Сончев ветар

Сончев ветар — струење од наелектризирани честички ослободени од горната атмосфера на Сонцето, наречена корона. Оваа плазма претежно се состои од електрони, протони и алфа-честички со кинетичка енергија помеѓу 0,5 и 10 кеV. Во составот на плазмата на сончевиот ветар има и мешавина од материјали кои се наоѓаат во сончевата плазма: траги од тешки јони и атомски јадра од јаглерод, азот, кислород, неон, магнезиум, силициум, сулфур и железо. Има и траги во помали количини од други јадра и изотопи како: P, Ti, Cr, <sup>54</sup>Fe и <sup>56</sup>Fe и <sup>58</sup>Ni, <sup>60</sup>Ni и <sup>62</sup>Ni. Густината, температурата и брзината, на сончевиот ветар слабее со текот на времето, и се различни во зависност од сончевата географска ширина и должина. Честичките од Сонцето можат да побегнат од неговата гравитација поради големата енергија како резултат на високата температура на короната, која што пак е резултат на коронарното магнетно поле.
На растојание од неколку сончеви полупречници од Сонцето, брзината на сончевиот ветар достигнува од 250–750 km/s и е надзвучен, што значи дека се движи побрзо од брзината на брзиот магнетосоничен бран. Во точката кај терминалниот шок брзината на сончевиот ветар престанува да биде надзвучна. Сончевиот ветар предизвикува природни појави како: поларна светлина (на северниот и јужниот пол), плазма опашки на кометите кои секогаш се насочени обратно од Сонцето и геомагнетни бури кои можат да ги променат насоките на линиите во магнетното поле.
1 Историја
1.1 Набљудувања од Земјата
Постоењето на честички кои струјат од Сонцето кон Земјата прв го истакнал британскиот астроном Ричард Ц. Карингтон. Во 1859 година, Карингтон и Ричард Хоџсон независно еден од друг, први го забележале она што подоцна ќе се нарече сончев блесок. Тоа е ненадејно зголемување на осветленоста на сончевиот диск на одредени места, за кое е денес познато дека е честа појава поврзана со исфрлањето на материјал и магнетни текови од атмосферата на Сонцето, позната и како исфрлање на коронарна маса. Следниот ден, имало силна геомагнетна бура, а Карингтон сметал дека овие два настана се поврзани; денес е познато дека геомагнетната бура настанува поради тоа што исфрлената коронарна маса во вселената доаѓа во контакт со магнетосферата на Земјата. Ирскиот академик Џорџ Фицџералд подоцна навел дека материјата стигнува на Земјата по неколку дена.
Во 1910 година, британскиот астрофизичар Артур Едингтон, во фуснота на статија за кометата Морхаус, го опишал постоењето на сончевиот ветар, без притоа да го именува некако. Постоењето на сончев ветар опишан од Едингтон не бил целосно прифатен, иако тој претходната година дал сличен опис адресиран до Кралската Институција, во кој претпоставувал дека исфрлениот материјал се состои од електрони, а во неговата студија за кометата Морхаус ги опишал како јони.
Идејата дека исфрлениот материјал се состои и од јони и од електрони првпат ја истакнал норвешкиот научник Кристијан Биркеланд. Со неговите геомагнетни истражувања се покажало дека активноста на поларната светлина се одвива речиси непрекината. Затоа што овие појави и другата геомагнетска активност биле предизвикани од честички од Сонцето, тој заклучил дека Земјата е постојано бомбардирана од „зраците на електричните телца испуштени од Сонцето“. Во 1916 година истакнал дека: „Од физичка гледна точка, најверојатно е дека сончевите зраци не се ниту исклучиво негативни ниту позитивни зраци, туку ги има и од двата вида“; со други зборови, сончевиот ветар се состои и од негативни електрони и од позитивни јони. По три години, во 1919 година, британскиот физичар Фредерик Линдеман исто така навел дека Сонцето исфрла честички од двата пола: протони и електрони.
