Angin Matahari [PDF]

Citation preview

angin matahari dari Wikipedia, ensiklopedia gratis Artikel ini adalah tentang angin bintang dari Matahari Untuk kegunaan lain, lihat angin surya (disambiguasi). Ulysses mengukur kecepatan variabel lambat dan cepat angin surya di 400 dan 750 km / s, masing-masing. Angin matahari adalah aliran partikel bermuatan dilepaskan dari bagian atas atmosfer Matahari plasma ini terdiri dari sebagian besar elektron, proton dan partikel alpha dengan energi biasanya antara 1,5 dan 10 keV; tertanam dalam plasma surya-angin adalah medan magnet antarplanet. Angin matahari bervariasi dalam kepadatan, suhu dan kecepatan dari waktu ke waktu dan lebih bujur surya. partikel yang dapat melarikan diri gravitasi Matahari karena energi tinggi, dari suhu tinggi korona dan fenomena, listrik dan elektromagnetik magnet di dalamnya. Angin surya mengalir ke luar supersonically pada kecepatan yang berbeda-beda tergantung pada asal mereka mencapai hingga sekitar satu juta mil per jam [1] [sumber yang lebih baik diperlukan] untuk jarak yang jauh, mengisi sebuah daerah yang dikenal sebagai heliosphere, volume gelembung-seperti besar dikelilingi oleh medium antarbintang. fenomena terkait lainnya termasuk aurora (cahaya utara dan selatan), ekor plasma komet yang selalu menunjuk jauh dari Matahari, dan badai geomagnetik yang dapat mengubah arah garis medan magnet dan menciptakan arus yang kuat di jaringan listrik di Bumi. Isi 1 Sejarah 2 Emisi 2.1 Komponen dan kecepatan 2.2 tekanan angin Matahari 2.3 mass ejection Coronal 3 efek Tata Surya 3.1 magnetosfer 3.2 Atmospheres 3,3 Bulan dan permukaan planet 4 batas Outer 5 peristiwa Terkemuka 6 Lihat juga 7 Catatan 8 Referensi 9 Pranala luar Sejarah Adanya aliran berkelanjutan dari partikel yang mengalir keluar dari Matahari pertama kali diusulkan oleh astronom Inggris Richard C. Carrington. Pada tahun



1859, Carrington dan Richard Hodgson secara mandiri membuat pengamatan pertama dari apa yang kemudian disebut suar surya. Ini adalah ledakan tiba-tiba dari energi dari atmosfer Matahari. Pada hari berikutnya, badai geomagnetik diamati dan Carrington menduga bahwa mungkin ada sambungan. George Fitzgerald kemudian menyarankan bahwa masalah sedang teratur dipercepat jauh dari Matahari dan mencapai bumi setelah beberapa hari. [2] simulasi laboratorium pengaruh magnetosfer ini pada Solar Wind; arus Birkeland aurora seperti ini diciptakan dalam terrella, anoda dunia magnetised dalam ruang dievakuasi. Pada tahun 1910 astrofisikawan Inggris Arthur Eddington pada dasarnya menyarankan adanya angin matahari, tanpa penamaan itu, dalam sebuah catatan untuk sebuah artikel di Comet Morehouse. [3] Ide pernah sepenuhnya tertangkap meskipun Eddington juga telah membuat saran serupa di Royal lembaga mengatasi tahun sebelumnya. Dalam kasus terakhir, ia menduga bahwa bahan dikeluarkan terdiri dari elektron sementara dalam studinya tentang Comet Morehouse ia seharusnya mereka menjadi ion. [3] Orang pertama yang menunjukkan bahwa mereka berdua adalah Kristian Birkeland. survei geomagnetik nya menunjukkan bahwa aktivitas aurora hampir terganggu. Sebagai pajangan ini dan aktivitas geomagnetik lainnya sedang diproduksi oleh partikel dari Matahari, ia menyimpulkan bahwa bumi sedang terus-menerus dibombardir oleh "sinar dari sel-sel listrik yang dipancarkan oleh Matahari". [2] Pada tahun 1916, Birkeland mengusulkan bahwa, "Dari sudut pandang fisik sangat mungkin bahwa sinar matahari yang tidak eksklusif sinar negatif atau positif, tetapi dari kedua jenis ". Dengan kata lain, angin surya terdiri dari kedua elektron negatif dan ion positif. [4] Tiga tahun kemudian pada tahun 1919, Frederick Lindemann juga menyarankan bahwa partikel kedua polaritas, proton serta elektron, berasal dari Matahari [5] Sekitar tahun 1930-an, para ilmuwan telah menentukan bahwa suhu korona matahari harus menjadi satu juta derajat Celsius karena cara itu berdiri keluar ke angkasa (seperti yang terlihat selama gerhana total). pekerjaan spektroskopi kemudian menegaskan suhu yang luar biasa ini. Pada pertengahan 1950-an Sydney Chapman dihitung sifat gas pada suhu tersebut dan ditentukan itu adalah konduktor yang sangat baik dari panas yang harus memperluas jalan keluar ke ruang angkasa, di luar orbit Bumi. Juga pada tahun 1950, Ludwig Biermann menjadi tertarik pada fakta bahwa tidak peduli apakah komet dipimpin menuju atau menjauh dari Matahari, ekornya selalu menunjuk jauh dari Matahari Biermann mendalilkan bahwa hal ini terjadi karena Matahari memancarkan aliran partikel yang mendorong ekor komet menjauh. [6] Wilfried Schröder mengklaim bahwa Paulus Ahnert adalah orang pertama yang berhubungan angin matahari ke arah ekor komet berdasarkan pengamatan dari komet Whipple-Fedke (1942g). [7] Eugene Parker menyadari bahwa panas mengalir dari Matahari dalam model Chapman dan ekor komet bertiup jauh dari Matahari dalam hipotesis Biermann



