Può essere utilizzato non solo come dispositivo di propulsione per velieri spaziali, ma anche come fonte di energia. L'uso più famoso del vento solare in questa capacità è stato proposto per la prima volta da Freeman Dyson, che ha suggerito che una civiltà altamente sviluppata potrebbe creare una sfera attorno a una stella che raccogliesse tutta l'energia che emette. Procedendo da questo, è stato proposto anche un altro metodo di ricerca di civiltà extraterrestri.

Nel frattempo, un gruppo di ricerca della Washington State University guidato da Brooks Harrop ha proposto un concetto più pratico per sfruttare l'energia eolica solare, i satelliti Dyson-Harrop. Sono centrali elettriche abbastanza semplici che raccolgono elettroni dal vento solare. Una lunga asta di metallo puntata verso il sole viene energizzata per generare un campo magnetico che attirerà gli elettroni. All'altra estremità c'è un ricevitore a trappola di elettroni, costituito da una vela e da un ricevitore.

Secondo i calcoli di Harrop, un satellite con un'asta di 300 metri, 1 cm di spessore e una trappola di 10 metri sarà in grado di “raccogliere” fino a 1,7 MW in orbita terrestre. Questo è sufficiente per alimentare circa 1.000 case private. Lo stesso satellite, ma con un'asta lunga un chilometro e una vela di 8400 chilometri, sarà in grado di “raccogliere” già 1 miliardo di miliardi di gigawatt di energia (10 27 W). Resta solo da trasferire questa energia alla Terra per abbandonare tutti gli altri suoi tipi.

Il team di Harrop suggerisce di trasmettere energia usando un raggio laser. Tuttavia, se il design del satellite stesso è abbastanza semplice e abbastanza fattibile al moderno livello di tecnologia, la creazione di un "cavo" laser è ancora tecnicamente impossibile. Il fatto è che per raccogliere efficacemente il vento solare, il satellite Dyson-Harrop deve trovarsi al di fuori del piano dell'eclittica, il che significa che si trova a milioni di chilometri dalla Terra. A questa distanza, il raggio laser produrrà uno spot di migliaia di chilometri di diametro. Un sistema di messa a fuoco adeguato richiederebbe un obiettivo da 10 a 100 metri di diametro. Inoltre, molti pericoli non possono essere esclusi da possibili guasti del sistema. D'altra parte, l'energia è necessaria nello spazio stesso e i piccoli satelliti di Dyson-Harrop potrebbero diventare la sua principale fonte, sostituendo i pannelli solari e i reattori nucleari.

VENTO DI SOLE- un flusso continuo di plasma di origine solare, che si diffonde approssimativamente radialmente dal Sole e riempie il sistema solare ad eliocentrico. distanze R ~ 100 UA. e. C. in. formato quando gasdinamico. espansione della corona solare (v. Il Sole) nello spazio interplanetario. Ad alte temperature pax, che esistono nella corona solare (1,5 * 10 9 K), la pressione degli strati sovrastanti non può bilanciare la pressione del gas della materia della corona e la corona si espande.

La prima prova dell'esistenza del post. flusso di plasma dal Sole sono stati ottenuti da L. Biermann negli anni '50. sull'analisi delle forze agenti sulle code di plasma delle comete. Nel 1957, Y. Parker (E. Parker), analizzando le condizioni di equilibrio della sostanza corona, dimostrò che la corona non può essere in condizioni idrostatiche. equilibrio, come precedentemente ipotizzato, ma dovrebbe espandersi, e questa espansione nelle condizioni al contorno esistenti dovrebbe portare all'accelerazione della materia coronale a velocità supersoniche (vedi sotto). Per la prima volta, sulla missione spaziale sovietica è stato registrato un flusso di plasma di origine solare. apparato "Luna-2" nel 1959. L'esistenza di post. il deflusso di plasma dal Sole è stato dimostrato a seguito di molti mesi di misurazioni su Amer. cosm. apparato "Mariner-2" nel 1962.

mer Le caratteristiche di S. sono riportati in tabella. 1. Flussi S. in. si possono dividere in due classi: lenta - con una velocità di 300 km/s e veloce - con una velocità di 600-700 km/s. Le correnti veloci emanano dalle aree della corona solare, dove la struttura del magn. il campo è vicino al radiale. Alcune di queste aree sono fori coronali... Lenti correnti di S. a. collegato, a quanto pare, con zone della corona, in cui vi è, quindi, una componente tangenziale di magn. campi.

