ΔΙΑΣΤΗΜΙΚΟΣ ΚΑΙΡΟΣ

ΗΛΙΑΚΗ ΔΡΑΣΤΗΡΙΟΤΗΤΑ
  • Ηλιακές Εκλάμψεις (Solar Flares)

    Οι ηλιακές εκλάμψεις (SolarFlares) συγκαταλέγονται στα πιο ισχυρά μαγνητικά γεγονότα που συμβαίνουν στον Ήλιο (Fletcheretal., 2011). Σε μερικά λεπτά (ή το πολύ εντός λίγων ωρών) μπορούν να απελευθερώσουν ενέργεια μεγαλύτερη από 1032erg ή 1025J. Εκπέμπουν ακτινοβολία σε ολόκληρο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα, από την περιοχή των ραδιοκυμάτων έως τις ακτίνες γ. Συνδέονται στενά με την επιτάχυνση των σωματιδίων στον διαπλανητικό χώρο και με τις στεμματικές εκτινάξεις μάζας. Οι ηλιακές εκλάμψεις είναι το αποτέλεσμα της απότομης απελευθέρωσης της ενέργειας, η οποία προηγουμένως είχε αποθηκευτεί στα επαγωγικά μαγνητικά πεδία που είχαν δημιουργηθεί από τα ηλεκτρικά ρεύματα που ρέουν στην περιοχή του στέμματος. Η συνολική ενέργεια της ηλιακής έκλαμψης είναι ίση με την ποσότητα της μαγνητικά «ελεύθερης» ενέργειας (συνήθως ορίζεται ως η ενέργεια που αποθηκεύεται μέσα στο μαγνητικό πεδίο, η οποία είναι μεγαλύτερη από την ενέργεια του δυναμικού μαγνητικού πεδίου με τα ίδια όρια), η οποία είναι διαθέσιμη στις ενεργές περιοχές (activeregion - AR) όπως για παράδειγμα στους μαγνητικούς βρόχους οι οποίοι σχηματίζονται πάνω από ηλιακές κηλίδες, όπου παρατηρούνται και οι περισσότερες ηλιακές εκλάμψεις.

    Ο κύριος τρόπος με τον οποίο γίνεται η κατηγοριοποίηση της σημαντικότητας μιας ηλιακής έκλαμψης γίνεται μέσω της ροής της εκπομπής της σε μαλακές ακτίνες Χ (softX-rays - SXR) στην περιοχή των 1-8 Angstroms, έτσι όπως μετριέται από τους δορυφόρους GOES (GeostationaryOrbitingEnvironmentalSatellites). Οι ηλιακές εκλάμψεις ταξινομούνται σε A, B, C, M και X-class, με τις X-flares να είναι και οι πιο ισχυρές με την ροή της ακτινοβολίας να ξεπερνά τα 10-4W/m2 στην τροχιά της Γης.

    Κατά την διάρκεια μιας ηλιακής έκλαμψης έχουμε απελευθέρωση μεγάλης ποσότητας ενέργειας. Το γεγονός αυτό καταγράφεται σε όλα τα μήκη κύματος, και προκαλεί μεταξύ άλλων αυξήσεις στην ένταση της ράδιο-ακτινοβολίας και στα μετρικά μήκη κύματος, όπου παρατηρούμε το στέμμα, δημιουργώντας έτσι διάφορους τύπους ράδιο-εξάρσεων (τύπου Ι, ΙΙ, ΙΙΙ και IV). Δηλαδή, καταγράφεται στα στρώματα από τη χρωμόσφαιρα και πάνω, ενώ σπανίως μπορεί να καταγραφεί και στην φωτόσφαιρα, δηλ. είναι ορατή και στο λευκό φως / εκλάμψεις λευκού φωτός. Αυτό συμβαίνει όταν η ενέργεια που απελευθερώνεται είναι πολύ μεγάλη και φτάνει να θερμάνει ακόμα και τα χαμηλά στρώματα της φωτόσφαιρας

    Εικόνα 1. Στις δύο πρώτες εικόνες βλέπουμε την ισχυρή ηλιακή έκλαμψη Μ6.5, όπως καταγράφηκε από το SDO/AIA στα 131 Angstrom (πάνω αριστερά) και από τους δορυφόρους GOES (πάνω δεξιά) αντίστοιχα. Στην τρίτη εικόνα, βλέπουμε ποιές περιοχές επηρεάστηκαν άμεσα (Βόρεια και Κεντρική Αμερική) από την ισχυρή ηλιακή έκλαμψη, η οποία προκάλεσε διακοπή των επικοινωνιών (radioblackout).

