Wiatr słoneczny
Wiatr Słoneczny jest to strumień elektrycznie naładowanych cząstek (protonów i elektronów) wypływających w sposób ciągły z korony słonecznej w przestrzeń międzyplanetarną.
Fakty wskazujące na to, że z aktywnych rejonów Słońca wyrzucana jest materia, znane były od dawna. W XIX w. odkryto, że mniej więcej w jeden dzień po przejściu przez centralny południk Słońca dużej grupy plam - na Ziemi obserwuje się burzę magnetyczną. Jednakże ciągłe korpuskularne promieniowanie ze Słońca przewidział dopiero niemiecki astronom L. Bierman w 1951. Hipotezę tę oparł na obserwacjach warkoczy komet, zawsze skierowanych od Słońca. W 1958r. fizyk amerykański E. N. Parker wykazał teoretycznie, iż korona słoneczna nie może być tworem statycznym, ale ekspanduje w sposób ciągły, osiągając w pewnej odległości od Słońca prędkość większą od lokalnej prędkości dźwięku, tak że w okolicach orbity Ziemi szybkość wiatru słonecznego powinna wynosić ok. 300 km/s. Istnienie wiatru słonecznego potwierdziły obserwacyjne próbniki radzieckie Łuna 2 i Łuna 3 1959-60, a pierwszych pomiarów dokonał w 1962r. amerykański próbnik Mariner 2. Już pierwsze dane wykazały zadziwiającą zgodność z przewidywaniami Biermana i Parkera. W szczególności potwierdziły przewidywane ogromne prędkości wiatru słonecznego w okolicach Ziemi.
Informacje o wietrze słonecznym w płaszczyźnie ekliptyki między orbitami Wenus i Marsa uzyskuje się głównie z próbników kosmicznych. Wnioski o nieregularnościach wiatru słonecznego w bezpośrednim sąsiedztwie Słońca można wyciągać z obserwacji zaćmień i scyntylacji punktowych radioźródeł oraz z pomiarów ech radarowych.. Natomiast o właściwościach wiatru słonecznego w bardziej odległych rejonach i z dala od płaszczyzny ekliptyki wnosi się z:
1. obserwacji warkoczy kometarnych - strumieni gazu wyrzucanych z jądra komety przez wiatr słoneczny (a więc będących dobrym wskaźnikiem kierunku jego ruchu; stąd m.in. szacowano wartość nieradialnej składowej prędkości wiatru słonecznego),
2. modulacji dochodzącego do Ziemi promieniowania kosmicznego (gdyż im wolniej wiatr słoneczny wieje, tym słabiej "wymiata" przestrzeń międzyplanetarną i wówczas nawet niskoenergetyczne promieniowanie kosmiczne jest dopuszczane spoza Układu Słonecznego aż do Ziemi).
Wszystkie charakteryzujące wiatr słonecznyy wielkości zmieniają siędość gwałtownie nawet w okresie tzw. spokojnego Słońca. Jednakże w maksimum słonecznej aktywności wiatr słoneczny wieje średnio szybciej i jest gorętszy (dane obserwacyjne osiągnięte w okolicach orbity Ziemi zob. tabela).
Dane o wietrze słonecznym w okolicy Ziemi
Wielkość fizyczna Zakres zmienności Średnio
Prędkość radialna 250 - 800 km/s 300 km/s w minimum aktywności słonecznej400 km/s w maksimum aktywności słonecznej
Prędkość azymutalna 5 - 20 km/s 10 km/s
Gęstość protonów 1 - 50·106/m3 5·106/m3
Strumień masy --- 5·1012 protonów/m2·s
Natężenie pola magnetycznego 1 - 20·10-5 gaus 5·10-5 gaus
Temperatura elektronów 0.7 - 2·105 oK 1.5·105 oK
Temperatura protonów 2·104 - 8·105 oK 5·104 oK
Liczba jąder He, H --- 0.045
Wysoka temperatura korony słonecznej powoduje, iż wypływająca materia jest całkowicie zjonizowana. Temperatury i prędkości jonów i elektronów u podstawy korony są identyczne. Wskutek tego jednak, że przewodnictwo termiczne elektronów jest znacznie wyższe niż jonów (a elektrony i jony ekspandują w przestrzeń międzyplanetarną jednakowo), temperatura elektronów mierzona na orbicie Ziemi jest wyższa niż temperatura jonów. Skład jonowy wiatru słonecznego odpowiada w przybliżeniu składowi chemicznemu Słońca, tzn. obserwuje się głównie protony i cząstki alfa, także jony tlenu, węgla, azotu, neonu, argonu. Ilość jonów helu stanowi średnio 4.5% ilości protonów, a ilość wszystkich innych jonów cięższych - mniej niż 0.5%. W ciągu sekundy wypływa ze Słońca w wietrze słonecznym ok. 5 mln ton materii; jest to jednak ilość zbyt mała, by w.s. mógł mieć wpływ na ewolucję Słońca, gdyż dotychczas utraciło ono w ten sposób nie więcej niż 5·10-4 swej masy.
Wiatr słoneczny można w pierwszym przybliżeniu traktować jako zjawisko mające symetrię sferyczną wokół Słońca. Ponieważ Słońce się obraca, wiatr w rzeczywistości nie wieje radialnie, lecz ma także azymutalną składową prędkości. Dotychczasowe pomiary nie wykazały asymetrii północ-południe, wydaje się więc, że materia nie przepływa z jednej strony płaszczyzny równika słonecznego na drugą.
Wiatr słoneczny unosi w przestrzeń międzyplanetarną słoneczne pole magnetyczne. Dzięki bardzo dużemu przewodnictwu elektrycznemu koronalnej plazmy - pole to wmrożone jest w płonący gaz. Obracanie się Słońca powoduje zawijanie w przestrzeni międzyplanetarnej linii sił pola magnetycznego. W okolicach orbity Ziemi kierunek pola magnetycznego tworzy z kierunkiem radialnym kąt równy 45o lub 225o (tzn. pole zachowując swój kształt zmienia gwałtownie kierunek i powstają jednobiegunowe sektory). Płynący z naddźwiękową prędkością i unoszący słoneczne pole magnetyczne wiatr słoneczny oddziałuje z ziemskim polem magnetycznym i wpływa na kształt magnetosfery Ziemi. Strumień cząstek zderzając się z polem magnetycznym Ziemi produkuje falę uderzeniową. Za tą falą zmienia się kierunek płynących w wietrze słonecznym czątek, maleje ich prędkość (wskutek czego wzrasta kilkakrotnie gęstość) i rośnie o rząd wielkości ich temperatura. Oddziałujac z magnetosferą wiatr słoneczny wywołuje wiele zjawisk obserwowanych bezpośrednio na Ziemi (burze magnetyczne, zorze polarne). Badania wiatru słonecznego oprócz tego, że przyczyniają się do lepszego poznania naszej najbliższej gwiazdy - Słońca - i otaczającej nas przestrzeni międzyplanetarnej, mogą odegrać istotną rolę w poznaniu sposobów tracenia materii przez gwiazdy, gł. przez gwiazdy późnych typów widmowych, i w ten sposób przyczynić się do rozwiązania pewnych problemów związanych z teorią ewolucji tych gwiazd.