✖


Jump to content

Солнечный ветер

Чтобы узнать о других значениях, см. Солнечный ветер (значения) .
Наблюдения Улисса за скоростью солнечного ветра в зависимости от гелиошироты во время солнечного минимума. Медленный ветер (≈ 400 км/с ) приурочен к экваториальным областям, а быстрый ветер (≈ 750 км/с ) наблюдается над полюсами. [1] Красный/синий цвета показывают внешнюю/внутреннюю полярность магнитного поля гелиосферы .
Иллюстрация строения Солнца

Солнечный ветер — это поток заряженных частиц, высвобождаемых из самого внешнего слоя атмосферы Солнца — короны . Эта плазма в основном состоит из электронов , протонов и альфа-частиц с кинетической энергией от 0,5 до 10 кэВ . В состав плазмы солнечного ветра также входит смесь видов частиц, обнаруженных в солнечной плазме: следовые количества тяжелых ионов и атомных ядер таких элементов, как углерод , азот , кислород , неон , магний , кремний , сера и железо . Есть также более редкие следы некоторых других ядер и изотопов, таких как фосфора , титана , хрома и никеля изотопы . 58 В, 60 Ни, и 62 В. [2] На плазму солнечного ветра накладывается межпланетное магнитное поле . [3] солнечного ветра варьируются Плотность , температура и скорость во времени, а также в зависимости от солнечной широты и долготы . Солнца Его частицы могут избежать гравитации из-за своей высокой энергии, возникающей из-за высокой температуры короны, которая, в свою очередь, является результатом коронального магнитного поля. Граница, отделяющая корону от солнечного ветра, называется поверхностью Альвена .

На расстоянии более нескольких солнечных радиусов от Солнца солнечный ветер достигает скорости 250–750 км/с и является сверхзвуковым. [4] это означает, что он движется быстрее, чем скорость быстрых магнитозвуковых волн . Поток солнечного ветра больше не является сверхзвуковым в конце ударной волны . Другие связанные явления включают полярное сияние (северное и южное сияние), хвосты комет , которые всегда направлены в сторону от Солнца, и геомагнитные бури , которые могут изменить направление линий магнитного поля.

История [ править ]

Наблюдения с Земли [ править ]

Существование частиц, вытекающих от Солнца к Земле, было впервые предположено британским астрономом Ричардом К. Кэррингтоном . В 1859 году Кэррингтон и Ричард Ходжсон независимо друг от друга произвели первые наблюдения того, что позже будет названо солнечной вспышкой . Это внезапное, локализованное увеличение яркости на солнечном диске, которое теперь известно. [5] часто происходит в сочетании с эпизодическим выбросом материала и магнитного потока из атмосферы Солнца, известным как корональный выброс массы . На следующий день наблюдалась мощная геомагнитная буря , и Кэррингтон заподозрил, что связь может быть; геомагнитную бурю сейчас связывают с приходом коронального выброса массы в околоземное пространство и последующим его взаимодействием с магнитосферой Земли . Позже ирландский академик Джордж Фитцджеральд предположил, что материя регулярно ускорялась от Солнца и через несколько дней достигла Земли. [6]

Лабораторное моделирование влияния магнитосферы на солнечный ветер; эти полярно-подобные токи Биркеланда создавались в террелле , намагниченном анодном шаре в вакуумированной камере.

В 1910 году британский астрофизик Артур Эддингтон, по сути, предположил существование солнечного ветра, не называя его, в сноске к статье о комете Морхауза . [7] Предложение Эддингтона так и не было полностью принято, даже несмотря на то, что он также сделал подобное предположение в выступлении в Королевском институте в прошлом году, в котором он постулировал, что выброшенный материал состоит из электронов, тогда как в своем исследовании кометы Морхауза он предполагал, что они состоят из электронов. быть ионы . [7]

Идею о том, что выброшенное вещество состоит как из ионов, так и из электронов, впервые высказал норвежский учёный Кристиан Биркеланд . [8] Его геомагнитные исследования показали, что авроральная активность была практически непрерывной. Поскольку эти проявления и другая геомагнитная активность создавались частицами Солнца, он пришел к выводу, что Земля постоянно бомбардируется «лучами электрических корпускул, испускаемых Солнцем». [6] В 1916 году он предположил, что «с физической точки зрения наиболее вероятно, что солнечные лучи не являются ни исключительно отрицательными, ни положительными лучами, а являются лучами обоих видов»; другими словами, солнечный ветер состоит как из отрицательных электронов, так и из положительных ионов. [9] Три года спустя, в 1919 году, британский физик Фредерик Линдеманн также предположил, что Солнце выбрасывает частицы обеих полярностей: как протоны, так и электроны. [10]

Примерно в 1930-х годах ученые пришли к выводу, что температура солнечной короны должна составлять миллион градусов по Цельсию из-за того, как она простирается в космос (как это видно во время полного солнечного затмения ). Более поздние спектроскопические исследования подтвердили существование этой необычной температуры. В середине 1950-х годов британский математик Сидни Чепмен рассчитал свойства газа при такой температуре и определил, что корона, будучи таким превосходным проводником тепла, должна простираться далеко в космос, за пределы орбиты Земли. Также в 1950-х годах немецкий астроном Людвиг Бирманн заинтересовался тем фактом, что хвост кометы всегда направлен в сторону от Солнца, независимо от направления движения кометы. Бирманн предположил, что это происходит потому, что Солнце излучает постоянный поток частиц, который отталкивает хвост кометы. [11] Немецкий астроном Пауль Анерт считается (Вильфридом Шредером) первым, кто связал солнечный ветер с направлением хвоста кометы на основе наблюдений кометы Уиппла-Федке (1942g). [12]

Американский астрофизик Юджин Паркер понял, что тепло, исходящее от Солнца в модели Чепмена, и хвост кометы, уносящийся от Солнца в гипотезе Бирмана, должны быть результатом одного и того же явления, которое он назвал «солнечным ветром». [13] [14] В 1957 году Паркер показал, что, хотя солнечная корона сильно притягивается солнечной гравитацией, она настолько хорошо проводит тепло, что на больших расстояниях от Солнца она все еще очень горячая. Поскольку солнечная гравитация ослабевает с увеличением расстояния от Солнца, внешняя корональная атмосфера может выйти на сверхзвуковой скорости в межзвездное пространство. Паркер также был первым, кто заметил, что ослабляющее влияние гравитации Солнца оказывает на гидродинамический поток такой же эффект, как и сопло Лаваля , вызывая переход от дозвукового потока к сверхзвуковому. [15] Гипотеза Паркера о солнечном ветре вызвала сильную оппозицию; статья, которую он представил в Астрофизический журнал в 1958 году. [15] был отклонен двумя рецензентами, прежде чем был принят редактором Субраманьяном Чандрасекаром . [16] [17]

