Преглед на кодот на Сончев ветар

[[Податотека:Solar_wind_Speed_interplanetary_magnetic_field.jpg|мини|Набљудувањата на Улис на брзината на сончевиот ветар како функција од географската ширина на Сонцето за време на сончев минимум. Бавниот ветар (≈ {{Вред|400}} км/ѕ) е ограничен само на екваторските подрачја, а брзиот ветар (≈ {{Вред|750}} км/ѕ ) е гледа над половите.<ref name="McComas 1517">{{Наведено списание|last=McComas|first=D. J.|last2=Elliott|first2=H. A.|last3=Schwadron|first3=N. A.|last4=Gosling|first4=J. T.|last5=Skoug|first5=R. M.|last6=Goldstein|first6=B. E.|date=2003-05-15|title=The three-dimensional solar wind around solar maximum|journal=Geophysical Research Letters|language=en|volume=30|issue=10|pages=1517|bibcode=2003GeoRL..30.1517M|doi=10.1029/2003GL017136|issn=1944-8007|doi-access=free}}</ref> Црвените/сините бои го поларитетот кон внатре/надвор во хелиосферското магнетно поле .]]
{{Structure of the Sun}}'''Сончев ветар''' е струење од [[Наполнета честичка|наелектризирани честички]] ослободени од горната [[Сонце|атмосфера на Сонцето]], наречена [[ѕвездена корона|корона]]. Оваа [[плазма]] претежно се состои од [[електрон]]и, [[протон]]и и [[Алфа-честичка|алфа-честички]] со [[кинетичка енергија]] помеѓу 0,5 и 10 [[Електронволт|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.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://solar-center.stanford.edu/FAQ/Qsolwindcomp.html|title=Stanford SOLAR Center -- Ask A Solar Physicist FAQs - Answer|work=solar-center.stanford.edu|accessdate=2019-11-09|archive-date=2021-11-15|archive-url=https://web.archive.org/web/20211115083426/http://solar-center.stanford.edu/FAQ/Qsolwindcomp.html|url-status=dead}}</ref> [[Густина]]та, [[температура]]та и [[брзина]]та, 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 [[Сончев полупречник|сончеви полупречници]] од Сонцето, брзината на сончевиот ветар достигнува од 250–750 [[Километар|km]]/[[Секунда|s]] и е надзвучен,<ref>McGRAW-HILL ENCYCLOPEDIA OF Science & Technology, 8th ed., (c)1997, vol. 16, page 685</ref> што значи дека се движи побрзо од брзината на брзиот [[магнетосоничен бран]]. Во точката кај [[Хелиосфера|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 [[Комета|кометите]] кои секогаш се насочени обратно од Сонцето и [[геомагнетна бура|геомагнетни бури]] кои можат да ги променат насоките на линиите во магнетното поле.

== Историја ==

=== Набљудувања од Земјата ===
Постоењето на честички кои струјат од [[Сонце]]то кон [[Земја (планета)|Земјата]] прв го истакнал британскиот астроном [[Ричард Кристофер Карингтон|Ричард Ц. Карингтон]]. Во 1859 година, Карингтон и [[Ричард Хоџсон (издавач)|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<ref>{{Наведено списание|last=Cliver|first=Edward W.|last2=Dietrich|first2=William F.|date=2013-01-01|title=The 1859 space weather event revisited: limits of extreme activity|journal=Journal of Space Weather and Space Climate|language=en|volume=3|pages=A31|bibcode=2013JSWSC...3A..31C|doi=10.1051/swsc/2013053|issn=2115-7251|doi-access=free}}</ref> дека е честа појава поврзана со исфрлањето на материјал и магнетни текови од атмосферата на Сонцето, позната и како [[Коронално исфрлање на маса|исфрлање на коронарна маса]]. Следниот ден, [[Сончева бура од 1859 година|имало силна геомагнетна бура]], а Карингтон сметал дека овие два настана се поврзани; денес е познато дека [[геомагнетна бура|геомагнетната бура]] настанува поради тоа што исфрлената коронарна маса во вселената доаѓа во контакт со [[магнетосфера]]та на Земјата. Ирскиот академик [[Џорџ Френсис Фицџералд|Џорџ Фицџералд]] подоцна навел дека материјата стигнува на Земјата по неколку дена.<ref name="meyer-vernet">{{Наведена книга|title=Basics of the Solar Wind|last=Meyer-Vernet|first=Nicole|date=2007|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-81420-1}}</ref>
[[Податотека:Birkeland-anode-globe-fig259.jpg|мини|250x250пкс| 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.<ref name="durham">{{Наведени вести|url=http://rsnr.royalsocietypublishing.org/content/60/3/261.abstract|title=Rethinking the History of Solar Wind Studies: Eddington's Analysis of Comet Morehouse|last=Durham|first=Ian T.|date=2006|work=Notes and Records of the Royal Society|volume=60|pages=261–270}}</ref> Постоењето на сончев ветар опишан од Едингтон не бил целосно прифатен, иако тој претходната година дал сличен опис адресиран до [[Кралската институција|Кралската Институција]], во кој претпоставувал дека исфрлениот материјал се состои од електрони, а во неговата студија за кометата Морхаус ги опишал како [[јон]]и.<ref name="durham" />

