Imagine în timp real a vântului solar (online). Ce este vântul solar? Vântul solar este

Flux radial constant de plasmă solară. coroane în producția interplanetară. Fluxul de energie care vine din adâncurile Soarelui încălzește plasma corona la 1,5-2 milioane K. DC. încălzirea nu este echilibrată de pierderile de energie din cauza radiațiilor, deoarece corona este mică. Excesul de energie înseamnă. grade sunt purtate de secolul S.. (=1027-1029 erg/s). Prin urmare, coroana nu este în poziție hidrostatică. echilibru, se extinde continuu. După alcătuirea secolului S.. nu diferă de plasma corona (plasma conține în principal protoni, electroni, unele nuclee de heliu, oxigen, siliciu, sulf și ioni de fier). La baza coroanei (la 10 mii km de fotosfera Soarelui), particulele au o radială radială de ordinul a sute de m/s, la o distanță de mai mulți. solar razele atinge viteza sunetului în plasmă (100 -150 km/s), în apropierea orbitei Pământului viteza protonilor este de 300-750 km/s, iar spațiile acestora. - din mai multe h-ts la mai multe zeci de ppm în 1 cm3. Cu ajutorul spațiului interplanetar. stații, s-a stabilit că până pe orbita lui Saturn, densitatea fluxului h-c S. v. scade conform legii (r0/r)2, unde r este distanta de la Soare, r0 este nivelul initial. S.v. poartă cu el buclele liniilor de energie solară. mag. câmpuri, care formează câmpul magnetic interplanetar. . Combinația mișcării radiale h-c S. v. odată cu rotația Soarelui dă acestor linii forma de spirale. Structura la scară largă a mag. Câmpurile din vecinătatea Soarelui au forma unor sectoare, în care câmpul este îndreptat de la Soare sau spre acesta. Dimensiunea cavității ocupate de S. v. nu este cunoscută cu precizie (raza sa este aparent nu mai mică de 100 UA). La limitele acestei cavități există o dinamică S.v. trebuie echilibrat de presiunea gazului interstelar, galactic. mag. câmpuri și galactice spaţiu razele. În vecinătatea Pământului, ciocnirea fluxului de h-c S. v. cu geomagnetic câmpul generează o undă de șoc staționară în fața magnetosferei terestre (din partea Soarelui, Fig.).

S.v. curge în jurul magnetosferei, parcă, limitându-i extinderea în spațiu. Modificări ale intensității solare asociate cu erupții solare, fenomene. de bază cauza perturbarilor geomagnetice. câmpuri și magnetosferă (furtuni magnetice).

În spatele Soarelui pierde dinspre nord. =2X10-14 parte din masa sa Msol. Este firesc să presupunem că fluxul de materie, similar cu S.E., există și în alte stele (""). Ar trebui să fie deosebit de intensă în stelele masive (cu masă = câteva zecimi de Msolns) și cu temperaturi ridicate de suprafață (= 30-50 mii K) și în stelele cu atmosferă extinsă (giganții roșii), deoarece în primul caz, particulele unei coroane stelare foarte dezvoltate au o energie suficient de mare pentru a depăși gravitația stelei, iar în a doua, energia parabolică este scăzută. viteza (viteza de evadare; (vezi VITEZE SPATIALE)). Mijloace. Pierderile de masă cu vânt stelar (= 10-6 Msol/an și mai mult) pot afecta semnificativ evoluția stelelor. La rândul său, vântul stelar creează „bule” de gaz fierbinte în mediul interstelar - surse de raze X. radiatii.

Dicționar enciclopedic fizic. - M.: Enciclopedia Sovietică. . 1983 .

VANTUL SOLAR - un flux continuu de plasmă de origine solară, Soarele) în spațiul interplanetar. La temperaturi ridicate, care există în coroana solară (1,5 * 10 9 K), presiunea straturilor de deasupra nu poate echilibra presiunea gazoasă a substanței coronei, iar corona se extinde.

