Войти
Улисс 'наблюдения скорости солнечного ветра в зависимости от гелиошироты во время солнечный минимум. Медленный ветер (≈400 км / с) приурочен к экваториальным областям, а быстрый (≈750 км / с) - над полюсами. Красным / синим цветами показаны внутренние / внешние полярности гелиосферного магнитного поля.
Иллюстрация структуры Солнца Солнечный ветер представляет собой поток заряженные частицы, выпущенные из верхней атмосферы Солнца, называемые короной. Эта плазма в основном состоит из электронов, протонов и альфа-частиц с кинетической энергией от 0,5 до 10 <43.>кэВ. В состав плазмы солнечного ветра также входит смесь материалов, присутствующих в солнечной плазме: следовые количества тяжелых ионов и атомных ядер C, N, O, Ne, Mg, Si, S и Fe. Есть также более редкие следы некоторых других ядер и изотопов, таких как P, Ti, Cr, Ni, Fe 54 и 56 и Ni 58,60,62. В плазме солнечного ветра заложено межпланетное магнитное поле. Солнечный ветер изменяется по плотности, температуре и скорости во времени и по солнечной широте и долготе. Его частицы могут покинуть гравитацию Солнца из-за их высокой энергии, вызванной высокой температурой короны, которая, в свою очередь, является результатом коронального магнитного поля.
На расстоянии более нескольких радиусов от Солнца солнечный ветер достигает скорости 250–750 km /s и является сверхзвуковым, что означает, что он движется быстрее, чем скорость быстрая магнитозвуковая волна. Поток солнечного ветра больше не является сверхзвуковым на конечной скачке уплотнения . Другие связанные явления включают полярное сияние (северное и южное сияние ), плазменные хвосты комет, которые всегда направлена от Солнца, и геомагнитные бури, которые могут изменить направление силовых линий магнитного поля.
Существование частиц, исходящих от Солнца к Земле был впервые предложен британским астрономом Ричардом К. Кэррингтоном. В 1859 году Кэррингтон и Ричард Ходжсон независимо друг от друга провели первые наблюдения того, что позже будет названо солнечной вспышкой. Это внезапное локализованное увеличение яркости на солнечном диске, которое, как теперь известно, часто происходит в сочетании с эпизодическим выбросом материала и магнитного потока из атмосферы Солнца, известным как выброс корональной массы. На следующий день наблюдалась мощная геомагнитная буря, и Кэррингтон подозревал, что это может быть связь; геомагнитная буря теперь связывается с прибытием коронального выброса массы в околоземное пространство и его последующим взаимодействием с магнитосферой Земли. Ирландский академик Джордж Фицджеральд позже предположил, что материя регулярно ускоряется от Солнца, достигая Земли через несколько дней.
Лабораторное моделирование влияния магнитосферы на солнечный ветер; эти полярные сияния Биркеландские токи были созданы в terrella, намагниченном анодном шаре в вакуумированной камере. В 1910 году британский астрофизик Артур Эддингтон по существу предположил существование солнечного ветра, не называя его, в сноске к статье о комете Морхауса. Предложение Эддингтона так и не было полностью воспринято, хотя он также сделал подобное предложение на Королевском институте в прошлом году, в котором он постулировал, что выброшенный материал состоит из электронов, тогда как в своем исследовании кометы Морхауз, он предположил, что это ионы.
Идея о том, что выброшенный материал состоит как из ионов, так и из электронов, впервые была высказана норвежским ученым Кристианом Биркеландом. Его геомагнитные исследования показали, что авроральная активность практически непрерывна. Поскольку эти проявления и другая геомагнитная активность создавались частицами Солнца, он пришел к выводу, что Землю постоянно бомбардируют «лучи электрических корпускул, испускаемых Солнцем». В 1916 году он предположил, что «с физической точки зрения наиболее вероятно, что солнечные лучи не являются исключительно отрицательными или положительными лучами, но относятся к обоим видам»; Другими словами, солнечный ветер состоит как из отрицательных электронов, так и из положительных ионов. Три года спустя, в 1919 году, британский физик Фредерик Линдеманн также предположил, что Солнце испускает частицы обеих полярностей: протоны и электроны.
