Qu’est-ce que l’éolien solaire et comment apparaît-il ? Vent ensoleillé. Faits et théorie Quand le vent solaire atteint la terre

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A la fin des années 40, l'astronome américain S. Forbush découvre un phénomène incompréhensible. En mesurant l'intensité des rayons cosmiques, Forbush a remarqué qu'elle diminue considérablement avec l'augmentation de l'activité solaire et chute très fortement lors des orages magnétiques.

Cela semblait assez étrange. On s’attendrait plutôt au contraire. Après tout, le Soleil lui-même est un fournisseur de rayons cosmiques. Il semblerait donc que plus l’activité de notre lumière du jour est élevée, plus elle devrait éjecter de particules dans l’espace environnant.

Il reste à supposer que l'augmentation de l'activité solaire affecte le champ magnétique terrestre de telle manière qu'il commence à dévier les particules de rayons cosmiques et à les rejeter. Le chemin vers la Terre semble bloqué.

L'explication semblait logique. Mais, hélas, comme il est vite apparu que ce n’était clairement pas suffisant. Les calculs effectués par les physiciens ont indiqué de manière irréfutable qu'un changement des conditions physiques uniquement à proximité immédiate de la Terre ne peut pas provoquer un effet d'une telle ampleur que celui réellement observé. De toute évidence, il doit y avoir d'autres forces qui empêchent la pénétration des rayons cosmiques dans le système solaire et, de plus, celles qui augmentent avec l'augmentation de l'activité solaire.

C'est alors qu'est apparue l'hypothèse selon laquelle les coupables de l'effet mystérieux étaient des flux de particules chargées s'échappant de la surface du Soleil et pénétrant dans l'espace du système solaire. Ce type de « vent solaire » nettoie le milieu interplanétaire en « balayant » les particules de rayons cosmiques.

Les phénomènes observés dans les comètes confortaient également une telle hypothèse. Comme vous le savez, les queues des comètes sont toujours éloignées du Soleil. Au début, cette circonstance était associée à la légère pression de la lumière du soleil. Cependant, au milieu de ce siècle, on a découvert que la légère pression ne pouvait à elle seule provoquer tous les phénomènes se produisant dans les comètes. Les calculs ont montré que pour la formation et la déviation observée des queues cométaires, l'action non seulement des photons, mais également des particules de matière est nécessaire. À propos, de telles particules pourraient exciter la luminescence des ions présents dans les queues cométaires.

En fait, on savait auparavant que le Soleil émettait des flux de particules chargées – des corpuscules. Toutefois, on a supposé que ces flux étaient épisodiques. Les astronomes ont associé leur apparition à l'apparition d'éruptions cutanées et de taches. Mais les queues des comètes sont toujours dirigées dans la direction opposée au Soleil, et pas seulement pendant les périodes d'activité solaire accrue. Cela signifie que le rayonnement corpusculaire remplissant l’espace du système solaire doit exister en permanence. Il s'intensifie avec l'augmentation de l'activité solaire, mais existe toujours.

Ainsi, l’espace circumsolaire est continuellement soufflé par le vent solaire. En quoi consiste ce vent et dans quelles conditions surgit-il ?

Faisons connaissance avec la couche la plus externe de l'atmosphère solaire - la « couronne ». Cette partie de l’atmosphère de notre lumière du jour est inhabituellement raréfiée. Même à proximité immédiate du Soleil, sa densité ne représente qu'environ un cent millionième de la densité de l'atmosphère terrestre. Cela signifie que chaque centimètre cube de l’espace circumsolaire ne contient que quelques centaines de millions de particules corona. Mais la « température cinétique » de la couronne, déterminée par la vitesse de déplacement des particules, est très élevée. Il atteint un million de degrés. Par conséquent, le gaz coronal est complètement ionisé et est un mélange de protons, d’ions de divers éléments et d’électrons libres.

Récemment, il a été rapporté que la présence d’ions hélium avait été découverte dans le vent solaire. Cette circonstance met en lumière le mécanisme par lequel la libération de charges chargées

particules de la surface du Soleil. Si le vent solaire n’était constitué que d’électrons et de protons, on pourrait alors supposer qu’il se forme à cause de processus purement thermiques et qu’il ressemble à de la vapeur formée au-dessus de la surface de l’eau bouillante. Cependant, les noyaux des atomes d’hélium sont quatre fois plus lourds que les protons et il est donc peu probable qu’ils soient éjectés par évaporation. Très probablement, la formation du vent solaire est associée à l'action des forces magnétiques. En s'éloignant du Soleil, les nuages de plasma semblent emporter avec eux des champs magnétiques. Ce sont ces champs qui servent de sorte de « ciment » qui « lie » ensemble les particules de masses et de charges différentes.

Les observations et calculs effectués par les astronomes ont montré qu'à mesure que l'on s'éloigne du Soleil, la densité de la couronne diminue progressivement. Mais il s’avère que dans la région de l’orbite terrestre, il est encore sensiblement différent de zéro. Dans cette région du système solaire, il y a entre cent et mille particules coronales par centimètre cube d’espace. En d'autres termes, notre planète est située à l'intérieur de l'atmosphère solaire et, si vous le souhaitez, nous avons le droit de nous appeler non seulement habitants de la Terre, mais aussi habitants de l'atmosphère solaire.

Si la couronne est plus ou moins stable près du Soleil, alors à mesure que la distance augmente, elle a tendance à s'étendre dans l'espace. Et plus on s’éloigne du Soleil, plus la vitesse de cette expansion est élevée. Selon les calculs de l'astronome américain E. Parker, déjà à une distance de 10 millions de km, les particules coronales se déplacent à des vitesses supérieures à la vitesse du son. Et à mesure que nous nous éloignons du Soleil et que la force de gravité solaire s’affaiblit, ces vitesses augmentent plusieurs fois plus.

Ainsi, la conclusion suggère que la couronne solaire est le vent solaire soufflant à travers l'espace de notre système planétaire.

