Sunčev vjetar

Sunčev ili solarni vjetar jest struja električki nabijenih čestica koje su izbačene iz gornje atmosfere Sunca. Uglavnom se sastoji 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 toga što vlada visoka temperatura 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 prvi su 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 nekoliko dana.

Norveški fizičar Kristian Birkeland posmatrao je polarnu svjetlost i primijetio da je ona stalna i neprekidna. Zaključio je da je Zemlja stalno bombardovana sa “zrakama električkih čestica koje dolaze sa Sunca”. Godine 1916. prvi je uspješno predvidio da "Sunčeve zrake nisu ni negativne ni pozitivne nego oboje". Time je objasnio da se Sunčev vjetar sastoji od negativnih elektrona i pozitivnih iona.

Godine 1959. sovjetski satelit Luna 1 prvi je uočio Sunčev vjetar i mjerio njegovu jačinu.[Brian Harvey, Russian planetary exploration: history, development, legacy, prospects. Springer, 2007, str. 26. ]David Darling, Internet Encyclopedia of Science. Godine 1990. svemirska letjelica SOHO primijetila je da Sunčev vjetar proizlazi sa Sunčevih polova i da se ubrzava mnogo brže od modela termodinamičkog širenja.

Emisija
Na Sunčevoj koroni čestice plazme griju se i iznad 1.000.000 K. Kao rezultat termičkog sudaranja, srednja brzina čestica iznosi približno 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.—p. 409  To znači da Sunce izgubi oko 0.01 % svoje ukupne mase kroz Sunčev vjetar. Neke zvijezde imaju i jači zvjezdani vjetar.

Sastavni dijelovi
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. 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. 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.

 Koronarno izbacivanje mase 
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
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 
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.

 Također pogledajte 
 SOHO

 Reference 

 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

Kategorija:Solarni fenomeni
Kategorija:Svemirske plazme