Koronalny wyrzut masy

koronografach w świetle białym . Tutaj białe kółko reprezentuje rozmiar Słońca .
Część serii artykułów o
heliofizyce
Heliospheric current sheet
Arkusz prądu heliosferycznego
Podstawy
Ośrodek międzyplanetarny
magnetosfery
Zjawiska słoneczne

Koronalny wyrzut masy ( CME ) to znaczące uwolnienie plazmy i towarzyszącego jej pola magnetycznego z korony Słońca do heliosfery . CME są często kojarzone z rozbłyskami słonecznymi i innymi formami aktywności słonecznej , ale nie ustalono powszechnie akceptowanego teoretycznego zrozumienia tych zależności.

Jeśli CME wejdzie w przestrzeń międzyplanetarną , jest to określane jako międzyplanetarny koronalny wyrzut masy ( ICME ). ICME są w stanie dotrzeć do ziemskiej magnetosfery i zderzyć się z nią , gdzie mogą powodować burze geomagnetyczne , zorze polarne , aw rzadkich przypadkach uszkodzenia sieci elektroenergetycznych . Największym zarejestrowanym zaburzeniem geomagnetycznym, wynikającym prawdopodobnie z CME, była burza słoneczna z 1859 roku . Znany również jako Carrington Event , wyłączył części nowo utworzonej wówczas sieci telegraficznej w Stanach Zjednoczonych , wywołując pożary i szokując niektórych operatorów telegraficznych.

W pobliżu maksimów słonecznych Słońce wytwarza około trzech CME dziennie, podczas gdy w pobliżu minimów słonecznych występuje około jednego CME co pięć dni.

Właściwości fizyczne

Film przedstawiający serię erupcji włókien i protuberancji podczas cyklu słonecznego 24

CME uwalniają duże ilości materii i strumienia magnetycznego z atmosfery Słońca do wiatru słonecznego i przestrzeni międzyplanetarnej . Wyrzucona materia to plazma składająca się głównie z elektronów i protonów osadzonych w wyrzuconym polu magnetycznym. To pole magnetyczne ma zwykle postać strumienia liny, spiralnego pola magnetycznego ze zmieniającymi się kątami nachylenia .

koronografach w świetle białym poprzez rozpraszanie światła słonecznego Thomsona na wolnych elektronach w plazmie CME. Typowy CME może mieć jedną lub wszystkie trzy charakterystyczne cechy: gęsty rdzeń, otaczającą wnękę o niskiej gęstości elektronowej i jasną krawędź natarcia. Gęsty rdzeń jest zwykle interpretowany jako wypukłość osadzona w CME (patrz § Wypukłości erupcyjne ) z krawędzią natarcia jako obszarem sprężonej plazmy przed linią strumienia CME. Jednak niektóre CME wykazują bardziej złożoną geometrię.

Większość wyrzutów pochodzi z aktywnych obszarów na powierzchni Słońca, takich jak grupy plam słonecznych związanych z częstymi rozbłyskami. Obszary te mają zamknięte linie pola magnetycznego, w których siła pola magnetycznego jest wystarczająco duża, aby pomieścić plazmę. Te linie pola muszą zostać przerwane lub osłabione, aby wyrzut mógł uciec ze Słońca. Jednak CME mogą być również inicjowane w cichych obszarach powierzchniowych, chociaż w wielu przypadkach cichy region był ostatnio aktywny. Podczas minimum słonecznego CME tworzą się głównie w koronalnym pasie wstęgowym w pobliżu słonecznego równika magnetycznego. Podczas maksimum słonecznego pochodzą z obszarów aktywnych, których rozkład równoleżnikowy jest bardziej jednorodny. [ potrzebne źródło ]