Ces conclusions théoriques ont été pleinement confirmées par des mesures effectuées sur des fusées spatiales et des satellites artificiels de la Terre. Il s’est avéré que le vent solaire existe toujours et qu’il « souffle » près de la Terre à une vitesse d’environ 400 km/s. Avec l’augmentation de l’activité solaire, cette vitesse augmente.

Jusqu’où souffle le vent solaire ? Cette question présente un intérêt considérable, mais pour obtenir les données expérimentales correspondantes, il est nécessaire de sonder la partie externe du système solaire avec des engins spatiaux. En attendant, nous devons nous contenter de considérations théoriques.

Il n’est cependant pas possible d’obtenir une réponse claire. Selon les prémisses de départ, les calculs conduisent à des résultats différents. Dans un cas, il s’avère que le vent solaire s’apaise déjà dans la région de l’orbite de Saturne, dans l’autre, qu’il existe encore à une très grande distance au-delà de l’orbite de la dernière planète Pluton. Mais ce ne sont là que des limites théoriques extrêmes de la propagation possible du vent solaire. Seules les observations peuvent indiquer la limite exacte.

Les plus fiables seraient, comme nous l’avons déjà noté, les données des sondes spatiales. Mais en principe, certaines observations indirectes sont également possibles. En particulier, il a été remarqué qu'après chaque baisse successive de l'activité solaire, l'augmentation correspondante de l'intensité des rayons cosmiques de haute énergie, c'est-à-dire les rayons arrivant de l'extérieur dans le système solaire, se produit avec un retard d'environ six mois. Apparemment, c’est exactement la période nécessaire pour que le prochain changement de puissance du vent solaire atteigne la limite de sa distribution. Étant donné que la vitesse moyenne de propagation du vent solaire est d'environ 2,5 unités astronomiques (1 unité astronomique = 150 millions de km - la distance moyenne de la Terre au Soleil) par jour, cela donne une distance d'environ 40 à 45 unités astronomiques. En d’autres termes, le vent solaire s’assèche quelque part autour de l’orbite de Pluton.

VENT ENSOLEILLE- un flux continu de plasma d'origine solaire, se propageant approximativement radialement depuis le Soleil et remplissant le Système Solaire jusqu'à l'héliocentrique. distances R ~ 100 a. e. se forme pendant la dynamique des gaz. expansion de la couronne solaire (voir Soleil)dans l'espace interplanétaire. Aux températures élevées qui existent dans la couronne solaire (1,5 * 10 9 K), la pression des couches sus-jacentes ne peut pas équilibrer la pression du gaz de la matière de la couronne et la couronne se dilate.

La première preuve de l'existence du poste. les flux de plasma provenant du Soleil ont été obtenus par L. Biermann dans les années 1950. sur l'analyse des forces agissant sur les queues de plasma des comètes. En 1957, Yu. Parker (E. Parker), analysant les conditions d'équilibre de la matière coronale, montra que la couronne ne peut pas être dans des conditions hydrostatiques. l'équilibre, comme on l'avait supposé précédemment, mais devrait s'étendre, et cette expansion, dans les conditions aux limites existantes, devrait conduire à l'accélération de la matière coronale jusqu'à des vitesses supersoniques (voir ci-dessous). Pour la première fois, un flux de plasma d'origine solaire a été enregistré dans le vaisseau spatial soviétique. vaisseau spatial "Luna-2" en 1959. Poste d'existence. la sortie de plasma du Soleil a été prouvée à la suite de plusieurs mois de mesures en Amérique. espace l'appareil Mariner 2 en 1962.

Épouser. caractéristiques de S. v. sont donnés dans le tableau. 1. Flux de S. v. peut être divisé en deux classes : lente - avec une vitesse de 300 km/s et rapide - avec une vitesse de 600-700 km/s. Les flux rapides proviennent de régions de la couronne solaire, où se trouve la structure du champ magnétique. les champs sont proches du radial. Certains de ces domaines sont trous coronaux. Flux lents du Nord siècle. sont apparemment associés aux régions de la couronne, dans lesquelles il existe donc une composante magnétique tangentielle. des champs.

Tableau 1.- Caractéristiques moyennes du vent solaire en orbite terrestre

Vitesse
Concentration de protons
Température des protons
Température électronique
Intensité du champ magnétique
Densité de flux Python....	2,410 8 cm -2 c -1
Densité de flux d'énergie cinétique	0,3 ergcm -2 s -1

Tableau 2.- Composition chimique relative du vent solaire

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En plus du principal les composants de l'eau solaire sont des protons et des électrons sont également présents dans sa composition. ions d'oxygène, de silicium, de soufre, de fer (Fig. 1). Lors de l’analyse des gaz piégés dans des feuilles exposées sur la Lune, des atomes de Ne et d’Ar ont été découverts. Épouser. chimie relative. composition du S. siècle. est donné dans le tableau. 2. Ionisation. état des lieux S. v. correspond au niveau de la couronne où le temps de recombinaison est court par rapport au temps d'expansion Mesures d'ionisation température des ions S. v. permettent de déterminer la température électronique de la couronne solaire.

Au N. siècle. des différences sont observées. types d'ondes : Langmuir, siffleurs, ion-soniques, magnétosoniques, Alfven, etc. (voir. Ondes dans le plasma Certaines ondes de type Alfvén sont générées sur le Soleil et d'autres sont excitées dans le milieu interplanétaire. La génération d'ondes atténue les écarts de la fonction de distribution des particules par rapport à la fonction maxwellienne et, en combinaison avec l'influence du magnétisme. les champs sur le plasma conduisent au fait que S. v. se comporte comme un milieu continu. Les ondes de type Alfvén jouent un rôle important dans l'accélération de petites composantes des ondes solaires. et dans la formation de la fonction de distribution des protons. Au N. siècle. Des discontinuités de contact et de rotation caractéristiques du plasma magnétisé sont également observées.

