✖


Jump to content

Корональный выброс массы

(Перенаправлено с Магнитного облака )

Корональные выбросы массы обычно видны на коронографах в белом свете .

Корональный выброс массы ( CME ) — это значительный выброс магнитного поля и сопутствующей массы плазмы из солнечной короны в гелиосферу . КВМ часто связаны с солнечными вспышками и другими формами солнечной активности , но общепринятого теоретического понимания этих взаимосвязей не установлено.

Если КВМ попадает в межпланетное пространство , это называется межпланетным корональным выбросом массы ( ICME ). ICME способны достигать магнитосферы Земли и сталкиваться с ней , где они могут вызывать геомагнитные бури , полярные сияния и, в редких случаях, наносить ущерб электросетям . Самым крупным зарегистрированным геомагнитным возмущением, возникшим предположительно в результате КВМ, была солнечная буря 1859 года . Также известное как « Событие Кэррингтона» сети США , оно вывело из строя части недавно созданной телеграфной , вызвав пожары и нанеся удары током некоторым телеграфистам.

Вблизи солнечных максимумов Солнце производит около трех КВМ каждый день, тогда как вблизи солнечных минимумов происходит примерно один КВМ каждые пять дней.

Физическое описание

[ редактировать ]

КВМ высвобождают большое количество вещества и магнитного потока из атмосферы Солнца в солнечный ветер и межпланетное пространство . Выброшенное вещество представляет собой плазму, состоящую в основном из электронов и протонов, заключенных в выброшенное магнитное поле. Это магнитное поле обычно имеет форму жгута, спирального магнитного поля с изменяющимися питч-углами .

Средняя выброшенная масса составляет 1,6 × 10 12 кг (3,5 × 10 12 фунт). Однако предполагаемые значения массы КВМ являются лишь нижними пределами, поскольку измерения коронографа предоставляют только двумерные данные.

КВМ возникают из сильно скрученных или сдвинутых крупномасштабных структур магнитного поля в короне, которые удерживаются в равновесии с помощью вышележащих магнитных полей.

Источник

[ редактировать ]
Упрощенная модель магнитных полей, выходящих из фотосферы

КВМ извергаются из нижней части короны, где процессы, связанные с локальным магнитным полем, доминируют над другими процессами. В результате корональное магнитное поле играет важную роль в формировании и извержении КВМ. Структуры, предшествующие извержению, возникают из-за магнитных полей, которые изначально генерируются внутри Солнца солнечным динамо-машиной . Эти магнитные поля поднимаются к поверхности Солнца — фотосфере — где они могут образовывать локализованные области высококонцентрированного магнитного потока и распространяться в нижние слои солнечной атмосферы, образуя активные области . В фотосфере магнитный поток активной области часто распределяется в дипольной конфигурации , то есть с двумя соседними областями противоположной магнитной полярности, поперек которых изгибается магнитное поле. Со временем концентрированный магнитный поток нейтрализуется и рассеивается по поверхности Солнца, сливаясь с остатками прошлых активных областей и становясь частью спокойного Солнца . Предэруптивные структуры КВМ могут присутствовать на разных стадиях роста и распада этих областей, но они всегда лежат выше линий инверсии полярности (ЛИП) или границ, через которые меняется знак вертикальной компоненты магнитного поля. PIL могут существовать внутри, вокруг и между активными областями или образовываться на спокойном Солнце между остатками активных областей. Более сложные конфигурации магнитного потока, такие как квадруполярные поля, также могут содержать структуры, предшествующие извержению. [1] [2]

Для развития структур КВМ перед извержением необходимо хранить большое количество энергии и быть легко доступным для высвобождения. В результате доминирования магнитно-полевых процессов в нижней короне большая часть энергии должна сохраняться в виде магнитной энергии . Магнитная энергия, которая свободно доступна для высвобождения из структуры перед извержением, называемая свободной магнитной энергией или непотенциальной энергией структуры, представляет собой избыточную магнитную энергию, запасаемую магнитной конфигурацией структуры по сравнению с той, которая хранится в самой низкой конфигурации структуры. энергетическая магнитная конфигурация, лежащая в основе фотосферного магнитного потока, теоретически может принять состояние потенциального поля . Возникающий магнитный поток и фотосферные движения, постоянно смещающие основания структуры, могут привести к накоплению свободной магнитной энергии в корональном магнитном поле в виде скручивания или сдвига. [3] Некоторые структуры перед прорезыванием, называемые сигмоидами , по мере накопления сдвига принимают S- образную или обратную S- образную форму. Это наблюдалось в корональных петлях и нитях активной области с сигмоидами прямой S, более распространенными в южном полушарии, и сигмоидами обратной S , более распространенными в северном полушарии. [4] [5]

Жгуты магнитного потока — скрученные и срезанные трубки магнитного потока , которые могут переносить электрический ток и свободную магнитную энергию — являются неотъемлемой частью структуры КВМ после извержения; однако вопрос о том, всегда ли присутствуют магнитные жгуты в структуре перед извержением или они создаются во время извержения из сильно сдвинутого основного поля (см. § Инициирование ), является предметом продолжающихся споров. [3] [6]

Было замечено, что некоторые структуры перед извержением поддерживают протуберанцы , также известные как нити, состоящие из гораздо более холодного материала, чем окружающая корональная плазма. Протуберанцы встроены в структуры магнитного поля, называемые полостями протуберанцев или нитевыми каналами, которые могут составлять часть структуры перед извержением (см. § Корональные сигнатуры ).

Ранняя эволюция

[ редактировать ]
Часть серии статей о
Гелиофизика
Гелиосферный токовый слой
Гелиосферный токовый слой
Основы
Межпланетная среда
Магнитосферика
Солнечные явления

Ранняя эволюция КВМ включает его инициирование из структуры, предшествовавшей извержению, в короне и последующее ускорение. Процессы, участвующие в ранней эволюции КВМ, плохо изучены из-за отсутствия наблюдательных данных.

Инициация

[ редактировать ]

Инициирование КВМ происходит, когда структура перед извержением, находящаяся в равновесном состоянии, переходит в неравновесное или метастабильное состояние, в котором может быть высвобождена энергия, вызывающая извержение. Конкретные процессы, связанные с инициированием КВМ, обсуждаются, и для объяснения этого явления были предложены различные модели, основанные на физических предположениях. Более того, разные CME могут быть инициированы разными процессами. [6] : 175  [7] : 303 

Неизвестно, существует ли магнитный жгут до инициирования, и в этом случае либо идеальные , либо неидеальные магнитогидродинамические (МГД) процессы приводят к изгнанию этого жгута, или же жгут создается во время извержения в результате неидеального процесса. . [8] [9] : 555  При идеальной МГД инициирование может включать идеальные нестабильности или катастрофическую потерю равновесия вдоль существующего жгута: [3]

  • Неустойчивость излома возникает, когда жгут магнитного потока скручивается до критической точки, после чего жгут становится неустойчивым к дальнейшему скручиванию.
  • Неустойчивость тора возникает, когда напряженность магнитного поля аркады, перекрывающей жгут, быстро уменьшается с высотой. Когда это уменьшение происходит достаточно быстро, жгут неустойчив к дальнейшему расширению. [10]
  • Модель катастрофы предполагает катастрофическую потерю равновесия.