    Οι ηλιακές εκλάμψεις είναι υπεύθυνες για την δημιουργία φαινομένων, όπως η διακοπή των επικοινωνιών στην περιοχή της ιονόσφαιρας. Πολύ συχνά, και ειδικότερα όταν παρατηρούνται πάνω από ενεργές περιοχές στις οποίες έχει συσσωρευτεί μεγάλη ποσότητα ενέργειας, είναι πιθανό να συνοδεύονται και από στεμματικές εκτινάξεις μάζας.

  • Στεμματικές Εκτινάξεις Μάζας (CMEs)

    Οι στεμματικές εκτινάξεις μάζας (CoronalMassEjections - CMEs) είναι δομές μαγνητισμένου πλάσματος, οι οποίες εκτοξεύονται από τον Ήλιο από περιοχές στις οποίες παρατηρούμε το μαγνητικό πεδίο να είναι κλειστό (ενεργές περιοχές και ήρεμες προεξοχές) και οι οποίες διαδίδονται στην ηλιόσφαιρα. Στο λευκό φώς φαίνονται ως μεγάλες δομές, οι οποίες κινούνται απομακρυνόμενες από τον Ήλιο. Οι CMEs καταγράφονται κυρίως από τους στεμματογράφους μέσω του φαινομένου της σκέδασης Thomson από φως της ηλιακής φωτόσφαιρας, δημιουργώντας τεχνητά συνθήκες έκλειψης του ηλιακού δίσκου, εμποδίζοντας έτσι το ηλιακό φώς που προέρχεται απευθείας από τον Ήλιο, μέσω ενός κατάλληλου δίσκου (occultingdisk) που παρεμβάλλεται μεταξύ του ηλιακού δίσκου και της διάταξης που καταγράφει την CME (Εικόνα 2).

    Εικόνα 2. Στεμματική εκτίναξη μάζας η οποία παρατηρήθηκε στις 2 Δεκεμβρίου 2003. Στην περιοχή του σκοτεινού δίσκου στο κέντρο έχει τοποθετηθεί ο ήλιος, όπως παρατηρήθηκε την ίδια ακριβώς στιγμή.

    Η ταχύτητα, το εύρος και η επιτάχυνση θεωρούνται τα βασικά χαρακτηριστικά μιας CME, τα οποία προσδιορίζονται με μία σειρά από εικόνες, οι οποίες λαμβάνονται κατά την διάρκεια μιας έκρηξης. Από τον Ιανουάριο του 1996 μέχρι και σήμερα έχουν καταγραφεί στην βάση δεδομένων του LASCO περισσότερες από 26000 CMEs. Συγκεκριμένα, από τον Ιανουάριο του 1996 μέχρι τον Οκτώβριο 2015, έχουν καταγραφεί 26582 CMEs. Η γραμμική ταχύτητά τους, η οποία αποτελεί προβολή της πραγματικής ταχύτητας στον ουράνιο θόλο που παρατηρεί ο στεμματογράφος, ποικίλει από 21 km/s μέχρι 3387 km/sμε την μεγαλύτερη τιμή ταχύτητας που έχει καταγραφεί για το γεγονός της 10ης Νοεμβρίου 2004. Η μέση τιμή της ταχύτητας όλων των καταγεγραμμένων CMEs ανέρχεται στα 390 km/s περίπου. Αυτό σημαίνει ότι μία CME από την στιγμή που εντοπίζεται από τους δορυφόρους μπορεί να διανύσει την απόσταση Γης - Ηλίου σε χρονικό διάστημα που ποικίλει, από μερικές ώρες έως ακόμη και 4-5 ημέρες!

