Sunčev vjetar

Sa Wikipedije, slobodne enciklopedije
Idi na: navigacija, traži
Magnetosfera štiti Zemljinu površinu od naelektriziranih čestica solarnog vjetra.

Sunčev ili solarni vjetar je struja električki nabijenih čestica koje su izbačene iz gornje atmosfere Sunca. Uglavnom se sastoje od elektrona i protona čija je energija između 20 i 100 keV. Njihova temperatura, kao i brzina, s vremenom se mijenja. Te čestice mogu izbjeći Sunčevu gravitaciju jer imaju vrlo veliku kinetičku energiju i zbog visoke temperature u koroni.

Sunčev vjetar stvara heliosferu, ogroman prostor međuplanetarne materije koja okružuje Sunčev sistem. On stvara i geomagnetske oluje koje mogu ometati električnu mrežu na Zemlji, polarnu svjetlost i rep kometa koji sadrži plazmu i uvijek je okrenuta u smjeru od Sunca.

Historijske činjenice[uredi | uredi izvor]

Da je Sunčev vjetar stalna struja čestica koje dolaze sa Sunca prvi put je objasnio Richard C. Carrington 1859. godine. On i Richard Hodgson su prvi posmatrali Sunčeve baklje, a primijetili su i geomagnetne oluje. George Fitzgerald je predložio teoriju da se materija stalno ubrzava sa Sunca i da stiže do Zemlje za par dana.[1]

Norveški fizičar Kristian Birkeland je posmatrao polarnu svjetlost i primijetio je da je ona stalna i bez prekida. Zaključio je da je Zemlja stalno bombardovana sa “zracima električkih čestica koje dolaze sa Sunca”. 1916. godine on je prvi uspješno predvidio da “Sunčevi zraci nisu ni negativne ni pozitivne, već i jedno i drugo”. Time je objasnio da se Sunčev vjetar sastoji od negativnih elektrona i pozitivnih iona.[1]

1959. godine je sovjetski satelit Luna 1 prvi uočio Sunčev vjetar i mjerio njegovu jačinu.[2][3] Godine 1990. svemirska letjelica SOHO je primijetila da Sunčev vjetar proizilazi sa Sunčevih polova i da se ubrzava puno brže od modela termodinamičkog širenja.

Emisija[uredi | uredi izvor]

Na Sunčevoj koroni čestice plazme se griju i preko 1.000.000 K. Kao rezultat termičkog sudaranja, srednja brzina čestica je oko 145 km/s, što je daleko ispod Sunčeve brzine oslobađanja od 618 km/s. Ipak, neke od čestica dostignu brzinu od 400 km/s, što im omogućava da putuju sa Sunčevim vjetrom. Kod iste temperature, elektroni, budući da su puno manji, prvi dostignu brzinu oslobađanja, a zatim prave električno polje koje dalje ubrzava ione koji putuju dalje od Sunca.

Ukupan broj čestica koje putuju sa Sunca sa Sunčevim vjetrom je oko 1.3×1036 u sekundi ili oko 6,7 miliona tona na sat.[4] [5] To znači da Sunce izgubi oko 0.01 % svoje ukupne mase kroz Sunčev vjetar. Neke zvijezde imaju i jači zvjezdani vjetar.[6]

Sastavni dijelovi[uredi | uredi izvor]

Sunčev vjetar se može podijeliti na spori Sunčev vjetar i brzi Sunčev vjetar. Spori Sunčev vjetar ima brzinu od oko 400 km/s, temperaturu od oko 1.4–1.6×106 K i sastav koji je sličan koroni.[7] S druge strane, brzi Sunčev vjetar ima brzinu oko 750 km/s, nižu temperaturu oko 8×105 K i ima sastav kao fotosfera. Spori Sunčev vjetar je duplo gušći.

Spori Sunčev vjetar izgleda da potiče iz Sunčevog ekvatorijalnog pojasa, koji se još zove i “strujni” pojas, i to za vrijeme Sunčevog minimuma.[8][9] Za vrijeme Sunčevog maksimuma uglavnom ide sa polova. Brzi Sunčev vjetar polazi iz koronalnih šupljina, koje su područja otvorenog magnetskog polja i ima ih najviše na polovima.[10]

Koronarno izbacivanje mase[uredi | uredi izvor]

I spori i brzi Sunčev vjetar mogu biti ometeni sa koronarnim izbacivanjem mase, koji se popularno naziva i “Sunčeva oluja”. Koronarno izbacivanje mase može biti povezano sa Sunčevim bakljama. Kod brzih koronalnih izbacivanja mase dolazi do udarnih valova koji dodatno ubrzavaju protone i elektrone.