ini harus menjadi hasil dari fenomena yang sama, yang disebut "angin matahari". [8] [9] Parker menunjukkan pada tahun 1958 bahwa meskipun korona matahari sangat tertarik oleh gravitasi matahari, itu adalah suatu konduktor panas yang baik bahwa itu masih sangat panas pada jarak jauh. Sejak gravitasi melemah sebagai jarak dari Matahari meningkat, suasana koronal luar lolos supersonically ke ruang antar bintang. Selanjutnya, Parker adalah orang pertama yang melihat bahwa efek melemahnya gravitasi memiliki efek yang sama pada aliran hidrodinamika sebagai nozzle de Laval: itu menghasut transisi dari subsonik ke aliran supersonik [10]. Oposisi terhadap hipotesis Parker pada angin matahari kuat. Kertas ia diserahkan kepada Astrophysical Journal pada tahun 1958 ditolak oleh dua pengulas. Itu diselamatkan oleh editor Subrahmanyan Chandrasekhar (yang kemudian menerima 1.983 Penghargaan Nobel dalam Fisika). Pada bulan Januari 1959, Luna satelit Soviet 1 pertama langsung diamati angin matahari dan diukur kekuatannya. [11] [12] [13] Mereka terdeteksi oleh perangkap ion hemispherical. Penemuan, yang dibuat oleh Konstantin Gringauz, diverifikasi oleh Luna 2, Luna 3 dan dengan pengukuran yang lebih jauh dari Venera 1. Tiga tahun kemudian pengukurannya dilakukan oleh Neugebauer dan kolaborator menggunakan Mariner 2 pesawat ruang angkasa. [14] Pada akhir 1990-an Ultraviolet Coronal Spectrometer (UVCS) instrumen di papan pesawat ruang angkasa SOHO diamati wilayah percepatan angin matahari cepat yang berasal dari kutub Matahari dan menemukan bahwa angin berakselerasi lebih cepat daripada yang dapat dipertanggungjawabkan oleh ekspansi termodinamika saja . Model Parker meramalkan bahwa angin harus membuat transisi ke aliran supersonik di ketinggian sekitar 4 jari-jari surya dari fotosfer; tapi transisi (atau "sonic point") sekarang tampaknya jauh lebih rendah, mungkin hanya 1 radius matahari di atas fotosfer, menunjukkan bahwa beberapa mekanisme tambahan mempercepat angin matahari jauh dari Matahari Percepatan angin kencang masih belum dipahami dan tidak dapat sepenuhnya dijelaskan oleh teori Parker. Penjelasan gravitasi dan elektromagnetik untuk percepatan ini, bagaimanapun, rinci dalam makalah sebelumnya oleh 1.970 pemenang Nobel Fisika, Hannes Alfven. [15] [16] Simulasi numerik pertama dari angin matahari di korona matahari termasuk garis-garis medan tertutup dan terbuka dilakukan oleh Pneuman dan Kopp pada tahun 1971. Persamaan magnetohydrodynamics dalam kondisi mapan diselesaikan iteratif dimulai dengan konfigurasi dipole awal. [17] Pada tahun 1990, probe Ulysses diluncurkan untuk mempelajari angin matahari dari garis lintang matahari tinggi. Semua pengamatan sebelumnya telah dibuat di atau dekat bidang ekliptika Tata Surya. [18] Emisi Sementara model awal dari angin matahari mengandalkan terutama pada energi



