Coronal massutkastning

Koronala massutkastningar är vanligtvis synliga i vitt ljus coronagraphs . Här representerar den vita cirkeln storleken på solen .
Del av en serie artiklar om
Heliofysik
Heliospheric current sheet
Heliosfäriskt strömblad
Grunderna
Interplanetärt medium
Magnetosfärer
Solfenomen

En coronal mass ejection ( CME ) är en betydande frisättning av plasma och medföljande magnetfält från solens korona in i heliosfären . CMEs förknippas ofta med solflammor och andra former av solaktivitet , men en allmänt accepterad teoretisk förståelse av dessa samband har inte etablerats.

Om en CME kommer in i det interplanetära rymden kallas det för en interplanetär coronal mass ejection ( ICME ) . ICME:er kan nå och kollidera med jordens magnetosfär , där de kan orsaka geomagnetiska stormar , norrsken och i sällsynta fall skada på elnäten . Den största registrerade geomagnetiska störningen, förmodligen ett resultat av en CME, var solstormen 1859 . Även känd som Carrington Event , inaktiverade den delar av det på den tiden nyskapade USA:s telegrafnätverk , startade bränder och chockerade vissa telegrafoperatörer.

Nära solmaxima producerar solen ungefär tre CME varje dag, medan nära solminima finns det ungefär en CME var femte dag.

Fysikaliska egenskaper

En video av en serie glödtråds- och prominensutbrott under solcykel 24

CME frigör stora mängder materia och magnetiskt flöde bort från solens atmosfär och in i solvinden och det interplanetära rymden . Det utstötade materialet är ett plasma som huvudsakligen består av elektroner och protoner inbäddade i det utskjutna magnetfältet. Detta magnetfält är vanligtvis i form av ett flödesrep, ett spiralformigt magnetfält med växlande stigningsvinklar .

CMEs kan vanligtvis observeras i vitt ljuskoronagrafer via Thomson -spridning av solljus från fria elektroner i CME-plasman. En typisk CME kan ha någon eller alla tre särdrag: en tät kärna, en omgivande kavitet med låg elektrondensitet och en ljus framkant. Den täta kärnan tolkas vanligtvis som en prominens inbäddad i CME (se § Eruptiva prominenser ) med framkanten som ett område av komprimerad plasma framför CME-flödesrepet. Vissa CMEs uppvisar dock mer komplex geometri.

De flesta utstötningar kommer från aktiva områden på solens yta, såsom grupperingar av solfläckar som är förknippade med frekventa utbrott. Dessa regioner har stängda magnetfältslinjer, där magnetfältets styrka är tillräckligt stor för att innehålla plasman. Dessa fältlinjer måste brytas eller försvagas för att utstötningen ska fly från solen. Emellertid kan CME också initieras i tysta ytområden, även om den tysta regionen i många fall nyligen var aktiv. Under solminimum bildas CME främst i det koronala streamerbältet nära solens magnetiska ekvator. Under solmaximum kommer de från aktiva regioner vars latitudinella fördelning är mer homogen. [ citat behövs ]

CME når hastigheter från 20 till 3 200 km/s (12 till 1 988 mi/s) med en medelhastighet på 489 km/s (304 mi/s), baserat på SOHO / LASCO -mätningar mellan 1996 och 2003. Dessa hastigheter motsvarar transitering tider från solen ut till medelradien av jordens omloppsbana på cirka 13 timmar till 86 dagar (extremiteter), med cirka 3,5 dagar som genomsnitt. Den genomsnittliga massan som kastas ut är 1,6 × 10 12 kg (3,5 × 10 12 lb). De uppskattade massvärdena för CME är dock bara lägre gränser, eftersom koronagrafmätningar endast ger tvådimensionella data. Frekvensen av utstötningar beror på fasen av solcykeln : från cirka 0,2 per dag nära solminimum till 3,5 per dag nära solmaximum . Dessa värden är också lägre gränser eftersom utstötningar som sprider sig bort från jorden (backside CMEs) vanligtvis inte kan upptäckas av koronagrafer.