Riz. 1. Spectre de masse du vent solaire. Le long de l’axe horizontal se trouve le rapport entre la masse de la particule et sa charge, le long de l’axe vertical se trouve le nombre de particules enregistrées dans la fenêtre d’énergie de l’appareil en 10 s. Les chiffres avec un signe « + » indiquent la charge de l'ion.

Flux N. dans. est supersonique par rapport aux vitesses des types d'ondes qui fournissent l'eff. transfert d'énergie au S. siècle. (Alfven, ondes sonores et magnétosoniques). Alfven et le son Numéro de Mach C.V. sur l'orbite terrestre 7. Lorsqu'il circule vers le nord-est. obstacles capables de le dévier efficacement (champs magnétiques de Mercure, de la Terre, de Jupiter, de Saturne ou des ionosphères conductrices de Vénus et, apparemment, de Mars), une onde de choc d'arc au départ se forme. S.v. ralentit et s'échauffe à l'avant de l'onde de choc, ce qui lui permet de contourner l'obstacle. A la même époque, au Nord du siècle. une cavité se forme - la magnétosphère (soit la sienne, soit induite), la forme et les dimensions de la forme sont déterminées par l'équilibre de la pression magnétique. champs de la planète et la pression du flux de plasma (voir. Magnétosphère de la Terre, Magnétosphères des planètes). En cas d'interaction avec S. v. avec un corps non conducteur (par exemple la Lune), aucune onde de choc ne se produit. Le flux de plasma est absorbé par la surface et une cavité se forme derrière le corps, qui se remplit progressivement de plasma provenant du plasma.

Le processus stationnaire de sortie du plasma corona est superposé à des processus non stationnaires associés à éruptions solaires. Lors de fortes éruptions, des substances sont libérées par le bas. régions coronales dans le milieu interplanétaire. Dans ce cas, une onde de choc se forme également (Fig. 2), qui ralentit progressivement et se propage dans le plasma du système solaire. L'arrivée d'une onde de choc sur la Terre provoque une compression de la magnétosphère, après quoi commence généralement le développement du magnétisme. tempêtes (voir Variations magnétiques).

Riz. 2. Propagation d'une onde de choc interplanétaire et éjection d'une éruption solaire. Les flèches montrent la direction du mouvement du plasma du vent solaire, les lignes sans légende sont les lignes du champ magnétique.

Riz. 3. Types de solutions à l'équation d'expansion corona. La vitesse et la distance sont normalisées à la vitesse critique vk et la distance critique Rk Solution 2 correspond au vent solaire..

L'expansion de la couronne solaire est décrite par un système d'équations de conservation de la masse, du moment cinétique et des équations d'énergie. Des solutions qui répondent à divers la nature du changement de vitesse avec la distance est représentée sur la Fig. 3. Les solutions 1 et 2 correspondent à des vitesses faibles à la base de la couronne. Le choix entre ces deux solutions est déterminé par les conditions à l'infini. La solution 1 correspond à de faibles taux d'expansion de la couronne et donne de grandes valeurs de pression à l'infini, c'est-à-dire qu'elle rencontre les mêmes difficultés que le modèle statique. couronnes La solution 2 correspond à la transition du taux d'expansion à travers la vitesse des valeurs sonores ( v à) sur certains critiques. distance R et expansion ultérieure à une vitesse supersonique. Cette solution donne une valeur de pression infiniment petite à l'infini, ce qui permet de la concilier avec la faible pression du milieu interstellaire. Ce type de flux a été appelé S. par Yu Parker. Critique le point est au-dessus de la surface du Soleil si la température de la couronne est inférieure à une certaine valeur critique. valeurs , où m est la masse du proton, l'exposant adiabatique et la masse du Soleil. En figue. La figure 4 montre le changement du taux d'expansion par rapport à l'héliocentrique. distance en fonction de la température isotherme. couronne isotrope. Les modèles ultérieurs de S. v. prendre en compte les variations de température coronale avec la distance, la nature biliquide du milieu (gaz d'électrons et de protons), la conductivité thermique, la viscosité, l'asphérique. nature de l’expansion.

Riz. 4. Profils de vitesse du vent solaire pour le modèle de couronne isotherme à différentes valeurs de température coronale.

S.v. fournit la base sortie d'énergie thermique de la couronne, depuis le transfert de chaleur vers la chromosphère, el-magn. Rayonnement corona et conductivité thermique électronique sont insuffisants pour établir le bilan thermique de la couronne. La conductivité thermique électronique assure une lente diminution de la température ambiante. avec la distance. S.v. ne joue aucun rôle notable dans l'énergie du Soleil dans son ensemble, puisque le flux d'énergie qu'il entraîne est de ~10 -7 luminosité Soleil.

S.v. entraîne avec lui le champ magnétique coronal dans le milieu interplanétaire. champ. Les lignes de champ de ce champ figées dans le plasma forment un champ magnétique interplanétaire. champ (MMP). Bien que l'intensité du FMI soit faible et que sa densité énergétique soit d'env. 1% de la densité cinétique énergie de l'énergie solaire, elle joue un rôle important dans la thermodynamique de l'énergie solaire. et dans la dynamique des interactions de S. v. avec les corps du système solaire, ainsi qu'avec les flux du nord. Entre elles. Combinaison d'expansion du S. siècle. avec la rotation du Soleil conduit au fait que le mag. les lignes de force figées au nord du siècle ont une forme proche de la spirale d'Archimède (Fig. 5). Radial B.R. et des composants magnétiques azimutaux. les champs changent différemment avec la distance près du plan de l'écliptique :

où est ang. vitesse de rotation du Soleil, Et- composante radiale de la vitesse de l'air central, l'indice 0 correspond au niveau initial. A la distance de l'orbite terrestre, l'angle entre la direction du magnétique. champs et R. environ 45°. En grand L magnétique. le champ est presque perpendiculaire à R.

