utjecaj sunČevog vjetra na zemljinu magnetosferumdjumic/uploads/diplomski/tiš02.pdf · nuklearne...
TRANSCRIPT
I
SVEUČILIŠTE JOSIPA JURJA STROSSMAYERA U OSIJEKU
ODJEL ZA FIZIKU
ISABELA TIŠMA
UTJECAJ SUNČEVOG VJETRA NA ZEMLJINU MAGNETOSFERU
Završni rad
Osijek, 2014.
II
SVEUČILIŠTE JOSIPA JURJA STROSSMAYERA U OSIJEKU
ODJEL ZA FIZIKU
ISABELA TIŠMA
UTJECAJ SUNČEVOG VJETRA NA ZEMLJINU MAGNETOSFERU
Završni rad
Predložen Odjelu za fiziku Sveučilišta Josipa Jurja Strossmayera u Osijeku
radi stjecanja zvanja prvostupnice fizike
Osijek, 2014.
III
"Ovaj završni rad je izrađen u Osijeku pod vodstvom mentora izv.prof.dr.sc. Branka
Vukovića i komentora dr.sc. Marine Poje u sklopu Sveučilišnog preddiplomskog studija
fizike na Odjelu za fiziku Sveučilišta Josipa Jurja Strossmayera u Osijeku".
IV
Sadržaj
Sažetak ......................................................................................................................................................... V
Abstract ...................................................................................................................................................... VI
Uvod ............................................................................................................................................................. 1
1. Struktura Sunca ..................................................................................................................................... 2
1.1. Jezgra ................................................................................................................................................ 2
1.2. Radijativna zona .............................................................................................................................. 3
1.3. Konvektivna zona ............................................................................................................................ 3
1.4. Fotosfera ........................................................................................................................................... 4
1.5. Kromosfera ...................................................................................................................................... 4
1.6. Korona .............................................................................................................................................. 4
2. Unutrašnji procesi .................................................................................................................................. 4
3. Sunčeva aktivnost ................................................................................................................................... 5
3.1. Sunčeve pjege ................................................................................................................................... 5
3.2. Sunčevi bljeskovi ............................................................................................................................. 6
3.3. Prominencije .................................................................................................................................... 7
3.4. Izbačaji koronine mase ................................................................................................................... 7
3.5. Sunčeve energetske čestice .............................................................................................................. 8
3.6. Sunčev vjetar.................................................................................................................................... 8
4. Zemljina magnetosfera i posljedice djelovanja Sunčeva vjetra ......................................................... 9
4.1. Polarna svjetlost ............................................................................................................................ 10
4.2. Geomagnetske oluje i njihove posljedice ..................................................................................... 11
Zaključak .................................................................................................................................................. 16
Literatura .................................................................................................................................................. 17
Životopis .................................................................................................................................................... 19
V
Sveučilište Josipa Jurja Strossmayera u Osijeku Završni rad
Odjel za fiziku
Sažetak
Sunce je izvor gotovo sve energije koja održava život, ono je glavni uzrok vremena na
Zemlji te je odgovorno za klimu na Zemlji. Naše Sunce je veoma dinamično i konstantno se
mijenja. Ono ima najveće erupcije u Sunčevom sustavu. Te erupcije mogu biti toliko velike da
mogu dostići naš planet i prouzrokovati ozbiljnu štetu, primjerice na satelitima i drugim
komunikacijskim uređajima. Sunčeve baklje, izbačaji koronine mase, brzi Sunčev vjetar i Sunčeve
energetske čestice predstavljaju oblike Sunčeve aktivnosti. Jedan od najčešćih oblika vremenskih
neprilika u svemiru, geomagnetska oluja, nastaje kada Zemljina magnetska ovojnica,
magnetosfera, prolazi kroz nagle i uzastopne promjene. Geomagnetske oluje mogu biti
prouzrokovane udarima brzog Sunčevog vjetra i onda kada izbačaji koronine mase dođu u doticaj
sa Zemljinom magnetosferom.
Rad je pohranjen u knjižnici Odjela za fiziku
Ključne riječi: baklje/korona/magnetosfera/oluje/Sunce/vjetar
Mentor: izv.prof.dr.sc. Branko Vuković
Komentor: dr.sc. Marina Poje
Rad prihvaćen:
UTJECAJ SUNČEVOG VJETRA NA ZEMLJINU MAGNETOSFERU
ISABELA TIŠMA
VI
University Josip Juraj Strossmayer Osijek Bachelor of Physics Thesis
Department of Physics
Abstract
The Sun is the origin of almost all the energy that sustains life, the source of our weather,
arbiter of our climate. Our Sun is very dynamic and it changes constantly. It has the largest
eruptions in the solar system. These eruptions can be so large that they can reach our planet and
cause serious damage by disrupting satellites and other communication devices. Solar flares,
coronal mass ejections, high-speed solar wind, and solar energetic particles are all forms of solar
activity. One of the most common forms of space weather, a geomagnetic storm, refers to any time
Earth's magnetic environment, the magnetosphere, undergoes sudden and repeated change.
Geomagnetic storms can be caused by high-speed blasts of the solar wind and when a coronal
mass ejection (CME) connects up with the magnetosphere.
Thesis deposited in Department of Physics library
Keywords: corona/flares/magnetosphere/storms/Sun/wind
Supervisors: Professor Branko Vuković, PhD; Marina Poje, PhD
Thesis accepted:
SOLAR WIND IMPACT ON EARTH'S MAGNETOSPHERE
ISABELA TIŠMA
1
Uvod
Vremenska prognoza u svemiru (engl. space weather) je pojam koji opisuje promjene u
Sunčevoj unutrašnjosti, Sunčevu vjetru, magnetosferi, ionosferi i termosferi, koje mogu utjecati
na performanse i sposobnost različitih tehnoloških sustava, kako onih terestričkih, tako i onih u
Zemljinoj atmosferi.
