Что такое солнечный ветер и его влияние. Что из себя представляет Солнечный ветер

Солнечный ветер и магнитосфера Земли.

Солнечный ветер (Solar wind ) - поток мегаионизированных частиц (в основном гелиево-водородной плазмы), истекающий из солнечной короны со скоростью 300-1200 км/с в окружающее космическое пространство. Является одним из основных компонентов межпланетной среды.

Множество природных явлений связано с солнечным ветром, в том числе такие явления космической погоды, как магнитные бури и полярные сияния.

Не следует путать понятия «солнечный ветер» (поток ионизированных частиц, долетающий от Солнца до за 2-3 суток) и «солнечный свет» (поток фотонов, долетающий от Солнца до Земли в среднем за 8 минут 17 секунд). В частности, именно эффект давления солнечного света (а не ветра) используется в проектах так называемых солнечных парусов. Форма двигателя для , использующая в качестве источника тяги импульс ионов солнечного ветра - электрический парус.

История

Предположение о существовании постоянного потока частиц, летящих от Солнца, впервые было высказано британским астрономом Ричардом Кэррингтоном. В 1859 году Кэррингтон и Ричард Ходжсон независимо наблюдали то, что впоследствии было названо солнечной вспышкой. На следующий день произошла геомагнитная буря, и Кэррингтон предположил связь между этими явлениями. Позже Джордж Фитцджеральд высказал предположение, что материя периодически ускоряется Солнцем и за несколько дней достигает Земли.

В 1916 году норвежский исследователь Кристиан Биркеланд написал: «С физической точки зрения наиболее вероятно, что солнечные лучи не являются ни положительными ни отрицательными, но и теми и другими вместе». Другими словами, солнечный ветер состоит из отрицательных электронов и положительных ионов.

Три года спустя, в 1919 Фридерик Линдеманн также предположил, что частицы обоих зарядов, протоны и электроны, приходят от Солнца.

В 1930-х годах ученые определили, что температура солнечной короны должна достигать миллиона градусов, поскольку корона остается достаточно яркой при большом удалении от Солнца, что хорошо видно во время солнечных затмений. Позднее спектроскопические наблюдения подтвердили этот вывод. В середине 50-х британский математик и астроном Сидни Чепмен определил свойства газов при таких температурах. Оказалось, что газ становится великолепным проводником тепла и должен рассеивать его в пространство за пределы орбиты Земли. В то же время немецкий ученый Людвиг Бирманн заинтересовался тем фактом, что хвосты комет всегда направлены прочь от Солнца. Бирманн постулировал, что Солнце испускает постоянный поток частиц, которые создают давление на газ, окружающий комету, образуя длинный хвост.

В 1955 году советские астрофизики С. К. Всехсвятский, Г. М. Никольский, Е. А. Пономарев и В. И. Чередниченко показали, что протяженная корона теряет энергию на излучение и может находиться в состоянии гидродинамического равновесия только при специальном распределении мощных внутренних источников энергии. Во всех других случаях должен существовать поток вещества и энергии. Этот процесс служит физическим основанием для важного явления - «динамической короны». Величина потока вещества была оценена из следующих соображений: если бы корона находилась в гидростатическом равновесии, то высоты однородной атмосферы для водорода и железа относились бы как 56/1, то есть ионов железа в дальней короне наблюдаться не должно. Но это не так. Железо светится во всей короне, причем FeXIV наблюдается в более высоких слоях, чем FeX, хотя кинетическая температура там ниже. Силой, поддерживающей ионы во «взвешенном» состоянии, может быть импульс, передаваемый при столкновениях восходящим потоком протонов ионам железа. Из условия баланса этих сил легко найти поток протонов. Он оказался таким же, какой следовал из гидродинамической теории, подтвержденной впоследствии прямыми измерениями. Для 1955 г. это было значительным достижением, но в «динамическую корону» никто тогда не поверил.