Riz. 5. Forme de la ligne du champ magnétique interplanétaire. - vitesse angulaire de rotation du Soleil, et - composante radiale de la vitesse du plasma, R - distance héliocentrique.

S. v., surgissant sur des régions du Soleil avec différentes. orientation magnétique champs, forme des écoulements avec un pergélisol différemment orienté. Séparation de la structure à grande échelle observée du système solaire. pour un nombre pair de secteurs avec des la direction de la composante radiale du FMI est appelée. structure du secteur interplanétaire. Caractéristiques de S. v. (vitesse, temp-pa, concentration de particules, etc.) également le mercredi. changement naturel dans la section transversale de chaque secteur, ce qui est associé à l'existence d'un écoulement rapide de l'eau solaire à l'intérieur du secteur. Les limites des secteurs se situent généralement dans le courant lent du nord. Le plus souvent, on observe 2 ou 4 secteurs, tournant avec le Soleil. Cette structure, formée lorsque le S. est retiré. magazine à grande échelle. champs corona, peuvent être observés pour plusieurs. révolutions du Soleil. La structure sectorielle du FMI est une conséquence de l'existence d'une couche de courant (CS) dans le milieu interplanétaire, qui tourne avec le Soleil. TS crée une surtension magnétique. champs - les composants radiaux du FMI ont des signes différents sur différents côtés du véhicule. Ce TS, prédit par H. Alfven, traverse les parties de la couronne solaire associées aux régions actives du Soleil et sépare ces régions des différentes régions. signes de la composante radiale de l’aimant solaire. des champs. Le TS est situé approximativement dans le plan de l’équateur solaire et possède une structure pliée. La rotation du Soleil entraîne la torsion des plis du TC en spirale (Fig. 6). Étant proche du plan de l'écliptique, l'observateur se retrouve soit au-dessus, soit en dessous du TC, ce qui lui permet de se retrouver dans des secteurs présentant des signes différents de la composante radiale du FMI.

Près du Soleil au nord. Il existe des gradients de vitesse longitudinaux et latitudinaux provoqués par la différence de vitesse des écoulements rapides et lents. À mesure que l’on s’éloigne du Soleil, la frontière entre les cours d’eau au nord devient plus abrupte. des gradients de vitesse radiale apparaissent, ce qui conduit à la formation ondes de choc sans collision(Fig.7). Tout d’abord, une onde de choc se forme, se propageant vers l’avant à partir de la limite des secteurs (onde de choc avant), puis une onde de choc inverse se forme, se propageant vers le Soleil.

Riz. 6. Forme de la couche de courant héliosphérique. Son intersection avec le plan de l'écliptique (incliné par rapport à l'équateur solaire selon un angle de ~ 7°) donne la structure sectorielle observée du champ magnétique interplanétaire..

Riz. 7. Structure du secteur du champ magnétique interplanétaire. Les flèches courtes montrent la direction du flux de plasma du vent solaire, les lignes avec des flèches - les lignes de champ magnétique, les lignes en pointillés - les limites des secteurs (intersection du plan de dessin avec la couche actuelle).

Puisque la vitesse de l’onde de choc est inférieure à la vitesse de l’énergie solaire, le plasma entraîne l’onde de choc inverse dans la direction opposée au Soleil. Des ondes de choc près des limites du secteur se forment à des distances d'environ 1 UA. e. et peut être tracé à des distances de plusieurs. UN. e. Ces ondes de choc, ainsi que les ondes de choc interplanétaires provenant des éruptions solaires et les ondes de choc circumplanétaires, accélèrent les particules et sont donc une source de particules énergétiques.

S.v. s'étend sur des distances d'environ 100 UA. e., où la pression du milieu interstellaire équilibre la dynamique. pression S. v. La cavité balayée par le S. v. dans le milieu interstellaire, forme l'héliosphère (voir. Environnement interplanétaire). Expansion S. v. avec l'aimant gelé dedans. Ce champ empêche la pénétration des particules galactiques dans le système solaire. espace des rayons de basses énergies et entraîne des variations cosmiques. rayons de haute énergie. Un phénomène similaire à celui de S.V. a également été découvert dans certaines autres étoiles (voir Vent stellaire).

Lit. : Parker E. N., Processus dynamiques dans le milieu interplanétaire, trans. de l'anglais, M., 1965 ; Brandt J., Solar Wind, trad. de l'anglais, M., 1973 ; Hundhausen A., Corona Expansion and the Solar Wind, trans. de l'anglais, M., 1976. O. L. Weisberg.

Concept vent ensoleillé a été introduit dans l'astronomie à la fin des années 40 du 20e siècle, lorsque l'astronome américain S. Forbush, mesurant l'intensité des rayons cosmiques, a remarqué qu'elle diminuait considérablement avec l'augmentation de l'activité solaire et tombait très fortement au cours du temps.

Il reste à supposer que l'augmentation de l'activité solaire affecte de telle manière qu'elle commence à dévier les particules de rayons cosmiques - à les jeter.

C'est alors que l'on a supposé que les coupables de l'effet mystérieux étaient des flux de particules chargées s'échappant de la surface du Soleil et pénétrant dans l'espace du système solaire. Ce vent solaire particulier nettoie le milieu interplanétaire, en « balayant » les particules de rayons cosmiques.

Une telle hypothèse a également été étayée par des phénomènes observés dans. Comme vous le savez, les queues des comètes sont toujours éloignées du Soleil. Au début, cette circonstance était associée à la légère pression de la lumière du soleil. Cependant, il a été constaté que la légère pression ne peut à elle seule provoquer tous les phénomènes se produisant dans les comètes. Les calculs ont montré que pour la formation et la déviation observée des queues cométaires, l'action non seulement des photons, mais également des particules de matière est nécessaire.