Примерно в 1930-х годах ученые пришли к выводу, что температура солнечной короны должна быть миллион градусов Цельсия из-за того, как она распространяется в космос (как видно во время полного солнечного затмения ). Более поздние спектроскопические работы подтвердили, что такая необычная температура имеет место. В середине 1950-х годов британский математик Сидней Чепмен рассчитал свойства газа при такой температуре и определил, что корона, являясь таким превосходным проводником тепла, должна распространяться далеко в космос, за пределы орбиты. Земли. Также в 1950-х годах немецкий астроном Людвиг Бирманн заинтересовался тем фактом, что хвост кометы всегда направлен от Солнца, независимо от направления, в котором движется комета. Бирманн предположил, что это происходит потому, что Солнце испускает постоянный поток частиц, который отталкивает хвост кометы. Немецкий астроном Пауль Анерт считается (Вильфридом Шредером) первым, кто связал солнечный ветер с направлением хвоста кометы на основе наблюдений кометы Уиппл-Федке (1942g).
Американский астрофизик Юджин Паркер понял, что тепло, исходящее от Солнца в модели Чепмена, и хвост кометы, уносящийся от Солнца в гипотезе Бирмана, должны быть результатом того же явления, которое он назвал «солнечным ветер". В 1957 году Паркер показал, что, хотя корона Солнца сильно притягивается солнечной гравитацией, она настолько хорошо проводит тепло, что на больших расстояниях от Солнца остается очень горячей. Поскольку солнечная гравитация ослабевает с увеличением расстояния от Солнца, внешняя короновая атмосфера способна покинуть сверхзвуком в межзвездное пространство. Паркер был также первым, кто заметил, что ослабляющее влияние гравитации Солнца оказывает такое же влияние на гидродинамический поток, что и сопло де Лаваля, вызывая переход от дозвукового к сверхзвуковому потоку. Гипотеза Паркера о солнечном ветре вызвала сильное сопротивление; статья, которую он представил в The Astrophysical Journal в 1958 году, была отклонена двумя рецензентами до того, как была принята редактором Субраманян Чандрасекар.
В январе 1959 года Советский космический корабль Луна-1 впервые непосредственно наблюдал солнечный ветер и измерил его силу с помощью полусферических ионных ловушек. Открытие, сделанное Константином Грингаузом, было подтверждено данными Луна 2, Луна 3 и более далекие измерения Венеры 1. Три года спустя подобное измерение было выполнено американским геофизиком Марсией Нойгебауэр и сотрудниками с использованием космического корабля Mariner 2.
Первое численное моделирование солнечного ветра в солнечная корона, включая замкнутые и открытые силовые линии, была проведена Пнеуманом и Коппом в 1971 году. Уравнения магнитогидродинамики в установившемся состоянии решались итеративно, начиная с начального диполярная конфигурация.
В 1990 году зонд Ulysses был запущен для изучения солнечного ветра с высоких солнечных широт. Все предыдущие наблюдения проводились на плоскости эклиптики Солнечной системы или рядом с ней.
В конце 1990-х ультрафиолетовый корональный спектрометр (UVCS) на борту SOHO космический аппарат наблюдал за областью ускорения быстрого солнечного ветра, исходящего от полюсов Солнца, и обнаружил, что ветер ускоряется намного быстрее, чем может быть объяснено только термодинамическим расширением. Модель Паркера предсказывала, что ветер должен перейти к сверхзвуковому потоку на высоте около четырех радиусов Солнца (примерно 3 000 000 км) от фотосферы (поверхность); но переход (или «звуковая точка») теперь кажется намного ниже, возможно, всего на один солнечный радиус (приблизительно 700 000 км) над фотосферой, предполагая, что некий дополнительный механизм ускоряет солнечный ветер от Солнца. Ускорение быстрого ветра до сих пор не изучено и не может быть полностью объяснено теорией Паркера. Однако гравитационное и электромагнитное объяснение этого ускорения подробно описано в более ранней статье 1970 лауреата Нобелевской премии по физике, Ханнеса Альфвена.
Миссия STEREO была запущена в 2006 году. для изучения корональных выбросов массы и солнечной короны, используя стереоскопию из двух широко разнесенных систем визуализации. На каждом космическом корабле STEREO было два формирователя изображения гелиосферы: высокочувствительные широкопольные камеры, способные отображать сам солнечный ветер посредством томсоновского рассеяния солнечного света на свободных электронах. В фильмах STEREO солнечный ветер вблизи эклиптики был показан в виде крупномасштабного турбулентного потока.
