Прејди на содржината

Сончев ветар

Од Википедија — слободната енциклопедија
Набљудувањата на Улис на брзината на сончевиот ветар како функција од географската ширина на Сонцето за време на сончев минимум. Бавниот ветар (≈ 400 км/ѕ) е ограничен само на екваторските подрачја, а брзиот ветар (≈ 750 км/ѕ ) е гледа над половите.[1] Црвените/сините бои го поларитетот кон внатре/надвор во хелиосферското магнетно поле .
Состав на Сонцето

Сончев ветар е 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 соларната 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, 54Fe и 56Fe и 58Ni, 60Ni и 62Ni.[2] 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,[3] 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.

Историја

[уреди | уреди извор]

Набљудувања од Земјата

[уреди | уреди извор]

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[4] 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.[5]

Лабораториска симулација на влијанието на магнетосферата врз сончевиот ветар; овие Биркеландови струи, кои сличат на струите во поларната светлина, се создадени во терела (магнетизиран аноден глобус во изолирана комора).

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.[6] 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.[6]

Идејата дека исфрлениот материјал се состои и од јони и од електрони првпат ја истакнал норвешкиот научник Кристијан Биркеланд.[7] 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“.[5] 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.[8] По три години, во 1919 година, британскиот физичар Фредерик Линдеман исто така навел дека Сонцето исфрла честички од двата пола: протони и електрони.[9]

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.[10] 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).[11]

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“.[12][13] 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.[14] 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 [14] бил отфрлен од двајца рецензенти, пред да биде прифатен од уредникот Субрахманијан Чандрасекар.[15]

Набљудувања од вселената

[уреди | уреди извор]

Во јануари 1959 година, советското вселенско летало Луна 1 за прв пат директно го набљудувало сончевиот ветар и ја измерило неговата сила,[16][17][18] 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.[19]

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.[20]

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.[21]

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.[22][23]

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 соларната 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.[24]

Забрзување

[уреди | уреди извор]

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 145км/ѕ, што е многу помалку од брзината за совладување на сончевата гравитација од 618 км/ѕ. Но, некои честички имаат доволно енергија за да достигнат брзина од 400 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.[25]

Вкупниот број на честички што излегуваат од Сонцето како сончев ветар е околу 1.300.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000.000 во секунда.[26] Со тоа вкупната загуба на сончева маса годишно е околу (2–3)×10−14 сончеви маси,[27] 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.[28] Меѓутоа, само околу 0,01% од вкупната маса на Сонцето се губи поради сончевиот ветар.[5] Другите ѕвезди имаат многу посилни ѕвездени ветрови при што стапката на загуба на маса е значително повисока.

Одлики и структура

[уреди | уреди извор]
Се смета дека ова го прикажува сончевиот ветар од ѕвездата L.L. Орион како создава лачен удар.

Брз и бавен сончев ветар

[уреди | уреди извор]

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 750 км/ѕ, температура од 800 MK и по состав речиси се совпаѓа со фотосферата на Сонцето.[29] Бавниот сончев ветар е двојно погуст и по природа е понестабилен од брзиот сончев ветар.[26][30]

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.[31][32][33] 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.[1]

Брзиот сончев ветар настанува во короналните дупки,[34] кои се подрачја на линии на отворено поле налик на инка во магнетното поле на Сонцето.[35] 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.[36]

Притисок

[уреди | уреди извор]

Ветарот (при далечина од 1 АЕ) има притисок од 1–6 nPa ((1–6)×10−9 N/m2),[37] но лесно може да варира надвор од тој опсег.

Притисокот е функција од брзината и густината на ветарот. Формулата е:

каде што mp е масата на протонот, притисокот P е во nPa (нанопаскали), n е густината на честичките во cm3 и V е брзината на сончевиот ветар изразена во km/s.[38]

Исфрлање на коронарна маса

[уреди | уреди извор]
Ерупција на Сонцето

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.

Ефекти врз Сончевиот Систем

[уреди | уреди извор]
Хелиосферичниот струен слој создаден како резултат на влијанието на ротирачкото магнетно поле на Сонцето врз плазмата во меѓупланетарната средина.