Iako postoji utjecaj i izvan Sunčeva sustava, vremenske nepogode u svemiru većinom
kreću od Sunca. U sljedećim odlomcima je opisana unutrašnja struktura Sunca te česte pojave koje
se javljaju na Suncu kao rezultat njegove pojačane aktivnosti, kao i posljedice koje takve pojave
ostavljaju na Zemlju i njezine stanovnike.
Cilj ovog rada je:
- upoznati čitatelja s unutrašnjim procesima koji se odvijaju na Suncu i s osnovnim
pojmovima vezanim uz Sunčevu aktivnost;
- pokazati i opisati utjecaj Sunčevog vjetra na Zemljinu gornju atmosferu (polarna
svjetlost);
- iznijeti koje su moguće posljedice takve aktivnosti na Zemlju, živa bića na Zemlji i mjerne
instrumente kako na njezinoj površini, tako i u njezinoj atmosferi (geomagnetske oluje).
2
1. Struktura Sunca
Zemlja je većim dijelom krutina. S druge strane, Sunce tvori golema količina plina: oko
70% vodika, 28% helija i 2% težih elemenata. Iako nama Sunce izgleda razmjerno mirno, u toj
kugli sastavljenoj pretežno od vodika, stalno ključa. Izvor su Sunčeve energije neprestane
nuklearne reakcije u njegovoj jezgri gdje se atomi vodika spajaju u atome helija. Sunce zrači
zapanjujuće količine energije; ono nije izvor samo vidljive svjetlosti i topline, već i drugih vrsta
zračenja, uključujući gama-zračenje, rendgensko i ultraljubičasto zračenje.
Temperatura Sunčeve jezgre iznosi oko 15 milijuna K. Kako se približavamo fotosferi –
vidljivoj površini Sunca – temperatura polako opada pa na njoj iznosi oko 5800 K. Iznad fotosfere
nalazi se tanki sloj po imenu kromosfera; to je sloj atmosfere koji u normalnim prilikama ne
možemo vidjeti. Iznad kromosfere leži najgornji sloj atmosfere – korona – u kojoj se temperatura
penje do 2 milijuna K. [2] [3]
1.1. Jezgra
Sva energija Sunca nastaje u jezgri – središnjem dijelu Sunca na koji otpada 25%. Tu je
temperatura od 15,6 milijuna K. Za zvijezde s masom ne većom od one Sunčeve, središnja
temperatura ne prelazi 16 milijuna K, i gorenje vodika u središtu se pretežno odvija putem proton-
proton lanca.
Slika 1. Unutrašnja struktura Sunca
3
Proton-proton lanac, kojeg je prvi predložio američki fizičar Charles Critchfield, odvija se
kroz četiri faze. Prva faza, zvana PP I, proizvodi 85% Sunčeve energije. Odvija se u tri koraka.
Prvo se dva protona (svaki označen s 1H) udružuju kako bi formirali izotop vodika –
deuterij – čija se jezgra – deuteron – sastoji od jednog protona i jednog neutrona. Ovaj izotop je u
jednadžbama označen s 2H. U prvom koraku, jedan od dva protona pretvara se u neutron,
oslobađajući pritom pozitron (e+) i neutrino (ν). Stoga, prvi korak u proton-proton lancu se može
napisati kao
→ ν
Pozitron i elektron se sudaraju (takav proces sudara čestice sa svojom antičesticom se naziva
anihilacija) i anihililacijom prelaze u fotone (gama-zraka).
U drugom koraku proton-proton lanca, treći proton se spaja sa deuteronom i proizvodi laki
izotop helija (3He), čija jezgra sadrži dva protona i jedan neutron. U ovoj reakciji se također
oslobađa energija u obliku fotona (gama-zraka), koji je označen grčkim slovom γ
→ γ
U posljednjem koraku, dvije 3He jezgre se spajaju te proizvode jezgru helija 4He, s dva
protona i dva neutrona i pritom se oslobađaju dva protona [2] [3] [12]
→
1.2. Radijativna zona
Iznad jezgre je radijativna zona. Kroz nju se visoko-energetski fotoni, koji nastaju u jezgri,
polako šire prema van po principu slučajnosti. Pritom dolazi do brojnih sudara, apsorbiraju se i
neprestano ponovno zrače. Na vrhu radijativne zone, oko 71% polumjera od unutrašnje jezgre,
temperatura se spušta na oko 1 milijun K. Otuda se diže užarena masa u turbulentnom kretanju
kroz konvektivnu zonu da bi do površine stigla za oko 10 dana. [2] [3]
1.3. Konvektivna zona
Iznad radijativne zone se nalazi konvektivna zona, gdje je temperatura niža, i zračenje je
manje značajno. Energija se prenosi prema van konvekcijom. Vruća područja na dnu ovog sloja
se počinju uzdizati i rasti. Istovremeno, hladniji materijal koji se nalazi iznad se počinje spuštati i
formiraju se divovske konvektivne ćelije. Vrhovi konvektivnih ćelija se mogu vidjeti na fotosferi
4
kao granule. Konvektivna cirkulacija plazme stvara velika magnetska polja koja igraju važnu
ulogu u stvaranju Sunčevih pjega i baklji. [1]
1.4. Fotosfera
Vanjski vidljivi sloj se naziva fotosfera. Fotosfera se smatra površinom Sunca, iako se
zapravo ne radi o krutoj površini. To je sloj materijala debljine oko 500 km, iz kojega zrači najveći
dio Sunčeve energije, uglavnom u obliku vidljive i infracrvene svjetlosti. Između dna i vrha
fotosfere postoji razlika u temperaturi od oko 2100 K. [2] [3]
1.5. Kromosfera
Iznad fotosfere leži tanak sloj zvan kromosfera, koja je najhladniji dio Sunca. Tijekom
potpune pomrčine Sunca, ova regija, debljine oko 1800 km, se može jasno vidjeti kao tanki
ružičasti prsten oko Sunčeve površine, iz koje iskaču tamno ružičaste prominencije. [2] [3]
1.6. Korona
U prostor se dalje proteže korona. Sunčeva korona se sastoji od užarene, rijetke plazme s
temperaturom višom od 2 milijuna K, iz koje izlaze X-zrake i ekstremno ultraljubičasto zračenje.