En fait, on savait auparavant que le Soleil émettait des flux de particules chargées – des corpuscules. Toutefois, on a supposé que ces flux étaient épisodiques. Mais les queues cométaires sont toujours orientées dans la direction opposée au Soleil, et pas seulement pendant les périodes d'intensification. Cela signifie que le rayonnement corpusculaire remplissant l’espace du système solaire doit exister en permanence. Il s'intensifie avec l'augmentation de l'activité solaire, mais existe toujours.

Ainsi, le vent solaire souffle continuellement autour de l’espace solaire. En quoi consiste ce vent solaire et dans quelles conditions apparaît-il ?

La couche la plus externe de l’atmosphère solaire est la « couronne ». Cette partie de l’atmosphère de notre lumière du jour est inhabituellement raréfiée. Mais la « température cinétique » de la couronne, déterminée par la vitesse de déplacement des particules, est très élevée. Il atteint un million de degrés. Par conséquent, le gaz coronal est complètement ionisé et est un mélange de protons, d’ions de divers éléments et d’électrons libres.

Récemment, il a été rapporté que le vent solaire contenait des ions hélium. Cette circonstance met en lumière le mécanisme par lequel les particules chargées sont éjectées de la surface du Soleil. Si le vent solaire n’était constitué que d’électrons et de protons, on pourrait alors supposer qu’il se forme à cause de processus purement thermiques et qu’il ressemble à de la vapeur formée au-dessus de la surface de l’eau bouillante. Cependant, les noyaux des atomes d’hélium sont quatre fois plus lourds que les protons et il est donc peu probable qu’ils soient éjectés par évaporation. Très probablement, la formation du vent solaire est associée à l'action des forces magnétiques. En s'éloignant du Soleil, les nuages de plasma semblent emporter avec eux des champs magnétiques. Ce sont ces champs qui servent de sorte de « ciment » qui « lie » ensemble les particules de masses et de charges différentes.

Ainsi, la conclusion suggère que la couronne solaire est le vent solaire soufflant à travers l'espace de notre système planétaire.

Ces conclusions théoriques ont été pleinement confirmées par des mesures effectuées sur des fusées spatiales et des satellites artificiels de la Terre. Il s'est avéré que le vent solaire existe toujours près de la Terre : il « souffle » à une vitesse d'environ 400 km/s.

Jusqu’où souffle le vent solaire ? Sur la base de considérations théoriques, dans un cas, il s'avère que le vent solaire s'apaise déjà dans la région de l'orbite, dans l'autre, qu'il existe encore à une très grande distance au-delà de l'orbite de la dernière planète Pluton. Mais ce ne sont là que des limites théoriques extrêmes de la propagation possible du vent solaire. Seules les observations peuvent indiquer la limite exacte.

Histoire

Il est probable que le premier à avoir prédit l’existence du vent solaire fut le chercheur norvégien Kristian Birkeland dans « D’un point de vue physique, il est très probable que les rayons du soleil ne soient ni positifs ni négatifs, mais les deux. » Autrement dit, le vent solaire est composé d’électrons négatifs et d’ions positifs.

Dans les années 1930, les scientifiques ont déterminé que la température de la couronne solaire devait atteindre un million de degrés car la couronne reste suffisamment brillante à de grandes distances du Soleil, ce qui est clairement visible lors des éclipses solaires. Des observations spectroscopiques ultérieures ont confirmé cette conclusion. Au milieu des années 50, le mathématicien et astronome britannique Sidney Chapman a déterminé les propriétés des gaz à de telles températures. Il s'est avéré que le gaz devient un excellent conducteur de chaleur et devrait la dissiper dans l'espace au-delà de l'orbite terrestre. Au même moment, le scientifique allemand Ludwig Biermann (allemand. Ludwig Franz Benedikt Biermann ) s'est intéressé au fait que les queues des comètes pointent toujours vers le Soleil. Biermann a postulé que le Soleil émet un flux constant de particules qui exercent une pression sur le gaz entourant la comète, formant ainsi une longue queue.

En 1955, les astrophysiciens soviétiques S.K. Vsekhsvyatsky, G.M. Nikolsky, E.A. Ponomarev et V.I. Cherednichenko ont montré qu'une couronne étendue perd de l'énergie par rayonnement et ne peut être dans un état d'équilibre hydrodynamique qu'avec une distribution spéciale de puissantes sources d'énergie internes. Dans tous les autres cas, il doit y avoir un flux de matière et d'énergie. Ce processus sert de base physique à un phénomène important : la « couronne dynamique ». L'ampleur du flux de matière a été estimée à partir des considérations suivantes : si la couronne était en équilibre hydrostatique, alors les hauteurs de l'atmosphère homogène pour l'hydrogène et le fer seraient dans le rapport 56/1, c'est-à-dire que les ions fer ne devraient pas être observé dans la couronne lointaine. Mais ce n'est pas vrai. Le fer brille dans toute la couronne, FeXIV étant observé dans les couches plus élevées que FeX, bien que la température cinétique y soit plus basse. La force qui maintient les ions dans un état « suspendu » peut être l’impulsion transmise lors des collisions par le flux ascendant de protons vers les ions de fer. A partir de l’état de l’équilibre de ces forces, il est facile de déterminer le flux de protons. Il s’est avéré que c’était la même chose que celle issue de la théorie hydrodynamique, qui a ensuite été confirmée par des mesures directes. Pour 1955, c'était une réalisation importante, mais personne ne croyait alors à la « couronne dynamique ».

Trois ans plus tard, Eugene Parker Eugène N. Parker) a conclu que le flux chaud du Soleil dans le modèle de Chapman et le flux de particules emportant les queues cométaires dans l'hypothèse de Biermann sont deux manifestations du même phénomène, qu'il a appelé "vent solaire". Parker a montré que même si la couronne solaire est fortement attirée par le Soleil, elle conduit si bien la chaleur qu'elle reste chaude sur une longue distance. Comme son attraction s'affaiblit avec l'éloignement du Soleil, un écoulement supersonique de matière vers l'espace interplanétaire commence à partir de la couronne supérieure. De plus, Parker a été le premier à souligner que l'effet de l'affaiblissement de la gravité a le même effet sur l'écoulement hydrodynamique qu'une tuyère Laval : il produit une transition de l'écoulement d'une phase subsonique à une phase supersonique.