panas untuk mempercepat materi, pada 1960-an itu jelas bahwa percepatan termal saja tidak dapat menjelaskan kecepatan tinggi angin matahari. Mekanisme percepatan yang tidak diketahui tambahan diperlukan dan kemungkinan berhubungan dengan medan magnet di atmosfer matahari. Matahari corona, atau lapisan luar diperpanjang, merupakan wilayah plasma yang dipanaskan untuk lebih dari satu juta kelvin. Sebagai hasil dari tabrakan termal, partikel dalam korona dalam memiliki jangkauan dan distribusi kecepatan dijelaskan oleh distribusi Maxwell. Kecepatan rata-rata partikel ini km tentang 145 / s, yang jauh di bawah kecepatan melarikan diri solar dari 618 km / s. Namun, beberapa dari partikel mencapai energi yang cukup untuk mencapai kecepatan terminal 400 km / s, yang memungkinkan mereka untuk memberi makan angin matahari. Pada suhu yang sama, elektron, karena massa mereka jauh lebih kecil, mencapai melarikan diri kecepatan dan membangun medan listrik yang lebih mempercepat ion jauh dari Matahari [19] Jumlah partikel terbawa dari Matahari oleh angin matahari adalah sekitar 1,3 × 1036 per detik. [20] Dengan demikian, total kehilangan massa setiap tahun sekitar (2-3) × 10-14 massa matahari, [21] atau sekitar satu miliar kilogram per detik. Ini setara dengan kehilangan massa sama dengan Bumi setiap 150 juta tahun. [22] Namun, hanya sekitar 0,01% dari total massa Matahari telah hilang melalui angin matahari. [23] bintang lain memiliki angin bintang yang lebih kuat yang menghasilkan di tingkat massa yang hilang secara signifikan lebih tinggi. Komponen dan kecepatan Angin matahari terbagi menjadi dua komponen, masing-masing disebut angin matahari lambat dan angin matahari cepat. Angin matahari lambat memiliki kecepatan sekitar 400 km / s, suhu 1,4-1,6 × 106 K dan komposisi yang cocok dekat dengan korona. Sebaliknya, angin surya cepat memiliki kecepatan khas 750 km / s, suhu 8 × 105 K dan hampir cocok dengan komposisi fotosfer Matahari. [24] Angin surya lambat dua kali lebih padat dan lebih bervariasi di intensitas dari angin matahari cepat. Angin lambat juga memiliki struktur yang lebih kompleks, dengan wilayah bergolak dan struktur skala besar. [20] [25] Angin matahari lambat tampaknya berasal dari daerah di sekitar sabuk khatulistiwa matahari yang dikenal sebagai "sabuk pita". pita koronal terbentang dari wilayah ini, membawa plasma dari interior bersama loop magnetik tertutup. [26] [27] Pengamatan Matahari antara tahun 1996 dan 2001 menunjukkan bahwa emisi dari angin matahari lambat terjadi antara garis lintang 30-35 ° sekitar khatulistiwa selama minimum surya (periode aktivitas matahari terendah), kemudian diperluas ke arah kutub sebagai minimum berkurang. Pada saat maksimum surya, kutub juga memancarkan angin matahari yang lambat. [28] Angin matahari cepat ini diduga berasal dari lubang koronal, yang merupakan daerah corong seperti garis-garis medan terbuka di medan magnet Matahari. [29] membuka jalur tersebut sangat lazim di sekitar kutub magnet Matahari.



Sumber plasma adalah medan magnet kecil yang dibuat oleh sel konveksi di atmosfer matahari. Bidang ini membatasi plasma dan mengangkutnya ke dalam leher sempit dari saluran koronal, yang terletak hanya 20.000 kilometer di atas fotosfer. plasma dilepaskan ke dalam corong saat ini garis medan magnet menyambung kembali. [30] Tekanan angin matahari Angin memberikan suatu tekanan pada 1 AU biasanya di kisaran 1-6 NPA (1-6 × 10-9 N / m2), meskipun mudah dapat bervariasi luar kisaran tersebut. Tekanan dinamis adalah fungsi dari kecepatan angin dan kepadatan. Rumusnya adalah P = 1,6726 × 10-6 * n * V2 di mana tekanan P adalah di NPA (nanopascals), n adalah densitas partikel / cm3 dan V adalah kecepatan dalam km / s dari angin matahari. [31] coronal mass ejection Artikel utama: mass ejection Coronal Baik cepat dan lambat angin matahari dapat terganggu oleh besar, semburan bergerak cepat dari plasma disebut antarplanet coronal mass ejections, atau ICMEs. ICMEs adalah manifestasi antarplanet dari coronal mass ejections surya, yang disebabkan oleh pelepasan energi magnetik di Matahari CMEs sering disebut "badai matahari" atau "badai ruang" di media populer. Mereka kadangkadang, tapi tidak selalu, berhubungan dengan jilatan api matahari, yang manifestasi lain dari pelepasan energi magnetik di Matahari ICMEs menyebabkan gelombang kejut dalam plasma tipis heliosfer, meluncurkan gelombang elektromagnetik dan mempercepat partikel (kebanyakan proton dan elektron) untuk membentuk mandi radiasi pengion yang mendahului CME. Ketika CME dampak magnetosfer bumi, itu sementara deformasi medan magnet bumi, mengubah arah jarum kompas dan menginduksi arus listrik ground besar di bumi itu sendiri; ini disebut badai geomagnetik dan itu adalah fenomena global. dampak CME dapat menginduksi rekoneksi magnetik di magnetosfer bumi (sisi tengah malam dari magnetosfer); ini meluncurkan proton dan elektron ke bawah menuju atmosfer bumi, di mana mereka membentuk aurora. ICMEs bukan satu-satunya penyebab cuaca ruang. patch yang berbeda dari Sun diketahui menimbulkan kecepatan yang sedikit berbeda dan kepadatan angin tergantung pada kondisi lokal. Dalam isolasi, masing-masing aliran angin yang berbeda akan membentuk spiral dengan sudut yang sedikit berbeda, dengan bergerak cepat sungai bergerak keluar lebih langsung dan aliran bergerak lambat membungkus lebih sekitar Matahari aliran cepat bergerak cenderung menyalip aliran lambat yang berasal arah barat dari mereka di Matahari, membentuk co-rotating daerah interaksi turbulen yang menimbulkan gelombang gerakan dan partikel dipercepat, dan yang mempengaruhi magnetosfer bumi