CME osiągają prędkości od 20 do 3200 km / s (12 do 1988 mil / s) ze średnią prędkością 489 km / s (304 mil / s), na podstawie pomiarów SOHO / LASCO w latach 1996-2003. Prędkości te odpowiadają tranzytowi razy od Słońca do średniego promienia orbity Ziemi od około 13 godzin do 86 dni (skrajności), przy średniej około 3,5 dnia. Średnia wyrzucana masa wynosi 1,6 × 10 12 kg (3,5 × 10 12 funtów). Jednak oszacowane wartości masy CME są tylko dolnymi granicami, ponieważ pomiary koronograficzne dostarczają tylko danych dwuwymiarowych. Częstotliwość wyrzutów zależy od fazy cyklu słonecznego : od około 0,2 dziennie w pobliżu minimum słonecznego do 3,5 dziennie w pobliżu maksimum słonecznego . Wartości te są również dolnymi granicami, ponieważ wyrzuty rozchodzące się z dala od Ziemi (tylne CME) zwykle nie mogą być wykryte przez koronografy.

Obecna wiedza na temat kinematyki CME wskazuje, że wyrzut rozpoczyna się początkową fazą poprzedzającą przyspieszenie, charakteryzującą się powolnym ruchem wznoszącym, po którym następuje okres szybkiego przyspieszania od Słońca, aż do osiągnięcia prawie stałej prędkości. Niektórym balonowym CME, zwykle najwolniejszym, brakuje tej trzystopniowej ewolucji, zamiast tego przyspieszają powoli i nieprzerwanie przez cały czas lotu. Nawet w przypadku CME z dobrze zdefiniowanym etapem przyspieszania etap wstępnego przyspieszania jest często nieobecny lub być może niemożliwy do zaobserwowania. [ potrzebne źródło ]

Chmura magnetyczna

W wietrze słonecznym CME manifestują się jako obłoki magnetyczne . Zostały one zdefiniowane jako obszary o zwiększonym natężeniu pola magnetycznego, płynnej rotacji wektora pola magnetycznego i niskiej temperaturze protonu . Związek między CME a chmurami magnetycznymi został dokonany przez Burlaga i in. w 1982 roku, kiedy Helios-1 zaobserwował chmurę magnetyczną dwa dni po zaobserwowaniu przez SMM . Ponieważ jednak obserwacje w pobliżu Ziemi są zwykle wykonywane przez jeden statek kosmiczny, wiele CME nie jest postrzeganych jako związanych z chmurami magnetycznymi. Typowa struktura obserwowana dla szybkiego CME przez satelitę takiego jak ACE to fala uderzeniowa w trybie szybkim, po której następuje gęsta (i gorąca) powłoka plazmy (obszar poniżej fali uderzeniowej) i chmura magnetyczna.

Oprócz opisanej powyżej sygnatury chmur magnetycznych są obecnie używane inne sygnatury, między innymi dwukierunkowe elektrony supertermiczne , niezwykły stan naładowania lub obfitość żelaza , helu , węgla i / lub tlenu .

Typowy czas, w którym chmura magnetyczna przechodzi obok satelity w punkcie L1 , to 1 dzień, co odpowiada promieniowi 0,15 jednostki astronomicznej przy typowej prędkości 450 km/s (280 mil/s) i natężeniu pola magnetycznego 20 nT .

Międzyplanetarne koronalne wyrzuty masy

Podążaj za CME, gdy mija Wenus, a następnie Ziemię i zbadaj, w jaki sposób Słońce napędza ziemskie wiatry i oceany

ICME zwykle docierają do Ziemi od jednego do pięciu dni po opuszczeniu Słońca. Podczas propagacji ICME oddziałują z wiatrem słonecznym i międzyplanetarnym polem magnetycznym (IMF). W konsekwencji powolne ICME są przyspieszane do prędkości wiatru słonecznego, a szybkie ICME są zwalniane do prędkości wiatru słonecznego. Najsilniejsze spowolnienie lub przyspieszenie występuje w pobliżu Słońca, ale może trwać nawet poza orbitą Ziemi (1 AU ), co zaobserwowano za pomocą pomiarów na Marsie i sondy Ulysses . ICME szybsze niż około 500 km/s (310 mil/s) ostatecznie napędzają falę uderzeniową . Dzieje się tak, gdy prędkość ICME w układzie odniesienia poruszającym się z wiatrem słonecznym jest większa niż lokalna szybka prędkość magnetosoniczna . Takie wstrząsy zostały zaobserwowane bezpośrednio przez koronografy w koronie i są związane z rozbłyskami radiowymi typu II. Uważa się, że czasami tworzą się tak niskie, jak 2 R ☉ ( promienie słoneczne ). Są one również ściśle powiązane z przyspieszeniem cząstek energii słonecznej .