Među znanstvenicima postoje velike proturječnosti o tome zašto je korona toliko užarena, no
smatra se da se ta energija sa Sunca prenosi otjecanjem duž silnica magnetskog polja, koje puca
poput zategnute elastične trake. [2] [3]
2. Unutrašnji procesi
Izvor Sunčeve energije je nuklearna fuzija. Kao i sve druge zvijezde, Sunce je nastalo
gravitacijskim privlačenjem plina i prašine i daljnjom formacijom u oblik sfere. Kako je masa
postajala sve veća i veća, vodik u središtu se utrošio i time je započela nuklearna reakcija fuzije u
kojoj su se jezgre vodika spojile kako bi stvorile helij. Dobivene jezgre su malo manje masivne od
vodikovih jezgri koje su ih stvorile. Ta razlika se pretvorila u energiju, prema Einsteinovoj relaciji:
∙ .
Energiju proizvedenu fuzijom u Sunčevoj jezgri nose visoko-energetski fotoni, probijajući
se kroz gusti labirint iona i elektrona. Nakon mjesec dana ili čak više, fotoni dospijevaju u
fotosferu. Od tamo im je potrebno samo osam minuta kako bi dospjeli na Zemlju u obliku
svjetlosti.
5
Dakle, Sunce je izvor elektromagnetske aktivnosti. Na Zemlji veoma mali broj materijala
predstavlja dobre električne vodiče. Ali na Suncu je sve električki vodljivo jer tamo nema puno
netaknutih neutralnih atoma. Prevladavajuća termička i energija zračenja pobuđuju elektrone do
te točke na kojoj oni "iskaču" iz svojih atoma, stvarajući mnoštvo pozitivno nabijenih jezgri i
slobodnih elektrona – mješavinu plina zvanog plazma koji može nositi struju isto kao što to čini i
bakrena žica.
Kao i svaki drugi električki nabijeni objekt, plazma stvara magnetska polja prilikom svog
gibanja. Kako se ta polja smjenjuju, ona induciraju još veću količinu struje, koja zatim proizvodi
još više polja. Ovaj zaplet plazme i električnih i magnetskih efekata određuje strukturu gotovo
svega što se događa unutar i na površini Sunca. [5] [11]
3. Sunčeva aktivnost
3.1. Sunčeve pjege
Od pojava uzrokovanih Sunčevom aktivnošću, najpoznatije su svakako Sunčeve pjege,
koje su tamnije i ponešto hladnije od svoje okoline. Sunčeve pjege imaju tamnu središnju umbru
okruženu svjetlijom penumbrom. Izgledaju tamnije budući da su za oko 2000 K hladnije od okolne
fotosfere. To se objašnjava magnetskim poljem koje zahvaća uskovitlano konvektivno djelovanje,
što na površinu donosi toplinu. Umjesto toga, ta energija se može osloboditi povezana u baklju.
Broj Sunčevih pjega povećava se i smanjuje slijedeći 11-godišnji ciklus. Općenito, ukupna
Sunčeva aktivnost jača i slabi u vremenskom razdoblju
od 11 godina. Solarni minimum se odnosi na nekoliko
godina u kojima je broj pjega najmanji; solarni
maksimum se događa u godinama kada je broj pjega
najveći. Sunce je obično veoma aktivno kada je broj
Sunčevih pjega velik. Međutim, snažne oluje se mogu
dogoditi bilo kada tijekom solarnog ciklusa. Jedan dobro
poznat primjer minimuma Sunčeve aktivnosti je
Maunderov minimum. To je naziv za razdoblje između
1645. do 1715. godine kada je broj Sunčevih pjega bio
izuzetno malen. Događaj je nazvan prema astronomu
Edwardu W. Maunderu (1851.-1928.), koji je proučavao kako su se geografske širine na kojima
Slika 2. Sunčeva pjega
6
su se pjege pojavljivale mijenjale s vremenom. Razdoblja koja je ispitivao uključuju drugu
polovicu 17. stoljeća. Zanimljiva je činjenica ta da se Maunderov minimum poklapao s razdobljem
u kojem je globalna temperatura zraka bila niža od prosječne. Bilo da postoji uzročno-posljedična
veza između slabe Sunčeve aktivnosti (malog broja pjega) i hladnih razdoblja, ona još nije
dokazana. Međutim, niske globalne temperature su zapažene tijekom razdoblja solarnog
minimuma.
Sunčeve pjege su mjesta pojačane magnetske aktivnosti. One ilustriraju efekte jakih
magnetskih polja koja vladaju većim dijelom Sunčeve turbulentne aktivnosti. Parovi Sunčevih
pjega su suprotnog polariteta, a spajaju ih linije magnetskog polja koje se dižu u okolnoj regiji. U
tako aktivnim područjima katkad dolazi i do pojave bljeskova ili erupcija (engl. solar flares). [2] [3]
[7] [13]
3.2. Sunčevi bljeskovi
Sunčevi bljeskovi ili tzv. baklje su uglavnom kratkotrajni, iznimno jaki izboji nabijenih
čestica i zračenja. Baklju prepoznajemo kao vrlo osvijetljeno područje na Suncu, i tipično traje od
nekoliko minuta do nekoliko sati. Bljeskovi su otkriveni tek kada su se počeli primjenjivati
specijalni filtri koji su omogućili promatranje kromosfere u spektralnim linijama vodika i
ioniziranog kalcija. Uočeno je kako područja u kromosferi iznad pjega, povremeno, u trajanju od
nekoliko minuta pa sve do nekoliko sati, znatno povećavaju svoj sjaj, pokazujući kaotične,
nepravilne strukture. Postoji vrlo jasna povezanost između pjega i bljeskova. Bljeskovi u većini
slučajeva započinju u blizini pjega na granici koja razdvaja suprotne polarnosti u grupi pjega.