dengan cara yang sama seperti, tetapi lebih lembut daripada, CMEs. efek Tata Surya Artikel utama: cuaca Ruang The Heliospheric hasil lembar saat ini dari pengaruh medan magnet berputar Matahari pada plasma dalam angin matahari. Selama seumur hidup Matahari, interaksi lapisan permukaannya dengan angin surya melarikan diri telah menurun secara signifikan tingkat rotasi permukaannya. [32] Angin dianggap bertanggung jawab ekor komet ', bersama dengan radiasi matahari. [33] memberikan kontribusi angin matahari fluktuasi gelombang radio angkasa diamati di Bumi, melalui efek yang disebut antarplanet kilau. [34] magnetosfer Artikel utama: Magnetosfer Skema magnetosfer bumi. Angin matahari mengalir dari kiri ke kanan. Di mana angin matahari memotong dengan sebuah planet yang memiliki medan magnet yang berkembang dengan baik (seperti Bumi, Jupiter dan Saturnus), partikel yang dibelokkan oleh gaya Lorentz. Daerah ini, yang dikenal sebagai magnetosfer, menyebabkan partikel untuk perjalanan sekitar planet daripada membombardir atmosfer atau permukaan. magnetosfer secara kasar berbentuk seperti belahan di sisi menghadap Matahari, kemudian ditarik keluar di bangun panjang di sisi yang berlawanan. Batas wilayah ini disebut magnetopause, dan beberapa partikel yang mampu menembus magnetosfer melalui wilayah ini dengan rekoneksi parsial dari garis-garis medan magnet. [19] Bagian meridian siang magnetosfer. Angin matahari bertanggung jawab atas bentuk keseluruhan dari magnetosfer bumi. Fluktuasi kecepatan, kepadatan, arah, dan medan magnet yang tertahan sangat mempengaruhi lingkungan ruang lokal bumi. Misalnya, tingkat radiasi pengion dan radio gangguan dapat bervariasi oleh faktor dari ratusan hingga ribuan; dan bentuk dan lokasi magnetopause dan busur gelombang kejut hulu dapat berubah dengan beberapa jari-jari bumi, mengekspos satelit geosynchronous dengan angin matahari langsung. Fenomena ini secara kolektif disebut cuaca antariksa. Dari misi Cluster Badan Antariksa Eropa, sebuah studi baru telah terjadi yang mengusulkan bahwa lebih mudah untuk angin matahari menyusup ke magnetosfer dari yang diyakini sebelumnya. Sekelompok ilmuwan langsung mengamati keberadaan gelombang tertentu dalam angin matahari yang tidak diharapkan. Sebuah penelitian baru menunjukkan bahwa gelombang ini memungkinkan partikel bermuatan masuk angin surya untuk melanggar magnetopause tersebut. Hal ini menunjukkan bahwa gelembung magnetik membentuk lebih sebagai filter dari penghalang terus menerus. Penemuan terbaru ini terjadi melalui pengaturan khas dari empat Cluster pesawat ruang angkasa yang identik, yang terbang dalam konfigurasi dikendalikan melalui ruang dekat Bumi. Ketika mereka menyapu dari magnetosfer ke ruang



