태양풍이란 무엇이며 어떻게 발생합니까? 실시간 태양풍 이미지(온라인) 충전된 태양풍 입자

에너지 방출과 관련된 플레어 및 기타 과정이 태양 표면에서 끊임없이 발생하기 때문에 천문학자들은 우리 별이 모든 방향으로 날아가는 전하를 띤 고에너지 입자 구름으로 둘러싸여 있다는 결론에 도달했습니다. 이것이 태양풍이다.

태양풍은 약 400km/초의 속도로 지구 대기의 상층부를 지속적으로 "불어옵니다". 완전히 이온화된 수소 원자로 구성됩니다. 태양풍의 각 입방센티미터에는 평균 약 5개의 양성자와 같은 수의 전자가 포함되어 있습니다. 당연히 지구에 접근하는 태양풍의 하전 입자는 자기장과 상호 작용합니다. 자기장이 나타나는 지구 주변 공간을 천문학자와 지구물리학자는 자기권이라고 부릅니다. 자기권의 축은 지구의 자전축에 대해 11.5° 기울어져 있습니다. 자기권은 우주 깊은 곳에서 나오는 전하를 띤 입자를 포착합니다. 일단 잡히면 자력선을 따라 나선형으로 이동하여 외부 및 내부 전 세계에 소위 방사선 벨트를 형성합니다. 내부 방사선 벨트는 12,000km를 초과하지 않는 고도에 위치합니다. 바깥 쪽은 약 57,000km까지 확장됩니다.

태양풍이 지구에 접근하면 자기권에 압력이 가해져 태양을 향한 영역은 압축되고 반대쪽 영역은 달 궤도보다 큰 거대한 꼬리로 늘어납니다.

태양이 고요할 때, 즉 점과 플레어가 거의 없을 때, 태양풍은 자기권의 바람이 불어오는 쪽과 충돌하여 이를 지구 반경 약 8배(지구 반경은 6371km) 크기로 압축합니다. 그러한 기간 동안 자기권과 대기의 두께는 태양풍의 직접적인 영향으로부터 우리를 보호합니다. 높은 지역에서만 지리적 위도(즉, 북쪽 근처와 남극, 북극권 너머) 태양풍 입자는 지구 대기의 상층부를 관통하는 능력을 가지고 있습니다. 동시에 그들은 오로라의 형태로 나타나는 이온화를 유발합니다. 이는 일반적으로 고도 80-1000km에서 발생하는 매우 희박한 상부 대기층의 빛입니다. 오로라가 자연에서 가장 아름답고 가장 다채로운 빛 현상 중 하나로 간주되는 것은 당연한 일입니다.

그러나 최대 기간에는 완전히 다른 그림이 나타납니다. 태양 활동태양풍이 급격히 증가할 때. 태양 플레어 중에 생성된 입자의 에너지는 너무 높아(종종 15,000GeV를 초과) 태양풍은 "허리케인" 강도와 1500km/초가 넘는 속도에 도달합니다. 지구에 접근함에 따라 종종 자기권을 뚫고 방사선 벨트를 극복하고 문자 그대로 지구에 충돌하여 지구를 폭격하고 적도에서도 감지되는 방사선과 뜨거운 이온화 가스를 방출합니다! 그러나 태양풍 입자는 지구의 극지방에 특히 많이 쏟아져 오로라를 강렬하게 만들고 자기장을 왜곡시켜 나침반 바늘이 문자 그대로 "미쳐버릴 정도"입니다. 소위 자기 폭풍이 발생합니다.

그러나 요즘 실용적인 관점에서 볼 때 훨씬 더 중요한 것은 태양 플레어정상적인 조건에서 이온 형태의 전하 농도가 높은 상부 대기 영역의 특성을 변경합니다 (이 영역을 전리층이라고 함). 자기 폭풍은 전리층 폭풍을 발생시킵니다. 전리층의 이온화된 입자 밀도가 무작위로 변경되어 무선 장비의 작동이 중단되고 일반적으로 전리층 사용과 관련된 모든 장치가 중단됩니다.

