Magnet je svako tijelo koje ima svojstvo da privuče i da trajno drži sitne gvozdene predmete. Ime je dobio po mjestu Magnezija (Mala Azija), u čijoj je okolini prvi put pronađen nekoliko vijekova pre n.e. To je bila ruda magnetit – Fe3O4. Komadi magnetita su prirodni magneti, dok su veštački magneti, raznih oblika i raznih supstancija (gvožđe, volfram, kobalt, hrom itd.) vještački stekli magnetna svojstva.

Slika 1 Prirodni magnet

Magnetizam je pojava privlačenja ili odbijanja gvozdenih predmeta. Za magnetizam je vezano postojanje dvije vrste polova. Istovrsni polovi se odbijaju, a različiti se privlače. Magnetni polovi su neraskidivi, odnosno ne može jedno tijelo biti samo jednog pola a drugog da nema. Uobičajeno je da se polovi zovu sjeverni i južni, iz istorijskih razloga. Fizički je nemoguće imati jednopol, magnet sa jednim polom. Zato se magnet zove dipol, jer ima oba pola.

Magnetizam je jedan oblik pojavljivanja dualne, elektromagnetske sile, prema Maksvelovim jednačinama. Dualnost se ogleda u činjenici da električna struja (kretanje elektriciteta) izaziva (indukuje) magnetsko polje, a da promjena magnetskog polja izaziva električno polje (i kretanje slobodnih nosilaca elektriciteta, električnu struju).Magnetsko polje je posrednik uzajamnog djelovanja magnetskim silama.

Veličina koja karakteriše magnetsko polje u nekoj njegovoj tački je vektorska veličina sa smjerom i pravcem kao i intenzitetom. Obzirom da se vizuelizacija magnetskog polja ostvaruje crtanjem linija sila magnetskog polja to se jačina polja dočarava gustinom linija. Jedinica fluksa (količine linija sila polja) je veber (Wb), ali je to nepraktična veličina jer nije značajan fluks za intenzitet magnetskih sila već gustina linija koja se naziva indukcija magnetskog polja i njena jedinica je Tesla (T).

Magnetosfera štiti površinu Zemlje od naelektrisanih čestica sunčevog vjetra. Pod pritiskom nadirućih čestica, magnetosfera je stisnuta na strani okrenutoj ka Suncu.

Naša planeta poseduje slabo magnetsko polje ali dovoljno da može da se koristi za navigaciju. Magnetni polovi Zemlje su bliski geografskim polovima i stoga su pouzdani za grubu navigaciju, a vijekovima su predstavljali glavni način za snalaženje moreplovaca. U ove svrhe se koristi kompas. Sjeverni kraj magnetne igle kompasa okreće se u pravcu sjevernog geomagnetskog pola. U okolini polova je pravac pokazivanja magnetske igle nepouzdan.

Slika 2 Zemljin magnetizam

Zemljin magnetizam nije konstantan. Postoji više teorija o njegovom nastanku, ali je sigurno da je fizički uzrok postojanje kružnog kretanja velike količine naelektrisanja u jezgru Zemlje. Postoje dokazi da se u istoriji dešavalo da magnetsko polje Zemlje potpuno nestane i da promeni smijer. Razlog ovakvog ponašanja ostaje veoma tajanstven. Magnetski pol Zemlje je lokacija na površini gde su linije polja normalne na površinu Zemlje. Danas se može primjetiti proces prividnog kretanja zemljinih magnetskih polova koje iznosi i po nekoliko kilometara godišnje. Značaj postojanja Zemljinog magnetskog polja je ključan za sav živi svijet. Jačina magnetskog polja je dovoljna da u visokim slojevima, duboko u svemiru, skrene naelektrisane čestice visoke energije (Sunčev vjetar) da ne ulaze u zemljinu atmosferu i ne izazivaju destruktivne posledice po ćelije i organizme.

Kretanje naelektrisanih čestica iz sunčevog vjetra koje se kreću duž linija magnetskog polja i u blizini polova ulaze u atmosferu izazivaju električna pražnjenja u visokim slojevima koja se zovu “polarna svjetlost” i vide se kao svjetleće zavjese, igrajuća svjetlost, svjetlucanje neba veoma vidljiv tokom polarnih noći.

2.      SUNČEV VJETAR

Istorija

Sunčev vjetar, ili solarni vjetar, je struja naelektrisanih čestica (plazma), koju izbacuje gornja atmosfera Sunca. Sastoji se od visokoenergetskih elektrona ili protona energije oko -{keV}-. Čestice uspijevaju da djelimično pobjegnu iz Sunčevog gravitacionog polja zbog visoke temperature korone i energetskog dobitka putem procesa koji još uvijek nije potpuno objašnjen.

