Міжпланетне середовище , речовина, що заповнює простір між планетами Сонячної системи. У поняття М. с. не включають зовнішні атмосфери планет (водневі протяжні корони), комети і їх залишки, найближчі до Сонця частини сонячної корони, космічні промені, у тому числі сонячного походження. М. с. тісно пов'язана із спостережуваним явищем зодіакального світла і F - і До -компонентамі сонячної корони. М. с. може бути розділена на газоподібну (нейтральну і іонізованную) і тверду (пилову) компоненти.
До 50-х років 20 століть передбачалося, що Сонячна система заповнена стаціонарним газом з рівноважною іонізацією. Пізніше була розроблена динамічна теорія, згідно якої газова компонента М. с. складається з речовини сонячної корони, що розширюється, несе що «вморожує», тобто захоплюване речовиною, магнітне поле. Вперше до цього виводу привів аналіз форми кометних хвостів, завжди направлених убік, протилежну до Сонця. Математично теорія сонячної корони, що розширюється, була розвинена в 1958. Був введений нині широко використовуваний термін сонячний вітер, під яким мається на увазі постійний, хоча і сильно змінний потік сонячної корональної плазми, що прискорюється поблизу від Сонця і вимітаючий стаціонарний газ усередині Сонячної системи.
З кінця 50-х років почалися систематичні експериментальні дослідження М. с. за допомогою апаратури, що встановлюється на штучних супутниках Землі і космічних зондах (міжпланетних автоматичних станціях), що запускаються до Місяця і планет Сонячної системи. Дослідження проводяться в основному за допомогою плазмових зондів, магнітних і електростатичних аналізаторів і магнітометрів високій чутливості, що дозволило вивчити енергетичний, масовий і зарядний спектри часток сонячного вітру, мікро- і макроструктуру топографії магнітного поля між орбітами Венери і Марса, а також прослідити зміни цих величин з часом і залежно від активності Сонця.
Розподіл швидкостей і щільності сонячного вітру плідно досліджується методами радіолокації сонячної корони за допомогою великих наземних радіолокаторів. Зазвичай в спокійний час поблизу Землі потік протонів сонячного вітру рівний 3·10 7 —3·10 8 частіц/ см 2 ·сек в межах ±5° від напряму на Сонці при середній швидкості потоку 350—450 км/сек і енергії 1 кев. В періоди підвищеної сонячної активності потік часток зростає до 10 9 —10 10 частіц/ см 2 ·сек, а швидкість до 1000 км/сек і вище. Електронна компонента сонячного вітру володіє майже ізотропним кутовим розподілом при середній енергії електронів 15 ев . Сонячний вітер несе магнітне поле, що вморожує, напруженість якого складає 3—5 гамм (1 гамма = 10 -5 ерстед). Встановлений секторний характер магнітного поля в Сонячній системі, пов'язаний із зміною полярності поля у великих масштабах, причому число секторів змінюється від 3 до 6. Обтікання сонячним вітром земного магнітного поля приводить до появи феномену радіаційних поясів Землі і цілому комплексу складних ефектів в магнітосфері, полярним сяянням, магнітним бурям і так далі При цьому на освітленій половині Землі утворюється на відстані 10—15 земних радіусів стаціонарний фронт ударної хвилі.
Окрім іонізованной компоненти, М. с. включає і атоми нейтрального водню, спостережувані з космічних апаратів по резонансному розсіянню сонячного випромінювання в лінії L а з довжиною хвилі l 1215,7 . При цих спостереженнях було виявлено рух всієї Сонячної системи з швидкістю близько 20 км/сек по відношенню до міжзоряного нейтрального водню. Взаємодія з ним сонячного вітру приводить до утворення ударної безсутичкової хвилі на відстані орбіти Юпітера в напрямі, видаленому на 40° від апекса рухи Сонця відносно центроїда найближчих зірок (див. Галактика ). На фронті цієї хвилі направлена швидкість протонів сонячного вітру перетвориться в хаотичну теплову швидкість, відповідну температурі 3·(10 6 —10 7 ) К. Нейтральниє атоми водню утворюють у свою чергу два компоненти, — гарячу і холодну. Гаряча компонента виникає на фронті ударної хвилі в результаті перезарядки протонів сонячного вітру і нейтральних атомів міжзоряного середовища. При швидкості 100—200 км/сек такі атоми пронизують Сонячну систему за час порядку 0,1 років, не встигаючи іонізоваться сонячним ультрафіолетовим випромінюванням і залишаючись нейтральними. Щільність цієї компоненти слабо залежить від відстані від Сонця. Холодна компонента утворюється під впливом сил тяжіння Сонця на атоми міжзоряного середовища. Щільність цих атомів різко падає по мірі наближення до Сонця. На відстані Землі щільність нейтральних атомів 10 -2 —10 -3 атомів в см 3 .
З недосліджених питань будови М. с. основними є механізм прискорення плазми сонячного вітру поблизу Сонця, розподіл щільності і температури поза плоскістю екліптики, поведінка сонячного вітру поблизу фронту ударної хвилі і на периферії Сонячної системи.
Пилова компонента М. с. досліджується як астрономічними способами (оптичні спостереження F -компоненти Сонячної корони, оптичні і радіолокації спостереження метеорів), так і за допомогою п'єзодатчиків і датчиків інших типів, встановлених на штучних супутниках Землі і космічних зондах. Ця компонента є результатом дроблення астероїдів і комет; можливо, вона збереглася з часу утворення Сонячної системи з газопилової хмари (див. Метеорна речовина в міжпланетному просторі).
Дослідження, виконані в 60—70-х роках 20 століть, показали, що колишні оцінки метеорної небезпеки при міжпланетних і орбітальних польотах були завищені на 2—3 порядки: зокрема, не підтвердилося припущення про існування пилової хмари довкола Землі. Завдання в області дослідження пилової компоненти М. с. зводяться до здобуття спектрів розмірів і мас, швидкостей пилових часток залежно від відстані від Сонця і плоскості екліптики, а згодом і поза нею.
Літ.: Паркер Е. Н., Динамічні процеси в міжпланетному середовищі, переклад з англійського, М., 1965; Сонячний вітер. Збірка статей, переклад з англійського, М., 1968.