Наблюдения из космоса [ править ]

В январе 1959 года советский космический корабль «Луна-1» впервые непосредственно наблюдал солнечный ветер и измерил его силу. [18] [19] [20] с использованием полусферических ионных ловушек. Открытие, сделанное Константином Грингаузом [ ru ] , было подтверждено «Луной-2» , «Луной-3» , а также более отдаленными измерениями «Венеры-1» . Три года спустя аналогичное измерение было выполнено американским геофизиком Марсией Нойгебауэр и его коллегами с использованием космического корабля «Маринер-2» . [21]

Первое численное моделирование солнечного ветра в солнечной короне, включая закрытые и открытые силовые линии , было выполнено Пневманом и Коппом в 1971 году. Уравнения магнитной гидродинамики в установившемся состоянии решались итеративно, начиная с начальной диполярной конфигурации. [22]

В 1990 году был запущен зонд «Улисс» для изучения солнечного ветра в высоких солнечных широтах. Все предыдущие наблюдения проводились в плоскости эклиптики Солнечной системы или вблизи нее . [23]

В конце 1990-х годов прибор Ультрафиолетовый корональный спектрометр (UVCS) на борту космического корабля SOHO наблюдал область ускорения быстрого солнечного ветра, исходящего от полюсов Солнца, и обнаружил, что ветер ускоряется гораздо быстрее, чем можно объяснить термодинамическим расширением. один. Модель Паркера предсказала, что ветер должен совершить переход к сверхзвуковому потоку на высоте около четырех солнечных радиусов (около 3 000 000 км) от фотосферы (поверхности); но переход (или «звуковая точка») теперь кажется намного ниже, возможно, всего на один солнечный радиус (около 700 000 км) над фотосферой, что позволяет предположить, что какой-то дополнительный механизм ускоряет солнечный ветер от Солнца. Ускорение быстрого ветра до сих пор не изучено и не может быть полностью объяснено теорией Паркера. Однако гравитационное и электромагнитное объяснение этого ускорения подробно описано в более ранней статье лауреата Нобелевской премии по физике Альфвена 1970 года Ханнеса . [24] [25]

С 10 по 12 мая 1999 года космические аппараты НАСА Advanced Composition Explorer (ACE) и WIND наблюдали снижение плотности солнечного ветра на 98%. Это позволило энергичным электронам Солнца течь к Земле узкими лучами, известными как « штраль », что вызвало весьма необычное явление «полярного дождя», в ходе которого видимое полярное сияние над Северным полюсом появилось . Кроме того, магнитосфера Земли увеличилась в 5–6 раз по сравнению с нормальным размером. [26]

Миссия STEREO была запущена в 2006 году для изучения корональных выбросов массы и солнечной короны с использованием стереоскопии двух широко разделенных систем визуализации. Каждый космический корабль STEREO имел два гелиосферных формирователя изображения: высокочувствительные широкоугольные камеры, способные отображать сам солнечный ветер посредством томсоновского рассеяния солнечного света на свободных электронах. Фильмы STEREO показали солнечный ветер вблизи эклиптики как крупномасштабный турбулентный поток.

График, показывающий резкое снижение скорости обнаружения частиц солнечного ветра « Вояджером-1».

13 декабря 2010 года «Вояджер-1» определил, что скорость солнечного ветра в месте его расположения на расстоянии 10,8 миллиардов миль (17,4 миллиардов километров) от Земли замедлилась до нуля. «Мы дошли до того, что ветер от Солнца, который до сих пор всегда двигался наружу, больше не движется наружу; он движется только вбок, так что в конечном итоге он может спуститься по хвосту гелиосферы, который «Это объект, похожий на комету», — сказал ученый проекта «Вояджер» Эдвард Стоун. [27] [28]

В 2018 году НАСА запустило солнечный зонд «Паркер» , названный в честь американского астрофизика Юджина Паркера, с миссией по изучению структуры и динамики солнечной короны, в попытке понять механизмы, которые заставляют частицы нагреваться и ускоряться как солнечные. ветер. За свою семилетнюю миссию зонд совершит двадцать четыре витка вокруг Солнца, проходя дальше в корону с перигелием каждой орбиты , в конечном итоге проходя в пределах 0,04 астрономических единиц от поверхности Солнца. Это первый космический корабль НАСА, названный в честь живого человека, и Паркер в возрасте 91 года присутствовал при запуске. [29]

Механизм ускорения [ править ]

В то время как ранние модели солнечного ветра для ускорения материала полагались в первую очередь на тепловую энергию , к 1960-м годам стало ясно, что само по себе тепловое ускорение не может объяснить высокую скорость солнечного ветра. Требуется дополнительный неизвестный механизм ускорения, который, вероятно, связан с магнитными полями в солнечной атмосфере. [30]

Солнца Корона , или расширенный внешний слой, представляет собой область плазмы, нагретой до температуры более мегакельвина . В результате тепловых столкновений частицы внутренней короны имеют диапазон и распределение скоростей, описываемое максвелловским распределением . Средняя скорость этих частиц составляет около 145 км/с , что значительно ниже скорости убегания Солнца , равной 618 км/с . Однако некоторые из частиц достигают энергии, достаточной для достижения конечной скорости 400 км/с , что позволяет им питаться солнечным ветром. При той же температуре электроны из-за своей гораздо меньшей массы достигают скорости убегания и создают электрическое поле, которое еще больше ускоряет ионы от Солнца. [31]

Общее число частиц, уносимых солнечным ветром от Солнца, составляет около 1,3 × 10 36 в секунду. [32] Таким образом, общая потеря массы за год составляет около (2–3) × 10 −14 солнечные массы , [33] или около 1,3–1,9 миллиона тонн в секунду. Это эквивалентно потере массы, равной Земле, каждые 150 миллионов лет. [34] Однако с момента образования Солнца лишь около 0,01% его первоначальной массы было потеряно из-за солнечного ветра. [6] Другие звезды имеют гораздо более сильные звездные ветры , которые приводят к значительно более высоким темпам потери массы.