При неидеальной МГД механизмы инициирования могут включать резистивную нестабильность или магнитное пересоединение :

  • Разрыв троса или подавление потока происходит в аркадах с сильным сдвигом, когда почти антипараллельные силовые линии на противоположных сторонах аркады образуют токовый слой и повторно соединяются друг с другом. Это может привести к образованию спирального жгута или вызвать рост уже имеющегося жгута и подъем его оси.
  • Модель магнитного прорыва состоит из исходной квадруполярной магнитной топологии с нулевой точкой над центральной системой потока. Поскольку сдвиговые движения заставляют эту центральную систему потока подниматься, нулевая точка образует токовый слой, и система потока сердечника воссоединяется с вышележащим магнитным полем. [9]
Видео солнечной нити накаливания запуска

Начальное ускорение

[ редактировать ]

После инициирования КВМ подвергаются воздействию различных сил, которые либо помогают, либо препятствуют их прохождению через нижнюю корону. Нисходящая магнитная сила натяжения , создаваемая связывающим магнитным полем при его растяжении, и, в меньшей степени, гравитационное притяжение Солнца противодействуют движению основной структуры КВМ. Чтобы обеспечить достаточное ускорение, предыдущие модели включали магнитное пересоединение ниже основного поля или идеальный МГД-процесс, такой как нестабильность или ускорение от солнечного ветра.

В большинстве событий КВМ ускорение обеспечивается за счет магнитного пересоединения, разрывающего связи связующего поля с фотосферой снизу ядра и истечения из этого пересоединения, толкающего ядро ​​вверх. Когда происходит начальный подъем, противоположные стороны поля связывания под восходящим сердечником ориентированы почти антипараллельно друг другу и собираются вместе, образуя токовый слой над PIL. Быстрое магнитное пересоединение может быть возбуждено вдоль токового слоя из-за микроскопических нестабильностей, что приводит к быстрому высвобождению накопленной магнитной энергии в виде кинетической, тепловой и нетепловой энергии. Реструктуризация магнитного поля разрывает связи связующего поля с фотосферой, тем самым уменьшая нисходящую силу магнитного натяжения, в то время как восходящий поток пересоединения подталкивает структуру КВМ вверх. Возникает петля положительной обратной связи, когда сердечник выталкивается вверх, а стороны связывающего поля все ближе и ближе соприкасаются, создавая дополнительное магнитное пересоединение и подъем. В то время как отток восходящего пересоединения ускоряет ядро, одновременный отток нисходящий иногда является причиной других явлений, связанных с КВМ (см. § Корональные подписи ).

В тех случаях, когда значительного магнитного пересоединения не происходит, идеальные МГД-нестабильности или сила сопротивления солнечного ветра теоретически могут ускорить КВМ. Однако, если не обеспечить достаточного ускорения, структура КВМ может отступить, что называется неудавшимся или ограниченным извержением . [9] [3]

Корональные подписи

[ редактировать ]

Ранняя эволюция КВМ часто связана с другими солнечными явлениями, наблюдаемыми в нижней короне, такими как эруптивные протуберанцы и солнечные вспышки. КВМ, у которых нет наблюдаемых сигнатур, иногда называют скрытыми КВМ . [11] [12]

Протуберанцы, встроенные в некоторые структуры перед извержением КВМ, могут извергаться вместе с КВМ в виде эруптивных выступов. Эруптивные выступы связаны как минимум с 70% всех КВМ. [13] и часто встроены в основания жгутов CME. При наблюдении на коронографах в белом свете материал эруптивного протуберанца, если он присутствует, соответствует наблюдаемому яркому ядру из плотного материала. [7]

Когда магнитное пересоединение возбуждается вдоль токового слоя восходящей основной структуры КВМ, нисходящие потоки пересоединения могут столкнуться с петлями внизу, образуя солнечную вспышку в форме выступа с двумя лентами.

Извержения КВМ также могут вызывать волны EUV, также известные как волны EIT в честь телескопа формирования изображений в экстремальном ультрафиолетовом диапазоне или как волны Мортона при наблюдении в хромосфере, которые представляют собой фронты МГД-волн быстрой моды, исходящие из места КВМ. [6] [3]

Корональное затемнение — это локализованное уменьшение выбросов крайнего ультрафиолета и мягкого рентгеновского излучения в нижней части короны. Считается, что корональные димминги, связанные с КВМ, происходят преимущественно из-за уменьшения плотности плазмы, вызванного оттоком массы во время расширения связанного КВМ. Они часто встречаются либо парами, расположенными в областях противоположной магнитной полярности (основное затемнение), либо в более распространенной области — вторичное затемнение. Затухания ядра интерпретируются как места основания извергающегося жгута; вторичные димминги интерпретируются как результат расширения общей структуры КВМ и, как правило, более размыты и поверхностны. [14] Впервые о корональном затемнении было сообщено в 1974 году. [15] и из-за внешнего вида, напоминающего корональные дыры , их иногда называли переходными корональными дырами . [16]

Распространение

[ редактировать ]

белого света Наблюдения за КВМ обычно проводятся с помощью коронографов , которые измеряют томсоновское рассеяние солнечного света на свободных электронах в плазме КВМ. [17] Наблюдаемый КВМ может иметь одну или все три отличительные особенности: яркое ядро, темную окружающую полость и яркий передний край. [18] Яркое ядро ​​обычно интерпретируется как выступ, встроенный в КВМ (см. § Происхождение ), с передним краем как область сжатой плазмы перед жгутом КВМ. Однако некоторые КВМ имеют более сложную геометрию. [7]

По данным коронографа белого света, было измерено, что КВМ достигают скорости в плоскости неба в диапазоне от 20 до 3200 км/с (от 12 до 2000 миль/с) со средней скоростью 489 км/с (304 миль/с). с). [19] Наблюдения за скоростями КВМ показывают, что КВМ имеют тенденцию ускоряться или замедляться, пока не достигнут скорости солнечного ветра ( § Взаимодействия в гелиосфере ).

При наблюдении в межпланетном пространстве на расстояниях более 50 солнечных радиусов (0,23 а.е.) от Солнца КВМ иногда называют межпланетными КВМ или ICME . [6] : 4 

Взаимодействия в гелиосфере

[ редактировать ]

По мере распространения КВМ через гелиосферу они могут взаимодействовать с окружающим солнечным ветром, межпланетным магнитным полем и другими КВМ и небесными телами.

