ηλιακός άνεμος

Ροή φορτισμένων σωματιδίων, κυρίως πρωτονίων και ηλεκτρονίων, που εκτοξεύονται από τον Ήλιο προς όλες τις κατευθύνσεις. Η εξωτερική ατμόσφαιρα του Ήλιου, το ηλιακό στέμμα, έχει θερμοκρασία περίπου 1,5⋅ 10⁶°Κ και είναι φυσικό –σε τόσο υψηλές θερμοκρασίες– τα ιόντα και τα ηλεκτρόνια του στέμματος με τη μεγαλύτερη ενέργεια να μπορούν να υπερνικήσουν τη βαρύτητα του Ήλιου και να απομακρυνθούν μέσα στον διαπλανητικό χώρο. Η μέση ενέργεια των σωματιδίων του η.α. είναι πολύ μικρότερη από την ενέργεια των κοσμικών ακτίνων και η ταχύτητά τους κυμαίνεται από μία μέση τιμή γύρω στα 400 χλμ. /δευτ., ενώ κατά τη διάρκεια των ήρεμων περιόδων της ηλιακής δραστηριότητας περίπου μέχρι τα 1.000 χλμ. /δευτ. (έπειτα από μία ηλιακή έκλαμψη). Μολονότι υπάρχει σημαντικός αριθμός πληροφοριών σχετικά με τον η.ά., από τη μελέτη των μαγνητικών καταιγίδων και των ουρών των κομητών, τα πιο ικανοποιητικά δεδομένα σχετικά με τις ιδιότητές του προέρχονται από μετρήσεις που έγιναν σε διαστημικά οχήματα αρκετά μακριά από τη Γη, ώστε να μην υπάρχει επίδραση της γήινης μαγνητόσφαιρας στις παρατηρήσεις. Ο αριθμός των σωματίων του η.α. είναι υπερβολικά μικρός και, όπως έχουνδείξει οι μετρήσεις στην περιοχή της Γης, υπάρχουν κατά μέσο όρο μόνο δύο ηλεκτρόνια ανά κυβικό εκατοστό, μέγεθος που ισοδυναμεί σε πυκνότητα περίπου 2· 10^-27 γρ. ανά κυβικό εκατοστό. Η πυκνότητα αυτή δεν παραμένει σταθερή σε όλη την έκταση του ηλιακού συστήματος· κοντά στον Ήλιο είναι εκατοντάδες φορές μεγαλύτερη και κάπως μεγαλύτερη από την παραπάνω τιμή έξω από την τροχιά της Γης. Από τη μελέτη των σχετικών κινήσεων των σωματιδίων του η.α. μπορεί να βρεθεί ότι η θερμοκρασία του πλάσματος πρέπει να είναι της τάξης των 200.000°Κ. Παρότι αυτή η θερμοκρασία είναι πολύ μεγάλη, ο η.ά. δεν θερμαίνει τα σώματα του ηλιακού συστήματος που συναντά. Αυτό οφείλεται στο ότι η πυκνότητα του αερίου είναι πολύ μικρή και έτσι, παρότι κάθε σωματίδιο έχει αρκετά μεγάλη ενέργεια, η συνολική ενέργεια όλων των σωματιδίων είναι ασήμαντη εξαιτίας του μικρού αριθμού τους. Αν η πυκνότητα του η.α. αυξανόταν πολύ, τότε η επίδραση στα σώματα του ηλιακού συστήματος θα ήταν σημαντική. Έχει διατυπωθεί η υπόθεση ότι o η.ά. ήταν πολύ πιο πυκνός απ’ ό,τι σήμερα στην πρώτη περίοδο της ιστορίας του ηλιακού συστήματος και οι πιθανές επιδράσεις του υποθετικού αυτού ανέμου έχουν χρησιμοποιηθεί σε μερικές θεωρίες για τη δημιουργία του ηλιακού συστήματος. Για παράδειγμα, οι σχετικά υψηλές πυκνότητες των εσωτερικών πλανητών (ιδιαίτερα του πλανήτη Ερμή) μπορεί να θεωρηθεί ότι οφείλονται στην απομάκρυνση υλικών μικρής πυκνότητας από έντονες ριπές η.α. στην αρχή της δημιουργίας του ηλιακού συστήματος. Η σύγκρουση του ηλιακού πλάσματος που κινείται με υπερηχητικές ταχύτητες με το γεωμαγνητικό πεδίο παράγει ένα στάσιμο κρουστικό κύμα μπροστά από τη γήινη μαγνητόσφαιρα και έτσι περιορίζει την επέκτασή της στο Διάστημα. Εξαιτίας του ρεύματος των σωματιδίων του η.α., το γεωμαγνητικό πεδίο συμπιέζεται από τη μεριά του Ήλιου (η μαγνητόσφαιρα φτάνει σε απόσταση περίπου 10 γήινων ακτίνων), ενώ διαστέλλεται στην αντίθετη προς τον Ήλιο διεύθυνση κατά δεκάδες γήινες ακτίνες (ουρά της μαγνητόσφαιρας). Στην περιοχή ανάμεσα από το μέτωπο του κύματος και τη μαγνητόσφαιρα το ενδοπλανητικό μαγνητικό πεδίο διαταράσσεται, τα σωματίδια κινούνται σε πολύπλοκες τροχιές και πολλά συλλαμβάνονται από τις ζώνες ακτινοβολίας της Γης. Οι μεταβολές της έντασης του η.α. δημιουργούν διαταραχές του γήινου μαγνητικού πεδίου, με αποτέλεσμα να δημιουργούνται μαγνητικές καταιγίδες, πολικό σέλας, θέρμανση της άνω ατμόσφαιρας της Γης και πλήθος από βιοφυσικά και βιοχημικά φαινόμενα. Ο όρος η.α. προτάθηκε από τον Αμερικανό φυσικό Ε. Πάρκερ, ο οποίος θεμελίωσε και την υδροδυναμική θεωρία του η.α.