Джетлеты [ править ]

В марте 2023 года наблюдения за экстремальным ультрафиолетовым излучением Солнца показали, что мелкомасштабное магнитное пересоединение может быть движущей силой солнечного ветра в виде роя нановспышек в форме вездесущей струйной активности, известной как струи, производящие кратковременные потоки горячей плазмы и альфвеновские волны у основания. солнечной короны. Эта активность также может быть связана с явлением магнитного переключения солнечного ветра. [35] [36]

Свойства и структура [ править ]

Считается, что это показывает солнечный ветер от звезды LL Ориона, порождающий головную ударную волну (яркую дугу).

Быстрый и медленный ветер солнечный

Наблюдается существование двух основных состояний солнечного ветра, называемых медленным солнечным ветром и быстрым солнечным ветром, хотя их различия выходят далеко за рамки их скоростей. В околоземном пространстве наблюдается медленный солнечный ветер, имеющий скорость 300–500 км/с , температуру ~100 МК и состав, близкий к короне . Напротив, быстрый солнечный ветер имеет типичную скорость 750 км/с , температуру 800 МК и почти соответствует составу фотосферы Солнца . [37] Медленный солнечный ветер по своей природе в два раза плотнее и более изменчив, чем быстрый солнечный ветер. [32] [38]

Медленный солнечный ветер, по-видимому, исходит из области вокруг экваториального пояса Солнца, известной как «пояс стримеров», где корональные стримеры создаются магнитным потоком, открытым для гелиосферы, охватывающим замкнутые магнитные петли. Точные корональные структуры, участвующие в формировании медленного солнечного ветра, и метод высвобождения материала все еще обсуждаются. [39] [40] [41] Наблюдения за Солнцем в период с 1996 по 2001 годы показали, что излучение медленного солнечного ветра происходило на широтах до 30–35° во время солнечного минимума (периода наименьшей солнечной активности), а затем расширялось к полюсам по мере приближения солнечного цикла к максимуму. В период солнечного максимума полюса также испускали медленный солнечный ветер. [1]

Быстрый солнечный ветер возникает из корональных дыр . [42] которые представляют собой воронкообразные области открытых силовых линий в магнитном поле Солнца . [43] Такие открытые линии особенно распространены вокруг магнитных полюсов Солнца. Источником плазмы являются небольшие магнитные поля, создаваемые конвекционными ячейками в солнечной атмосфере. Эти поля удерживают плазму и транспортируют ее в узкие горлышки корональных воронок, расположенные всего в 20 000 км над фотосферой. Плазма выбрасывается в воронку, когда эти силовые линии магнитного поля снова соединяются. [44]

Скорость и плотность [ править ]

Вблизи орбиты Земли на высоте 1 астрономической единицы (а.е.) плазма течет со скоростями от 250 до 750 км/с с плотностью от 3 до 10 частиц на кубический сантиметр и температурой от 10 4 до 10 6 Кельвин . [45]

В среднем плотность плазмы уменьшается пропорционально квадрату расстояния от Солнца, см. раздел 4.2, [46] в то время как скорость уменьшается и выравнивается на расстоянии 1 а.е., см. рисунок 5. [46]

«Вояджер-1» и «Вояджер-2» сообщили о плотности плазмы n от 0,001 до 0,005 частиц/см. 3 на расстояниях от 80 до 120 а.е., быстро увеличиваясь за пределами 120 а.е. в гелиопаузе до 0,05–0,2 частиц/см. 3 . [47]

Давление [ править ]

На расстоянии 1 а.е. ветер обычно оказывает давление в диапазоне 1–6 нПа ( (1–6) × 10 −9 Н/м 2 ), [48] хотя оно может легко варьироваться за пределами этого диапазона.

Давление напора зависит от скорости и плотности ветра. Формула

где m p — масса протона , давление P — в Па (паскалях), n — плотность в частицах/см. 3 V — скорость солнечного ветра в км/с. [49]

массы Корональный выброс ​

Основная статья: Корональный выброс массы
CME извергается от Солнца Земли

Как быстрый, так и медленный солнечный ветер может быть прерван большими, быстро движущимися вспышками плазмы, называемыми корональными выбросами массы или КВМ. КВМ вызваны выбросом магнитной энергии на Солнце. В популярных средствах массовой информации КВМ часто называют «солнечными бурями» или «космическими бурями». Иногда, но не всегда, они связаны с солнечными вспышками , которые являются еще одним проявлением выделения магнитной энергии на Солнце. КВМ вызывают ударные волны в тонкой плазме гелиосферы, запуская электромагнитные волны и ускоряя частицы (в основном протоны и электроны ), образуя ливни ионизирующего излучения , которые предшествуют КВМ. [50]

Когда КВМ воздействует на магнитосферу Земли, он временно деформирует магнитное поле Земли , изменяя направление стрелок компаса и вызывая сильные электрические токи на земле в самой Земле; это называется геомагнитной бурей , и это глобальное явление. Удары КВМ могут вызвать магнитное пересоединение Земли в хвосте магнитосферы (полночная сторона магнитосферы); это запускает протоны и электроны вниз к атмосфере Земли, где они образуют полярное сияние .

КВМ – не единственная причина космической погоды . Известно, что разные участки Солнца вызывают несколько разную скорость и плотность ветра в зависимости от местных условий. По отдельности каждый из этих различных потоков ветра образует спираль под немного другим углом: быстродвижущиеся потоки движутся более прямо, а медленнодвижущиеся потоки больше обертываются вокруг Солнца. Быстро движущиеся потоки имеют тенденцию догонять более медленные потоки, берущие начало к западу от них на Солнце, образуя турбулентные области взаимодействия, вращающиеся в одном направлении, которые порождают волновые движения и ускоренные частицы и которые влияют на магнитосферу Земли так же, как и, но мягче, чем , CME.

КВМ имеют сложную внутреннюю структуру: высокотурбулентная область горячей и сжатой плазмы (известная как оболочка) предшествует приходу относительно холодной и сильно намагниченной области плазмы (известной как магнитное облако или выброс). [51] Земли Оболочка и выбросы оказывают совершенно различное влияние на магнитосферу и на различные явления космической погоды , такие как поведение радиационных поясов Ван Аллена . [52]

Магнитные переключатели [ править ]

Зонд Parker Solar Probe наблюдал обратное движение — движущиеся возмущения солнечного ветра, которые заставляли магнитное поле изгибаться обратно.