Идејата дека исфрлениот материјал се состои и од јони и од електрони првпат ја истакнал норвешкиот научник [[Кристијан Биркеланд]].<ref>{{Наведена книга|url=https://archive.org/details/kristianbirkelan0000egel|title=Kristian Birkeland: The First Space Scientist|last=Egeland|first=Alv|last2=Burke|first2=William J.|publisher=Springer, Dordrecht, The Netherlands|year=2005|isbn=978-1-4020-3294-3|page=[https://archive.org/details/kristianbirkelan0000egel/page/80 80]|url-access=registration}}</ref> 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“.<ref name="meyer-vernet"/> 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.<ref>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.</ref> По три години, во 1919 година, британскиот физичар [[Фредерик Линдеман, првиот виконт Шервел|Фредерик Линдеман]] исто така навел дека Сонцето исфрла честички од двата пола: протони и електрони.<ref>''Philosophical Magazine'', Series 6, Vol. 38, No. 228, December 1919, 674 (on the Solar Wind)</ref>

Околу 1930-та, научниците заклучиле дека температурата на [[Сончеа корона|Сончевата корона]] мора да биде милион степени [[Андерс Целзиус|целзиусови]] земајќи го предвид начинот на кој таа се шири во просторот (што се гледа при целосно [[затемнување на Сонцето]]). Со подоцнежните [[Спектроскопија|спектроскопски]] истражувања се потврдила оваа констатација. Во средината на 1950-тите, британскиот математичар [[Сиднеј Чепмен (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 [[Комета|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.<ref>{{Наведено списание|last=Ludwig Biermann|date=1951|title=Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung|journal=Zeitschrift für Astrophysik|volume=29|pages=274|bibcode=1951ZA.....29..274B}}</ref> На германскиот астроном [[Пол Освалд Ахнерт|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).<ref>{{Наведено списание|last=Schröder|first=Wilfried|date=1 December 2008|title=Who first discovered the solar wind?|journal=Acta Geodaetica et Geophysica Hungarica|volume=43|issue=4|pages=471–472|doi=10.1556/AGeod.43.2008.4.8}}</ref>

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“.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/solwind_magsphere/|title=THE SOLAR WIND AND MAGNETOSPHERIC DYNAMICS|last=Christopher T. Russell|work=Institute of Geophysics and Planetary Physics University of California, Los Angeles|accessdate=2007-02-07|archive-date=2011-09-27|archive-url=https://web.archive.org/web/20110927110804/http://www-ssc.igpp.ucla.edu/personnel/russell/papers/solwind_magsphere/|url-status=dead}}</ref><ref>{{Наведени вести|url=http://news.nationalgeographic.com/news/2003/08/0827_030827_kyotoprizeparker.html|title=Astrophysicist Recognized for Discovery of Solar Wind|last=Roach|first=John|date=August 27, 2003|work=National Geographic Society|access-date=2006-06-13|archive-url=https://web.archive.org/web/20030830010454/http://news.nationalgeographic.com/news/2003/08/0827_030827_kyotoprizeparker.html|archive-date=August 30, 2003}}</ref> 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 [[Хидродинамика|хидродинамичкиот]] проток како и [[Млазницата De Laval|Де Лаваловиот млаз]], со што се поттикнува премин од [[Брзина на звукот|подзвучен]] во надзвучен проток.<ref name="Parker 1958">{{Наведено списание|last=Parker|first=Eugene N.|date=November 1958|title=Dynamics of the Interplanetary Gas and Magnetic Fields|journal=The Astrophysical Journal|volume=128|pages=664–676|bibcode=1958ApJ...128..664P|doi=10.1086/146579}}</ref> Многумина силно се спротивставиле на хипотезата од Паркер за сончевиот ветар; трудот што го доставил до ''[[Astrophysical Journal|The Astrophysical Journal]]''  ([[Македонски јазик|мак.]] „Астрофизичко списание“) во 1958 година <ref name="Parker 1958" /> бил отфрлен од двајца рецензенти, пред да биде прифатен од уредникот [[Субраманијан Чандрасекар|Субрахманијан Чандрасекар]].<ref>{{Наведување|title=The martial art of scientific publication|year=1997|last=Parker|first=E. N.|journal=[[Eos (magazine)|EOS Transactions]]|volume=78|pages=391|doi=10.1029/97EO00251|bibcode=1997EOSTr..78..391P}}</ref>

