна енергия на короната, като пренос на топлина към хромосферата, електромагн. излъчване на силно йонизирана коронна материя и електронна топлопроводимост S.V. недостатъчна за установяване на топлинна. баланс на короната. Електронната топлопроводимост осигурява бавно понижаване на температурата на S.V. с разстояние. С.в. не играе никаква съществена роля в енергията на Слънцето като цяло, т.к отнесеният от него енергиен поток е ~ 10 -8Има постоянен поток от частици, изхвърлени от горната атмосфера на слънцето. Виждаме доказателства за слънчевия вятър около нас. Мощен геомагнитни буриможе да повреди сателитите и електрическите системи на Земята и да причини красиви полярни сияния. Може би най-доброто доказателство за това са дългите опашки на кометите, когато минават близо до слънцето.
Кометните прахови частици се отклоняват от вятъра и се отнасят далеч от Слънцето, поради което кометните опашки винаги сочат встрани от нашето слънце.
Слънчев вятър: произход, характеристики
Той идва от горните слоеве на слънчевата атмосфера, наречени корона. В тази област температурата е над 1 милион келвина, а частиците имат енергиен заряд над 1 keV. Всъщност има два вида слънчев вятър: бавен и бърз. Тази разлика може да се види при кометите. Ако се вгледате внимателно в снимка на комета, ще видите, че те често имат две опашки. Единият е прав, а другият е по-извит.
Скорост на слънчевия вятър онлайн близо до Земята, данни за последните 3 дни
Бърз слънчев вятър
Той се движи със 750 km/s и астрономите смятат, че произхожда от коронални дупки, региони, където линиите на магнитното поле пробиват повърхността на Слънцето.
бавен слънчев вятър
Той има скорост от около 400 km/s и идва от екваториалния пояс на нашата звезда. Радиацията достига Земята в зависимост от скоростта от няколко часа до 2-3 дни.