Физический энциклопедический словарь - ветер
Ветер
степени уносят ч-цы С. в. (~1027—1029 эрг/с). Корона, т. о., не находится в гидростатич. равновесии, она непрерывно расширяется. По составу С. в. не отличается от плазмы короны (С. в. содержит гл. обр. протоны, эл-ны, немного ядер гелия, ионов кислорода, кремния, серы, железа). У основания короны (в 10 тыс. км от фотосферы Солнца) ч-цы имеют радиальную скорость порядка сотен м/с, на расстоянии неск. солн. радиусов она достигает скорости звука в плазме (100 —150 км/с), у орбиты Земли скорость протонов составляет 300—750 км/с, а их пространств. концентрация — от неск. ч-ц до неск. десятков ч-ц в 1 см3. При помощи межпланетных косм. станций установлено, что вплоть до орбиты Сатурна плотность потока ч-ц С. в. убывает по закону (r0/r)2, где r — расстояние от Солнца, r0 — исходный уровень. С. в. уносит с собой петли силовых линий солн. магн. поля, к-рые образуют межпланетное магн. поле. Сочетание радиального движения ч-ц С. в. с вращением Солнца придаёт этим линиям форму спиралей. Крупномасштабная структура магн. поля в окрестностях Солнца имеет вид секторов, в к-рых поле направлено от Солнца или к нему. Размер полости, занятой С. в., точно не известен (радиус её, по-видимому, не меньше 100 а. е.). У границ этой полости динамич. давление С. в. должно уравновешиваться давлением межзвёздного газа, галактич. магн. поля и галактич. косм. лучей. В окрестностях Земли столкновение потока ч-ц С. в. с геомагн. полем порождает стационарную ударную волну перед земной
Вз-ствие солнечного ветра с магнитосферой Земли: 1 — силовые линии магн. поля Солнца; 2 — ударная волна; 3 — магнитосфера Земли; 4 — граница магнитосферы; 5 — орбита Земли; 6 — траектория ч-цы солнечного ветра.
магнитосферой (со стороны Солнца, рис.). С. в. как бы обтекает магнитосферу, ограничивая её протяжённость в пр-ве. Изменения интенсивности С. в., связанные со вспышками на Солнце, явл. осн. причиной возмущений геомагн. поля и магнитосферы (магн. бурь).
За год Солнце теряет с С. в. ~2X10-14 часть своей массы Mсолн. Естественно считать, что истечение в-ва, подобное С. в., существует и у др. звёзд («звёздный ветер»). Он должен быть особенно интенсивным у массивных звёзд (с массой ~ неск. дес. Mсолн) и с высокой темп-рой поверхности (~ 30—50 тыс. К) и у звёзд с протяжённой атмосферой (красных гигантов), т. к. в первом случае ч-цы сильно развитой звёздной короны обладают достаточно высокой энергией, чтобы преодолеть притяжение звезды, а во втором — низка параболич. скорость (скорость ускользания; см. Космические скорости). Значит. потери массы со звёздным ветром (~ 10-6 Мсолн/год и больше) могут существенно влиять на эволюцию звёзд. В свою очередь звёздный ветер создаёт в межзвёздной среде «пузыри» горячего газа — источники рентг. излучения.
• Солнечный ветер, пер. с англ., М., 1968; Хундхаузен А., Расширение короны и солнечный ветер, пер. с англ., М., 1976; Происхождение и эволюция галактик и звезд, под ред. С. Б. Пикельнера, М., 1976.
См. в других словарях
Вопрос-ответ:
Самые популярные термины
1 | 1380 | |
2 | 1051 | |
3 | 994 | |
4 | 943 | |
5 | 925 | |
6 | 827 | |
7 | 801 | |
8 | 801 | |
9 | 712 | |
10 | 709 | |
11 | 689 | |
12 | 637 | |
13 | 626 | |
14 | 614 | |
15 | 533 | |
16 | 523 | |
17 | 517 | |
18 | 501 | |
19 | 483 | |
20 | 479 |