Міжпланетне середовище
МІЖПЛАНЕ́ТНЕ СЕРЕДО́ВИЩЕ — простір у Сонячній системі між планетами, заповнений розрідженою газовою матерією, дрібними твердими частинками, різного походження полями та випромінюванням. Лише кілька атомів речовини міститься в 1 см3 такого простору. Тому М. с. — це найдосконаліший вакуум. М. с. є місцем формування не менше 2-х дископодіб. областей косміч. пилу. Зодіакал. пилова хмара міститься у внутр. частині Сонячної системи і є причиною виникнення зодіакального світла. Імовірно, вона виникла в результаті зіткнень в межах гол. поясу астероїдів. Друга область тягнеться приблизно від 10 до 40 астроном. одиниць і, ймовірно, виникла в результаті подіб. зіткнень між об’єктами поясу Койпера. На відстані 30–100 астроном. одиниць від Сонця (ця величина залежить від циклу соняч. активності) М. с. поступово переходить у міжзоряне середовище. У поняття «М. с.» не включають зовн. атмосфери планет (водневі протяжні корони), атмосфери комет, найближчі до Сонця частини сонячної корони, космічні промені, зокрема й сонячного походження.
М. с. розділяють на газоподібну (нейтрал., іонізов.) і тверду (пилову) компоненти. Міжпланет. газ досконало вивчено між Сонцем і орбітою Землі. За орбітою Землі його фіз. властивості обумовлені процесами, що відбуваються в атмосферах планет-гігантів. Пилова компонента М. с. є продуктом еволюції астероїдів, комет, супутників планет, метеор. тіл, малих планет і протосоняч. речовини. Вона виявляє себе зодіакал. світлом; утворює метеорні потоки — рої мікрометеор. тіл, що рухаються навколо Сонця еліптич. орбітами. М. с. має складну структуру, пов’язану з дією силових полів. Так, магнітне та гравітац. поля планет надають М. с. в радіусі кількох десятків тисяч км склад. властивостей. Тут містяться радіац. пояси, розріджена воднева оболонка (корона), пояс мікрометеоритів тощо. У навколосоняч. простір під час хромосфер. спалахів викидаються потоки іонізов. газу (плазми), рентґенів., ультрафіолет. і гамма-випромінювання, соняч. компоненти косміч. променів, радіохвиль різних довжин. Наявність у М. с. квантів електромагніт. випромінювання зумовлена переважно випромінюванням Сонця; тому густина електромагніт. випромінювання М. с. зменшується пропорційно квадратові віддалі від Сонця. Спостерігається збільшення густини випромінювання в околі планет і їхніх супутників, що зумовлюється ще й відбитим ними світлом. Поляризація випромінювання зодіакал. світла свідчить про наявність у М. с. вільних електронів. М. с. заповнене також соняч. і галактич. косміч. променями з енергіями відповідно ~108÷1010 та 108÷1019 еВ. У деяких інтервалах енергій інтенсивність косміч. променів нестабільна. Сонячні космічні промені народжуються при соняч. спалахах.
Окрім того, від Сонця йде постій. потік косміч. променів з енергією ~106 еВ. Газова компонента М. с. складається з речовини соняч. корони, що розширюється, несе «вморожене», тобто захоплене речовиною, магнітне поле. Розвиток матем. теорії соняч. корони зумовив введення 1958 широко нині використовуваного терміна — «сонячний вітер», що позначає постійний, хоча і дуже змін. потік соняч. коронал. плазми, що прискорюється побл. Сонця, і стаціонар. потік газу у всій Соняч. системі. Наприкінці 1950-х рр. з виведенням у космос перших косміч. апаратів розпочато системат. експеримент. дослідж. М. с. за допомогою апаратури, що встановлюється на штуч. супутниках Землі та косміч. зондах (міжпланет. станціях). Дослідж. проводять в основному за допомогою плазм. зондів, магніт. і електростат. аналізаторів і магнітометрів високої чутливості. Це дозволило вивчати енергет., масовий і заряд. спектри часток соняч. вітру, мікро- і макроструктуру та топографію міжпланет. магніт. поля, а також прослідкувати зміни цих фіз. величин з часом і залежно від активності Сонця. Розподіл швидкостей і щільності соняч. вітру також активно досліджують методами радіолокації соняч. корони за допомогою великих назем. радіолокаторів.