Тремя годами позже Юджин Паркер сделал вывод, что горячее течение от Солнца в чепменовской модели и поток частиц, сдувающий кометные хвосты в гипотезе Бирманна - это два проявления одного и того же явления, которое он назвал «солнечным ветром» . Паркер показал, что даже несмотря на то, что солнечная корона сильно притягивается Солнцем, она столь хорошо проводит тепло, что остается горячей на большом расстоянии. Так как с расстоянием от Солнца его притяжение ослабевает, из верхней короны начинается сверхзвуковое истечение вещества в межпланетное пространство. Более того, Паркер был первым, кто указал, что эффект ослабления гравитации имеет то же влияние на гидродинамическое течение, что и сопло Лаваля: оно производит переход течения из дозвуковой в сверхзвуковую фазу.

Теория Паркера была подвергнута жесткой критике. Статья, посланная в 1958 году в Astrophysical Journal, была забракована двумя рецензентами и только благодаря редактору, Субраманьяну Чандрасекару, попала на страницы журнала.

Однако в январе 1959 года первые прямые измерения характеристик солнечного ветра (Константин Грингауз, ИКИ РАН) были проведены советской “Луна-1”, посредством установленных на ней сцинтилляционного счетчика и газового ионизационного детектора. Три года спустя такие же измерения были проведены и американкой Марсией Нейгебауэр по данным станции “Маринер-2”.

Всё же ускорение ветра до высоких скоростей ещё не было понято и не могло быть объяснено из теории Паркера. Первые численные модели солнечного ветра в короне с использованием уравнений магнитной гидродинамики были созданы Пневманом и Кноппом в 1971 г.

В конце 1990-х с помощью Ультрафиолетового коронального спектрометра (Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS) ) на борту были проведены наблюдения областей возникновения быстрого солнечного ветра на солнечных полюсах. Оказалось, что ускорение ветра много больше, чем предполагалось, исходя из чисто термодинамического расширения. Модель Паркера предсказывала, что скорость ветра становится сверхзвуковой на высоте 4 радиусов Солнца от фотосферы, а наблюдения показали, что этот переход происходит существенно ниже, примерно на высоте 1 радиуса Солнца, подтверждая, что существует дополнительный механизм ускорения солнечного ветра.

Характеристики

Гелиосферный токовый слой - результат влияния вращающегося магнитного поля Солнца на плазму в солнечном ветре.

Из-за солнечного ветра Солнце теряет ежесекундно около одного миллиона тонн вещества. Солнечный ветер состоит в основном из электронов, протонов и ядер гелия (альфа-частиц); ядра других элементов и неионизированных частиц (электрически нейтральных) содержатся в очень незначительном количестве.

Хотя солнечный ветер исходит из внешнего слоя Солнца, он не отражает реального состава элементов в этом слое, так как в результате процессов дифференциации содержание некоторых элементов увеличивается, а некоторых - уменьшается (FIP-эффект).

Интенсивность солнечного ветра зависит от изменений солнечной активности и его источников. Многолетние наблюдения на орбите Земли (около 150 млн км от Солнца) показали, что солнечный ветер структурирован и обычно делится на спокойный и возмущенный (спорадический и рекуррентный). Спокойные потоки, в зависимости от скорости, делятся на два класса:медленные (примерно 300-500 км/с около орбиты Земли) и быстрые (500-800 км/с около орбиты Земли). Иногда к стационарному ветру относят область гелиосферного токового слоя, который разделяет области различной полярности межпланетного магнитного поля, и по своим характеристикам близок к медленному ветру.

Медленный солнечный ветер

Медленный солнечный ветер порождается «спокойной» частью солнечной короны (областью корональных стримеров) при её газодинамическом расширении: при температуре короны около 2·10 6 К корона не может находиться в условиях гидростатического равновесия, и это расширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгону коронального вещества до сверхзвуковых скоростей. Нагрев солнечной короны до таких температур происходит вследствие конвективной природы теплопереноса в фотосфере Солнца: развитие конвективной турбулентности в плазме сопровождается генерацией интенсивных магнитозвуковых волн; в свою очередь при распространении в направлении уменьшения плотности солнечной атмосферы звуковые волны трансформируются в ударные; ударные волны эффективно поглощаются веществом короны и разогревают её до температуры (1-3)·10 6 К.