    Οι CMEs, όσον αφορά τον ημερήσιο ρυθμό εμφάνισής τους, ακολουθούν τον ηλιακό κύκλο, με λιγότερες από 0.5 ανά ημέρα κοντά στο ηλιακό ελάχιστο έως και περισσότερες από 6 ανά ημέρα κοντά στο μέγιστο του ηλιακού κύκλου 23, ενώ κοντά στο μέγιστο του ηλιακού κύκλου 24 ο αριθμός τους ξεπέρασε τις 8 ανά ημέρα. Δεν είναι ασυνήθιστο να παρατηρηθούν ακόμη και περισσότερες από 10-12 CMEs σε μία μόνο ημέρα (Gopalswamyetal.,2003) Η παραγωγικότερη ημέρα με το μεγαλύτερο πλήθος καταγεγραμμένων CMEs, ίσο με τον αριθμό 19, ήταν στις 14 Δεκεμβρίου 2014 κατά την διάρκεια του τελευταίου ηλιακού κύκλου 24. Ενώ ο ημερήσιος ρυθμός εμφάνισης των CMEsπαρουσιάζει μια περιοδικότητα παρόμοια με εκείνη του ηλιακού κύκλου, ωστόσο έχουν παρατηρηθεί αρκετές διαφορές και αποκλίσεις από την αντίστοιχη ενδεκαετή μεταβολή του αριθμού των ηλιακών κηλίδων.

  • Ταχέως κινούμενες ροές ηλιακού ανέμου από στεμματικές οπές

    Στεμματικές οπές (CoronalHoles-CH) ονομάζουμε τις περιοχές του ηλιακού στέμματος που έχουν χαμηλότερη θερμοκρασία και πυκνότητα πλάσματος (Εικόνα 3). Μπορούν να αναπτυχθούν ανά πάσα στιγμή και σε κάθε τοποθεσία στον Ήλιο, αλλά εμφανίζονται πιο συχνά κατά τη διάρκεια των ετών κοντά στο ελάχιστο του ηλιακού κύκλου. Οι στεμματικές οπές μπορούν να διατηρηθούν στον ηλιακό δίσκο από μόλις μερικές ημέρες έως αρκετές εβδομάδες, σπανιότερα μπορεί να διαρκέσουν ακόμη και για αρκετές ηλιακές περιστροφές (περίοδοι 27 ημερών) (Εικόνα 3). Οι στεμματικές οπές είναι σχεδόν μόνιμες στους δύο πόλους του Ήλιου, αλλά μπορούν να αναπτυχθούν και να επεκταθούν και σε χαμηλότερα ηλιακά πλάτη. Είναι επίσης πιθανό να αναπτυχθούν και μεμονωμένες στεμματικές οπές σε οποιοδήποτε σημείο του ηλιακού δίσκου ανεξάρτητα από τις πολικές οπές ή ακόμη μια επέκταση μιας πολικής στεμματικής οπής να διαχωριστεί και να γίνει μια απομονωμένη δομή.

    Οι μόνιμες στεμματικές οπές είναι πηγές μεγάλης διάρκειας για ροές ηλιακού ανέμου υψηλής ταχύτητας. Καθώς αυτές οι ροές υψηλής ταχύτητας αλληλεπιδρούν με τον σχετικά πιο αργό ηλιακό άνεμο, σχηματίζεται μια περιοχή συμπίεσης, γνωστή ως περιοχή περιστρεφόμενης αλληλεπίδρασης (CorotatingInteractionRegion-CIR). Από την προοπτική ενός σταθερού παρατηρητή στον διαπλανητικό χώρο, το CIR φαίνεται να οδηγεί τη ροή υψηλής ταχύτητας της στεμματικής οπής (High-SpeedSolarWindStream-CHHSS).

    O γρήγορος ηλιακός άνεμος που προέρχεται από μία στεμματική οπή, όταν φτάσει στη Γη, μπορεί να προκαλέσει γεωμαγνητικές καταιγίδες που μπορεί να διαρκέσουν από μερικές ώρες έως ακόμη και 2-3 ημέρες, ανάλογα με το σχήμα και το μέγεθός τους πάνω στον ηλιακό δίσκο.

Βιβλιογραφία:
  • Παούρης Ε., Διδακτορική Διατριβή, 2017, http://hdl.handle.net/10442/hedi/40751
  • Fletcher, L., Dennis, B.R., Hudson, H.S., Krucker, S., Phillips, K. et al.: “An Observational Overview of Solar Flares”, Space Sci. Rev., 159, 1-4, 19, 2011. DOI: 10.1007/s11214-010-9701-8.
  • Gopalswamy, N., Lara, A., Yashiro, S., Nunes, S. and Howard, R. A.: “Coronal mass ejection activity during solar cycle 23”, ESA SP-535, 403, 2003.
  • NOAA, Coronal holes, https://www.swpc.noaa.gov/phenomena/coronal-holes