Interplanetär miljö

Interplanetärt medium - materia och fält som fyller utrymmet inuti solsystemet (stjärnsystemet) från solkoronan (stjärnans krona) till heliosfärens gränser , med undantag för solsystemets planeter och kroppar. Den interplanetära miljön omfattar främst solvinden (den centrala stjärnans vind i stjärnsystemet (stjärnvind)), det interplanetära magnetfältet, kosmiska strålar (högenergiladdade partiklar), neutral gas, interplanetärt damm och elektromagnetisk strålning [1] . Det interplanetära mediet spelar en nyckelroll i solar-terrestrisk fysik och dess praktiska del- rymdväder .

Solvind

Solvinden (den centrala stjärnans vind i stjärnsystemet (stjärnvind)) är en expanderande plasma av solkoronan som fyller hela heliosfären. Solvinden består av elektroner , protoner , alfapartiklar och andra joner av solursprung, samt fångade joner som bildas från den neutrala komponenten som ett resultat av interaktion med strålning. Solvinden är ett icke-jämviktssystem med hög turbulensnivå. Storskaliga strukturer och dynamiska processer i solatmosfären visar sig i förekomsten av olika storskaliga strukturer i solvinden upp till avstånd av flera astronomiska enheter, där parametervärdena kan skilja sig avsevärt. Nära maximum av solaktivitetscykeln kan icke-stationära solvindtyper stå för ungefär hälften av observationstiden. På ett avstånd av 1 a. d.v.s. solvindens protonflöde varierar från till cm s , och hastigheten är från 300 till 1000 km/s, medeltemperaturen är K. När avståndet R från solen ökar minskar protonflödet när , hastigheten förblir nästan konstant, och skillnaderna mellan strukturer minskar. Samspelet mellan solvinden och solsystemets planeter och kroppar bestämmer positionen och tillståndet för deras yttre plasmaskal, rymdvädrets tillstånd. $10^{8}$ $10^{{10}}$ $^{-2}$ $^{-1}$ $10^{5}$ $1/R^{2}$

Interplanetärt magnetfält

Solkoronans magnetfält "fryses" in i plasmat och förs bort av solvinden och bildar ett interplanetärt magnetfält (IMF). Magnetisk fältstyrka per 1 a. e. varierar från till Oe, det maximala magnetfältet registreras i koronala massutkastningar. Solens rotation gör att fältlinjerna i den stationära solvinden vrider sig och tar formen av en spiral. Nära ekliptikaplanet observeras ett heliosfäriskt strömark (HCS), som separerar fält i motsatta riktningar. GCS har formen av en korrugering, så rymdfarkoster registrerar en sektorstruktur, det vill säga 2, 4 eller (sällan) 6 sektorer per solens varv, där IMF har en riktning. Den stationära solvinden vid låga heliolatituder innehåller inte en märkbar magnetfältskomponent som är normal mot ekliptikplanet, så den är inte geoeffektiv, och alla störningar i jordens magnetosfär orsakas av icke-stationära typer av solvindar. Vid koronala massutkastningar är fältlinjerna vridna och ser ut som ett knippe, vars ena eller båda ändar är kopplade till solen. I kompressionsregioner före ett snabbt solvindflöde eller koronal massutkastning komprimeras och deformeras det initiala magnetfältet genom samverkan mellan olika solvindstrukturer [2] . $10^{-5}$ $10^{-3}$