КВМ могут испытывать силы аэродинамического сопротивления, которые приводят их в кинематическое равновесие с солнечным ветром. Как следствие, КВМ, более быстрые, чем солнечный ветер, имеют тенденцию замедляться, тогда как КВМ, более медленные, чем солнечный ветер, имеют тенденцию ускоряться до тех пор, пока их скорость не сравняется со скоростью солнечного ветра. [20]

Как развиваются КВМ по мере распространения через гелиосферу, малопонятно. Были предложены модели их эволюции, точные для некоторых КВМ, но не для других. Модели аэродинамического сопротивления и снегоочистителей предполагают, что эволюция ICME определяется его взаимодействием с солнечным ветром. Одно только аэродинамическое сопротивление может объяснить эволюцию некоторых ICME, но не всех из них. [6] : 199 

Следуйте за КВМ, когда он проходит мимо Венеры, а затем Земли, и узнайте, как Солнце управляет ветрами и океанами Земли.

CME обычно достигают Земли через один-пять дней после ухода от Солнца. Самое сильное торможение или ускорение происходит вблизи Солнца, но может продолжаться и за орбитой Земли (1 а.е. ), что наблюдалось с помощью измерений на Марсе. [21] и кораблем «Улисс» космическим . [22] ICME со скоростью более 500 км/с (310 миль/с) в конечном итоге вызывают ударную волну . [23] Это происходит, когда скорость ICME в системе отсчета, движущейся вместе с солнечным ветром, превышает локальную быструю магнитозвуковую скорость. Такие толчки наблюдались непосредственно с помощью коронографов. [24] в короне и связаны с радиовсплесками типа II. Считается, что иногда они образуют всего 2 R ☉ ( солнечный радиус ). Они также тесно связаны с ускорением солнечных энергетических частиц . [25]

По мере распространения ICME через межпланетную среду они могут сталкиваться с другими ICME, что называется взаимодействием CME-CME или каннибализмом CME . [9] : 599 

Во время таких взаимодействий КВМ-КВМ первый КВМ может расчистить путь для второго. [26] [27] [28] и/или когда два CME сталкиваются [29] [30] это может привести к более серьезным последствиям для Земли. Исторические данные показывают, что самые экстремальные явления космической погоды включали в себя несколько последовательных КВМ. Например, знаменитое событие Кэррингтона в 1859 году вызвало несколько извержений, из-за которых полярные сияния были видны на низких широтах в течение четырех ночей. [31] Точно так же солнечная буря в сентябре 1770 года длилась почти девять дней и вызвала повторные полярные сияния в низких широтах. [32] Взаимодействие двух умеренных КВМ между Солнцем и Землей может создать экстремальные условия на Земле. Недавние исследования показали, что магнитная структура, в частности ее хиральность /направленность КВМ, может сильно влиять на то, как он взаимодействует с магнитным полем Земли. Это взаимодействие может привести к сохранению или потере магнитного потока, особенно его южной составляющей магнитного поля, за счет магнитного пересоединения с межпланетным магнитным полем . [33]

Морфология

[ редактировать ]

В солнечном ветре КВМ проявляются в виде магнитных облаков . Они были определены как области повышенной напряженности магнитного поля, плавного вращения вектора магнитного поля и низкой протонов . температуры [34] Связь между КВМ и магнитными облаками была установлена ​​Бурлага и др. в 1982 году, когда магнитное облако наблюдалось аппаратом Гелиос-1 через два дня после наблюдения СММ . [35] Однако, поскольку наблюдения вблизи Земли обычно проводятся с помощью одного космического корабля, многие КВМ не считаются связанными с магнитными облаками. Типичная структура быстрого КВМ, наблюдаемая с помощью такого спутника, как ACE, быстрой моды представляет собой ударную волну , за которой следует плотная (и горячая) оболочка из плазмы (область ниже по потоку от ударной волны) и магнитное облако.

В дополнение к описанному выше теперь используются и другие признаки магнитных облаков: среди прочего, двунаправленные сверхтепловые электроны , необычное состояние заряда или обилие железа , гелия , углерода и/или кислорода .

Типичное время прохождения магнитного облака мимо спутника в точке L1 составляет 1 день, что соответствует радиусу 0,15 а.е. с типичной скоростью 450 км/с (280 миль/с) и напряженностью магнитного поля 20 нТл . [36]

Солнечный цикл

[ редактировать ]
Дополнительная информация: Солнечный цикл.

Частота выбросов зависит от фазы солнечного цикла : примерно от 0,2 в день вблизи солнечного минимума до 3,5 в день вблизи солнечного максимума . [37] Однако пиковая частота возникновения КВМ часто приходится на 6–12 месяцев после того, как количество солнечных пятен достигает максимума. [3]

Воздействие на Землю

[ редактировать ]
Фотография время геомагнитной бури 29 мая 2010 года с МКС во южного сияния . Скорее всего, буря была вызвана КВМ, вспыхнувшим от Солнца 24 мая 2010 года, за пять дней до бури.
В этом видео представлены две модели. Один из них рассматривает умеренный КВМ 2006 года. Второй прогон исследует последствия крупного КВМ, такого как КВМ класса Кэррингтона в 1859 году.

Лишь очень небольшая часть КВМ направляется к Земле и достигает ее. Прибытие КВМ на Землю приводит к возникновению ударной волны, вызывающей геомагнитную бурю Земли , которая может разрушить магнитосферу , сжимая ее на дневной стороне и расширяя магнитный хвост на ночной стороне . Когда магнитосфера воссоединяется на ночной стороне, она высвобождает мощность порядка тераватт, Земли направленную обратно в верхние слои атмосферы . [ нужна ссылка ] Это может привести к таким событиям, как геомагнитная буря в марте 1989 года .

CME, наряду с солнечными вспышками , могут нарушить радиопередачу и нанести ущерб спутникам и объектам линий электропередачи , что приведет к потенциально масштабным и длительным отключениям электроэнергии . [38] [39]

Удары в верхней части короны, вызванные КВМ, также могут ускорять солнечные энергетические частицы по направлению к Земле, что приводит к постепенным явлениям солнечных частиц . Взаимодействие между этими энергичными частицами и Землей может вызвать увеличение количества свободных электронов в ионосфере , особенно в высокоширотных полярных регионах, усиливая поглощение радиоволн, особенно в D-области ионосферы, что приводит к образованию полярной шапки. события поглощения. [40]

Земли Взаимодействие КВМ с магнитосферой приводит к резким изменениям во внешнем радиационном поясе с уменьшением или увеличением потоков релятивистских частиц на порядки. [ количественно ] [41] Изменения потоков частиц радиационного пояса вызваны ускорением, рассеянием и радиальной диффузией релятивистских электронов вследствие взаимодействия с различными плазменными волнами . [42]

Гало корональные выбросы массы

[ редактировать ]