Магнитные переключения — это внезапные изменения магнитного поля солнечного ветра. [53] Их также можно описать как перемещающиеся возмущения в солнечном ветре, которые вызывают обратное искривление магнитного поля. Впервые их наблюдала миссия НАСА-ЕКА «Улисс » , первый космический корабль, пролетевший над . полюсами Солнца [54] [55] Parker Solar Probe наблюдал первые переключения назад в 2018 году. [54]

системы Эффекты Солнечной ​

Основная статья: Космическая погода
Гелиосферный токовый слой возникает в результате влияния вращающегося магнитного поля Солнца на плазму солнечного ветра.

За время существования Солнца взаимодействие его поверхностных слоев с уходящим солнечным ветром значительно снизило скорость вращения его поверхности. [56] Ветер считается ответственным за хвосты комет, наряду с солнечным излучением. [57] Солнечный ветер способствует колебаниям небесных радиоволн, наблюдаемых на Земле, посредством эффекта, называемого межпланетным мерцанием . [58]

Магнитосферы [ править ]

Основная статья: Магнитосфера
Земли Схема магнитосферы . Солнечный ветер течет слева направо.

Там, где солнечный ветер пересекается с планетой, имеющей хорошо развитое магнитное поле (например, с Землей, Юпитером или Сатурном), частицы отклоняются силой Лоренца . Эта область, известная как магнитосфера , заставляет частицы путешествовать вокруг планеты, а не бомбардировать атмосферу или поверхность. Магнитосфера имеет форму полушария на стороне, обращенной к Солнцу, а затем вытягивается длинным следом на противоположной стороне. Граница этой области называется магнитопаузой , и некоторые частицы способны проникать в магнитосферу через эту область за счет частичного пересоединения силовых линий магнитного поля. [31]

Полуденный меридианный разрез магнитосферы

Солнечный ветер отвечает за общую форму магнитосферы Земли. Колебания его скорости, плотности, направления и увлеченного магнитного поля сильно влияют на местную космическую среду Земли. Например, уровни ионизирующего излучения и радиопомех могут варьироваться в сотни и тысячи раз; а форма и расположение магнитопаузы и головной ударной волны перед ней могут меняться на несколько радиусов Земли, подвергая геостационарные спутники воздействию прямого солнечного ветра. Эти явления в совокупности называются космической погодой .

В рамках Европейского космического агентства было миссии Cluster проведено новое исследование, в котором предполагается, что солнечному ветру легче проникнуть в магнитосферу, чем считалось ранее. Группа ученых непосредственно наблюдала существование в солнечном ветре определенных волн, которых не ожидалось. Недавнее исследование показывает, что эти волны позволяют приближающимся заряженным частицам солнечного ветра преодолевать магнитопаузу. Это говорит о том, что магнитный пузырь образует скорее фильтр, чем сплошной барьер. Это последнее открытие произошло благодаря уникальному расположению четырех идентичных космических кораблей Кластера, которые летают в околоземном пространстве в контролируемой конфигурации. По мере того, как они перемещаются из магнитосферы в межпланетное пространство и обратно, флот обеспечивает исключительную трехмерную картину явлений, связывающих Солнце с Землей.

В исследовании охарактеризованы отклонения в формировании межпланетного магнитного поля (ММП), в значительной степени обусловленные неустойчивостью Кельвина–Гельмгольца (которая возникает на границе раздела двух жидкостей) в результате различий в толщине и многих других характеристиках пограничного слоя. Эксперты полагают, что это был первый случай, когда появление волн Кельвина-Гельмгольца на магнитопаузе проявилось при высокоширотной нисходящей ориентации ММП. Эти волны наблюдаются в непредвиденных местах в условиях солнечного ветра, которые раньше считались нежелательными для их образования. Эти открытия показывают, как солнечные частицы могут проникать в магнитосферу Земли при определенных обстоятельствах ММП. Полученные результаты также актуальны для изучения магнитосферных прогрессий вокруг других планетных тел. Это исследование предполагает, что волны Кельвина-Гельмгольца могут быть в некоторой степени распространенным и, возможно, постоянным инструментом проникновения солнечного ветра в земные магнитосферы при различных ориентациях ММП. [59]

Атмосфера [ править ]

Солнечный ветер влияет на другие приходящие космические лучи, взаимодействующие с планетарными атмосферами. Более того, планеты со слабой или отсутствующей магнитосферой подвержены разрушению атмосферы солнечным ветром.

Венера , ближайшая и наиболее похожая на Землю планета, имеет в 100 раз более плотную атмосферу и практически не имеет геомагнитного поля. Космические зонды обнаружили хвост, похожий на комету, который простирается до орбиты Земли. [60]

Сама Земля в значительной степени защищена от солнечного ветра своим магнитным полем , которое отклоняет большую часть заряженных частиц; однако некоторые из заряженных частиц задерживаются в радиационном поясе Ван Аллена . Земли Меньшему числу частиц солнечного ветра удается путешествовать, как по линии передачи электромагнитной энергии, в верхние слои атмосферы и ионосферу в авроральных зонах. Солнечный ветер можно наблюдать на Земле только тогда, когда он достаточно силен, чтобы вызывать такие явления, как полярные сияния и геомагнитные бури . Яркие полярные сияния сильно нагревают ионосферу, заставляя ее плазму расширяться в магнитосферу, увеличивая размер плазменной геосферы и впрыскивая атмосферное вещество в солнечный ветер. Геомагнитные бури возникают, когда давление плазмы, содержащейся внутри магнитосферы, достаточно велико, чтобы раздуть и тем самым исказить геомагнитное поле.

Хотя Марс больше Меркурия и в четыре раза дальше от Солнца, считается, что солнечный ветер унес до трети его первоначальной атмосферы, оставив слой, плотность которого составляет 1/100 плотности земного. Считается, что механизмом этого разрушения атмосферы является газ, пойманный в пузырьки магнитного поля, которые срывает солнечный ветер. [61] В 2015 году миссия НАСА «Марсианская атмосфера и нестабильная эволюция» ( MAVEN ) измерила скорость разрушения атмосферы, вызванного магнитным полем, переносимым солнечным ветром, проходящим мимо Марса, который генерирует электрическое поле, подобно тому, как можно использовать турбину на Земле. для выработки электроэнергии. Это электрическое поле ускоряет электрически заряженные атомы газа, называемые ионами, в верхних слоях атмосферы Марса и выбрасывает их в космос. [62] Миссия MAVEN измерила скорость разрушения атмосферы примерно на уровне 100 граммов (≈1/4 фунта) в секунду. [63]

Луны и поверхности планет [ править ]

Аполлона SWC Эксперимент
Аполлона Эксперимент по составу солнечного ветра на поверхности Луны

Меркурий , ближайшая к Солнцу планета, принимает на себя всю тяжесть солнечного ветра, а поскольку его атмосфера рудиментарна и преходяща, его поверхность покрыта радиацией.

