Fagstoff

Partikkelstrålingen fra sola

Publisert: 09.08.2010, Oppdatert: 03.03.2017
  • Innbygg
  • Enkel visning
  • Lytt til tekst
  • Skriv ut

Fra solas korona blåser det en kontinuerlig strøm av elektroner, e, protoner, H+, og alfapartikler, He++, den såkalte solvinden. Fordi temperaturen i koronaen er så høy, er elektroner løsrevet fra atomkjernene. En hver gass hvor det er frie elektroner og ioner kalles et plasma. Det finnes ingen nøytrale partikler i solvinden.

Protonene er de helt dominerende ionene, > 95 %. For denne partikkelstrålingen er koronahullene spesielt viktige. Den akselererende kraft skyldes at trykkgradienter i plasmaet er større enn gravitasjonskreftene samt at det finnes åpne feltlinjer.

Viktige parametre og egenskaper ved solvinden finnes i tabellen under.

Tabell -- SolvindenTypiske middelverdier for den rolige solvinden nær jorda, dvs. i en avstand av ca. 1 AU fra sola
Opphavsmann: Narom

 

Koronaplasmaet er fullstendig ionisert. Dette fører til høy elektrisk ledningsevne, konduktivitet, i solvinden. Derfor blir magnetfeltet dratt med ut i det interplanetare rommet av solvindplasmaet, nesten som metalltråder. Dette magnetfeltet kalles det interplanetare magnetfelt (IMF).

Ved forstyrrelser på sola øker energien av partiklene enormt. Som eksempel kan nevnes at ved den kraftige solstormen 23. februar 1956 ble effekten av solvinden beregnet til 1021 W. Protoner med energi opptil GeV forekommer i utbruddene. Da det er protonene som bærer hovedparten av energien, kalles slike utbrudd på sola proton events.

I forbindelse med intense solaktivitet, vil man også registrere økningen i elektromagnetisk stråling på jordas atmosfæren allerede 500 sekunder etter at forstyrrelsene opptrer på sola. De mest energirike partiklene kan nå jorda innen en time. Det mer lavenergetiske plasmaet, som forårsaker nordlys og magnetiske forstyrrelser, bruker i middel et par dager på veien fra sola til jorda.

Det varme koronaplasmaet drar med seg magnetfeltet ut i det interplanetare rommet. Den kinetiske energien av plasmaet dominerer over energien til magnetfeltet. Dette påvirker det interplanetare rommet langt mer enn den elektromagnetiske strålingen.

 

KoronahullKoronahull
Opphavsmann: Narom

Partikler i magnetisk lukkede strukturer (områder merket A i figuren) speiles og tilføres ny energi. Vi kan ha et varmt plasma langs feltene som observeres som lysende løkker (“loops”) over solranden. Trykket er høyere i de lysende områder enn i løkkenes mørke kjerne. I dette tilfellet er det magnetfeltet som bestemmer. Partikler på de åpne feltlinjene (områder merket B i figuren) vil forsvinne ut i det interplanetare rommet.

Typiske verdier for hastighet og tetthet i solvinden under rolige forhold er henholdsvis 350 – 400 km/s (dvs. solvinden er supersonisk), og 107 partikler/m3, som svarer til en partikkelfluks på 4 · 1012 partikler/m2 s. Da det totale antall partikler i koronaen er ca. 1042, betyr det at den må fylles opp på nytt i løpet av ca. en måned. Solvinden er av stor betydning for jordas øvre atmosfære, for nordlys og for magnetiske forstyrrelser som vil bli diskutert i påfølgende kapitler. Magnetfeltet i solvinden nær jorda er i middel 10 · 10-9 T; dvs 10 nT.

Først når solvinden er kommet ca. 10 RS fra soloverflaten, vil den kinetiske energi dominere. Da har plasmaet revet seg løs fra solas gravitasjonsfelt, og vil derfor ikke reflekteres.

Relatert innhold

Fordypningsstoff for