tab. 1.- Caratteristiche medie del vento solare nell'orbita terrestre

tab. 2.- La composizione chimica relativa del vento solare

Oltre al principale. dei componenti di S. v. - protoni ed elettroni; ioni di ossigeno, silicio, zolfo, ferro (Fig. 1). Analizzando i gas intrappolati nelle lamine esposte sulla Luna, sono stati trovati atomi di Ne e Ar. mer relativa chimica. La composizione di S. del secolo è riportato in tabella. 2. Ionizzazione. stato della materia C. corrisponde al livello nella corona dove il tempo di ricombinazione è breve rispetto al tempo di espansione Misure di ionizzazione temperatura degli ioni di S. del sec. consentono di determinare la temperatura elettronica della corona solare.

In S. in. ci sono decomp. tipi di onde: Langmuir, whistlers, ion-sound, magnetosonic, Alfvén, ecc. (vedi. Onde di plasma Alcune delle onde del tipo Alfvén sono generate sul Sole, altre sono eccitate nel mezzo interplanetario. La generazione di onde appiana le deviazioni delle f-zioni della distribuzione delle particelle da Maxwellian e, in combinazione con l'effetto di magn. campo sul plasma porta al fatto che S. sec. si comporta come un mezzo continuo. Le onde del tipo Alfvén svolgono un ruolo importante nell'accelerazione di piccoli componenti dell'onda d'urto. e nella formazione della f-zione della distribuzione dei protoni. In S. in. si osservano anche discontinuità di contatto e rotazionali, caratteristiche del plasma magnetizzato.

Riso. 1. Spettro di massa del vento solare. L'asse orizzontale è il rapporto tra la massa della particella e la sua carica, l'asse verticale è il numero di particelle registrate nella finestra energetica del dispositivo per 10 s. I numeri con il segno "+" indicano la carica dello ione.

C. flusso. è supersonico in relazione alle velocità di quei tipi di onde, la segale fornisce eff. trasmissione di energia a S. secolo. (Alfvén, onde sonore e magnetosoniche). Alfven e il suono Numero macchina C.v. nell'orbita terrestre 7. Quando scorre intorno alla S. v. ostacoli in grado di deviarlo efficacemente (i campi magnetici di Mercurio, Terra, Giove, Saturno o le ionosfere conduttrici di Venere e, apparentemente, Marte), si forma un'onda d'urto di prua distaccata. C. in. decelera e si riscalda nella parte anteriore dell'onda d'urto, che gli consente di fluire attorno all'ostacolo. Inoltre, nel S. sec. si forma una cavità - una magnetosfera (intrinseca o indotta), la forma e le dimensioni del taglio sono determinate dal bilanciamento della pressione dei magneti. campi del pianeta e la pressione del flusso di plasma che scorre (vedi. Magnetosfera della Terra, Magnetosfere dei pianeti)... Nel caso dell'interazione di S. del sec. con un corpo non conduttore (ad esempio la Luna), l'onda d'urto non si verifica. Il flusso di plasma viene assorbito dalla superficie e si forma una cavità dietro il corpo, che viene gradualmente riempita di plasma solforico.

Il processo stazionario del deflusso del plasma corona è sovrapposto a processi non stazionari associati a razzi al sole... Con forti bagliori, la materia viene espulsa dal fondo. regioni della corona nel mezzo interplanetario. In questo caso si forma anche un'onda d'urto (Fig. 2), i bordi rallentano gradualmente, diffondendosi nel plasma di S. del sec. L'arrivo di un'onda d'urto sulla Terra provoca la compressione della magnetosfera, dopo di che di solito inizia lo sviluppo dei magnesi. tempeste (v. variazioni magnetiche).

Riso. 2. Propagazione di onde d'urto interplanetarie ed espulsione da un brillamento solare. Le frecce mostrano la direzione del movimento del plasma del vento solare, linee senza firma - linee di forza del campo magnetico.

Riso. 3. Tipi di soluzioni dell'equazione di espansione della corona. La velocità e la distanza sono normalizzate alla velocità critica v k e alla distanza critica R k. La soluzione 2 corrisponde al vento solare.