Kada koronarno izbacivanje mase udari u Zemljinu magnetosferu, dolazi do privremene promjene Zemljinog magnetnog polja, što dovodi do male promjene smjera kompasa i induciranja velike električne struje na Zemlji, što nazivamo geomagnetna oluja. Koronarno izbacivanje mase može stvoriti ponovno magnetsko povezivanje, izdužujući magnetski rep na noćnoj strani Zemlje. Kada se magnetosfera Zemlje ponovo magnetski poveže na noćnoj strani Zemlje, ona oslobađa snagu od nekoliko milijardi kW, koja povratno djeluje na gornju Zemljinu atmosferu.

Magnetosfera[uredi | uredi izvor]

Kako Sunčev vjetar dolazi do Zemlje, njegove čestice se odbijaju od Zemljinog magnetnog polja sa Lorentzovom silom i taj pojas nazivamo magnetosfera. Zbog toga čestice sa Sunčevog vjetra putuju oko Zemlje, a ne udaraju u nju, te se samo manji dio uspijeva probiti. Granica između Sunčevog vjetra i magnetosfere se naziva magnetopauza. Magnetosfera na Sunčevoj strani oblikuje se kao polukugla, dok na noćnoj strani izgleda kao kaplja vode (rep magnetosfere).

Zemlja je dobro zaštićena od Sunčevog vjetra sa vlastitim magnetnim poljem, koji odbija većinu električki nabijenih čestica. Jedan dio je uhvaćen od Van Allenovog radijacionog pojasa. Jedan manji dio Sunčevog vjetra uspije da putuje do ionosfere na polovima, stvarajući polarnu svjetlost.

Utjecaj na rep kometa[uredi | uredi izvor]

Sunčev vjetar uzrokuje usmjeravanje repa kometa od Sunca. Komete se prilikom dolaska u blizinu Sunca zagrijavaju, te sleđena površina komete isparava i oslobađa oblak plina i čestica prašine. Djelovanjem čestica Sunčevog vjetra, oblak se oblikuje u rep komete. S obzirom na to da Sunčev vjetar dolazi iz smjera Sunca, potiskuje rep kometa u suprotnom smjeru.

Reference[uredi | uredi izvor]

  1. ^ a b Meyer-Vernet, Nicole (2007). Basics of the Solar Windss, Cambridge University Press ISBN 0521814200.
  2. ^ [Brian Harvey, Russian planetary exploration: history, development, legacy, prospects. Springer, 2007, str. 26. ISBN 0-387-46343-7]
  3. ^ David Darling, Internet Encyclopedia of Science.
  4. ^ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (1995). An Introduction to Modern Astrophysics, revised 2nd, Benjamin Cummings ISBN 0201547309.—p. 409
  5. ^ Schrijver, Carolus J.; Zwaan, Cornelis (2000). Solar and stellar magnetic activity, Cambridge University Press ISBN 0521582865.
  6. ^ Meyer-Vernet, Nicole (2007). Basics of the Solar Wind, Cambridge University Press ISBN 0521814200.
  7. ^ Feldman, U., Landi, E.; Schwadron, N. A. (2005). "On the sources of fast and slow solar wind". Journal of Geophysical Research 110 (A7): A07109.1–A07109.12.
  8. ^ Lang, Kenneth R. (2000). The Sun from Space, Springer ISBN 3540669442.
  9. ^ Hinode: source of the slow solar wind and superhot flares.
  10. ^ Hassler, Donald M., Dammasch, Ingolf E.; Lemaire, Philippe; Brekke, Pål; Curdt, Werner; Mason, Helen E.; Vial, Jean-Claude; Wilhelm, Klaus (1999). "Solar Wind Outflow and the Chromospheric Magnetic Network". Science 283 (5403): 810–813.

Vanjski linkovi[uredi | uredi izvor]

Commons logo
U Wikimedijinom spremniku se nalazi još materijala vezanih uz: