Межпланетная среда

Солнечный ветер представляет собой поток заряженных частиц, гл. обр. протонов и электронов, истекающий из верхних частей солнечной короны. Солнечный ветер изучается с помощью непосредств. измерений на КА и по наблюдениям мерцаний радиоисточников, вызванных рассеянием радиоволн на неоднородностях межпланетной плазмы. Физ. состояние плазмы на расстояниях 2-9 от Солнца исследуется также по наблюдениям K-компонента короны, возникающего при рассеянии солнечного излучения на свободных электронах.

На орбите Земли поток протонов солнечного ветра меняется от 10⁸ до 10¹⁰ см^-2с^-1, а скорость - от 200 до 900 км/с. При увеличении расстояния от Солнца R поток протонов убывает как 1/R², а скорость остаётся почти постоянной.

Межпланетное магн. поле представляет собой унесённое солнечным ветром магн. поле Солнца. Осн. источником информации о нём служат непосредств. измерения с КА. На малых гелиографич. широтах вектор магн. поля практически параллелен плоскости солнечного экватора. Вращение Солнца приводит к тому, что силовые линии поля закручиваются и приобретают форму спиралей. Напряжённость магн. поля на орбите Земли меняется от до Э. Наибольших значений она достигает у переднего края высокоскоростных потоков солнечного ветра. При удалении от Солнца напряжённость магн. поля падает чуть быстрее, чем 1/R. Важной особенностью магн. поля явл. его секторная структура. В течение большей части солнечного цикла (за исключением короткого периода сразу после максимума) в пространстве выделяются 2, 4 или (реже) 6 секторов. Внутри каждого сектора радиальная составляющая поля направлена либо к Солнцу, либо от Солнца, причём в соседних секторах направления поля противоположны. Вдали от плоскости солнечного экватора секторная структура пропадает и направление вектора межпланетного магн. поля определяется полярностью магн. поля на высоких гелиографич. широтах в фотосфере Солнца.

Заряженные частицы высокой энергии, присутствующие в межпланетном пространстве, исследуются как с помощью непосредств. измерений в межпланетном пространстве, так и наземными средствами. По своему происхождению они делятся на неск. классов: галактич. и солнечные космич. лучи; рекуррентные (повторяющиеся) потоки; заряженные частицы, ускоренные в магнитосферах планет; аномальный компонент космич. лучей.

Галактические космические лучи проникают в Солнечную систему извне. В их состав входят в основном протоны, электроны и ядра лёгких элементов. При движении внутри гелиосферы космич. лучи рассеиваются на неоднородностях межпланетного магн. поля. Т.к. уровень флуктуации магн. поля зависит от солнечной активности, поток галактич. космич. лучей в Солнечной системе меняется с периодом 11 лет (см. Вариации космических лучей). Для протонов на расстоянии 1 а.е. от Солнца этот эффект заметен при энергиях 0,1-10 ГэВ. Протоны с энергией меньше 0,1 ГэВ до орбиты Земли практически не доходят. В минимуме солнечной активности поток галактич. космич. лучей у орбиты Земли равен 0,06 частиц. На больших расстояниях от Солнца влияние межпланетного магн. поля на распространение космич. лучей уменьшается и поток частиц растёт на 2-5% при увеличении расстояния на 1 а.е.

Солнечные космические лучи возникают во время вспышек на Солнце. В мощных протонных вспышках испускаются протоны с энергией 10-100 МэВ (в исключит, случаях до 15 ГэВ) и нерелятивистские электроны с энергией от 40 кэВ и выше. Кроме того, в нек-рых случаях регистрируются релятивистские электроны с энергией до 12 МэВ.