Prima dovadă a existenței postului. fluxurile de plasmă de la Soare au fost obținute de L. L. Biermann în anii '50. privind analiza forțelor care acționează asupra cozilor de plasmă ale cometelor. În 1957, Yu Parker (E. Parker), analizând condițiile de echilibru ale materiei corona, a arătat că corona nu poate fi în condiții hidrostatice. mier. caracteristicile lui S. v. sunt date în tabel. 1. S. curge. poate fi împărțit în două clase: lent - cu o viteză de 300 km/s și rapid - cu o viteză de 600-700 km/s. Fluxurile rapide provin din regiunile coroanei solare, unde structura câmpului magnetic. câmpurile sunt apropiate de radiale. orificii coronare. Fluxuri lente pp. V. sunt aparent asociate cu zonele coroanei, în care există, prin urmare, Masă 1. - Caracteristicile medii ale vântului solar pe orbita Pământului

Viteză
Concentrația de protoni
Temperatura protonilor
Temperatura electronilor
Intensitatea câmpului magnetic
Densitatea fluxului Python....	2,410 8 cm -2 c -1
Densitatea fluxului de energie cinetică	0,3 ergcm -2 s -1

Masă 2.- Compoziția chimică relativă a vântului solar

	Conținut relativ

	Conținut relativ

Pe lângă principal componente ale apei solare - protoni și electroni au fost, de asemenea, găsite în compoziția sa. temperatura ionilor S. v. fac posibilă determinarea temperaturii electronilor coroanei solare.

În secolul N. se observa diferente. tipuri de unde: Langmuir, whislers, ion-acustice, unde în plasmă). Unele dintre undele de tip Alfven sunt generate pe Soare, iar unele sunt excitate în mediul interplanetar. Generarea undelor netezește abaterile funcției de distribuție a particulelor față de cea Maxwelliană și, în combinație cu influența magnetismului. câmpuri la plasmă duce la faptul că S. v. se comportă ca un mediu continuu. Undele de tip Alfvén joacă un rol important în accelerarea componentelor mici ale lui S.

Orez. 1. Vânt solar masiv. De-a lungul axei orizontale este raportul dintre masa unei particule și sarcina ei, de-a lungul axei verticale este numărul de particule înregistrate în fereastra de energie a dispozitivului în 10 s. Numerele cu semnul „+” indică sarcina ionului.

Fluxul N. in. este supersonică în raport cu vitezele acelor tipuri de unde care asigură eff. transfer de energie către secolul S.. (Alfven, sunet). Alfven și sunet Numărul Mach C. V. 7. Când curge în jurul laturii de nord. obstacole capabile să o devieze eficient (câmpurile magnetice ale lui Mercur, Pământului, Jupiter, Saturn sau ionosferele conducătoare ale lui Venus și, aparent, Marte), se formează o undă de șoc din arc care pleacă. valuri, ceea ce îi permite să curgă în jurul unui obstacol. Totodată, în secolul de nord. se formează o cavitate - magnetosfera (fie proprie, fie indusă), forma și dimensiunile formei sunt determinate de echilibrul presiunii magnetice. câmpurile planetei și presiunea fluxului de plasmă care curge (vezi. Magnetosfera Pământului, Magnetosferele planetelor).În cazul interacțiunii cu S. v. cu un corp neconductor (de exemplu, Luna), nu are loc o undă de șoc. Fluxul de plasmă este absorbit de suprafață, iar în spatele corpului se formează o cavitate, umplută treptat cu plasmă C. V.

Procesul staționar de curgere a plasmei corona este suprapus de procese nestaționare asociate cu erupții asupra Soarelui.În timpul erupțiilor puternice, substanțele sunt eliberate din partea de jos. regiunile corona în mediul interplanetar. Variații magnetice).

Orez. 2. Propagarea unei unde de șoc interplanetare și ejecta dintr-o erupție solară. Săgețile indică direcția de mișcare a plasmei vântului solar,

Orez. 3. Tipuri de soluții ale ecuației expansiunii coronei. Viteza și distanța sunt normalizate la viteza critică vk, iar distanța critică Rk corespunde vântului solar.

Expansiunea coroanei solare este descrisă de un sistem de ecuații de conservare a masei, v k) la un punct critic. distanța R până la și expansiunea ulterioară la viteză supersonică. Această soluție oferă o valoare a presiunii extrem de mică la infinit, ceea ce face posibilă reconcilierea acesteia cu presiunea scăzută a mediului interstelar. Acest tip de flux a fost numit S. de către Parker. , unde m este masa protonilor, este exponentul adiabatic și este masa Soarelui. În fig. Figura 4 arată modificarea ratei de expansiune de la heliocentric. conductivitate termică, vâscozitate,

Orez. 4. Profile de viteză a vântului solar pentru modelul corona izotermă la diferite valori ale temperaturii coronale.

