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

• Sonda kosmiczna Genesis
• Flux Transfer Event

Linki zewnętrzne

• http://www.sciencedaily.com/releases/2008/04/080402155139.htm
• Kinetic evolution and acceleration of the solar wind