Околу 1930-та, научниците заклучиле дека температурата на Сончевата корона мора да биде милион степени целзиусови земајќи го предвид начинот на кој таа се шири во просторот (што се гледа при целосно затемнување на Сонцето). Со подоцнежните спектроскопски истражувања се потврдила оваа констатација. Во средината на 1950-тите, британскиот математичар Сиднеј Чепмен ги одредил својствата на гасот при толкава температура и заклучил дека короната, поради тоа што е исклучително добар спроводник на топлина, мора да се протега многу подалеку во вселената, подалеку од Земјината орбита. Исто така, во 1950-тите, германскиот астроном Лудвиг Бирман се интересирал за тоа зошто опашките на кометите се секогаш насочени обратно од Сонцето, без разлика во која насока се движи кометата. Биерман претпоставил дека причината за ова е тоа што Сонцето постојано испушта тек од честички кои ја туркаат опашката на кометата наназад. На германскиот астроном Пол Ахнерт му се припишува заслугата (од Вилфрид Шредер) дека е прв што сончевиот ветар го поврзал со насоката на опашката на кометата врз основа на набљудувањата на кометата Випл-Федке (1942г).
Американскиот астрофизичар Јуџин Паркер открил дека топлината што струи од Сонцето во Чепменовиот модел, и опашката на кометата која е дувана од Сонцето според претпоставката на Бирман, мора да се последици од ист феномен што тој го нарекол „сончев ветар“. Во 1957 година, Паркер покажал дека иако Сончевата корона е привлекувана од силната сончева гравитација, таа е исклучително добар спроводник на топлина и затоа е сè уште многу врела на големо растојание од Сонцето. Бидејќи гравитацијата на Сонцето слабее со зголемувањето на растојанието од Сонцето, надворешната коронарна атмосфера може со надзвучна брзина да побегне во меѓуѕвездениот простор. Паркер, исто така, бил првиот што забележал дека слабеењето на влијанието на гравитацијата од Сонцето има ист ефект врз хидродинамичкиот проток како и Де Лаваловиот млаз, со што се поттикнува премин од подзвучен во надзвучен проток. Многумина силно се спротивставиле на хипотезата од Паркер за сончевиот ветар; трудот што го доставил до ''The Astrophysical Journal'' (мак. „Астрофизичко списание“) во 1958 година бил отфрлен од двајца рецензенти, пред да биде прифатен од уредникот Субрахманијан Чандрасекар.
1.2 Набљудувања од вселената
Во јануари 1959 година, советското вселенско летало ''Луна 1 за'' прв пат директно го набљудувало сончевиот ветар и ја измерило неговата сила, преку користење на полутопкични јонски стапици. Откритието, по заслуга на Константин Грингауз, било потврдено и од ''Луна 2'', ''Луна 3'', и поодалечените мерења на ''Венера 1''. По три години, слични мерења извршила американската геофизичарка Марсија Нојгебауер при кои било користено вселенското летало ''Маринер 2''.
Првата нумеричка симулација на сончевиот ветар во сончевата корона, во која биле опфатени и линиите на затворено и отворено поле, ја извеле Пнеуман и Коп во 1971 година. Магнетохидродинамичките равенки во стабилна состојба биле итеративно решени почнувајќи со диполарна конфигурација.
Во 1990 година, била лансирана ''сондата Улисес'' со цел да го проучува сончевиот ветар од високите сончеви ширини. Сите претходни набљудувања биле направени на еклиптичката рамнина на Сончевиот Систем или во нејзина близина.
Кон крајот на 1990-тите, ултравиолетовиот коронарен спектрометар (UVCS) на вселенското летало СОХО го набљудувал подрачјето во кое има забрзување на сончевиот ветар кој излегувал од половите на Сонцето и се открило дека забрзувањето на ветрот е многу побрзо за да биде предизвикано само од термодинамичка експанзија. Паркеровиот модел наведува дека ветрот треба да премине во надзвучно струење на височина од околу четири сончеви полупречници (приближно 3.000.000 km) од фотосферата (површината); но преминувањето (или „соничната точка“) сега изгледа дека се случува подолу, можеби на само еден сончев полупречник (приближно 700.000 km) над фотосферата, што наведува дека некој друг механизам го забрзува сончевиот ветар. Сè уште не е сфатено зошто има забрзување на брзиот ветар и тоа не може во целост да се објасни со теоријата на Паркер. Објаснувањето за гравитациското и електромагнетното забрзување е опишано во трудот на Ханес Алфвен (добитник на Нобелова награда за физика) од 1970 година.