Primarni energetski izvor bakljama predstavlja razaranje i ponovno povezivanje snažnih
magnetskih polja. Elektromagnetska emisija nastala zbog baklji putuje brzinom svjetlosti i
potrebno joj je otprilike osam minuta da stigne do Zemlje. Magnetsko polje u Sunčevim pjegama
pohranjuje energiju koja je oslobođena u Sunčevim bakljama. Bljeskovi su brojniji i jači u vrijeme
maksimuma Sunčeve aktivnosti.
Za vrijeme bljeskova u svemirski prostor se izbacuju tzv. solarne kozmičke zrake, visoko-
energetske relativističke čestice, pretežno protoni i atomske jezgre, no mogu biti i druge
elementarne čestice. Takve čestice dostižu brzine bliske brzini svjetlosti pa do Zemlje stižu skoro
kad i svjetlost eksplozije. [6] [7] [9]
7
3.3. Prominencije
Prominencije su purpurni mlazovi usijane tvari koji se u vrijeme potpunih pomrčina mogu
opažati na rubu Sunca. Prominencije su različitih oblika, veličina i ponašanja. Temperatura
prominencija je niža od okoliša i iznosi oko 10 000 K, no gustoća plina u njima je veća pa su zbog
toga sjajnije. Opstanak tih pojava u rjeđoj koroni moguć je jedino ako je tlak plina prominencije
jednak tlaku okolne korone. Tlak plina razmjeran je njegovoj gustoći i temperaturi pa, prema tome,
koliko puta je veća gustoća plina prominencije, toliko puta je njegova temperatura manja u odnosu
na okolnu koronu. S obzirom da je gustoća prominencije 100 puta veća nego u koroni, tvar mora
u njoj biti na jednako toliko puta nižoj temperaturi. [9]
3.4. Izbačaji koronine mase
Izbacivanje koronine mase (engl. coronal mass ejection, CME) je događaj u kojem bilijuni
tona nabijenih čestica napuštaju gornji sloj Sunčeve atmosfere, koronu, brzinom od nekoliko tisuća
kilometara na sat. Kada oblaci ovih čestica pogode Zemljino zaštitno magnetsko polje
(magnetosferu), oni deformiraju silnice magnetskog polja i izbacuju golemu količinu energije u
gornji dio Zemljine atmosfere. To može preopteretiti električne mreže i uništiti osjetljive
instrumente unutar Zemljine orbite, kao i satelite u međuplanetarnom prostoru. Samo kada je oblak
usmjeren prema Zemlji, tada će CME pogoditi Zemlju i stoga izazvati udare. U suprotnosti sa
Sunčevim bakljama, CME-i nisu općenito svijetli, mogu potrajati sati da bi u potpunosti eruptirali
sa Sunca, i potrebno im je otprilike 1-4 dana da bi stigli do Zemlje. [7] [11]
Slika 3. Izbačaj koronine mase
8
Prognostičari koriste brojne računalne modele kako bi predvidjeli moguće posljedice
Sunčeve aktivnosti na Zemljinu atmosferu i magnetosferu. Ovi modeli pomažu prognostičarima
da procjene kada će takvi događaji početi, koliko dugo će trajati i koliko će česti biti.
SOHO (engl. Solar and Heliospheric Observatory) je letjelica koja istražuje Sunce,
strukturu i dinamiku njegove unutrašnjosti te uzroke i posljedice njegove aktivnosti (posebno
Sunčev vjetar) na Zemlju i njezinu magnetosferu. SOHO je projekt međunarodne suradnje između
ESA-e (engl. European Space Agency) i NASA-e (engl. National Aeronautics and Space
Administration). SOHO se kreće oko Sunca u koraku sa Zemljom, polako orbitirajući oko
Lagrangeove točke L1. Lagrangeova točka L1 je na otprilike 1,5 milijuna kilometara ispred
Zemlje, u smjeru Sunca. Na toj udaljenosti letjelica se nalazi u ravnoteži, jer je gravitacijsko
privlačenje Sunca i Zemlje jednako centripetalnoj sili potrebnoj da letjelica rotira zajedno s njima.
Lagrangeova točka L1 predstavlja dobar položaj s kojeg možemo proučavati Sunce, budući da
konstantna struja čestica sa Sunca, Sunčev vjetar, dostiže L1 oko sat vremena prije nego što
dostigne Zemlju. [17] [18] [19]
3.5. Sunčeve energetske čestice
Sunčeve energetske čestice (engl. solar energetic particles, SEP) su nabijene čestice visoke
energije, za koje se smatra da se uglavnom oslobađaju prilikom koroninih masenih izbačaja
(CME). Sunčeve energetske čestice predstavljaju jedan tip kozmičkih zraka. Često se nazivaju
solarnim kozmičkim zrakama, kako bi se razlikovale od galaktičkih kozmičkih zraka, koje potječu
iz područja izvan Sunčevog sustava. Tamo gdje se CME oblak probije kroz Sunčev vjetar, SEP
putuju mnogo brže i zbog toga što su nabijene, one moraju slijediti silnice magnetskog polja koje
prožimaju prostor između Sunca i Zemlje. U blizini Zemlje, samo čestice s najvišim energijama
mogu prodrijeti kroz Zemljino magnetsko polje. U konačnici, čestice kozmičkih zraka zaustavlja
atmosfera, gdje one izazivaju nuklearne reakcije i proizvode neutrone koji se mogu detektirati na
zemlji. [6]
3.6. Sunčev vjetar
Sunčev vjetar predstavlja neprestano protjecanje materije sa Sunca, a sastoji se od
mješavine elektrona i iona koji protječu prema van tipičnom brzinom od 450 km/s, a dostiže do
udaljenosti od najmanje 70 astronomskih jedinica (1 aj = 149 597 870 km). Sunčev vjetar je veoma
slab u odnosu na vjetar na Zemlji, iako je puno, puno brži. On je u konačnici slab, zbog toga što
9
dolazi u malim količinama. Prosječna gustoća Sunčevog vjetra iznosi otprilike oko 4 atoma po
kubnom centimetru.
