# Sunčev vjetar

Magnetosfera štiti Zemljinu površinu od naelektrisanih čestica Sunčevog vetra
**Sunčev vetar**, ili **solarni vetar**, je struja naelektrisanih čestica (plazma), koju izbacuje gornja atmosfera Sunca. Sastoji se od visokoenergetskih elektrona ili protona energije oko keV. Čestice uspevaju da delimično pobegnu iz Sunčevog gravitacionog polja zbog visoke temperature korone i energetskog dobitka putem procesa koji još uvek nije potpuno objašnjen.

Mnogi fenomeni su povezani sa Sunčevim vetrom, među kojima su geomagnetna oluja, polarna svetlost, aurore i repovi kometa koji su uvek usmereni suprotno od Sunca. Kod ostalih zvezda ova pojava se naziva zvezdanim vetrom, a kod mnogih je i znatno većeg intenziteta.

## Historija

Prikaz heliosfere i položaj Vojadžera 1 i Vojadžera 2 u odnosu na njenu granicu
Norveški istraživač Kristijan Birkeland je 1916. prvi predvideo postojanje Sunčevog vetra. Pretpostavio je da su Sunčevi zraci i pozitivnog i negativnog naelektrisanja. Frederik Lindeman je 1919. pretpostavio da sa Sunca dolaze protoni i elektroni. Tridesetih godina 20. veka naučnici su pretpostavili da Sunčeva korona ima temperaturu od nekoliko miliona stepeni. Britanski matematičar Sidni Čapman je pedesetih izračunao svojstva gasa na takvoj temperaturi i zaključio da se toplota kroz koronu mora protezati u prostoru još dalje od Zemlje. Nemački naučnik Ludvig Birman se takođe pedesetih zainteresovao za činjenicu da kometa uvek ima rep suprotno od Sunca. Birman je zaključio da Sunce emituje stalnu struju čestica koja potiskuje kometin rep.

Eugen Parker je 1958. taj fenomen nazvao „Sunčev vetar“. Parker je pokazao da je Sunčeva korona, iako jako privučena Sunčevom gravitacijom, tako dobar provodnik da je još uvek vruća na velikim udaljenostima. Pošto jačina gravitacije opada sa udaljenošću od Sunca, spoljna koronarna atmosfera nadzvučnom brzinom beži u međuzvezdani prostor. Parker je poslao svoj rad u *Astrofisical Journal*, ali dvoje recenzenata su ga odbili. Rad je ipak prihvatio Čandrasekar (dobitnik Nobelove nagrade za fiziku 1983).

Sovjetski satelit Luna 1 je januara 1959. prvi put izmerio jačinu Sunčevog vetra. Koristili su scintilacione brojače i gasne jonizacione detektore. Merenje su tri godine kasnije ponovili američki naučnici koristeći sondu Mariner 2. Prvu numeričku simulaciju Solarnog vetra u Sunčevoj koroni, koristeći magnetohidrodinamičke jednačine, izveli su Pneuman i Knop 1971.

Polarna svetlost *Aurora Borealis*
Kasnih devedesetih, merenja izvršena ultraljubičastim koronalnim spektrometrom, koji se nalazio na svemirskoj opservatoriji SOHO (*Solarna i heliografska opservatorija*), pokazala su da se područje ubrzanja Sunčevog vetra nalazi u polarnim regionima Sunca i utvrđeno je da je ono mnogo veće od onoga koje bi se očekivalo samo od toplotnog efekta. Parkerov model je predviđao da se beg Sunčevog vetra dešava na udaljenosti od 4 Sunčeva poluprečnika, ali merenja su pokazala da se dešava na udaljenosti od 1 poluprečnika iznad fotosfere. To govori da postoji dodatni mehanizam ubrzanja Sunčevog vetra.

## Svojstva

### Sastav

Sastav Sunčevog vetra u heliosferi je identičan sastavu korone. To je plazma, koja je 95 % jonizovani vodonik, 4 % dvostruko jonizovani helijum i manje od 0,5 % drugih jona. Sastav Sunčevog vetra varira i verovatno zavisi od fizičkih osobina korone. Prva detaljna analiza je izvedena na Mesecu. Solarni vetar je prikupljen specijalno pripremljenim metalnim folijama, nakon čega je dopremljen na Zemlju radi analize.