Мисијата СТЕРЕО била лансирана во 2006 година за да ги проучува коронарните исфрлања на маса и сончевата корона, преку стереоскопија од два системи за сликање. Секое летало од СТЕРЕО носело два хелиосферски апарата: високо чувствителни камери со широко поле кои можеле да го сликаат сончевиот ветар, преку Томсоново расејување на сончевата светлина од слободните електрони. Снимките од СТЕРЕО откриле сончев ветар во близина на еклиптиката, опишан како многу обемен турбулентен тек.
Сондата „''Војаџер 1“'' во 2012 стигнала до крајот на „балонот“ од сончев ветар, при што забележала нагло опаѓање на сончевиот ветар. Слични резултати дало и набљудувањето шест години подоцна од ''Војаџер 2'' .
Во 2018 година, НАСА ја лансирала ''сончевата сонда Паркер'', именувана во чест на американскиот астрофизичар Јуџин Паркер, со мисија за проучување на структурата и динамиката на сончевата корона, за да се разбере што е тоа што го предизвикува загревањето и забрзувањето на сончевите честички во вид на сончев ветар. За време на седумгодишната мисија, сондата дваесет и четири ќе го обиколи Сонцето, и со секој нареден круг ќе навлегува подлабоко во короната, за на крај да помине на 0,04 астрономски единици од површината на Сонцето. Ова е прво вселенско летало на НАСА именувано по жив човек, а Паркер на 91-годишна возраст, бил присутен да го набљудува лансирањето.
2 Забрзување
Раните модели на сончевиот ветар се потпирале првенствено на топлинската енергија за да го објаснат забрзувањето на материјата. Во 1960-тите било јасно дека само преку термалното забрзување не може да се објасни огромната брзина на сончевиот ветар.
Короната е област од плазма со температура поголема од еденмегакелвин. Поради топлинските судири, честичките во внатрешноста на короната имаат ранг и различни брзини опишани со Максвеловата дистрибуција. Просечната брзина на овие честички е околу км/ѕ, што е многу помалку од брзината за совладување на сончевата гравитација од км/ѕ. Но, некои честички имаат доволно енергија за да достигнат брзина од км/ѕ, со што го „хранат“ сончевиот ветар. На истата температура, електроните, поради нивната значително помала маса, достигнуваат брзина со која што можат да ја совладаат гравитацијата и создаваат електрично поле што дополнително ги забрзува јоните од Сонцето.
Вкупниот број на честички што излегуваат од Сонцето како сончев ветар е околу во секунда. Со тоа вкупната загуба на сончева маса годишно е околу (2–3)×10<sup>−14</sup> сончеви маси, или околу 1,3–1,9 милиони тони во секунда. Според ова на секои 150 милиони години од Сонцето излегува маса еднаква на масата на Земјата. Меѓутоа, само околу 0,01% од вкупната маса на Сонцето се губи поради сончевиот ветар. Другите ѕвезди имаат многу посилни ѕвездени ветрови при што стапката на загуба на маса е значително повисока.
3 Одлики и структура
3.1 Брз и бавен сончев ветар
Сончевиот ветар го има во две основни состојби - бавен сончев ветар и брз сончев ветар, но нивната разлика не е само во брзината. Бавниот сончев ветар во близина на Земјата се смета дека има брзина од 300 до 500 км/ѕ, температура од ~100 МК и по состав е близок со короната. За разлика од него, брзиот сончев ветар има типична брзина од км/ѕ, температура од 800 MK и по состав речиси се совпаѓа со фотосферата на Сонцето. Бавниот сончев ветар е двојно погуст и по природа е понестабилен од брзиот сончев ветар.