Гало коронального выброса массы - это КВМ, который проявляется при наблюдениях коронографа в белом свете как расширяющееся кольцо, полностью окружающее затмевающий диск коронографа. Гало-КВМ интерпретируются как КВМ, направленные в сторону наблюдательного коронографа или от него. Когда расширяющееся кольцо не полностью окружает затмевающий диск, но имеет угловую ширину более 120 градусов вокруг диска, КВМ называется частичным гало коронального выброса массы . Было обнаружено, что КВМ с частичным и полным гало составляют около 10% всех КВМ, при этом около 4% всех КВМ являются КВМ с полным гало. [43] Фронтальные, или направленные на Землю, гало-КВМ часто связаны с КВМ, воздействующими на Землю; однако не все КВМ с фронтальным гало воздействуют на Землю. [44]

Будущий риск

[ редактировать ]

В 2019 году исследователи использовали альтернативный метод ( распределение Вейбулла ) и оценили вероятность того, что Земля подвергнется воздействию шторма класса Кэррингтона в следующем десятилетии, от 0,46% до 1,88%. [45]

История

[ редактировать ]
Дополнительная информация: Солнечные наблюдения.

Первые следы

[ редактировать ]

КВМ наблюдались косвенно в течение тысяч лет через полярные сияния. Другие косвенные наблюдения, которые предшествовали открытию КВМ, проводились посредством измерений геомагнитных возмущений, радиогелиографических измерений солнечных радиовсплесков и измерений межпланетных ударов на месте. [6]

Самое большое зарегистрированное геомагнитное возмущение, возникшее предположительно в результате КВМ, совпало с первой наблюдавшейся солнечной вспышкой 1 сентября 1859 года. Возникшая в результате солнечная буря 1859 года называется событием Кэррингтона . Вспышка и связанные с ней солнечные пятна были видны невооруженным глазом, а вспышку независимо наблюдали английские астрономы Р. К. Кэррингтон и Р. Ходжсон . Примерно в то же время, что и вспышка, магнитометр в Кью-Гарденс зафиксировал то, что впоследствии стало известно как магнитное вязание крючком — магнитное поле, обнаруженное наземными магнитометрами, вызванное возмущением ионосферы Земли ионизирующими мягкими рентгеновскими лучами . В то время это было нелегко понять, поскольку оно предшествовало открытию рентгеновских лучей в 1895 году и признанию ионосферы в 1902 году.

Примерно через 18 часов после вспышки дальнейшие геомагнитные возмущения были зарегистрированы несколькими магнитометрами как часть геомагнитной бури . Ураган вывел из строя некоторые части недавно созданной телеграфной сети США, вызвав пожары и шокировав некоторых телеграфистов. [39]

Первые оптические наблюдения

[ редактировать ]

Первое оптическое наблюдение КВМ было произведено 14 декабря 1971 года с помощью коронографа Орбитальной солнечной обсерватории 7 (ОСО-7). Впервые он был описан Р. Таузи из Военно-морской исследовательской лаборатории в исследовательской статье, опубликованной в 1973 году. [46] Изображение открытия (256 × 256 пикселей) было получено на видиконовой трубке вторичной электронной проводимости (SEC) и передано на компьютер прибора после оцифровки до 7 бит . Затем он был сжат с использованием простой схемы кодирования длин серий и отправлен на землю со скоростью 200 бит/с. Полное несжатое изображение будет отправлено на землю за 44 минуты. Телеметрические данные были отправлены на наземное вспомогательное оборудование (GSE), которое напечатало изображение на отпечатке Polaroid . Дэвид Робертс, техник-электронщик, работавший в NRL и отвечавший за тестирование камеры SEC-vidicon, отвечал за повседневную работу. Он подумал, что его камера вышла из строя, потому что некоторые области изображения были намного ярче, чем обычно. Но на следующем изображении яркая область отодвинулась от Солнца, и он сразу же признал это необычным и передал это своему руководителю, доктору Гюнтеру Брюкнеру . [47] а затем заведующему отделением физики Солнца доктору Таузи. Более ранние наблюдения корональных переходных процессов или даже явлений, наблюдаемых визуально во время солнечных затмений , теперь понимаются как, по сути, одно и то же.

Инструменты

[ редактировать ]

1 ноября 1994 года НАСА запустило космический корабль Wind в качестве монитора солнечного ветра на орбиту точки Лагранжа L 1 Земли в качестве межпланетного компонента Глобальной программы геокосмических наук (GGS) в рамках Международной программы солнечно-земной физики (ISTP). Космический корабль представляет собой спутник со стабилизированной осью вращения, на борту которого находятся восемь приборов, измеряющих частицы солнечного ветра от тепловых до энергий, превышающих МэВ , электромагнитное излучение от радиоволн постоянного тока до 13 МГц и гамма-излучение. [ нужна ссылка ]

25 октября 2006 года НАСА запустило STEREO , два почти идентичных космических корабля, которые из далеко разнесенных точек на своих орбитах способны создавать первые стереоскопические изображения КВМ и другие измерения солнечной активности. Космический корабль вращается вокруг Солнца на расстояниях, аналогичных земным: один немного впереди Земли, а другой позади. Их расстояние постепенно увеличивалось настолько, что через четыре года они оказались на орбите почти диаметрально напротив друг друга. [48] [49]

Заметные корональные выбросы массы

[ редактировать ]
Дополнительная информация: Список солнечных бурь.

9 марта 1989 года произошел КВМ , который поразил Землю четыре дня спустя, 13 марта. Это вызвало сбои в подаче электроэнергии в Квебеке, Канада, и коротковолновые радиопомехи.

23 июля 2012 года произошла массивная и потенциально разрушительная солнечная супербуря ( солнечная вспышка , КВМ, солнечное ЭМИ ), но она не достигла Земли. [50] [51] событие, которое многие ученые считают событием класса Кэррингтона .

14 октября 2014 года ICME был сфотографирован космическим кораблем PROBA2 ( ESA ), наблюдающим за Солнцем, Солнечной и гелиосферной обсерваторией (ESA/NASA) и Обсерваторией солнечной динамики (NASA), когда он покидал Солнце, а STEREO-A наблюдала его последствия. непосредственно на 1 AU . ЕКА Venus Express собрал данные. CME достиг Марса 17 октября и наблюдался миссиями Mars Express , MAVEN , Mars Odyssey и Mars Science Laboratory . 22 октября в 3,1 а.е. он достиг кометы 67P/Чурюмова-Герасименко , идеально совмещенной с Солнцем и Марсом, и был замечен Розеттой . 12 ноября в 9,9 а.е. его наблюдал Кассини на Сатурне . Космический корабль «Новые горизонты» находился на расстоянии 31,6 а.е. приближаясь к Плутону , когда КВМ прошел через три месяца после первоначального извержения, и это можно обнаружить в данных. У «Вояджера-2» есть данные, которые можно интерпретировать как прохождение CME спустя 17 месяцев. Curiosity . марсохода Приборы RAD , Mars Odyssey , Rosetta и Cassini, показали внезапное уменьшение количества галактических космических лучей ( форбуш-понижение) ), когда защитный пузырь CME прошел мимо. [52] [53]