=== Набљудувања од вселената ===
Во јануари 1959 година, [[Советски Сојуз|советското]] вселенско летало ''[[Луна 1]] за'' прв пат директно го набљудувало сончевиот ветар и ја измерило неговата сила,<ref>{{Наведена книга|title=Russian Planetary Exploration: History, Development, Legacy and Prospects|last=Harvey|first=Brian|publisher=Springer|year=2007|isbn=978-0-387-46343-8|page=26|author-link=Brian Harvey (author)}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.daviddarling.info/encyclopedia/L/Luna.html|title=Luna|last=Darling|first=David J.|authorlink=David J. Darling|work=Internet Encyclopedia of Science|accessdate=2020-10-02}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://nssdc.gsfc.nasa.gov/nmc/spacecraft/display.action?id=1959-012A|title=Luna 1|publisher=[[NASA]] NASA Space Science Data Coordinated Archive|accessdate=2007-08-04}}</ref> преку користење на полутопкични јонски стапици. Откритието, по заслуга на Константин Грингауз, било потврдено и од ''[[Луна 2|Луна&nbsp;2]]'', ''[[Луна 3|Луна&nbsp;3]]'', и поодалечените мерења на ''[[Венера-1|Венера&nbsp;1]]''. По три години, слични мерења извршила американската геофизичарка [[Марсија Нојгебауер]] при кои било користено вселенското летало ''[[Маринер 2|Маринер&nbsp;2]]''.<ref>{{Наведено списание|last=Neugebauer|first=M.|last2=Snyder|first2=C. W.|date=1962|title=Solar Plasma Experiment|journal=Science|volume=138|issue=3545|pages=1095–1097|bibcode=1962Sci...138.1095N|doi=10.1126/science.138.3545.1095-a|pmid=17772963}}</ref>

Првата нумеричка симулација на сончевиот ветар во сончевата корона, во која биле опфатени и [[Магнетно поле|линиите на затворено и отворено поле]], ја извеле Пнеуман и Коп во 1971 година. [[магнетохидродинамика|Магнетохидродинамичките]] равенки во [[стабилна состојба]] биле итеративно решени почнувајќи со [[дипол]]арна конфигурација.<ref>{{Наведено списание|last=G. W. Pneuman|last2=R. A. Kopp|date=1971|title=Gas-magnetic field interactions in the solar corona|journal=Solar Physics|volume=18|issue=2|pages=258|bibcode=1971SoPh...18..258P|doi=10.1007/BF00145940}}</ref>

Во 1990 година, била лансирана ''[[Улисес (вселенско летало)|сондата Улисес]]'' со цел да го проучува сончевиот ветар од високите сончеви ширини. Сите претходни набљудувања биле направени на [[Еклиптика|еклиптичката]] рамнина на Сончевиот Систем или во нејзина близина.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/index.html|title=Solar System Exploration: Missions: By Target: Mars: Present|work=Solar System Exploration|archive-url=https://web.archive.org/web/20080920221334/http://ulysses.jpl.nasa.gov/science/index.html|archive-date=2008-09-20}}</ref>