### Brzina i gubitak mase

Blizu Zemlje, brzina solarnog vetra iznosi od 200 do 889 kilometara u sekundi. Prosečna brzina je 450 kilometara u sekundi. Sunce gubi oko milion tona materijala u sekundi u vidu solarnog vetra. Fuzijom Sunce gubi oko 4,5 puta više mase u sekundi.

### Međuplanetarno magnetsko polje

Heliosferske struje, koje nastaju pod delovanjem Sunčevog rotirajućeg magnetnog polja na plazmu u međuplanetarnom prostoru
Pošto je solarni vetar plazma, ima karakteristike plazme, a ne gasa. Jako je provodljiv, tako da nosi linije sila Sunčeva magnetnog polja sa sobom. Dinamički pritisak vetra dominira nad magnetnim pritiskom u većem delu Sunčevog sistema, tako da magnetno polje tvori spiralu. Sunce ima različitu polarizaciju magnetnog polja zavisno u kojoj fazi solarnog ciklusa se nalazi. Sunčev vetar nekad ima spiralu prema unutra, a nekad prema van. To se smenjuje približno svakih 11 godina.

Plazma u međuplanetarnom prostoru je odgovorna da je jačinu Sunčevog magnetnog polja, koje je oko 100 puta jače nego kada solarnog vetra ne bi bilo. Satelitska osmatranja pokazuju da je jačina Sunčevog magnetnog polja oko Zemlje oko 10−9 T.

## Brzi i spori sunčev vetar

Van eklipse Sunčev vetar je stalan i brz sa brzinama 600 do 800 kilometara u sekundi. Taj vetar potiče iz Sunčevih koronalnih rupa. U ravni eklipse vetar je sporiji i često promenljiv sa brzinama od 200 do 600 kilomeatara u sekundi, a dnevno fluktuira i dva ili više puta.

## Promenljivost, sunčane oluje i geomagnetne oluje

Sunčev vetar je odgovoran za oblik Zemljine magnetosfere i takvo magnetno polje snažno utiče na prilike na planeti. Nivo jonizacije i radio smetnji mogu da se pojačaju sto, pa i hiljadu puta. Ponekad i na brzi i na spori Sunčev vetar snažno deluju veliki brzi plamenovi plazme zvani međuplanetarno koronalno izbacivanje mase. To se dešava tokom velikog oslobađanja magnetne energije na Suncu. Ti efekti se nazivaju i sunčane oluje. Kod takvih sunčevih oluja veliki plamenovi plazme dolaze do Zemlje i privremeno deformišu Zemljino magnetno polje, tako da menjaju smer igle kompasa, te izazivaju jake električne struje unutar same Zemlje. Takav efekat se naziva geomagnetnom olujom. Ponekad se u takvim uslovima javljaju polarna svetlost i aurore.

Kretanje naelektrisanih čestica iz Sunčevog vetra koje se kreću duž linija magnetnog polja i u blizini polova ulaze u atmosferu izazivaju električna pražnjenja u visokim slojevima koja se zovu „polarna svetlost“ i vide se kao svetleće zavese, igrajuća svetlost, svetlucanje neba veoma vidljivo tokom polarnih noći.

## Literatura

*
* Grünwaldt H et al. (1997) Venus tail ray observation near Earth. Geophysical Research Letters 24(10):163-1166 GS

|  |  |
| --- | --- |
| Sunce |  |
| **Unutrašnja struktura**:
 | Jezgro • Radijativna zona • Tahoklin • Konvektivna zona • Fotosfera
 |
| **Spoljašnja struktura**:
 | Atmosfera (Hromosfera · Tranziciona zona · Korona) • Sunčev vetar • Heliosfera • Terminacioni šok • Heliopauza • Magnetno polje
 |
| **Pojave na Suncu**:
 | Sunčeve pege • Fakule • Granule • Supergranule • Spikule • Sunčeve baklje • Erupcije • Protuberance • Koronalni lukovi • Koronalne eksplozije • Koronalne rupe
 |
| **Pojave vezane za Sunce**:
 | Sunčeva aktivnost (Sunčev ciklus) • Sunčevo zračenje • Sunčev dinamo • Rotacija • Pomračenja • Helioseizmologija • Problem Sunčevih neutrina • Standardni model Sunca
 |
| **Astronomija** |