태양풍

플라즈마의 지속적인 방사형 유출을 나타냅니다. 태양 코로나(태양 코로나 참조) 행성 간 공간으로. 교육 S. v. 태양의 더 깊은 층에서 코로나로 들어가는 에너지 흐름과 관련이 있습니다. 분명히 자기유체역학과 약한 충격파는 에너지를 전달합니다(플라즈마 참조, 해). S. 세기를 유지하기 위해. 파동과 열전도율에 의해 전달되는 에너지가 코로나의 상층부까지 전달되는 것이 필수적이다. 150만 ~ 200만 도의 온도를 갖는 코로나의 지속적인 가열은 방사선으로 인한 에너지 손실과 균형을 이루지 못합니다. 크라운의 밀도가 낮습니다. 과도한 에너지는 태양 입자에 의해 운반됩니다.

본질적으로 S. 세기. 지속적으로 팽창하는 태양 코로나이다. 가열된 가스의 압력은 점차 증가하는 속도로 고정된 유체역학적 유출을 발생시킵니다. 코로나 기저부(태양풍 10,000. 킬로미터태양 표면에서) 입자는 수백 정도의 방사 속도를 갖습니다. 중/비서. 태양으로부터 몇 반경 떨어진 거리에서 플라즈마의 음속은 100-150에 도달합니다. 킬로미터/비서, 그리고 오전 1시 거리에 있습니다. e. (지구 궤도 근처) 플라즈마 양성자의 속도는 300-750입니다. 킬로미터/비서. 지구 궤도 근처에서 입자 속도의 열 성분(입자 속도와 평균 유속의 차이)으로 결정되는 태양풍 플라즈마 온도는 조용한 기간 동안 태양풍이 10 4K이고 활동 기간 동안 태양풍이 10 4K입니다. 4 ․ 10 5 K.C에 이른다. 태양 코로나와 동일한 입자, 즉 주로 양성자와 전자를 포함하고 헬륨 핵도 존재합니다(2~20%). 태양 활동 상태에 따라 지구 궤도 근처의 양성자 플럭스는 5․10 7 에서 5․10 8 양성자/( cm 2 ․비서), 그 공간적 농도는 1개당 여러 개의 입자에서 수십 개의 입자까지 다양합니다. cm 3. 행성 간 도움으로우주 정거장 목성의 궤도까지 태양 입자의 자속 밀도가 확인되었습니다. 법률에 의한 변경 –2 , 아르 자형 목성의 궤도까지 태양 입자의 자속 밀도가 확인되었습니다. 법률에 의한 변경어디 비서- 태양으로부터의 거리. 태양 입자가 행성 간 공간으로 운반하는 에너지입니다. 1시에 , 10 27 -10 29로 추정에르그 (에너지전자기 방사선 , 10 27 -10 29로 추정/비서). 태양 태양풍4․10 33 태양은 북쪽에서 집니다. 1년 동안 태양풍과 동일한 질량은 2․10 –14 태양 질량입니다. S.v. 태양광 전력선의 루프를 운반합니다.자기장 (자기장 선은 태양 코로나의 유출 플라즈마로 "동결"되어 있기 때문에 자기 유체 역학 참조). 태양의 회전과 입자의 방사형 움직임의 조합. S.v. 힘의 선에 나선 모양을 부여합니다. 지구 궤도 수준에서 북쪽 자기장의 강도. 2.5․10 –6에서 4․10 –4까지 다양함. 음