Быстрый солнечный ветер

Потоки рекуррентного быстрого солнечного ветра испускаются Солнцем в течение нескольких месяцев и имеют период повторяемости при наблюдениях с Земли в 27 суток (период вращения Солнца). Эти потоки ассоциированы с корональными дырами - областями короны с относительно низкой температурой (примерно 0,8·10 6 К), пониженной плотностью плазмы (всего четверть плотности спокойных областей короны) и радиальным по отношению к Солнцу магнитным полем.

Возмущенные потоки

К возмущенным потокам относят межпланетное проявление корональных выбросов массы (СМЕ), а также области сжатия перед быстрыми СМЕ (называемыми в англоязычной литературе Sheath) и перед быстрыми потоками из корональных дыр (называемыми в англоязычной литературе Corotating interaction region - CIR). Около половины случаев наблюдений Sheath и CIR могут иметь впереди себя межпланетную ударную волну. Именно в возмущенных типах солнечного ветра межпланетное магнитное поле может отклоняться от плоскости эклиптики и содержать южную компоненту поля, которая приводит ко многим эффектам космической погоды (геомагнитной активности, включая магнитные бури). Ранее предполагалось, что возмущенные спорадические потоки вызываются солнечными вспышками, однако в настоящее время считается, что спорадические потоки в солнечном ветре обусловлены корональными выбросами. Вместе с тем следует отметить, что и солнечные вспышки, и корональные выбросы связаны с одними и теми же источниками энергии на Солнце и между ними существует статистическая зависимость.

По времени наблюдения различных крупномасштабных типов солнечного ветра быстрые и медленные потоки составляют около 53 %, гелиосферный токовый слой 6 %, CIR - 10 %, CME - 22 %, Sheath - 9 %, и соотношение между временем наблюдения различных типов сильно изменяется в цикле солнечной активности.

Феномены, порождаемые солнечным ветром

Благодаря высокой проводимости плазмы солнечного ветра магнитное поле Солнца оказывается вмороженным в истекающие потоки ветра и наблюдается в межпланетной среде в виде межпланетного магнитного поля.

Солнечный ветер образует границу гелиосферы, благодаря чему препятствует проникновению в . Магнитное поле солнечного ветра значительно ослабляет приходящие извне галактические космические лучи. Локальное повышение межпланетного магнитного поля приводит к краткосрочным понижениям космических лучей, Форбуш-понижениям, а крупномасштабные уменьшения поля приводят к их долгосрочным возрастаниям. Так в 2009 году, в период затянувшегося минимума солнечной активности, интенсивность излучения вблизи Земли выросла на 19 % относительно всех наблюдаемых ранее максимумов.

Солнечный ветер порождает на Солнечной системы, обладающих магнитным полем, такие явления, как магнитосфера, полярные сияния и радиационные пояса планет.

Можно использовать не только как движитель космических парусников, но и как источник энергии. Наиболее известное применение солнечного ветра в этом качестве было впервые предложено Фрименом Дайсоном (Freeman Dyson), предположившим, что высокоразвитой цивилизации по силам создание сферы вокруг звезды, которая бы собирала всю испускаемую ею энергию. Исходя из этого так же был предложен очередной метод поиска внеземных цивилизаций.

Между тем, коллективом исследователей Вашингтонского университета (Washington State University) под руководством Брукса Харропа (Brooks Harrop) была предложена более практичная концепция использования энергии солнечного ветра - спутники Дайсона-Харропа. Они представляют собой довольно простые электростанции, собирающие электроны из солнечного ветра. На длинный металлический стержень, направленный на Солнце, подается напряжение для генерации магнитного поля, которое будет притягивать электроны. На другом конце располагается приемник-ловушка электронов, состоящая из паруса и приемника.

По расчетам Харропа, спутник с 300-метровым стержнем, толщиной 1 см и 10-метровой ловушкой, на орбите Земли сможет «собирать» до 1,7 МВт. Этого достаточно для обеспечения энергией примерно 1000 частных домов. Тот же спутник, но уже с километровым стержнем и парусом в 8400 километров сможет «собирать» уже 1 миллиард миллиардов гигаватт энергии (10 27 Вт). Остается только передать эту энергию на Землю, чтобы отказаться от всех остальных ее видов.