L'espansione della corona solare è descritta dal sistema di equazioni per la conservazione della massa, il momento del numero di moto e l'equazione dell'energia. Soluzioni per dicembre la natura della variazione di velocità con la distanza è mostrata in Fig. 3. Le soluzioni 1 e 2 corrispondono a basse velocità alla base della corona. La scelta tra queste due soluzioni è determinata dalle condizioni all'infinito. La soluzione 1 corrisponde a bassi tassi di espansione della corona e fornisce grandi valori di pressione all'infinito, cioè incontra le stesse difficoltà del modello statico. corone. La soluzione 2 corrisponde alla transizione della velocità di espansione attraverso i valori della velocità del suono ( v a) su una certa critica. distanza R e successiva espansione a velocità supersonica. Questa soluzione fornisce un valore di pressione infinitamente piccolo all'infinito, che rende possibile abbinarlo alla bassa pressione del mezzo interstellare. Il corso di questo tipo è stato nominato da J. Parker da S. in. critico il punto è al di sopra della superficie del Sole se la temperatura della corona è inferiore ad un certo valore critico. significato , dove m è la massa del protone, è l'esponente adiabatico ed è la massa del Sole. Nella fig. 4 mostra la variazione del tasso di espansione da eliocentrico. distanza a seconda della temperatura isotermica corona isotropa. Modelli successivi di S. in. tenere conto delle variazioni della temperatura coronale con la distanza, la natura bifluida del mezzo (gas elettroni e protonici), conducibilità termica, viscosità, non sferica. la natura dell'espansione.

Riso. 4. Profili della velocità del vento solare per il modello corona isotermico a diversi valori della temperatura coronale.

C. in. fornisce base deflusso di energia termica della corona, dal trasferimento di calore alla cromosfera, elettromagnete. radiazione corona e conducibilità termica elettronica di S. secolo. insufficiente per stabilire l'equilibrio termico della corona. La conduttività termica elettronica fornisce una lenta diminuzione della temperatura di S. in. con distanza. C. in. non svolge alcun ruolo significativo nell'energia del Sole nel suo insieme, poiché il flusso di energia da esso portato via è ~ 10 -7 luminosità Il Sole.

C. in. porta con sé nel mezzo interplanetario il magn coronale. campo. Le linee di forza di questo campo congelate nel plasma formano un magn interplanetario. campo (MMP). Sebbene l'intensità del FMI sia bassa e la sua densità di energia sia di ca. 1% della densità cinetica. energia di un semiconduttore, svolge un ruolo importante nella termodinamica delle tensioni dei semiconduttori. e nella dinamica delle interazioni di S. con i corpi del sistema solare, nonché i torrenti del S. sec. tra loro. Combinazione dell'espansione di S. con la rotazione del sole porta al fatto che magn. le linee di forza congelate nel secolo S. hanno una forma prossima alla spirale di Archimede (Fig. 5). Radiale B R e componenti azimutali di magn. i campi cambiano in modo diverso con la distanza vicino al piano dell'eclittica:

dov'è l'ang. la velocità di rotazione del sole, eè la componente radiale della velocità della S. di velocità, l'indice 0 corrisponde al livello iniziale. Alla distanza dell'orbita terrestre, l'angolo tra la direzione di magn. campi e R circa 45°. In generale A mag. il campo è quasi perpendicolare a R.

Riso. 5. La forma della linea di forza del campo magnetico interplanetario. è la velocità angolare di rotazione del Sole, ed è la componente radiale della velocità del plasma, R è la distanza eliocentrica.

S. secolo, sorto sulle regioni del Sole con decomp. orientamento ingr. campi, flussi di forme con FMI diversamente orientati. Separazione della struttura a grande scala osservata di S. del sec. per un numero pari di settori con diff. viene chiamata la direzione della componente radiale del permafrost. struttura del settore interplanetario. Le caratteristiche di S. (velocità, temp-pa, concentrazione di particelle, ecc.) anche in cfr. naturalmente cambiamento nella sezione trasversale di ciascun settore, che è associato all'esistenza di un flusso veloce di S. v. all'interno del settore. I confini dei settori sono solitamente localizzati all'interno del lento flusso di S. a. Molto spesso, si osservano 2 o 4 settori che ruotano con il Sole. Questa struttura, che si è formata durante il tiro di S. del sec. magn. campi della corona, possono essere osservati per diversi. rivoluzioni del sole. La struttura del settore del FMI è una conseguenza dell'esistenza di un foglio di corrente (TC) nel mezzo interplanetario, che ruota con il Sole. TC crea un salto in magn. campi - i componenti radiali del FMI hanno segni diversi sui lati opposti della ST. Questa ST, predetta da H. Alfven (N. Alfven), passa attraverso quelle parti della corona solare, che sono associate a regioni attive sul Sole, e separa le regioni indicate con decomp. segni della componente radiale della magnitudine solare. campi. ST si trova approssimativamente nel piano dell'equatore solare e ha una struttura piegata. La rotazione del Sole porta alla torsione delle pieghe ST in una spirale (Fig. 6). Essendo vicino al piano dell'eclittica, l'osservatore risulta essere superiore o inferiore alla ST, per cui si trova in settori con segni diversi della componente radiale IMF.