Przyczyna

Włókno w trakcie erupcji powodujące CME

Dokładna przyczyna CME nie jest obecnie znana; jednak ogólnie uważa się, że CME są spowodowane destabilizacją wielkoskalowych struktur magnetycznych w koronie i wynikającą z tego rekonfiguracją koronalnego pola magnetycznego.

Zjawisko rekoneksji magnetycznej jest ściśle związane z wieloma modelami zarówno CME, jak i rozbłysków słonecznych . W namagnesowanej plazmie rekoneksja magnetyczna to nagła zmiana układu linii pola magnetycznego, gdy dwa przeciwne pola magnetyczne zostaną połączone. Ponowne połączenie uwalnia energię magnetyczną zmagazynowaną w pierwotnie obciążonych polach magnetycznych. Te linie pola magnetycznego mogą zostać skręcone w strukturę spiralną, ze skrętem w prawo lub w lewo. W miarę jak linie pola magnetycznego Słońca stają się coraz bardziej skręcone, CME wydają się być zaworami do uwalniania gromadzącej się energii magnetycznej, o czym świadczy spiralna struktura CME, które w przeciwnym razie odnawiałyby się w sposób ciągły w każdym cyklu słonecznym i ostatecznie rozrywałyby Słońce oprócz.

Na Słońcu ponowne połączenie magnetyczne może zachodzić na arkadach słonecznych - seriach ściśle występujących pętli magnetycznych linii sił. Te linie siły szybko ponownie łączą się w niski arkadowy pętle, pozostawiając helisę pola magnetycznego niepołączoną z resztą arkady. Nagłe uwolnienie energii podczas tego procesu powoduje rozbłysk słoneczny i wyrzuca CME. Spiralne pole magnetyczne i materiał, który zawiera, mogą gwałtownie rozszerzyć się na zewnątrz, tworząc CME. Wyjaśnia to również, dlaczego CME i rozbłyski słoneczne zwykle wybuchają z tak zwanych aktywnych obszarów Słońca, gdzie pola magnetyczne są średnio znacznie silniejsze. [ potrzebne źródło ]

Wpływ na Ziemię

Zdjęcie z ISS przedstawiające aurora australis podczas burzy geomagnetycznej 29 maja 2010 r. Burza została najprawdopodobniej spowodowana przez CME, który wybuchł ze Słońca 24 maja 2010 r., Pięć dni przed burzą.
Ten film przedstawia dwa biegi modelowe. Jeden dotyczy umiarkowanego CME z 2006 r. Drugi przebieg analizuje konsekwencje dużego CME, takiego jak CME klasy Carrington z 1859 r.

Tylko niewielka część koronalnych wyrzutów masy ze Słońca powoduje skierowanie plazmy w kierunku Ziemi. Kiedy wyrzut jest skierowany w stronę Ziemi i dociera do niej jako międzyplanetarny CME (ICME), fala uderzeniowa przemieszczającej się masy powoduje burzę geomagnetyczną , która może zakłócić ziemską magnetosferę , ściskając ją po dziennej stronie i wydłużając warkocz magnetyczny po stronie nocnej . Kiedy magnetosfera ponownie łączy się po nocnej stronie, uwalnia moc rzędu terawatów , która jest kierowana z powrotem w górne warstwy atmosfery Ziemi . [ potrzebne źródło ] Powoduje to wydarzenia takie jak burza geomagnetyczna z marca 1989 roku .