График, показывающий резкое снижение скорости обнаружения частиц солнечного ветра космическим аппаратом "Вояджер-1" . Зонд "Вояджер-1 " достиг конца «пузыря» солнечного ветра в 2012 г., когда обнаружение солнечного ветра резко снизилось. Аналогичное наблюдение было сделано шесть лет спустя на Voyager 2.
. В 2018 году НАСА запустило Parker Solar Probe, названный в честь американского астрофизика Юджина Паркера, с миссией по изучению структуры и динамика солнечной короны, в попытке понять механизмы, которые заставляют частицы нагреваться и ускоряться как солнечный ветер. В течение своей семилетней миссии зонд совершит двадцать четыре орбиты вокруг Солнца, пройдя дальше в корону с перигелием каждой орбиты, в конечном итоге пройдя в пределах 0,04 астрономических единиц от Солнца. поверхность. Это первый космический корабль НАСА, названный в честь живого человека, и Паркер в возрасте 91 года присутствовал при запуске, чтобы наблюдать за запуском.
В то время как ранние модели солнечного ветра основывались в основном на тепловая энергия для ускорения материала, к 1960-м годам стало ясно, что только тепловое ускорение не может объяснить высокую скорость солнечного ветра. Требуется дополнительный неизвестный механизм ускорения, который, вероятно, связан с магнитными полями в солнечной атмосфере.
Солнце корона, или расширенный внешний слой, представляет собой область плазмы, которая нагревается до температуры более мегакельвина. В результате тепловых столкновений частицы во внутренней короне имеют диапазон и распределение скоростей, описываемых распределением Максвелла. Средняя скорость этих частиц составляет около 145 км / с, что значительно ниже солнечной космической скорости, равной 618 км / с. Однако некоторые из частиц достигают энергии, достаточной для достижения конечной скорости 400 км / с, что позволяет им питать солнечный ветер. При той же температуре электроны из-за их гораздо меньшей массы достигают скорости убегания и создают электрическое поле, которое еще больше ускоряет ионы от Солнца.
Общее количество частиц, унесенных от Солнца Солнцем. солнечный ветер составляет около 1,3 × 10 в секунду. Таким образом, общая потеря массы каждый год составляет примерно (2–3) × 10 солнечных масс, или примерно 1,3–1,9 миллиона тонн в секунду. Это эквивалентно потере массы, равной Земле, каждые 150 миллионов лет. Однако только около 0,01% полной массы Солнца было потеряно солнечным ветром. Другие звезды имеют гораздо более сильные звездные ветры, что приводит к значительно более высоким темпам потери массы.
Предполагается, что это показывает солнечный ветер от звезды LL Ориона, генерирующий головную ударную волну (яркая дуга) Солнечный ветер существует в двух основных состояниях, называемых медленным солнечным ветром и быстрым солнечным ветром, хотя их различия простираются далеко за пределы их скоростей. В околоземном космическом пространстве медленный солнечный ветер имеет скорость 300–500 км / с, температуру ~ 100 МК и состав, близкий к короне. Напротив, быстрый солнечный ветер имеет типичную скорость 750 км / с, температуру 800 МК и почти соответствует составу солнечной фотосферы . Медленный солнечный ветер в два раза плотнее и более изменчив по своей природе, чем быстрый солнечный ветер.
Медленный солнечный ветер, по-видимому, исходит из области вокруг экваториального пояса Солнца, известной как «пояс стримеров», где корональные стримеры создаются магнитным потоком, открытым в гелиосферу, покрывающим замкнутые магнитные петли. Точные корональные структуры, участвующие в медленном формировании солнечного ветра, и способ высвобождения этого материала все еще обсуждаются. Наблюдения за Солнцем в период с 1996 по 2001 год показали, что излучение медленного солнечного ветра происходило на широтах до 30–35 ° во время солнечного минимума (период самой низкой солнечной активности), а затем расширялось к полюсам как солнечный цикл приблизился к максимуму. На солнечном максимуме полюса также испускали медленный солнечный ветер.
Быстрый солнечный ветер исходит из корональных дыр, которые представляют собой воронкообразные области открытого поля. линий в магнитном поле Солнца. Такие открытые линии особенно распространены вокруг магнитных полюсов Солнца. Источником плазмы являются небольшие магнитные поля, создаваемые конвекционными ячейками в солнечной атмосфере. Эти поля удерживают плазму и переносят ее в узкие шейки корональных воронок, которые расположены всего в 20 000 км над фотосферой. Плазма выбрасывается в воронку при повторном соединении этих силовых линий магнитного поля.