Mnogi fenomeni su povezani sa Sunčevim vjetrom, među kojima su geomagnetna oluja, polarna svjetlost, aurore i repovi kometa koji su uvek usmjereni suprotno od Sunca. Kod ostalih zvijezda ova pojava se naziva zvjezdanim vjetrom, a kod mnogih je i znatno većeg intenziteta.

Norveški istraživač Kristijan Birkeland je 1916. prvi predvidjeo postojanje Sunčevog vjetra. Pretpostavio je da su Sunčevi zraci i pozitivnog i negativnog naelektrisanja. Frederik Lindeman je 1919. pretpostavio da sa Sunca dolaze protoni i elektroni. Tridesetih godina 20. vijeka naučnici su pretpostavili da Sunčeva korona ima temperaturu od nekoliko miliona stepeni. Britanski matematičar Sidni Čapman je pedesetih izračunao svojstva gasa na takvoj temperaturi i zaključio da se toplota kroz koronu mora protezati u prostoru još dalje od Zemlje. Nemački naučnik Ludvig Birman se takođe pedesetih zainteresovao za činjenicu da kometa uvijek ima rep suprotno od Sunca. Birman je zaključio da Sunce emituje stalnu struju čestica koja potiskuje.

Eugen Parker je 1958. taj fenomen nazvao „Sunčev vjetar“. Parker je pokazao da je Sunčeva korona, iako jako privučena Sunčevom gravitacijom, tako dobar provodnik da je još uvijek vruća na velikim udaljenostima. Pošto jačina gravitacije opada sa udaljenošću od Sunca, spoljna koronarna atmosfera nadzvučnom brzinom bježi u međuzvjezdani prostor. Parker je poslao svoj rad u -{Astrofisical Journal}-, ali dvoje recenzenata su ga odbili. Rad je ipak prihvatio Čandrasekar (dobitnik Nobelove nagrade za fiziku 1983).

Sovjetski satelit Luna 1 je januara 1959. prvi put izmjerio jačinu Sunčevog vjetra. Koristili su scintilacione brojače i gasne jonizacione detektore. Mjerenje su tri godine kasnije ponovili američki naučnici koristeći sondu Mariner 2. Prvu numeričku simulaciju Solarnog vjetra u Sunčevoj koroni, koristeći magnetohidrodinamičke jednačine, izveli su Pneuman i Knop 1971.

Polarna svjetlost -{Aurora Borealis}-

Kasnih devedesetih, mjerenja izvršena ultraljubičastim koronalnim spektrometrom,koji se nalazio na svemirskoj opservatoriji SOHO (Solarna i heliografska opservatorija), pokazala su da se područje ubrzanja Sunčevog vjetra nalazi u polarnim regionima Sunca i utvrđeno je da je ono mnogo veće od onoga koje bi se očekivalo samo od toplotnog efekta. Parkerov model je predviđao da se bjeg Sunčevog vjetra dešava na udaljenosti od 4 Sunčeva poluprečnika, ali mjerenja su pokazala da se dešava na udaljenosti od 1 poluprečnika iznad fotosfere. To govori da postoji dodatni mehanizam ubrzanja Sunčevog vjetra.

Svojstva

• Sastav

Sastav Sunčevog vjetra u heliosferi je identičan sastavu korone. To je plazma, koja je 95 % jonizovani vodonik, 4 % dvostruko jonizovani helijum i manje od 0,5 % drugih jona. Sastav Sunčevog vjetra varira i vjerovatno zavisi od fizičkih osobina korone. Prva detaljna analiza je izvedena na Mjesecu. Solarni vjetar je prikupljen specijalno pripremljenim metalnim folijama, nakon čega je dopremljen na Zemlju radi analize.

• Brzina i gubitak mase

Blizu Zemlje, brzina solarnog vjetra iznosi od 200 do 889 kilometara u sekundi. Prosječna brzina je 450 kilometara u sekundi. Sunce gubi oko milion tona materijala u sekundi u vidu solarnog vjetra. Fuzijom Sunce gubi oko 4,5 puta više mase u sekundi.

• Međuplanetarno magnetsko polje

Heliosferske struje, koje nastaju pod djelovanjem Sunčevog rotirajućeg magnetnog polja na plazmu u međuplanetarnom prostoru.

Pošto je solarni vjetar plazma, ima karakteristike plazme, a ne gasa. Jako je provodljiv, tako da nosi linije sila Sunčeva magnetnog polja sa sobom. Dinamički pritisak vjetra dominira nad magnetnim pritiskom u većem dijelu Sunčevog sistema, tako da magnetno polje tvori spiralu. Sunce ima različitu polarizaciju magnetnog polja zavisno u kojoj fazi solarnog ciklusa se nalazi. Sunčev vjetar nekad ima spiralu prema unutra, a nekad prema vani. To se smjenjuje približno svakih 11 godina.

