Wiatr słoneczny

Z Wikipedii

Masz nowe wiadomości (różnica z poprzednią wersją).

Deformacja słonecznego pola magnetycznego przez wiatr galaktyczny.

Wiatr słoneczny - strumień cząstek wypływających ze Słońca, składających się przede wszystkim z protonów i elektronów o dużej energii (rzędu 500 keV na cząstkę). Rozchodzą się one promieniście we wszystkich kierunkach. Ruch cząstek deformuje pole magnetyczne Słońca i galaktyki oraz wiatr galaktyczny w wyniku czego nie ma on symetrii sferycznej (przestrzeń "wypełniona" wiatrem słonecznym nie jest kulą). Jednocześnie pole magnetyczne Słońca spowalnia wiatr słoneczny, zmniejszając prędkość wiatru a tym samym ograniczając jego zasięg.

[edytuj] Właściwości wiatru słonecznego

Skład ilościowy jonów w wietrze słonecznym jest taki sam jak korony słonecznej.

W pobliżu Ziemi, prędkość wiatru słonecznego waha się od 200 do 889 km/s, a średnia wartość wynosi 450 km/s. Wiatr słoneczny unosi ze słońca materię w tempie 1×10⁹ kg/s.

[edytuj] Zasięg wiatru

Pod wpływem wiatru galaktycznego cząstki wiatru słonecznego zwalniają do prędkości poddźwiękowych (subsonicznych). Obszar, w którym ma to miejsce nosi nazwę szoku końcowego. Dalej rozciąga się płaszcz Układu Słonecznego a jeszcze dalej heliopauza. Za heliopauzą ciśnienie wiatru galaktycznego przewyższa ciśnienie wiatru słonecznego. W tym obszarze działanie wiatru słonecznego zanika.

[edytuj] Wpływ na pole magnetyczne Ziemi

Wiatr słoneczny deformuje pole magnetyczne Ziemi, tak że nie ma ono kształtu symetrycznego pola dipolowego, lecz jest "zdmuchiwane" na zewnątrz Układu Słonecznego.