antarplanet dan kembali lagi, armada memberikan yang luar biasa wawasan tiga dimensi dari fenomena yang menghubungkan matahari ke bumi. Penelitian ini ditandai variasi dalam pembentukan medan magnet antarplanet (IMF) sebagian besar dipengaruhi oleh gelombang Kelvin-Helmholtz (yang terjadi pada antarmuka dari dua cairan) akibat perbedaan ketebalan dan berbagai karakteristik lain dari lapisan batas. Para ahli percaya bahwa ini adalah kesempatan pertama bahwa penampilan gelombang Kelvin-Helmholtz di magnetopause telah ditampilkan pada lintang tinggi orientasi dawnward dari IMF. Gelombang ini terlihat di tempat-tempat yang tak terduga dalam kondisi angin matahari yang sebelumnya diyakini tak diinginkan untuk generasi mereka. Penemuan ini menunjukkan bagaimana magnetosfer bumi bisa ditembus oleh partikel surya dalam keadaan IMF tertentu. Temuan ini juga relevan dengan studi progresi magnetosfer sekitar tubuh planet lain. Studi ini menunjukkan bahwa gelombang Kelvin-Helmholtz bisa menjadi agak umum, dan mungkin konstan, instrumen untuk masuk angin matahari menjadi magnetosfer bumi di bawah berbagai orientasi IMF. [35] atmosfer Angin matahari mempengaruhi sinar kosmik masuk lainnya berinteraksi dengan atmosfer planet. Selain itu, planet-planet dengan magnetosfer lemah atau tidak ada tunduk pengupasan atmosfer oleh angin matahari. Venus, planet terdekat dan paling mirip dengan Bumi, memiliki suasana 100 kali lebih padat, dengan medan geo-magnetik sedikit atau tidak ada. probe ruang ditemukan ekor komet-seperti yang meluas ke orbit Bumi. [36] Bumi itu sendiri sebagian besar dilindungi dari angin matahari oleh medan magnet, yang mengalihkan sebagian besar partikel bermuatan; Namun beberapa partikel bermuatan terjebak di Van Allen sabuk radiasi. Sejumlah kecil dari partikel dari angin surya berhasil melakukan perjalanan, seolah-olah pada saluran transmisi energi elektromagnetik, untuk atmosfer atas bumi dan ionosfer di zona aurora. Satu-satunya waktu angin matahari yang diamati di Bumi adalah ketika cukup kuat untuk menghasilkan fenomena seperti aurora dan badai geomagnetik. aurora terang sangat panas ionosfer, menyebabkan plasma untuk memperluas ke magnetosfer, meningkatkan ukuran geosfer plasma dan menyuntikkan materi atmosfer menjadi angin matahari. badai geomagnetik terjadi ketika tekanan dari plasma yang terkandung di dalam magnetosfer cukup besar untuk mengembang dan dengan demikian mendistorsi medan geomagnetik. Mars lebih besar dari Merkurius dan empat kali lebih jauh dari Matahari, meskipun diperkirakan bahwa angin matahari telah dilucuti hingga sepertiga dari suasana aslinya, meninggalkan lapisan 1/100 sepadat bumi. Hal ini diyakini mekanisme untuk pengupasan atmosfer ini gas terperangkap dalam gelembung dari medan magnet, yang ditipu oleh angin surya. [37] Pada 2015 NASA Mars Suasana dan Evolution misi (MAVEN) Volatile diukur tingkat pengupasan



atmosfer yang disebabkan oleh medan magnet yang dibawa oleh angin matahari yang mengalir melewati Mars, yang menghasilkan medan listrik, sebanyak turbin di Bumi dapat digunakan untuk menghasilkan listrik. medan listrik ini mempercepat bermuatan listrik atom gas, yang disebut ion, di atas atmosfer Mars 'dan menembak mereka ke ruang angkasa. [1] Misi MAVEN diukur tingkat pengupasan atmosfer di sekitar 100 gram (~ 1/4 lb) per detik. [ 38] Bulan dan permukaan planet Percobaan SWC Apollo Merkurius, planet terdekat dengan Matahari, menanggung beban penuh angin matahari, dan karena atmosfer yang vestigial dan sementara, permukaannya bermandikan radiasi. Merkurius memiliki medan magnet intrinsik, sehingga dalam kondisi angin matahari normal, angin matahari tidak dapat menembus magnetosfer dan partikel hanya mencapai permukaan di daerah puncak. Selama coronal mass ejections, bagaimanapun, magnetopause mungkin bisa ditekan ke permukaan planet, dan di bawah kondisi ini, angin surya dapat berinteraksi secara bebas dengan permukaan planet. Bumi Bulan tidak memiliki atmosfer atau medan magnet intrinsik, dan akibatnya permukaannya dibombardir dengan angin surya penuh. Proyek misi Apollo dikerahkan kolektor aluminium pasif dalam upaya untuk sampel angin matahari, dan tanah bulan kembali untuk studi menegaskan bahwa regolith bulan diperkaya dalam inti atom diendapkan dari angin matahari. Unsur-unsur ini dapat membuktikan sumber daya yang berguna untuk koloni bulan. [39] batas luar Artikel utama: heliopause (astronomi) Angin surya "pukulan gelembung" di medium antarbintang (gas hidrogen dan helium dijernihkan yang menembus galaksi). Titik di mana kekuatan angin surya tidak lagi cukup besar untuk mendorong kembali medium antarbintang dikenal sebagai heliopause dan sering dianggap sebagai batas luar Tata Surya. Jarak ke heliopause tidak diketahui secara tepat dan mungkin tergantung pada kecepatan arus dari angin matahari dan kepadatan lokal dari medium antarbintang, tetapi jauh di luar orbit Pluto. Para ilmuwan berharap untuk mendapatkan perspektif tentang heliopause dari data yang diperoleh melalui misi Interstellar Boundary Explorer (IBEX), diluncurkan pada bulan Oktober 2008. peristiwa penting Dari 10 Mei sampai dengan 12 Mei 1999 NASA Advanced Komposisi Explorer (ACE) dan WIND pesawat ruang angkasa mengamati 98% penurunan kepadatan angin matahari. Hal ini memungkinkan elektron energetik dari Matahari mengalir ke Bumi dalam balok sempit yang dikenal sebagai "Strahl", yang menyebabkan sangat tidak biasa "hujan kutub" acara, di mana aurora terlihat muncul di atas Kutub Utara. Selain itu, magnetosfer bumi meningkat menjadi antara 5 dan 6 kali ukuran normal. [40]