Кон крајот на 1990-тите, ултравиолетовиот коронарен спектрометар (UVCS) на [[Сончева и хелиосферна опсерваторија|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 [[Сончев полупречник|сончеви полупречници]] (приближно 3.000.000&nbsp;km) од [[фотосфера]]та (површината); но преминувањето (или „соничната точка“) сега изгледа дека се случува подолу, можеби на само еден сончев полупречник (приближно 700.000&nbsp;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]] [[Список на добитниците на Нобеловата награда за физика|(добитник на Нобелова награда за физика)]] од 1970 година.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://archive.org/download/RotationOfMagnetizedSphereWithApplicationToSolarRadiation/AlfvenH.RemarksOnTheRotationOfAMagnetizedSphereWithApplicationToSolarRadiationarkivForMatematikAstronomiOchFysik28a61942.pdf|title=Remarks on the Rotation of a Magnetized Sphere with Application to Solar Radiation}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Hannes Alfvén|date=1942|title=Remarks on the Rotation of a Magnetized Sphere with Application to Solar Radiation|journal=Arkiv för Matematik, Astronomi och Fysik|volume=28A|issue=6|pages=1–9}}</ref>

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|Војаџер 1“]]'' во 2012 стигнала до крајот на [[Балон од ѕвезден ветар|„балонот“]] од сончев ветар, при што забележала нагло опаѓање на сончевиот ветар. Слични резултати дало и набљудувањето шест години подоцна од ''[[Војаџер 2|Војаџер&nbsp;2]]'' .

Во 2018 година, НАСА ја лансирала ''[[Сончева сонда „Паркер“|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 [[Астрономска единица|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.<ref name="NYT-20180812-kc">{{Наведени вести|url=https://www.nytimes.com/2018/08/11/science/parker-solar-probe-launch.html|title=Parker Solar Probe Launches on NASA Voyage to 'Touch the Sun'|last=Chang|first=Kenneth|date=August 12, 2018|work=[[The New York Times]]|access-date=August 14, 2018}}</ref>

== Забрзување ==
Раните модели на сончевиот ветар се потпирале првенствено на [[топлинска енергија|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.

[[Ѕвездена корона|Короната]] е област од плазма со температура поголема од еден[[Келвин|мегакелвин]]. Поради топлинските судири, честичките во внатрешноста на короната имаат ранг и различни брзини опишани со [[Maxwell–Boltzmann дистрибуција|Максвеловата дистрибуција]]. Просечната брзина на овие честички е околу {{Вред|145}}км/ѕ, што е многу помалку од [[Втора космичка брзина|брзината]] за совладување на сончевата гравитација од {{Вред|618}} км/ѕ. Но, некои честички имаат доволно енергија за да достигнат брзина од {{Вред|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.<ref>{{Наведена книга|title=The Solar System|last=Encrenaz|first=Thérèse|last2=Bibring, J.-P.|last3=Blanc, M.|date=2003|publisher=Springer|isbn=978-3-540-00241-3}}</ref>

Вкупниот број на честички што излегуваат од Сонцето како сончев ветар е околу {{Вред|1.3e36}} во секунда.<ref name="kallenrode">{{Наведена книга|url=https://archive.org/details/springer_10.1007-978-3-662-09959-9|title=Space Physics: An Introduction to Plasmas and|last=Kallenrode|first=May-Britt|date=2004|publisher=Springer|isbn=978-3-540-20617-0}}</ref> Со тоа вкупната загуба на сончева маса годишно е околу (2–3)×10<sup>−14</sup> [[Сончева маса|сончеви маси]],<ref>{{Наведена книга|title=An Introduction to Modern Astrophysics|last=Carroll|first=Bradley W.|last2=Ostlie, Dale A.|date=1995|publisher=Benjamin Cummings|isbn=978-0-201-54730-6|edition=revised 2nd|page=409}}</ref> 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.<ref>{{Наведена книга|title=Solar and stellar magnetic activity|last=Schrijver|first=Carolus J.|last2=Zwaan, Cornelis|date=2000|publisher=Cambridge University Press|isbn=978-0-521-58286-5}}</ref> Меѓутоа, само околу 0,01% од вкупната маса на Сонцето се губи поради сончевиот ветар.<ref name="meyer-vernet"/> Другите ѕвезди имаат многу посилни [[ѕвезден ветер|ѕвездени ветрови]] при што стапката на загуба на маса е значително повисока.