Struje brzog Sunčevog vjetra koje dolaze sa Sunca dolaze s posebnih područja na Suncu
zvanih koronine šupljine. Ove šupljine se mogu formirati bilo gdje na Suncu i obično u slučajevima
kada su bliže ekvatoru nego polovima vjetrovi koje proizvode pogađaju Zemlju. [2] [3] [6]
4. Zemljina magnetosfera i posljedice djelovanja Sunčeva vjetra
Posljedice zračenja i čestica koje pristižu sa Sunca bi bile vrlo smrtonosne za stanovnike
Zemlje bez dva sljedeća bitna čimbenika. Prvi je Zemljina atmosfera, koja sprječava prodor X-
zraka i većinu ultraljubičastog zračenja. Kada X-zraka ili UV fotoni naiđu na atmosferu, oni
udaraju molekule i apsorbiraju se, i time ioniziraju molekule; fotoni su reemitirani, ali na puno
većim (i manje biološki destruktivnim) valnim duljinama. Drugi zaštitni mehanizam je Zemljino
magnetsko polje. Ono štiti žive organizme od visoko-energetskih čestica koje dospijevaju do našeg
planeta kao dio Sunčevog vjetra i puno većih izbačaja koronine mase sa Sunca.
Područje između Sunca i planeta poznato je i kao interplanetarno područje. Iako se jednom
smatralo savršenim vakuumom, ovo je zapravo turbulentno područje u kojem prevladava Sunčev
vjetar, koji puše brzinom od otprilike 250-1000 km/s. Ostale karakteristike Sunčeva vjetra
(gustoća, sastav, jakost magnetskog polja) variraju ovisno o uvjetima na Suncu. Sunčev vjetar puše
oko ''prepreka'' kao što su planeti, ali ti planeti sa svojim magnetskim poljima uzvraćaju na
specifičan način. Do 1960. godine, Zemljino magnetsko polje, poznato i pod nazivom
geomagnetsko polje, se smatralo jednostavnim dipolnim poljem, kao kod magneta. Još uvijek ne
znamo što točno stvara to geomagnetsko polje, osim toga što moraju postojati struje koje
cirkuliraju unutar Zemlje, vjerojatno povezane sa njezinom tekućom jezgrom. S otkrićem
Sunčevog vjetra, fizičari su shvatili da je magnetsko polje Zemlje ''odgurnuto'' od Sunca. Sunčev
vjetar vrši pritisak na Zemljino magnetsko polje koje se sažima na onoj strani koja je orijentirana
prema Suncu i proteže se u veoma dugi rep na suprotnoj strani. Ovaj složeni magnetski omotač se
naziva magnetosfera. Magnetosfera je ispunjena plazmom, koja potječe od Sunčevog vjetra i
ionosfere. Ionosfera je sloj Zemljine atmosfere koji nastaje ionizacijom Sunčevog zračenja i
atmosferskih molekula.
10
Kada nabijene čestice dospiju do Zemljinog magnetskog polja, obično se omotaju oko
linija polja. Samo kada je putanja čestice paralelna s poljem, ona može putovati bez skretanja. Ako
čestica ima bilo kakav oblik gibanja preko linija polja, ona će se tada gibati po kružnoj ili spiralnoj
putanji pod utjecajem
Lorentzove sile. Zemljino
magnetsko polje osjeti Sunčev
vjetar, njegovu brzinu, gustoću
i magnetsko polje. Zbog toga
što je Sunčev vjetar vrlo
promjenjiv, granica koja
odjeljuje interplanetarni
prostor od magnetosfere je
veoma dinamična. Obično ovo
područje, koje nazivamo
magnetopauza, leži na udaljenosti ekvivalentnoj onoj od deset Zemljinih radijusa u smjeru Sunca.
No, za vrijeme pojačanog Sunčevog vjetra (njegove gustoće ili brzine) magnetopauza može biti
potisnuta na udaljenost od otprilike 6,6 Zemljinih radijusa. Najviše nabijene čestice u Sunčevom
vjetru skreću pod utjecajem Zemljinog magnetskog polja na područje magnetopauze. U području
magnetopauze, Zemljino magnetsko polje ima prevladavajući utjecaj na gibanje čestice, dok se
čestice izvana nalaze pod utjecajem magnetskog polja Sunca, odnosno Sunčevog vjetra. Kako
magnetosfera crpi energiju iz Sunčevog vjetra, unutarnji procesi proizvode geomagnetske oluje.
[8] [11]
4.1. Polarna svjetlost
Kada je Sunce ''aktivno'', tada ono često proizvodi izbačaje mase koji međudjeluju sa
Zemljinim magnetskim poljem. Električne struje počinju teći u gornjem dijelu atmosfere, i te struje
proizvode pojave koje nazivamo aurorama.
Aurore nastaju sudarima elektrona s molekulama u ionosferi. Ovi sudari i ioniziraju
molekule i pobuđuju ih tako da emitiraju širok spektar svjetlosti, od infracrvenog do
ultraljubičastog područja. Najzastupljenija emisija aurore je bijelo-zelena svjetlost s valnom
duljinom od 558 nm, koju proizvode atomi kisika. Ružičasta emisija potječe od pobuđenih
molekula dušika. Veliki, pokretni svjetlosni ''zastori'' različitih boja, koji nastaju kao posljedica
pobuđivanja molekula, su uglavnom vidljivi na visokim zemljopisnim širinama. Aurore se
Slika 4. Magnetosfera
11
pojavljuju u blizini polarnih područja Zemlje (sjevernog i južnog pola). Na sjeveru tu pojavu
nazivamo aurora borealis (''sjeverna zora''), a na jugu aurora australis (''južna zora'').
Još od 90-ih godina prošlog stoljeća, znanstvenici su smatrali da polarnu svjetlost i
promjene u Zemljinom magnetskom polju moraju izazivati neke struje koje teku u gornjem dijelu
atmosfere. Danas znamo da postoje mnoge struje koje teku u magnetosferi, prouzrokovane
međudjelovanjem Sunčevog vjetra i Zemljinog magnetskog polja.
Kada Sunčev vjetar naiđe na Zemljino magnetsko polje na otprilike 50 000 km iznad
Zemlje, inducira se elektromotorna sila (EMS) od otprilike 100 000 V. Ova EMS se distribuira
kroz magnetosferu i gornji sloj Zemljine atmosfere. Jedan dio te EMS, možda nekih 10 000 V,
ubrzava elektrone duž linija magnetskog polja u ionosferu na visini od oko 100 km. Ovi elektroni
isprva putuju horizontalno i zatim se vraćaju u gornju atmosferu kako bi formirali zatvoreni krug.
Struje od oko 1000 000 A su uobičajene, a ukupna snaga ovog velikog ''generatora'' može biti i do
3·1012 W. Ubrzani elektroni pri dnu ove strujne petlje, koji se sudaraju s molekulama i atomima u
atmosferi, su ti koji proizvode aurore. Najsnažnija emisija aurore dolazi s visina od oko 100 km.
Kao i u svakom jednostavnom strujnom krugu, energija se troši na gibanje elektrona oko petlje.
Jedan dio te energije se javlja kao polarna svjetlost, ali veći dio te energije se pretvara u toplinsku
energiju koja zagrijava atmosferu. [6] [8]
4.2. Geomagnetske oluje i njihove posljedice
Kada jaki val Sunčevog vjetra dospije do Zemlje, dolazi do mnogih promjena u
magnetosferi. Za vrijeme geomagnetske oluje, struje na višim zemljopisnim širinama (koje se
Slika 5. Polarna svjetlost
12
javljaju u ionosferi) se brzo mijenjaju, sukladno s promjenama u Sunčevom vjetru. Ove struje
proizvode svoja vlastita magnetska polja koja se udružuju s Zemljinim magnetskim poljem. Na
površini Zemlje, kao rezultat nastaje promjenjivo magnetsko polje koje inducira struje u svim
prisutnim vodičima. Te struje nazivamo geomagnetski induciranim strujama.
Geomagnetske oluje, snažni poremećaji u Zemljinom magnetskom polju, predstavljaju
probleme za mnoge djelatnosti i tehnološke sustave. Vidljivo svojstvo geomagnetskih oluja je
polarna svjetlost, aurora, koja postaje svjetlija i pomiče se prema ekvatoru. Geomagnetske oluje
obično traju od nekoliko sati do nekoliko dana. Najjače oluje mogu ustrajati i do jednog tjedna.
Aktivnost na Suncu može uzrokovati vremenske neprilike koje utječu na Zemlju. Sunčeve
oluje mogu snažno utjecati na tehnologiju kojom se danas koristimo: GPS (engl. Global
Positioning Systems), satelite i električna postrojenja. [7] [8]
Električne mreže
Oko svake strujne petlje kojom teče struja stvara se magnetsko polje. Ovo polje se proširuje
sve do Zemljine površine gdje se pridružuje geomagnetskom polju i zatim uzrokuje
njegovu fluktuaciju. Ove fluktuacije u magnetskom polju mogu zatim inducirati struje u
Zemljinoj površini ili u vodičima (npr. dalekovodima). Sve ovo ovisi o intenzitetu
Sunčevog vjetra koji pogađa Zemlju, odnosno o Sunčevoj aktivnosti. Elektrane
dalekovodima isporučuju izmjeničnu struju svojim klijentima. Velike struje u ionosferi
mogu inducirati struje u dalekovodima. Valovi ovih induciranih struja mogu uzrokovati
masovne kvarove u mreži i trajna oštećenja komponenata električnih postrojenja. U ožujku
1989. godine u Montrealu (Quebec, Kanada) 6 milijuna ljudi je ostalo bez električne struje
na 9 sati, što je posljedica velike geomagnetske oluje. Neka područja u sjeveroistočnom
dijelu SAD-a i u Švedskoj su također ostale bez električne energije. [7] [8] [11]
Navigacijski sustavi
Poremećaji u ionosferi mogu uzrokovati degradaciju satelitskog određivanja položaja
(GPS). Za razliku od niskofrekventnih radio transmisija koje koriste terestrički sustavi,
GPS koristi radio signale koji prolaze kroz ionosferu. Ionosfera, koja se nalazi na visinama
između 50 i 600 km iznad Zemljine površine, nije niti homogena u strukturi niti konstantna
u vremenu. Sunčeva i geomagnetska aktivnost utječu na karakter ionosfere i često uzrokuju
neispravan rad navigacijskih sustava. S obzirom da i Sunčeva i geomagnetska aktivnost
variraju kroz 11-ogodišnji solarni ciklus, suvremeni uređaj za navigaciju će drukčije
iskusiti uvjete u vrijeme Sunčevog maksimuma nego one u godinama Sunčevog
13
minimuma. Ovakve specifične situacije će utjecati na preciznost u lokaciji određenoj
navigacijskim uređajem (navigatorom).