Energetyczne cząstki słoneczne mogą powodować szczególnie silne zorze polarne w dużych obszarach wokół biegunów magnetycznych Ziemi . Są one również znane jako zorza polarna (aurora borealis) na półkuli północnej i zorza polarna (aurora australis) na półkuli południowej. Koronalne wyrzuty masy, wraz z rozbłyskami słonecznymi innego pochodzenia, mogą zakłócać transmisje radiowe i powodować uszkodzenia satelitów i linii przesyłowych energii elektrycznej , powodując potencjalnie masowe i długotrwałe przerwy w dostawie prądu .

Energetyczne protony uwalniane przez CME mogą powodować wzrost liczby wolnych elektronów w jonosferze , zwłaszcza w regionach polarnych na dużych szerokościach geograficznych. Wzrost liczby wolnych elektronów może zwiększyć absorpcję fal radiowych, zwłaszcza w regionie D jonosfery, prowadząc do absorpcji czap polarnych.

Ludzie na dużych wysokościach, na przykład w samolotach lub na stacjach kosmicznych, są narażeni na stosunkowo intensywne zdarzenia związane z cząstkami słonecznymi . Energia pochłaniana przez astronautów nie jest redukowana przez typową konstrukcję osłony statku kosmicznego, a jeśli zapewniona jest jakakolwiek ochrona, wynikałoby to ze zmian w mikroskopijnej niejednorodności zdarzeń pochłaniania energii. Podczas gdy ziemskie skutki rozbłysków słonecznych są bardzo szybkie (ograniczone przez prędkość światła), CME są stosunkowo powolne i rozwijają się z prędkością Alfvéna .

Interakcja CME z ziemską magnetosferą prowadzi do dramatycznych zmian w zewnętrznym pasie promieniowania , ze spadkiem lub wzrostem relatywistycznych strumieni cząstek o rzędy wielkości. Zmiany w strumieniach cząstek w pasie promieniowania są powodowane przez przyspieszanie, rozpraszanie i radialną dyfuzję elektronów relatywistycznych, w wyniku interakcji z różnymi falami plazmy .


Koronalne wyrzuty masy w halo

Koronalny wyrzut masy w halo to CME, który pojawia się w obserwacjach koronograficznych w świetle białym jako rozszerzający się pierścień całkowicie otaczający dysk zakrywający koronograf. Halo CME są interpretowane jako CME skierowane w kierunku obserwującego koronografu lub od niego. Kiedy rozszerzający się pierścień nie otacza całkowicie zakrywającego dysku, ale ma szerokość kątową większą niż 120 stopni wokół dysku, CME jest określany jako częściowy koronalny wyrzut masy w halo . Stwierdzono, że częściowe i pełne halo CME stanowią około 10% wszystkich CME, przy czym około 4% wszystkich CME to CME z pełnym halo. CME z halo z przodu lub bezpośrednio na Ziemię są często kojarzone z CME oddziałującymi na Ziemię; jednak nie wszystkie halo CME z przodu mają wpływ na Ziemię.

Ryzyko przyszłości

Według raportu opublikowanego w 2012 roku przez fizyka Pete'a Rileya z Predictive Science Inc., prawdopodobieństwo uderzenia w Ziemię burzy klasy Carrington w latach 2012-2022 wynosiło 12%.

W 2019 roku naukowcy zastosowali metodę alternatywną ( rozkład Weibulla ) i oszacowali prawdopodobieństwo uderzenia w Ziemię burzy klasy Carrington w następnej dekadzie na od 0,46% do 1,88%.

