Razlika između verzija stranice "Sunčev vjetar"

Pregled historije

[pregledana izmjena]

← Starija izmjena Novija izmjena →

Uklonjeni sadržaj Dodani sadržaj

VizualnoWikitekst

U redovima

Verzija na dan 14 juli 2012 u 17:54

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 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 ubrzavaju puno brže od modela termodinačkog širenja.

Emisija

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 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

Sunčev vjetar se može podijeliti na spori Sunčev vjetar i brzi Sunčev vjetar. Spori Sunčev vjetar ima Brzinabrzinu 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]

Koronalno izbacivanje mase

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

Kada koronalno izbacivanje mase udari u Zemljinu magnetosferu, dolazi do privremene promjene Zemljinog magnetskog polja, što dovodi do male promjene smjera kompasa i induciranja veliku električnu struju na Zemlji, što nazivamo geomagnetska oluja. Koronalno izbacivanje mase moze stvoriti ponovno magnetsko povezivanje, izdužujući magnetski rep na noćnoj strani Zemlje. Kada se magnetosfera Zemlje ponovno magnetski poveže na noćnoj strani Zemlje, ona oslobađa snagu od nekoliko 1 000 000 000 000 W, koja povratno djeluje na gornju Zemljinu atmosferu.

Magnetosfera

Kako Sunčev vjetar dolazi do Zemlje, njegove čestice se odbijaju od Zemljinog magnetskog polja, sa Lorentzovom silom i taj pojas nazivamo magnetosfera. Zbog toga čestice sa Sunčevog vjetra putuju oko Zemlje, a ne udaraju u nju, samo manji dio uspije probiti se. 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 zastićena od Sunčevog vjetra sa vlastitim magnetskim poljem, koji odbija većinu električki nabijenih čestica. Jedan dio je uhvaćen od Van Allenovog radijacijskog pojasa. Jedan manji dio Sunčevog vjetra uspije da putuje do ionosfere na polovima, stvarajući polarnu svjetlost.

Utjecaj na rep kometa

Sunčev vjetar uzrokuje usmjeravanje repa kometa od Sunca. Kometi se prilikom dolaska u blizinu Sunca zagrijavaju, sleđena površina kometa isparava i oslobađa oblak plina i čestica prašine. Djelovanjem čestica sunčevog vjetra, oblak se oblikuje u rep kometa. Budući da sunčev vjetar dolazi iz smjera Sunca, potiskuje rep kometa u suprotnom smjeru.

Izvori

^ ^a ^b Meyer-Vernet, Nicole (2007). Basics of the Solar Windss. Cambridge University Press. ISBN 0521814200.
^ [Brian Harvey, Russian planetary exploration: history, development, legacy, prospects. Springer, 2007, str. 26. ISBN 0-387-46343-7]
^ David Darling, Internet Encyclopedia of Science.
^ Carroll, Bradley W. (1995). An Introduction to Modern Astrophysics (revised 2nd izd.). Benjamin Cummings. ISBN 0201547309. Nepoznati parametar |coauthors= zanemaren (prijedlog zamjene: |author=) (pomoć)—p. 409
^ Schrijver, Carolus J. (2000). Solar and stellar magnetic activity. Cambridge University Press. ISBN 0521582865. Nepoznati parametar |coauthors= zanemaren (prijedlog zamjene: |author=) (pomoć)
^ Meyer-Vernet, Nicole (2007). Basics of the Solar Wind. Cambridge University Press. ISBN 0521814200.
^ Feldman, U. (2005). "On the sources of fast and slow solar wind". Journal of Geophysical Research. 110 (A7): A07109.1–A07109.12. doi:10.1029/2004JA010918. Nepoznati parametar |coauthors= zanemaren (prijedlog zamjene: |author=) (pomoć)
^ Lang, Kenneth R. (2000). The Sun from Space. Springer. ISBN 3540669442.
^ Harra, Louise (April 2, 2008). "Hinode: source of the slow solar wind and superhot flares". ESA. Pristupljeno 2008-05-07. Nepoznati parametar |coauthors= zanemaren (prijedlog zamjene: |author=) (pomoć); CS1 održavanje: nepreporučeni parametar (link)
^ Hassler, Donald M. (1999). "Solar Wind Outflow and the Chromospheric Magnetic Network". Science. 283 (5403): 810–813. doi:10.1126/science.283.5403.810. PMID 9933156. Nepoznati parametar |coauthors= zanemaren (prijedlog zamjene: |author=) (pomoć)

Šablon:Izvori

Vanjski linkovi

Sun|trek website An educational resource for teachers and students about the Sun and its effect on the Earth
Cluster shows how solar wind is heated
Could solar wind power Earth? October 4, 2010 by Miranda Marquit

[meyer-vernet-1] 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. (1995). An Introduction to Modern Astrophysics (revised 2nd izd.). Benjamin Cummings. ISBN 0201547309. Nepoznati parametar |coauthors= zanemaren (prijedlog zamjene: |author=) (pomoć)—p. 409

[5] Schrijver, Carolus J. (2000). Solar and stellar magnetic activity. Cambridge University Press. ISBN 0521582865. Nepoznati parametar |coauthors= zanemaren (prijedlog zamjene: |author=) (pomoć)

[6] Meyer-Vernet, Nicole (2007). Basics of the Solar Wind. Cambridge University Press. ISBN 0521814200.