Звездные корональные выбросы массы

[ редактировать ]

На других звездах наблюдалось небольшое количество КВМ, все из которых по состоянию на 2016 г. были обнаружены на красных карликах . [54] Они были обнаружены в основном с помощью спектроскопии, чаще всего путем изучения бальмеровских линий : материал, выброшенный в сторону наблюдателя, вызывает асимметрию синего крыла профилей линий из-за доплеровского сдвига . [55] Это усиление можно увидеть в поглощении, когда оно происходит на звездном диске (материал холоднее, чем его окружение), и в излучении, когда оно находится за пределами диска. Наблюдаемые прогнозируемые скорости КВМ варьируются от ≈84 до 5800 км/с (от 52 до 3600 миль/с). [56] [57] данных имеется несколько звездных кандидатов на КВМ в более коротких длинах волн В ультрафиолетовых и рентгеновских . [58] [59] [60] [61] По сравнению с активностью на Солнце, активность CME на других звездах кажется гораздо менее распространенной. [55] [62] Низкое количество обнаружений звездных КВМ может быть вызвано более низкими собственными скоростями КВМ по сравнению с моделями (например, из-за магнитного подавления ), проекционными эффектами или завышенными оценками бальмеровских сигнатур из-за неизвестных параметров плазмы звездных КВМ. [63]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ ван Дриэль-Гестейи, Лидия; Грин, Люси Мэй (декабрь 2015 г.). «Эволюция активных регионов» . Живые обзоры по солнечной физике . 12 (1): 1. Цифровой код : 2015LRSP...12....1V . дои : 10.1007/lrsp-2015-1 . S2CID   118831968 .
  2. ^ Мартин, Сара Ф. (1998). «Условия образования и поддержания нитей – (Приглашенный обзор)» . Солнечная физика . 182 (1): 107–137. Бибкод : 1998SoPh..182..107M . дои : 10.1023/А:1005026814076 . S2CID   118346113 .
  3. ^ Jump up to: а б с д и ж Чен, ПФ (2011). «Корональные выбросы массы: модели и их наблюдательная основа» . Живые обзоры по солнечной физике . 8 (1): 1. Бибкод : 2011LRSP....8....1C . дои : 10.12942/lrsp-2011-1 . S2CID   119386112 .
  4. ^ Руст, ДМ; Кумар, А. (1996). «Доказательства существования спирально изогнутых канатов магнитного потока при солнечных извержениях» . Астрофизический журнал . 464 (2): L199–L202. Бибкод : 1996ApJ...464L.199R . дои : 10.1086/310118 . S2CID   122151729 .
  5. ^ Кэнфилд, Ричард К.; Хадсон, Хью С.; Маккензи, Дэвид Э. (1999). «Сигмоидальная морфология и эруптивная солнечная активность» . Письма о геофизических исследованиях . 26 (6): 627–630. Бибкод : 1999GeoRL..26..627C . дои : 10.1029/1999GL900105 . S2CID   129937738 .
  6. ^ Jump up to: а б с д и ж Ховард, Тимоти (2011). Корональные выбросы массы: Введение . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 376. Нью-Йорк: Спрингер. дои : 10.1007/978-1-4419-8789-1 . ISBN  978-1-4419-8789-1 .
  7. ^ Jump up to: а б с Виал, Жан-Клод; Энгвольд, Оддбьёрн, ред. (2015). Солнечные протуберанцы . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 415. дои : 10.1007/978-3-319-10416-4 . ISBN  978-3-319-10416-4 . S2CID   241566003 .
  8. ^ Чен, Бин; Бастиан, ТС; Гэри, Делавэр (6 октября 2014 г.). «Прямое свидетельство существования эруптивной веревки магнитного потока, содержащей нити, ведущей к быстрому солнечному корональному выбросу массы» . Астрофизический журнал . 794 (2): 149. arXiv : 1408.6473 . Бибкод : 2014ApJ...794..149C . дои : 10.1088/0004-637X/794/2/149 . S2CID   119207956 .
  9. ^ Jump up to: а б с д Ашванден, Маркус Дж. (2019). Солнечная физика нового тысячелетия . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 458. Чам, Швейцария: Springer International Publishing. дои : 10.1007/978-3-030-13956-8 . ISBN  978-3-030-13956-8 . S2CID   181739975 .
  10. ^ Титов В.С.; Демулен, П. (октябрь 1999 г.). «Базовая топология закрученных магнитных конфигураций в солнечных вспышках» . Астрономия и астрофизика . 351 (2): 707–720. Бибкод : 1999A&A...351..707T .
  11. ^ Нитта, Нариаки В.; Маллиган, Тамита; Килпуа, Эмилия К.Дж.; Линч, Бенджамин Дж.; Мирла, Марилена; О'Кейн, Дженнифер; Пагано, Паоло; Пальмерио, Эрика; Помоэлл, Йенс; Ричардсон, Ян Г.; Родригес, Лучано; Руйяр, Алексис П.; Синха, Сувадип; Шривастава, Нандита; Талпеану, Дана-Камелия; Ярдли, Стефани Л.; Жуков, Андрей Н. (декабрь 2021 г.). «Понимание происхождения проблемных геомагнитных бурь, связанных со «скрытыми» корональными выбросами массы» . Обзоры космической науки . 217 (8): 82. arXiv : 2110.08408 . Бибкод : 2021ССРв..217...82Н . дои : 10.1007/s11214-021-00857-0 . ПМЦ   8566663 . ПМИД   34789949 .
  12. ^ Ховард, Тимоти А.; Харрисон, Ричард А. (июль 2013 г.). «Скрытные корональные выбросы массы: перспектива» . Солнечная физика . 285 (1–2): 269–280. Бибкод : 2013SoPh..285..269H . дои : 10.1007/s11207-012-0217-0 . S2CID   255067586 .
  13. ^ Гопалсвами, Н.; Симодзё, М.; Лу, В.; Яширо, С.; Сибасаки, К.; Ховард, РА (20 марта 2003 г.). «Извержения протуберанцев и корональные выбросы массы: статистическое исследование с использованием микроволновых наблюдений» . Астрофизический журнал . 586 (1): 562–578. Бибкод : 2003ApJ...586..562G . дои : 10.1086/367614 . S2CID   119654267 .
  14. ^ Ченг, JX; Цю, Дж. (2016). «Природа коронального затемнения, связанного со вспышками КВМ» . Астрофизический журнал . 825 (1): 37. arXiv : 1604.05443 . Бибкод : 2016ApJ...825...37C . дои : 10.3847/0004-637X/825/1/37 . S2CID   119240929 .