Powiązane zjawiska

Zobacz też: Zjawiska słoneczne
Film przedstawiający uruchomienie włókna słonecznego

Koronalne wyrzuty masy są często związane z innymi formami aktywności słonecznej, w szczególności:

Związek CME z niektórymi z tych zjawisk jest powszechny, ale nie w pełni zrozumiały. Na przykład CME i rozbłyski są zwykle blisko spokrewnione, ale w tej kwestii doszło do zamieszania spowodowanego zdarzeniami pochodzącymi poza kończynę. W przypadku takich zdarzeń nie można było wykryć rozbłysku. [ wymagane wyjaśnienie ] Większość słabych rozbłysków nie ma powiązanych CME; robią to najpotężniejsi. Niektóre CME występują bez objawów przypominających rozbłyski, ale często są one słabsze i wolniejsze. Obecnie uważa się, że CME i związane z nimi rozbłyski są spowodowane wspólnym zdarzeniem (przyspieszenie szczytowe CME i faza impulsowa rozbłysku na ogół pokrywają się). Ogólnie uważa się, że wszystkie te zdarzenia (w tym CME) są wynikiem restrukturyzacji pola magnetycznego na dużą skalę; obecność lub brak CME podczas jednej z tych restrukturyzacji odzwierciedla koronalne środowisko procesu (tj. czy erupcja może być ograniczona przez leżącą nad nią strukturę magnetyczną, czy też po prostu przebije się i wejdzie w wiatr słoneczny ) .

Wybuchowe protuberancje

Zobacz także: Występ słoneczny § Erupcja

Erupcyjne protuberancje są związane z co najmniej 70% wszystkich CME. Wypukłości są często osadzone w podstawach lin topnikowych tworzących CME. Wyraźna protuberancja odpowiada jasnemu jądru widocznemu na koronografach w świetle białym.

Ściemnianie koronalne

Ściemnienie koronalne to obserwowany spadek emisji ekstremalnego ultrafioletu i miękkiego promieniowania rentgenowskiego w koronie podczas początku niektórych CME. Uważa się, że przyciemnienia koronalne występują głównie z powodu spadku gęstości plazmy spowodowanego wypływami masy podczas rozszerzania się powiązanego CME. Często występują albo w parach znajdujących się w obszarach o przeciwnej biegunowości magnetycznej, przyciemnienie rdzenia, albo w bardziej rozpowszechnionym obszarze, przyciemnienie wtórne. Przyciemnienia rdzenia są interpretowane jako położenie punktów podstawy liny strumienia erupcyjnego; wtórne przyciemnienia są interpretowane jako wynik rozszerzenia ogólnej struktury CME i są generalnie bardziej rozproszone i płytkie.

Pociemnienie koronalne zostało po raz pierwszy odnotowane w 1974 roku. Ze względu na ich wygląd przypominający dziury koronalne , były one czasami określane jako przejściowe dziury koronalne .

Słoneczne rozbłyski radiowe

Dalsze informacje: Słoneczna emisja radiowa § Słoneczne rozbłyski radiowe

Fala uderzeniowa znajdująca się na krawędzi natarcia niektórych CME może wytwarzać rozbłyski radiowe typu II, gdy fala uderzeniowa przyspiesza elektrony. Niektóre rozbłyski radiowe typu IV są również związane z CME i zaobserwowano, że następują po rozbłyskach typu II.

Historia

Dalsze informacje: Obserwacja Słońca

Pierwsze ślady

Największe zarejestrowane zaburzenie geomagnetyczne, wynikające prawdopodobnie z CME, zbiegło się z pierwszym zaobserwowanym rozbłyskiem słonecznym 1 września 1859 r. Wynikająca z tego burza słoneczna z 1859 r. Jest określana jako wydarzenie Carringtona . Rozbłysk i związane z nim plamy słoneczne były widoczne gołym okiem, a rozbłysk był niezależnie obserwowany przez angielskich astronomów RC Carringtona i R. Hodgsona . Mniej więcej w tym samym czasie co rozbłysk, magnetometr w Kew Gardens zarejestrował coś, co stało się znane jako szydełka magnetycznego , pole magnetyczne wykryte przez naziemne magnetometry wywołane przez perturbację ziemskiej jonosfery przez jonizujące miękkie promieniowanie rentgenowskie . W tamtym czasie nie można było tego łatwo zrozumieć, ponieważ poprzedzało to odkrycie promieni rentgenowskich w 1895 roku i rozpoznanie jonosfery w 1902 roku.