Меркурий имеет собственное магнитное поле, поэтому при нормальных условиях солнечного ветра солнечный ветер не может проникнуть в его магнитосферу, и частицы достигают поверхности только в областях каспа. Однако во время корональных выбросов массы магнитопауза может вдавливаться в поверхность планеты, и в этих условиях солнечный ветер может свободно взаимодействовать с поверхностью планеты.

Земли Луна не имеет ни атмосферы, ни собственного магнитного поля , и, следовательно, ее поверхность бомбардируется полным солнечным ветром. Миссии проекта «Аполлон» использовали пассивные алюминиевые коллекторы в попытке собрать образцы солнечного ветра, а лунный грунт, возвращенный для изучения, подтвердил, что лунный реголит обогащен атомными ядрами, осажденными в результате солнечного ветра. Эти элементы могут оказаться полезными ресурсами для будущих лунных колоний . [64]

Ограничения [ править ]

Альфвенская поверхность [ править ]

Основная статья: поверхность Альфвена
Анимация НАСА, показывающая прохождение солнечного зонда Паркер через солнечную корону. Внутри границы короны, ее альфвеновской поверхности, плазменные волны движутся взад и вперед к поверхности Солнца.

Поверхность Альфвена — это граница, отделяющая корону от солнечного ветра, определяемая как точка, где альфвеновская скорость корональной плазмы и крупномасштабная скорость солнечного ветра равны. [65] [66]

Исследователи не были уверены, где именно находится альфвенская критическая поверхность Солнца. По оценкам, основанным на удаленных изображениях короны, она находится на расстоянии от 10 до 20 солнечных радиусов от поверхности Солнца. 28 апреля 2021 года во время восьмого пролёта вокруг Солнца солнечный зонд НАСА «Паркер» столкнулся с особыми магнитными условиями и условиями частиц на солнечном радиусе 18,8, которые указывали на то, что он проник через поверхность Альфвена. [67]

Внешние пределы [ править ]

Основная статья: Гелиосфера
Инфографика, показывающая внешние области гелиосферы на основе результатов космического корабля "Вояджер".

Солнечный ветер «надувает пузырь» в межзвездной среде (разреженном газе водорода и гелия, пронизывающем галактику). Точка, в которой сила солнечного ветра уже недостаточно велика, чтобы оттолкнуть межзвездную среду, известна как гелиопауза и часто считается внешней границей Солнечной системы. Расстояние до гелиопаузы точно не известно и, вероятно, зависит от текущей скорости солнечного ветра и локальной плотности межзвездной среды, но оно находится далеко за пределами . орбиты Плутона Ученые надеются получить представление о гелиопаузе на основе данных, полученных в ходе миссии Interstellar Boundary Explorer (IBEX), запущенной в октябре 2008 года.

Конец гелиосферы отмечается как один из способов определения размеров Солнечной системы вместе с поясом Койпера и, наконец, радиуса, на котором гравитационное влияние Солнца соответствует другим звездам. [68] Максимальная степень этого влияния оценивается в пределах от 50 000 а.е. до 2 световых лет по сравнению с краем гелиопаузы (внешним краем гелиосферы), который, как было обнаружено космическим кораблем "Вояджер-1" , заканчивается примерно в 120 а.е. [69]

В период с 30 августа по 10 декабря 2007 года космический корабль «Вояджер-2» пересёк завершающую ударную волну более пяти раз. [70] «Вояджер-2» пересек ударную волну примерно на Тм ближе к Солнцу, чем расстояние в 13,5 Тм, на котором «Вояджер-1» столкнулся с завершающей ударной волной. [71] [72] Космический корабль двинулся наружу через завершающую ударную волну в гелиооболочку и дальше в межзвездную среду .

См. также [ править ]

Ссылки [ править ]