Vicino al Sole nel secolo settentrionale. ci sono gradienti di velocità longitudinali e latitudinali dovuti alla differenza di velocità dei flussi veloci e lenti. Con la distanza dal Sole e l'irripidimento del confine tra i torrenti a nord. sorgono gradienti di velocità radiale, che portano alla formazione onde d'urto senza collisioni(fig.7). Innanzitutto, si forma un'onda d'urto, che si propaga in avanti dal confine dei settori (onda d'urto diretta), quindi si forma un'onda d'urto all'indietro che si propaga verso il Sole.

Riso. 6. La forma del foglio di corrente eliosferica. La sua intersezione con il piano dell'eclittica (inclinato verso l'equatore del Sole con un angolo di ~ 7 °) dà la struttura settoriale osservata del campo magnetico interplanetario.

Riso. 7. La struttura del settore del campo magnetico interplanetario. Le frecce corte mostrano la direzione del flusso del plasma del vento solare, linee con frecce - linee del campo magnetico, linea tratteggiata - confini del settore (intersezione del piano della figura con il foglio corrente).

Poiché la velocità dell'onda d'urto è inferiore alla velocità dell'arco solare, il plasma porta l'onda d'urto all'indietro lontano dal sole. Le onde d'urto vicino ai confini dei settori si formano a distanze di ~ 1 AU. e. e può essere ricondotto a distanze di più. un. e. Queste onde d'urto, così come le onde d'urto interplanetarie da brillamenti solari e onde d'urto quasi planetarie, accelerano le particelle e sono, quindi, una fonte di particelle energetiche.

C. in. si estende a distanze di ~ 100 AU. e., dove la pressione del mezzo interstellare bilancia la dinamica. La pressione di S. La cavità spazzata da S. sec. nel mezzo interstellare, forma l'eliosfera (vedi. Ambiente interplanetario L'espansione S. secolo. insieme al magnesio congelato al suo interno. campo impedisce la penetrazione galattica nel sistema solare. cosm. raggi di basse energie e porta a variazioni cosmiche. raggi di alte energie. Un fenomeno analogo a S. di secolo è stato riscontrato anche in alcune altre stelle (vedi. Vento stellare).

Illuminato .: Parker E. N., Processi dinamici nel mezzo interplanetario, trad. dall'inglese, M., 1965; Br e dt J., Il vento solare, trad. dall'inglese., M., 1973; Hundhausen A., Espansione della corona e vento solare, trad. dall'inglese, M., 1976. O. L. Vaysberg.

Concetto vento soleggiatoè stato introdotto in astronomia alla fine degli anni '40 del XX secolo, quando l'astronomo americano S. Forbush, misurando l'intensità dei raggi cosmici, notò che diminuisce significativamente con l'aumentare dell'attività solare e diminuisce molto bruscamente durante.

Sembrava piuttosto strano. Piuttosto, ci si poteva aspettare il contrario. Dopotutto, il Sole stesso è il fornitore dei raggi cosmici. Pertanto, sembrerebbe che maggiore è l'attività della nostra luce diurna, più particelle dovrebbe gettare nello spazio circostante.

Restava da supporre che l'aumento dell'attività solare influisca in modo tale da iniziare a deviare le particelle di raggi cosmici - a scartarle.

Fu allora che sorse l'ipotesi che gli autori del misterioso effetto fossero flussi di particelle cariche in fuga dalla superficie del Sole e che penetrassero nello spazio del sistema solare. Questo particolare vento solare pulisce anche il mezzo interplanetario, "spazzando via" particelle di raggi cosmici da esso.