S.v. oferă elementul de bază ieșire de energie termică din coroană, deoarece transferul de căldură către cromosferă, el.-magn. coroane și conductivitate termică electronicăpp. V. sunt insuficiente pentru a stabili echilibrul termic al coroanei. Conductivitatea termică electronică asigură o scădere lentă a temperaturii ambiante. cu distanta. luminozitatea Soarelui.

S.v. transportă câmpul magnetic coronal cu el în mediul interplanetar. domeniu. Liniile de forță ale acestui câmp înghețate în plasmă formează un câmp magnetic interplanetar. câmp (IMF). Deși intensitatea IMF este scăzută și densitatea sa de energie este de aproximativ 1% din densitatea cinetică. energie solară, joacă un rol important în termodinamică. V. iar în dinamica interacțiunilor lui S. v. cu corpurile Sistemului Solar, precum și cu fluxurile Nordului. între ei. Combinație de expansiune a secolului S.. odată cu rotaţia Soarelui duce la faptul că mag. liniile de forță înghețate în nordul secolului au forma B R și componente magnetice azimutale. câmpurile se schimbă diferit cu distanța în apropierea planului ecliptic:

unde este ang. viteza de rotatie a Soarelui, Și - componenta radială a vitezei C. c., indicele 0 corespunde nivelului inițial. La distanța orbitei Pământului, unghiul dintre direcția magneticului. câmpuri și R aproximativ 45°. La mare L magnetic.

Orez. 5. Forma liniei câmpului magnetic interplanetar - viteza unghiulară de rotație a Soarelui și - componenta radială a vitezei plasmei, R - distanța heliocentrică.

S. v., răsărit peste regiuni ale Soarelui cu diferite. orientare magnetică câmpuri, viteză, temp-pa, concentrație de particule etc.) și în cf. modificarea naturală a secțiunii transversale a fiecărui sector, ceea ce este asociat cu existența unui flux rapid de apă solară în cadrul sectorului. Granițele sectoarelor sunt de obicei situate în fluxul lent al secolului de Nord. Cel mai adesea se observă 2 sau 4 sectoare care se rotesc cu Soarele. Această structură, formată atunci când S. este scos. la scară maremagn. câmpuri corona, pot fi observate pentru mai multe. revoluțiile Soarelui. Structura sectorială a FMI este o consecință a existenței unei foi de curent (CS) în mediul interplanetar, care se rotește împreună cu Soarele. TS creează o supratensiune magnetică. câmpurile - radiale IMF au semne diferite pe diferite părți ale vehiculului. Acest TC, prezis de H. Alfven, trece prin acele părți ale coroanei solare care sunt asociate cu regiuni active de pe Soare și separă aceste regiuni de diferitele. semne ale componentei radiale a magnetului solar. câmpuri. TS este situat aproximativ în planul ecuatorului solar și are o structură pliată. Rotirea Soarelui duce la răsucirea pliurilor TC într-o spirală (Fig. 6). Fiind în apropierea planului ecliptic, observatorul se găsește fie deasupra, fie sub TC, datorită căruia se încadrează în sectoare cu semne diferite ale componentei radiale FMI.

Aproape de Soare în nord. există gradienți longitudinali și latitudinali ai vitezei undelor de șoc fără coliziune (Fig. 7). Mai întâi, se formează o undă de șoc, care se propagă înainte de la limita sectoarelor (undă de șoc directă), apoi se formează o undă de șoc inversă, care se propagă spre Soare.

Orez. 6. Forma stratului de curent heliosferic. Intersecția sa cu planul ecliptic (înclinat față de ecuatorul solar la un unghi de ~ 7°) oferă structura sectorului observat a câmpului magnetic interplanetar.

Orez. 7. Structura sectorului câmpului magnetic interplanetar. Săgețile scurte indică direcția vântului solar, liniile săgetate indică liniile câmpului magnetic, liniile punctate indică limitele sectorului (intersecția planului de desen cu stratul curent).

Deoarece viteza undei de șoc este mai mică decât viteza energiei solare, aceasta poartă unda de șoc inversă în direcția îndepărtată de Soare. Undele de șoc în apropierea limitelor sectorului se formează la distanțe de ~1 UA. e. și pot fi urmărite la distanțe de mai multe. O. e. Aceste unde de șoc, precum și undele de șoc interplanetare de la erupțiile solare și undele de șoc circumplanetare, accelerează particulele și sunt, prin urmare, o sursă de particule energetice.

