Szoláris kozmikus sugárzások, fáklyák és coronális tömegkibocsátások
A nap egy csendes csillag, ha megnézzük az általános kibocsátását (emisszió, fény), amelyben a fotoszféra látható fénye nagyrészt uralja. De a koronából, különösen a röntgensugárzásból, az EUV-ból és a rádióhullámokból származó jelentős emissziók aktivitását mutatja. A korona olyan, mint a Nap körüli híg gáz, amelyet a napfogyatkozás során látunk. Struktúráját, mint tevékenységét, mágneses mező szabályozza.
A szolár corona: a mágneses mező szerkezetének dinamikus környezete
Mágneses mezők és korona szerkezete
Ez a helyzet hasonló a jól ismert kísérlet, amelyen keresztül tanulunk az iskolában, hogyan kell rendezni vonalak a mágneses mező, a két pólus egy mágnes: hogy egy mágnes, hogy egy darab papírra, tedd közel egy mágnest, és látni a helyét egy kis vaspor a papíron. Apró vasdarabok lesznek az erővonalak mentén, valamint a terepi vonalak pályáján.
Hogyan viszonyul ez a napkollektorhoz?
Nézzünk most egy új megjelenéssel, egy forró, koronás gázok kibocsátásával. A kép jobb oldalán mutatja a corona fragmentum az extrém ultraibolya (EUV), a hőmérséklet a kibocsátott gáz vas mintegy 1 millió fok (fotó átmeneti tartomány és koronális Research Satellite, TRACE, NASA). A fénysugárban, amely szinte minden látható és infravörös fényt bocsát ki a napról, itt sötét van, mert a hőmérséklet körülbelül 6000 fok, nem elég forró az EUV sugárzás számára. A forró koronális gázt egy hurok korlátozza. Ez azért van, mert a repülő vasionok csapdába a mágneses mező: a darab vaspor, amelyeket be kell helyezni egy mágneses mező mentén erővonalak, a töltött részecskék szabadon mozognak a erővonalak, és nem egy merőleges irányban. Ezért a koronában lévő mezők vonalát "látjuk", ahol csak az anyagra korlátozódnak - a mágnes mezőjének mágneses vonalai "látnának" vasporral. A koronát létrehozó mágneses mező vonalak a Napban születnek.
A Nap dinamikája
Van egy nagy különbség a mágnes és a nap között: egy mágnes lényegében statikus tárgy, éppúgy, mint a vonalai. De a Nap belsejében lévő turbulens gáz, valamint a gáz áramlása folyamatosan megváltoztatja a belső mágneses mezőket és azok terjedését a koronában. Így, ellentétben az ismert mágnesrel, a Nap mágneses mezője nem statikus.
Ennek következtében a nagyméretű koronális struktúrák, amelyeket egy napfogyatkozás során látunk, vagy egy hajóról az EUV hullámokon, instabilak! A napfogyatkozás képe csak egy pillanatfelvétel a dinamikus helyzetről. A koronában a struktúrák a koronális tömeg látványos kiürítésével jönnek létre, és a gázrobbanás és a feltöltött nagy energiájú részecskék felgyorsulása felrobban.
Perturbált szolár corona: koronális tömörülések és fáklyák
A feltörő napelem tevékenységének legimpozánsabb megnyilvánulása a koronális tömegkibocsátás (CME). A fenti képsorozatot a LASCO coronagraph a Nap- és Héliospheric Spacecraft Observatory (SoHO, ESA / NASA) fedélzetén kapott. A koronográfban a Nap fényesen látható lemeze sötétedik, a homályos korona láthatóvá válik (hasonló), mint a természetes napfogyatkozás során.
Az első pillanatfelvétel a koronáról mutatja az eseményt az elektronok tömegkivétele előtt. Az alsó jobboldalon (kép) az eklipszislemez felett kialakított struktúra egy úgynevezett szalagot tartalmaz - ez egy olyan funkció, amely ismert, és az eklepsek fényképezésével kapcsolatos. Az alábbi ábrákon látható a gáz, hogyan történik ez a mozgás magas koronában, mágneses terek korlátozásával. Végül a Nap elhagyja a Hélioszférát. Itt ismét a gáz teszi láthatóvá a mágneses tér szerkezetét. Ez valójában nem túlnyomórészt az a gáz, amelyet kivonnak, hanem a mágneses mező koronaszerkezete. Egy mágneses tér kap gázot. Ez különbözik a Föld vulkanikus kitörésétől, ahol a robbanás kiáramlik (kitört), majd leesik a gravitáció hatására.
Események a nap
energia részecskék
Az EIT jobb oldalán lévő fehér pontok nagy energiájú részecskék nyomai. protonok és ionok, amelyek több tíz és több száz MeV-t tartalmaznak, amelyek hatással vannak az eszközökre - egyértelmű bizonyíték arra, hogy a részecskék felgyorsulnak a nagy energiákra ebben a napfényben, és bolygóközi térbe kerülnek. Ez a fotó illusztrálja a napenergiát hasznosító részecskéknek az űrtechnológiára gyakorolt hatását.
A még magasabb energiájú protont a neutronmonitorok rögzítették a Földön. Az ábra NMDB adatokból származó több neutronmonitor megfigyelési időprofilját mutatja. Ezeknek a részecskéknek a gyorsulása nyilvánvalóan összefüggésben van a napfény és a napsugárzás tömegének kiszűrésével. Olyan események, mint például ez, ahol a Nap akkora energiával felgyorsítja a feltöltött részecskéket, hogy kimutathatók egy neutronmonitoron vagy a Földön található egyéb részecske-detektorokon, földszintnövelésnek (GLE). Ezek a nagy energiájú részecskék, amelyeket napenergia-kozmikus sugaraknak is nevezünk.