태양풍에 의해 운반되는 자기장은 태양 주위 공간에서 은하 우주선을 부분적으로 "휩쓸어"지구에서 강도의 변화를 가져옵니다. 우주선의 변화에 ​​대한 연구는 태양 복사를 연구하는 것을 가능하게 합니다. 지구로부터 먼 거리에 있고, 가장 중요한 것은 황도면 바깥쪽에 있습니다. S. 세기의 많은 속성에 대해. 태양에서 멀리 떨어져 있으면 태양 플라즈마의 상호 작용을 연구하여 배우는 것도 가능할 것 같습니다. 혜성의 플라즈마 - 독특한 우주 탐사선. 태양 에너지가 차지하는 공동의 크기는 정확히 알려져 있지 않습니다(우주 정거장의 장비는 지금까지 태양 에너지를 목성 궤도까지 추적해 왔습니다). 이 공동의 경계에는 S. 세기의 동적 압력이 있습니다. 성간 가스, 은하 자기장, 은하 우주 광선의 압력과 균형을 이루어야 합니다. 태양 플라즈마의 초음속 흐름과 지자기장의 충돌은 지구 자기권 앞에 고정 충격파를 생성합니다(그림 2). S.v. 자기권 주위로 흐르며 우주에서의 범위를 제한합니다 (지구 참조). 입자의 흐름 S. v. 지자기장은 태양 측에서 압축되고 (여기서 자기권의 경계는 10 R ⊕ - 지구 반경의 거리를 통과함) 태양 반대 방향으로 수십 R ⊕만큼 늘어납니다 (소위 "꼬리" 자기권). 파면과 자기권 사이의 층에는 더 이상 준규칙적인 행성간 자기장이 존재하지 않습니다. 입자는 복잡한 궤적을 따라 이동하며 그 중 일부는 지구의 복사 벨트에 포착될 수 있습니다. S. 강도의 변화. 지자기장 교란의 주요 원인입니다(자기 변화 참조). 자기 폭풍(자기 폭풍 참조), 오로라(오로라 참조), 지구 상층 대기의 가열, 다양한 생물물리학적 및 생화학적 현상(태양-지상 연결 참조). 태양은 별의 세계에서 특별히 눈에 띄는 존재가 아니므로, 다른 별에도 태양복사량과 유사한 물질의 유출이 존재한다고 가정하는 것은 당연하다. 예를 들어, 태양보다 더 강력한 이러한 "항성풍"은 표면 온도가 30~50,000K인 뜨거운 별에서 발견되었습니다. 다섯." 유체 역학 이론의 기초를 개발 한 미국 물리학 자 E. Parker (1958)가 제안했습니다.

문학.: Parker E., 행성 간 매체의 동적 프로세스, trans. 영어, M., 1965에서; 태양풍, 트랜스. 영어, M., 1968에서; Hundhausen A., 코로나 확장 및 태양풍, trans. 영어, M., 1976에서.

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

위대한 소련 백과사전. - M.: 소련 백과사전. 1969-1978 .

다른 사전에 "태양풍"이 무엇인지 확인하십시오.

태양 플라즈마의 일정한 방사형 흐름. 행성 간 공간의 코로나. 태양의 깊은 곳에서 나오는 에너지의 흐름은 코로나 플라즈마를 150만 K.DC로 가열합니다. 코로나의 밀도가 낮기 때문에 가열은 복사로 인한 에너지 손실과 균형을 이루지 않습니다.... ... 물리적 백과사전

현대 백과사전

태양풍(SOLAR WIND), 하전 입자(주로 양성자와 전자)의 꾸준한 흐름이 가속됩니다. 고온태양 코로나는 입자가 태양의 중력을 극복할 수 있을 만큼 충분히 높은 속도를 냅니다. 태양풍이 방향을 바꾸다... 과학 기술 백과사전

태양풍- SOLAR WIND, 태양 코로나에서 나오는 플라즈마의 흐름, 충전 태양계성간 물질의 압력이 흐름의 동적 압력과 균형을 이루는 태양으로부터 최대 100천문 단위 거리까지 도달할 수 있습니다. 주요 구성 요소는 양성자, 전자, 핵입니다. 그림 백과사전

태양 코로나에서 행성 간 공간으로 플라즈마가 유출되는 현상입니다. 지구 궤도 수준에서 태양풍 입자(양성자와 전자)의 평균 속도는 약 400km/s이고, 입자 수는 1cm당 수십 개입니다. 큰 백과사전