Команда Харропа предлагает передавать энергию с помощью лазерного луча. Однако, если конструкция самого спутника довольно проста и вполне реализуема на современном уровне технологий, то создание лазерного «кабеля» пока технически невозможно. Дело в том, что для эффективного сбора солнечного ветра спутник Дайсона-Харропа должен лежать вне плоскости эклиптики, а значит находится в миллионах километров от Земли. На таком расстоянии луч лазера будет давать пятно, диаметром в тысячи километров. Адекватная же фокусирующая система потребует объектив от 10 до 100 метров в диаметре. Кроме этого, нельзя исключать многие опасности от возможных сбоев системы. С другой стороны, энергия требуется и в самом космосе, и небольшие спутники Дайсона-Харропа вполне могут стать ее основным источником, заменив солнечные батареи и ядерные реакторы.

Атмосфера Солнца на 90% состоит из водорода. Самая удаленная от поверхности ее часть называется короной Солнца, она отчетливо видна при полных солнечных затмениях. Температура короны достигает 1,5-2 млн. К, и газ короны полностью ионизирован. При такой температуре плазмы тепловая скорость протонов порядка 100 км/с, а электронов - несколько тысяч километров в секунду. Для преодоления солнечного притяжения достаточна начальная скорость 618 км/с, вторая космическая скорость Солнца. Поэтому постоянно происходит утечка плазмы из солнечной короны в космос. Этот поток протонов и электронов и называется солнечным ветром.

Преодолев притяжение Солнца, частицы солнечного ветра летят по прямым траекториям. Скорость каждой частицы с удалением почти не меняется, но бывает она разной. Эта скорость зависит главным образом от состояния солнечной поверхности, от «погоды» на Солнце. В среднем она равна v ≈ 470 км/с. Расстояние до Земли солнечный ветер проходит за 3-4 суток. При этом плотность частиц в нем убывает обратно пропорционально квадрату расстояния до Солнца. На расстоянии, равном радиусу земной орбиты, в 1 см 3 в среднем находится 4 протона и 4 электрона.

Солнечный ветер уменьшает массу нашей звезды - Солнца - на 10 9 кг в секунду. Хотя это число по земным масштабам и кажется большим, реально оно мало: убыль солнечной массы может быть замечена только за времена, в тысячи раз превышающие современный возраст Солнца, который равен приблизительно 5 млрд. лет.

Интересно и непривычно взаимодействие солнечного ветра с магнитным полем. Известно, что заряженные частицы обычно движутся в магнитном поле Н по окружности или по винтовым линиям. Это верно, однако, только когда магнитное поле достаточно сильное. Точнее говоря, для движения заряженных частиц по окружности нужно, чтобы плотность энергии магнитного поля H 2 /8π была больше, чем плотность кинетической энергии движущейся плазмы ρv 2 /2. В солнечном ветре ситуация обратная: магнитное поле слабое. Поэтому заряженные частицы движутся по прямым, а магнитное поле при этом не постоянно, оно перемещается вместе с потоком частиц, как бы уносится этим потоком на периферию Солнечной системы. Направление магнитного поля во всем межпланетном пространстве остается таким, каким оно было на поверхности Солнца в момент выхода плазмы солнечного ветра.

Магнитное поле при обходе вдоль экватора Солнца, как правило, меняет свое направление 4 раза. Солнце вращается: точки на экваторе совершают оборот за Т = 27 суток. Поэтому межпланетное магнитное поле направлено по спиралям (см. рис.), а вся картина этого рисунка вращается вслед за вращением солнечной поверхности. Угол поворота Солнца меняется, как φ = 2π/Т. Расстояние от Солнца увеличивается со скоростью солнечного ветра: г = vt. Отсюда уравнение спиралей на рис. имеет вид: φ = 2πr/vT. На расстоянии земной орбиты (r = 1,5 10 11 м) угол наклона магнитного поля к радиусу-вектору составляет, как легко проверить, 50°. В среднем такой угол и измеряется космическими кораблями, но не совсем близко от Земли. Вблизи же планет магнитное поле устроено иначе (см. Магнитосфера).

