БСЭ БСЭ - Большая Советская Энциклопедия (МЕ)

М. с. имеет консультативный статус «А» при ООН. Его высший орган — ежегодная конференция, созываемая (по договорённости) в столице одного из членов союза. В период между конференциями руководство организацией осуществляет Межпарламентский совет, куда входят по 2 представителя от каждой национальной парламентской группы. Председатель совета избирается на 4 года, он руководит работой совета и Исполнительного комитета — административного органа М. с. (состоит из 11 членов, 10 из них избираются конференцией на 4 года из числа членов совета).

Основная работа по рассмотрению тех или иных вопросов, а также выработка проектов резолюций конференций проводится постоянными исследовательскими комиссиями: по политическим вопросам, международной безопасности и разоружению; по парламентским и юридическим вопросам; по экономическим и социальным вопросам; по вопросам образования и науки; комиссией по несамоуправляющимся территориям и этническим вопросам. Решением совета могут быть созданы и другие постоянные или временные комиссии и подкомиссии.

Секретариат М. с. — Межпарламентское бюро — находится в Женеве, его возглавляет ген. секретарь, назначаемый советом на 4 года. Официальный орган М. с. — «Межпарламентский бюллетень» — «Bulletin Interparlementaire» (издаётся один раз в квартал на английском и французском языках); союз издаёт также официальные отчёты конференций.

В рамках М. с. функционирует так называемая Ассоциация генеральных секретарей парламентов, имеющая целью обмен мнениями и выработку рекомендаций по улучшению методов работы и технической организации парламентов. С 1965 существует финансируемый М. с. Международный центр парламентской документации.

Парламентская группа СССР является членом М. с. с 1955.

Лит.: Швецов В. Л., Межпарламентский союз, М., 1964.

В. Л. Щвецов.

Межпасса'тные противотече'ния, поверхностные морские течения в низких широтах океанов, развивающиеся в штилевой зоне в результате меридиональной неравномерности ветрового поля. Направлены с запада на восток. Являются компенсационными по отношению к пассатным течениям. Прослеживаются до глубин 300 м . Средние скорости 20—80 см/сек , наибольшие — до 190 см/сек . Расходы достигают 40—60 млн. м 3/сек (в западной части Тихого океана). М. п. Тихого океана хорошо выражено круглый год, между 2° и 12° с. ш., Атлантического океана — летом, между 3° и 10° с. ш., Индийского океана — зимой, между 2° и 10° ю. ш.

Межплане'тная 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 кометных 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 3·10 7—3·10 8частиц/ см 2·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 10 9—10 10частиц/ см 2·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 -5эрстед). Установлен секторный характер магнитного поля 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 aс 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·(10 6—10 7) 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 -3атомов в см 3 .