Questa ipotesi è stata supportata anche dai fenomeni osservati in. Come sai, le code delle comete sono sempre dirette lontano dal Sole. Inizialmente, questa circostanza era associata alla leggera pressione dei raggi del sole. Tuttavia, è stato scoperto che la pressione della luce da sola non può causare tutti i fenomeni che si verificano nelle comete. I calcoli hanno mostrato che la formazione e la deflessione osservata delle code delle comete richiede l'azione non solo dei fotoni, ma anche delle particelle di materia.

In effetti, si sapeva prima che il Sole emette flussi di particelle cariche - corpuscoli. Tuttavia, si presumeva che tali flussi fossero sporadici. Ma le code delle comete sono sempre dirette nella direzione opposta al Sole, e non solo durante i periodi di amplificazione. Ciò significa che la radiazione corpuscolare che riempie lo spazio del sistema solare deve esistere costantemente. Aumenta con l'aumentare dell'attività solare, ma esiste sempre.

Pertanto, il vento solare soffia continuamente nello spazio intorno al sole. In cosa consiste questo vento solare e in quali condizioni sorge?

Lo strato più esterno dell'atmosfera solare è la "corona". Questa parte dell'atmosfera della nostra luce del giorno è insolitamente rarefatta. Ma la cosiddetta "temperatura cinetica" della corona, determinata dalla velocità del moto delle particelle, è molto alta. Raggiunge un milione di gradi. Pertanto, il gas coronale è completamente ionizzato ed è una miscela di protoni, ioni di vari elementi ed elettroni liberi.

Recentemente, è stato riferito che il vento solare contiene ioni di elio. Questa circostanza fa luce sul meccanismo mediante il quale le particelle cariche vengono espulse dalla superficie del Sole. Se il vento solare fosse costituito solo da elettroni e protoni, allora sarebbe ancora possibile presumere che si sia formato a causa di processi puramente termici e che sia qualcosa come il vapore formato sopra la superficie dell'acqua bollente. Tuttavia, i nuclei degli atomi di elio sono quattro volte più pesanti dei protoni ed è quindi improbabile che vengano espulsi per evaporazione. Molto probabilmente, la formazione del vento solare è associata all'azione delle forze magnetiche. Volando via dal Sole, le nuvole di plasma sembrano portare via con sé i campi magnetici. Sono questi campi che servono come una sorta di "cemento" che "lega" insieme particelle con masse e cariche diverse.

Osservazioni e calcoli effettuati dagli astronomi hanno mostrato che con la distanza dal Sole, la densità della corona diminuisce gradualmente. Ma si scopre che nella regione dell'orbita terrestre è ancora notevolmente diverso da zero. In altre parole, il nostro pianeta si trova all'interno dell'atmosfera solare.

Se la corona è più o meno stabile vicino al Sole, all'aumentare della distanza tende ad espandersi nello spazio. E più lontano dal Sole, maggiore è il tasso di questa espansione. Secondo i calcoli dell'astronomo americano E. Parker, già a una distanza di 10 milioni di km le particelle coronali si muovono a velocità superiori alla loro velocità.

Pertanto, la conclusione stessa suggerisce che la corona solare è il vento solare che soffia nello spazio del nostro sistema planetario.

Queste conclusioni teoriche sono state pienamente confermate da misurazioni su razzi spaziali e satelliti terrestri artificiali. Si è scoperto che il vento solare esiste sempre vicino alla Terra - "soffia" a una velocità di circa 400 km / sec.

Quanto lontano soffia il vento solare? Con considerazioni teoriche, in un caso, si scopre che il vento solare si placa già nella regione orbitale, nell'altro - che esiste ancora a una distanza molto grande oltre l'orbita dell'ultimo pianeta Plutone. Ma questi sono solo teoricamente i limiti estremi della possibile propagazione del vento solare. Solo le osservazioni possono indicare il confine esatto.