== Одлики и структура ==
[[Податотека:52706main_hstorion_lg.jpg|мини|Се смета дека ова го прикажува сончевиот ветар од ѕвездата L.L. Орион како создава лачен удар.]]

=== 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&nbsp;МК и по состав е близок со короната. За разлика од него, брзиот сончев ветар има типична брзина од {{Вред|750}} км/ѕ, температура од 800 MK и по состав речиси се совпаѓа со [[фотосфера]]та на Сонцето.<ref>{{Наведено списание|last=Geiss|first=J.|last2=Gloeckler|first2=G.|last3=Steiger|first3=R. Von|year=1995|title=Origin of the solar wind from composition data|journal=Space Science Reviews|language=en|volume=72|issue=1–2|pages=49–60|bibcode=1995SSRv...72...49G|doi=10.1007/BF00768753|issn=0038-6308}}</ref> Бавниот сончев ветар е двојно погуст и по природа е понестабилен од брзиот сончев ветар.<ref name="kallenrode"/><ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://solarscience.msfc.nasa.gov/suess/SolarProbe/Page1.htm|title=Overview and Current Knowledge of the Solar Wind and the Corona|last=Suess|first=Steve|date=June 3, 1999|work=The Solar Probe|publisher=NASA/Marshall Space Flight Center|archive-url=https://web.archive.org/web/20080610125820/http://solarscience.msfc.nasa.gov/suess/SolarProbe/Page1.htm <!-- Bot retrieved archive -->|archive-date=2008-06-10|accessdate=2008-05-07}}</ref>

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.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.esa.int/esaSC/SEMJQK5QGEF_index_0.html|title=Hinode: source of the slow solar wind and superhot flares|last=Harra|first=Louise|last2=Milligan, Ryan|date=April 2, 2008|publisher=ESA|accessdate=2008-05-07|last3=Fleck, Bernhard}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Antiochos|first=S. K.|last2=Mikić|first2=Z.|last3=Titov|first3=V. S.|last4=Lionello|first4=R.|last5=Linker|first5=J. A.|date=2011-01-01|title=A Model for the Sources of the Slow Solar Wind|journal=The Astrophysical Journal|language=en|volume=731|issue=2|pages=112|arxiv=1102.3704|bibcode=2011ApJ...731..112A|doi=10.1088/0004-637X/731/2/112|issn=0004-637X}}</ref><ref>{{Наведено списание|last=Fisk|first=L. A.|date=2003-04-01|title=Acceleration of the solar wind as a result of the reconnection of open magnetic flux with coronal loops|url=https://deepblue.lib.umich.edu/bitstream/2027.42/87652/2/287_1.pdf|journal=Journal of Geophysical Research: Space Physics|language=en|volume=108|issue=A4|pages=1157|bibcode=2003JGRA..108.1157F|doi=10.1029/2002JA009284|issn=2156-2202|hdl-access=free}}</ref> Набљудувањата на Сонцето помеѓу 1996 и 2001 година покажале дека бавниот сончев ветар се развива на географски ширини од 30–35° за време на [[Сончев минимум|сончевиот минимум]] (период на најниска сончева активност), а се шири кон половите кога сончевиот циклус се приближува до својот максимум. За време на [[Сончев максимум|сончевиот максимум]], и во половите се развива бавен сончев ветар.<ref name="McComas 1517"/>

Брзиот сончев ветар настанува во [[Коронална дупка|короналните дупки]],<ref>Zirker, J. B. (1977), Coronal holes and high‐speed wind streams, ''Reviews of Geophysics'', ''15''(3), 257–269</ref> кои се подрачја на линии на отворено поле налик на инка во [[Магнетно поле|магнетното поле]] на Сонцето.<ref>{{Наведено списание|last=Hassler|first=Donald M.|last2=Dammasch, Ingolf E.|last3=Lemaire, Philippe|last4=Brekke, Pål|last5=Curdt, Werner|last6=Mason, Helen E.|last7=Vial, Jean-Claude|last8=Wilhelm, Klaus|date=1999|title=Solar Wind Outflow and the Chromospheric Magnetic Network|journal=Science|volume=283|issue=5403|pages=810–813|bibcode=1999Sci...283..810H|doi=10.1126/science.283.5403.810|pmid=9933156}}</ref> Ваквите отворени линии се прилично чести околу магнетните полови на Сонцето. Плазмата извира од мали магнетни полиња создадени од [[Конвекциона ќелија|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&nbsp;км над фотосферата. Овде плазмата се ослободува по што линиите на магнетното поле повторно се поврзуваат.<ref>{{Наведено списание|last=Marsch|first=Eckart|last2=Tu, Chuanyi|date=April 22, 2005|title=Solar Wind Origin in Coronal Funnels|url=http://sci.esa.int/science-e/www/object/index.cfm?fobjectid=36998|journal=Science|publisher=ESA|volume=308|issue=5721|pages=519–23|bibcode=2005Sci...308..519T|doi=10.1126/science.1109447|pmid=15845846|access-date=2008-05-06}}</ref>