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.[39] Сончевиот ветар е одговорен за тоа што опашките на кометите се во насока на зрачењето од Сонцето.[40] Тој придонесува за флуктуациите на небесните радиобранови кои се забележуваат од Земјата, преку ефектот наречен меѓупланетарна сцинтилација.[41]

Магнетосфери

[уреди | уреди извор]
Шематски приказ на магнетосферата на Земјата. Сончевиот ветар струи од лево на десно.

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.[42]

Пладневниот меридијански дел од магнетосферата

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.[43]

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.[44]

Атмосфери

[уреди | уреди извор]

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.[45]

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.[46] 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.[47] Со мисијата MАВЕН се измерила стапката на атмосферско соголување на Марс и таа изнесува околу 100 грама во секунда.

Месечини и планетарни површини

[уреди | уреди извор]
Експеримент за составот на сончевиот ветар од Аполо
Експеримент за составот на сончевиот ветар на Аполо на површината на Месечината

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.[48]

Надворешни граници

[уреди | уреди извор]
Инфографик кој ги прикажува надворешните региони на хелиосферата засновани на резултатите од вселенското летало Војаџер

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.[49]

Вселенското летало Војаџер 2 во периодот од 30 август до 10 декември 2007 година барем пет пати го поминало ударниот бран.[50]

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.[51]

Значајни настани

[уреди | уреди извор]
  • 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.[52]
  • 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.[53][54]

Поврзано

[уреди | уреди извор]

