맥북에어 M4 출시일

태양풍은 태양의 가장 바깥쪽 대기권인 코로나의 플라즈마 강으로, 행성간 공간에 도달합니다. 태양풍은 별풍의 일종입니다. 플라즈마는 다른 별들의 대기에서 흐릅니다. 별 종류에 따라, 별풍은 폭발 속도와 양에 따라 다르다. 태양은 자석 열 Korona로부터 오는 태양풍의 성숙한 주계열이다.

태양풍은 행성 사이의 공간을 통과할 때 행성들과 플라즈마 사이의 자기장에 영향을 미칩니다. 태양풍은 빠르고 느린 태양풍이다. 느린 태양풍은 약 200-400km-1이고 빠른 태양풍은 400-800km-1이다. 코로나 질량의 폭발적인 방출은 또한 태양풍의 일종으로, 극적으로 변화합니다.

태양풍은 지구의 자기장과 지구의 자기장을 방해한다. 태양풍에 영향을 받는 모든 지역은 태양파라고 불린다. 태양계의 경계선은 태양권이라고 불린다. 그림 1은 태양풍과 지구의 자기장 사이의 상호작용을 통해 나타나는 현상 도표를 보여주고 있다.

물리적 특성
선풍은 속도에 따라 빠른 선풍과 느린 선풍으로 나뉜다. 빠르고 느린 태양풍은 속도뿐만 아니라 다양한 플라즈마의 물리적 특성에도 차이가 있다(표 1). 이러한 차이는 선풍의 난방과 가속 메커니즘이 다르며 선풍의 발생 지역이 다를 수 있음을 보여준다.

태양풍 지역
실제 선은 태양풍의 속도 분포를 나타내며, 현실은 태양 북극 (N)과 남극 (S) 사이에 있는 행성 사이의 자기장이 어느 방향을 향하는지 보여준다. 왼쪽은 검은색 Fleet Extrem의 첫 번째 탐구의 결과이고 오른쪽은 검은색 Fleet Extrem의 두 번째 탐사의 결과이다.

플라즈마는 행성간 공간에서 자기선들과 연결되어 있습니다. 이것은 자석선 내 플라즈마가 동결되었을 때 표현된다. 그러므로, 태양풍의 물리적 특성은 태양풍이 발생하는 지역의 플라즈마 특성에 달려 있다. 태양풍의 물리적 특성, 온난화 및 가속은 태양풍의 대기권으로부터 오는 방향을 이해하는 데 매우 중요하다. 그림 2에서 볼 수 있듯이, 율리시스 위성은 태양풍 플라즈마를 직접 관찰하여 태양풍은 태양풍으로 빠르게 팽창하고 태양 적도 지역에서 태양풍은 천천히 팽창한다는 것을 확인하였다. 또한, 우리는 블랙스포톨라와 블랙스포톨라를 관측하는 두 개의 위성을 관찰했고, 북극지역에서 관상동맥관이 발달했고, 이 빠르고 느린 태양풍과 낮은 활동영역이 잘 분리되었다는 것을 발견했습니다. 이러한 관찰을 통해 태양 극지에서 발달한 자기장 구조의 관상동맥 생활에 갑작스러운 태양풍이 발생하며, 폐쇄된 자기장 구조가 적도 지역과 연결되는 지역에서는 태양풍이 천천히 발생한다는 것을 알 수 있다. 위성에서 직접 관찰한 선풍의 화학적 구성과 선풍의 원천인 지역 화학적 구성(코리아의 생활방식, 활동 한계 등)이 보고되고 있다.)입니다. 그러나, 다른 태양 지역에서 어떻게 태양풍이 발생하거나 가속되는지는 아직 알려지지 않았다.

태양풍 모델 및 태양풍 가속에 대한 문제.
유진 파커의 고전 태양풍 모형에 따르면, 태양풍은 열팽창으로 가속되는 수력역학이다. 위성으로 태양풍의 직접 관찰을 통해 태양풍속도가 700km-1 이상 가속되는 것으로 확인되었다. 파커의 태양풍 모델의 열팽창은 태양풍의 플라즈마 온도 가속과 태양풍의 속도를 설명하지 못했고, 태양풍의 가속은 아직 알려지지 않았다. 이에 따라 관측 및 이론적 숫자 모델을 위한 여러 추가적인 태양열 풍력 가속도 및 가열 메커니즘이 검토되고 있다. 예를 들어, 태양풍의 플라즈마에서 난류를 통해 에너지를 변환하거나 태양풍의 자성 유체파의 에너지를 가열하고 가속시키는 모델을 제안하여 탐구하였다.

천문학에 미치는 영향
태양 꽃 플라스마와 자기장은 태양계의 행성들 사이의 공간에 있는 자기장과 항성간 물질과 상호작용하고 우주 기상 관측을 바꾸는 중요한 요소이다. 예를 들어, 태양풍은 자기장 ode와 충돌한다.