СОЛНЕЧНЫЙ ВЕТЕР - непрерывный поток солнечного происхождения, распространяющийся приблизительно радиально от Солнца и заполняющий Солнечную систему до гелиоцентрич. расстояний R ~ 100 а. е. С. в. образуется при газодинамич. расширении солнечной короны (см. Солнце )в межпланетное пространство. При высоких темп-pax, к-рые существуют в солнечной короне (1,5*10 9 К), давление вышележащих слоев не может уравновесить газовое давление вещества короны, и корона расширяется.

Первые свидетельства существования пост. потока плазмы от Солнца получены Л. Бирманом (L. Biermann) в 1950-х гг. по анализу сил, действующих на плазменные хвосты комет. В 1957 Ю. Паркер (Е. Parker), анализируя условия равновесия вещества короны, показал, что корона не может находиться в условиях гидростатич. равновесия, как это раньше предполагалось, а должна расширяться, и это расширение при имеющихся граничных условиях должно приводить к разгону коронального вещества до сверхзвуковых скоростей (см. ниже). Впервые поток плазмы солнечного происхождения был зарегистрирован на советском космич. аппарате «Луна-2» в 1959. Существование пост. истечения плазмы из Солнца было доказано в результате многомесячных измерений на амер. космич. аппарате «Маринер-2» в 1962.

Ср. характеристики С. в. приведены в табл. 1. Потоки С. в. можно разделить на два класса: медленные - со скоростью 300 км/с и быстрые - со скоростью 600-700 км/с. Быстрые потоки исходят из областей солнечной короны, где структура магн. поля близка к радиальной. Часть этих областей являются корональными дырами . Медленные потоки С. в. связаны, по-видимому, с областями короны, в к-рых имеется значит, тангенциальный компонент магн. поля.

Табл. 1.- Средние характеристики солнечного ветра на орбите Земли

Табл. 2.-Относительный химический состав солнечного ветра

Помимо осн. составляющих С. в.- протонов и электронов, в его составе также обнаружены-частицы, высокоионизов. ионы кислорода, кремния, серы, железа (рис. 1). При анализе газов, захваченных в экспонированных на Луне фольгах, найдены атомы Ne и Аг. Ср. относительный хим. состав С. в. приведён в табл. 2. Ионизац. состояние вещества С. в. соответствует тому уровню в короне, где время рекомбинации мало по сравнению со временем расширения Измерения ионизац. темп-ры ионов С. в. позволяют определять электронную темп-ру солнечной короны.

В С. в. наблюдаются разл. типы волн: ленгмюровские, вистлеры, ионно-звуковые, магнитозвуковые, альвеновские и др. (см. Волны в плазме ).Часть волн альвеновского типа генерируется на Солнце, часть - возбуждается в межпланетной среде. Генерация волн сглаживает отклонения ф-ции распределения частиц от максвелловской и в совокупности с воздействием магн. поля на плазму приводит к тому, что С. в. ведёт себя как сплошная среда. Волны альвеновского типа играют большую роль в ускорении малых составляющих С. в. и в формировании ф-ции распределения протонов. В С. в. наблюдаются также контактные и вращательные разрывы, характерные для замагниченной плазмы.

Рис. 1. Массовый спектр солнечного ветра. По горизонтальной оси - отношение массы частицы к её заряду, по вертикальной - число частиц, зарегистрированных в энергетическом окне прибора за 10 с. Цифры со значком «+» обозначают заряд иона .

Поток С. в. является сверхзвуковым по отношению к скоростям тех типов волн, к-рые обеспечивают эфф. передачу энергии в С. в. (альвеновские, звуковые и магнитозвуковые волны). Альвеновское и звуковое Маха число С .в. на орбите Земли 7. При обтекании С. в. препятствий, способных эффективно отклонять его (магн. поля Меркурия, Земли, Юпитера, Сатурна или проводящие ионосферы Венеры и, по-видимому, Марса), образуется отошедшая головная ударная волна. С. в. тормозится и разогревается на фронте ударной волны, что позволяет ему обтекать препятствие. При этом в С. в. формируется полость - магнитосфера (собственная или индуцированная), форма и размеры к-рой определяются балансом давления магн. поля планеты и давления обтекающего потока плазмы (см. Магнитосфера Земли, Магнитосферы планет) . В случае взаимодействия С. в. с непроводящим телом (напр., Луна) ударная волна не возникает. Поток плазмы поглощается поверхностью, а за телом образуется полость, постепенно заполняемая плазмой С. в.