=== Притисок ===
Ветарот (при далечина од 1 АЕ) има притисок од 1–6 nPa ((1–6)×10<sup>−9</sup> N/m<sup>2</sup>),<ref>{{Наведено списание|last=Shue|first=J. H.|date=1998|title=Magnetopause location under extreme solar wind conditions|journal=Journal of Geophysical Research|volume=103|issue=A8|pages=17,691–17,700|bibcode=1998JGR...10317691S|doi=10.1029/98JA01103}}</ref> но лесно може да варира надвор од тој опсег.

Притисокот е [[Функција (математика)|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 [[Протон|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.<ref>{{Наведена книга|title=Plasma Physics: An Introductory Course|last=Dendy|first=Richard|publisher=Cambridge University Press|year=1995|isbn=9780521484527|pages=234}}</ref>

=== Исфрлање на коронарна маса ===
[[Податотека:Magnificent_CME_Erupts_on_the_Sun_-_August_31.jpg|мини|Ерупција на Сонцето]]
И брзиот и бавниот сончев ветар можат да бидат попречени од големи, брзи ерупции на плазма кои се викаат [[Коронално исфрлање на маса|коронарни исфрлања на маса]] Тие се предизвикани од ослободувањето на магнетна енергија во Сонцето. Честопати во медиумите се нарекуваат „[[Сончева бура|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 [[бран]]ови и се забрзуваат честичките (најчесто [[протон]]и и [[електрон]]и) 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 [[Магнетно поле|магнетното поле]] на Земјата, и насоката на иглите од [[компас]]от 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 [[магнетосфера|магнетоопашката]] на Земјата; со ова се лансираат протони и електрони кон атмосферата на Земјата, при што се појавува [[Поларна светлина|поларната светлина]].

[[Време во вселената|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 ==
[[Податотека:Heliospheric-current-sheet.gif|мини|250x250пкс| Хелиосферичниот струен слој создаден како резултат на влијанието на [[Ротирачко магнетно поле|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.<ref>{{Наведено списание|last=Endal|first=A. S.|last2=Sofia, S.|date=1981|title=Rotation in solar-type stars. I - Evolutionary models for the spin-down of the Sun|journal=Astrophysical Journal, Part 1|volume=243|pages=625–640|bibcode=1981ApJ...243..625E|doi=10.1086/158628}}</ref> Сончевиот ветар е одговорен за тоа што опашките на кометите се во насока на зрачењето од Сонцето.<ref>{{Наведена книга|url=https://archive.org/details/asteroidscometsm00robi|title=Asteroids, Comets, and Meteors|last=Robin Kerrod|date=2000|publisher=Lerner Publications, Co.|url-access=registration}}</ref> Тој придонесува за флуктуациите на [[Небо|небесните]] [[радиобранови]] кои се забележуваат од Земјата, преку ефектот наречен [[меѓупланетарна сцинтилација]].<ref name="scint">{{Наведено списание|last=Jokipii, J.R.|date=1973|title=Turbulence and Scintillations in the Interplanetary Plasma|journal=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|volume=11|issue=1|pages=1–28|bibcode=1973ARA&A..11....1J|doi=10.1146/annurev.aa.11.090173.000245}}</ref>

