Sluneční vítr

CZ - sluneční vítr

SK - slnečný vietor

EN - solar wind

= trvalý tok nabitých částic, které unikají z koróny do meziplanetárního prostoru

Popis

Sluneční vítr je proud částic unikajících z koróny. Tento proud je důsledkem rozdílu tlaků mezi korónou a meziplanetárním prostorem, který pohání sluneční plazmu radiálně směrem ven z vlivu slunečního gravitace. Aby se tak stalo musí částice dosáhnout únikové rychlosti, tzn. aspoň 618 km/s. Sluneční vítr se skládá převážně z protonů a elektronů s malou příměsí ionizovaného hélia a těžkých iontů. Každou sekundu proudí asi 1,2 miliardy tun hmoty ven ze Slunce do kosmu. Sluneční vítr je tvořen plazmatem a magnetickým polem Slunce. Rychlost částic se mění na základě cyklu sluneční aktivity. V maximu dosahuje v průměru asi 800 km/s a v minimu asi 200 km/s.

Bez ohledu na cyklus sluneční aktivity rozlišujeme sluneční vítr na pomalý, který se šíří z uzavřeného magnetické pole Slunce (400 km/s), rychlý z koronálních děr a pólů (700 km/s) a explozivní, který je spojený s erupcemi a eruptivními protuberancemi (1200 km/s). Protože kromě samotného náboje sebou táhne sluneční vítr i magnetické pole, je přímým důsledkem vytvoření meziplanetárního magnetického pole.

S těmito rychlostmi se k Zemi dostane za 4-5 dní. Hustota částic okolo Země je asi 3 - 20 cm³. Když se vysokorychlostní sluneční vítr dostane do zemské atmosféry způsobí polární záři.

Ve vnější oblasti sluneční soustavy je sluneční vítr zpomalen nadzvukovým mezihvězdným větrem (tzv. rázové vlny). Prostor vyplněný slunečním větrem a zamrznutým magnetickým polem se jmenuje heliosféra a mezi heliosférou a mezihvězdným se nachází heliopauza.

Historie

První náznak slunečního větru přišel s výzkumem směru ohonu komet. Kometa má vždy dva ohony, jeden, který dodržuje dráhu komety a druhý, který jde vždy směrem od Slunce. Nejprve přičítali směr druhého ohonu tlaku záření, podle výpočtu byl však tlak příliš malý na to aby tento směr udržel.

Název sluneční vítr zavedl v roce 1958 americký astrofyzik Eugene Parker. Přišel na to že sluneční koróna musí expandovat daleko od Slunce. Jeho původní práce o slunečním větru byla hned v zápětí zamítnuta, kvůli nedostatku důkazů vycházejících z pozorování. Přesvědčivé důkazy byly nalezeny až pomocí sond a družic koncem šedesátých let dvacátého století, zejména pomocí sondy Mariner 2, která zkoumala planetu Venuši.

Závislost rychlosti slunečního větru na magnetickém poli Slunce. Zdroj:From the sun: auroras, magnetic storms, solar flares, cosmic rays (s. 75)

Změna vlastností slunečního větru v různých fázích cyklu sluneční aktivity (rychlost větru - V, hustota - N, teplota - T a magnetické pole B). Grafy ukazují postupně vzestupnou fázi (7. června 1998), maximum(10. června 2000) a minimum (4. června 2006). Zdroj: PHYSICS OF THE SUN AND ITS ATMOSPHERE (s. 237)

Zdroje:

Rušin, V. (2005): Slnko, naša najbližšia hviezda, VEDA vydavateľstvo Slovenskej akadémie vied, Bratislava
Educational Web Sites on Astronomy, Physics, Spaceflight and the Earth's Magnetism - (online 17. 2. 2017)
Přednáška M. Švandy z MatFyz fakulty - (online 17. 2. 2017)
SUESS, Steven T. a Bruce T. TSURUTANI. From the sun: auroras, magnetic storms, solar flares, cosmic rays. Washington, DC: American Geophysical Union, c1998. ISBN 0875902928.
KAMIDE, Y. a Abraham C.-L. CHIAN. Handbook of the solar-terrestrial environment. New York: Springer, c2007. ISBN 9783540463146.
DWIVEDI, B. N. a U. NARAIN. Physics of the sun and its atmosphere: proceedings of the National Workshop (India) on "Recent Advances in Solar Physics" : Meerut College, Meerut, India, 7-10 November, 2006. Singapore: World Scientific, c2008. ISBN 9812832718.