Deformacja słonecznego pola magnetycznego przez wiatr galaktyczny.
Wiatr słoneczny – strumień cząstek wypływających ze
Słońca
, składających się przede wszystkim z
protonów
i
elektronów
o dużej energii. Protony spokojnej fazy wiatru mają energię około 0,5
keV
, zaś podczas rozbłysków rejestrowane są cząstki o energii do 1 GeV. Rozchodzą się one promieniście we wszystkich kierunkach. Badania
sondy Ulysses
wykazały, że w płaszczyźnie słonecznego równika prędkość wiatru jest średnio ponad dwukrotnie mniejsza, niż na szerokościach heliograficznych obszaru polarnego. Podczas szczytu
aktywności słonecznej
, gdy zanikają polarne
dziury koronalne
, prędkość wiatru emitowanego w kierunku bliskim osi obrotu Słońca zmniejsza się.
Ruch cząstek deformowany jest przez
pole magnetyczne
przede wszystkim samego Słońca oraz wiatr z pobliskich gwiazd, w wyniku czego nie jest zachowana symetria sferyczna wypływu (przestrzeń "wypełniana" wiatrem słonecznym nie jest kulą). Spiralny kształt linii pola magnetycznego Słońca powoduje, że wiatr słoneczny propaguje się z większą prędkością, niż wielkość składowej radialnej, a zasięg tej emisji ograniczony jest przez wiatr gwiazdowy innych gwiazd.
Wiatr słoneczny odkształca magnetosferę Ziemi, zaś obłoki plazmy emitowane podczas rozbłysków, będące formą zaburzenia np. gęstości i prędkości wiatru, powodują
burze magnetyczne
.
Właściwości wiatru słonecznego
Skład ilościowy
jonów
w wietrze słonecznym jest taki sam jak
korony słonecznej
.
W pobliżu Ziemi
prędkość
wiatru słonecznego waha się od 200 do 889 km/s, a wartość średnia wynosi 450 km/s. Wiatr słoneczny unosi ze Słońca materię w tempie 1×109 kg/s.
Zasięg wiatru
Na granicy heliosfery cząstki wiatru słonecznego oddziałują z cząstkami wiatru innych gwiazd, wytwarzając stacjonarną falę uderzeniową, jeżeli prędkość propagacji cząstek docierających z zewnątrz jest większa niż lokalna prędkość dźwięku. Obszar ten nazywany jest
szokiem końcowym
, otaczającym
heliopauzę
, którego istnienie zostało potwierdzone na początku lat 90. poprzez zarejestrowanie emisji w zakresie 2-3 kHz. Za heliopauzą
ciśnienie
wiatru od innych gwiazd przewyższa ciśnienie wiatru słonecznego, ale część cząstek może przedostawać się w obydwu kierunkach. Cząstki o bardzo dużych energiach są przyspieszane przez pole galaktyczne w zakresie energii innym, niż spokojnej fazy wiatru słonecznego czy gwiazdowego, nie zaburzanej przez rozbłyski.
Obszar między heliopauzą a łukową falą uderzeniową to tzw.
płaszcz Układu Słonecznego
. Jednoznaczne stwierdzenie, czy fala ta ogranicza heliosferę Słońca, czy taką sferę u pobliskiej gwiazdy, może być problematyczne.
Wpływ na pole magnetyczne Ziemi
Wiatr słoneczny deformuje dipolowy kształt
pola magnetycznego Ziemi
, które zyskuje warkocz w kierunku odsłonecznym.
Pogoda kosmiczna
Silna i szybka zmienność wiatru słonecznego powoduje znaczne zaburzenia w warunkach okołoziemskich. Przykładowo, poziom promieniowania jonizującego może ulegać zmianie o czynnik sto czy tysiąc, a zmienny kształt i położenie
magnetopauzy
może powodować okresowe narażenie satelitów geostacjonarnych na bombardowanie przez cząsteczki wiatru. To zjawisko jest ogólnie nazywane pogodą kosmiczną. Te warunki pogodowe istotnie zależą od fazy
aktywności słonecznej
, manifestującej się w zmiennej liczbie
plam na Słońcu
.
Zobacz też
Linki zewnętrzne