На стационарный процесс истечения плазмы короны накладываются нестационарные процессы, связанные со вспышками на Солнце . При сильных вспышках происходит выброс вещества из ниж. областей короны в межпланетную среду. При этом также образуется ударная волна (рис. 2), к-рая постепенно замедляется, распространяясь в плазме С. в. Приход ударной волны к Земле вызывает сжатие магнитосферы, после к-рого обычно начинается развитие магн. бури (см. Магнитные вариации) .

Рис. 2. Распространение межпланетной ударней волны и выброса от солнечной вспышки. Стрелками показано направление движения плазмы солнечного ветра, линии без подписи - силовые линии магнитного поля .

Рис. 3. Типы решений уравнения расширения короны. Скорость и расстояние нормированы на критическую скорость v к и критическое расстояние R к. Решение 2 соответствует солнечному ветру .

Расширение солнечной короны описывается системой ур-ний сохранения массы, момента кол-ва движения и уравнения энергии. Решения, отвечающие разл. характеру изменения скорости с расстоянием, показаны на рис. 3. Решения 1 и 2 соответствуют малым скоростям в основании короны. Выбор между этими двумя решениями определяется условиями на бесконечности. Решение 1 соответствует малым скоростям расширения короны и даёт большие значения давления на бесконечности, т. е. встречается с теми же трудностями, что и модель статич. короны. Решение 2 соответствует переходу скорости расширения через значения скорости звука (v к )на нек-ром критич. расстоянии R к и последующему расширению со сверхзвуковой скоростью. Это решение даёт исчезающе малое значение давления на бесконечности, что позволяет согласовать его с малым давлением межзвёздной среды. Течение этого типа Ю. Паркер назвал С. в. Критич. точка находится над поверхностью Солнца, если темп-ра короны меньше нек-рого критич. значения , где m - масса протона, - показатель адиабаты, - масса Солнца. На рис. 4 показано изменение скорости расширения с гелиоцентрич. расстоянием в зависимости от темп-ры изотермич. изотропной короны. Последующие модели С. в. учитывают вариации корональной темп-ры с расстоянием, двухжидкостный характер среды (электронный и протонный газы), теплопроводность, вязкость, несферич. характер расширения.

Рис. 4. Профили скорости солнечного ветра для модели изотер» мической короны при различных значениях корональной температуры .

С. в. обеспечивает осн. отток тепловой энергии короны, т. к. теплопередача в хромосферу, эл--магн. излучение короны и электронная теплопроводность С. в. недостаточны для установления теплового баланса короны. Электронная теплопроводность обеспечивает медленное убывание темп-ры С. в. с расстоянием. С. в. не играет сколько-нибудь заметной роли в энергетике Солнца в целом, т. к. поток энергии, уносимый им, составляет ~10 -7 светимости Солнца.

С. в. уносит с собой в межпланетную среду корональное магн. поле. Вмороженные в плазму силовые линии этого поля образуют межпланетное магн. поле (ММП). Хотя напряжённость ММП невелика и плотность его энергии составляет ок. 1% от плотности кинетич. энергии С. в., оно играет большую роль в термодинамике С. в. и в динамике взаимодействий С. в. с телами Солнечной системы, а также потоков С. в. между собой. Комбинация расширения С. в. с вращением Солнца приводит к тому, что магн. силовые линии, вмороженные в С. в., имеют форму, близкую к спирали Архимеда (рис. 5). Радиальная B R и азимутальная компоненты магн. поля по-разному изменяются с расстоянием вблизи плоскости эклиптики:

где - угл. скорость вращения Солнца, и - радиальная компонента скорости С. в., индекс 0 соответствует исходному уровню. На расстоянии орбиты Земли угол между направлением магн. поля и R порядка 45°. При больших Л магн. поле почти перпендикулярно R.

