Wiatr słoneczny.html

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 (rzędu 500 keV na cząstkę). Rozchodzą się one promieniście we wszystkich kierunkach. Badania sondy Ulysses wykazały, że w płaszczyźnie słonecznego równika prędkość wiatru jest zmienna i średnio ponad dwukrotnie mniejsza niż na większych szerokościach heliograficznych. W okresie aktywności słonecznej, prędkość wiatru emitowanego w kierunku bliskim osi obrotu Słońca staje się również zmienna. Wszędzie zatem podlega wahaniom, co powoduje w przestrzeni międzyplanetarnej częste zderzenia szybszych strumieni z doganianymi przez nie wolniejszymi. Ruch cząstek deformuje pole magnetyczne Słońca i galaktyki oraz wiatr galaktyczny w wyniku czego nie ma on symetrii sferycznej (przestrzeń "wypełniona" wiatrem słonecznym nie jest kulą). Jednocześnie pole magnetyczne Słońca spowalnia wiatr słoneczny, zmniejszając prędkość wiatru a tym samym ograniczając jego zasięg. Watr słoneczny odkształca magnetosferę Ziemi, wpływa po części na pogodę i jest odpowiedzialny za burze geomagnetyczne.

edytuj 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 średnia wartość wynosi 450 km/s. Wiatr słoneczny unosi ze słońca materię w tempie 1×10⁹ kg/s.

Istnieje paradoks związany z wiatrem słonecznym, który próbuje wyjaśnić model elektrycznego Słońca. Otóż wiatr Słoneczny przyspiesza od około 200 km/s do 600-800 km/s i na dystansie liczonym od korony słonecznej i osiąga apogeum w odległości około trzech promieni słonecznych.

edytuj Zasięg wiatru

Pod wpływem wiatru galaktycznego cząstki wiatru słonecznego zwalniają do prędkości poddźwiękowych (subsonicznych). Obszar, w którym ma to miejsce nosi nazwę szoku końcowego. Dalej rozciąga się płaszcz Układu Słonecznego a jeszcze dalej heliopauza. Za heliopauzą ciśnienie wiatru galaktycznego przewyższa ciśnienie wiatru słonecznego. W tym obszarze działanie wiatru słonecznego zanika.

edytuj Wpływ na pole magnetyczne Ziemi

Wiatr słoneczny deformuje pole magnetyczne Ziemi, tak że nie ma ono kształtu symetrycznego pola dipolowego, lecz jest "zdmuchiwane" na zewnątrz Układu Słonecznego.

edytuj Pogoda kosmiczna

Silna i szybka zmienność wiatru słonecznego powoduje znaczne zaburzenia w warunkach okołoziemskich. Przykładowo, poziom promieniowania jonizujacego 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. Warunki pogodowe silnie zależą od fazy aktywności słonecznej, manifestującej się w zmiennej liczbie plam na Słońcu.

edytuj Zobacz też:

podstawowe zagadnienia z zakresu astronomii
Sonda kosmiczna Genesis
Flux Transfer Event