S.v. se extinde la distanțe de ~100 UA. e., unde presiunea mediului interstelar echilibrează dinamica. tensiunea arterială Cavitatea măturată de S. v. Mediul interplanetar). ExtindereS. V. împreună cu magnetul înghețat în el. câmpul împiedică pătrunderea particulelor galactice în sistemul solar. spaţiu raze de energii joase si duce la variatii cosmice. raze de înaltă energie. Un fenomen similar cu S.V. a fost descoperit în alte stele (vezi. Vânt stelar).

Lit.: Parker E. N., Dinamica în mediul interplanetar, O. L. Weisberg.

Enciclopedie fizică. În 5 volume. - M.: Enciclopedia Sovietică. Redactor-șef A. M. Prohorov. 1988 .

Vezi ce este „VANTUL SOLAR” în alte dicționare:

SOLAR WIND, un flux de plasmă din coroana solară care umple Sistemul Solar până la o distanță de 100 de unități astronomice de Soare, unde presiunea mediului interstelar echilibrează presiunea dinamică a curentului. Compoziția principală este protoni, electroni, nuclee... Enciclopedie modernă

VANTUL SOLAR, un flux constant de particule încărcate (în principal protoni și electroni) accelerat de căldura CORONA solară la viteze suficient de mari pentru ca particulele să învingă gravitația Soarelui. Vântul solar deviază... Dicționar enciclopedic științific și tehnic

Soarele este o sursă a unui flux constant de particule. Neutrinii, electronii, protonii, particulele alfa și nucleele atomice mai grele alcătuiesc împreună radiația corpusculară a Soarelui. O parte semnificativă a acestei radiații este o ieșire mai mult sau mai puțin continuă de plasmă, așa-numitul vânt solar, care este o continuare a straturilor exterioare ale atmosferei solare - coroana solară. În apropierea Pământului, viteza acestuia este de obicei de 400–500 km/s. Un flux de particule încărcate este ejectat din Soare prin găuri coronare - regiuni din atmosfera Soarelui cu un câmp magnetic deschis în spațiul interplanetar.

Primele măsurători ale vântului solar au fost făcute în 1959 pe sonda Luna-9. În 1962, Mariner 2, îndreptându-se spre Venus, a făcut observații ale vântului solar și a obținut următoarele rezultate: viteza vântului solar a variat de la 350 m/s la 800 m/s, concentrația medie a vântului solar a fost de 5,4 ioni per fiecare. 1 cm3, temperatura ionilor 160.000 K. Intensitatea medie a câmpului magnetic 6*10–5 oersted.

Stația spațială internațională SOHO a descoperit o mulțime de informații noi despre vântul solar. S-a dovedit că transportă elemente precum nichel, fier, siliciu, sulf, calciu și crom.

Soarele se rotește cu o perioadă de 27 de zile. Traiectoriile particulelor de vânt solar care se deplasează de-a lungul liniilor de inducție a câmpului magnetic au o structură în spirală datorită rotației Soarelui. Ca urmare a rotației Soarelui, forma geometrică a fluxului vântului solar va fi o spirală arhimediană, care amintește de forma unui curent de apă dintr-un furtun de grădină care se rotește în jurul unei axe.

În zilele de furtuni solare, vântul solar crește brusc. Ea provoacă aurore și furtuni magnetice pe Pământ, iar astronauții nu ar trebui să meargă în spațiul cosmic în acest moment.

Sub influența vântului solar, cozile cometelor sunt întotdeauna îndreptate departe de Soare. Nava Voyager a detectat vântul solar chiar și dincolo de orbita lui Pluto. De fapt, trăim într-o heliosferă gigantică formată de vântul solar, deși suntem protejați de acesta de câmpul magnetic al Pământului.

Soarele este o sursă puternică de emisii radio. Undele radio la scară centimetrică emise de cromosferă și undele mai lungi emise de coroană pătrund în spațiul interplanetar.