Sunčeve baklje, impulzivno otpuštanje velike količine energije, ometaju ionosferu na strani
Zemlje okrenutoj prema Suncu. Ove baklje obično su povezane sa snažnim magnetskim
poljima koja se manifestiraju u pjegama, tako da njihov broj raste i opada u koraku s
ciklusom pjega. Efekti koje prouzrokuju baklje, a koji nastaju zbog Sunčevih X-zraka, ne
predstavljaju problem za korisnike GPS-a. GPS signali su općenito imuni na promjene u
ionosferi, koje nastaju kao odgovor na velike infuzije Sunčevih X-zraka.
Geomagnetske oluje obično rezultiraju ionosferskim olujama i stoga one utječu na
navigacijske sustave. Nasuprot Sunčevim X-zrakama, koje pogađaju samo Suncem obasjan
dio Zemljine hemisfere, geomagnetske oluje su sveprisutne. Međutim, odgovor ionosfere
na ovakve oluje ovisi o zemljopisnoj širini; tako se uvjeti bliže ekvatoru ili bliže polu
razlikuju za navigator. Mirno, nenarušeno geomagnetsko polje ne znači nužno i nenarušenu
ekvatorijalnu ionosferu; ovo naglašava veliku nestabilnost u okolišu: geomagnetska oluja
je ponekad neprijatelj za navigator, a ponekad saveznik. [10]
Zrakoplovstvo
Geomagnetske oluje mogu uzrokovati degradaciju, čak i potpuni gubitak komunikacijskih
veza. Javljaju se i sljedeći problemi, kao što je opasnost od zračenja za putnike i posadu,
nepouzdane informacije o navigaciji i problemi s elektroničkim sustavima za upravljanje.
Na zrakoplovnim visinama, tok ionizirajućeg zračenja je približno 300 puta veći nego na
razini mora i stoga visoko-energetske čestice imaju štetan utjecaj na zrakoplovne putnike i
posadu zbog velike izloženosti ionizirajućem zračenju. Dva zabrinjavajuća izvora
ionizirajućeg zračenja su alfa čestice i visoko-energetski neutroni nastali interakcijom
kozmičkih zraka sa Zemljinom atmosferom. Većina ljudskih djelatnosti u vojsci i u
zrakoplovnoj industriji se obavlja na visinama do nekih 30-ak km. Kako se kozmičke zrake
sudaraju s atmosferskim atomima, one oslobađaju kišu čestica u niže slojeve atmosfere.
Čestice koje pritom najdublje prodiru su neutroni.
SEU (engl. single event upset) je pojam koji je NASA definirala kao "pogreške izazvane
zračenjem u mikroelektroničkim krugovima, koje nastaju kada nabijene čestice izgube
energiju ioniziranjem medija kroz koji prolaze". Upravo ovakvi događaji uzrokuju
14
probleme s elektroničkim sustavima za upravljanje i mogu uzrokovati kvar pojedinih
dijelova uređaja. Atmosferski neutroni su danas primarni uzrok SEU efekata. [7] [14] [15] [16]
Astronauti u svemiru
Intenzivne solarne erupcije oslobađaju visoko-energetske čestice (protone) koje mogu biti
opasne po ljude kao i nisko-energetska radijacija iz nuklearnih eksplozija. Zemljina
atmosfera i magnetosfera pružaju dovoljnu zaštitu za nas na zemlji, ali astronauti u svemiru
su izloženi potencijalno smrtonosnim dozama zračenja. Prodiranje visoko-energetskih
čestica u žive stanice, koje se iskazuje kao efektivna doza, dovodi do oštećenja kromosoma
i raka. Velike doze mogu odmah biti kobne. Solarni protoni s energijama većim od 30 MeV
su posebno štetni. U listopadu 1989. godine, Sunce je proizvelo dovoljno energetskih
čestica da bi astronaut na Mjesecu, noseći samo svemirsko odijelo i koji bi bio zahvaćen u
glavnom udaru Sunčeve oluje, vjerojatno poginuo na mjestu. [11]
Komunikacijske mreže
Veze na svim frekvencijama mogu biti pogođene geomagnetskim olujama. Mnogi
komunikacijski sustavi koriste ionosferu da bi reflektirali radio signale preko velikih
udaljenosti. Ionosferske oluje mogu pogoditi visokofrekventnu radio komunikaciju na
svim geografskim širinama. Neke radio frekvencije su apsorbirane, a druge su reflektirane,
što dovodi do brzo fluktuirajućih signala i neočekivanih propagacijskih putova. [11]
Sateliti
Geomagnetske oluje i pojačana solarna ultraljubičasta emisija zagrijava Zemljinu gornju
atmosferu i time uzrokuje njezino širenje. Zagrijani zrak se podiže i gustoća na području
satelitskih orbita na visini od oko 1000 km značajno raste, što dovodi do usporavanja
satelita i blage promjene u njegovoj orbiti. Osim ako se sateliti ne ubrzaju i ne podignu na
više orbite, oni počinju polagano padati, da bi u konačnici izgorjeli u Zemljinoj atmosferi.
Kako je tehnologija omogućila da sastavnice svemirskih letjelica postanu manje, njihovi
minimizirani sustavi su postali ranjiviji na visoko-energetske solarne čestice. Ove čestice
mogu uzrokovati štetu na mikročipovima i dovesti do promjene u softverskim postavkama
uređaja.
