Журнал Природа, 2005г. №9

Журнал Природа, 2005г. №9

: [url=http://txt.drevle.com/text/priroda-2005-09/10]Журнал Природа, 2005г. №9[/url]
 

Содержание
OCR
ФИЗИКА

Рис.6. Массовый спектр ионов солнечного ветра, измеренный спутником
«Прогноз7» в 1978—1979 гг. По горизонтальной оси — отношение
массы частицы к ее заряду, по вертикальной — число частиц,
зарегистрированных в энергетическом «окне» прибора за 10 с. Цифры
со знаком «+» обозначают заряд иона. Протонный пик (при m/q = 1) не
показан, так как он более чем на порядок превышает пик альфачастиц.

НАСА вернулось к нему и пыта
лось повторить эти экспери
менты на технологически более
высоком уровне. К сожалению,
проект потерпел неудачу изза
того, что на фазе спуска у аппа
рата не раскрылся парашют, и
капсула с образцами разбилась
при ударе о землю. Тем не менее,
как сообщают американские
коллеги, некоторые ячейки не
были полностью разрушены, и
есть надежда, что научная ин
формация будет частично со
хранена.
По данным прямых измере
ний, химический состав солнеч
ного ветра (рис.6) хорошо сог
ласуется со средним составом
солнечной атмосферы, получен
ным путем анализа солнечного
электромагнитного спектра, и
составом метеоритов, который,
как считается, близок к составу
ПРИРОДА • №9 • 2005

межзвездного газа. Правда, хи
мический состав солнечного
ветра гораздо постояннее, чем
состав вещества на Солнце, оп
ределенный астрономическими
методами, и коррелируют толь
ко их средние значения. Разная
степень изменчивости химичес
кого состава солнечной атмос
феры и солнечного ветра до сих
пор остается загадкой. Результа
ты регистрации состояния ио
низации показывают, что по
различным парам ионов темпе
ратура короны составляет от 1
до 2 млн градусов, а поскольку
по распределению плотности
вещества в короне можно рас
считать высоту, где происходит
«замораживание» ионизацион
ного состояния данного иона,
то удается построить средний
радиальный температурный гра
диент в короне на расстояниях

несколько солнечных радиусов.
Одной из загадок остается тот
факт, что время от времени наб
людаются заметные потоки од
нократно ионизованного гелия
(на уровне нескольких процен
тов от потока альфачастиц), ко
торого для температуры 1 млн
градусов должно быть в милли
он раз меньше, чем двукратно
ионизованного. Интервалы наб
людения однократно ионизо
ванного гелия, как правило, сов
падают с интервалами прихода
к спутнику так называемых маг
нитных облаков (см. ниже), поэ
тому можно предположить, что
во время выброса корональной
массы, порождающего магнит
ное облако на расстоянии в
1 а.е., часть холодной (темпера
тура несколько тыс. градусов)
фотосферной плазмы, экрани
рованной от горячей плазмы ко
роны сильным магнитным по
лем, пересекает горячую корону,
не изменив своего ионизацион
ного состояния.

Солнечный ветер
и магнитные бури
Как мы уже отмечали выше,
поступление энергии в магни
тосферу и магнитные возмуще
ния на Земле возможны только
тогда, когда межпланетное маг
нитное поле содержит большую
и длительную южную компо
ненту, появление которой обыч
но связано с определенным ти
пом солнечного ветра (рис.7).
Квазистационарный солнечный
ветер (медленные потоки из ко
рональных стримеров и быст
рые потоки из корональных
дыр) обычно не содержит дли
тельных интервалов южной
компоненты, так как поле в ос
новном лежит в плоскости эк
липтики. Однако иногда в сол
нечном ветре распространяют
ся крупномасштабные возмуще
ния, такие как межпланетные
ударные волны, магнитные об
лака, области сжатия на границе
разноскоростных течений и не
которые другие. Они различа
ются значениями ряда парамет
9