[7] Feldman, U. (2005). "On the sources of fast and slow solar wind". Journal of Geophysical Research. 110 (A7): A07109.1–A07109.12. doi:10.1029/2004JA010918. Nepoznati parametar |coauthors= zanemaren (prijedlog zamjene: |author=) (pomoć)

[8] Lang, Kenneth R. (2000). The Sun from Space. Springer. ISBN 3540669442.

[9] Harra, Louise (April 2, 2008). "Hinode: source of the slow solar wind and superhot flares". ESA. Pristupljeno 2008-05-07. Nepoznati parametar |coauthors= zanemaren (prijedlog zamjene: |author=) (pomoć); CS1 održavanje: nepreporučeni parametar (link)

[10] Hassler, Donald M. (1999). "Solar Wind Outflow and the Chromospheric Magnetic Network". Science. 283 (5403): 810–813. doi:10.1126/science.283.5403.810. PMID 9933156. Nepoznati parametar |coauthors= zanemaren (prijedlog zamjene: |author=) (pomoć)

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

@@ Red 1: / Red 1: @@
-{{Prijevod}}
 [[Datoteka:Magnetosphere rendition.jpg|mini|320px|Magnetosfera štiti zemljinu površinu od naelektriziranih čestica solarnog vjetra]]
-'''Sunčev ili solarni vjetar''' je struja električki nabijenih čestica koje su izbačene iz gornje atmosfere [[Sunce|Sunca]]. Uglavnom se sastoje od [[elektron]]a i [[proton]]a, čija je energija između 20 i 100 k[[Elektronvolt|eV]]. Njihova temperature se mijenja, kao i brzina s vremenom. Te čestice mogu izbjeći Sunčevu gravitaciju jer imaju vrlo veliku [[kinetička energija|kinetičku energiju]] i zbog visoke temperature u koroni.
+'''Sunčev ili solarni vjetar''' je struja električki nabijenih čestica koje su izbačene iz gornje atmosfere [[Sunce|Sunca]]. Uglavnom se sastoje od [[elektron]]a i [[proton]]a, čija je energija između 20 i 100 k[[Elektronvolt|eV]]. Njihova temperatura kao i brzina s vremenom se mijenja. Te čestice mogu izbjeći Sunčevu gravitaciju jer imaju vrlo veliku [[kinetička energija|kinetičku energiju]] i zbog visoke temperature u koroni.
-Sunčev vjetar stvara [[Heliosfera|heliosferu]], ogroman prostor međuplanetarne materije, koja okružuje Sunčev sistem. On stvara i [[geomagnetska oluja|geomagnetske oluje]], koje mogu ometati električnu mrežu na Zemlji, [[polarna svjetlost|polarnu svjetlost]] i rep [[komet]]a koji sadrži plazmu i uvijek je u smjeru od Sunca.
+Sunčev vjetar stvara [[Heliosfera|heliosferu]], ogroman prostor međuplanetarne materije, koja okružuje Sunčev sistem. On stvara i [[geomagnetska oluja|geomagnetske oluje]], koje mogu ometati električnu mrežu na [[Zemlja (planeta)|Zemlji]], [[polarna svjetlost|polarnu svjetlost]] i rep [[kometa]] koji sadrži [[Plazma|plazmu]] i uvijek je okrenuta u smjeru od Sunca.
-==Historijske činjenice==
+== Historijske činjenice
-Da je Sunčev vjetar stalna struja čestica koje dolaze sa Sunca, prvi puta je objasnio Richard C. Carrington 1859 godine. On i Richard Hodgson su prvi promatrali [[Sunčeva baklja|Sunčeve baklje]], a primjetili su i  geomagnetske oluje. George Fitzgerald je predložio da se materija stalno ubrzava sa Sunca i da stiže do Zemlje za par dana.<ref name=meyer-vernet>{{cite book
+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 [[Sunčeva baklja|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.<ref name=meyer-vernet>{{cite book
  | first=Nicole | last=Meyer-Vernet | year=2007
  | title=Basics of the Solar Windss
@@ Red 12: / Red 11: @@
  | isbn=0521814200 }}</ref>
-[[Norveška|Norveški]] fizičar Kristian Birkeland je promatrao polarnu svjetlost i primijetio je da je ona stalna i bez prekida. Zaključio je da je Zemlja stalno bombardirana sa “zrakama električkih čestica koje dolaze sa Sunca”. 1916 godine on je prvi uspješno predvidio da “Sunčeve zrake nisu ni negativne ni pozitivne, već i jedno i drugo”. Time je objasnio da se Sunčev vjetar sastoji od negativnih elektrona i pozitivnih iona. <ref name=meyer-vernet/>
+[[Norveška|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. <ref name=meyer-vernet/>