Około 18 godzin po rozbłysku, kolejne perturbacje geomagnetyczne zostały zarejestrowane przez wiele magnetometrów jako część burzy geomagnetycznej . Burza zniszczyła części niedawno utworzonej amerykańskiej sieci telegraficznej, wywołując pożary i szokując niektórych operatorów telegraficznych.

W latach 1953-1960 zebrano zapisy historyczne, a nowe obserwacje odnotowano w corocznych podsumowaniach Towarzystwa Astronomicznego Pacyfiku.

Pierwsze obserwacje optyczne

Pierwsza obserwacja optyczna CME została przeprowadzona 14 grudnia 1971 r. Przy użyciu koronografu Orbiting Solar Observatory 7 (OSO-7). Po raz pierwszy został opisany przez R. Tousey z Naval Research Laboratory w artykule naukowym opublikowanym w 1973 r. Obraz odkrycia (256 × 256 pikseli) został zebrany na rurze vidicon z wtórnym przewodnictwem elektronów (SEC) , przeniesiony do komputera instrumentu po zdigitalizowane do 7 bitów . Następnie został skompresowany przy użyciu prostego schematu kodowania długości serii i wysłany na ziemię z prędkością 200 bitów na sekundę. Wysłanie pełnego, nieskompresowanego obrazu na ziemię zajęłoby 44 minuty. Dane telemetryczne zostały wysłane do sprzętu obsługi naziemnej (GSE), który nałożył obraz na wydruk polaroidowy . David Roberts, technik elektronik pracujący dla NRL, który był odpowiedzialny za testowanie kamery SEC-vidicon, był odpowiedzialny za codzienne operacje. Myślał, że jego aparat zawiódł, ponieważ niektóre obszary obrazu były znacznie jaśniejsze niż zwykle. Ale na następnym zdjęciu jasny obszar oddalił się od Słońca, a on natychmiast uznał to za coś niezwykłego i zaniósł to do swojego przełożonego, dr Guentera Bruecknera , a następnie do szefa oddziału fizyki słonecznej, dr Touseya. Wcześniejsze obserwacje koronalnych zjawisk przejściowych , a nawet zjawisk obserwowanych wizualnie podczas zaćmień Słońca, są obecnie rozumiane jako zasadniczo to samo.

Instrumenty

W dniu 1 listopada 1994 r. NASA wystrzeliła statek kosmiczny Wind jako monitor wiatru słonecznego, aby okrążyć ziemski punkt L 1 Lagrange'a jako międzyplanetarny składnik programu Global Geospace Science (GGS) w ramach programu International Solar Terrestrial Physics (ISTP). Statek kosmiczny jest satelitą ze stabilizacją osi obrotu, który przenosi osiem instrumentów mierzących cząstki wiatru słonecznego od energii termicznej do energii większej niż MeV , promieniowanie elektromagnetyczne od fal radiowych DC do 13 MHz oraz promieniowanie gamma. [ potrzebne źródło ]

W dniu 25 października 2006 r. NASA wystrzeliła STEREO , dwa prawie identyczne statki kosmiczne, które z bardzo oddalonych punktów na swoich orbitach są w stanie wykonać pierwsze stereoskopowe obrazy CME i innych pomiarów aktywności Słońca. Statek kosmiczny okrąża Słońce w odległościach podobnych do Ziemi, z jednym nieco przed Ziemią, a drugim za nim. Ich separacja stopniowo rosła, aż po czterech latach znajdowały się na orbicie niemal diametralnie naprzeciw siebie.

Godne uwagi koronalne wyrzuty masy

Dalsze informacje: Lista burz słonecznych

9 marca 1989 r. Nastąpił koronalny wyrzut masy , który cztery dni później, 13 marca, uderzył w Ziemię. Spowodowało to awarie zasilania w Quebecu w Kanadzie i zakłócenia radiowe na falach krótkich.