Aktuell kunskap om CME-kinematik indikerar att utstötningen startar med en initial pre-accelerationsfas som kännetecknas av en långsam stigande rörelse, följt av en period av snabb acceleration bort från solen tills en nästan konstant hastighet uppnås. Vissa ballong -CME, vanligtvis de långsammaste, saknar denna trestegsutveckling, utan accelererar istället långsamt och kontinuerligt under hela flygningen. Även för CME med ett väldefinierat accelerationssteg är föraccelerationssteget ofta frånvarande, eller kanske inte observerbart. [ citat behövs ]

Magnetiskt moln

I solvinden manifesterar CME som magnetiska moln . De har definierats som områden med förbättrad magnetfältstyrka, jämn rotation av magnetfältsvektorn och låg protontemperatur . Sambandet mellan CME och magnetiska moln gjordes av Burlaga et al. 1982 när ett magnetiskt moln observerades av Helios-1 två dagar efter att ha observerats av SMM . Men eftersom observationer nära jorden vanligtvis görs av en enda rymdfarkost, ses många CME inte som associerade med magnetiska moln. Den typiska strukturen som observeras för en snabb CME av en satellit som ACE är en chockvåg i snabbläge följt av ett tätt (och varmt) hölje av plasma (nedströmsområdet av chocken) och ett magnetiskt moln.

Andra signaturer av magnetiska moln används nu förutom den som beskrivs ovan: bland annat dubbelriktade supertermiska elektroner , ovanligt laddningstillstånd eller överflöd av järn , helium , kol och/eller syre .

Den typiska tiden för ett magnetiskt moln att röra sig förbi en satellit vid L1 -punkten är 1 dag motsvarande en radie på 0,15 AU med en typisk hastighet på 450 km/s (280 mi/s) och magnetfältstyrka på 20 nT .

Interplanetära koronala massutkastningar

Följ en CME när den passerar Venus sedan jorden, och utforska hur solen driver jordens vindar och hav

ICME når vanligtvis jorden en till fem dagar efter att de lämnat solen. Under sin utbredning interagerar ICME med solvinden och det interplanetära magnetfältet (IMF). Som en konsekvens accelereras långsamma ICME:er mot solvindens hastighet och snabba ICME:er bromsas mot solvindens hastighet. Den starkaste retardationen eller accelerationen sker nära solen, men den kan fortsätta även bortom jordens omloppsbana (1 AU ), vilket observerades med hjälp av mätningar på Mars och av rymdfarkosten Ulysses . ICME snabbare än cirka 500 km/s (310 mi/s) driver så småningom en stötvåg . Detta händer när hastigheten för ICME i referensramen som rör sig med solvinden är snabbare än den lokala snabba magnetosoniska hastigheten. Sådana stötar har observerats direkt av koronagrafer i koronan och är relaterade till typ II-radioskurar. De tros bildas ibland så låga som 2 R ☉ ( solradier) . De är också nära förknippade med accelerationen av solenergipartiklar .

Orsak

En filament mitt i utbrottet som resulterar i en CME

Den exakta orsaken till CME är för närvarande inte känd; Det anses dock allmänt att CME orsakas av destabiliseringen av storskaliga magnetiska strukturer i koronan och den resulterande omkonfigurationen av det koronala magnetfältet.

Fenomenet med magnetisk återkoppling är nära förknippat med många modeller av både CME och solflammor . I magnetiserade plasma är magnetisk återkoppling plötslig omarrangering av magnetfältlinjer när två motsatt riktade magnetfält sammanförs. Återanslutning frigör magnetisk energi lagrad i de ursprungliga stressade magnetfälten. Dessa magnetiska fältlinjer kan bli vridna i en spiralformad struktur, med en vridning till höger eller en vridning till vänster. När solens magnetfältslinjer blir mer och mer vridna, verkar CME vara en ventil för att frigöra den magnetiska energi som byggs upp, vilket framgår av den spiralformade strukturen hos CME, som annars skulle förnya sig kontinuerligt varje solcykel och så småningom slita sönder solen isär.

På solen kan magnetisk återkoppling ske på solarkader - en serie nära förekommande slingor av magnetiska kraftlinjer. Dessa kraftlinjer återansluts snabbt till en låg arkad av slingor, vilket lämnar en helix av magnetfält oansluten till resten av arkaden. Det plötsliga frigörandet av energi under denna process orsakar solskenet och kastar ut CME. Det spiralformade magnetfältet och materialet som det innehåller kan kraftigt expandera utåt och bilda en CME. Detta förklarar också varför CME och solflammor vanligtvis bryter ut från vad som kallas de aktiva områdena på solen där magnetfälten är mycket starkare i genomsnitt. [ citat behövs ]

Inverkan på jorden

Foto från ISS av aurora australis under en geomagnetisk storm den 29 maj 2010. Stormen orsakades troligen av en CME som hade brutit ut från solen den 24 maj 2010, fem dagar före stormen.
Den här videon innehåller två modellkörningar. Den ena tittar på en moderat CME från 2006. Den andra omgången undersöker konsekvenserna av en stor CME som Carrington-klassens CME från 1859.

