Mediu interplanetar

Mediu interplanetar - materie și câmpuri care umplu spațiul din interiorul sistemului solar (sistemul stelar) de la coroana solară (coroana stelei) până la limitele heliosferei , cu excepția planetelor și corpurilor sistemului solar. Mediul interplanetar include în principal vântul solar (vântul stelei centrale în sistemul stelar (vânt stelelor)), câmpul magnetic interplanetar, razele cosmice (particule încărcate cu energie mare), gaz neutru, praf interplanetar și radiații electromagnetice [1] . Mediul interplanetar joacă un rol cheie în fizica solar-terestră și vremea sa practică în spațiu parțial .

Vânt solar

Vântul solar (vântul stelei centrale din sistemul stelar (ventul stelar)) este o plasmă în expansiune a coroanei solare care umple întreaga heliosferă. Vântul solar este format din electroni , protoni , particule alfa și alți ioni de origine solară, precum și din ioni prinși formați din componenta neutră ca urmare a interacțiunii cu radiația. Vântul solar este un sistem de neechilibru cu un nivel ridicat de turbulență. Structurile la scară mare și procesele dinamice din atmosfera solară se manifestă prin existența diferitelor structuri la scară mare în vântul solar până la distanțe de mai multe unități astronomice, în care valorile parametrilor pot diferi semnificativ. Aproape de maximul ciclului de activitate solară, tipurile de vânt solar nestaționare pot reprezenta aproximativ jumătate din timpul de observare. La o distanta de 1 a. adică fluxul de protoni al vântului solar variază de la la cm s , iar viteza este de la 300 la 1000 km/s, temperatura medie este K. Pe măsură ce distanța R de la Soare crește, fluxul de protoni scade pe măsură ce , viteza rămâne aproape constantă, iar diferențele dintre structuri scad . Interacțiunea vântului solar cu planetele și corpurile sistemului solar determină poziția și starea învelișurilor lor exterioare de plasmă, starea vremii spațiale. $10^{8}$ $10^{{10}}$ $^{-2}$ $^{-1}$ $10^{5}$ $1/R^{2}$

Câmp magnetic interplanetar

Câmpul magnetic al coroanei solare este „înghețat” în plasmă și este transportat de vântul solar, formând un câmp magnetic interplanetar (IMF). Intensitatea câmpului magnetic la 1 a. e. variază de la la Oe, câmpul magnetic maxim este înregistrat în ejecțiile de masă coronară. Rotația Soarelui face ca liniile de câmp din vântul solar staționar să se răsucească și să ia forma unei spirale. În apropierea planului eclipticii, se observă o foaie de curent heliosferic (HCS), care separă câmpuri de direcții opuse. GCS are forma unei ondulații, astfel încât navele spațiale înregistrează o structură sectorială, adică 2, 4 sau (rar) 6 sectoare pe revoluție a Soarelui, în care FMI are o singură direcție. Vântul solar staționar la heliolatitudini joase nu conține o componentă notabilă a câmpului magnetic normal cu planul ecliptic, deci nu este geoeficient și toate perturbațiile magnetosferei Pământului sunt cauzate de tipuri nestaționare de vânt solar. În ejecțiile de masă coronală, liniile de câmp sunt răsucite și arată ca un mănunchi, dintre care unul sau ambele capete sunt conectate la Soare. În regiunile de compresie dinaintea unui flux de vânt solar rapid sau a unei ejecții de masă coronală, câmpul magnetic inițial este comprimat și deformat prin interacțiunea diferitelor structuri ale vântului solar [2] . $10^{-5}$ $10^{-3}$