L'atmosfera del Sole è composta per il 90% da idrogeno. La sua parte più distante dalla superficie è chiamata corona solare ed è chiaramente visibile durante le eclissi solari totali. La temperatura della corona raggiunge 1,5-2 milioni di K e il gas della corona è completamente ionizzato. A una tale temperatura del plasma, la velocità termica dei protoni è dell'ordine di 100 km / s e degli elettroni - diverse migliaia di chilometri al secondo. Per vincere l'attrazione solare è sufficiente una velocità iniziale di 618 km/s, la seconda velocità cosmica del Sole. Pertanto, c'è una perdita costante di plasma dalla corona solare nello spazio. Questo flusso di protoni ed elettroni è chiamato vento solare.

Superata l'attrazione del Sole, le particelle del vento solare volano lungo traiettorie diritte. La velocità di ogni particella quasi non cambia con la rimozione, ma può essere diversa. Questa velocità dipende principalmente dallo stato della superficie solare, dal "tempo" sul Sole. In media è pari a v ≈ 470 km/s. Il vento solare supera la distanza dalla Terra in 3-4 giorni. In questo caso, la densità delle particelle al suo interno diminuisce in modo inversamente proporzionale al quadrato della distanza dal Sole. Ad una distanza pari al raggio dell'orbita terrestre, in 1 cm 3 ci sono in media 4 protoni e 4 elettroni.

Il vento solare riduce la massa della nostra stella - il Sole - di 10 9 kg al secondo. Sebbene questo numero sembri grande su scala terrestre, in realtà è piccolo: la diminuzione della massa solare può essere vista solo per volte migliaia di volte più lunga dell'attuale età del Sole, che è di circa 5 miliardi di anni.

L'interazione del vento solare con un campo magnetico è interessante e insolita. È noto che le particelle cariche di solito si muovono in un campo magnetico H lungo un cerchio o lungo linee elicoidali. Questo è vero, tuttavia, solo quando il campo magnetico è abbastanza forte. Più precisamente, per il movimento di particelle cariche in un cerchio, la densità di energia del campo magnetico H 2 / 8π deve essere maggiore della densità di energia cinetica del plasma in movimento ρv 2/2. Nel vento solare la situazione è opposta: il campo magnetico è debole. Pertanto, le particelle cariche si muovono in linea retta e il campo magnetico non è costante, si muove con il flusso di particelle, come se fosse portato via da questo flusso alla periferia del sistema solare. La direzione del campo magnetico nell'intero spazio interplanetario rimane la stessa che era sulla superficie del Sole al momento dell'uscita del plasma del vento solare.

Il campo magnetico, di regola, cambia direzione 4 volte quando si cammina lungo l'equatore del Sole. Il sole ruota: i punti all'equatore compiono un giro in T = 27 giorni. Pertanto, il campo magnetico interplanetario è diretto lungo le spirali (vedi Fig.), E l'intera immagine di questa figura ruota seguendo la rotazione della superficie solare. L'angolo di rotazione del Sole cambia come φ = 2π / T. La distanza dal Sole aumenta con la velocità del vento solare: r = vt. Da qui l'equazione delle spirali in Fig. ha la forma: φ = 2πr / vT. A una distanza dall'orbita terrestre (r = 1,5 10 11 m), l'angolo di inclinazione del campo magnetico rispetto al raggio vettore è, come è facile verificare, di 50 °. In media, un tale angolo viene misurato da veicoli spaziali, ma non molto vicino alla Terra. In prossimità dei pianeti, il campo magnetico è disposto diversamente (vedi Magnetosfera).

Immaginate di sentire le parole dell'annunciatore nelle previsioni del tempo: “Domani il vento aumenterà vertiginosamente. A questo proposito, sono possibili interruzioni nel funzionamento della radio, delle comunicazioni mobili e di Internet. Rinviata una missione spaziale negli Stati Uniti. Si prevedono intense aurore nel nord della Russia…”.


Sarai sorpreso: che assurdità, cosa c'entra il vento? E il fatto è che ti sei perso l'inizio della previsione: "C'è stato un lampo sul sole la scorsa notte. Un potente flusso del vento solare si sposta sulla Terra…”.

Il vento ordinario è il movimento di particelle d'aria (molecole di ossigeno, azoto e altri gas). Anche un flusso di particelle scaturisce dal Sole. Si chiama vento solare. Se non approfondisci centinaia di formule ingombranti, calcoli e accese controversie scientifiche, allora, in generale, l'immagine sembra essere questa.