Бавниот сончев ветар најверојатно потекнува од екваторските подрачја на Сонцето. Кои коронални структури се вклучени во создавањето на бавниот сончевиот ветар и како се ослободува мтеријалот е сè уште предмет на научна дебата. Набљудувањата на Сонцето помеѓу 1996 и 2001 година покажале дека бавниот сончев ветар се развива на географски ширини од 30–35° за време на сончевиот минимум (период на најниска сончева активност), а се шири кон половите кога сончевиот циклус се приближува до својот максимум. За време на сончевиот максимум, и во половите се развива бавен сончев ветар.
Брзиот сончев ветар настанува во короналните дупки, кои се подрачја на линии на отворено поле налик на инка во магнетното поле на Сонцето. Ваквите отворени линии се прилично чести околу магнетните полови на Сонцето. Плазмата извира од мали магнетни полиња создадени од конвекционите ќелии во сончевата атмосфера. Овие полиња ја заробуваат плазмата и ја носат во тесните грла на короналните инки, кои се наоѓаат на само 20.000 км над фотосферата. Овде плазмата се ослободува по што линиите на магнетното поле повторно се поврзуваат.
3.2 Притисок
Ветарот (при далечина од 1 АЕ) има притисок од 1–6 nPa ((1–6)×10<sup>−9</sup> N/m<sup>2</sup>), но лесно може да варира надвор од тој опсег.
Притисокот е функција од брзината и густината на ветарот. Формулата е:
:<math>P = m_p \cdot n \cdot V^2 = 1.6726 \times 10^{-6} \cdot n \cdot V^2</math>
каде што m<sub>p</sub> е масата на протонот, притисокот P е во nPa (нанопаскали), n е густината на честичките во cm<sup>3</sup> и V е брзината на сончевиот ветар изразена во km/s.
3.3 Исфрлање на коронарна маса
И брзиот и бавниот сончев ветар можат да бидат попречени од големи, брзи ерупции на плазма кои се викаат коронарни исфрлања на маса Тие се предизвикани од ослободувањето на магнетна енергија во Сонцето. Честопати во медиумите се нарекуваат „сончеви бури“ или „вселенски бури“. Понекогаш може да се придружени и со сончев блесок, кои се уште една појава при ослободувањето на магнетна енергија на Сонцето. Коронарните исфрлања предизвикуваат ударни бранови во плазмата во хелиосферата, по што се испуштаат електромагнетни бранови и се забрзуваат честичките (најчесто протони и електрони) со што се формираат поројни текови од јонизирачко зрачење кои му претходат на исфралањето на масата. 
Кога исфрлената маса ќе се судри со магнетосферата на Земјата, таа привремено го деформира магнетното поле на Земјата, и насоката на иглите од компасот се менува, а на самата Земја поттикнува огромни земни електрични струи; оваа природна појава се вика геомагнетна бура. Коронарното исфрлање на маса може да предизвика магнетно преповрзување во магнетоопашката на Земјата; со ова се лансираат протони и електрони кон атмосферата на Земјата, при што се појавува поларната светлина.
Времето во вселената не зависи само од коронарното исфрлање на маса. Различните дамки на Сонцето е познато дека влијаат на брзината и густината на сончевиот ветар. Ако се изолираат, секоја посебна струја од ветрови би формирала спирала со различен наклон, при што брзите ветрови излегуваат подиректно (аголот им е мал), а бавните повеќе тежнеат да се виат околу Сонцето.
4 Ефекти врз Сончевиот Систем
За време на животниот век на Сонцето, односот меѓу неговите површински слоеви и сончевиот ветар кој излегува од Сонцето значително ја намалиле стапката на сончевата површинска ротација. Сончевиот ветар е одговорен за тоа што опашките на кометите се во насока на зрачењето од Сонцето. Тој придонесува за флуктуациите на небесните радиобранови кои се забележуваат од Земјата, преку ефектот наречен меѓупланетарна сцинтилација.
4.1 Магнетосфери
Кога сончевиот ветар ќе наиде на планета со магнетно поле (како што се Земјата, Јупитер или Сатурн), честичките се одбиваат од страна наЛоренцовата сила. Ова подрачје, познато како магнетосфера, ги тера честичките да поминат околу планетата наместо да паднат во атмосферата или на површината. Магнетосферата има облик на полутопка на страната која е свртена кон Сонцето, а од спротивната страна е издолжена. Границата на ова подрачје се вика магнетопауза.