La théorie de Parker a été fortement critiquée. Un article envoyé à l'Astrophysical Journal en 1958 a été rejeté par deux critiques et ce n'est que grâce au rédacteur en chef, Subramanian Chandrasekhar, qu'il a été publié dans les pages de la revue.

Cependant, l'accélération du vent à des vitesses élevées n'était pas encore comprise et ne pouvait pas être expliquée par la théorie de Parker. Les premiers modèles numériques du vent solaire dans la couronne utilisant des équations d'hydrodynamique magnétique ont été créés par Pneumann et Knopp. Pneuman et Knopp) dans

À la fin des années 1990, en utilisant le spectromètre ultraviolet coronal. Spectromètre coronal ultraviolet (UVCS) ) à bord du satellite SOHO, des observations des zones où se produisent des vents solaires rapides au niveau des pôles solaires ont été réalisées. Il s’est avéré que l’accélération du vent est bien supérieure à celle attendue sur la base d’une expansion purement thermodynamique. Le modèle de Parker prédit que la vitesse du vent devient supersonique à une altitude de 4 rayons solaires de la photosphère, et les observations ont montré que cette transition se produit nettement plus bas, à environ 1 rayon solaire, confirmant l'existence d'un mécanisme supplémentaire pour l'accélération du vent solaire.

Caractéristiques

À cause du vent solaire, le Soleil perd environ un million de tonnes de matière chaque seconde. Le vent solaire est principalement constitué d’électrons, de protons et de noyaux d’hélium (particules alpha) ; les noyaux d'autres éléments et particules non ionisées (électriquement neutres) sont contenus en très petites quantités.

Bien que le vent solaire provienne de la couche externe du Soleil, il ne reflète pas la composition réelle des éléments de cette couche, car à la suite de processus de différenciation, la teneur de certains éléments augmente et d'autres diminue (effet FIP).

L'intensité du vent solaire dépend des changements dans l'activité solaire et de ses sources. Des observations à long terme sur l'orbite terrestre (à environ 150 000 000 km du Soleil) ont montré que le vent solaire est structuré et est généralement divisé en calme et perturbé (sporadique et récurrent). En fonction de leur vitesse, les courants calmes de vent solaire sont divisés en deux classes : lent(environ 300 à 500 km/s autour de l’orbite terrestre) et rapide(500-800 km/s autour de l’orbite terrestre). Parfois, le vent stationnaire comprend la région de la couche de courant héliosphérique, qui sépare les régions de différentes polarités du champ magnétique interplanétaire, et ses caractéristiques sont proches du vent lent.

Vent solaire lent

Le vent solaire lent est généré par la partie « calme » de la couronne solaire (la région des banderoles coronales) lors de son expansion dynamique gazeuse : à une température de couronne d'environ 2 10 6 K, la couronne ne peut pas être dans des conditions d'équilibre hydrostatique. , et cette expansion, dans les conditions limites existantes, devrait conduire à une accélération des substances coronales jusqu'à des vitesses supersoniques. Le chauffage de la couronne solaire à de telles températures se produit en raison de la nature convective du transfert de chaleur dans la photosphère solaire : le développement de turbulences convectives dans le plasma s'accompagne de la génération d'ondes magnétosoniques intenses ; à leur tour, lorsqu'elles se propagent dans le sens d'une diminution de la densité de l'atmosphère solaire, les ondes sonores se transforment en ondes de choc ; les ondes de choc sont efficacement absorbées par la matière corona et la chauffent à une température de (1-3) 10 6 K.

Vent solaire rapide

Des courants de vent solaire rapide et récurrent sont émis par le Soleil pendant plusieurs mois et ont une période de retour lorsqu'ils sont observés depuis la Terre de 27 jours (la période de rotation du Soleil). Ces flux sont associés à des trous coronaux - régions de la couronne avec une température relativement basse (environ 0,8 10 6 K), une densité de plasma réduite (seulement un quart de la densité des régions calmes de la couronne) et un champ magnétique radial par rapport à le soleil.

Flux perturbés

Les écoulements perturbés comprennent des manifestations interplanétaires d'éjections de masse coronale (CME), ainsi que des régions de compression devant les CME rapides (appelées Sheath dans la littérature anglaise) et devant les écoulements rapides provenant des trous coronaux (appelées région d'interaction corotative - CIR dans la littérature anglaise). . Environ la moitié des observations de Sheath et du CIR pourraient être confrontées à une onde de choc interplanétaire. C'est dans les types de vent solaire perturbés que le champ magnétique interplanétaire peut s'écarter du plan de l'écliptique et contenir une composante de champ austral, ce qui entraîne de nombreux effets météorologiques spatiaux (activité géomagnétique, y compris les orages magnétiques). On pensait auparavant que les flux sporadiques perturbés étaient causés par des éruptions solaires, mais on pense maintenant que les flux sporadiques dans le vent solaire sont causés par des éjections coronales. Dans le même temps, il convient de noter que les éruptions solaires et les éjections coronales sont associées aux mêmes sources d'énergie sur le Soleil et qu'il existe une dépendance statistique entre elles.

Selon le temps d'observation de divers types de vent solaire à grande échelle, les flux rapides et lents représentent environ 53 %, la couche de courant héliosphérique 6 %, le CIR - 10 %, le CME - 22 %, la gaine - 9 % et le rapport entre le temps d'observation des différents types varie considérablement dans l'activité du cycle solaire. .

Phénomènes générés par le vent solaire

Sur les planètes du système solaire qui possèdent un champ magnétique, le vent solaire donne lieu à des phénomènes tels que la magnétosphère, les aurores et les ceintures de rayonnement des planètes.

Dans la culture

"Solar Wind" est une nouvelle du célèbre écrivain de science-fiction Arthur C. Clarke, écrite en 1963.

