Солнечный ветер (solar_wind)

Посмотреть архив целиком


Новосибирский государственный технический университет.








Реферат по курсу "спец. главы физики"

тема:

"Солнечный ветер".






Выполнил: Цаплин В.Б.

Факультет: РЭФ

Группа: РФ 1-92












Новосибирск 2000.




Содержание.


Введение

3

Немного теории, связанной с теоретическим предсказанием солнечного ветра

3

Представления об однородном истечении плазмы из солнечной короны.

5

Однородно и стационарно ли вытекает солнечный ветер с поверхности Солнца?

7

Как изменяются характеристики солнечного ветра с удалением от Солнца?

9

Спокойный солнечный ветер.

9

Высокоскоростной солнечный ветер

11

Рекуррентные потоки

11

Спорадические высокоскоростные потоки.

12

Заключение

14


Введение.

Прошло 40 лет с тех пор, как американский физик Е.Паркер [1] теоретически предсказал явление, которое получило название "солнечный ветер" и которое через пару лет было подтверждено экспериментально группой советского ученого К. Грингауза при помощи приборов, установленных на космических аппаратах "Луна-2" и "Луна-3". Солнечный ветер представляет собой поток полностью ионизированной водородной плазмы, то есть газа, состоящего из электронов и протонов примерно одинаковой плотности (условие квазинейтральности), который с большой сверхзвуковой скоростью движется от Солнца. На орбите Земли (1 а.е. от Солнца) скорость этого потока равна примерно 400-500 км/с, концентрация протонов (или электронов) 10-20 частиц в кубическом сантиметре, а их температура примерно 100 000 К. (температура электронов несколько выше).

Кроме электронов и протонов в межпланетном пространстве были обнаружены альфа-частицы (порядка нескольких процентов), небольшое количество более тяжелых частиц, а также магнитное поле, средняя величина индукции которого оказалась на орбите Земли порядка нескольких гамм (=10-5 Гс.).

Как показывают наблюдения, выполненные на борту космических спутников Земли и других космических аппаратах с высоким апогеем орбиты, межпланетное пространство заполнено чрезвычайно активной средой – плазмой солнечного ветра. Солнечный ветер зарождается в верхних слоях атмосферы Солнца, и его основные параметры определяются соответствующими параметрами солнечной атмосферы. Однако связь между физическими характеристиками солнечного ветра вблизи орбиты Земли и физическими явлениями в атмосфере Солнца оказывается чрезвычайно сложной, и, кроме того, меняется в зависимости от солнечной активности–и конкретной ситуации на Солнце. Поэтому для простоты описания предполагается, что наблюдаемый солнечный ветер состоит из трех компонент [9]:

  1. Спокойный солнечный ветер, – постоянно существующий поток солнечной плазмы, заполняющий все межпланетное пространство вплоть до границ гелиосферы (50 – 200 а.е.)

  2. Квазистационарные высокоскоростные потоки солнечной плазмы, ответственные за рекуррентные геомагнитные возмущения

  3. Спорадические высокоскоростные потоки – относительно кратковременные, чрезвычайно неоднородные и сложные по структуре образования, ответственные за спорадические геомагнитные возмущения.


Немного теории, связанной с теоретическим предсказанием солнечного ветра.

В течение не столь уж длительной истории теоретической астрофизики считалось, что все атмосферы звезд находятся в гидростатическом равновесии, то есть в состоянии, когда сила гравитационного притяжения звезды уравновешивается силой, связанной с градиентом давления ее в атмосфере (с изменением давления на единицу расстояния r от центра звезды). Математически это можно представить в виде:

Если распределение температуры T в атмосфере задано, то из уравнения равновесия (1) и уравнения состояния идеального газа.

получается так называемая барометрическая формула, которая в частном случае постоянной температуры T будет иметь вид

Из формулы (3) видно, что при r то есть на очень больших расстояниях от звезды давление p стремится к конечному пределу, который зависит от p0.

Поскольку считалось, что солнечная атмосфера, так же как и атмосферы других звезд, находится в состоянии гидростатического равновесия, то ее состояние описывалось формулами, аналогичными формулам (1)-(3).Учитывая необычное и до конца еще непонятное явление резкого возрастания температуры примерно от 10 000 градусов на поверхности Солнца до 1 000 000 градусов в солнечной короне, Чепмен [2] развил теорию статической солнечной короны, которая должна была плавно переходить в межзвездную среду, окружающую Солнечную систему.

Однако в своей работе [1] Паркер обратил внимание на то, что давление на бесконечности, получаемое из формулы (3) для статической короны, оказывается почти на порядок величины больше значения давления, которое оценивалось для межзвездного газа на основе наблюдений. Чтобы устранить это расхождение, Паркер предложил, что солнечная корона не находится в состоянии статического равновесия, а непрерывно расширяется в окружающую Солнце межпланетную среду. При этом вместо уравнения (1) он предложил использовать гидродинамическое уравнение движения вида

где в системе координат, связанной с Солнцем, величина V представляет собой радиальную скорость движения плазмы. Под M подразумевается масса Солнца.