Зазвичай у спокійний час побл. Землі потік протонів соняч. вітру рівний 3∙107–3∙108 часток/см2∙сек. в межах ±5° від напряму на Сонце при серед. швидк. потоку 350–450 км/сек. і енергії 1 КеВ. У періоди підвищеної соняч. активності потік часток зростає на 2–3 порядки, а швидк. — до 1000 км/сек. і вище. Соняч. вітер переносить «вморожене» магнітне поле, напруженість якого складає 3–5 гамм (1 гамма = 10-5 ерстед). При прольотах косміч. апаратів було встановлено сектор. характер розташування структури магніт. поля в Соняч. системі. Це пов’язали зі зміною полярності поля у великих масштабах, причому число секторів змінюється від 3 до 6. Окрім іонізов. компоненти, М. с. включає ще й атоми нейтрал. водню, що спостерігаються з косміч. апарату за резонанс. розсіянням соняч. випромінювання в лінії Lα з довж. хвилі 121,6 нм. При цих же спостереженнях виявлено рух всієї Соняч. системи з швидк. бл. 20 км/сек. за відношенням до міжзоряного нейтрал. водню. Взаємодія з ним соняч. вітру призводить до утворення своєрід. удар. хвилі на відстані орбіти Юпітера в напрямі, розташованому за 40° від апекса руху Сонця відносно центроїда найближчих зірок. На фронті цієї хвилі направлена швидкість протонів соняч. вітру перетворюється в хаотичну тепл. швидкість, що відповідає т-рі 3–30 млн К. Нейтрал. атоми водню, у свою чергу, утворюють дві компоненти: гарячу та холодну.
Гаряча компонента виникає на фронті удар. хвилі в результаті перезарядки протонів соняч. вітру та нейтрал. атомів міжзоряного середовища. При швидк. 100–200 км/сек. такі атоми пронизують всю Сонячну систему за час ≈0,1 року, не встигаючи іонізуватися соняч. ультрафіолет. випромінюванням і залишаючись нейтральними. Щільність цієї компоненти слабо залежить від відстані до Сонця. Холодна компонента утворюється під впливом сил тяжіння Сонця на атоми міжзоряного середовища. Щільність цих атомів різко падає при наближенні до Сонця. На відстані Землі щільність нейтрал. атомів складає 10-2–10-3 атомів у см3. Пилова компонента М. с. досліджується як астроном. способами (оптичні спостереження т. зв. F-компоненти Соняч. корони, оптичні та радіолокац. спостереження метеорів тощо), так і за допомогою різних датчиків, встановлених на штуч. супутниках Землі та косміч. зондах. Ця компонента є результатом дроблення астероїдів і комет. ядер; можливо, вона збереглася з часу утворення Соняч. системи з газопилової хмари. Завдання щодо дослідж. пилової компоненти М. с. зводяться до отримання їх розподілів за розміром і масою та розподілу швидкостей пилових часток залежно від відстані до Сонця і до площини екліптики.
Рекомендована література
- Ксанфомалити Л. В. Парад планет. Москва, 1997;
- W. H. Huntress, V. I. Moroz, I. L. Shevalev. Lunar and planetary robotic and exploration missions in the 20th century // Space Sci. Rev. 2002. Vol. 107, № 3;
- Відьмаченко А. П., Мороженко О. В. Дослідження поверхні супутників і кілець планет-гігантів. К., 2012;
- Вони ж. Фізичні характеристики поверхонь планети земного типу, карликових і малих планет та їх супутників за даними дистанційних досліджень. К., 2014.
Завантажити статтю
