Meziplanetární prostředí

Meziplanetární médium  - hmota a pole , která vyplňují prostor uvnitř sluneční soustavy (hvězdné soustavy) od sluneční koróny (koruny hvězdy) po hranice heliosféry , s výjimkou planet a těles sluneční soustavy. Meziplanetární prostředí zahrnuje především sluneční vítr (vítr centrální hvězdy v hvězdném systému (starwind)), meziplanetární magnetické pole, kosmické záření (vysokoenergetické nabité částice), neutrální plyn, meziplanetární prach a elektromagnetické záření [1] . Meziplanetární médium hraje klíčovou roli ve fyzice Slunce a Země a její praktické části - vesmírné počasí .

Sluneční vítr

Sluneční vítr (vítr centrální hvězdy v hvězdném systému (starwind)) je rozpínající se plazma sluneční koróny, která vyplňuje celou heliosféru. Sluneční vítr se skládá z elektronů , protonů , alfa částic a dalších iontů slunečního původu, jakož i zachycených iontů vzniklých z neutrální složky v důsledku interakce se zářením. Sluneční vítr je nerovnovážný systém s vysokou úrovní turbulence. Velkorozměrové struktury a dynamické procesy ve sluneční atmosféře se projevují existencí různých velkorozměrových struktur ve slunečním větru až do vzdáleností několika astronomických jednotek, ve kterých se hodnoty parametrů mohou výrazně lišit. V blízkosti maxima cyklu sluneční aktivity mohou nestacionární typy slunečního větru představovat asi polovinu doby pozorování. Ve vzdálenosti 1a. tj. tok protonů slunečního větru se mění od do cm s a rychlost je od 300 do 1000 km/s, průměrná teplota je K. Se zvětšující se vzdáleností R od Slunce se tok protonů snižuje jako , rychlost zůstává téměř konstantní a rozdíly mezi strukturami se zmenšují. Interakce slunečního větru s planetami a tělesy sluneční soustavy určuje polohu a stav jejich vnějších plazmatických obalů, stav vesmírného počasí.

Meziplanetární magnetické pole

Magnetické pole sluneční koróny je „zamrzlé“ do plazmatu a je unášeno slunečním větrem, čímž vzniká meziplanetární magnetické pole (IMF). Síla magnetického pole na 1 a. e. se pohybuje od do Oe, maximální magnetické pole je zaznamenáno při výronech koronální hmoty. Rotace Slunce způsobuje, že siločáry ve stacionárním slunečním větru se zkroutí a získají tvar spirály. V blízkosti roviny ekliptiky je pozorován heliosférický proudový list (HCS), který odděluje pole opačných směrů. GCS má tvar zvlnění, takže kosmické lodě registrují sektorovou strukturu, tedy 2, 4 nebo (výjimečně) 6 sektorů na otáčku Slunce, ve kterém má IMF jeden směr. Stacionární sluneční vítr v nízkých heliogeografických šířkách neobsahuje znatelnou složku magnetického pole kolmou k rovině ekliptiky, takže není geoefektivní a všechny poruchy zemské magnetosféry jsou způsobeny nestacionárními typy slunečního větru. Při výronech koronální hmoty jsou siločáry zkroucené a vypadají jako svazek, jehož jeden nebo oba konce jsou spojeny se Sluncem. V oblastech stlačení před rychlým prouděním slunečního větru nebo výronem koronální hmoty je počáteční magnetické pole stlačeno a deformováno interakcí různých struktur slunečního větru [2] .

