Сунчев ветар

струја наелектрисаних честица, коју избацује горња атмосфера Сунца
(преусмерено са Zvezdani vetar)

Сунчев ветар, или соларни ветар, је струја наелектрисаних честица (плазма), коју избацује горња атмосфера Сунца. Састоји се од високоенергетских електрона или протона енергије око keV. Честице успевају да делимично побегну из Сунчевог гравитационог поља због високе температуре короне и енергетског добитка путем процеса који још увек није потпуно објашњен. Састав плазме соларног ветра такође укључује мешавину материјала који се налазе у соларној плазми: количине у траговима тешких јона и атомских језгара као што су C, N, O, Ne, Mg, Si, S, и Fe. Постоје и ређи трагови неких других језгара и изотопа као што су P, Ti, Cr, 54Fe и 56Fe, и 58Ni, 60Ni, и 62Ni.[2] Над плазмом соларног ветра налази се међупланетарно магнетно поље.[3]

Магнетосфера штити Земљину површину од наелектрисаних честица Сунчевог ветра[1]

Многи феномени су повезани са Сунчевим ветром, међу којима су геомагнетна олуја, поларна светлост, ауроре и репови комета који су увек усмерени супротно од Сунца.[4] Код осталих звезда ова појава се назива звезданим ветром, а код многих је и знатно већег интензитета.

Историја уреди

 
Приказ хелиосфере и положај Војаџера 1 и Војаџера 2 у односу на њену границу

Норвешки истраживач Кристијан Биркеланд је 1916. први предвидео постојање Сунчевог ветра. Претпоставио је да су Сунчеви зраци и позитивног и негативног наелектрисања. Фредерик Линдеман је 1919. претпоставио да са Сунца долазе протони и електрони.[5] Тридесетих година 20. века научници су претпоставили да Сунчева корона има температуру од неколико милиона степени. Британски математичар Сидни Чапман је педесетих израчунао својства гаса на таквој температури и закључио да се топлота кроз корону мора протезати у простору још даље од Земље.[6] Немачки научник Лудвиг Бирман се такође педесетих заинтересовао за чињеницу да комета увек има реп супротно од Сунца. Бирман је закључио да Сунце емитује сталну струју честица која потискује кометин реп.

Еуген Паркер је 1958. тај феномен назвао „Сунчев ветар“. Паркер је показао да је Сунчева корона, иако јако привучена Сунчевом гравитацијом, тако добар проводник да је још увек врућа на великим удаљеностима.[7][8] Пошто јачина гравитације опада са удаљеношћу од Сунца, спољна коронарна атмосфера надзвучном брзином бежи у међузвездани простор. Паркер је послао свој рад у Astrofisical Journal, али двоје рецензената су га одбили. Рад је ипак прихватио Чандрасекар (добитник Нобелове награде за физику 1983).

Совјетски сателит Луна 1 је јануара 1959. први пут измерио јачину Сунчевог ветра. Користили су сцинтилационе бројаче и гасне јонизационе детекторе. Мерење су три године касније поновили амерички научници користећи сонду Маринер 2. Прву нумеричку симулацију Соларног ветра у Сунчевој корони, користећи магнетохидродинамичке једначине, извели су Пнеуман и Кноп 1971.

 
Поларна светлост Aurora Borealis

Касних деведесетих, мерења извршена ултраљубичастим короналним спектрометром, који се налазио на свемирској опсерваторији СОХО (Соларна и хелиографска опсерваторија), показала су да се подручје убрзања Сунчевог ветра налази у поларним регионима Сунца и утврђено је да је оно много веће од онога које би се очекивало само од топлотног ефекта. Паркеров модел је предвиђао да се бег Сунчевог ветра дешава на удаљености од 4 Сунчева полупречника, али мерења су показала да се дешава на удаљености од 1 полупречника изнад фотосфере. То говори да постоји додатни механизам убрзања Сунчевог ветра.

Својства уреди

Састав уреди

Састав Сунчевог ветра у хелиосфери је идентичан саставу короне. То је плазма, која је 95% јонизовани водоник, 4% двоструко јонизовани хелијум и мање од 0,5% других јона. Састав Сунчевог ветра варира и вероватно зависи од физичких особина короне. Прва детаљна анализа је изведена на Месецу. Соларни ветар је прикупљен специјално припремљеним металним фолијама, након чега је допремљен на Земљу ради анализе.

Брзина и губитак масе уреди

Близу Земље, брзина соларног ветра износи од 200 до 889 km у секунди. Просечна брзина је 450 километара у секунди. Сунце губи око милион тона материјала у секунди у виду соларног ветра. Фузијом Сунце губи око 4,5 пута више масе у секунди.

Међупланетарно магнетско поље уреди

 
Хелиосферске струје, које настају под деловањем Сунчевог ротирајућег магнетног поља на плазму у међупланетарном простору

Пошто је соларни ветар плазма, има карактеристике плазме, а не гаса. Јако је проводљив, тако да носи линије сила Сунчева магнетног поља са собом. Динамички притисак ветра доминира над магнетним притиском у већем делу Сунчевог система, тако да магнетно поље чини спиралу. Сунце има различиту поларизацију магнетног поља зависно у којој фази соларног циклуса се налази. Сунчев ветар некад има спиралу према унутра, а некад према ван. То се смењује приближно сваких 11 година.

Плазма у међупланетарном простору је одговорна да је јачину Сунчевог магнетног поља, које је око 100 пута јаче него када соларног ветра не би било. Сателитска осматрања показују да је јачина Сунчевог магнетног поља око Земље око 10-9 Т.