  1. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б МакКомас, диджей; Эллиотт, штат Ха; Швадрон, Северная Каролина; Гослинг, Джей Ти; Скоуг, Р.М.; Гольдштейн, Бельгия (15 мая 2003 г.). «Трехмерный солнечный ветер вокруг солнечного максимума» . Письма о геофизических исследованиях . 30 (10): 1517. Бибкод : 2003GeoRL..30.1517M . дои : 10.1029/2003GL017136 . ISSN   1944-8007 .
  2. ^ «Стэнфордский солнечный центр – часто задаваемые вопросы физику Солнца – ответ» . солнечный-центр.stanford.edu . Проверено 9 ноября 2019 г.
  3. ^ Оуэнс, Мэтью Дж.; Форсайт, Роберт Дж. (28 ноября 2013 г.). «Гелиосферное магнитное поле». Живые обзоры по солнечной физике . 10 (1): 5. arXiv : 1002.2934 . Бибкод : 2013LRSP...10....5O . дои : 10.12942/lrsp-2013-5 . ISSN   2367-3648 . S2CID   122870891 .
  4. ^ ЭНЦИКЛОПЕДИЯ НАУКИ И ТЕХНОЛОГИЙ McGRAW-HILL, 8-е изд., (c) 1997, том. 16, стр. 685
  5. ^ Клайвер, Эдвард В.; Дитрих, Уильям Ф. (1 января 2013 г.). «Еще раз о космической погоде 1859 года: пределы экстремальной активности» . Журнал космической погоды и космического климата . 3 : А31. Бибкод : 2013JSWSC...3A..31C . дои : 10.1051/swsc/2013053 . ISSN   2115-7251 .
  6. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б с Мейер-Верне, Николь (2007). Основы солнечного ветра . Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-81420-1 .
  7. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Дарем, Ян Т. (2006). «Переосмысление истории исследований солнечного ветра: анализ Эддингтона кометы Морхауза» . Заметки и отчеты Королевского общества . Том. 60. С. 261–270.
  8. ^ Эгеланд, Альв; Берк, Уильям Дж. (2005). Кристиан Биркеланд: первый учёный-космонавт . Спрингер, Дордрехт, Нидерланды. п. 80 . ISBN  978-1-4020-3294-3 .
  9. ^ Кристиан Биркеланд, «Являются ли солнечные корпускулярные лучи, проникающие в атмосферу Земли, отрицательными или положительными лучами?» в Виденскапсельскапец Срифтер , И Мат – Натурв. Класс № 1, Христиания, 1916 г.
  10. ^ Философский журнал , Серия 6, Том. 38, № 228, декабрь 1919 г., 674 г. (о Солнечном Ветре)
  11. ^ Людвиг Бирманн (1951). «Хвосты комет и солнечное корпускулярное излучение». Журнал астрофизики . 29 : 274. Бибкод : 1951ZA.....29..274B .
  12. ^ Шредер, Вильфрид (1 декабря 2008 г.). «Кто первым открыл солнечный ветер?». Acta Geodaetica et Geophysica Hungarica . 43 (4): 471–472. дои : 10.1556/AGeod.43.2008.4.8 . S2CID   130425794 .
  13. ^ Кристофер Т. Рассел. «СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР И МАГНИТОСФЕРНАЯ ДИНАМИКА» . Институт геофизики и физики планет Калифорнийского университета, Лос-Анджелес . Архивировано из оригинала 13 августа 2018 года . Проверено 7 февраля 2007 г.
  14. ^ Роуч, Джон (27 августа 2003 г.). «Астрофизик, получивший признание за открытие солнечного ветра» . Национальное географическое общество . Архивировано из оригинала 30 августа 2003 года . Проверено 13 июня 2006 г.
  15. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Паркер, Юджин Н. (ноябрь 1958 г.). «Динамика межпланетного газа и магнитных полей». Астрофизический журнал . 128 : 664–676. Бибкод : 1958ApJ...128..664P . дои : 10.1086/146579 .
  16. ^ Паркер, EN (1997), «Боевое искусство научных публикаций», EOS Transactions , 78 (37): 391–395, Бибкод : 1997EOSTr..78..391P , doi : 10.1029/97EO00251
  17. ^ «Миссия НАСА чествует новаторского физика из Чикагского университета | Новости Чикагского университета» . news.uchicago.edu . 31 июля 2018 г. Проверено 30 апреля 2024 г.
  18. ^ Харви, Брайан (2007). Российские планетарные исследования: история, развитие, наследие и перспективы . Спрингер. п. 26. ISBN  978-0-387-46343-8 .
  19. ^ Дорогая, Дэвид Дж. «Луна» . Интернет-энциклопедия науки . Проверено 2 октября 2020 г.
  20. ^ «Луна 1» . НАСА Координированный архив данных НАСА по космической науке . Проверено 4 августа 2007 г.
  21. ^ Нойгебауэр, М. и Снайдер, CW (1962). «Эксперимент с солнечной плазмой». Наука . 138 (3545): 1095–1097. Бибкод : 1962Sci...138.1095N . дои : 10.1126/science.138.3545.1095-a . ПМИД   17772963 . S2CID   24287222 .
  22. ^ Г.В. Пневман и Р.А. Копп (1971). «Взаимодействие газа и магнитного поля в солнечной короне». Солнечная физика . 18 (2): 258. Бибкод : 1971SoPh...18..258P . дои : 10.1007/BF00145940 . S2CID   120816610 .
  23. ^ «Исследование Солнечной системы: Миссии: По цели: Марс: Настоящее» . Исследование Солнечной системы . Архивировано из оригинала 20 сентября 2008 г.
  24. ^ «Замечания о вращении намагниченной сферы применительно к солнечному излучению» (PDF) . Архивировано (PDF) из оригинала 04 октября 2019 г.
  25. ^ Ханнес Альфвен (1942). «Замечания о вращении намагниченной сферы применительно к солнечному излучению». Архивы по математике, астрономии и физике . 28А (6): 1–9.
  26. ^ «День, когда исчез солнечный ветер» . Наука НАСА. 13 декабря 1999 года. Архивировано из оригинала 22 ноября 2021 года . Проверено 5 октября 2010 г.
  27. ^ Амос, Джонатан (13 декабря 2010 г.). «Вояджер у края Солнечной системы» . Новости Би-би-си . Би-би-си . Проверено 14 декабря 2010 г.
  28. ^ «Зонд НАСА заметил уменьшение солнечного ветра на пути в межзвездное пространство» . НАСА. 13 декабря 2010 года . Проверено 14 декабря 2010 г.
  29. ^ Чанг, Кеннет (12 августа 2018 г.). «Солнечный зонд «Паркер» отправляется в путешествие НАСА, чтобы «прикоснуться к Солнцу» » . Нью-Йорк Таймс . Проверено 14 августа 2018 г.
  30. ^ Рамати, Р.; Стоун, Р.Г. (1973). Явления высоких энергий на Солнце . Управление научно-технической информации Национального управления по аэронавтике и исследованию космического пространства.
  31. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Энкрена, Тереза ; Бибринг, Ж.-П.; Блан, М. (2003). Солнечная система . Спрингер. ISBN  978-3-540-00241-3 .
  32. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Калленроде, Мэй-Бритт (2004). Космическая физика: введение в плазму и . Спрингер. ISBN  978-3-540-20617-0 .
  33. ^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (1995). Введение в современную астрофизику (переработанное 2-е изд.). Бенджамин Каммингс. п. 409. ИСБН  978-0-201-54730-6 .
  34. ^ Писатель Кэролус Дж.; Зваан, Корнелис (2000). Солнечная и звездная магнитная активность . Издательство Кембриджского университета. ISBN  978-0-521-58286-5 .
  35. ^ Рауафи, Нур Э.; Стенборг, Г.; Ситон, Д.Б.; Ван, Х.; Ван, Дж.; ДеФорест, CE; Бэйл, Южная Дакота; Дрейк, Дж. Ф.; Урицкий В.М.; Карпен, Дж. Т.; ДеВор, ЧР; Стерлинг, AC; Хорбери, Т.С.; Харра, ЛК; Буруэн, С. (01 марта 2023 г.). «Магнитное пересоединение как двигатель солнечного ветра» . Астрофизический журнал . 945 (1): 28. arXiv : 2301.00903 . Бибкод : 2023ApJ...945...28R . дои : 10.3847/1538-4357/acaf6c . hdl : 20.500.11850/603055 . ISSN   0004-637X . S2CID   255393967 .
  36. ^ Никитопулос, Тео (24 апреля 2024 г.). «Маленькие струи на Солнце питают колоссальный солнечный ветер» . Журнал Кванта .
  37. ^ Гейсс, Дж.; Глеклер, Г.; Штайгер, Р. Фон (1995). «Происхождение солнечного ветра по данным о составе». Обзоры космической науки . 72 (1–2): 49–60. Бибкод : 1995ССРв...72...49Г . дои : 10.1007/BF00768753 . ISSN   0038-6308 . S2CID   120788623 .
  38. ^ Зюсс, Стив (3 июня 1999 г.). «Обзор и современные знания о солнечном ветре и короне» . Солнечный Зонд . НАСА/Центр космических полетов Маршалла. Архивировано из оригинала 10 июня 2008 г. Проверено 7 мая 2008 г.