Ветер оказывает давление на уровне 1 а.е., обычно в диапазоне 1–6 нПа. ((1–6) × 10 Н / м), хотя легко может изменяться за пределами этого диапазона.
давление гидроцилиндра - это функция скорости и плотности ветра. Формула:
где m p - масса протона, давление P выражено в нПа (нанопаскалях), n - плотность в частицах / см, а V - скорость солнечного ветра в км / с.
КВМ извергается от Солнца Земли И быстрый, и медленный солнечный ветер могут прерываться большие, быстро движущиеся всплески плазмы, называемые корональными выбросами массы, или CME. КВМ вызваны высвобождением магнитной энергии на Солнце. В популярных СМИ CME часто называют «солнечными бурями» или «космическими бурями». Иногда, но не всегда, они связаны с солнечными вспышками, которые являются еще одним проявлением выделения магнитной энергии на Солнце. КВМ вызывают ударные волны в тонкой плазме гелиосферы, запускающие электромагнитные волны и ускоряющие частицы (в основном протоны и электроны ), образуя ливни ионизирующего излучения. излучение, предшествующее CME.
Когда КВМ воздействует на магнитосферу Земли, он временно деформирует магнитное поле Земли, изменяя направление стрелок компаса и вызывая большие электрические токи заземления в самой Земле; это называется геомагнитной бурей и является глобальным явлением. Удары КВМ могут вызывать магнитное пересоединение в хвосте магнитосферы Земли (полуночная сторона магнитосферы); это запускает протоны и электроны вниз к атмосфере Земли, где они формируют полярное сияние..
CME - не единственная причина космической погоды. Известно, что разные пятна на Солнце вызывают несколько разную скорость и плотность ветра в зависимости от местных условий. По отдельности каждый из этих различных ветровых потоков будет образовывать спираль с немного другим углом, при этом быстро движущиеся потоки выходят более прямо, а медленные потоки больше охватывают Солнце. Быстро движущиеся потоки имеют тенденцию догонять более медленные потоки, которые исходят на запад из них на Солнце, образуя турбулентные области взаимодействия, вращающиеся в одном направлении, которые вызывают волновые движения и ускоренные частицы и которые влияют на магнитосферу Земли так же, как, но мягче, чем CME.
гелиосферный токовый слой возникает из-за влияния вращающегося магнитного поля Солнца на плазму в солнечном ветре За время жизни Солнца взаимодействие его поверхностные слои с убегающим солнечным ветром значительно снизили скорость вращения его поверхности. Ветер считается ответственным за хвосты комет, наряду с излучением Солнца. Солнечный ветер способствует колебаниям небесных радиоволн, наблюдаемых на Земле, благодаря эффекту, называемому межпланетное мерцание.
Там, где солнечный ветер пересекается с планетой с хорошо развитым магнитным полем (например, Земля, Юпитер или Сатурн), частицы отклоняются Сила Лоренца. Эта область, известная как магнитосфера, заставляет частицы перемещаться по планете, а не бомбардировать атмосферу или поверхность. Магнитосфера имеет примерно форму полусферы на стороне, обращенной к Солнцу, а затем вытягивается длинным следом на противоположной стороне. Граница этой области называется магнитопаузой, и некоторые из частиц способны проникать в магнитосферу через эту область за счет частичного пересоединения силовых линий магнитного поля.
Полуденный меридиональный разрез магнитосферы Солнечный ветер отвечает за общую форму магнитосферы Земли. Колебания его скорости, плотности, направления и увлеченного магнитного поля сильно влияют на локальную космическую среду Земли. Например, уровни ионизирующего излучения и радиопомех могут варьироваться от сотен до тысяч раз; а форма и расположение магнитопаузы и головной ударной волны перед ней могут изменяться на несколько радиусов Земли, подвергая геосинхронные спутники прямому солнечному ветру. Эти явления собирательно называются космической погодой.