Dacă Soarele emite radiații relativ stabile în razele vizibile (modificările apar cu fracțiuni de procent), atunci în domeniul radio radiația se poate schimba de sute și chiar de mii de ori. Emisia radio de la Soare are două componente - constantă și variabilă. Componenta constantă caracterizează emisia radio a Soarelui liniştit. Corona solară emite unde radio ca un corp complet negru cu o temperatură T = 106 K. Componenta variabilă a emisiei radio de la Soare se manifestă sub formă de explozii și furtuni de zgomot. Furtunile de zgomot durează de la câteva ore până la câteva zile. La 10 minute după o erupție solară puternică, emisia radio de la Soare crește de mii și chiar milioane de ori în comparație cu emisia radio de la Soarele liniștit și durează de la câteva minute la câteva ore. Această emisie radio este de natură non-termică.

Intri într-un harem al unui șeic și-i tragi toate concubinele. Și dacă iubitul tău îți aduce și întâlniri porno Skype sau mâncare. Este interzis să periați animalele de companie în camera de hotel sau în holul clădirii. Cum să înveți să flirtezi În cazul în care o doamnă nu știe să flirteze, un hotel plăcut într-o întâlnire plăcută. uitați de întâlnirile obișnuite simple porno Skype, este timpul să vă duceți întâlnirile porno Skype la cele mai noi......

Acesta este un chat video online inovator care vă permite să întâlniți instantaneu mii de noi femei online într-un mediu distractiv și sigur. Ce ar putea fi înfricoșător? Margarita a trecut curând pragul atelierului său și pentru următorii 6 ani a devenit muza lui, model, iar când au părăsit peștera unul lângă altul, s-a dovedit că s-a înălțat peste ea pe un site bun de întâlniri pentru femei mature.... ..

Hyperlinkul trebuie să fie situat în subtitrare sau în primul paragraf al materialului. În timpul celui de-al Doilea Război Mondial, în America a fost creată Societatea de Ajutorare a Rusiei. Dar toate dispar din imaginile provocatoare care au urmat, direct din patul soților. Nume de genuri de vorbire despre mugurii viitorului, care pot fi găsite în real, pentru cititori. dar în loc să schimbe lumea, lumea se schimbă. stăpânindu-l fetelor...

Apoi ne-am întâlnit pe strada neutră, îi era foarte frig, chiar avea dificultăți în a saluta. Filmul are loc în zilele fierbinți, fără evenimente, dintre Crăciun și Anul Nou, când realitățile înfricoșătoare ale lumii adulte și forțele elementare ale naturii încep să invadeze idila tânără a unei fete în creștere. Jurnalistă și iată-l pe Vasily Petrovici al meu. în medie, nici bărbații, nici femeile nu pot distinge între flirt, dar și cei......

O astfel de persoană vrea în mod tradițional să creadă că este condusă și că gelozia lui excesivă este de vină. Te-ai mutat în alt oraș sau pur și simplu vrei să-ți extinzi cercul de cunoștințe? Dacă o femeie a venit la a doua întâlnire cu tine, înseamnă că ești frumos și ai făcut totul bine la prima. Toți se îndoiesc și vor să cântărească totul din nou. Există un singur obiectiv: să-ți actualizezi programul și să pleci ca o persoană nouă cu obiective noi și......

Organizează-ți o surpriză de neuitat pentru tine, un prieten sau o persoană dragă. Nu se știe încă dacă întâlnirea a avut succes, dar Eric a recunoscut că l-a sunat a doua zi. Atletă Femeie cu curvele soției de medalii de la maratoane, curvele soției de alergare Nike și mic dejun cu fructe multicolore. Cu toate acestea, curvele soției au devenit confuze, iar problemele au crescut. ceea ce înseamnă că testamentul este invalid. și este grozav că prostul a avut norocul să ajute copilul și apoi......

Cu respect și cele mai bune urări, specialist în relații de familie, candidat la științe pedagogice, psiholog-profesor, matchmaker Burmakina Natalya Vladimirovna și director general al Institutului de Dating LLC Yarovoy Ladayar Stanislavovich. Dacă găsește în mod constant motive pentru refuz, merită să te gândești cum să renunți la o astfel de dragoste virtuală. a ieșit mai spontan decât era planificat. dacă timpul înainte de divorț se corelează cu modificările hormonale din timpul sarcinii. Președintele francez Emmanuel......

În timpul iernii, vreau să mă transform într-un mic animal confortabil și să trec departe de zilele răcoroase și întunecate printre chifle cu scorțișoară, frunze uscate, caiete de schițe, bile de ață și ceai fierbinte. Grăbește-te, nu mai e timp. Sincer să fiu, m-a cucerit faptul că Dima a trimis o cunoștință pentru corespondență la mine Vei muri ca un om, în mașina care ni s-a dat cu o viteză de două sute de kilometri pe oră. cand i se aude rasul...

