|
|
Большая Советская Энциклопедия (цитаты)
|
|
|
|
|
Межпланетная среда | Межпланетная среда (далее М), вещество, заполняющее пространство между планетами Солнечной системы. В понятие М не включают внешние атмосферы планет ( протяженные короны), кометы и их остатки, ближайшие к Солнцу части солнечной короны, космические лучи, в том числе солнечного происхождения. М тесно связана с наблюдаемым явлением зодиакального света и - и К-компонентами солнечной короны. М может быть разделена на газообразную (нейтральную и ионизованную) и твердую (пылевую) компоненты.
До 50-х годов 20 века предполагалось, что Солнечная система заполнена стационарным газом с равновесной ионизацией. Позже была разработана динамическая теория, согласно которой газовая компонента М состоит из расширяющегося вещества солнечной короны, несущего "вмороженное", то есть увлекаемое веществом, поле. Впервые к этому выводу привел анализ формы кометных хвостов, всегда направленных в сторону, противоположную Солнцу. Математически теория расширяющейся солнечной короны была развита в 1958. Был введен ныне широко используемый термин солнечный ветер, под которым подразумевается постоянный, хотя и сильно меняющийся поток солнечной корональной плазмы, ускоряющийся вблизи от Солнца и выметающий стационарный газ внутри Солнечной системы.
С конца 50-х годов начались систематические экспериментальные исследования М с помощью аппаратуры, устанавливаемой на искусственных спутниках Земли и космических зондах (межпланетных автоматических станциях), запускаемых к Луне и планетам Солнечной системы. Исследования проводятся в основном с помощью плазменных зондов, и электростатических анализаторов и высокой чувствительности, что позволило изучить энергетический, массовый и зарядный спектры частиц солнечного ветра, микро- и макроструктуру топографии поля между орбитами Венеры и Марса, а также проследить изменения этих величин со временем и в зависимости от активности Солнца.
Распределение скоростей и плотности солнечного ветра плодотворно исследуется методами радиолокации солнечной короны с помощью больших наземных радиолокаторов. Обычно в спокойное время вблизи Земли поток протонов солнечного ветра равен 3·107-3·108 частиц/см2·сек в пределах ±5° от направления на Солнце при средней скорости потока 350-450 км/сек и энергии 1 кэв. В периоды повышенной солнечной активности поток частиц возрастает до 109-1010 частиц/см2·сек, а скорость до 1000 км/сек и выше. Электронная компонента солнечного ветра обладает почти изотропным угловым распределением при средней энергии электронов 15 эв. Солнечный ветер несет вмороженное поле, напряженность которого составляет 3-5 гамм (1 гамма = 10-5 эрстед). Установлен секторный характер поля в Солнечной системе, связанный со сменой полярности поля в больших масштабах, причем число секторов изменяется от 3 до 6. Обтекание солнечным ветром земного поля приводит к появлению феномена радиационных поясов Земли и целому комплексу сложных эффектов в полярным сияниям, бурям и т. д. При этом на освещенной половине Земли образуется на расстоянии 10-15 земных радиусов стационарный фронт ударной волны.
Помимо ионизованной компоненты, М включает в себя и нейтрального наблюдаемые с космических аппаратов по резонансному рассеянию солнечного излучения в линии La с длиной волны l 1215,7  . При этих наблюдениях было обнаружено движение всей Солнечной системы со скоростью около 20 км/сек по отношению к межзвездному нейтральному Взаимодействие с ним солнечного ветра приводит к образованию ударной бесстолкновительной волны на расстоянии орбиты Юпитера в направлении, удаленном на 40° от апекса движения Солнца относительно центроида ближайших звезд (см. Галактика). На фронте этой волны направленная скорость протонов солнечного ветра преобразуется в хаотическую тепловую скорость, соответствующую температуре 3·(106-107) К. Нейтральные образуют в свою очередь две компоненты - горячую и холодную. Горячая компонента возникает на фронте ударной волны в результате перезарядки протонов солнечного ветра и нейтральных межзвездной среды. При скорости 100-200 км/сек такие пронизывают Солнечную систему за время порядка 0,1 года, не успевая ионизоваться солнечным ультрафиолетовым излучением и оставаясь нейтральными. Плотность этой компоненты слабо зависит от расстояния от Солнца. Холодная компонента образуется под воздействием сил тяготения Солнца на межзвездной среды. Плотность этих резко падает по мере приближения к Солнцу. На расстоянии Земли плотность нейтральных 10-2-10-3 в см3.
Из неисследованных вопросов строения М основными являются механизм ускорения плазмы солнечного ветра вблизи Солнца, распределение плотности и температуры вне плоскости эклиптики, поведение солнечного ветра вблизи фронта ударной волны и на периферии Солнечной системы.
Пылевая компонента М исследуется как астрономическими способами (оптические наблюдения -компоненты Солнечной короны, оптические и радиолокационные наблюдения метеоров), так и с помощью пьезодатчиков и датчиков других типов, установленных на искусственных спутниках Земли и космических зондах. Эта компонента является результатом дробления астероидов и комет; возможно, она сохранилась со времени образования Солнечной системы из газопылевого облака (см. Метеорное вещество в межпланетном пространстве).
Исследования, выполненные в 60-70-х годах 20 века, показали, что прежние оценки метеорной опасности при межпланетных и орбитальных полетах были завышены на 2-3 порядка: в частности, не подтвердилось предположение о существовании пылевого облака вокруг Земли. Задачи в области исследования пылевой компоненты М сводятся к получению спектров размеров и масс, скоростей пылевых частиц в зависимости от расстояния от Солнца и плоскости эклиптики, а в дальнейшем и вне ее.
Лит.: Паркер Е. Н., Динамические процессы в межпланетной среде, перевод с английского, М., 1965; Солнечный ветер. Сборник статей, перевод с английского, М., 1968.
В. Г. Курт. |
Для поиска, наберите искомое слово (или его часть) в поле поиска
|
|
 |
 |
 |
|
|
|
Новости 31.10.2025 10:55:57
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
|