При заданном распределении температуры T система уравнений (2) и (4) имеет решения представленные на рис.1.

На этом рисунке через a обозначена скорость звука, r* - расстояние от начала координат, на котором скорость газа равна скорости звука (V = a). Очевидно, что только кривые 1 и 2 на рис1. имеют физический смысл для проблемы истечения газа из Солнца, поскольку кривые 3 и 4 имеют неединственные значения скорости в каждой точке, а кривые 5 и 6 соответствуют очень большим скоростям в солнечной атмосфере, что не наблюдается в телескопы. Паркер проанализировал условия, при которых в природе осуществляется решение, соответствующее кривой 1. Он показал, что для согласования давления, получаемого из такого решения, с давлением в межзвездной среде наиболее реален случай перехода газа от дозвукового течения (при r < r*) к сверхзвуковому (при r > r*), и назвал такое течение солнечным ветром.

История экспериментов в космическом пространстве блестяще доказала правильность представлений Паркера о солнечном ветре. Подробный материал о теории солнечного ветра можно найти, например, в монографии [5].


Представления об однородном истечении плазмы из солнечной короны.

Из одномерных уравнений газовой динамики можно получить известный результат: при отсутствии массовых сил сферически – симметричное течение газа от точечного источника может быть всюду либо дозвуковым, либо сверхзвуковым. Присутствие в уравнении (4) гравитационной силы (правая часть) приводит к тому, что появляются решения типа кривой 1 на рис.1., то есть с переходом через скорость звука.

Проведем аналогию с классическим течением в сопле Лаваля, которое представляет собой основу всех сверхзвуковых реактивных двигателей. Схематически это течение показано на рис.2. В бак 1, называемый ресивером, с очень маленькой скоростью подается газ, нагретый до очень высокой температуры (внутренняя энергия газа много больше кинетической энергии направленного движения). Путем геометрического сжатия канала газ ускоряется в области 2 (дозвуковое течение) до тех пор, пока его скорость не достигнет скорости звука. Для дальнейшего его ускорения необходимо канал расширять (область 3 сверхзвукового течения). Во всей области течения ускорение газа происходит за счет его адиабатического (без подвода тепла) охлаждения (внутренняя энергия хаотического движения переходит в энергию направленного движения).

В рассматриваемой проблеме образования солнечного ветра роль ресивера играет солнечная корона, а роль стенок сопла Лаваля – гравитационная сила солнечного происхождения. Согласно теории Паркера, переход через скорость звука должен происходить где-то на расстоянии в несколько солнечных радиусов. Однако анализ получаемых в теории решений показал, что температуры солнечной короны недостаточно, чтобы ее газ мог ускориться до сверхзвуковых скоростей, как это имеет место в теории сопла Лаваля. Должен существовать какой-то дополнительный источник энергии. Таким источником в настоящее время считается диссипация всегда присутствующих в солнечном ветре волновых движений (плазменная турбулентность), накладывающихся на среднее течение, а само течение уже не является адиабатическим. (см. Спокойный солнечный ветер) Количественный пример таких процессов еще требует дальнейшего исследования. Интересно, что наземные телескопы обнаруживают на поверхности Солнца магнитные поля. Средняя величина их магнитной индукции B оценивается в 1 Гс, хотя в отдельных фотосферных образованиях, например в пятнах, магнитное поле может быть на порядок больше. Поскольку плазма является хорошим проводником электричества, то естественно, что солнечные потоки и магнитные поля взаимодействуют с ее потоками от Солнца. В этом случае чисто газодинамическая теория дает неполное описание рассматриваемого явления. Влияние магнитного поля на течение солнечного ветра можно рассмотреть в рамках магнитной гидродинамики. К чему же это приводит? Согласно пионерской в этом направлении работе [6] (см. также [5]), магнитное поле приводит к появлению пондемоторной силы j x B, которая направлена в перпендикулярном к радиальному направлении. В результате у солнечного ветра появляется тангенциальная компонента скорости. Эта компонента почти на два порядка меньше, радиальной, однако она играет существенную роль в выносе из Солнца момента количества движения. Предполагают, что последнее обстоятельство может играть существенную роль в эволюции не только Солнца, но и других звезд, у которых обнаружен "звездный ветер". В частности, для объяснения резкого уменьшения угловой скорости звезд позднего спектрального класса часто привлекается гипотеза о передаче вращательного момента образующимся вокруг них планетам. Рассмотренный механизм потери углового момента Солнца путем истечения их него плазмы открывает возможность пересмотра этой гипотезы.


Случайные файлы

Файл
13716-1.rtf
transformer.doc
17284-1.rtf
16389.rtf
19026.rtf




Чтобы не видеть здесь видео-рекламу достаточно стать зарегистрированным пользователем.
Чтобы не видеть никакую рекламу на сайте, нужно стать VIP-пользователем.
Это можно сделать совершенно бесплатно. Читайте подробности тут.