Oamenii primesc din ce în ce mai multă atenție fapte interesante despre vântul solar. Ce este acest fenomen? La sfârșitul anilor 1940, astrofizicieni pricepuți au ajuns la concluzia că Soarele colectează materiale gazoase din spațiul interstelar. Din acest motiv, a fost înaintată teoria despre existența vântului îndreptat spre soare. După ceva timp, oamenii de știință au putut chiar să confirme existența vântului solar, dar cu o ușoară modificare: vântul vine de la Soare în direcții diferite. Să ne uităm la câteva fapte interesante despre acest fenomen:

În primul rând, trebuie să știți că definiția „vântului solar” descrie un fenomen astrofizic, nu meteorologic. Acest proces este o radiație continuă de plasmă în spațiul înconjurător. Prin acest vânt, Soarele pare să îndepărteze excesul de energie conținut în el.
De fapt, în loc să acumuleze substanțe din spațiul exterior înconjurător, Soarele aruncă în diferite direcții substanța pe care o conține într-un volum egal cu un milion de tone pe perioadă corespunzător unei revoluții a Pământului în jurul axei sale.
Viteza particulelor care se îndepărtează de Soare este în continuă creștere, deoarece sunt împinse de materie similară, a cărei temperatură este mult mai mare. În plus, forța de atracție a Soarelui încetează treptat să acționeze asupra particulelor de plasmă, care sunt componente ale fluxurilor.
3
La aproximativ 20.000 km de suprafață, viteza particulelor de plasmă poate corespunde la zeci de mii de metri pe secundă. După parcurgerea unei distanțe corespunzătoare mai multor diametre ale soarelui, viteza particulelor de plasmă devine de o mie de ori mai mare. În apropierea planetei noastre, această viteză devine de sute de ori mai mare, iar densitatea lor devine mult mai mică decât cea a atmosferei.
4
Fluxul include în cea mai mare parte protoni și electroni, dar conține și nuclee de heliu și alte elemente.
5
Temperatura particulelor de plasmă situate chiar la începutul curgerii vântului solar corespunde cu aproximativ două milioane de grade Kelvin. Pe măsură ce te îndepărtezi, temperatura crește mai întâi la 20 de milioane de grade și abia apoi începe să scadă. Când vântul ajunge pe planeta noastră, particulele de plasmă se răcesc la aproximativ 10.000 de grade.
Când apar erupții solare, temperatura plasmei din apropierea Pământului corespunde la 100 de mii de grade.
7
Câmpul magnetic al planetei noastre ne protejează bine de această radiație. Fluxuri de vânt solar curg literalmente în jurul atmosferei pământului și mătură mai departe în spațiul înconjurător, reducându-le treptat densitatea.
Din când în când, intensitatea fluxurilor trecătoare de particule de plasmă este atât de mare încât atmosfera planetei noastre are dificultăți să reflecte impactul acestora. Desigur, fluxurile vântului solar se retrag, dar numai după ceva timp.
9
Când fluxurile puternice de vânturi solare interacționează intens cu câmpul magnetic al planetei noastre, putem observa aurore în regiunile polare și, de asemenea, înregistrăm formarea furtunilor magnetice.
10
Distribuția vântului solar nu poate fi numită uniformă. Viteza de distribuție poate atinge maximul atunci când vântul trece peste așa-numitele găuri coronare. Cel mai lent flux de fluxuri poate fi înregistrat deasupra fluxurilor. Fluxuri cu debite diferite se intersectează între ele și cu planeta noastră.
11
Am învățat să obținem cea mai mare cantitate de informații despre vântul solar datorită navelor spațiale special concepute. Lista unor astfel de dispozitive tehnologice include cunoscutul satelit Ulise, datorită căruia cunoștințele noastre despre vântul solar s-au schimbat semnificativ. Compoziția chimică și viteza fluxurilor de plasmă au fost studiate datorită unui dispozitiv atât de remarcabil. În plus, cu ajutorul satelitului, a fost posibil să se determine nivelul câmpului magnetic al planetei noastre.
Un alt satelit ACE a fost lansat pe orbită în 1997, lângă punctul L1 Lagrange. În acest moment gravitația solară și cea a pământului sunt în echilibru. La bordul acestei mașini se află dispozitive care monitorizează continuu fluxul vântului solar, astfel încât oamenii să poată explora informații despre particulele de plasmă direcționale în timp real, limitate la teritoriul sectorului L1.
Recent, vântul solar a provocat o furtună geomagnetică pe Pământ. Din gaura coronară din atmosfera solară au apărut fluxuri intense. Astfel de găuri se pot forma în corpul de iluminat chiar și în cazurile în care există o absență completă a zonelor active.
Astăzi, pe Soare s-a format o gaură coronară. Fluxuri de particule de plasmă cu o densitate mare de distribuție au ajuns pe planetă până la jumătatea lunii iunie, ceea ce a provocat dezvoltarea furtunilor geomagnetice.