- “태양풍”, 소련, 스크린(OSTANKINO), 1982, 컬러. TV 시리즈. 영화 소설의 주인공은 젊은 과학자 Nadezhda Petrovskaya로 다양한 과학의 교차점에서 문제를 연구하고 있습니다. Andrei Popov의 마지막 영화 작품 (39 영화 역할). 안에… … 영화 백과사전

이 용어는 다른 의미를 가지고 있습니다. Solar Wind(영화)를 참조하세요. ... Wikipedia

태양 코로나에서 행성 간 공간으로 플라즈마가 유출되는 현상입니다. 지구 궤도 수준에서 태양풍 입자(양성자와 전자)의 평균 속도는 약 400km/s이고, 입자 수는 1cm3당 수 단위에서 수십 개에 이릅니다. * * *… 백과사전

사람들의 관심이 점점 더 많아지고 있습니다. 태양풍에 관한 흥미로운 사실. 이 현상은 무엇입니까? 1940년대 후반에 정통한 천체 물리학자들은 태양이 에너지를 모으고 있다고 결론지었습니다. 기체 물질성간에서 대기권 밖. 이러한 이유로 태양을 향하는 바람의 존재에 관한 이론이 제시되었습니다. 얼마 후 과학자들은 태양풍의 존재도 확인할 수 있었지만 약간의 수정을 거쳐 바람은 태양으로부터 다른 방향으로 나옵니다. 몇 가지를 살펴보자 흥미로운 사실이 현상에 대해:

1. 우선, '태양풍'의 정의는 기상학적 현상이 아니라 천체물리학적 현상을 기술한다는 점을 알아야 합니다. 이 과정은 주변 공간으로 플라즈마를 지속적으로 방출하는 것입니다. 이 바람을 통해 태양은 그 안에 포함된 과도한 에너지를 제거하는 것처럼 보입니다.
2. 실제로, 태양은 주변 우주 공간에서 물질을 축적하는 대신 축을 중심으로 지구의 1회전에 해당하는 기간당 백만 톤에 해당하는 양으로 포함된 물질을 다른 방향으로 내보냅니다.
3. 태양으로부터 멀어지는 입자의 속도는 온도가 훨씬 더 높은 유사한 물질에 의해 밀려나기 때문에 지속적으로 증가합니다. 또한, 태양의 중력은 점차적으로 플라즈마 입자에 작용하는 것을 멈춥니다. 구성 요소스트림.

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4. 표면으로부터 약 20,000km 떨어진 곳에서 플라즈마 입자의 속도는 초당 수만 미터에 해당할 수 있습니다. 태양의 몇 직경에 해당하는 거리를 이동한 후 플라즈마 입자의 속도는 수천 배 더 빨라집니다. 우리 행성 근처에서 이 속도는 수백 배 더 빨라지고 밀도는 대기보다 훨씬 낮아집니다.

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5. 스트림에 포함됨 주로양성자와 전자를 포함하지만 헬륨 핵과 기타 원소도 포함합니다.

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6. 태양풍 흐름의 시작 부분에 위치한 플라즈마 입자의 온도는 약 200만 켈빈도에 해당합니다. 멀리 이동함에 따라 온도는 처음에는 2천만도까지 증가한 다음 감소하기 시작합니다. 바람의 흐름이 지구에 도달하면 플라즈마 입자는 약 10,000도까지 냉각됩니다.
7. 태양 플레어가 발생하면 지구 근처의 플라즈마 온도는 10만도에 해당합니다..

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8. 우리 행성의 자기장은 이러한 방사선으로부터 우리를 잘 보호해 줍니다.. 태양풍의 흐름은 말 그대로 지구 대기 주위를 흐르며 주변 공간으로 더 멀리 휩쓸려 점차 밀도를 감소시킵니다.
9. 때때로 플라즈마 입자 흐름의 강도가 너무 높아서 지구의 대기가 그 영향을 반영하는 데 어려움을 겪습니다. 당연히 태양풍의 흐름은 물러나지만 시간이 좀 지나야 합니다.