Брзи и спори сунчев ветар уреди

Ван еклипсе Сунчев ветар је сталан и брз са брзинама 600 до 800 километара у секунди. Тај ветар потиче из Сунчевих короналних рупа. У равни еклипсе ветар је спорији и често променљив са брзинама од 200 до 600 киломеатара у секунди, а дневно флуктуира и два или више пута.

Променљивост, сунчане олује и геомагнетне олује уреди

Сунчев ветар је одговоран за облик Земљине магнетосфере и такво магнетно поље снажно утиче на прилике на планети. Ниво јонизације и радио сметњи могу да се појачају сто, па и хиљаду пута. Понекад и на брзи и на спори Сунчев ветар снажно делују велики брзи пламенови плазме звани међупланетарно коронално избацивање масе. То се дешава током великог ослобађања магнетне енергије на Сунцу. Ти ефекти се називају и сунчане олује. Код таквих сунчевих олуја велики пламенови плазме долазе до Земље и привремено деформишу Земљино магнетно поље, тако да мењају смер игле компаса, те изазивају јаке електричне струје унутар саме Земље. Такав ефекат се назива геомагнетном олујом. Понекад се у таквим условима јављају поларна светлост и ауроре.

Кретање наелектрисаних честица из Сунчевог ветра које се крећу дуж линија магнетног поља и у близини полова улазе у атмосферу изазивају електрична пражњења у високим слојевима која се зову „поларна светлост“ и виде се као светлеће завесе, играјућа светлост, светлуцање неба веома видљиво током поларних ноћи.

Референце уреди

  1. ^ McComas, D. J.; Elliott, H. A.; Schwadron, N. A.; Gosling, J. T.; Skoug, R. M.; Goldstein, B. E. (2003-05-15). „The three-dimensional solar wind around solar maximum”. Geophysical Research Letters (на језику: енглески). 30 (10): 1517. Bibcode:2003GeoRL..30.1517M. ISSN 1944-8007. doi:10.1029/2003GL017136 . 
  2. ^ „Stanford SOLAR Center – Ask A Solar Physicist FAQs – Answer”. solar-center.stanford.edu. Приступљено 2019-11-09. 
  3. ^ Owens, Mathew J.; Forsyth, Robert J. (2013-11-28). „The Heliospheric Magnetic Field”. Living Reviews in Solar Physics (на језику: енглески). 10 (1): 5. Bibcode:2013LRSP...10....5O. ISSN 2367-3648. S2CID 122870891. arXiv:1002.2934 . doi:10.12942/lrsp-2013-5. 
  4. ^ McGaw-Hill Encyclopedia OF Science & Technology, 8th ed., (c)1997, vol. 16, page 685
  5. ^ Cliver, Edward W.; Dietrich, William F. (2013-01-01). „The 1859 space weather event revisited: limits of extreme activity”. Journal of Space Weather and Space Climate (на језику: енглески). 3: A31. Bibcode:2013JSWSC...3A..31C. ISSN 2115-7251. doi:10.1051/swsc/2013053 . 
  6. ^ Meyer-Vernet, Nicole (2007). Basics of the Solar Wind. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81420-1. 
  7. ^ Christopher T. Russell. „THE SOLAR WIND AND MAGNETOSPHERIC DYNAMICS”. Institute of Geophysics and Planetary Physics University of California, Los Angeles. Архивирано из оригинала 13. 8. 2018. г. Приступљено 2007-02-07. 
  8. ^ Roach, John (27. 8. 2003). „Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind”. National Geographic Society. Архивирано из оригинала 30. 8. 2003. г. Приступљено 2006-06-13. 

Литература уреди

  • Grünwaldt H et al. (1997) Venus tail ray observation near Earth. Geophysical Research Letters. . 24 (10): 163—1166 http://scholar.google.com/scholar?num=100&hl=en&lr=&safe=active&cluster=13741676747552292586.  Недостаје или је празан параметар |title= (помоћ) GS
  • S.Cuperman and N. Metzler, Role of fluctuations in the interplanetary magnetic field on the heat conduction in the Solar Wind.J.Geophys. Res. 78 (16), 3167–3168, 1973.
  • S. Cuperman and N. Metzler. Astrophys. J., 182 (3), 961–975, 1973.
  • S. Cuperman and N. Metzler, Solution of 3-fluid model equations with anomalous transport coefficients for thequiet Solar Wind. Astrophys.J., 196 (1) 205–219, 1975
  • S. Cuperman, N. Metzler and M. Spygelglass, Confirmation of known numerical solutions for the

quiet Solar Wind equations. Astrophys. J., 198 (3), 755–759, 1975.

  • S.Cuperman and N. Metzler, Relative magnitude of streaming velocities of alpha particles and protons at 1AU. Astrophys. and Space Sci. 45 (2) 411–417,1976.
  • N. Metzler. A multi-fluid model for stellar winds. Proceedings of the L.D.de Feiter Memorial Symposium on the Study of Traveling Interplanetary Phenomena. AFGL-TR-77-0309, Air Force Systems Command, USAF, 1978.
  • N. Metzler and M. Dryer, A self-consistent solution of the three-fluid model of the Solar Wind. Astrophys. J., 222 (2), 689–695, 1978.
  • S. Cuperman and N. Metzler, Comments on Acceleration of Solar Wind He++3 effects of Resonant and nonresonant interactions with transverse waves. J. Geophys. Res. 84 (NA5), 2139–2140 (1979)
  • N. Metzler, S. Cuperman, M. Dryer and P. Rosenau, A time-dependent two-fluid model with

thermal conduction for Solar Wind. Astrophys. J., 231 (3) 960–976, 1979.

Спољашње везе уреди