Soarele este o stea liniștită, dacă privim la emisia sa generală (emisie, strălucire), în care lumina vizibilă din fotosfera sa domină în mare măsură. Dar arată activitatea de emisii notabile din corona, în special, raze X, EUV și unde radio. Coroana este ca un gaz diluat în jurul Soarelui, pe care îl vedem în timpul unei eclipse solare. Structura sa, ca și activitatea sa, este reglementată de un câmp magnetic.
Corona solară: mediul dinamic al structurii câmpului magnetic
Câmpurile magnetice și structura coroanei
Această situație este similară cu experimentul bine-cunoscut, prin care învățăm la școală cum să aranjeze liniile câmpului magnetic, cei doi poli ai unui magnet: să ia un magnet pentru a pune pe o bucată de hârtie, a pus langa un alt magnet și a vedea locația unei mici cantități de pulbere de fier pe hârtie. bucăți mici de fier vor fi situate de-a lungul liniilor de forță, și, de asemenea, arată calea liniilor de câmp.
Cum se raportează la corona solară?
Să vedem acum noul aspect, folosind emisie care vine de la gazele fierbinți corona. În imaginea din dreapta arată fragmentul corona în ultraviolete extreme (EUV), temperatura gazelor evacuate de fier este de aproximativ 1 milion de grade (fotografie Regiune de tranziție și prin satelit coronale de cercetare, TRACE; NASA). Fotosfera, care emite aproape întreaga lumină vizibilă și infraroșu de soare, există întuneric, deoarece temperatura este de aproximativ 6000 de grade, nu este suficient de fierbinte pentru radiația EUV. Gazul fierbinte este limitat bucla coronal. Acest lucru se datorează faptului că ionii de fier care zboară prinse în câmpul magnetic: ca bucăți de pulbere de fier, care trebuie să fie plasate într-un câmp magnetic de-a lungul liniilor de câmp, particulele încărcate sunt libere să se deplaseze de-a lungul liniilor de câmp, mai degrabă decât într-o direcție perpendiculară. Prin urmare, noi „vedem“ linii de câmp în coroană în cazul în care materialul limitează - așa cum am „vedea“ liniile de câmp magnetic ale magnetului folosind pulbere de fier. linii de câmp magnetic, creând o coroană născut în soare.
Dinamica Soarelui
Există o mare diferență între un magnet și soare: un magnet este în esență un obiect static, la fel ca liniile sale de forță. Dar gazul turbulent din interiorul Soarelui, precum și fluxurile acestui gaz, schimbă constant câmpurile magnetice interne și propagarea lor în coroană. Astfel, spre deosebire de magnetul cunoscut, câmpul magnetic al Soarelui nu este static.
Ca o consecință, structurile coronare pe scară largă pe care le vedem în timpul unei eclipse sau dintr-o navă pe valurile EUV sunt instabile! Imaginea eclipsei este doar o imagine a situației dinamice. În corona, structurile sunt create cu ejecții spectaculoase ale masei coronale și sunt încălzite la explozia de gaze și accelerarea particulelor încărcate cu energie înaltă în izbucniri.
Corona solară perturbată: ejecții de masă coronare și rachete
Cea mai impresionantă manifestare a activității solare eruptive este ejecțiile de masă coronară (CME). O serie de imagini de mai sus au fost obținute prin coronograful LASCO la bordul Observatorului Solar și Heliospheric Spacecraft (SoHO, ESA / NASA). În coronograf, discul luminos vizibil al Soarelui este întunecat, făcând corona dim mai vizibilă (similară), ca în cursul unei eclipse naturale solare.
Primul instantaneu al coroanei arată evenimentul înainte de ejecția de masă a electronilor. Structura formată deasupra discului de eclipsă din dreapta jos (imagine) include un așa-numit streamer - o funcție cunoscută și asociată cu fotografia eclipselor. În imaginile următoare se poate vedea gazul, cum se produce această mișcare într-o coroană înaltă cu o limitare a câmpului magnetic. În final, lasă soarele și se răspândește prin heliosferă. Din nou, gazul face vizibilă structura câmpului magnetic. Aceasta, de fapt, nu este predominant gazul care va fi evacuat, ci structura coronară a câmpului magnetic. Un câmp magnetic primește gaze din acesta. Aceasta diferă de o erupție vulcanică de pe Pământ, unde explozia este expulzată (eruptată) și apoi cade sub acțiunea gravitației.
Evenimentele solare
particulele de energie
Punctele albe pe cea mai dreaptă fotografie a EIT sunt urme de particule de energie înaltă. protoni și ioni cu energii de la zeci la sute de MeV care afectează instrumentele - dovezi clare că particulele sunt accelerate la energii înalte în timpul acestui eveniment solar și intră în spațiul interplanetar. Această fotografie ilustrează impactul particulelor energetice solare asupra tehnologiei spațiului.
Protoni ai energiilor chiar mai mari au fost înregistrați de monitoarele neutronice de pe Pământ. Figura prezintă profilurile timpului de observare pentru mai multe monitoare neutronice derivate din datele NMDB. Accelerația acestor particule este în mod evident legată de timpul flarei solare și de ejecția masei coronare care a apărut pe Soare. Evenimente precum acest lucru în care Soarele accelerează particulele încărcate cu o astfel de energie încât pot fi detectate de un monitor neutron sau de alți detectori de particule de pe Terra sunt numiți Îmbunătățiri ale nivelului la sol (GLE). Acestea sunt particulele de energie înaltă, pe care le numim, de asemenea, raze cosmice solare.