Remarques

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Littérature

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Héliosphère (Ed. I.S. Veselovsky, Yu.I. Ermolaev) dans la monographie Plasma Heliogeophysics / Ed. L.M. Zeleny, I.S. Veselovsky. En 2 tomes M. : Fiz-matlit, 2008. T. 1. 672 pp. ; T. 2. 560 p.

voir également

Liens

Soleil
Structure	Cœur · Zone de transfert radiatif · Zone convective
Atmosphère	Photosphère · Chromosphère · Couronne solaire
Étendu structure	Héliosphère (Couche de courant héliosphérique · Limite des ondes de choc) · Manteau héliosphérique · Héliopause · Onde de choc de la tête
Lié au Soleil phénomènes	Éclipse solaire · Activité solaire (taches solaires ·

V.B. Baranov, Université d'État de Moscou. M.V. Lomonossov

L'article examine le problème de l'expansion supersonique de la couronne solaire (vent solaire). Quatre problèmes principaux sont analysés : 1) les raisons de la sortie de plasma de la couronne solaire ; 2) un tel écoulement est-il homogène ? 3) les changements dans les paramètres du vent solaire en fonction de la distance au Soleil et 4) la façon dont le vent solaire circule dans le milieu interstellaire.

Introduction

Près de 40 ans se sont écoulés depuis que le physicien américain E. Parker a prédit théoriquement le phénomène appelé « vent solaire » et qui, quelques années plus tard, a été confirmé expérimentalement par le groupe du scientifique soviétique K. Gringaus à l'aide d'instruments installés sur le Vaisseau spatial Luna 2" et "Luna-3". Le vent solaire est un flux de plasma d'hydrogène entièrement ionisé, c'est-à-dire un gaz constitué d'électrons et de protons d'approximativement la même densité (condition de quasi-neutralité), qui se déplace depuis le Soleil à une vitesse supersonique élevée. Sur l'orbite terrestre (à une unité astronomique (UA) du Soleil), la vitesse VE de ce flux est d'environ 400-500 km/s, la concentration de protons (ou électrons) ne = 10-20 particules par centimètre cube, et leur température Te égale à environ 100 000 K (la température des électrons est légèrement supérieure).

Outre les électrons et les protons, des particules alpha (de l'ordre de plusieurs pour cent), une petite quantité de particules plus lourdes, ainsi qu'un champ magnétique dont la valeur d'induction moyenne s'est avérée être de l'ordre de plusieurs gammas dans l'atmosphère terrestre. orbite, ont été découverts dans l'espace interplanétaire (1

= 10-5G).

Un peu d'histoire liée à la prédiction théorique du vent solaire

Au cours de l'histoire pas si longue de l'astrophysique théorique, on croyait que toutes les atmosphères stellaires étaient en équilibre hydrostatique, c'est-à-dire dans un état dans lequel l'attraction gravitationnelle de l'étoile était équilibrée par la force associée au gradient de pression dans son atmosphère (avec le changement de pression par unité de distance r depuis les étoiles centrales). Mathématiquement, cet équilibre s'exprime sous la forme d'une équation différentielle ordinaire

(1)

où G est la constante gravitationnelle, M* est la masse de l'étoile, p est la pression atmosphérique du gaz,

- sa densité massique. Si la distribution de température T dans l'atmosphère est donnée, alors à partir de l'équation d'équilibre (1) et de l'équation d'état d'un gaz parfait

(2)

où R est la constante des gaz, on obtient facilement la formule dite barométrique, qui dans le cas particulier d'une température constante T aura la forme

(3)

Dans la formule (3), la valeur p0 représente la pression à la base de l’atmosphère de l’étoile (à r = r0). De cette formule il ressort clairement que pour r

, c'est-à-dire qu'à de très grandes distances de l'étoile, la pression p tend vers une limite finie, qui dépend de la valeur de la pression p0.

Comme on croyait que l'atmosphère solaire, comme l'atmosphère d'autres étoiles, était dans un état d'équilibre hydrostatique, son état était déterminé par des formules similaires aux formules (1), (2), (3). Considérant le phénomène inhabituel et encore mal compris d'une forte augmentation de la température d'environ 10 000 degrés à la surface du Soleil à 1 000 000 degrés dans la couronne solaire, Chapman (voir, par exemple) a développé la théorie d'une couronne solaire statique, qui était censé passer en douceur dans le milieu interstellaire entourant le système solaire.

Cependant, dans son travail pionnier, Parker a attiré l'attention sur le fait que la pression à l'infini, obtenue à partir d'une formule comme (3) pour une couronne solaire statique, s'avère être presque un ordre de grandeur supérieur à la valeur de pression estimée. pour le gaz interstellaire sur la base d’observations. Pour résoudre cette divergence, Parker a proposé que la couronne solaire ne soit pas dans un état d'équilibre statique, mais qu'elle s'étend continuellement dans le milieu interplanétaire entourant le Soleil. De plus, au lieu de l'équation d'équilibre (1), il a proposé d'utiliser l'équation hydrodynamique du mouvement de la forme

(4)

où dans le système de coordonnées associé au Soleil, la valeur V représente la vitesse radiale du plasma. Sous

fait référence à la masse du Soleil.

Pour une distribution de température T donnée, le système d'équations (2) et (4) a des solutions du type présenté sur la Fig. 1. Sur cette figure, a désigne la vitesse du son et r* est la distance de l'origine à laquelle la vitesse du gaz est égale à la vitesse du son (V = a). Bien évidemment, seules les courbes 1 et 2 de la Fig. 1 ont une signification physique pour le problème de l'écoulement des gaz du Soleil, puisque les courbes 3 et 4 ont des valeurs de vitesse non uniques en chaque point, et les courbes 5 et 6 correspondent à des vitesses très élevées dans l'atmosphère solaire, ce qui n'est pas le cas. observé dans les télescopes. Parker a analysé les conditions dans lesquelles la solution correspondant à la courbe 1 est réalisée dans la nature. Il a montré que pour faire correspondre la pression obtenue à partir d'une telle solution avec la pression dans le milieu interstellaire, le cas le plus réaliste est la transition du gaz d'un milieu interstellaire. flux subsonique (à r< r*) к сверхзвуковому (при r >r*), et appelle un tel flux le vent solaire. Cependant, cette affirmation a été contestée dans les travaux de Chamberlain, qui estimait que la solution la plus réaliste correspondait à la courbe 2, qui décrit partout la « brise solaire » subsonique. Dans le même temps, les premières expériences sur des engins spatiaux (voir, par exemple), qui ont découvert des flux de gaz supersoniques provenant du Soleil, ne semblaient pas, à en juger par la littérature, suffisamment fiables à Chamberlain.

Riz. 1. Solutions possibles des équations unidimensionnelles de la dynamique des gaz pour la vitesse V de l'écoulement du gaz provenant de la surface du Soleil en présence de gravité. La courbe 1 correspond à la solution pour le vent solaire. Ici, a est la vitesse du son, r est la distance au Soleil, r* est la distance à laquelle la vitesse du gaz est égale à la vitesse du son et est le rayon du Soleil.

L'histoire des expériences dans l'espace a brillamment prouvé l'exactitude des idées de Parker sur le vent solaire. Des informations détaillées sur la théorie du vent solaire peuvent être trouvées, par exemple, dans la monographie.

Concepts d'un écoulement uniforme de plasma de la couronne solaire

À partir des équations unidimensionnelles de la dynamique des gaz, on peut obtenir un résultat bien connu : en l’absence de forces de masse, un flux de gaz à symétrie sphérique provenant d’une source ponctuelle peut être soit subsonique, soit supersonique partout. La présence de force gravitationnelle dans l'équation (4) (côté droit) conduit à l'apparition de solutions comme la courbe 1 de la Fig. 1, c'est-à-dire avec une transition par la vitesse du son. Faisons une analogie avec le débit classique dans une tuyère Laval, qui constitue la base de tous les réacteurs supersoniques. Ce flux est schématisé sur la Fig. 2.

Riz. 2. Schéma de flux dans une tuyère Laval : 1 - un réservoir appelé récepteur, dans lequel est introduit de l'air très chaud à faible vitesse, 2 - une zone de compression géométrique du canal afin d'accélérer le flux de gaz subsonique, 3 - une zone d'expansion géométrique du canal afin d'accélérer l'écoulement supersonique.

Le gaz chauffé à très haute température est fourni au réservoir 1, appelé récepteur, à une vitesse très faible (l'énergie interne du gaz est bien supérieure à son énergie cinétique de mouvement dirigé). En comprimant géométriquement le canal, le gaz est accéléré dans la région 2 (flux subsonique) jusqu'à ce que sa vitesse atteigne la vitesse du son. Pour l'accélérer encore, il est nécessaire d'élargir le canal (région 3 du flux supersonique). Dans toute la région d'écoulement, l'accélération du gaz se produit en raison de son refroidissement adiabatique (sans apport de chaleur) (l'énergie interne du mouvement chaotique se transforme en énergie du mouvement dirigé).

Dans le problème considéré de la formation du vent solaire, le rôle de récepteur est joué par la couronne solaire, et le rôle des parois de la tuyère de Laval est la force gravitationnelle d'attraction solaire. Selon la théorie de Parker, la transition de la vitesse du son devrait se produire quelque part à une distance de plusieurs rayons solaires. Cependant, une analyse des solutions obtenues en théorie a montré que la température de la couronne solaire n'est pas suffisante pour que son gaz accélère jusqu'à des vitesses supersoniques, comme c'est le cas dans la théorie des tuyères de Laval. Il doit y avoir une source d'énergie supplémentaire. Une telle source est actuellement considérée comme la dissipation des mouvements des vagues toujours présents dans le vent solaire (parfois appelés turbulences du plasma), superposés au flux moyen, et le flux lui-même n'est plus adiabatique. L'analyse quantitative de ces processus nécessite encore des recherches plus approfondies.

Il est intéressant de noter que les télescopes au sol détectent les champs magnétiques à la surface du Soleil. La valeur moyenne de leur induction magnétique B est estimée à 1 G, bien que dans certaines formations photosphériques, par exemple dans les taches solaires, le champ magnétique puisse être plusieurs fois supérieur. Le plasma étant un bon conducteur d’électricité, il est naturel que les champs magnétiques solaires interagissent avec son flux provenant du Soleil. Dans ce cas, une théorie purement dynamique des gaz fournit une description incomplète du phénomène considéré. L'influence du champ magnétique sur le flux du vent solaire ne peut être envisagée que dans le cadre d'une science appelée magnétohydrodynamique. À quels résultats aboutissent de telles considérations ? Selon des travaux pionniers dans ce sens (voir aussi), le champ magnétique conduit à l'apparition de courants électriques j dans le plasma du vent solaire, ce qui conduit à son tour à l'apparition d'une force pondéromotrice j x B, qui est dirigée dans le perpendiculaire à la direction radiale. En conséquence, le vent solaire acquiert une composante de vitesse tangentielle. Cette composante est presque deux ordres de grandeur inférieure à la composante radiale, mais elle joue un rôle important dans la suppression du moment cinétique du Soleil. On suppose que cette dernière circonstance peut jouer un rôle important dans l’évolution non seulement du Soleil, mais aussi d’autres étoiles dans lesquelles un « vent stellaire » a été découvert. En particulier, pour expliquer la forte diminution de la vitesse angulaire des étoiles de la classe spectrale tardive, l'hypothèse du transfert du moment de rotation aux planètes formées autour d'elles est souvent évoquée. Le mécanisme envisagé pour la perte du moment cinétique du Soleil par la sortie du plasma ouvre la possibilité de réviser cette hypothèse.