Pada tanggal 13 Desember 2010, Voyager 1 ditentukan bahwa kecepatan angin matahari, di lokasi 10,8 miliar mil dari Bumi melambat ke nol. "Kami telah sampai pada titik di mana angin dari Matahari, yang sampai saat ini selalu memiliki gerakan luar, tidak lagi bergerak ke luar, melainkan hanya bergerak ke samping sehingga dapat berakhir turun ekor heliosphere, yang adalah komet berbentuk seperti objek, "kata ilmuwan proyek Voyager Edward Stone. [41] [42] Lihat juga icon Portal Portal Ruang icon Portal Portal Bintang Dalam Observatory Ruang Iklim satelit Dyson-Harrop berlayar listrik Helium Fokus Cone medium antarplanet Daftar plasma (fisika) artikel berlayar magnetik Parker spiral Plasmasphere Siklus matahari berlayar surya Solar Probe Plus Angin surya Komposisi Percobaan STEREO Bintik pd matahari Catatan NASA. "NASA Misi Mengungkapkan Kecepatan dari Solar Wind Stripping Mars Suasana". Mars Suasana dan Evolution (MAVEN) misi Volatile. Diperoleh 2015/11/05. Meyer-Vernet, Nicole (2007). Dasar-dasar dari Angin surya. Cambridge University Press. ISBN 0-521-81420-0. Durham, Ian T. (2006). "Rethinking Sejarah Surya Studi Angin: Analisis Eddington untuk Comet Morehouse". Catatan dan Rekaman Royal Society 60. pp. 261-270. Kristian Birkeland, "Apakah Solar corpuscular Sinar yang menembus bumi Suasana Negatif atau Positif Rays?" di Videnskapsselskapets Skrifter, saya Mat Naturv. Klasse No.1, Christiania, 1916. Filosofis Majalah, Seri 6, Vol. 38, No. 228, Desember 1919, 674 (dari Solar Wind) Ludwig Biermann (1951). "Kometenschweife und solare Korpuskularstrahlung". Zeitschrift für Astrophysik 29: 274. bibcode: 1951ZA ..... 29..274B. Schröder, Wilfried (2008). Siapa yang Pertama Ditemukan Angin Surya ?. Jerman: Darmstadt. OCLC 232.645.128. Christopher T. Russell. "THE SOLAR ANGIN DAN Magnetospheric DINAMIKA". Institut Geofisika dan Planetary Physics University of California, Los Angeles. Diperoleh 2007/02/07.