  15. ^ Хансен, Ричард Т.; Гарсия, Чарльз Дж.; Хансен, Ширли Ф.; Ясукава, Эрик (апрель 1974 г.). «Резкое истощение внутренней короны» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 86 (512): 300. Бибкод : 1974PASP...86..500H . дои : 10.1086/129638 . S2CID   123151593 .
  16. ^ Ваннинатан, Камалам; Верониг, Астрид М.; Диссауэр, Карин; Теммер, Мануэла (2018). «Плазменная диагностика событий коронального затемнения» . Астрофизический журнал . 857 (1): 62. arXiv : 1802.06152 . Бибкод : 2018ApJ...857...62В . дои : 10.3847/1538-4357/aab09a . S2CID   118864203 .
  17. ^ Ховард, штат Техас; ДеФорест, CE (20 июня 2012 г.). «Поверхность Томсона. I. Реальность и миф» (PDF) . Астрофизический журнал . 752 (2): 130. Бибкод : 2012ApJ...752..130H . дои : 10.1088/0004-637X/752/2/130 . S2CID   122654351 . Проверено 9 декабря 2021 г.
  18. ^ Гопалсвами, Н. (январь 2003 г.). «Выбросы корональной массы: инициирование и обнаружение» (PDF) . Достижения в космических исследованиях . 31 (4): 869–881. Бибкод : 2003AdSpR..31..869G . дои : 10.1016/S0273-1177(02)00888-8 . Проверено 27 августа 2021 г.
  19. ^ Яширо, С.; Гопалсвами, Н.; Михалек, Г.; Сир, OC St.; Планкетт, СП; Риш, Северная Каролина; Ховард, РА (июль 2004 г.). «Каталог корональных выбросов массы белого света, наблюдаемых космическим кораблем SOHO» . Журнал геофизических исследований: Атмосфера . 109 (А7). Бибкод : 2004JGRA..109.7105Y . дои : 10.1029/2003JA010282 . Проверено 16 февраля 2022 г.
  20. ^ Манохаран, ПК (май 2006 г.). «Эволюция корональных выбросов массы во внутренней гелиосфере: исследование с использованием белого света и сцинтилляционных изображений». Солнечная физика . 235 (1–2): 345–368. Бибкод : 2006SoPh..235..345M . дои : 10.1007/s11207-006-0100-y . S2CID   122757011 .
  21. ^ Фрайгерр фон Форстнер, Йохан Л.; Го, Цзиннань; Виммер-Швайнгрубер, Роберт Ф.; и др. (январь 2018 г.). «Использование форбуш-понижений для определения времени прохождения ICME, распространяющегося от 1 а.е. до Марса». Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 123 (1): 39–56. arXiv : 1712.07301 . Бибкод : 2018JGRA..123...39F . дои : 10.1002/2017JA024700 . S2CID   119249104 .
  22. ^ Ричардсон, И.Г. (октябрь 2014 г.). «Идентификация межпланетных корональных выбросов массы на Улиссе с использованием множественных сигнатур солнечного ветра». Солнечная физика . 289 (10): 3843–3894. Бибкод : 2014SoPh..289.3843R . дои : 10.1007/s11207-014-0540-8 . S2CID   124355552 .
  23. ^ Уилкинсон, Джон (2012). Новые глаза на Солнце: Путеводитель по спутниковым изображениям и любительским наблюдениям . Спрингер. п. 98. ИСБН  978-3-642-22838-4 .
  24. ^ Вурлидас, А.; Ву, СТ; Ван, АХ; Субраманиан, П.; Ховард, РА (декабрь 2003 г.). «Прямое обнаружение ударной волны, связанной с корональным выбросом массы, на широкоугольных и спектрометрических изображениях в белом свете в эксперименте с коронографом». Астрофизический журнал . 598 (2): 1392–1402. arXiv : astro-ph/0308367 . Бибкод : 2003ApJ...598.1392V . дои : 10.1086/379098 . S2CID   122760120 .
  25. ^ Манчестер, Всемирный банк IV; Гомбоси, Техас; Де Зеув, DL; Соколов, ИВ; Русев, II; и др. (апрель 2005 г.). «Ударная волна выброса корональной массы и структуры оболочки, связанные с ускорением частиц» (PDF) . Астрофизический журнал . 622 (2): 1225–1239. Бибкод : 2005ApJ...622.1225M . дои : 10.1086/427768 . S2CID   67802388 . Архивировано из оригинала (PDF) 5 февраля 2007 года.
  26. ^ Лю, Ин Д.; Луманн, Джанет Г.; Кайдич, Примож; Килпуа, Эмилия К.Дж.; Лугаз, Ноэ; Нитта, Нариаки В.; Мёстль, Кристиан; Лавра, Бенуа; Бэйл, Стюарт Д.; Фарруджа, Чарльз Дж.; Гэлвин, Антуанетта Б. (18 марта 2014 г.). «Наблюдения за экстремальным штормом в межпланетном пространстве, вызванным последовательными выбросами корональной массы». Природные коммуникации . 5 (1): 3481. arXiv : 1405.6088 . Бибкод : 2014NatCo...5.3481L . дои : 10.1038/ncomms4481 . ISSN   2041-1723 . ПМИД   24642508 . S2CID   11999567 .
  27. ^ Теммер, М.; Нитта, Невада (1 марта 2015 г.). «Характер межпланетного распространения быстрого коронального выброса массы 23 июля 2012 г.». Солнечная физика . 290 (3): 919–932. arXiv : 1411.6559 . Бибкод : 2015SoPh..290..919T . дои : 10.1007/s11207-014-0642-3 . ISSN   1573-093X . S2CID   255063438 .
  28. ^ Десаи, Равиндра Т.; Чжан, Хан; Дэвис, Эмма Э.; Ставарц, Джулия Э.; Мико-Гомез, Джоан; Иваньес-Баллестерос, Пилар (29 сентября 2020 г.). «Трехмерное моделирование предварительной подготовки солнечного ветра и межпланетного коронального выброса массы 23 июля 2012 года». Солнечная физика . 295 (9): 130. arXiv : 2009.02392 . Бибкод : 2020SoPh..295..130D . дои : 10.1007/s11207-020-01700-5 . ISSN   1573-093X . S2CID   221516966 .
  29. ^ Сиота, Д.; Катаока, Р. (февраль 2016 г.). «Магнитогидродинамическое моделирование межпланетного распространения множественных корональных выбросов массы с внутренним магнитным жгутом (Susanoo-CME): развитие модели Susanoo-CME» . Космическая погода . 14 (2): 56–75. дои : 10.1002/2015SW001308 . S2CID   124227937 .