  39. ^ Харра, Луиза; Миллиган, Райан; Флек, Бернхард (2 апреля 2008 г.). «Хиноде: источник медленного солнечного ветра и сверхгорячих вспышек» . ЕКА . Проверено 7 мая 2008 г.
  40. ^ Антиохос, СК; Микич, З.; Титов В.С.; Лионелло, Р.; Линкер, Дж.А. (1 января 2011 г.). «Модель источников медленного солнечного ветра». Астрофизический журнал . 731 (2): 112. arXiv : 1102.3704 . Бибкод : 2011ApJ...731..112A . дои : 10.1088/0004-637X/731/2/112 . ISSN   0004-637X . S2CID   119241929 .
  41. ^ Фиск, Луизиана (1 апреля 2003 г.). «Ускорение солнечного ветра в результате пересоединения открытого магнитного потока с корональными петлями» (PDF) . Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 108 (A4): 1157. Бибкод : 2003JGRA..108.1157F . дои : 10.1029/2002JA009284 . hdl : 2027.42/87652 . ISSN   2156-2202 . Архивировано (PDF) из оригинала 16 августа 2017 г.
  42. ^ Зиркер, Дж. Б. (1977), Корональные дыры и высокоскоростные ветровые потоки, Обзоры геофизики , 15 (3), 257–269.
  43. ^ Хасслер, Дональд М.; Дамаш, Ингольф Э.; Лемэр, Филипп; Брекке, Пол; Курдт, Вернер; Мейсон, Хелен Э.; Виал, Жан-Клод; Вильгельм, Клаус (1999). «Исток солнечного ветра и хромосферная магнитная сеть». Наука . 283 (5403): 810–813. Бибкод : 1999Sci...283..810H . дои : 10.1126/science.283.5403.810 . ПМИД   9933156 .
  44. ^ Марш, Эккарт; Ту, Чуаньи (22 апреля 2005 г.). «Происхождение солнечного ветра в корональных воронках» . Наука . 308 (5721). ЕКА: 519–23. Бибкод : 2005Sci...308..519T . дои : 10.1126/science.1109447 . ПМИД   15845846 . S2CID   24085484 . Проверено 6 мая 2008 г.
  45. ^ НОАА. «СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР В РЕАЛЬНОМ ВРЕМЕНИ» . Проверено 12 июня 2022 г.
  46. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Боргацци, А.; Лара, А.; Эчер, Э.; Алвес, М.В. (май 2009 г.). «Динамика корональных выбросов массы в межпланетной среде» . Астрономия и астрофизика . 498 (3): 885–889. Бибкод : 2009A&A...498..885B . дои : 10.1051/0004-6361/200811171 . ISSN   0004-6361 .
  47. ^ Гернетт, округ Колумбия; Курт, WS (04 ноября 2019 г.). «Плотность плазмы вблизи и за гелиопаузой по данным плазменных волновых приборов «Вояджер-1» и «Вояджер-2» . Природная астрономия . 3 (11): 1024–1028. Бибкод : 2019НатАс...3.1024Г . дои : 10.1038/s41550-019-0918-5 . ISSN   2397-3366 . S2CID   209934074 .
  48. ^ Шу, Дж. Х. (1998). «Расположение магнитопаузы в экстремальных условиях солнечного ветра» . Журнал геофизических исследований . 103 (A8): 17, 691–17, 700. Бибкод : 1998JGR...10317691S . дои : 10.1029/98JA01103 .
  49. ^ Денди, Ричард (1995). Физика плазмы: вводный курс . Издательство Кембриджского университета. п. 234. ИСБН  9780521484527 .
  50. ^ «Корональные выбросы массы | Центр прогнозирования космической погоды NOAA / NWS» . www.swpc.noaa.gov . Проверено 19 января 2022 г.
  51. ^ Цурутани, БТ; Гонсалес, WD; Гонсалес, ALC; Гварниери, Флорида; и др. (29 июня 2006 г.). «Коротирующие потоки солнечного ветра и повторяющаяся геомагнитная активность: обзор» . Журнал геофизических исследований . 111 (А7). Бибкод : 2006JGRA..111.7S01T . дои : 10.1029/2005JA011273 .
  52. ^ Похотелов Д.; Рэй, Эй Джей; Мерфи, КР; Манн, ИК; и др. (21 ноября 2016 г.). «Воздействие мощности УНЧ-волн на электроны релятивистского радиационного пояса: геомагнитная буря 8-9 октября 2012 г.». Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 121 (12). Бибкод : 2016JGRA..12111766P . дои : 10.1002/2016JA023130 .
  53. ^ Хэтфилд, Майлз (29 апреля 2020 г.). «Новый взгляд на ранние наблюдения солнечного зонда Паркер» . НАСА . Общественное достояние В данную статью включен текст из этого источника, находящегося в свободном доступе .
  54. ^ Jump up to: Перейти обратно: а б Хэтфилд, Майлз (8 марта 2021 г.). «Наука о переключениях: объяснение магнитной загадки солнечного зонда Паркер» . НАСА . Проверено 31 июля 2022 г. Общественное достояние В данную статью включен текст из этого источника, находящегося в свободном доступе .
  55. ^ Фиск, Луизиана; Каспер, JC (1 мая 2020 г.). «Глобальная циркуляция открытого магнитного потока Солнца» . Письма астрофизического журнала . 894 (1): Л4. Бибкод : 2020ApJ...894L...4F . дои : 10.3847/2041-8213/ab8acd . S2CID   218640684 . Материал был скопирован из этого источника, который доступен с лицензией Creative Commons Attribution 3.0.
  56. ^ Эндал, А.С.; София, С. (1981). «Вращение звезд солнечного типа. I – Эволюционные модели вращения Солнца вниз». Астрофизический журнал, Часть 1 . 243 : 625–640. Бибкод : 1981ApJ...243..625E . дои : 10.1086/158628 .
  57. ^ Робин Керрод (2000). Астероиды, кометы и метеоры . Lerner Publications, Co.
  58. ^ Джокипии, младший (1973). «Турбулентность и мерцания в межпланетной плазме». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 11 (1): 1–28. Бибкод : 1973ARA&A..11....1J . дои : 10.1146/annurev.aa.11.090173.000245 .
  59. ^ Исследование НАСА с использованием кластера дает новое представление о солнечном ветре, НАСА, Greenbelt, 2012, стр.1
  60. ^ Грюнвальдт Х; и др. (1997). «Наблюдение лучей хвоста Венеры вблизи Земли» . Письма о геофизических исследованиях . 24 (10): 163–1166. Бибкод : 1997GeoRL..24.1163G . дои : 10.1029/97GL01159 .
  61. ^ «Солнечный ветер отрывает куски от Марса…» . Архивировано из оригинала 4 марта 2016 г.
  62. ^ НАСА (05.11.2015). «Миссия НАСА выявила скорость солнечного ветра, разрушающего марсианскую атмосферу» . Миссия «Марсианская атмосфера и нестабильная эволюция» (MAVEN) . Проверено 5 ноября 2015 г.
  63. ^ @MAVEN2Mars (5 ноября 2015 г.). «Миссия НАСА MAVEN измеряет разрушение атмосферы Марса солнечным ветром» ( твит ) – через Twitter .
  64. ^ Старухина, Л.В. (2006). «Полярные регионы Луны как потенциальное хранилище газов, имплантированных солнечным ветром». Достижения в космических исследованиях . 37 (1): 50–58. Бибкод : 2006АдСпР..37...50С . дои : 10.1016/j.asr.2005.04.033 .
  65. ^ Адхикари, Л.; Занк, врач общей практики; Чжао, Л.-Л. (30 апреля 2019 г.). «Выключается ли турбулентность на критической поверхности Альфвена?» . Астрофизический журнал . 876 (1): 26. Бибкод : 2019ApJ...876...26A . дои : 10.3847/1538-4357/ab141c . S2CID   156048833 .
  66. ^ ДеФорест, CE; Ховард, штат Техас; МакКомас, диджей (12 мая 2014 г.). «Приходящие волны в солнечной короне: прямой индикатор местоположения поверхности Альфвена». Астрофизический журнал . 787 (2): 124. arXiv : 1404.3235 . Бибкод : 2014ApJ...787..124D . дои : 10.1088/0004-637X/787/2/124 . S2CID   118371646 .
  67. ^ Хэтфилд, Майлз (13 декабря 2021 г.). «НАСА впервые входит в солнечную атмосферу» . НАСА . Общественное достояние В данную статью включен текст из этого источника, находящегося в свободном доступе .
  68. ^ «GMS: Где находится край Солнечной системы?» . svs.gsfc.nasa.gov . 5 сентября 2017 г. Проверено 22 сентября 2019 г.
  69. ^ «Вояджер – Часто задаваемые вопросы» . voyager.jpl.nasa.gov . Проверено 22 сентября 2019 г.
  70. ^ «НАСА – «Вояджер-2» доказывает, что Солнечная система раздавлена» . www.nasa.gov . Архивировано из оригинала 13 апреля 2020 г. Проверено 31 июля 2022 г.
  71. ^ «Вояджер-2 обнаружил, что форма Солнечной системы «вмятина» » . Рейтер . 11 декабря 2016 г.
  72. ^ Тобин, Кейт. «Космический корабль достиг края Солнечной системы – 5 ноября 2003 г.» . Си-Эн-Эн.

