Výrony koronální hmoty
Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 15. června 2022; ověření vyžaduje 1 úpravu .Výron koronální hmoty je výstřik hmoty z hvězdné koróny . Pozorování výronů koronální hmoty ze zemského povrchu je obtížné. Zdá se, že první pozorování koronálních výronů ve viditelné oblasti vlnových délek bylo provedeno na počátku 70. let 20. století pomocí koronografu instalovaného na sedmé orbitální sluneční observatoři . SMM pokračovala ve studiu tohoto jevu v roce 1980 [ 1] .
Dokud nebyla k dispozici data z těchto dvou stanic, nikdo si neuvědomil, že výrony koronální hmoty jsou tak důležité a běžné.
Vzhledem k tomu, že zákrytový disk koronografu vyřízne jasný kotouč Slunce ze zorného pole přístroje, ukazuje se pozorování zdroje výronu koronální hmoty na povrchu Slunce pomocí koronografu jako nemožné. , a předpoklady o jeho možném zdroji jsou učiněny na základě pozorování jinými přístroji v jiných rozsazích vlnových délek [2] . Tato zásadní obtíž vede k tomu, že podle pozorování z družice v blízkosti Země není v některých případech možné určit směr ejekčního pohybu: zda se pohybuje směrem k Zemi nebo od Země. K překonání tohoto problému v současné době[ kdy? ] času je použita dvojice kosmických lodí projektu STEREO , které jsou na oběžné dráze Země od sebe odděleny pod velkými úhly.
Během maxim sluneční aktivity dosahuje frekvence výronů koronální hmoty tří za den, zatímco v obdobích klidného Slunce může tato frekvence klesnout až na jeden výron za 5 dní [3] .
Na rozdíl od slunečních erupcí , při nichž se magnetická energie nahromaděná v aktivních oblastech na Slunci realizuje především ve formě elektromagnetického záření, se při výronech koronální hmoty tato energie vynakládá na urychlení obrovských hmot hmoty. Výrony koronální hmoty, které lze pozorovat pouze mimo sluneční disk (mimo zákrytový koronografický disk), jsou často srovnávány se slunečními erupcemi, které jsou pozorovány na slunečním disku. Protože je takové srovnání nejednoznačné, existují 2 pohledy na vztah těchto jevů. Podle dřívějšího pohledu jsou výrony koronální hmoty a sluneční erupce různé projevy stejného procesu. Podle druhého pohledu mohou mít tyto jevy společný zdroj energie a pokud energie akumulovaná ve zdroji stačí pro realizaci 2 jevů, vznikají v časových a prostorových intervalech. Existuje však řada pozorování, kdy jsou výrony koronální hmoty zaznamenány bez jakýchkoliv jevů na slunečním disku, včetně bez slunečních erupcí [4] .
Ejekta zahrnuje plazmu , skládající se převážně z elektronů a protonů, spolu s malým množstvím těžších prvků - helia , kyslíku a dalších. Některé ionty mají často nižší ionizační stavy (jako jsou jednotlivě ionizované atomy helia) než okolní tiché koronální plazma , což naznačuje, že značná část hmoty ejekce může být urychlena z oblastí s nižší teplotou, tj. z úrovně chromosféry . Charakteristickým rysem ejekce je, že obecná topologie ejekce má podobu obří smyčky, jejíž obě nebo jedna základna je upevněna ke sluneční atmosféře a magnetické pole ve ejekci je zpravidla vyšší. než v tichém slunečním větru a je to magnetická síla stočená do svazku čar. Každý výron koronální hmoty může obsahovat až 10 miliard tun hmoty, která letí vesmírem průměrnou rychlostí 400 km za sekundu (rychlé výrony – až 2000 km/s). Pokud je vyvržení nasměrováno k Zemi, dosáhne naší planety během jednoho až tří dnů. Rychlé výrony koronální hmoty, procházející pomalejším pravidelným slunečním větrem, v něm vytvářejí silné rázové vlny [3] .
V meziplanetárním prostoru dochází také ke koronálním výronům . Jednou z odrůd takové emise je magnetický mrak. Když ejekta dosáhne Země , může mít silný dopad na její magnetosféru a způsobit různé jevy kosmického počasí . Mezi možné efekty patří polární záře , magnetické bouře , narušení elektrického zařízení, zhoršení podmínek pro šíření rádiových vln .
Poznámky
- ↑ A CORONAL MASS EJECTION Archivováno 24. května 2016 na Wayback Machine .
- ↑ Wang Y. a kol. Statistická studie umístění zdrojů výronu koronální hmoty: Porozumění CME viděným v koronografech // J. Geophys. Res.. - 2011. - Sv. 116 . — S. A04104 .
- ↑ 1 2 Fox, Nicky Coronal Mass Ejections . NASA/International Solar-Terestrial Physics. Získáno 13. listopadu 2017. Archivováno z originálu dne 4. října 2019.
- ↑ Howard, Timothy A.; Harrison, Richard A. Stealth Coronal Mass Ejections: A Perspective // Solar Physics. - 2013. - P. doi: 10.1007/s11207-012-0217-0 .
Literatura
- Brueckner GE Chování vnější sluneční koróny (3 R ☉ až 10 R ☉ během velké sluneční erupce pozorované z OSO-7 v bílém světle // Gordon Newkirk Jr. (ed. ) , Coronal Disturbances, IAU Symposium č. 57, se konalo v Surfers Paradise, Queensland, Austrálie, 7.-11. září 1973, str. 333-334, Reidel, Dordrecht, Boston.-1974.
- Rainer Schwenn. Vesmírné počasí: Sluneční perspektiva // Living Rev. Solar Phys. , 3, (2006), 2. [Online článek]. - 2006-2010.
- výrony koronální hmoty . Encyklopedie Slunce. Laboratoř sluneční rentgenové astronomie, FIAN (TESIS).
Odkazy
- Bell, Trudy E.; Phillips, Tony Super sluneční erupce . NASA (6. května 2008).
- Lavraud, Benoit; Masson, Arnaud Cluster zachycuje dopad CME . Evropská kosmická agentura (21. listopadu 2007).
- Morring, Frank, Jr. Velká sluneční událost by mohla zdevastovat energetickou síť . Aviation Week & Space Technology (14. ledna 2013).
- Phillips, Tony Cartwheel Coronal Mass Ejection . NASA (27. května 2008).
 Slovníky a encyklopedie | |
|---|---|
| V bibliografických katalozích |
| slunce | ||
|---|---|---|
| Struktura |  | |
| Atmosféra | ||
| Rozšířená struktura | ||
Jevy týkající se Slunce | ||
| související témata | ||
| Spektrální třída : G2 | ||