Наводи

[уреди | уреди извор]
  1. ↑ 1,0 1,1 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 (англиски). 30 (10): 1517. Bibcode:2003GeoRL..30.1517M. doi:10.1029/2003GL017136. ISSN 1944-8007.
  2. ↑ „Stanford SOLAR Center -- Ask A Solar Physicist FAQs - Answer“. solar-center.stanford.edu. Посетено на 2019-11-09.
  3. ↑ McGRAW-HILL ENCYCLOPEDIA OF Science & Technology, 8th ed., (c)1997, vol. 16, page 685
  4. ↑ 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 (англиски). 3: A31. Bibcode:2013JSWSC...3A..31C. doi:10.1051/swsc/2013053. ISSN 2115-7251.
  5. ↑ 5,0 5,1 5,2 Meyer-Vernet, Nicole (2007). Basics of the Solar Wind. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-81420-1.
  6. ↑ 6,0 6,1 Durham, Ian T. (2006). „Rethinking the History of Solar Wind Studies: Eddington's Analysis of Comet Morehouse“. Notes and Records of the Royal Society. 60. стр. 261–270.
  7. ↑ Egeland, Alv; Burke, William J. (2005). Kristian Birkeland: The First Space Scientist. Springer, Dordrecht, The Netherlands. стр. 80. ISBN 978-1-4020-3294-3.
  8. ↑ Kristian Birkeland, "Are the Solar Corpuscular Rays that penetrate the Earth's Atmosphere Negative or Positive Rays?" in Videnskapsselskapets Skrifter, I Mat - Naturv. Klasse No.1, Christiania, 1916.
  9. ↑ Philosophical Magazine, Series 6, Vol. 38, No. 228, December 1919, 674 (on the Solar Wind)
  10. ↑ Ludwig Biermann (1951). „Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung“. Zeitschrift für Astrophysik. 29: 274. Bibcode:1951ZA.....29..274B.
  11. ↑ Schröder, Wilfried (1 December 2008). „Who first discovered the solar wind?“. Acta Geodaetica et Geophysica Hungarica. 43 (4): 471–472. doi:10.1556/AGeod.43.2008.4.8.
  12. ↑ Christopher T. Russell. „THE SOLAR WIND AND MAGNETOSPHERIC DYNAMICS“. Institute of Geophysics and Planetary Physics University of California, Los Angeles. Архивирано од изворникот на 2011-09-27. Посетено на 2007-02-07.
  13. ↑ Roach, John (August 27, 2003). „Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind“. National Geographic Society. Архивирано од изворникот на August 30, 2003. Посетено на 2006-06-13.
  14. ↑ 14,0 14,1 Parker, Eugene N. (November 1958). „Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields“. The Astrophysical Journal. 128: 664–676. Bibcode:1958ApJ...128..664P. doi:10.1086/146579.
  15. ↑ Parker, E. N. (1997), „The martial art of scientific publication“, EOS Transactions, 78: 391, Bibcode:1997EOSTr..78..391P, doi:10.1029/97EO00251
  16. ↑ Harvey, Brian (2007). Russian Planetary Exploration: History, Development, Legacy and Prospects. Springer. стр. 26. ISBN 978-0-387-46343-8.
  17. ↑ Darling, David J. „Luna“. Internet Encyclopedia of Science. Посетено на 2020-10-02.
  18. ↑ „Luna 1“. NASA NASA Space Science Data Coordinated Archive. Посетено на 2007-08-04.
  19. ↑ Neugebauer, M.; Snyder, C. W. (1962). „Solar Plasma Experiment“. Science. 138 (3545): 1095–1097. Bibcode:1962Sci...138.1095N. doi:10.1126/science.138.3545.1095-a. PMID 17772963.
  20. ↑ G. W. Pneuman; R. A. Kopp (1971). „Gas-magnetic field interactions in the solar corona“. Solar Physics. 18 (2): 258. Bibcode:1971SoPh...18..258P. doi:10.1007/BF00145940.
  21. ↑ „Solar System Exploration: Missions: By Target: Mars: Present“. Solar System Exploration. Архивирано од изворникот на 2008-09-20.
  22. ↑ „Remarks on the Rotation of a Magnetized Sphere with Application to Solar Radiation“ (PDF).
  23. ↑ Hannes Alfvén (1942). „Remarks on the Rotation of a Magnetized Sphere with Application to Solar Radiation“. Arkiv för Matematik, Astronomi och Fysik. 28A (6): 1–9.
  24. ↑ Chang, Kenneth (August 12, 2018). „Parker Solar Probe Launches on NASA Voyage to 'Touch the Sun'“. The New York Times. Посетено на August 14, 2018.
  25. ↑ Encrenaz, Thérèse; Bibring, J.-P.; Blanc, M. (2003). The Solar System. Springer. ISBN 978-3-540-00241-3.
  26. ↑ 26,0 26,1 Kallenrode, May-Britt (2004). Space Physics: An Introduction to Plasmas and. Springer. ISBN 978-3-540-20617-0.
  27. ↑ Carroll, Bradley W.; Ostlie, Dale A. (1995). An Introduction to Modern Astrophysics (revised 2nd. изд.). Benjamin Cummings. стр. 409. ISBN 978-0-201-54730-6.
  28. ↑ Schrijver, Carolus J.; Zwaan, Cornelis (2000). Solar and stellar magnetic activity. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-58286-5.
  29. ↑ Geiss, J.; Gloeckler, G.; Steiger, R. Von (1995). „Origin of the solar wind from composition data“. Space Science Reviews (англиски). 72 (1–2): 49–60. Bibcode:1995SSRv...72...49G. doi:10.1007/BF00768753. ISSN 0038-6308.