Raze cosmice

Razele cosmice (particule încărcate cu energie înaltă) au mai multe tipuri asociate cu originea lor. Razele cosmice, în ciuda energiei lor mari, nu afectează starea locală a plasmei vântului solar și a câmpului magnetic datorită concentrației lor scăzute; totuși, la scară mare, în special în apropierea limitelor heliosferei, unde concentrația vântului solar scade brusc. , razele cosmice joacă un rol important. Razele cosmice solare sunt accelerate în timpul erupțiilor solare puternice sau în timpul propagării undelor de șoc în coroană și în vântul solar. În acest caz, se formează protoni cu energii de până la câteva sute de MeV și electroni de până la câteva zeci de KeV; în cazuri rare, se formează electroni relativiști cu energii de câțiva MeV. Compoziția razelor cosmice solare este apropiată de cea a coroanei solare. Numărul de evenimente cu raze cosmice solare crește puternic în apropierea maximului ciclului de activitate solară. Razele cosmice galactice se nasc în afara heliosferei (în timpul exploziei de stele noi și supernove). Sunt nuclee complet ionizate de diferite elemente cu o energie de - eV. Ele sunt împrăștiate de neomogenitățile câmpului magnetic interplanetar, iar fluxul lor, în medie, scade odată cu distanța de la limitele heliosferei. Fluxul depinde si de timp si scade atat la scari de aproximativ o zi cand trece prin heliosfera (depresiunea Forbush) cat si la scari de aproximativ un an (aproape de maximul ciclului de activitate solara). Doar particulele cu cea mai mare energie (cu o energie mai mare de câteva sute de MeV) ajung pe orbita Pământului. Se observă, de asemenea, raze cosmice anormale, care, spre deosebire de GCS-urile obișnuite, sunt atomi ionizați individual (mai rar dublu), apariția lor este asociată cu două mecanisme posibile: (1) ionizarea atomilor neutri ai mediului interstelar și accelerarea lor la limitele heliosferă (interfață heliosferică) și (2) erupții pe stelele aparținând piticelor roșii și galbene. În apropierea planetelor (în special a planetelor gigantice Jupiter și Saturn), se observă fluxuri mai puțin intense de particule energetice produse pe arcul de șoc și în interiorul magnetosferei. Intensitatea acestor fluxuri depinde de condițiile de pe planete și adesea se modifică odată cu perioada de rotație a planetelor. $10^{8}$ $10^{20}$

Componentă neutră

Heliosfera se deplasează prin norul interstelar local , care, conform observațiilor indirecte, este un mediu parțial ionizat cu o densitate de 0,2 cm și o temperatură de K. Componenta neutră pătrunde liber în heliosferă și ajunge în regiunea de lângă Soare, unde ionizarea eficientă începe atunci când interacționează cu radiația solară și reîncărcarea la interacțiunea cu vântul solar și razele cosmice solare. O parte nesemnificativă a componentei neutre este asociată cu pierderea atomilor de către planete și alte corpuri ale sistemului solar. $^{-3}$ $10^{4}$

Componenta praf

Componenta prăfuită a mediului interplanetar constă în principal din particule de la 1 nm la 100 μm, care au o sarcină și formează un mediu de plasmă praf (sau plasmă prăfuită). Particulele mai mari se comportă ca particulele de test și sunt denumite „particule dintr-o plasmă”. Componenta de praf umple întreaga heliosferă extrem de neuniform și este concentrată mai ales în apropierea Soarelui în heliosfera interioară și în apropierea planului ecliptic, iar distribuția sa depinde puternic de mărimea granulelor de praf, deoarece traiectoria acestora este descrisă de un echilibru de forțe diferite care depind semnificativ de dimensiune. Componenta de praf este sursa unor fenomene precum corona F a Soarelui și lumina zodiacală . Principala sursă de praf sunt nucleele cometelor și asteroizii, cele mai mici particule de praf sub influența efectului Poynting-Robertson se apropie de Soare și capătă o sarcină. În apropierea Soarelui, datorită temperaturii ridicate, procesul de sublimare este important.

Radiația electromagnetică

Spațiul interplanetar este umplut cu radiații electromagnetice, în principal de origine solară. Această radiație joacă un rol semnificativ în formarea altor componente ale mediului interplanetar și este o sursă de radiație secundară, care servește ca sursă de date experimentale asupra mediului interplanetar. Fluxuri mai slabe de unde electromagnetice generează planetele sistemului solar, limitele heliosferei și alte obiecte ale Universului.

Note

↑ Yu. I. Ermolaev, Mediul interplanetar // Marea Enciclopedie Rusă, ed. Yu. S. Osipova, M.: BRE, v. 19, 2012
↑ Câmp magnetic interplanetar | Vestishki.ru . Consultat la 24 septembrie 2011. Arhivat din original pe 18 iunie 2013. (nedefinit)

Literatură

Fizica solară și solar-terestră. Dicționar ilustrat de termeni, trad. din engleză, M., 1980.
Mediul interplanetar / Burgin M. S. // Fizica spațială: Little Encyclopedia / Colegiul editorial: R. A. Sunyaev (ed. șef) și alții - ed. a II-a. - M .: Enciclopedia Sovietică , 1986. - S. 396-398. — 783 p. — 70.000 de exemplare.
Heliogeofizica plasmatică / Ed. L. M. Zeleny, I. S. Veselovsky. În 2 vol. M.: Fizmatlit, 2008. Vol. 1. 672 p.; T. 2. 560 str.

Dicționare și enciclopedii	Mare catalană Un norvegian grozav Rusă mare Britannica (online) Universalis
În cataloagele bibliografice	NKC : ph122837