Физическая энциклопедия Том 4 - Порохов А.М.
Скачать (прямая ссылка):
Вблизи Солнца в С. в. существуют долготные и широтные градиенты скорости, обусловленные разностью скоростей быстрых н медленных потоков. По мере удаления от Солнца и укручения границы между потоками в С. в. возникают радиальные градиенты скорости,
Рис. 6. Форма гелиосферного токового слоя.
Пересечение его с плоскостью эклиптики (наклонённой к экватору Солнца под углом ~ 7°) даёт наблюдаемую секторную структуру межпланетного магнитного поля.
к-рые пркводят и образованию бесстолкновительных 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.
Ряс. 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 н межпланетные ударные волны от вспышен на Солнце и околопланетные ударные волны, усноряют 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 галанткч. носмнч. лучей малых энергий и приводит к вариациям носмнч. лучей больших энергий.
Явление, аналогичное С. в., обнаружено н у нек-рых др. звёзд (см. Звёздный ветер).
Jlum.: Партер Е. H., Динамические процессы в межпланетной среде, пер. с англ., М., і965; Брандт Дж., Солнечный ветер, пер. с англ.. М., 1973; Хундхаузен А., Расширение короны и солнечный ветер, пер. о англ. М., 1976.
О. Jl. Вайсберг.
СОЛНЕЧНЫЙ ЦИКЛ — периодический процесс появления и развития на Солнце активных областей — мест выхода на поверхность сильных магн. полей. Этот процесс затрагивает весь диск Солнца и все уровни его атмосферы. Сильнее всего солнечная активность проявляется в широтной зоне +30 °. Центры активностк появляются в нач. цикла на широтах ок. 30°, а затем so на, занятая ими, постепенно смещается к более низким широтам. Антнвные областн часто объединяются в комплексы, группирующиеся около двух (реже —-трёх) активных долгот. Последние сохраняются в течение иеск. лет. От ср. широт к полюсам распространи-
ются «волны активности» — вытянутые по долготе цепочки протуберанцев и участки магн. полей умеренной напряжённости. Их прнход к полюсам в максимуме С. ц. приводит к обращению знака квазндипольного поля Солнца. В максимуме С. ц. хромосфера н корона становятся более плотными, в них появляются несколько больше горячих областей, гораздо богаче становится структура. Так, напр., корональные лучи, обычно развивающиеся в низких и средних широтах, могут появляться и блнз полюсов.
С С. ц. чаще всего отождествляют изменение с периодом «11,2 года числа солнечных пятен (см. Вольфа числа). Приведённое значение периода является ср. значением, длительности конкретных циклов заключены в пределах 8—16 лет, подъём к максимуму происходит быстрее спада. Для описания С. ц. используют также величину потока радно нал учення Солнца иа определ. волне (на практике на K = 10,7 см).
Для данного цикла характерен определ. закон чередования полярностей магн. полей пятен. В фиксиров. полушарии западные (ведущие по отношению н вращению) пятна имеют одиу полярность, замыкающие — другую. Возврат к одной и той же общей картине магн. полей на Солнце (знакам полярностей пятен н квазндипольного магн. поля) происходит примерно через 22 года. Иногда последнюю величину называют магн. циклом.
Лит. см. при ст. Солнечная активность. М. А. Лившиц. СОЛНЦЕ.
Содержание:
1. Введение..................................... 589
2. Внутреннее строение..............................590
3. Атмосфера........................................592
4. Магнитные поля................................593
5. Излучение........................................593
1. Введение
С.— газовый, точнее плазменный, шар. Радиус С. Rq ~ 6,96'IO10 см, т. е. в 109 раз больше экваториального радиуса Землн; масса С. Mq = 1,99-1033 г, т. е. в 333000 раз больше массы Земли. В С. сосредоточено 99,866% массы Солнечной системы. Ср. плотность солнечного вещества 1,41 г/см8, что составляет 0,256 ср. плотности Землн (солнечное вещество содержит по массе 68% водорода, 30% гелня н он. 2% др, элементов). Ускорение свободного падения на уровне видимой поверхности С. g — 2,7*10* см/с3. Вращение С. имеет дифференц. характер; экваториальная зона вращается быстрее (14,4° за 1 сут), чем высокоширотные зоны (10° за 1 сут у полюсов). Ср. период вращения С. 25,38 сут, скорость вращения на экваторе ок. 2 км/с, энергия вращения (определённая по вращению поверхности) составляет 2,4-1042 эрг. Мощность излучения С.— его светимость Lq « 3,85* IO33 эрг/с (3,86-IO33Bt). Эффективная температура поверхности T9 = 5830 К. Солнце относится к звёздам-карлнкам спектрального класса G2. На диаграмме спектр — светимость (см. Герцшпрунга — Ресселла диаграмма) С. находится в ср. части гл. последовательности, на к-рой лежат стационарные звёзды, практически не изменяющие своей светнмостн в течение миллиардов лет. С. имеет 9 спутников-планет, суммарная масса к-рых составляет всего лишь 0,13%, но на них приходится ок. 98% момента кол-ва движения всей солнечной системы.