Roach, John (27 Agustus 2003). "Astrofisikawan Diakui untuk Discovery of Solar Wind". National Geographic News. Diperoleh 2006/06/13. Eugene Parker (1958). "Dinamika Gas antarplanet dan Magnetic Fields". The Astrophysical Journal 128: 664. bibcode: 1958ApJ ... 128..664P. doi: 10,1086 / 146.579. [Brian Harvey, Rusia eksplorasi planet: sejarah, perkembangan, warisan, prospek. Springer, 2007, p.26. ISBN 0-387-46343-7] David Sayang, Internet Encyclopedia of Science. "Luna 1". NASA Data Center Space Science Nasional. Diperoleh 2007/08/04. M. Neugebauer & C. W. Snyder (1962). "Solar Plasma Experiment". Ilmu 138 (3545): 1095-1097. Bibcode: 1962Sci ... 138.1095N. doi: 10,1126 / science.138.3545.1095-a. PMID 17772963. "Keterangan dari Rotasi dari magnet Sphere dengan Aplikasi untuk Radiasi Surya" (PDF). Hannes Alfven (1942). "Keterangan dari Rotasi dari magnet Sphere dengan Aplikasi ke Solar Radiation". Arkiv för Matematik, Astronomi och Fysik 28A (6): 19. G. W. Pneuman & R. A. Kopp (1971). "Interaksi medan Gas-magnet di korona matahari". Surya Fisika 18 (2): 258. bibcode: 1971SoPh ... 18..258P. doi: 10,1007 / BF00145940. "Tata Surya Eksplorasi: Misi: Dengan Target: Mars: Hadir". Sistem surya Eksplorasi. Encrenaz, Thérèse; Bibring, J.-P .; Blanc, M. (2003). Sistem tata surya. Peloncat. ISBN 3-540-00241-3. Kallenrode, Mei-Britt (2004). Ruang Fisika: Sebuah Pengantar plasma dan. Peloncat. ISBN 3-540-20617-5. Carroll, Bradley W .; Ostlie, Dale A. (1995). Sebuah Pengantar Astrofisika Modern (direvisi 2nd ed.). Benjamin Cummings. p. 409. ISBN 0-201-54730-9. Schrijver, Carolus J .; Zwaan, Cornelis (2000). aktivitas magnetik matahari dan bintang. Cambridge University Press. ISBN 0-521-58286-5. Meyer-Vernet, Nicole (2007). Dasar-dasar dari Solar Wind. Cambridge University Press. ISBN 0-521-81420-0. Feldman, U .; Landi, E .; Schwadron, N. A. (2005). "Pada sumber cepat dan lambat angin matahari". Journal of Geophysical Research 110 (A7): A07109.1A07109.12. Bibcode: 2005JGRA..11007109F. doi: 10,1029 / 2004JA010918. Suess, Steve (3 Juni, 1999). "Ikhtisar dan sekarang Pengetahuan tentang Solar Wind dan Corona". The Solar Probe. NASA / Marshall Space Flight Center. Diarsipkan dari yang asli pada 2008/06/10. Diperoleh 2008/05/07. Lang, Kenneth R. (2000). Matahari dari Luar Angkasa. Peloncat. ISBN 3-54066944-2. Harra, Louise; Milligan, Ryan; Fleck, Bernhard (2 April, 2008). "Hinode: sumber angin matahari lambat dan flare superhot". ESA. Diperoleh 2008/05/07. Bzowski, M .; Makinen, T .; Kyrölä, E .; Summanen, T .; Quémerais, E. (2003). "Struktur lintang dan asimetri utara-selatan dari angin surya dari penginderaan jauh Lyman-α oleh SWAN". Astronomi dan Astrofisika 408 (3): 1165-1177. Bibcode: 2003a & A ... 408.1165B. doi: 10,1051 / 0004-6361: 20031022. Hassler, Donald M .; Dammasch, Ingolf E .; Lemaire, Philippe; Brekke, Pål; Curdt,