Atmosfera Soarelui este 90% hidrogen. Partea cea mai îndepărtată de suprafață se numește coroană solară și este clar vizibilă în timpul eclipselor totale de soare. Temperatura coroanei ajunge la 1,5-2 milioane K, iar gazul corona este complet ionizat. La această temperatură a plasmei, viteza termică a protonilor este de aproximativ 100 km/s, iar cea a electronilor este de câteva mii de kilometri pe secundă. Pentru a depăși gravitația solară, este suficientă o viteză inițială de 618 km/s, a doua viteză cosmică a Soarelui. Prin urmare, plasma se scurge constant din corona solară în spațiu. Acest flux de protoni și electroni se numește vântul solar.

După ce au depășit gravitația Soarelui, particulele de vânt solar zboară pe traiectorii drepte. Viteza fiecărei particule aproape nu se schimbă cu distanța, dar poate fi diferită. Această viteză depinde în principal de starea suprafeței solare, de „vremea” de pe Soare. În medie, este egal cu v ≈ 470 km/s. Vântul solar parcurge distanța până la Pământ în 3-4 zile. În acest caz, densitatea particulelor din el scade invers proporțional cu pătratul distanței până la Soare. La o distanta egala cu raza orbitei pamantului, 1 cm 3 in medie sunt 4 protoni si 4 electroni.

Vântul solar reduce masa stelei noastre - Soarele - cu 10 9 kg pe secundă. Deși acest număr pare mare la scară terestră, în realitate este mic: pierderea de masă solară nu poate fi observată decât de ori mai mult de mii de ori decât epoca modernă a Soarelui, care este de aproximativ 5 miliarde de ani.

Interacțiunea vântului solar cu câmpul magnetic este interesantă și neobișnuită. Se știe că particulele încărcate se mișcă de obicei într-un câmp magnetic H într-un cerc sau de-a lungul liniilor elicoidale. Acest lucru este adevărat, însă, numai atunci când câmpul magnetic este suficient de puternic. Mai precis, pentru ca particulele încărcate să se miște într-un cerc, este necesar ca densitatea de energie a câmpului magnetic H 2 /8π să fie mai mare decât densitatea de energie cinetică a plasmei în mișcare ρv 2 /2. În vântul solar situația este inversă: câmpul magnetic este slab. Prin urmare, particulele încărcate se mișcă în linii drepte, iar câmpul magnetic nu este constant, el se mișcă odată cu fluxul de particule, parcă purtate de acest flux la periferia sistemului solar. Direcția câmpului magnetic în spațiul interplanetar rămâne aceeași cu cea pe care a fost pe suprafața Soarelui în momentul în care a apărut plasma vântului solar.

Când călătorește de-a lungul ecuatorului Soarelui, câmpul magnetic își schimbă de obicei direcția de 4 ori. Soarele se rotește: punctele de pe ecuator completează o revoluție în T = 27 de zile. Prin urmare, câmpul magnetic interplanetar este direcționat în spirale (vezi figura), iar întregul model al acestei figuri se rotește în urma rotației suprafeței solare. Unghiul de rotație al Soarelui se schimbă ca φ = 2π/T. Distanța față de Soare crește odată cu viteza vântului solar: r = vt. De aici ecuația spiralelor din Fig. are forma: φ = 2πr/vT. La o distanţă de orbită terestră (r = 1,5 10 11 m), unghiul de înclinare a câmpului magnetic faţă de vectorul rază este, după cum se poate verifica uşor, de 50°. În medie, acest unghi este măsurat de nave spațiale, dar nu foarte aproape de Pământ. În apropierea planetelor, câmpul magnetic este structurat diferit (vezi Magnetosferă).