Сончевиот ветар е причината за обликот на магнетосферата на Земјата. Разликите во неговата брзина, густина, насока и магнетното поле кое го зафаќа изразито влијаат врз вселенската средина на Земјата. На пример, нивоата на јонизирачко зрачење и радио пречки може да може да варираат во зависност од стотици до илјадници фактори; а обликот и местоположбата на магнетопаузата и лачниот ударен бран спроти нив може да се променат за неколку Земјини полупречници, изложувајќи ги геосинхроните сателити на директниот сончев ветар. Овие феномени заедно се викаат време во вселената.
Сончевиот ветар е магнетизиран. Токму поради ова, магнетното поле на Земјата најголемиот дел го одбива назад во вселената, по што во атмосферата на Земјата се појавува една од највпечатливите нуспојави на процесот – поларната светлина.
Од Европската вселенска агенција била направена студија во која се увидело дека сончевиот ветар може полесно да ја пробие магнетосферата отколку што дотогаш се верувало.
Со истражувањето се окарактеризирале варијансите во создавањето на меѓупланетарното магнетно поле (ММП) под големо влијание на Келвин-Хелмхолцовата нестабилност (која се јавува при заемното дејство на две течности) поради разликите во дебелината и многу други одлики на граничниот слој. Експертите веруваат дека ова е прва пат Келвин-Хелмхолцовите бранови во магнетопаузата да се појават на висока географска ширина во надолната ориентација на ММП. Овие бранови можат да се видат на неочекувани места изложени на сончев ветар за кои порано се верувало дека дека го оневозможува нивното создавање. Овие откритија покажуваат дека сончевите честички, под одредени услови на ММП, лесно можат да навлезат во магнетосферата на Земјата. Ова откритие се однесува и за пробивањето на магнетосферата околу другите планетарни тела.
4.2 Атмосфери
Сончевиот ветар влијае врз другите дојдовни космички зраци кои дејствуваат врз атмосферите на планетите. Освен тоа, планетите со слаба или кои немаат магнетосфера се подложни на атмосферско соголување од сончевиот ветар.
Венера, најблиската и најслична планета на Земјата, има 100 пати погуста атмосфера, со мало или без геомагнетно поле. Вселенските сонди откриле опашка слична на онаа од комета која се протега до Земјината орбита.
Земјата е во голема мера заштитена од сончевиот ветар со нејзиното магнетно поле, кое ги одбива најголемиот дел од наелектризираните честички; но сепак, некои наелектризирани честички се заробени во Ван Аленовиот појасот на зрачење. Мал дел од честичките од сончевиот ветар успеваат да продрат, како низ електромагнетна линија за пренос на енергија, до горната атмосфера на Земјата и јоносферата во подрачјата на поларна светлина. Сончевиот ветар може да се забележи на Земјата само кога е доволно силен за да предизвика феномени како што се поларната светлина и геомагнетните бури. Светлите поларни светлини ја загреваат јоносферата, со што се овозможува плазмата да се прошири во магнетосферата, со што ја зголемува големината на геосферата и вбризгува атмосферска материја во сончевиот ветар. Геомагнетните бури се појавуваат кога притисокот на плазмата во магнетосферата е доволно голем за да се подуе и со тоа да го искриви геомагнетното поле.
Иако Марс е поголем од Меркур и четири пати подалеку од Сонцето, се смета дека сончевиот ветар отстранил до една третина од неговата првобитна атмосфера, оставајќи слој со густина за сто пати поредок од оној од Земјата. Се верува дека атмосферското соголување се случува затоа што гасот се заробува во меурчиња од магнетното поле, кои потоа се откинуваат од сончевиот ветар. Во 2015 година, мисијата на НАСА, МАВЕН (анг: MAVEN) требало да ја измери стапката на атмосферско соголување предизвикано од магнетното поле кое го носи сончевиот ветар додека струи покрај Марс, кој создава електрично поле, на ист начин како што на Земјата се користи турбина за создавање електрична енергија. Ова електрично поле ги забрзува наелектризираните атоми од гас (јони) во горната атмосфера на Марс и ги исфрла во вселената. Со мисијата MАВЕН се измерила стапката на атмосферско соголување на Марс и таа изнесува околу 100 грама во секунда.