. В результате миссии Cluster Европейского космического агентства было проведено новое исследование, в котором предполагается, что солнечная погода легче ветер проникнет в магнитосферу, чем считалось ранее. Группа ученых непосредственно наблюдала существование в солнечном ветре определенных волн, которых не ожидали. Недавнее исследование показывает, что эти волны позволяют набегающим заряженным частицам солнечного ветра преодолевать магнитопаузу. Это говорит о том, что магнитный пузырек является скорее фильтром, чем непрерывным барьером. Это последнее открытие произошло благодаря особому расположению четырех идентичных космических кораблей Cluster, которые в управляемой конфигурации летают в околоземном пространстве. По мере того, как они перемещаются из магнитосферы в межпланетное пространство и обратно, флот обеспечивает исключительное трехмерное понимание явлений, которые связывают Солнце с Землей.
Исследование охарактеризовало вариации в формировании межпланетного магнитного поля (ММП), на которые в значительной степени влияет нестабильность Кельвина – Гельмгольца (которая возникает на границе раздела двух жидкостей) как в результате различий в толщине и многих других характеристик пограничного слоя. Эксперты считают, что это был первый случай, когда появление волн Кельвина – Гельмгольца на магнитопаузе проявилось на высоких широтах при восходящей ориентации ММП. Эти волны наблюдаются в непредвиденных местах в условиях солнечного ветра, которые ранее считались нежелательными для их генерации. Эти открытия показывают, как солнечные частицы могут проникать в магнитосферу Земли при определенных условиях ММП. Полученные данные также имеют отношение к исследованиям магнитосферы вокруг других планетных тел. Это исследование предполагает, что волны Кельвина-Гельмгольца могут быть довольно распространенным и, возможно, постоянным инструментом для проникновения солнечного ветра в земные магнитосферы при различных ориентациях ММП.
Солнечный ветер влияет на другие входящие космические лучи, взаимодействующие с атмосферой планет. Более того, планеты со слабой или несуществующей магнитосферой подвержены атмосферному срыву солнечным ветром.
Венера, ближайшая к Земле и наиболее похожая на нее планета, имеет в 100 раз более плотную атмосферу, с небольшим геомагнитным полем или без него. Космические зонды обнаружили кометоподобный хвост, простирающийся до орбиты Земли.
Сама Земля в значительной степени защищена от солнечного ветра своим магнитным полем, которое отклоняет большую часть заряженных частиц; однако некоторые из заряженных частиц задерживаются в радиационном поясе Ван Аллена. Меньшему количеству частиц солнечного ветра удается перемещаться, как по линии передачи электромагнитной энергии, в верхние слои атмосферы Земли и ионосферу в зонах полярных сияний. Единственный раз, когда солнечный ветер наблюдается на Земле, - это когда он достаточно силен, чтобы вызвать такие явления, как полярное сияние и геомагнитные бури. Яркие полярные сияния сильно нагревают ионосферу, заставляя ее плазму расширяться в магнитосферу, увеличивая размер плазмы геосферу и вводя атмосферное вещество в солнечный ветер. Геомагнитные бури возникают, когда давление плазмы, содержащейся внутри магнитосферы, достаточно велико, чтобы раздуваться и тем самым искажать геомагнитное поле.
Хотя Марс больше Меркурия и в четыре раза дальше от Солнца, считается, что солнечный ветер унес до трети своей первоначальной атмосферы, оставив слой 1 / 100-я по плотности, как у Земли. Считается, что механизмом этого атмосферного разрыва является газ, захваченный пузырьками магнитного поля, которые разрываются солнечными ветрами. В 2015 году миссия NASA Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN ) измерила скорость разрушения атмосферы, вызванного магнитным полем, переносимым солнечным ветром, когда он проходит мимо Марса, который генерирует электрическое поле, подобное турбину на Земле можно использовать для выработки электроэнергии. Это электрическое поле ускоряет электрически заряженные атомы газа, называемые ионами, в верхних слоях атмосферы Марса и выбрасывает их в космос. Миссия MAVEN измерила скорость разрыва атмосферы на уровне около 100 граммов (≈1 / 4 фунта) в секунду.
Аполлон SWC эксперимент 
Аполлон Эксперимент по составу солнечного ветра на поверхности Луны Меркурий, ближайшая к Солнцу планета, принимает на себя всю тяжесть солнечного ветра, и, поскольку его атмосфера рудиментарна и преходяща, ее поверхность омывается в радиации.
Меркурий имеет собственное магнитное поле, поэтому при нормальных условиях солнечного ветра солнечный ветер не может проникнуть в его магнитосферу, а частицы достигают поверхности только в областях куспида. Однако во время корональных выбросов массы магнитопауза может вдавливаться в поверхность планеты, и в этих условиях солнечный ветер может свободно взаимодействовать с поверхностью планеты.