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10. 강력한 태양풍 흐름이 지구의 자기장과 집중적으로 상호 작용할 때 우리는 극지방의 오로라를 관찰할 수 있고 자기 폭풍의 형성도 기록할 수 있습니다.

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11. 태양풍의 분포는 균일하다고 할 수 없습니다. 바람이 소위 코로나 구멍 위로 지나갈 때 분포 속도가 최대에 도달할 수 있습니다. 가장 느린 스트림 흐름은 스트리머 위에 기록될 수 있습니다. 다음에서 스트리밍 다른 속도로해류는 서로 그리고 지구와 교차합니다.

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12. 우리는 특별히 개발된 기술 덕분에 태양풍에 대한 가장 많은 정보를 얻는 방법을 배웠습니다. 우주선. 이러한 기술 장치 목록에는 잘 알려진 Ulysses 위성이 포함되어 있습니다. 덕분에 태양풍에 대한 지식이 크게 바뀌었습니다. 이러한 놀라운 장치 덕분에 플라즈마 흐름의 화학적 조성과 속도가 연구되었습니다. 또한 위성의 도움으로 지구의 자기장 수준을 확인할 수 있었습니다.
13. 또 다른 ACE 위성은 1997년 L1 라그랑주 지점 근처에서 궤도로 발사되었습니다.. 이 시점에서 태양과 지구의 중력이 균형을 이룬다. 이 기계에는 태양풍의 흐름을 지속적으로 모니터링하는 장치가 있어 사람들이 L1 구역의 영역으로 제한된 방향성 플라즈마 입자에 대한 정보를 실시간으로 탐색할 수 있습니다.
14. 최근 태양풍이 지구에 지자기폭풍을 일으켰다.. 태양 대기의 관상 구멍에서 강렬한 흐름이 나타났습니다. 이러한 구멍은 활성 영역이 전혀 없는 경우에도 별에 형성될 수 있습니다.
15. 오늘날 태양에 코로나 구멍이 형성되었습니다.. 분포 밀도가 높은 플라즈마 입자의 흐름이 6월 중순에 행성에 도달하여 지자기 폭풍이 발생했습니다.

태양의 상층 대기에서는 끊임없이 입자가 방출됩니다. 우리는 우리 주변 곳곳에서 태양풍의 증거를 봅니다. 강한 지자기 폭풍지구의 위성과 전기 시스템을 손상시키고 아름다운 오로라를 일으킬 수 있습니다. 아마도 이에 대한 가장 좋은 증거는 혜성이 태양 가까이 지나갈 때 나타나는 긴 꼬리일 것입니다.

혜성의 먼지 입자는 바람에 의해 방향이 바뀌어 태양으로부터 멀어지는데, 이것이 혜성의 꼬리가 항상 우리 별에서 멀어지는 이유입니다.

태양풍 : 기원, 특성

그것은 코로나라고 불리는 태양의 상층 대기에서 나옵니다. 이 영역의 온도는 100만 켈빈 이상이며 입자의 에너지 전하는 1keV 이상입니다. 실제로 태양풍에는 느린 것과 빠른 두 가지 유형이 있습니다. 이 차이는 혜성에서도 볼 수 있습니다. 혜성의 이미지를 자세히 보면 꼬리가 두 개 있는 경우가 많다는 것을 알 수 있습니다. 그 중 하나는 직선이고 다른 하나는 더 구부러져 있습니다.

지구 근처 온라인 태양풍 속도, 지난 3일간의 데이터

빠른 태양풍

이 별은 750km/s의 속도로 움직이고 있으며, 천문학자들은 이 별이 자기장 선이 태양 표면까지 도달하는 지역인 코로나 구멍에서 비롯된 것이라고 믿고 있습니다.

느린 태양풍

속도는 약 400km/s이며, 우리 별의 적도대에서 나옵니다. 방사선은 속도에 따라 몇 시간에서 2-3일까지 지구에 도달합니다.