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 itisma@fizika.unios.hr.