Endast en liten del av solkoronala massutkastningar resulterar i plasma riktad mot jorden. När utstötningen riktas mot jorden och når den som en interplanetär CME (ICME), orsakar chockvågen av resande massa en geomagnetisk storm som kan störa jordens magnetosfär , komprimera den på dagsidan och förlänga den magnetiska svansen på nattsidan . När magnetosfären återansluter på nattsidan frigör den kraft i storleksordningen terawattskala , som är riktad tillbaka mot jordens övre atmosfär . 1989 Det resulterar i händelser som den geomagnetiska stormen i mars .

Solenergipartiklar kan orsaka särskilt starka norrsken i stora områden runt jordens magnetiska poler . Dessa är också kända som norrsken (aurora borealis) på norra halvklotet och södersken ( aurora australis) på södra halvklotet. Koronala massutkastningar, tillsammans med solflammor av annat ursprung, kan störa radiosändningar och orsaka skador på satelliter och elektriska transmissionsledningar , vilket kan resultera i potentiellt massiva och långvariga strömavbrott .

Energetiska protoner som frigörs av en CME kan orsaka en ökning av antalet fria elektroner i jonosfären , särskilt i polarområdena på hög latitud. Ökningen av fria elektroner kan förbättra radiovågsabsorptionen, särskilt inom D-regionen av jonosfären, vilket leder till polära cap-absorptionshändelser.

Människor på hög höjd, som i flygplan eller rymdstationer, riskerar exponering för relativt intensiva solpartikelhändelser . Energin som absorberas av astronauter reduceras inte av en typisk rymdfarkostskölddesign och, om något skydd tillhandahålls, skulle det vara ett resultat av förändringar i den mikroskopiska inhomogeniteten hos energiabsorptionshändelserna. Medan de terrestra effekterna av solflammor är mycket snabba (begränsade av ljusets hastighet), är CME relativt långsamma och utvecklas med Alfvén-hastigheten .

Interaktionen av CME med jordens magnetosfär leder till dramatiska förändringar i det yttre strålningsbältet , med antingen en minskning eller en ökning av relativistiska partikelflöden i storleksordningar. Förändringarna i strålningsbältets partikelflöden orsakas av acceleration, spridning och radiell diffusion av relativistiska elektroner, på grund av interaktioner med olika plasmavågor .


Halo koronala massutkastningar

En halo coronal massutstötning är en CME som uppträder i koronagrafobservationer med vitt ljus som en expanderande ring som helt omger koronagrafens ockultande skiva. Halo CMEs tolkas som CMEs riktade mot eller bort från den observerande koronagrafen. När den expanderande ringen inte helt omger den ockultande skivan, utan har en vinkelbredd på mer än 120 grader runt skivan, kallas CME för en partiell halo koronal massutstötning . Partiell och full halo CME har visat sig utgöra cirka 10 % av alla CMEs med cirka 4 % av alla CMEs som full halo CME. Frontside, eller Earth-direct, halo CMEs är ofta associerade med jordpåverkande CMEs; dock påverkar inte alla frontside halo CMEs jorden.

Framtida risk

Enligt en rapport publicerad 2012 av fysikern Pete Riley från Predictive Science Inc. var chansen att jorden träffas av en storm av Carrington-klassen mellan 2012 och 2022 12 %.

Under 2019 använde forskare en alternativ metod ( Weibull distribution ) och uppskattade chansen att jorden träffas av en storm av Carrington-klassen under det kommande decenniet till mellan 0,46 % och 1,88 %.

Associerade fenomen

Se även: Solfenomen
Video av en solglödtråd som lanseras

Koronala massutkastningar är ofta förknippade med andra former av solaktivitet, framför allt:

Sambandet mellan CMEs med vissa av dessa fenomen är vanligt men inte helt förstådd. Till exempel är CME och flare normalt nära besläktade, men det har funnits förvirring om denna punkt orsakad av händelser som har sitt ursprung utanför lemmen. För sådana händelser kunde ingen flamma upptäckas. [ förtydligande behövs ] De flesta svaga bloss har inte associerade CMEs; de mest kraftfulla gör det. Vissa CMEs uppstår utan någon flare-liknande manifestation, men dessa är ofta svagare och långsammare. Man tror nu att CME och associerade flare orsakas av en vanlig händelse (CME-toppaccelerationen och den impulsiva fasen för flare sammanfaller i allmänhet). I allmänhet anses alla dessa händelser (inklusive CME) vara resultatet av en storskalig omstrukturering av magnetfältet; närvaron eller frånvaron av en CME under en av dessa omstruktureringar skulle återspegla processens koronala miljö (dvs. kan utbrottet begränsas av överliggande magnetisk struktur, eller kommer det helt enkelt att bryta igenom och komma in i solvinden ) .