Ha más GLE-kat szeretnél látni, akkor menj az NMDB esemény-vizsgálati eszközre. Válassza ki a GLE számot és a rögzítõ állomást, amelynek észrevételeit meg szeretné építeni, majd kattintson a "Küldés" gombra.
Hogyan alakulnak ki a koronális tömegkibocsátás és villognak?
Két képen a baloldalt a kitörés kezdeti szakaszában mutatjuk be: (1) A sötét szálat, amely felfüggesztésre került a világosan aktív terület felett (felső panel), elszakad és eldob. (2) Mivel a szál a koronán keresztül emelkedik, a rész még mindig az alsó panelen lévő képen látható. A rost a koronális tömegkibocsátás részévé válik.
A fő régió kiemelve látható, amint látható, az első képen a jobb oldalon (3). Ezt követően több hurok alakú forma jelenik meg és eltűnik a látószögből pár óra múlva. Az alábbi kép (4) ezt mutatja.
Mágneses polaritás megfordítása: a kulcsfontosságú folyamat a napkitöréses eseményekben
Az esemény során bekövetkezett folyamatok az ábrán látható rajzfilm egyszerű ábrázolásában (kép) láthatók. Ez egy szál kétdimenziós szakasza, amelyet egy sűrű gáz támaszkodik a gravírozás ellen a korona mágneses mezőjében.
(a) Az elektromos áram ebben a gázáramban, és mágneses mezőt hoz létre a szál körül, amint az a körkörzet zöld vonalán látható. Ugyanakkor a szálat a napfényes fotoszféra alatt lévő mágneses vonalak veszi körül - ezek a nap mélyéből származnak.
(B) Ha befolyásolja a turbulens mozgás a gáz, és az alábbiakban a fotoszféra mágneses mező szál korlátozó anyaggal, fekvő nagyobb magasság a régióban, ahol eredetileg volt kevesebb anyagot, mint korábban, ezért alacsonyabb nyomású, mint a környezete : a legközelebbi anyag áramlik ebbe a régióba, és fedezi le vele a mágneses mezőt. Az ellenkező irányú mágneses mező vonalak megközelítik egymást a sárga négyszögben feltüntetett területen. Ezt a területet az aktuális lapnak hívják. mert a mágneses mezőben bekövetkezett éles változások intenzív elektromos áramot jeleznek.
(c) A mágneses mező vonalak az aktuális lapban rekonstruálhatók: a b) mezőben egy piros vonal, majd két új erőt képez - az egyik a szál növekedés körül, a másik pedig a szál alatti új hurok.
d) Soros vonalvezeték mágneses megfordulásának folyamata a szálak (izzószálak) növekvő távolságával. Ha egy elektromos vonal csatlakozik egy bázissal egyik végén a nap, és a másik végén valahol a szoláris rendszer (nem látható az ábrán), a szál (fonal) lehet kapcsolni a bázis mágneses mező belsejében a nap. Ezután egy magas koronában és bolygóközi térben tört ki. Ez a sorrend az, amit láttunk nyomon a fenti képen: üvegszálas felemelkedik, és végül eltűnik, míg az új formák mágneses hurkok tele forró gáz, és sugározni egy ideig, például az EUV.
A részecskék felgyorsulása
Amikor a mágneses mezők helyreállnak, az energiát gázfűtés és egyes részecskék nagy sebességre és energiákra való gyorsítása váltja át. Ez különböző sugárzási aláírásokat (jellemzőket) hoz létre különböző helyeken, amint az a (d) részben látható. A polaritás megfordulásának folyamán felgyorsult részecskék (a mágneses mező erővonalainak újbóli csatlakoztatása) szintén bolygóközi térbe juthatnak.
A részecskék nem csak felgyorsulnak a polaritás megfordításának (újracsatlakozás) területén a szál alatt. Ha egy szálat nagy sebességgel dobnak ki, előtte egy lökéshullám keletkezik - olyan levegő, mint a levegő, amely gyorsabban repül, mint a hang, lökéshullámot hoz létre a levegőben, amit hirtelen zajnak érezzünk. A szolár coronában, ahol a gáz töltött részecskékből áll, a lökéshullámok olyan elektromos mezőket tartalmaznak, amelyek felgyorsíthatják a részecskéket nagy energiákra.
Nem tudjuk pontosan, hogyan gyorsulnak fel a kozmikus sugarak, amelyek a nagy felfedezések és a koronális tömegkibocsátások után érik el a Földet. Az a tény, hogy tudjuk, hogy a részecskék ilyen eseményeit mindig nagy fáklyák kísérik, valamint a koronális tömeg gyors és széles kiürítését. Az intenzív kutatási tevékenység megfelelő szerepet játszik az újbóli polarizációban és a lökéshullámokban a részecskék gyorsulásában a szolár coronában.
A kutatók különböző eszközöket használnak a részecskék nagy napenergia-események eredetének feltárására, és vannak kísérletek arra, hogy modelleket fejlesszenek fel, megjósolják azok előfordulását és időbeli evolúcióját, a csúcsintenzitást és az időbeli fejlődést. A neutron monitorok a legfontosabb eszközök a gyors napenergia részecskék kutatására. További információ.