Солнечный ветер, представляет собой постоянное радиальное истечение плазмы солнечной короны в межпланетное пространство. Образование солнечного ветра связано с потоком энергии, поступающим в корону из более глубоких слоев Солнца. По-видимому, переносят энергию магнитогидродинамические и слабые ударные волны (см. Плазма, Солнце). Для поддержания солнечного ветра существенно, чтобы энергия, переносимая волнами и теплопроводностью, передавалась и верхним слоям короны. Постоянный нагрев короны, имеющей температуру 1,5—2 млн. градусов, не уравновешивается потерей энергии за счёт излучения, так как плотность короны мала. Избыточную энергию уносят частицы солнечного ветра.

По существу солнечный ветер — это непрерывно расширяющаяся солнечная корона. Давление нагретого газа вызывает её стационарное гидродинамическое истечение с постепенно нарастающей скоростью. В основании короны (~ 10 тыс. км от поверхности Солнца) частицы имеют радиальную скорость порядка сотен м/сек на расстоянии несколько радиусов от Солнца она достигает звуковой скорости в плазме 100—150 км/сек, а на расстоянии 1 а. е. (у орбиты Земли) скорость протонов плазмы составляет 300—750 км/сек. Вблизи орбиты Земли температура плазмы солнечного ветра, определяемая по тепловой составляющей скоростей частиц (по разности скоростей частиц и средней скорости потока), в периоды спокойного Солнца составляет ~ 104К, в активные периоды доходит до 4∙105 К. Солнечный ветер содержит те же частицы, что и солнечная корона, то есть главным образом протоны и электроны, присутствуют также ядра гелия (от 2 до 20%). В зависимости от состояния солнечной активности поток протонов вблизи орбиты Земли меняется от 5∙107 до 5∙108 протонов/(см2∙сек), а их пространственная концентрация — от нескольких частиц до нескольких десятков частиц в 1 см3. При помощи межпланетных космических станций установлено, что вплоть до орбиты Юпитера плотность потока частиц солнечного ветра изменяется по закону r–2, где r — расстояние от Солнца. Энергия, которую уносят в межпланетное пространство частицы солнечного ветра в 1 сек, оценивается в 1027—1029 эрг (энергия электромагнитного излучения Солнца ~4∙1033 эрг/сек). Солнце теряет с солнечным ветром в течение года массу, равную ~2∙10–14 массы Солнца. Солнечный ветер уносит с собой петли силовых линий солнечного магнитного поля (так как силовые линии как бы «вморожены» в истекающую плазму солнечной короны; см. Магнитная гидродинамика). Сочетание вращения Солнца с радиальным движением частиц. Солнечный ветер придаёт силовым линиям форму спиралей. На уровне орбиты Земли напряжённость магнитного поля солнечного ветра меняется в пределах от 2,5∙10–6до 4∙10–4 э. Крупномасштабная структура этого поля в плоскости эклиптики имеет вид секторов, в которых поле направлено от Солнца или к нему (рис. 1). В период невысокой активности Солнца (1963—64) наблюдались 4 сектора, сохранявшиеся в течение 1,5 лет. При росте активности структура поля стала более динамичной, увеличилось и число секторов.

Магнитное поле, уносимое солнечным ветром, частично «выметает» галактические космические лучи из околосолнечного пространства, что приводит к изменению их интенсивности на Земле. Изучение вариаций космических лучей позволяет исследовать солнечный ветер на больших расстояниях от Земли и, что особенно важно, вне плоскости эклиптики. О многих свойствах солнечного ветра вдали от Солнца можно будет, по-видимому, узнать также из исследования взаимодействия плазмы солнечного ветра с плазмой комет — своеобразных космических зондов. Размер полости, занятой солнечным ветром, точно не известен (аппаратурой космических станций солнечный ветер прослежен пока до орбиты Юпитера). У границ этой полости динамическое давление солнечного ветра должно уравновешиваться давлением межзвёздного газа, галактического магнитного поля и галактических космических лучей. Столкновение сверхзвукового потока солнечной плазмы с геомагнитным полем порождает стационарную ударную волну перед земной магнитосферой (рис. 2). Солнечный ветер как бы обтекает магнитосферу, ограничивая её протяжённость в пространстве (см. Земля). Потоком частиц солнечного ветра геомагнитное поле сжато с солнечной стороны (здесь граница магнитосферы проходит на расстоянии ~10 R— земных радиусов) и вытянуто в антисолнечном направлении на десятки R⊕ (т. н. «хвост» магнитосферы). В слое между фронтом волны и магнитосферой квазирегулярного межпланетного магнитного поля уже нет, частицы движутся по сложным траекториям и часть из них может быть захвачена в радиационные пояса Земли. Изменения интенсивности солнечного ветра являются основной причиной возмущений геомагнитного поля (см. Вариации магнитные), магнитных бурь, полярных сияний, нагрева верхней атмосферы Земли, а также ряда биофизических и биохимических явлений (см. Солнечно-земные связи). Солнце не выделяется чем-либо особенным в мире звёзд, поэтому естественно считать, что истечение вещества, подобное солнечному ветру, существует и у других звёзд. Такой «звёздный ветер», более мощный, чем у Солнца, был открыт, например, у горячих звёзд с температурой поверхности ~30—50 тыс. К. Термин «Солнечный ветер» был предложен американским физиком Е. Паркером (1958), разработавшим основы гидродинамической теории солнечного ветра.

Рис. 1. Секторная структура межпланетного магнитного поля, выявленная американским спутником «IMP-1».

Рис. 1.
Межпланетное магнитное поле.

Рис. 2. Локализация геомагнитного поля солнечным ветром: 1 — силовые линии магнитного поля Солнца; 2 — ударная волна; 3 — магнитосфера Земли; 4 — граница магнитосферы; 5 — орбита Земли; 6 — траектория частицы.

Рис. 2. Локализация геомагнитного поля солнечным ветром.

Паркер Е., Динамические процессы в межпланетной среде, пер. с англ., М., 1965; Солнечный ветер, пер. с англ., М., 1968; Хундхаузен А., Расширение короны и солнечный ветер, пер. с англ., М., 1976.