W dniu 23 lipca 2012 r. miała miejsce potężna i potencjalnie szkodliwa burza słoneczna ( rozbłysk słoneczny , CME, solar EMP ), która ominęła Ziemię, zdarzenie, które wielu naukowców uważa za zdarzenie klasy Carrington .

W dniu 14 października 2014 r. ICME został sfotografowany przez obserwującą Słońce sondę kosmiczną PROBA2 ( ESA ), Obserwatorium Słoneczne i Heliosferyczne (ESA/NASA) oraz Obserwatorium Dynamiki Słońca (NASA), gdy opuścił Słońce, a STEREO-A obserwował jego skutki bezpośrednio w 1 AU . Venus Express ESA zebrał dane. CME dotarło do Marsa 17 października i było obserwowane przez misje Mars Express , MAVEN , Mars Odyssey i Mars Science Laboratory . 22 października na wysokości 3,1 AU dotarła do komety 67P/Churyumov-Gerasimenko , idealnie wyrównanej ze Słońcem i Marsem, i została zaobserwowana przez sondę Rosetta . 12 listopada na 9,9 AU została zaobserwowana przez Cassini na Saturnie . Sonda New Horizons znajdowała się na wysokości 31,6 AU , zbliżając się do Plutona , kiedy CME minął trzy miesiące po początkowej erupcji i może być wykrywalny w danych. Voyager 2 posiada dane, które można zinterpretować jako odejście CME 17 miesięcy później. Instrumenty RAD łazika Curiosity , Mars Odyssey , Rosetta i Cassini wykazały nagły spadek galaktycznego promieniowania kosmicznego ( spadek Forbusha ) w miarę przechodzenia bańki ochronnej CME.

Gwiezdne koronalne wyrzuty masy

Na innych gwiazdach zaobserwowano niewielką liczbę CME, z których wszystkie od 2016 r. Znaleziono na czerwonych karłach . Zostały one wykryte głównie za pomocą spektroskopii, najczęściej poprzez badanie linii Balmera : materiał wyrzucony w kierunku obserwatora powoduje asymetrię w niebieskim skrzydle profili linii z powodu przesunięcia Dopplera . To wzmocnienie można zaobserwować w absorpcji, gdy zachodzi ona na gwiezdnym dysku (materiał jest chłodniejszy niż jego otoczenie) oraz w emisji, gdy znajduje się poza dyskiem. Obserwowane przewidywane prędkości CME wahają się od ≈84 do 5800 km / s (52 do 3600 mil / s). Istnieje kilka gwiezdnych kandydatów na CME w krótszych długościach fal w UV lub rentgenowskich . W porównaniu z aktywnością na Słońcu, aktywność CME na innych gwiazdach wydaje się być znacznie mniej powszechna. Mała liczba detekcji gwiezdnych CME może być spowodowana niższymi wewnętrznymi współczynnikami CME w porównaniu z modelami (np. z powodu tłumienia magnetycznego ), efektami projekcji lub przeszacowanymi sygnaturami Balmera z powodu nieznanych parametrów plazmy gwiezdnych CME.

Zobacz też

Dalsza lektura

Książki

  •   Gopalswamy, Natchimuthukonar; Mewaldt, Richard; Torsti, Jarmo (2006). Gopalswamy, Natchimuthukonar; Mewaldt, Richard A.; Torsti, Jarmo (red.). Erupcje słoneczne i cząstki energetyczne . Seria monografii geofizycznych Amerykańskiej Unii Geofizycznej w Waszyngtonie . Seria monografii geofizycznych. Tom. 165. Amerykańska Unia Geofizyczna. Bibcode : 2006GMS...165.....G . doi : 10.1029/GM165 . ISBN 0-87590-430-0 .

artykuły internetowe

Linki zewnętrzne

Pobrano z „ https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Coronal_mass_ejection&oldid=1139539903 ”