Kosmiska strålar

Kosmiska strålar (högenergiladdade partiklar) har flera typer associerade med sitt ursprung. Kosmiska strålar, trots sin höga energi, påverkar inte det lokala tillståndet för solvindsplasman och magnetfältet på grund av deras låga koncentration; dock i stor skala, särskilt nära heliosfärens gränser, där solvindskoncentrationen sjunker kraftigt , kosmiska strålar spelar en viktig roll. . Solens kosmiska strålar accelereras under kraftiga solflammor eller under utbredning av stötvågor i korona och i solvinden. I det här fallet bildas protoner med energier upp till flera hundra MeV och elektroner upp till flera tiotals KeV, i sällsynta fall bildas relativistiska elektroner med energier på flera MeV. Sammansättningen av solens kosmiska strålar är nära den hos solkoronan. Antalet händelser med solens kosmiska strålar ökar kraftigt nära maximivärdet för solaktivitetscykeln. Galaktiska kosmiska strålar föds utanför heliosfären (under explosionen av nya stjärnor och supernovastjärnor). De är helt joniserade kärnor av olika grundämnen med en energi på - eV. De är spridda av inhomogeniteter i det interplanetära magnetfältet, och deras flöde minskar i genomsnitt med avståndet från heliosfärens gränser. Fluxet beror också på tid och minskar både på skalor på ungefär ett dygn när en koronal massutkastning passerar genom heliosfären (Forbush-depression) och på skalor på ungefär ett år (nära maximum av solaktivitetscykeln). Endast de mest högenergipartiklar (med en energi på mer än några hundra MeV) når jordens omloppsbana. Onormala kosmiska strålar observeras också, som, till skillnad från vanliga GCS, är enstaka (sällan dubbelt) joniserade atomer, deras utseende är associerat med två möjliga mekanismer: (1) jonisering av neutrala atomer i det interstellära mediet och deras acceleration vid gränserna för heliosfär (heliosfäriskt gränssnitt) och (2) utblossningar på stjärnor som tillhör röda och gula dvärgar. Nära planeterna (särskilt jätteplaneterna Jupiter och Saturnus) observeras mindre intensiva flöden av energiska partiklar som produceras på bogchocken och inuti magnetosfären. Intensiteten hos dessa flöden beror på förhållandena på planeterna och ändras ofta med planeternas rotationsperiod. $10^{8}$ $10^{20}$

Neutral komponent

Heliosfären rör sig genom det lokala interstellära molnet , som enligt indirekta observationer är ett delvis joniserat medium med en densitet på 0,2 cm och en temperatur på K. Den neutrala komponenten tränger fritt in i heliosfären och når området nära solen, där effektiv jonisering börjar när den interagerar med solstrålning och laddas upp när den interagerar med solvinden och solens kosmiska strålar. En obetydlig del av den neutrala komponenten är förknippad med förlusten av atomer av planeterna och andra kroppar i solsystemet. $^{-3}$ $10^{4}$

Dammkomponent

Den dammiga komponenten i det interplanetära mediet består huvudsakligen av partiklar från 1 nm till 100 μm, som har en laddning och bildar ett dammigt plasmamedium (eller dammigt plasma). Större partiklar beter sig som testpartiklar och kallas "partiklar i en plasma". Dammkomponenten fyller hela heliosfären extremt ojämnt och är huvudsakligen koncentrerad nära solen i den inre heliosfären och nära ekliptikplanet, och dess fördelning beror starkt på storleken på dammkornen, eftersom deras bana beskrivs av en balans mellan olika krafter som beror mycket på storleken. Dammkomponenten är källan till fenomen som solens F-korona och zodiakalljus . Den huvudsakliga källan till damm är kometkärnor och asteroider, de minsta dammpartiklarna under påverkan av Poynting-Robertson-effekten närmar sig solen och får en laddning. Nära solen, på grund av den höga temperaturen, är sublimeringsprocessen viktig.

Elektromagnetisk strålning

Det interplanetära rummet är fyllt med elektromagnetisk strålning, huvudsakligen av solursprung. Denna strålning spelar en betydande roll i bildandet av andra komponenter i det interplanetära mediet och är en källa för sekundär strålning, som fungerar som en källa för experimentella data om det interplanetära mediet. Svagare strömmar av elektromagnetiska vågor genererar solsystemets planeter, heliosfärens gränser och andra föremål i universum.

Anteckningar

↑ Yu. I. Ermolaev, Interplanetary Environment // Great Russian Encyclopedia, ed. Yu. S. Osipova, M.: BRE, v. 19, 2012
↑ Interplanetärt magnetfält | Vestishki.ru . Hämtad 24 september 2011. Arkiverad från originalet 18 juni 2013. (obestämd)

Litteratur

Sol- och sol-jordfysik. Illustrerad ordbok över termer, övers. från engelska, M., 1980.
Interplanetary Environment / Burgin M. S. // Space Physics: Little Encyclopedia / Editorial Board: R. A. Sunyaev (Chief ed.) and others - 2nd ed. - M .: Soviet Encyclopedia , 1986. - S. 396-398. — 783 sid. — 70 000 exemplar.
Plasma Heliogeophysics / Ed. L. M. Zeleny, I. S. Veselovsky. I 2 volymer M.: Fizmatlit, 2008. Volym 1. 672 s.; T. 2. 560 sid.

Ordböcker och uppslagsverk	Stor katalanska Stor norsk Stor ryss Britannica (online) Universalis
I bibliografiska kataloger	NKC : ph122837