Werner; Mason, Helen E .; Vial, Jean-Claude; Wilhelm, Klaus (1999). "Solar Outflow Angin dan Chromospheric Jaringan Magnetic". Ilmu 283 (5403): 810-813. Bibcode: 1999Sci ... 283..810H. doi: 10,1126 / science.283.5403.810. PMID 9.933.156. Marsch, Eckart; Tu, Chuanyi (22 April, 2005). "Solar Asal Angin di Coronal Corong". ESA. Diperoleh 2008/05/06. Ruang Prediksi Cuaca Pusat (NOAA). "Saat Ruang Kondisi Cuaca". Endal, A. S .; Sofia, S. (1981). "Rotasi di surya-bintang tipe I -. Model evolusi untuk spin-down dari Sun". Astrophysical Journal, Bagian 1 243: 625-640. Bibcode: 1981ApJ ... 243..625E. doi: 10,1086 / 158.628. Robin Kerrod (2000). Asteroid, Komet, dan Meteor. Lerner Publikasi, Co Jokipii, J.R. (1973). "Turbulensi dan Scintillations di antarplanet Plasma". Ulasan tahunan Astronomi dan Astrofisika 11 (1): 1-28. Bibcode: 1973ARA & A..11 .... 1J. doi: 10,1146 / annurev.aa.11.090173.000245. NASA Studi Menggunakan Cluster Mengungkapkan Wawasan Baru Ke Solar Wind, NASA, Greenbelt, 2012, hal.1 Grünwaldt H; et al. (1997). "Pengamatan ray ekor Venus dekat Bumi". Geophysical Research Letters 24 (10): 163-1166. Bibcode: 1997GeoRL..24.1163G. doi: 10,1029 / 97GL01159. angin matahari merobek potongan off Mars MAVEN2Mars (5 November 2015). "Langkah-langkah NASA MAVEN misi surya angin atmosfer pengupasan di Mars" (Tweet). Starukhina, L. V. (2006). "Daerah kutub bulan sebagai repositori potensi gas surya-angin-ditanamkan". Kemajuan dalam Space Research 37: 50-58. Bibcode: 2006AdSpR..37 ... 50S. doi: 10,1016 / j.asr.2005.04.033. "The Day the Solar Wind Hilang". NASA Science. 13 Desember 1999. Diperoleh 5 Oktober 2010. "Voyager dari Solar Sistem Ujung". BBC. 13 Desember 2010. Diakses pada 14 Desember 2010. "NASA Probe Sees Surya Tolak Angin En Route Untuk Interstellar Space". NASA. 13 Desember 2010. Diakses pada 14 Desember 2010. Referensi Fox, Karen C. (2012) "NASA Studi Menggunakan Cluster Mengungkapkan Wawasan Baru Ke Solar Wind" NASA. link eksternal Wikimedia Commons memiliki kategori mengenai angin surya. Wikisource memiliki teks asli yang berkaitan dengan artikel ini: interaksi surya-angin dengan ionosfer planet plot real-time dari aktivitas angin matahari dari Advanced Komposisi Explorer Saat tekanan angin matahari NOAA Ruang Prediksi Cuaca Pusat Surya MSFC angin situs angin matahari Sun | situs perjalanan Sebuah sumber pendidikan bagi guru dan siswa tentang matahari dan efeknya pada Bumi



Cluster menunjukkan bagaimana angin matahari dipanaskan Bisa angin tenaga surya Bumi? 4 Oktober 2010 oleh Miranda Marquit Surya Atau Wind Power? Mengapa tidak keduanya? Oleh Eric Bland, Rabu September 29, 2010 Solar Wind Power Satellite sebagai alternatif untuk Dyson Sphere tradisional dan implikasinya untuk deteksi jarak jauh International Journal of Astrobiology (2010), 9: 89-99 [menunjukkan] vte Matahari [menunjukkan] vte Magnetospherics kontrol otoritas NDL: 00572585 Categories: Surya phenomenaSpace plasma menu navigasi Belum masuk Berbicara Kontribusi Membuat akun Masuk Artikel Berbicara Baca baca mengedit Lihat riwayat Halaman Utama Isi konten Pilihan Peristiwa saat ini artikel acak Donasi untuk Wikipedia



toko Wikipedia Interaksi Membantu Tentang Wikipedia portal komunitas perubahan terbaru halaman kontak alat Pranala perubahan terkait Unggah data halaman khusus Permanent link informasi halaman Item wikidata Mengutip halaman ini Cetak / ekspor Buat buku Unduh sebagai PDF Versi cetak Dalam proyek-proyek lain Wikimedia Commons Bahasa Afrikanas ‫العربية‬ Azərbaycanca Беларуская Беларуская (тарашкевіца) Български Bosanski Brezhoneg català čeština Dansk deutsch Eesti Ελληνικά



Español Esperanto Euskara ‫فارسی‬ Français Frysk Gaeilge Galego 한국어 Հայերեն हहनदद Hrvatski Ido Bahasa Indonesia íslenska Italiano ‫עברית‬ ಕಕಕ ಕಕ ქართული Қазақша Kiswahili Kreyòl ayisyen Latina latviešu Lietuvių Magyar മലയയളള Bahasa Melayu Монгол Nederlands 日本語 Norsk bokmål Norsk Norway O'zbekcha / ўзбекча ‫پنجابی‬ ಕಕಕಕಕಕ ಕಕಕ Piemontèis polski Português Română Русский Scots Shqip Sicilianu Wikipedia bahasa Slovenčina slovenščina



Српски / srpski Srpskohrvatski / српскохрватски Suomi Svenska தமமழழ ไทย Türkçe Українська Tiếng Việt Winaray 粵語 中文 mengedit link Halaman ini terakhir diubah pada tanggal 31 Maret 2016, pukul 19:34. Teks tersedia di bawah Lisensi Creative Commons Attribution-ShareAlike; persyaratan tambahan mungkin berlaku. Dengan menggunakan situs ini, Anda menyetujui Persyaratan Penggunaan dan Kebijakan Privasi. Wikipedia® adalah merek dagang terdaftar dari Wikimedia Foundation, Inc., sebuah organisasi nonprofit. Kebijakan pribadi Tentang Wikipedia Penyangkalan Hubungi Wikipedia pengembang pernyataan Cookie ponsel lihat Wikimedia Foundation Didukung oleh MediaWik https://en.wikipedia.org/wiki/Solar_wind