  30. ^ Сколини, Камилла; Шане, Эммануэль; Теммер, Мануэла; Килпуа, Эмилия К.Дж.; Диссауэр, Карин; Верониг, Астрид М.; Пальмерио, Эрика; Помоэлл, Йенс; Думбович, Матея; Го, Цзиннань; Родригес, Лучано; Поедтс, Стефан (24 февраля 2020 г.). «Взаимодействие КВМ-КВМ как источники геоэффективности КВМ: формирование сложного выброса и интенсивной геомагнитной бури в начале сентября 2017 г.» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 247 (1): 21. arXiv : 1911.10817 . Бибкод : 2020ApJS..247...21S . дои : 10.3847/1538-4365/ab6216 . S2CID   208268241 .
  31. ^ Цурутани, Б.Т. (2003). «Сильнейшая магнитная буря 1–2 сентября 1859 г.» . Журнал геофизических исследований . 108 (A7): 1268. Бибкод : 2003JGRA..108.1268T . дои : 10.1029/2002JA009504 . ISSN   0148-0227 .
  32. ^ Хаякава, Хисаси; Ивахаси, Киёми; Эбихара, Юске; Тамадзава, Харуфуми; Сибата, Казунари; Книпп, Делорес Дж.; Кавамура, Акито Д.; Хаттори, Кентаро; Масе, Кумико; Наканиси, Ичиро; Исобе, Хироаки (29 ноября 2017 г.). «Длительные экстремальные магнитные бури в 1770 году, обнаруженные в исторических документах» . Астрофизический журнал . 850 (2): Л31. arXiv : 1711.00690 . Бибкод : 2017ApJ...850L..31H . дои : 10.3847/2041-8213/aa9661 . S2CID   119098402 .
  33. ^ Коэн, Дж.Дж.; Десаи, RT; Дэвис, Э.Э.; Форсайт, Р.Дж.; Иствуд, Япония; Поедтс, С. (1 декабря 2022 г.). «Последовательные взаимодействующие выбросы корональной массы: как создать идеальный шторм» . Астрофизический журнал . 941 (2): 139. arXiv : 2211.05899 . Бибкод : 2022ApJ...941..139K . дои : 10.3847/1538-4357/aca28c . ISSN   0004-637X . S2CID   253498895 .
  34. ^ Бурлага, Л. Ф., Э. Ситтлер, Ф. Мариани и Р. Швенн, «Магнитная петля за межпланетным ударом: наблюдения Вояджера, Гелиоса и IMP-8» в Журнале геофизических исследований , 86, 6673, 1981.
  35. ^ Бурлага, Л. Ф. и др., «Магнитное облако и корональный выброс массы» в Geophysical Research Letters , 9, 1317–1320, 1982.
  36. ^ Леппинг, Р.П. и др. «Структура магнитного поля межпланетных магнитных облаков на расстоянии 1 а.е.» в Journal of Geophysical Research , 95, 11957–11965, 1990.
  37. ^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2007). Введение в современную астрофизику . Сан-Франциско: Аддисон-Уэсли. п. 390. ИСБН  978-0-8053-0402-2 .
  38. ^ Бейкер, Дэниел Н.; и др. (2008). Суровые явления космической погоды – понимание социальных и экономических последствий: отчет о семинаре . Пресса национальных академий . п. 77. дои : 10.17226/12507 . ISBN  978-0-309-12769-1 . Эти оценки показывают, что сильные геомагнитные бури создают риск долгосрочных отключений электроэнергии на основных участках энергосистемы Северной Америки. Джон Каппенман заметил, что анализ показывает «не только возможность крупномасштабных отключений электроэнергии, но, что еще более тревожно, ... возможность необратимого ущерба, который может привести к чрезвычайно длительному времени восстановления».
  39. ^ Jump up to: а б Морринг, Фрэнк младший (14 января 2013 г.). «Крупное солнечное событие может разрушить энергосистему» ​​. Неделя авиации и космических технологий . стр. 49–50. Но самый серьезный потенциальный ущерб связан с трансформаторами, которые поддерживают необходимое напряжение для эффективной передачи электроэнергии по сети.
  40. ^ Роуз, округ Колумбия; Зиауддин, Сайед (июнь 1962 г.). «Эффект поглощения полярной шапки» . Обзоры космической науки . 1 (1): 115–134. Бибкод : 1962ССРв....1..115Р . дои : 10.1007/BF00174638 . S2CID   122220113 . Проверено 14 февраля 2021 г.
  41. ^ Ривз, Джорджия; МакАдамс, КЛ; Фридель, RHW; О'Брайен, TP (27 мая 2003 г.). «Ускорение и потеря релятивистских электронов во время геомагнитных бурь» . Геофиз. Рез. Летт . 30 (10): 1529. Бибкод : 2003GeoRL..30.1529R . дои : 10.1029/2002GL016513 . S2CID   130255612 .
  42. ^ Похотелов Д.; Рэй, Эй Джей; Мерфи, КР; Манн, ИК; Озеке, Л. (21 ноября 2016 г.). «Воздействие мощности УНЧ-волн на электроны релятивистского радиационного пояса: геомагнитная буря 8–9 октября 2012 г.» . Дж. Геофиз. Рез . 121 (12): 11766–11779. Бибкод : 2016JGRA..12111766P . дои : 10.1002/2016JA023130 . S2CID   15557426 .
  43. ^ Уэбб, Дэвид Ф.; Ховард, Тимоти А. (2012). «Корональные выбросы массы: наблюдения» . Живые обзоры по солнечной физике . 9 (1): 3. Бибкод : 2012LRSP....9....3W . дои : 10.12942/lrsp-2012-3 . S2CID   124744655 .
  44. ^ Шен, Чэнлун; Ван, Юмин; Пан, Цзунхао; Мяо, Бин; Йе, Пинчжун; Ван, С. (июль 2014 г.). «Выбросы корональной массы с полным гало: прибытие на Землю» . Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 119 (7): 5107–5116. arXiv : 1406.4589 . Бибкод : 2014JGRA..119.5107S . дои : 10.1002/2014JA020001 . S2CID   119118259 . Проверено 10 августа 2022 г.
  45. ^ Моринья, Дэвид; Серра, Изабель; Пуиг, Педро; Коррал, Альваро (20 февраля 2019 г.). «Оценка вероятности геомагнитной бури типа Кэррингтона» . Научные отчеты . 9 (1): 2393. Бибкод : 2019НатСР...9.2393М . дои : 10.1038/s41598-019-38918-8 . ПМК   6382914 . ПМИД   30787360 .
  46. ^ Ховард, Рассел А. (октябрь 2006 г.). «Исторический взгляд на корональные выбросы массы» (PDF) . Солнечные извержения и энергетические частицы . Серия геофизических монографий. Том. 165. Американский геофизический союз. п. 7. Бибкод : 2006GMS...165....7H . дои : 10.1029/165GM03 . ISBN  978-1-118-66620-3 .
  47. ^ Ховард, Рассел А. (1999). «Некролог: Гюнтер Э. Брюкнер, 1934–1998». Бюллетень Американского астрономического общества . 31 (5): 1596. Бибкод : 1999BAAS...31.1596H .
  48. ^ «Космический корабль снимет фильм «Солнце в 3D» . Новости Би-би-си . 26 октября 2006 г.