Земля Луна не имеет атмосферы или собственного магнитного поля, и, следовательно, ее поверхность бомбардируется полным солнечным ветром. В ходе миссий проекта Apollo были задействованы пассивные алюминиевые коллекторы в попытке взять образцы солнечного ветра, а возвращенный для исследования лунный грунт подтвердил, что лунный реголит обогащен атомными ядрами, отложенными из солнечного ветра.. Эти элементы могут оказаться полезными ресурсами для лунных колоний.
Инфографика с изображением внешних областей гелиосферы, основанная на результатах космического корабля «Вояджер» Солнечный ветер «надувает пузырь» в межзвездная среда (разреженный газообразный водород и гелий, пронизывающий галактику). Точка, в которой сила солнечного ветра уже недостаточно велика, чтобы оттолкнуть межзвездную среду, известна как гелиопауза и часто считается внешней границей Солнечной системы. Расстояние до гелиопаузы точно не известно и, вероятно, зависит от текущей скорости солнечного ветра и локальной плотности межзвездной среды, но оно находится далеко за пределами орбиты Плутона. Ученые надеются получить представление о гелиопаузе из данных, полученных с помощью миссии Interstellar Boundary Explorer (IBEX), запущенной в октябре 2008 года.
Конец гелиосферы отмечен как один из путей определяющий протяженность Солнечной системы, наряду с поясом Койпера, и, наконец, радиус, в котором гравитационное влияние Солнца соответствует другим звездам. Максимальная степень этого влияния оценивается между 50 000 а.е. и 2 световыми годами по сравнению с границей гелиопаузы (внешний край гелиосферы), которая, как было обнаружено, заканчивается примерно в 120 а.е. космическим кораблем «Вояджер-1».
Космический корабль «Вояджер-2» более пяти раз пересек ударную волну в период с 30 августа по 10 декабря 2007 г. «Вояджер-2» пересек ударную волну на Tm ближе к Солнцу чем расстояние 13,5 Тм, на котором "Вояджер-1 " столкнулся с завершающим ударом. Космический корабль продвинулся наружу через конечную ударную волну в гелиооболочку и далее к межзвездной среде.
Космический портал 
Звездный портал Фокс, Карен К. (2012) «Исследование НАСА с использованием кластеров открывает новые возможности для понимания солнечного ветра» НАСА.
С.Куперман и Н. Мецлер, Роль флуктуаций межпланетного магнитного поля на теплопроводность в солнечном ветре. Дж. Геофиз. Res. 78 (16), 3167–3168, 1973.
С. Куперман и Н. Метцлер. Astrophys. J., 182 (3), 961–975, 1973.
S. Куперман и Н. Метцлер, Решение уравнений 3-жидкостной модели с аномальными коэффициентами переноса для тихого солнечного ветра. Astrophys.J., 196 (1) 205–219, 1975
S. Куперман, Н. Метцлер и М. Спигелгласс, Подтверждение известных численных решений для уравнений спокойного солнечного ветра. Astrophys. J., 198 (3), 755–759, 1975.
С. Куперман и Н. Метцлер, Относительная величина скорости потока альфа-частиц и протонов на 1 а.е. Astrophys. и космические науки. 45 (2) 411–417,1976.
Н. Мецлер. Многожидкостная модель звездных ветров. Труды мемориального симпозиума Л. Д. де Фейтера по изучению межпланетных феноменов. AFGL-TR-77-0309, Командование систем ВВС, ВВС США, 1978 год.
Н. Метцлер и М. Драйер, Самосогласованное решение трехжидкостной модели солнечного ветра. Astrophys. J., 222 (2), 689–695, 1978.
S. Куперман и Н. Метцлер, Комментарии к ускорению солнечного ветра He ++ 3 эффекты резонансных и нерезонансных взаимодействий с поперечными волнами. J. Geophys. Res. 84 (NA5), 2139–2140 (1979)
Н. Мецлер, С. Куперман, М. Драйер и П. Розенау, Двухжидкостная модель с временной зависимостью и теплопроводностью для солнечного ветра. Astrophys. J., 231 (3) 960–976, 1979.
 | На Викискладе есть медиафайлы, связанные с Солнечный ветер. |
 | Викиисточник имеет оригинальный текст, связанный с эта статья: Взаимодействие солнечного ветра с ионосферой планет |