Dacă doriți să vă uitați la alte GLE-uri, mergeți la instrumentul de studiu a evenimentelor NMDB. Selectați numărul GLE și stația de înregistrare ale cărei observații doriți să le creați și faceți clic pe butonul "Trimitere".
Cum apar ejecțiile coronale ale masei și care intervin clipește?
În două imagini, stânga este prezentată în stadiul inițial al erupției: (1) Firul întunecat care a fost suspendat deasupra zonei puternic active (panoul superior) este rupt și aruncat. (2) Pe măsură ce fibra se ridică prin coroană, o parte din ea este încă văzută în imaginea de pe panoul inferior. Fibrele vor deveni parte a emisiilor de masă coronară.
Regiunea principală este evidențiată, după cum puteți vedea, în prima imagine din dreapta (3). Ulterior, un număr tot mai mare de forme în formă de bucla apar și dispar din câmpul vizual după câteva ore. Imaginea (4) de mai jos arată acest lucru.
Inversarea polarității magnetice: un proces cheie în evenimentele eruptive solare
Procesele care au avut loc în timpul acestui eveniment pot fi reprezentate în scenariul simplu al desenului animat (imagine) prezentat în figura următoare. Aceasta este o secțiune bidimensională a unei fibre care este susținută de un gaz dens împotriva gravitației în câmpul magnetic al coroanei.
(a) Curentul electric din acest curent de gaz și creează un câmp magnetic în jurul fibrei, așa cum se arată pe linia verde a regiunii circulare, în figură. În același timp, fibra este înconjurată de linii magnetice de forță sub fotosfera solară - ele apar din adâncurile soarelui.
(B) Dacă influențată de mișcarea turbulentă a gazului și sub fibra fotosfera câmp magnetic cu o substanță de limitare, situată la o înălțime mai mare în regiunea în care acesta a fost inițial are mai puțin material decât înainte, prin urmare, o presiune mai mică decât împrejurimile sale : lângă substanța va veni în regiune, și să acopere câmpul magnetic cu ea. Oppositely orientate linii de câmp magnetic aproape unul de altul în zona indicată de dreptunghi galben. Această zonă se numește stratul curent. deoarece schimbările bruște ale câmpului magnetic sugerează curenți electrici intense.
(c) Liniile câmpului magnetic pot fi reconstruite într-o foaie de curent: o linie roșie a câmpului din (b), apoi formează două noi linii de forță - una închisă în jurul fibrei, iar cealaltă o bucla nouă sub fibră.
influență (D) proces al liniilor de câmp magnetic polaritatea în concordanță cu creșterea distanței de fibră (fire). În cazul în care o linie de alimentare conectat cu o bază la un capăt al soarelui, iar celălalt capăt undeva în sistemul solar (care nu este prezentat în figură), fibra (fire) pot fi deconectate de la câmpul magnetic de bază în interiorul soarelui. Apoi, este turnat într-o coroană de mare și spațiul interplanetar. Această secvență este ceea ce am văzut în urmărirea imaginea de mai sus: creșteri de fibre și în cele din urmă dispare, în timp ce noi forme de bucle magnetice pline de gaz fierbinte și radiază de ceva timp, de exemplu, în EUV.
Accelerarea particulelor
Atunci când câmpurile magnetice sunt restaurate, energia este transformată în încălzirea gazului și accelerarea unor particule la viteze și energii mari. Acest lucru creează diferite semnături radiative (caracteristici) în locuri diferite, așa cum se arată în (d). Particulele accelerate în timpul procesului de inversare a polarității (reconectarea liniilor de forță ale câmpului magnetic) pot, de asemenea, să zboare în spațiul interplanetar.
Particulele nu sunt doar accelerate în regiunea de inversare a polarității (reconectare) sub fibră. Când o fibră ejectată la viteză mare, poate genera un val de șoc în fața ei - ca aerul din fața unui avion care zboară mai repede decât sunetul creează un val de șoc în aer, pe care îl percepem ca un zgomot brusc. În corona solară, unde gazul constă din particule încărcate, undele de șoc includ câmpuri electrice care pot accelera particulele la energii înalte.
Nu știm exact cum razele cosmice accelerează, care ajung pe Pământ după câteva izbucniri majore și ejecții de masă coronală. Faptul că știm că astfel de evenimente de particule sunt întotdeauna însoțite de rachete mari și de o ejectare rapidă și largă a masei coronale. Activitatea intensivă de cercetare joacă un rol adecvat în valurile de repolarizare și de șoc în accelerarea particulelor din corona solară.
Cercetatorii folosesc diverse instrumente pentru a elucida originea evenimentelor mari de particule energetice solare, și există încercări de a dezvolta modele pentru a anticipa apariția și evoluția temporală, intensitatea de vârf și de evoluție în timp. Monitoarele neutroni sunt principalele instrumente pentru cercetarea particulelor rapide de energie solară. Consultați informații suplimentare.
Articole similare
Trimiteți-le prietenilor: