Часткове затемнення Сонця

Таблиця №4

Дата	Максимальна фаза	Примітки
4 січня 2011 року	0,857	Видно на всій території України

Сонячний Вітер Виникнення ударних хвиль при дії сонячного вітру на міжзоряне середовище.

Сонячний вітер — потік іонізованих частинок (в основному геліо–водневої плазми), який виділяється із сонячної корони зі швидкістю 300–1200 км/с у навколишній простір у всіх напрямках. Рух цих частинок викривлює магнітне поле Сонця, Землі та галактики. Водночас магнітне поле Сонця уповільнює сонячний вітер, зменшуючи його дальність.

Характеристики

Біля Землі швидкість сонячного вітру коливається від 200 до 889 км/с, а середня дорівнює 450 км/с. Він виносить із Сонця матерії в темпі 10⁹ кг/с. Кількісний склад іонів у сонячному вітрі такий самий, як у сонячній короні. Сонячний вітер складається в основному з електронів, протонів та ядер гелію (альфа-частинок); ядра інших елементів і неіонізованих частинок (електронейтральних) містяться в дуже незначній кількості. Хоча сонячний вітер виходить із внутрішнього шару Сонця, він не відображає справжнього складу елементів у цьому шарі, оскільки в результаті процесів диференціації вміст деяких елементів збільшується, а деяких — зменшується (FIP-ефект).

Інтенсивність сонячного вітру залежить від його джерел та змін сонячної активності. В залежності від швидкості потоки сонячного вітру діляться на два класи: повільні (приблизно 300-400 км/с біля орбіти Землі) і швидкі (600–700 км/с біля орбіти Землі). Існують ще спорадичні високошвидкісні (до 1200 км/с) короткочасні потоки.

Таблиця №5

Параметри сонячного вітру
Параметр	Середня величина	Повільний сонячний вітер	Швидкий сонячний вітер
Густина n, см^-3	8,7	11,9	3,9
Швидкість V, км/с	468	327	702
nV , см^-2 · с^-1	3,8·10^8	3,9·10^8	2,7·10^8
t° протонів Tp, К°	7·10^4	3,4·10^4	2,3·10^5
t° електронів Te, К°	1,4·10^5	1,3·10^5	1,0·10^5
Te / Tp	1,9	4,4	0,45

Повільний сонячний вітер

Повільний сонячний вітер породжується «спокійною» частиною сонячної корони при її газодинамічному розширенні: при температурі корони бл. 2×10⁶ К° корона не може знаходитися в умовах гідростатичної рівноваги, і це розширення за даних граничних умов повинно приводити до розгону корональної речовини до надзвукових швидкостей. Нагрівання сонячної корони до таких температур відбувається внаслідок конвективної природи теплопереносу у фотосфері сонця: розвиток конвективної турбулентності в плазмі супроводжується утворенням інтенсивних магнітозвукових хвиль; у свою чергу при поширенні в напрямку зменшення густини сонячної атмосфери звукові хвилі перетворюються в ударні; ударні хвилі ефективно поглинаються речовиною корони і нагрівають її до температури від 1×10⁶ К до 3×10⁶ К.