  30. ↑ Suess, Steve (June 3, 1999). „Overview and Current Knowledge of the Solar Wind and the Corona“. The Solar Probe. NASA/Marshall Space Flight Center. Архивирано од изворникот на 2008-06-10. Посетено на 2008-05-07.
  31. ↑ Harra, Louise; Milligan, Ryan; Fleck, Bernhard (April 2, 2008). „Hinode: source of the slow solar wind and superhot flares“. ESA. Посетено на 2008-05-07.
  32. ↑ Antiochos, S. K.; Mikić, Z.; Titov, V. S.; Lionello, R.; Linker, J. A. (2011-01-01). „A Model for the Sources of the Slow Solar Wind“. The Astrophysical Journal (англиски). 731 (2): 112. arXiv:1102.3704. Bibcode:2011ApJ...731..112A. doi:10.1088/0004-637X/731/2/112. ISSN 0004-637X.
  33. ↑ Fisk, L. A. (2003-04-01). „Acceleration of the solar wind as a result of the reconnection of open magnetic flux with coronal loops“ (PDF). Journal of Geophysical Research: Space Physics (англиски). 108 (A4): 1157. Bibcode:2003JGRA..108.1157F. doi:10.1029/2002JA009284. ISSN 2156-2202. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  34. ↑ Zirker, J. B. (1977), Coronal holes and high‐speed wind streams, Reviews of Geophysics, 15(3), 257–269
  35. ↑ Hassler, Donald M.; 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. Bibcode:1999Sci...283..810H. doi:10.1126/science.283.5403.810. PMID 9933156.
  36. ↑ Marsch, Eckart; Tu, Chuanyi (April 22, 2005). „Solar Wind Origin in Coronal Funnels“. Science. ESA. 308 (5721): 519–23. Bibcode:2005Sci...308..519T. doi:10.1126/science.1109447. PMID 15845846. Посетено на 2008-05-06.
  37. ↑ Shue, J. H. (1998). „Magnetopause location under extreme solar wind conditions“. Journal of Geophysical Research. 103 (A8): 17, 691–17, 700. Bibcode:1998JGR...10317691S. doi:10.1029/98JA01103.
  38. ↑ Dendy, Richard (1995). Plasma Physics: An Introductory Course. Cambridge University Press. стр. 234. ISBN 9780521484527.
  39. ↑ Endal, A. S.; Sofia, S. (1981). „Rotation in solar-type stars. I - Evolutionary models for the spin-down of the Sun“. Astrophysical Journal, Part 1. 243: 625–640. Bibcode:1981ApJ...243..625E. doi:10.1086/158628.
  40. ↑ Robin Kerrod (2000). Asteroids, Comets, and Meteors. Lerner Publications, Co.
  41. ↑ Jokipii, J.R. (1973). „Turbulence and Scintillations in the Interplanetary Plasma“. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 11 (1): 1–28. Bibcode:1973ARA&A..11....1J. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000245.
  42. ↑ Encrenaz, Thérèse; Bibring, J.-P.; Blanc, M. (2003). The Solar System. Springer. ISBN 978-3-540-00241-3.Encrenaz, Thérèse; Bibring, J.-P.; Blanc, M. (2003). The Solar System. Springer. ISBN 978-3-540-00241-3.
  43. ↑ „Mоќта на сончевиот ветер“. Емитер. 2019-03-04. Посетено на 2021-11-21.
  44. ↑ NASA Study Using Cluster Reveals New Insights Into Solar Wind, NASA, Greenbelt, 2012, p.1
  45. ↑ Grünwaldt H; и др. (1997). „Venus tail ray observation near Earth“. Geophysical Research Letters. 24 (10): 163–1166. Bibcode:1997GeoRL..24.1163G. doi:10.1029/97GL01159.
  46. ↑ „Solar wind ripping chunks off Mars -“. Архивирано од изворникот на 2016-03-04.
  47. ↑ NASA (2015-11-05). „NASA Mission Reveals Speed of Solar Wind Stripping Martian Atmosphere“. Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) mission. Посетено на 2015-11-05.
  48. ↑ Starukhina, L. V. (2006). „Polar regions of the moon as a potential repository of solar-wind-implanted gases“. Advances in Space Research. 37 (1): 50–58. Bibcode:2006AdSpR..37...50S. doi:10.1016/j.asr.2005.04.033.
  49. ↑ „GMS: Where is the Edge of the Solar System?“. svs.gsfc.nasa.gov. Посетено на 2019-09-22.
  50. ↑ „NASA - Voyager 2 Proves Solar System Is Squashed“. Архивирано од изворникот на 2021-11-25. Посетено на 2021-11-21.
  51. ↑ „Мисиите Касини и Војаџер предлагаат нова слика на заемното дејство на Сонцето со галаксијата“. Скопско Астрономско Друштво. Посетено на 2021-11-21.
  52. ↑ „The Day the Solar Wind Disappeared“. NASA Science. December 13, 1999. Архивирано од изворникот на 2021-11-22. Посетено на October 5, 2010.
  53. ↑ Amos, Jonathan (December 13, 2010). „Voyager Near Solar System Edge“. BBC News. BBC. Посетено на December 14, 2010.
  54. ↑ „NASA Probe Sees Solar Wind Decline En Route To Interstellar Space“. NASA. December 13, 2010. Посетено на December 14, 2010.
Внатрешна структура
Сонцето на 1 јануари 2015 г.
Сонцето на 1 јануари 2015 г.
Атмосфера
Променливост
Хелиосфера
Поврзани теми
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Сончев_ветар&oldid=5259551“