Kosmické záření

Kosmické záření (vysokoenergetické nabité částice) má několik typů spojených se svým původem. Kosmické záření přes svou vysokou energii neovlivňuje pro svou nízkou koncentraci lokální stav plazmatu slunečního větru a magnetické pole, avšak ve velkých měřítcích, zejména v blízkosti hranic heliosféry, kde koncentrace slunečního větru prudce klesá Kosmické záření hraje důležitou roli. Sluneční kosmické záření je urychlováno při silných slunečních erupcích nebo při šíření rázových vln v koroně a ve slunečním větru. V tomto případě vznikají protony s energiemi do několika stovek MeV a elektrony do několika desítek KeV, ve vzácných případech se tvoří relativistické elektrony s energiemi několika MeV. Složení slunečního kosmického záření se blíží složení sluneční koróny. Počet událostí se slunečním kosmickým zářením silně roste blízko maxima cyklu sluneční aktivity. Galaktické kosmické záření se rodí mimo heliosféru (během exploze nových hvězd a supernov). Jsou to plně ionizovaná jádra různých prvků s energií  - eV. Jsou rozptylovány nehomogenitami meziplanetárního magnetického pole a jejich tok v průměru klesá se vzdáleností od hranic heliosféry. Tok také závisí na čase a zmenšuje se jak na stupnici kolem jednoho dne, kdy výron koronální hmoty prochází heliosférou (Forbushova deprese), tak na stupnici kolem roku (blízko maxima cyklu sluneční aktivity). Na oběžnou dráhu Země se dostanou pouze částice s nejvyšší energií (s energií více než několika set MeV). Pozorováno je i anomální kosmické záření, které jsou na rozdíl od běžných GCS jednou (zřídka dvakrát) ionizovanými atomy, jejich vznik je spojen se dvěma možnými mechanismy: (1) ionizací neutrálních atomů mezihvězdného prostředí a jejich zrychlením na hranicích mezihvězdného prostředí. heliosféra (heliosférické rozhraní) a ( 2) záblesky na hvězdách patřících k červeným a žlutým trpaslíkům. V blízkosti planet (zejména obřích planet Jupiter a Saturn) jsou pozorovány méně intenzivní toky energetických částic produkovaných na příďovém rázu a uvnitř magnetosféry. Intenzita těchto toků závisí na podmínkách na planetách a často se mění s periodou rotace planet.

Neutrální složka

Heliosféra se pohybuje lokálním mezihvězdným mrakem , což je podle nepřímých pozorování částečně ionizované médium s hustotou 0,2 cm a teplotou K. Neutrální složka volně proniká do heliosféry a dostává se do oblasti poblíž Slunce, kde účinná ionizace začíná při interakci se slunečním zářením a dobíjení při interakci se slunečním větrem a slunečním kosmickým zářením. Nepodstatná část neutrální složky je spojena se ztrátou atomů planetami a dalšími tělesy sluneční soustavy.

Prachová složka

Prachovou složku meziplanetárního prostředí tvoří především částice od 1 nm do 100 μm, které mají náboj a tvoří prachové plazmatické médium (neboli prachové plazma). Větší částice se chovají jako testovací částice a jsou označovány jako "částice v plazmě". Prachová složka vyplňuje celou heliosféru extrémně nerovnoměrně a je soustředěna především v blízkosti Slunce ve vnitřní heliosféře a v blízkosti roviny ekliptiky a její rozložení silně závisí na velikosti prachových zrn, protože jejich dráha je popsána rovnováhou různých sil, které výrazně závisí na velikosti. Prachová složka je zdrojem jevů, jako je sluneční F-korona a zodiakální světlo . Hlavním zdrojem prachu jsou jádra komet a asteroidy, nejmenší prachové částice se vlivem Poyntingova-Robertsonova jevu přibližují ke Slunci a získávají náboj. V blízkosti Slunce je kvůli vysoké teplotě důležitý proces sublimace.

Elektromagnetické záření

Meziplanetární prostor je vyplněn elektromagnetickým zářením převážně slunečního původu. Toto záření se významně podílí na vzniku dalších složek meziplanetárního prostředí a je zdrojem sekundárního záření, které slouží jako zdroj experimentálních dat o meziplanetárním prostředí. Slabší proudy elektromagnetických vln generují planety sluneční soustavy, hranice heliosféry a další objekty Vesmíru.

Poznámky

1. ↑ Yu.I. Ermolaev, Meziplanetární prostředí // Velká ruská encyklopedie, ed. Yu. S. Osipova, M.: BRE, v. 19, 2012
2. ↑ Meziplanetární magnetické pole | Vestishki.ru _ Získáno 24. září 2011. Archivováno z originálu 18. června 2013. (neurčitý)

Literatura

• Solární a solárně-pozemská fyzika. Ilustrovaný slovník pojmů, přel. z angličtiny, M., 1980.
• Meziplanetární prostředí  / Burgin M. S. // Vesmírná fyzika: Malá encyklopedie  / Redakční rada: R. A. Sunjajev (hlavní vyd.) a další - 2. vyd. - M  .: Sovětská encyklopedie , 1986. - S. 396-398. — 783 str. — 70 000 výtisků.
• Heliogeofyzika plazmatu / Ed. L. M. Zelený, I. S. Veselovský. Ve 2 svazcích M.: Fizmatlit, 2008. svazek 1. 672 s.; T. 2. 560 s.

Slovníky a encyklopedie	Velká Katalánština Skvělý norský Velký Rus Britannica (online) Universalis
V bibliografických katalozích	NKC : ph122837