Satelitski operatori se susreću s još jednim problemom. Za vrijeme geomagnetske oluje,
broj i energija elektrona i iona raste. Kada satelit prolazi kroz energizirano područje,
nabijene čestice koje pogađaju letjelicu dovode do tog da su različiti dijelovi letjelice
15
različito nabijeni. U konačnici, električna pražnjenja mogu prijeći preko dijelova letjelice
i tako ju onesposobiti. [11]
Većina električnih postrojenja nema ugrađenu zaštitu u slučaju geomagnetskih oluja. Zbog
toga što su veliki transformatori uzemljeni, geomagnetske oluje mogu inducirati struje koje mogu
uzrokovati njihovo pregrijavanje, izazvati požar ili čak eksploziju. Šteta može biti katastrofalna.
No, zahvaljujući modernim instrumentima za detekciju zračenja, odnosno čestica koje pristižu sa
Sunca, možemo prilično brzo reagirati na takve događaje. [5]
16
Zaključak
Pod obrambenim štitom magnetskog polja i atmosfere, Zemlja je postala mjesto u svemiru
gdje se razvio život. Postanak i sudbina života na Zemlji je usko povezana s načinom na koji
Zemlja odgovara na Sunčevu aktivnost.
Ne živimo u izolaciji, već smo usko povezani sa Suncem i ostatkom svemira.
Razumijevanje odnosa između Sunca i planeta u Sunčevu sustavu nam omogućava da predvidimo
utjecaj Sunčeve aktivnosti na ljude i tehnološke sustave.
Iako se svemir smatra gotovo savršenim vakuumom, veoma sitne čestice i polja koja
nastaju mogu bitno utjecati na svemirske letjelice i astronaute koji njime putuju. Istraživači
svemira stoga moraju biti na stalnom oprezu i biti spremni podnijeti i na najekstremnije uvjete u
svemiru na koje mogu naići.
17
Literatura [1] Space Enviroment Center : Solar Physics and Terrestrial Effects - Chapter 2 - The Structure of the Sun
[2] Robert Burnham, Alan Dyer, Jeff Kanipe: Astronomija – vodič po noćnom nebu, 2003.
[3] Margaret Penston, Ian Morrison: Astronomija, 2006.
[4] http://science.nationalgeographic.com/science/space/solar-system/sun-stormy-star.html#page=1
[5] http://ngm.nationalgeographic.com/2012/06/solar-storms/ferris-text
[6] http://www.swpc.noaa.gov/info/FAQ.html
[7] Izvor: NOAA, Space Weather - Storms from the Sun; http://www.swpc.noaa.gov/info/swx_booklet.pdf
[8] Space Enviroment Center: Solar Physics and Terrestrial Effects - Chapter 4 - Solar-Terrestrial Interactions; http://www.swpc.noaa.gov/Curric_7-12/Chapter_4.pdf
[9] http://astro.pondi.hr/images/SVEMIR_web.pdf
[10] http://www.swpc.noaa.gov/info/Navigation.pdf
[11] http://www.swpc.noaa.gov/primer/primer_2010.pdf
[12] http://bcs.whfreeman.com/universe7e/content/ch18/Look_Deep18-1.pdf
[13] https://www.princeton.edu/~achaney/tmve/wiki100k/docs/Maunder_Minimum.html
[14] http://www.see.ed.ac.uk/~SLIg/papers/Baloch.isqed06.pdf
[15] http://www.nasa.gov/pdf/455133main_SMIII_Problem6.pdf
[16] http://www.raeng.org.uk/publications/reports/space-weather-full-report
[17] http://sohowww.nascom.nasa.gov/about/orbit.html
[18] http://www.nasa.gov/pdf/156578main_SOHO_Fact_Sheet.pdf
[19] http://www.esa.int/Our_Activities/Operations/What_are_Lagrange_points
Slika 1. http://www.google.hr/imgres?imgurl=http%3A%2F%2Fwww.solarsystemscope.com%2Fnexus%2Fcontent%2Fplanet_structures%2Fstructure_sun.png&imgrefurl=http%3A%2F%2Fwww.solarsystemscope.com%2Fnexus%2Fresources%2Fplanet_structures%2F&h=660&w=660&tbnid=5AtSQINUAcs11M%3A&zoom=1&docid=xA-Qyk2JUN5IkM&ei=Amf3U-zBK4Wn4gTOhIDoBw&tbm=isch&ved=0CEEQMygdMB0&iact=rc&uact=3&dur=671&page=1&start=0&ndsp=35
18
Slika 2. http://astronomer.wpengine.netdna-cdn.com/wp-content/uploads/2009/09/Sunspot-group_l.jpg
Slika 3. http://www.nasa.gov/images/content/639303main_20120416-m1flare-orig_full.jpg
Slika 4. http://science.nasa.gov/media/medialibrary/2010/03/31/magnetosphere.jpg/image_preview
Slika 5. http://cache.wallpaperdownloader.com/bing/img/AuroraAustralis_20121205.jpg
19
Životopis
Isabela Tišma, rođena 15.02.1993. godine u Slavonskom Brodu. Pohađala je srednju kemijsku
školu Matije Antuna Reljkovića u Slavonskom Brodu u razdoblju od 2007. - 2011.; usmjerenje:
ekološki tehničar. U listopadu 2011. godine upisuje preddiplomski studij fizike na Sveučilištu
Josipa Jurja Strossmayera u Osijeku, Odjel za fiziku. Odlično se služi engleskim jezikom i teži
daljnjem usavršavanju. Zainteresirana je za nastavak studiranja na sveučilištu, jer je to područje
životno zanima. Stanuje na naselju Andrije Hebranga, 6/8, 35 000 Slavonski Brod i može se
kontaktirati na broj telefona 099/548-2288 ili putem e-maila [email protected].