Солнечный ветер, представляет собой постоянное радиальное истечение плазмы солнечной короны в межпланетное пространство. Образование Солнечный ветер связано с потоком энергии, поступающим в корону из более глубоких слоев Солнца. По-видимому, переносят энергию магнитогидродинамические и слабые ударные волны (см. Плазма,Солнце). Для поддержания Солнечный ветер существенно, чтобы энергия, переносимая волнами и теплопроводностью, передавалась и верхним слоям короны. Постоянный нагрев короны, имеющей температуру 1,5—2 млн. градусов, не уравновешивается потерей энергии за счёт излучения, т.к. плотность короны мала. Избыточную энергию уносят частицы Солнечный ветер

  По существу Солнечный ветер — это непрерывно расширяющаяся солнечная корона. Давление нагретого газа вызывает её стационарное гидродинамическое истечение с постепенно нарастающей скоростью. В основании короны (~ 10 тыс. км от поверхности Солнца) частицы имеют радиальную скорость порядка сотен м/сек. на расстоянии несколько радиусов от Солнца она достигает звуковой скорости в плазме 100—150 км/сек, а на расстоянии 1 а. е. (у орбиты Земли) скорость протонов плазмы составляет 300—750 км/сек. Вблизи орбиты Земли температура плазмы Солнечный ветер, определяемая по тепловой составляющей скоростей частиц (по разности скоростей частиц и средней скорости потока), в периоды спокойного Солнца составляет ~ 10⁴К, в активные периоды доходит до 4×10⁵ К. Солнечный ветер содержит те же частицы, что и солнечная корона, т. е. главным образом протоны и электроны, присутствуют также ядра гелия (от 2 до 20%). В зависимости от состояния солнечной активности поток протонов вблизи орбиты Земли меняется от 5×10⁷ до 5×10⁸ протонов/(см²×сек), а их пространственная концентрация — от нескольких частиц до нескольких десятков частиц в 1 см³. При помощи межпланетных космических станций установлено, что вплоть до орбиты Юпитера плотность потока частиц Солнечный ветер изменяется по закону r^–2, где r — расстояние от Солнца. Энергия, которую уносят в межпланетное пространство частицы Солнечный ветер в 1 сек, оценивается в 10²⁷—10²⁹эрг (энергия электромагнитного излучения Солнца ~4×10³³эрг/сек). Солнце теряет с Солнечный ветер в течение года массу, равную ~2×10^–14 массы Солнца. Солнечный ветер уносит с собой петли силовых линий солнечного магнитного поля (т.к. силовые линии как бы «вморожены» в истекающую плазму солнечной короны; см. Магнитная гидродинамика). Сочетание вращения Солнца с радиальным движением частиц. Солнечный ветер придаёт силовым линиям форму спиралей. На уровне орбиты Земли напряжённость магнитного поля Солнечный ветер меняется в пределах от 2,5×10^–6до 4×10^–4 э. Крупномасштабная структура этого поля в плоскости эклиптики имеет вид секторов, в которых поле направлено от Солнца или к нему (рис. 1). В период невысокой активности Солнца (1963—64) наблюдались 4 сектора, сохранявшиеся в течение 1,5 лет. При росте активности структура поля стала более динамичной, увеличилось и число секторов.

Рис. 1. Секторная структура межпланетного магнитного поля, выявленная американским спутником «IMP-1».

  Магнитное поле, уносимое Солнечный ветер, частично «выметает» галактические космические лучи из околосолнечного пространства, что приводит к изменению их интенсивности на Земле. Изучение вариаций космических лучей позволяет исследовать Солнечный ветер на больших расстояниях от Земли и, что особенно важно, вне плоскости эклиптики. О многих свойствах Солнечный ветер вдали от Солнца можно будет, по-видимому, узнать также из исследования взаимодействия плазмы Солнечный ветер с плазмой комет — своеобразных космических зондов. Размер полости, занятой Солнечный ветер, точно не известен (аппаратурой космических станций Солнечный ветер прослежен пока до орбиты Юпитера). У границ этой полости динамическое давление Солнечный ветер должно уравновешиваться давлением межзвёздного газа, галактического магнитного поля и галактических космических лучей. Столкновение сверхзвукового потока солнечной плазмы с геомагнитным полем порождает стационарную ударную волну перед земной магнитосферой (рис. 2). Солнечный ветер как бы обтекает магнитосферу, ограничивая её протяжённость в пространстве (см. Земля). Потоком частиц Солнечный ветер геомагнитное поле сжато с солнечной стороны (здесь граница магнитосферы проходит на расстоянии ~10 R_Å— земных радиусов) и вытянуто в антисолнечном направлении на десятки R_Å (т. н. «хвост» магнитосферы). В слое между фронтом волны и магнитосферой квазирегулярного межпланетного магнитного поля уже нет, частицы движутся по сложным траекториям и часть из них может быть захвачена в радиационные пояса Земли. Изменения интенсивности Солнечный ветер являются основной причиной возмущений геомагнитного поля (см. Вариации магнитные),магнитных бурь,полярных сияний, нагрева верхней атмосферы Земли, а также ряда биофизических и биохимических явлений (см. Солнечно-земные связи). Солнце не выделяется чем-либо особенным в мире звёзд, поэтому естественно считать, что истечение вещества, подобное Солнечный ветер, существует и у др. звёзд. Такой «звёздный ветер», более мощный, чем у Солнца, был открыт, например, у горячих звёзд с температурой поверхности ~30—50 тыс. К. Термин «Солнечный ветер» был предложен американским физиком Е. Паркером (1958), разработавшим основы гидродинамической теории Солнечный ветер

Рис. 2. Локализация геомагнитного поля солнечным ветром: 1 — силовые линии магнитного поля Солнца; 2 — ударная волна; 3 — магнитосфера Земли; 4 — граница магнитосферы; 5 — орбита Земли; 6 — траектория частицы.

 

  Лит.: Паркер Е., Динамические процессы в межпланетной среде, пер. с англ., М., 1965; Солнечный ветер, пер. с англ., М., 1968; Хундхаузен А., Расширение короны и солнечный ветер, пер. с англ., М., 1976.

  М. А. Лившиц, С. Б. Пикельнер.