Рекуррентные потоки частиц высокой энергии получили своё название в связи с тем, что они имеют тенденцию повторяться с периодом, равным периоду вращения Солнца. При измерениях на орбите Земли рекуррентные потоки наблюдаются как умеренное, длящееся от 3 до 6 дней, возрастание потока протонов и ядер с удельной энергией (отношением кинетич. энергии к числу нуклонов, содержащихся в ядре) от 1 до 20 МэВ/нуклон. Рекуррентные потоки связаны с секторной структурой межпланетного магн. поля и высокоскоростными потоками солнечного ветра, однако природа этой связи неясна. Пока неизвестно, где ускоряются частицы рекуррентных потоков. Возможно, что это происходит непосредственно в межпланетной среде в результате взаимодействия частиц с ударными волнами, распространяющимися в плазме солнечного ветра.

Из магнитосфер планет наиболее мощным источником заряженных частиц явл. магнитосфера Юпитера. Как вблизи Юпитера, так и вдали от него, на расстояниях от 0,5 до 10 а.е. от Солнца, наблюдаются "вспышки", длящиеся неск. дней, во время к-рых регистрируются электроны с энергиями до 30 МэВ. Связь этих процессов с Юпитером проявляется в модуляции потока электронов с периодом 10 ч, совпадающим с периодом вращения Юпитера. При наблюдениях вблизи Земли заметна также модуляция интенсивности и частоты этих "вспышек" с периодом 13 мес (синодич. период обращения Юпитера). Кроме потоков электронов на небольшом расстоянии от границы магнитосферы Юпитера наблюдаются и потоки протонов.

Гораздо менее интенсивные потоки электронов и протонов наблюдаются в околоземном межпланетном пространстве, вблизи от ударной волны, возникающей при взаимодействии солнечного ветра с магнитосферой Земли.

В космич. лучах выделяют компонент, содержащий частично ионизованные атомы гелия, кислорода, азота и неона. Его наз. аномальным, т.к. образующие его атомы сильно отличаются от полностью лишённых электронных оболочек ядер, входящих в состав солнечных и галактич. космич. лучей. В этом компоненте наблюдаются частицы с удельной энергией 1-100 МэВ/нуклон, их поток растет при удалении от Солнца и от плоскости солнечного экватора. Предполагается, что частицы аномального компонента приобретают высокую энергию на границе гелиосферы, в области взаимодействия солнечного ветра с межзвёздной плазмой.

Межпланетная пыль явл. дольше всего исследуемым компонентом М. с. Первым источником сведений о ней были наблюдения метеоров, возникающих в результате проникновения пылинок в атмосферу Земли, визуальными, фотографическими (для пылинок с массой 0,01 г) и радиолокационными ( г) методами, а также наблюдения солнечного света, рассеянного на пылинках размером 10-100 мкм (зодиакальный свет, противосияние и F-компонент солнечной короны). Важным источником информации о межпланетной пыли служит прямая регистрация пылевых частиц на КА и исследование микрократеров на поверхности Луны. Кроме того, пробы межпланетной пыли берут в стратосфере Земли, в глубоководных отложениях и в полярных льдах. Регистрируется также тепловое излучение пыли, находящейся вблизи Солнца (T-компонент короны).

Осн. источником межпланетной пыли явл. кометы. Общая масса пыли в Солнечной системе оценивается в 10¹⁹-10²⁰. Большая часть eё (2/3) сосредоточена в частицах с массой 10^-3-10^-5 г. При удалении от Солнца плотность пылевого облака падает примерно как R^-1,3, и на расстояниях 3 а.е. пыль практически отсутствует. Облако межпланетной пыли сильно концентрируется к плоскости эклиптики, т.к. у большинства частиц наклон орбит не превосходит 30-40.

Нейтральный газ в Солнечной системе был открыт путем наблюдений резонансно рассеянного солнечного излучения (см. Межзвездный ветер). На расстояниях 5 а.е. от Солнца нейтральный газ распределен практически однородно, причем концентрация атомов водорода к среднем равна 0,06 см^-3, гелия 0,012 см^-3, а темп-ра газа близка к 9000 К. Вблизи Солнца распределение газа становится сильно неоднородным из-за влияния солнечного притяжения, УФ-излучения и солнечного ветра.

Лит.:
Солнечная и солнечно-земная физика. Иллюстрированный словарь терминов, пер. с англ., М., 1980.

(М.С. Бургин)