All'interno del nostro luminare si stanno verificando reazioni termonucleari, che riscaldano questa enorme sfera di gas. La temperatura dello strato esterno - la corona solare - raggiunge un milione di gradi. Questo fa sì che gli atomi si muovano a una velocità tale che, quando si scontrano, si frantumano l'un l'altro in mille pezzi. È noto che il gas riscaldato tende ad espandersi, ad occupare un volume maggiore. Qualcosa di simile sta accadendo qui. Particelle di idrogeno, elio, silicio, zolfo, ferro e altre sostanze si disperdono in tutte le direzioni.

Stanno guadagnando velocità sempre maggiore e in circa sei giorni raggiungono i confini vicini alla terra. Anche se il sole fosse calmo, la velocità del vento solare qui raggiunge i 450 chilometri al secondo. Bene, quando il brillamento solare erutta un'enorme bolla di particelle infuocate, la loro velocità può raggiungere i 1200 chilometri al secondo! E non puoi chiamarlo una "brezza" rinfrescante - circa 200 mila gradi.

Una persona sente il vento solare?

Infatti, poiché il flusso di particelle calde scorre costantemente, perché non sentiamo come "soffia" su di noi? Diciamo che le particelle sono così piccole che la pelle non ne sente il tocco. Ma non vengono notati nemmeno dai dispositivi terrestri. Come mai?

Perché la Terra è protetta dai vortici solari dal suo campo magnetico. Il flusso di particelle, per così dire, gli scorre intorno e si precipita. Solo nei giorni in cui le emissioni solari sono particolarmente potenti il ​​nostro scudo magnetico ha difficoltà. Un uragano solare lo attraversa e irrompe nell'alta atmosfera. Evocazione di particelle aliene. Il campo magnetico è fortemente deformato, i meteorologi parlano di "tempeste magnetiche".


A causa loro, i satelliti spaziali vanno fuori controllo. Gli aerei scompaiono dagli schermi radar. Le onde radio subiscono interferenze e la comunicazione viene interrotta. In tali giorni, le antenne paraboliche vengono disattivate, i voli vengono cancellati, la "comunicazione" con i veicoli spaziali viene interrotta. Improvvisamente viene generata una corrente elettrica nelle reti elettriche, nei binari ferroviari, nelle condutture. Da questo, i segnali del semaforo passano da soli, i gasdotti arrugginiscono, gli apparecchi elettrici scollegati si bruciano. Inoltre, migliaia di persone provano disagio e disturbi.

Gli effetti cosmici del vento solare possono essere rilevati non solo durante i brillamenti solari: esso, seppur più debole, soffia costantemente.

È stato a lungo notato che la coda di una cometa cresce quando si avvicina al Sole. Fa evaporare i gas congelati che formano il nucleo della cometa. E il vento solare trasporta questi gas sotto forma di pennacchio, sempre diretto nella direzione opposta al Sole. Così il vento terreno dispiega il fumo dal camino e gli dà una forma o un'altra.

In anni di maggiore attività, l'esposizione della Terra ai raggi cosmici galattici diminuisce drasticamente. Il vento solare sta guadagnando una tale forza che li spazza semplicemente alla periferia del sistema planetario.

Ci sono pianeti in cui il campo magnetico è molto debole, o addirittura completamente assente (ad esempio su Marte). Qui nulla impedisce al vento solare di camminare. Gli scienziati credono che sia stato lui a "soffiare" la sua atmosfera da Marte per centinaia di milioni di anni. Per questo motivo, il pianeta arancione ha perso sudore e acqua e, forse, organismi viventi.

Dove si abbassa il vento solare?

Nessuno conosce ancora la risposta esatta. Le particelle volano in prossimità della Terra, guadagnando velocità. Quindi cade gradualmente, ma sembra che il vento raggiunga gli angoli più remoti del sistema solare. Da qualche parte si indebolisce ed è inibito dalla materia interstellare rarefatta.

Finora, gli astronomi non possono dire esattamente fino a che punto sta andando. Per rispondere, devi catturare le particelle, volando sempre più lontano dal Sole, finché non si incontrano più. A proposito, il limite in cui ciò accade può essere considerato il confine del sistema solare.


I veicoli spaziali, che vengono periodicamente lanciati dal nostro pianeta, sono dotati di trappole per il vento solare. Nel 2016, i flussi del vento solare sono stati catturati in video. Chissà se non diventerà lo stesso "personaggio" familiare dei bollettini meteorologici del nostro vecchio amico: il vento terrestre?