Межпланетная среда, вещество, заполняющее пространство между планетами Солнечной системы. В понятие М. с. не включают внешние атмосферы планет (водородные протяжённые короны), кометы и их остатки, ближайшие к Солнцу части солнечной короны, космические лучи, в том числе солнечного происхождения. М. с. тесно связана с наблюдаемым явлением зодиакального света и F- и К-компонентами солнечной короны. М. с. может быть разделена на газообразную (нейтральную и ионизованную) и твёрдую (пылевую) компоненты.

  До 50-х годов 20 века предполагалось, что Солнечная система заполнена стационарным газом с равновесной ионизацией. Позже была разработана динамическая теория, согласно которой газовая компонента М. с. состоит из расширяющегося вещества солнечной короны, несущего «вмороженное», то есть увлекаемое веществом, магнитное поле. Впервые к этому выводу привёл анализ формы к ометных хвостов, всегда направленных в сторону, противоположную Солнцу. Математически теория расширяющейся солнечной короны была развита в 1958. Был введён ныне широко используемый термин солнечный ветер, под которым подразумевается постоянный, хотя и сильно меняющийся поток солнечной корональной плазмы, ускоряющийся вблизи от Солнца и выметающий стационарный газ внутри Солнечной системы.

  С конца 50-х годов начались систематические экспериментальные исследования М. с. с помощью аппаратуры, устанавливаемой на искусственных спутниках Земли и космических зондах (межпланетных автоматических станциях), запускаемых к Луне и планетам Солнечной системы. Исследования проводятся в основном с помощью плазменных зондов, магнитных и электростатических анализаторов и магнитометров высокой чувствительности, что позволило изучить энергетический, массовый и зарядный спектры частиц солнечного ветра, микро- и макроструктуру топографии магнитного поля между орбитами Венеры и Марса, а также проследить изменения этих величин со временем и в зависимости от активности Солнца.

  Распределение скоростей и плотности солнечного ветра плодотворно исследуется методами радиолокации солнечной короны с помощью больших наземных радиолокаторов. Обычно в спокойное время вблизи Земли поток протонов солнечного ветра равен 3·10⁷—3·10⁸ частиц/см²·сек в пределах ±5° от направления на Солнце при средней скорости потока 350—450 км/сек и энергии 1 кэв. В периоды повышенной солнечной активности поток частиц возрастает до 10⁹—10¹⁰ частиц/см²·сек, а скорость до 1000 км/сек и выше. Электронная компонента солнечного ветра обладает почти изотропным угловым распределением при средней энергии электронов 15 эв. Солнечный ветер несёт вмороженное магнитное поле, напряжённость которого составляет 3—5 гамм (1 гамма = 10^-5 эрстед). Установлен секторный характер магнитного пол я в Солнечной системе, связанный со сменой полярности поля в больших масштабах, причём число секторов изменяется от 3 до 6. Обтекание солнечным ветром земного магнитного поля приводит к появлению феномена радиационных поясов Земли и целому комплексу сложных эффектов в магнитосфере, полярным сияниям, магнитным бурям и т. д. При этом на освещенной половине Земли образуется на расстоянии 10—15 земных радиусов стационарный фронт ударной волны.

  Помимо ионизованной компоненты, М. с. включает в себя и атомы нейтрального водорода, наблюдаемые с космических аппаратов по резонансному рассеянию солнечного излучения в линии L_a с длиной волны l 1215,7 . При этих наблюдениях было обнаружено движение всей Солнечной системы со скоростью около 20 км/сек по отношению к межзвёздному нейтральному водороду. Взаимодействие с ним солнечного ветра приводит к образованию ударной бесстолкновительной волны на расстоянии орбиты Юпитера в направлении, удалённом на 40° от апекса движения Солнца относительно центроида ближайших звёзд (см. Галактика). На фронте этой волны направленная скорость протонов солнечного ветра преобразуется в хаотическую тепловую скорость, соответствующую температуре 3·(10⁶—10⁷) К. Нейтральные атомы водорода образуют в свою очередь две компоненты — горячую и холодную. Горячая компонента возникает на фронте ударной волны в результате перезарядки протонов солнечного ветра и нейтральных атомов межзвёздной среды. При скорости 100—200 км/сек такие атомы пронизывают Солнечную систему за время порядка 0,1 года, не успевая ионизоваться солнечным ультрафиолетовым излучением и оставаясь нейтральными. Плотность этой компоненты слабо зависит от расстояния от Солнца . Холодная компонента образуется под воздействием сил тяготения Солнца на атомы межзвёздной среды. Плотность этих атомов резко падает по мере приближения к Солнцу. На расстоянии Земли плотность нейтральных атомов 10^-2—10^-3 атомов в см³.

  Из неисследованных вопросов строения М. с. основными являются механизм ускорения плазмы солнечного ветра вблизи Солнца, распределение плотности и температуры вне плоскости эклиптики, поведение солнечного ветра вблизи фронта ударной волны и на периферии Солнечной системы.

  Пылевая компонента М. с. исследуется как астрономическими способами (оптические наблюдения F-компоненты Солнечной короны, оптические и радиолокационные наблюдения метеоров), так и с помощью пьезодатчиков и датчиков других типов, установленных на искусственных спутниках Земли и космических зондах. Эта компонента является результатом дробления астероидов и комет; возможно, она сохранилась со времени образования Солнечной системы из газопылевого обл ака (см. Метеорное вещество в межпланетном пространстве).

  Исследования, выполненные в 60—70-х годах 20 века, показали, что прежние оценки метеорной опасности при межпланетных и орбитальных полётах были завышены на 2—3 порядка: в частности, не подтвердилось предположение о существовании пылевого облака вокруг Земли. Задачи в области исследования пылевой компоненты М. с. сводятся к получению спектров размеров и масс, скоростей пылевых частиц в зависимости от расстояния от Солнца и плоскости эклиптики, а в дальнейшем и вне её.

  Лит.: Паркер Е. Н., Динамические процессы в межпланетной среде, перевод с английского, М., 1965; Солнечный ветер. Сборник статей, перевод с английского, М., 1968.

  В. Г. Курт.