  49. ^ «СТЕРЕО» . НАСА.
  50. ^ Филлипс, Тони (23 июля 2014 г.). «Почти мисс: Солнечная супербуря в июле 2012 года» . НАСА . Проверено 26 июля 2014 г.
  51. ^ «ScienceCasts: CME класса Кэррингтона едва не пролетает мимо Земли» . YouTube.com . НАСА. 28 апреля 2014 г. Архивировано из оригинала 12 декабря 2021 г. . Проверено 26 июля 2014 г.
  52. ^ Витассе, О.; Санчес-Кано, Б.; Мэйс, МЛ; Кайдич, П.; Опгенорт, Х.; и др. (14 августа 2017 г.). «Межпланетный корональный выброс массы, наблюдаемый на STEREO-A, Марсе, комете 67P/Чурюмова-Герасименко, Сатурне и аппарате «Новые горизонты» на пути к Плутону: сравнение его форбуш-падений на расстоянии 1,4, 3,1 и 9,9 а.е.» . Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 122 (8): 7865–7890. Бибкод : 2017JGRA..122.7865W . дои : 10.1002/2017JA023884 . hdl : 10044/1/57483 .
  53. ^ «Отслеживание солнечного извержения в Солнечной системе» . СпейсДейли . 17 августа 2017 года . Проверено 22 августа 2017 г.
  54. ^ Корхонен, Хайди; Вида, Кристиан; Лейцингер, Мартин; и др. (20 декабря 2016 г.). «Охота на звездные корональные выбросы массы». Труды Международного астрономического союза . 12 : 198–203. arXiv : 1612.06643 . дои : 10.1017/S1743921317003969 . S2CID   119459397 .
  55. ^ Jump up to: а б Вида, К.; Крискович, Л.; Ола, К.; и др. (май 2016 г.). «Исследование магнитной активности в очень стабильных магнитных полях звезд. Долгосрочное фотометрическое и спектроскопическое исследование полностью конвективного карлика M4 V374 Pegasi». Астрономия и астрофизика . 590 . А11. arXiv : 1603.00867 . Бибкод : 2016A&A...590A..11V . дои : 10.1051/0004-6361/201527925 . S2CID   119089463 .
  56. ^ Лейцингер, М.; Одерт, П.; Рибас, И.; и др. (декабрь 2011 г.). «Поиск признаков звездных выбросов массы по FUV-спектрам» . Астрономия и астрофизика . 536 . А62. Бибкод : 2011A&A...536A..62L . дои : 10.1051/0004-6361/201015985 .
  57. ^ Удебин, ER; Фоинг, Б.Х.; Родоно, М. (ноябрь 1990 г.). «Динамика вспышек на звездах dMe поздних типов: I. Вспышечные выбросы массы и звездная эволюция». Астрономия и астрофизика . 238 (1–2): 249–255. Бибкод : 1990A&A...238..249H .
  58. ^ Лейцингер, М.; Одерт, П.; Рибас, И.; Хансльмайер, А.; Ламмер, Х.; Ходаченко М.Л.; Загарашвили, ТВ; Ракер, ХО (1 декабря 2011 г.). «Поиск признаков звездных выбросов массы по FUV-спектрам» . Астрономия и астрофизика . 536 : А62. Бибкод : 2011A&A...536A..62L . дои : 10.1051/0004-6361/201015985 . ISSN   0004-6361 .
  59. ^ Аргироффи, К.; Реале, Ф.; Дрейк, Джей-Джей; Чиаравелла, А.; Теста, П.; Бонито, Р.; Мичели, М.; Орландо, С.; Перес, Г. (1 мая 2019 г.). «Звездная вспышка-корональный выброс массы, обнаруженный движениями рентгеновской плазмы» . Природная астрономия . 3 : 742–748. arXiv : 1905.11325 . Бибкод : 2019НатАс...3..742А . дои : 10.1038/s41550-019-0781-4 . ISSN   2397-3366 . S2CID   166228300 .
  60. ^ Чен, Хэчао; Тянь, Хуэй; Ли, Хао; Ван, Цзяньго; Лу, Хунпэн; Сюй, Ю; Хоу, Чжэнюн; У, Юйчуань (1 июля 2022 г.). «Обнаружение вспышечных потоков плазмы в короне EV Lac с помощью рентгеновской спектроскопии» . Астрофизический журнал . 933 (1): 92. arXiv : 2205.14293 . Бибкод : 2022ApJ...933...92C . дои : 10.3847/1538-4357/ac739b . ISSN   0004-637X . S2CID   250670572 .
  61. ^ Верониг, Астрид М.; Одерт, Петра; Лейцингер, Мартин; Диссауэр, Карин; Флек, Николаус К.; Хадсон, Хью С. (1 января 2021 г.). «Признаки звездных корональных выбросов массы через корональные затемнения» . Природная астрономия . 5 (7): 697–706. arXiv : 2110.12029 . Бибкод : 2021НатАс...5..697В . дои : 10.1038/s41550-021-01345-9 . ISSN   2397-3366 . S2CID   236620701 .
  62. ^ Лейцингер, М.; Одерт, П.; Греймель, Р.; и др. (сентябрь 2014 г.). «Поиск вспышек и выбросов массы на молодых звездах поздних типов в рассеянном скоплении Бланко-1» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 443 (1): 898–910. arXiv : 1406.2734 . Бибкод : 2014MNRAS.443..898L . дои : 10.1093/mnras/stu1161 . S2CID   118587398 .
  63. ^ Одерт, П.; Лейцингер, М.; Гюнтер, EW; Хайнцель, П. (1 мая 2020 г.). «Звездные корональные выбросы массы - II. Ограничения спектроскопических наблюдений» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 494 (3): 3766–3783. arXiv : 2004.04063 . Бибкод : 2020MNRAS.494.3766O . дои : 10.1093/mnras/staa1021 . ISSN   0035-8711 .

Дальнейшее чтение

[ редактировать ]

Книги

[ редактировать ]
  • Гопалсвами, Начимутуконар; Мевальдт, Ричард; Торсти, Ярмо (2006). Гопалсвами, Начимутуконар; Мевальдт, Ричард А.; Торсти, Ярмо (ред.). Солнечные извержения и энергетические частицы . Серия геофизических монографий. Том. 165. Вашингтон, округ Колумбия: Американский геофизический союз. Бибкод : 2006GMS...165.....G . дои : 10.1029/GM165 . ISBN  0-87590-430-0 .

Интернет-статьи

[ редактировать ]
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы по теме коронального выброса массы .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Coronal_mass_ejection&oldid=1238117929"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: ea097f225ce171e06e262564db529e69__1722569280
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/ea/69/ea097f225ce171e06e262564db529e69.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Coronal mass ejection - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)