Дальнейшее чтение [ править ]

Фокс, Карен К. (2012) «Исследование НАСА с использованием кластера открывает новые сведения о солнечном ветре» НАСА.

С.Куперман и Н. Мецлер, Роль флуктуаций межпланетного магнитного поля на теплопроводность в солнечном ветре.J.Geophys. Рез. 78 (16), 3167–3168, 1973.

С. Куперман и Н. Мецлер. Астрофиз. Дж., 182 (3), 961–975, 1973.

С. Куперман и Н. Мецлер, Решение уравнений трехжидкостной модели с аномальными коэффициентами переноса для спокойного солнечного ветра. Астрофиз.Ж., 196 (1) 205–219, 1975.

С. Куперман, Н. Мецлер и М. Шпигельгласс, Подтверждение известных численных решений длятихие уравнения солнечного ветра. Астрофиз. Дж., 198 (3), 755–759, 1975.

С.Куперман и Н. Мецлер, Относительная величина скоростей потока альфа-частиц и протонов на высоте 1 а.е. Астрофиз. и космические науки. 45 (2) 411–417, 1976.

Н. Мецлер. Многожидкостная модель звездных ветров. Материалы мемориального симпозиума Л.Д. Фейтера по изучению перемещающихся межпланетных явлений. AFGL-TR-77-0309, Командование систем ВВС, ВВС США, 1978 г.

Н. Мецлер и М. Драйер. Самосогласованное решение трехжидкостной модели солнечного ветра. Астрофиз. Дж., 222 (2), 689–695, 1978.

С. Куперман и Н. Мецлер, Комментарии об ускорении солнечного ветра He++3, эффектах резонансного и нерезонансного взаимодействия с поперечными волнами. Дж. Геофиз. Рез. 84 (НА5), 2139–2140 (1979)

Н. Мецлер, С. Куперман, М. Драйер и П. Розенау, Зависящая от времени модель двух жидкостей с теплопроводность солнечного ветра. Астрофиз. Дж., 231 (3) 960–976, 1979.

Александр П. (1992), История исследований расширения солнечной короны, Eos Trans. АГУ , 73(41), 433–438, doi:10.1029/91EO00319.

Внешние ссылки [ править ]

Викискладе есть медиафайлы, связанные с солнечным ветром .
В Wikisource есть оригинальный текст, относящийся к этой статье:
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Solar_wind&oldid=1229284586"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 12659f5d3f13905816f119065a5fedfa__1718482200
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/12/fa/12659f5d3f13905816f119065a5fedfa.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Solar wind - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)