Рис. 5. Форма силовой линии межпланетного магнитного поля. - угловая скорость вращения Солнца, и - радиальная компонента скорости плазмы, R - гелиоцентрическое расстояние .

С. в., возникающий над областями Солнца с разл. ориентацией магн. поля, образует потоки с различно ориентированным ММП. Разделение наблюдаемой крупномасштабной структуры С. в. на чётное число секторов с разл. направлением радиального компонента ММП наз. межпланетной секторной структурой. Характеристики С. в. (скорость, темп-pa, концентрация частиц и др.) также в ср. закономерно изменяются в сечении каждого сектора, что связано с существованием внутри сектора быстрого потока С. в. Границы секторов обычно располагаются внутри медленного потока С. в. Чаще всего наблюдаются 2 или 4 сектора, вращающихся вместе с Солнцем. Эта структура, образующаяся при вытягивании С. в. крупномасштабного магн. поля короны, может наблюдаться в течение неск. оборотов Солнца. Секторная структура ММП - следствие существования токового слоя (ТС) в межпланетной среде, к-рый вращается вместе с Солнцем. ТС создаёт скачок магн. поля - радиальные компоненты ММП имеют разные знаки по разные стороны ТС. Этот ТС, предсказанный X. Альвеном (Н. Alfven), проходит через те участки солнечной короны, к-рые связаны с активными областями на Солнце, и разделяет указанные области с разл. знаками радиальной компоненты солнечного магн. поля. ТС располагается приблизительно в плоскости солнечного экватора и имеет складчатую структуру. Вращение Солнца приводит к закручиванию складок ТС в спирали (рис. 6). Находясь вблизи плоскости эклиптики, наблюдатель оказывается то выше, то ниже ТС, благодаря чему попадает в секторы с разными знаками радиальной компоненты ММП.

Вблизи Солнца в С. в. существуют долготные и широтные градиенты скорости, обусловленные разностью скоростей быстрых и медленных потоков. По мере удаления от Солнца и укручения границы между потоками в С. в. возникают радиальные градиенты скорости, к-рые приводят к образованию бесстолкновителъных ударных волн (рис. 7). Сначала образуется ударная волна, распространяющаяся вперёд от границы секторов (прямая ударная волна), а затем образуется обратная ударная волна, распространяющаяся к Солнцу.

Рис. 6. Форма гелио-сферного токового слоя. Пересечение его с плоскостью эклиптики (наклонённой к экватору Солнца под углом ~ 7°) даёт наблюдаемую секторную структуру межпланетного магнитного поля .

Рис. 7. Структура сектора межпланетного магнитного поля. Короткие стрелки показывают направление течения плазмы солнечного ветра, линии со стрелками - силовые линии магнитного поля, штрихпунктир - границы сектора (пересечение плоскости рисунка с токовым слоем) .

Т. к. скорость ударной волны меньше скорости С. в., плазма увлекает обратную ударную волну в направлении от Солнца. Ударные волны вблизи границ секторов образуются на расстояниях ~1 а. е. и прослеживаются до расстояний в неск. а. е. Эти ударные волны, так же как и межпланетные ударные волны от вспышек на Солнце и околопланетные ударные волны, ускоряют частицы и являются, т. о., источником энергичных частиц.

С. в. простирается до расстояний ~100 а. е., где давление межзвёздной среды уравновешивает динамич. давление С. в. Полость, заметаемая С. в. в межзвёздной среде, образует гелиосферу (см. Межпланетная среда ).Расширяющийся С. в. вместе с вмороженным в него магн. полем препятствует проникновению в Солнечную систему галактич. космич. лучей малых энергий и приводит к вариациям космич. лучей больших энергий. Явление, аналогичное С. в., обнаружено и у нек-рых др. звёзд (см. Звёздный ветер ).

Лит.: Паркер Е. Н., Динамические процессы в межпланетной среде, пер. с англ., М., 1965; Б р а н д т Д ж., Солнечный ветер, пер. с англ., М., 1973; Хундхаузен А., Расширение короны и солнечный ветер, пер. с англ., М., 1976. О. Л. Вайсберг .