Plazma u međuplanetarnom prostoru je odgovorna da je jačinu Sunčevog magnetnog polja, koje je oko 100 puta jače nego kada solarnog vetra ne bi bilo. Satelitska osmatranja pokazuju da je jačina Sunčevog magnetnog polja oko Zemlje oko 10-9 -{T}-.

• Brzi i spori sunčev vjetar

Van eklipse Sunčev vjetar je stalan i brz sa brzinama 600 do 800 kilometara u sekundi. Taj vjetar potiče iz Sunčevih koronalnih rupa. U ravni eklipse vjetar je sporiji i često promjenljiv sa brzinama od 200 do 600 kilomeatara u sekundi, a dnevno fluktuira i dva ili više puta.

• Promjenljivost, sunčane oluje i geomagnetne oluje

Sunčev vjetar je odgovoran za oblik Zemljine magnetosfere i takvo magnetno polje snažno utiče na prilike na planeti. Nivo jonizacije i radio smetnji mogu da se pojačaju sto, pa i hiljadu puta. Ponekad i na brzi i na spori Sunčev vjetar snažno djeluju veliki brzi plamenovi plazme zvani međuplanetarno koronalno izbacivanje mase. To se dešava tokom velikog oslobađanja magnetne energije na Suncu. Ti efekti se nazivaju i sunčane oluje. Kod takvih sunčevih oluja veliki plamenovi plazme dolaze do Zemlje i privremeno deformišu Zemljino magnetno polje, tako da mjenjaju smjer igle kompasa, te izazivaju jake električne struje unutar same Zemlje. Takav efekat se naziva geomagnetnom olujom. Ponekad se u takvim uslovima javljaju polarna svjetlost i aurore.

Kretanje naelektrisanih čestica iz Sunčevog vjetra koje se kreću duž linija magnetnog polja i u blizini polova ulaze u atmosferu izazivaju električna pražnjenja u visokim slojevima koja se zovu „polarna svjetlost“ i vide se kao svjetleće zavjese, igrajuća svjetlost, svjetlucanje neba veoma vidljivo tokom polarnih noći.[1]

Elektromagnetno zračenje i brze čestice stalno napuštaju Sunce. Zračenje se od fotosfere udaljava brzinom sjvetlosti i za 8 minuta stiže do Zemlje a čestice se kreću brzinom od oko 500 km/si stižu do Zemlje za nekoliko dana. Ovaj stalni “potok” čestica naziva se solarni vjetar.

Solarni vetar sastoji se od elektrona i pozitivnih čestica (95 % protona i oko 4,5 % jezgra helijuma). Na rastojanju Zemljine orbite, zavisno od aktivnosti Sunca, svake sekunde kroz kvadratni metar poprečne površine “prostruji” između 5×1011 i 5×1012 protona. Koncentracija protona u blizini Zemljine orbite iznosi u proseku oko 5×106 m-3. Svake sekunde Sunčev vjetar u međuplanetarni prostor odnese, u obliku kinetičke energije, oko 1021 do 1022 J (poređenja radi Sunce svake sekunde izrači 3,86×1026 J.

Solarni vjetar je izazvan visokom temperaturom korone. Na rastojanju od oko 10 miliona kilometara od fotosfere, koronarni gas je dovoljno vreo, a čestice gasa dovoljno brze, da savladaju gravitaciono privlačenje Sunca i odu u međuplanetarni prostor. U isto vrijeme atmosfera izgubljeni materijal nadoknađuje sa površine Sunca. Ako se ovo nadoknađivanje materijala ne bi dešavalo korona bi isparila za samo dan-dva. Ustvari, šitavo Sunce stalno isparava, stalno gubeći masu koju odnosi solarni vjetar. Ali, solarni vjetar ima vrlo malu gustinu. Bez obzira na to što vjetar svake sekuned sa Sunca odnosi između 108 i 109 kg materijala, od kad je nastalo pa do danas Sunce je na ovaj način izgubilo samo 0,1% svoje ukupne mase. Znači. naša zvijezda stvarno polako isparava ali ona gubi zanemarljivu količinu svoje mase.

Područje širenja Sunčevog vjetra naziva se heliosfera. Procjenjuje se da je njena granica na rastojanju između 50 i 100 astronomskih jedinica od Sunca, što je daleko iza orbite Plutona.[2]

[1] https://sh.wikipedia.org/wiki/Sun%C4%8Dev_vetar

[2]http://static.astronomija.org.rs/suncsist/Sunce/sunce/12.htm