=== Магнетосфери ===
[[Податотека:Structure_of_the_magnetosphere_LanguageSwitch.svg|јаз=en|мини| Шематски приказ на [[магнетосфера]]та 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 на[[Лоренцова сила|Лоренцовата 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 [[Сфера|полутопка]] на страната која е свртена кон Сонцето, а од спротивната страна е издолжена. Границата на ова подрачје се вика [[магнетопауза]].<ref name="encrenaz">{{Наведена книга|title=The Solar System|last=Encrenaz|first=Thérèse|last2=Bibring, J.-P.|last3=Blanc, M.|date=2003|publisher=Springer|isbn=978-3-540-00241-3}}<cite class="citation book cs1" data-ve-ignore="true" id="CITEREFEncrenazBibring,_J.-P.Blanc,_M.2003">Encrenaz, Thérèse; Bibring, J.-P.; Blanc, M. (2003). ''The Solar System''. Springer. [[ISBN]]&nbsp;[[Специјални: Извори на книги/978-3-540-00241-3|<bdi>978-3-540-00241-3</bdi>]].</cite></ref>
[[Податотека:Solar_Wind_and_Earth's_magnetic_field.png|мини|Пладневниот меридијански дел од магнетосферата]]
Сончевиот ветар е причината за обликот на магнетосферата на Земјата. Разликите во неговата брзина, густина, насока и [[Меѓупланетарно магнетно поле|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 [[геосинхрона орбита|геосинхроните]] сателити на директниот сончев ветар. Овие феномени заедно се викаат [[Времето во вселената|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.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://emiter.com.mk/vesti/18262|title=Mоќта на сончевиот ветер|date=2019-03-04|work=Емитер|language=mk|accessdate=2021-11-21}}</ref>

Од [[Европска вселенска агенција|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 [[Меѓупланетарно магнетно поле|меѓупланетарното магнетно поле]] (ММП) под големо влијание на [[Келвин-Хелмхолц нестабилност|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.<ref>NASA Study Using Cluster Reveals New Insights Into Solar Wind, NASA, Greenbelt, 2012, p.1</ref>

=== Атмосфери ===
Сончевиот ветар влијае врз другите дојдовни [[Космичко зрачење|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 (планета)|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]].<ref>{{Наведено списание|last=Grünwaldt H|displayauthors=etal|date=1997|title=Venus tail ray observation near Earth|url=https://scholar.google.com/scholar?num=100&hl=en&lr=&safe=active&cluster=13741676747552292586|journal=Geophysical Research Letters|volume=24|issue=10|pages=163–1166|bibcode=1997GeoRL..24.1163G|doi=10.1029/97GL01159|doi-access=free}}</ref>

Земјата е во голема мера заштитена од сончевиот ветар со [[Земјино магнетно поле|нејзиното магнетно поле]], кое ги одбива најголемиот дел од наелектризираните честички; но сепак, некои наелектризирани честички се заробени во [[Ван Аленов појас|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 [[јоносфера]]та 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 [[Поларна светлина|поларната светлина]] и [[геомагнетна бура|геомагнетните бури]]. Светлите поларни светлини ја загреваат јоносферата, со што се овозможува плазмата да се прошири во магнетосферата, со што ја зголемува големината на [[геосфера]]та и вбризгува атмосферска материја во сончевиот ветар. [[геомагнетна бура|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 (планета)|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.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://archive.cosmosmagazine.com/news/solar-wind-ripping-chunks-mars/|title=Solar wind ripping chunks off Mars -|archive-url=https://web.archive.org/web/20160304072916/http://archive.cosmosmagazine.com/news/solar-wind-ripping-chunks-mars/|archive-date=2016-03-04}}</ref> Во 2015 година, мисијата на НАСА, [[МАВЕН]] ([[Англиски јазик|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.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.nasa.gov/press-release/nasa-mission-reveals-speed-of-solar-wind-stripping-martian-atmosphere|title=NASA Mission Reveals Speed of Solar Wind Stripping Martian Atmosphere|last=NASA|date=2015-11-05|work=Mars Atmosphere and Volatile Evolution (MAVEN) mission|accessdate=2015-11-05}}</ref> Со мисијата MАВЕН се измерила стапката на атмосферско соголување на Марс и таа изнесува околу 100 грама во секунда.

=== Месечини и планетарни површини ===
[[Податотека:Aldrin_Next_to_Solar_Wind_Experiment_-_GPN-2000-001211.jpg|мини|Експеримент за составот на сончевиот ветар од Аполо]]
[[Податотека:AS11-40-5916.jpg|лево|мини| [[Експеримент за состав на сончев ветер|Експеримент за составот на сончевиот ветар]] на Аполо на површината на Месечината]]
[[Меркур (планета)|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.