Eruptiva prominenser

Se även: Solframträdande § Utbrott

Eruptiva prominenser är associerade med minst 70 % av alla CME. Prominenser är ofta inbäddade i baserna av flusslinor som utgör CME. Den eruptiva prominensen överensstämmer med den ljusa kärnan som ses i vita ljuskoronagrafer.

Koronal nedbländning

En koronal nedbländning är en observerad minskning av extrema ultravioletta och mjuka röntgenutsläpp i korona under uppkomsten av vissa CME. Koronal nedbländning tros uppstå huvudsakligen på grund av en minskning av plasmadensiteten orsakad av massutflöden under expansionen av den associerade CME. De förekommer ofta antingen i par som är belägna inom områden med motsatt magnetisk polaritet, en kärndimning, eller i ett mer utbrett område, en sekundär nedbländning. Kärnnedbländningar tolkas som fotpunktsplatserna för det utbrytande fluxrepet; sekundära nedbländningar tolkas som ett resultat av expansionen av den övergripande CME-strukturen och är i allmänhet mer diffusa och ytligare.

Koronal nedbländning rapporterades första gången 1974. På grund av deras utseende som liknar det hos koronala hål , sågs de ibland till som övergående koronala hål .

Solradio sprängs

Ytterligare information: Solradiostrålning § Solarradio exploderar

Stötvågen som ligger i framkanten av vissa CME kan producera typ II radioskurar när chockvågen accelererar elektroner. Vissa typ IV-radioskurar är också associerade med CME och har observerats följa typ II-skurar.

Historia

Ytterligare information: Solobservation

Första spåren

Den största registrerade geomagnetiska störningen, förmodligen ett resultat av en CME, sammanföll med det första observerade solutbrottet den 1 september 1859. Den resulterande solstormen 1859 kallas Carrington-händelsen . Blossen och de associerade solfläckarna var synliga för blotta ögat, och blossen observerades oberoende av de engelska astronomerna RC Carrington och R. Hodgson . Ungefär samtidigt som blossen registrerade en magnetometer vid Kew Gardens vad som skulle bli känt som en magnetisk virkning , ett magnetfält som upptäcks av markbaserade magnetometrar inducerat av en störning av jordens jonosfär genom joniserande mjuka röntgenstrålar . Detta var inte lätt att förstå på den tiden eftersom det föregick upptäckten av röntgenstrålar 1895 och erkännandet av jonosfären 1902 .

Cirka 18 timmar efter blossen registrerades ytterligare geomagnetiska störningar av flera magnetometrar som en del av en geomagnetisk storm . Stormen tog ner delar av det nyligen skapade amerikanska telegrafnätet, startade bränder och chockade några telegrafoperatörer.

Historiska register samlades in och nya observationer registrerades i årliga sammanfattningar av Astronomical Society of the Pacific mellan 1953 och 1960.

Första optiska observationer

Den första optiska observationen av en CME gjordes den 14 december 1971 med hjälp av koronagrafen av Orbiting Solar Observatory 7 (OSO-7). Den beskrevs först av R. Tousey från Naval Research Laboratory i en forskningsartikel publicerad 1973. Upptäcktsbilden (256 × 256 pixlar) samlades in på ett vidikonrör för sekundär elektronledning (SEC), överfördes till instrumentdatorn efter att ha varit digitaliserad till 7 bitar . Sedan komprimerades den med ett enkelt körlängdskodningsschema och skickades ner till marken med 200 bit/s. En hel, okomprimerad bild skulle ta 44 minuter att skicka ner till marken. Telemetrin skickades till markstödsutrustning (GSE) som byggde upp bilden på Polaroid - utskrift. David Roberts, en elektroniktekniker som arbetar för NRL och som hade ansvarat för testningen av SEC-vidicon-kameran, var ansvarig för den dagliga driften. Han trodde att hans kamera hade misslyckats eftersom vissa delar av bilden var mycket ljusare än normalt. Men på nästa bild hade det ljusa området flyttat sig bort från solen och han insåg omedelbart att detta var ovanligt och tog det till sin handledare, Dr. Guenter Brueckner , och sedan till avdelningschefen för solfysik, Dr. Tousey. Tidigare observationer av koronala transienter eller till och med fenomen som observerats visuellt under solförmörkelser förstås nu som i huvudsak samma sak.

