Физика межпланетного и околоземного пространства. Веселовский И.С - 14 стр.

UptoLike

ВУЗ: 

МГУ | Москва

Составители: 

Рубрика: 

2. СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР
Благодаря запуску многочисленных искусственных спутников
Земли и космических аппаратов в настоящее время хорошо известно,
что межпланетное пространство заполнено плазмой, постоянно
текущей от Солнца (солнечный ветер). О существовании солнечного
ветра догадывались более столетия назад, исходя из наблюдений
геомагнитных возмущений, комет и космических лучей. Тогда же
появился и сам термин, были известны правильные порядки величины
скорости и других параметров. Как и все явления на Солнце,
солнечный ветер изменчив и зависит от солнечной активности.
Представление о типичных значениях параметров солнечного ветра
вблизи орбиты Земли дает следующая таблица средних данных,
полученных за 1965-1968гг. в период возрастания одиннадцатилетнего
цикла солнечной активности, максимум которого наблюдался в 1970-
1971гг.
,
p
n
см
-3
,
v
км/с
,
p
К
,
e
T
К
/
p p
T T
/
e e
T T
B,
10
-5
Гс
M M
A
/
p
n n
7 400 9·10
4
1,4·10
5
1,9 1,1 5,2 8,5 10,7 4-5%
Здесь
p
n
– плотность плазмы,
v
– скорость,
,
p e
T
– температура
протонов и электронов, Отношения
/
T T
характеризуют
анизотропию температур вдоль и поперек магнитного поля, В –
напряженность межпланетного магнитного поля (часто используется
единица измерения 1 нТл = 10
-5
Гс), М – отношение скорости потока к
тепловой скорости протонов,
/
A A
M v V
– альвеновское число Маха, –
отношение скорости потока к альвеновской скорости
/ 4 ,
A p p
V B n m
/
p
n n
– относительное содержание α-частиц по
отношению к концентрации протонов.
Солнечный ветер на орбите Земли представляет собой
сверхзвуковой поток плазмы с числом Маха около 10. Параметры
солнечного ветра меняются вместе с изменением условий в короне.
Важно отметить, что кулоновские столкновения в солнечном
ветре происходят недостаточно часто и поэтому функция
распределения частиц существенно отличается от равновесной
максвелловской функции. Это проявляется в различии электронной и
ионной температуры, в существовании анизотропии относительно
магнитного поля, а также в заметных искажениях в виде надтепловых
14
2. СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР

        Благодаря запуску многочисленных искусственных спутников
Земли и космических аппаратов в настоящее время хорошо известно,
что межпланетное пространство заполнено плазмой, постоянно
текущей от Солнца (солнечный ветер). О существовании солнечного
ветра догадывались более столетия назад, исходя из наблюдений
геомагнитных возмущений, комет и космических лучей. Тогда же
появился и сам термин, были известны правильные порядки величины
скорости и других параметров. Как и все явления на Солнце,
солнечный ветер изменчив и зависит от солнечной активности.
Представление о типичных значениях параметров солнечного ветра
вблизи орбиты Земли дает следующая таблица средних данных,
полученных за 1965-1968гг. в период возрастания одиннадцатилетнего
цикла солнечной активности, максимум которого наблюдался в 1970-
1971гг.

np ,      v,   Tp , Te , К T p / T p        T e / T e B, -5 M MA      n / n p
     -3   км/с                                            10 Гс
см             К
7         400 9·104 1,4·105  1,9                1,1    5,2       8,5 10,7 4-5%

Здесь n p – плотность плазмы, v – скорость, Tp , e – температура
протонов        и   электронов,    Отношения           T / T     характеризуют
анизотропию температур вдоль и поперек магнитного поля, В –
напряженность межпланетного магнитного поля (часто используется
единица измерения 1 нТл = 10-5 Гс), М – отношение скорости потока к
тепловой скорости протонов, M A  v / VA – альвеновское число Маха, –
отношение     скорости    потока       к    альвеновской    скорости
VA  B /     4 n p m p , n / n p – относительное содержание α-частиц по
отношению к концентрации протонов.
        Солнечный ветер на орбите Земли представляет собой
сверхзвуковой поток плазмы с числом Маха около 10. Параметры
солнечного ветра меняются вместе с изменением условий в короне.
        Важно отметить, что кулоновские столкновения в солнечном
ветре происходят недостаточно часто и поэтому функция
распределения частиц существенно отличается от равновесной
максвелловской функции. Это проявляется в различии электронной и
ионной температуры, в существовании анизотропии относительно
магнитного поля, а также в заметных искажениях в виде надтепловых

                                         14

Страницы