4.3 Месечини и планетарни површини
Меркур, најблиската планета до Сонцето, е најизложен на сончевиот ветар, и затоа што од неговата атмосфера не останало речиси ништо, нејзината површина е облеана од зрачење.
Меркур има природно магнетно поле, така што при нормални услови сончевиот ветар не може да ја пробие неговата магнетосфера и честичките стигнуваат само до површината на горните области. За време на исфрлањето на коронарна маса, сепак, магнетопаузата е потисната до површината на планетата, и во вакви услови, сончевиот ветар слободно може да стигне до површината на планетата.
Месечината нема атмосфера или ниту природно магнетно поле, и затоа нејзината површина е бомбардирана со сиот сончев ветар. Мисиите на Аполо поставиле пасивни алуминиумски колектори во обид да се земе примерок од сончев ветар, а примероците од тлото на Месечината потврдиле дека месечевиот реголит е збогатен со атомски јадра оставени од сончевиот ветар. Овие елементи може да се покажат како корисни ресурси за планираните месечеви колонии.
5 Надворешни граници
Сончевиот ветар „создава балон“ во меѓуѕвездената средина. Точката каде што силата на сончевиот ветар повеќе не е доволно голема за да го оттурне меѓуѕвездената средина е позната како хелиопауза и често се смета како надворешна граница на Сончевиот Систем. Растојанието до хелиопаузата не е прецизно познато и најверојатно зависи од тековната брзина на сончевиот ветар и густината на меѓуѕвездената средина на тоа место, но сигурно е дека тоа е многу подалеку од орбитата на Плутон. Научниците преку податоците добиени од мисијата на Истражувачот на Меѓуѕвездената Граница (IBEX) лансиран во октомври 2008 година, се надеваат дека ќе добијат појасни сознанија за хелиопаузата.
Крајот на хелиосферата се смета за еден од начините за дефинирање на опсегот на Сончевиот Систем, заедно со Кајперовиот Појас, и полупречникот во кој гравитациското влијание на Сонцето се совпаѓа со другите ѕвезди.''Вселенското летало Војаџер 2'' во периодот од 30 август до 10 декември 2007 година барем пет пати го поминало ударниот бран.
Во 2012 година Војаџер 1 ја поминал хелиопаузата, а во 2018 тоа го направил и Војаџер 2. (границата на која притисокот од сончевиот ветер повеќе не е доволен истиот да биде туркан во меѓуѕвездениот простор. Податоци од Војаџер 1 покажуваат дека меѓуѕвезденото магнетно поле по хелиосферата е многу посилно од претпоставките на научниците, што би можело да значи дека тоа може да влијае врз сончевиот ветар на работ од хелиосферата и да го збие во нејзината опашка.
6 Значајни настани
* Од 10 мај до 12 мај 1999 година, вселенските летала на НАСА - ACE и WIND забележале намалување на густината на сончевиот ветар за 98%. Со ова им овозможило на енергетските електрони од Сонцето да струјат кон Земјата во тесни зраци познати како „страл“, што ја предизвикало многу необичната појава „поларен дожд“, во која се појавила видлива поларна светлина над Северниот пол. Освен тоа, магнетосферата на Земјата го зголемила својот обем за 5 до 6 пати.* На 13 декември 2010 година, ''Војаџер 1'' утврдил дека брзината на сончевиот ветар, на местото на кое се наоѓал (17,4 милиони километри од Земјата) се свела на нула. „Дојдовме до точка каде што ветарот од Сонцето, кој досега секогаш се движеше кон надвор, веќе не се движи нанадвор; се движи само настрана за да може да се спушти по опашката на хелиосферата, која е тело во облик на комета“, изјавил научникот од проектот „Војаџер“, Едвард Стоун.
7 Поврзано
* Активно подрачје
* Електрична едрилица
* Магнетна едрилица
* Хелиосферичен струен слој
* Меѓупланетарна средина
* Плазмосфера
* Сончев циклус
* Сончева едрилица
* Магнетосфера
* Експеримент за составот на сончевиот ветар