Sunčev vjetar: razlika između inačica

Izvor: Wikipedija
Izbrisani sadržaj Dodani sadržaj
ZéroBot (razgovor | doprinosi)
m r2.7.1) (robot Dodaje: ro:Vânt solar
m r2.7.2) (robot Dodaje: sh:Sunčev vetar
Redak 136: Redak 136:
[[ru:Солнечный ветер]]
[[ru:Солнечный ветер]]
[[scn:Ventu sulari]]
[[scn:Ventu sulari]]
[[sh:Sunčev vetar]]
[[simple:Solar wind]]
[[simple:Solar wind]]
[[sk:Slnečný vietor]]
[[sk:Slnečný vietor]]

Inačica od 3. srpnja 2012. u 23:12

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 temperature se mijenja, kao i brzina s vremenom. 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 sustav. On stvara i geomagnetske oluje, koje mogu ometati električnu mrežu na Zemlji, polarnu svjetlost i rep kometa koji sadrži plazmu i uvijek je u smjeru od Sunca.

Povijesne 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 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.[1]

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. [1]

1959 godine je sovjetski satelit Luna 1 prvi uočio Sunčev vjetar i mjerio njegovu jačinu. [2][3]1990 godine svemirska letjelica SOHO je primijetila da Sunčev vjetar proizlazi 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 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.

Ukupan broj čestica koje putuju sa Sunca sa Sunčevim vjetrom je oko 1.3×1036 u sekundi ili oko 6,7 milijuna 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 djelovi

Sunčev vjetar se može podijeliti na spori Sunčev vjetar i brzi Sunčev vjetar. Spori Sunčev vjetar ima brzinu oko 400 km/s, temperaturu oko 1.4–1.6×106 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 potječe 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 najviše ih ima 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

  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.; i dr. (Ostlie, Dale A.). 1995. An Introduction to Modern Astrophysics revised 2nd izdanje. Benjamin Cummings. ISBN 0201547309—p. 409
  5. Schrijver, Carolus J.; i dr. (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.; i dr. (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. doi:10.1029/2004JA010918
  8. Lang, Kenneth R. 2000. The Sun from Space. Springer. ISBN 3540669442
  9. Harra, Louise; i dr. (Milligan, Ryan; Fleck, Bernhard). 2. travnja 2008. Hinode: source of the slow solar wind and superhot flares. ESA. Pristupljeno 7. svibnja 2008.
  10. Hassler, Donald M.; i dr. (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. doi:10.1126/science.283.5403.810. PMID 9933156

Vanjske poveznice