-godine je sovjetski satelit [[Luna 1]] prvi uočio Sunčev vjetar i mjerio njegovu jačinu. <ref>[Brian Harvey, ''Russian planetary exploration: history, development, legacy, prospects''. Springer, 2007, str. 26. ISBN 0-387-46343-7]</ref><ref>[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/Luna.html David Darling, ''Internet Encyclopedia of Science''.]</ref>1990 godine svemirska letjelica [[SOHO]] je primijetila da Sunčev vjetar proizlazi sa Sunčevih polova i da se ubrzavaju puno brže od modela termodinačkog širenja.
+. godine je sovjetski satelit [[Luna 1]] prvi uočio Sunčev vjetar i mjerio njegovu jačinu. <ref>[Brian Harvey, ''Russian planetary exploration: history, development, legacy, prospects''. Springer, 2007, str. 26. ISBN 0-387-46343-7]</ref><ref>[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/Luna.html David Darling, ''Internet Encyclopedia of Science''.]</ref> Godine 1990. svemirska letjelica [[SOHO]] je primijetila da Sunčev vjetar proizilazi sa Sunčevih polova i da se ubrzavaju puno brže od modela termodinačkog širenja.
 ==Emisija==
-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 [[brzina oslobađanja|brzine oslobađanja]] od 618 km/s. Ipak, neke od čestica dostignu brzinu od 400 km/s, što im omogućuje da putuju sa Sunčevim vjetrom. Kod iste temperature, elektroni, budući su puno manji, prvi dostignu brzinu oslobađanja, a zatim rade električno polje, koje dalje ubrzavaju ione i putuju dalje od Sunca.
+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 [[brzina oslobađanja|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 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 1.3×10<sup>36</sup> u sekundi ili oko 6,7 milijuna tona na sat.<ref>{{cite book
+Ukupan broj čestica koje putuju sa Sunca sa Sunčevim vjetrom je oko 1.3×10<sup>36</sup> u sekundi ili oko 6,7 miliona tona na sat.<ref>{{cite book
  | first=Bradley W. | last=Carroll | coauthors=Ostlie, Dale A.
  | year=1995 | title=An Introduction to Modern Astrophysics
@@ Red 35: / Red 34: @@
 ==Sastavni dijelovi==
-Sunčev vjetar se može podijeliti na '''spori''' Sunčev vjetar i '''brzi''' Sunčev vjetar. Spori Sunčev vjetar ima brzinu oko 400 km/s, temperaturu oko 1.4–1.6×10<sup>6</sup> K i sastav koji je sličan [[korona|koroni]].<ref>{{cite journal
+Sunčev vjetar se može podijeliti na '''spori''' Sunčev vjetar i '''brzi''' Sunčev vjetar. Spori Sunčev vjetar ima [[Brzinabrzinu]] od oko 400 km/s, temperaturu od oko 1.4–1.6×10<sup>6</sup> K i sastav koji je sličan [[korona|koroni]].<ref>{{cite journal
  | last=Feldman | first=U.
  | coauthors=Landi, E.; Schwadron, N. A.
@@ Red 44: / Red 43: @@
  | doi=10.1029/2004JA010918 }}</ref> S druge strane, brzi Sunčev vjetar ima brzinu oko 750 km/s, nižu temperaturu oko 8×10<sup>5</sup> K i ima sastav kao [[fotosfera]]. Spori Sunčev vjetar je duplo gušći.
-Spori Sunčev vjetar izgleda da potječe iz Sunčevog ekvatorijalnog pojasa, koji se još zove i “strujni” pojas i to za vrijeme Sunčevog minimuma.<ref>{{cite book
+Spori Sunčev vjetar izgleda da potiče iz Sunčevog ekvatorijalnog pojasa, koji se još zove i “strujni” pojas i to za vrijeme Sunčevog minimuma.<ref>{{cite book
  | first=Kenneth R. | last=Lang | year=2000
  | title=The Sun from Space | publisher=Springer
@@ Red 56: / Red 55: @@
  | publisher=ESA
  | accessdate=2008-05-07
-}}</ref> Za vrijeme Sunčevog maksimuma uglavnom ide sa polova. Brzi Sunčev vjetar polazi iz [[koronalna šupljina|koronalnih šupljina]], koje su područja otvorenog magnetskog polja i najviše ih ima na polovima. <ref>{{cite journal
+}}</ref> 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. <ref>{{cite journal
  | last=Hassler | first=Donald M.
  | coauthors=Dammasch, Ingolf E.; Lemaire, Philippe; Brekke, Pål; Curdt, Werner; Mason, Helen E.; Vial, Jean-Claude; Wilhelm, Klaus
@@ Red 65: / Red 64: @@
  | pmid=9933156 }}</ref>
+{{Prijevod}}
 ==Koronalno izbacivanje mase==
 I spori i brzi Sunčev vjetar mogu biti ometeni sa [[Koronalni izbačaji masa|koronalnim izbacivanjem mase]], koji se popularno naziva i “Sunčeva oluja”. Koronalno izbacivanje mase može biti povezano sa [[Sunčeva baklja|Sunčevim bakljama]]. Kod brzih koronalnih izbacivanja masa dolazi do udarnih valova koji dodatno ubrzava protone i elektrone.