Instrument

Den 1 november 1994 lanserade NASA rymdfarkosten Wind som en solvindmonitor för att kretsa runt jordens L 1 Lagrange-punkt som den interplanetära komponenten i Global Geospace Science (GGS)-programmet inom programmet International Solar Terrestrial Physics (ISTP). Rymdfarkosten är en rotationsaxelstabiliserad satellit som bär åtta instrument som mäter solvindspartiklar från termisk till mer än MeV -energier, elektromagnetisk strålning från DC till 13 MHz radiovågor och gammastrålar. [ citat behövs ]

Den 25 oktober 2006 lanserade NASA STEREO , två nästan identiska rymdfarkoster som, från vitt åtskilda punkter i sina banor, kan producera de första stereoskopiska bilderna av CME och andra mätningar av solaktivitet. Rymdfarkosten kretsar runt solen på avstånd som liknar jordens, med en något före jorden och den andra släpande. Deras separation ökade gradvis så att de efter fyra år var nästan diametralt motsatta varandra i omloppsbana.

Anmärkningsvärda koronala massutkastningar

Ytterligare information: Lista över solstormar

inträffade en koronal massutkastning , som träffade jorden fyra dagar senare den 13 mars. Det orsakade strömavbrott i Quebec, Kanada och kortvågsradiostörningar.

Den 23 juli 2012 inträffade en massiv och potentiellt skadlig solsuperstorm ( solar flare , CME, solar EMP ) men missade jorden, en händelse som många forskare anser vara Carrington-klassens händelse.

Den 14 oktober 2014 fotograferades en ICME av rymdfarkosten PROBA2 ( ESA ), Solar and Heliospheric Observatory (ESA/NASA) och Solar Dynamics Observatory (NASA) när den lämnade solen, och STEREO-A observerade dess effekter direkt på 1 AU . ESA:s Venus Express samlade in data. CME nådde Mars den 17 oktober och observerades av uppdragen Mars Express , MAVEN , Mars Odyssey och Mars Science Laboratory . Den 22 oktober, vid 3,1 AU , nådde den kometen 67P/Churyumov-Gerasimenko , perfekt i linje med solen och Mars, och observerades av Rosetta . Den 12 november, vid 9,9 AU , observerades den av Cassini vid Saturnus . Rymdfarkosten New Horizons närmade sig Pluto på 31,6 AU när CME passerade tre månader efter det första utbrottet, och det kan vara detekterbart i data. Voyager 2 har data som kan tolkas som bortgången av CME, 17 månader efter. Curiosity - roverns RAD-instrument , Mars Odyssey , Rosetta och Cassini visade en plötslig minskning av galaktiska kosmiska strålar ( Forbush-minskning ) när CME:s skyddsbubbla passerade.

Stellar coronal massutkastningar

Det har observerats ett litet antal CMEs på andra stjärnor, som alla från och med 2016 har hittats på röda dvärgar . Dessa har detekterats huvudsakligen genom spektroskopi, oftast genom att studera Balmer-linjer : materialet som skjuts ut mot observatören orsakar asymmetri i den blå vingen av linjeprofilerna på grund av Dopplerskifte . Denna förbättring kan ses i absorption när den sker på stjärnskivan (materialet är kallare än dess omgivning), och i emission när det är utanför skivan. De observerade projicerade hastigheterna för CME varierar från ≈84 till 5 800 km/s (52 till 3 600 mi/s). Det finns få stjärn-CME-kandidater i kortare våglängder i UV- eller röntgendata . Jämfört med aktivitet på solen verkar CME-aktivitet på andra stjärnor vara mycket mindre vanlig. Det låga antalet stjärn-CME-detektioner kan orsakas av lägre inneboende CME-hastigheter jämfört med modellerna (t.ex. på grund av magnetisk undertryckning ), projektionseffekter eller överskattade Balmer-signaturer på grund av de okända plasmaparametrarna för stjärn-CME.

Se även

Vidare läsning

Böcker

  •   Gopalswamy, Natchimuthukonar; Mewaldt, Richard; Torsti, Jarmo (2006). Gopalswamy, Natchimuthukonar; Mewaldt, Richard A.; Torsti, Jarmo (red.). Solutbrott och energipartiklar . Washington DC American Geophysical Union Geophysical Monograph Series . Geofysisk monografiserie. Vol. 165. American Geophysical Union. Bibcode : 2006GMS...165.....G . doi : 10.1029/GM165 . ISBN 0-87590-430-0 .

Internetartiklar

externa länkar

Hämtad från " https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Coronal_mass_ejection&oldid=1139539903 "