[[Месечина]]та нема атмосфера или ниту природно [[магнетосфера|магнетно поле]], и затоа нејзината површина е бомбардирана со сиот сончев ветар. [[Аполо|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 [[Месечеви ресурси|корисни ресурси]] за планираните [[Колонизација на месечината|месечеви колонии]].<ref>{{Наведено списание|last=Starukhina|first=L. V.|year=2006|title=Polar regions of the moon as a potential repository of solar-wind-implanted gases|journal=Advances in Space Research|volume=37|issue=1|pages=50–58|bibcode=2006AdSpR..37...50S|doi=10.1016/j.asr.2005.04.033}}</ref>

== Надворешни граници ==
[[Податотека:Transitional_regions.jpg|мини|Инфографик кој ги прикажува надворешните региони на хелиосферата засновани на резултатите од вселенското летало Војаџер]]
Сончевиот ветар „создава балон“ во [[меѓуѕвездена средина|меѓуѕвездената средина]]. Точката каде што силата на сончевиот ветар повеќе не е доволно голема за да го оттурне меѓуѕвездената средина е позната како [[Хелиосфера|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 (џуџеста планета)|Плутон.]] Научниците преку податоците добиени од мисијата на [[Истражувач на меѓуѕвездени граници|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 [[Кајперов Појас|Кајперовиот Појас]], и полупречникот во кој гравитациското влијание на Сонцето се совпаѓа со другите ѕвезди.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://svs.gsfc.nasa.gov/12639|title=GMS: Where is the Edge of the Solar System?|work=svs.gsfc.nasa.gov|accessdate=2019-09-22}}</ref>

''Вселенското летало [[Војаџер 2]]'' во периодот од 30 август до 10 декември 2007 година барем пет пати го поминало ударниот бран.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/voyager/voyager-20071210.html|title=NASA - Voyager 2 Proves Solar System Is Squashed|accessdate=2021-11-21|archive-date=2021-11-25|archive-url=https://web.archive.org/web/20211125030815/https://www.nasa.gov/mission_pages/voyager/voyager-20071210.html|url-status=dead}}</ref>

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.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://astronomija.mk/misiite-kasini-i-vojadher-predlagaat-nova-slika-na-zaemodejstvoto-na-sontseto-so-galaksijata/|title=Мисиите Касини и Војаџер предлагаат нова слика на заемното дејство на Сонцето со галаксијата|work=Скопско Астрономско Друштво|language=mk-MK|accessdate=2021-11-21}}</ref>

== Значајни настани ==
* Од 10 мај до 12 мај 1999 година, вселенските летала на НАСА - ACE и [[WIND (вселенско летало)|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 „[[Штрал (астрономија)|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.<ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1999/ast13dec99_1/|title=The Day the Solar Wind Disappeared|date=December 13, 1999|publisher=NASA Science|accessdate=October 5, 2010|archive-date=2021-11-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20211122004707/https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/1999/ast13dec99_1|url-status=dead}}</ref>
* 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.<ref>{{Наведени вести|url=https://www.bbc.co.uk/news/science-environment-11988466|title=Voyager Near Solar System Edge|last=Amos|first=Jonathan|date=December 13, 2010|work=BBC News|access-date=December 14, 2010|publisher=BBC}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2010/dec/HQ_10-334_Voyager_Voyages.html|title=NASA Probe Sees Solar Wind Decline En Route To Interstellar Space|date=December 13, 2010|publisher=NASA|accessdate=December 14, 2010}}</ref>

== Поврзано ==
* [[Активно подрачје]]
* [[Електрична едрилица]]
* [[Магнетна едрилица]]
* [[Хелиосферичен струен слој]]
* [[Меѓупланетарна средина]]
* [[Плазмосфера]]
* [[Сончев циклус]]
* [[Сончева едрилица]]
* [[Магнетосфера]]
* [[Експеримент за состав на сончев ветер|Експеримент за составот на сончевиот ветар]]

== Наводи ==
{{наводи}}

{{Сонце}}

[[Категорија:Вселенски плазми]]
[[Категорија:Сончеви појави]]