الفلك

هل يشمل القذف الكتلي الإكليلي إشعاعًا بأطوال موجية بصرية؟

هل يشمل القذف الكتلي الإكليلي إشعاعًا بأطوال موجية بصرية؟


We are searching data for your request:

Forums and discussions:
Manuals and reference books:
Data from registers:
Wait the end of the search in all databases.
Upon completion, a link will appear to access the found materials.

من المعروف أنه خلال التوهج الشمسي / النجمي ، يتم إطلاق البلازما من هالة النجم في الفضاء ، وتنتقل ببطء نسبيًا.

في حالة افتراضية ، هل تتكون الكتلة الإكليلية أيضًا من إشعاع كهرومغناطيسي ضمن الأطوال الموجية الضوئية؟ وإذا كان الأمر كذلك ، فهل من الممكن مراقبة القذف الكتلي الإكليلي القادم من الأرض / سطح الأرض قبل أن يقترب؟


تتكون المقذوفات الكتلية التاجية من بلازما ساخنة جدًا ولكنها رقيقة. هم ضعيف جدا ستهيمن على الانبعاث الجوهري خطوط الأشعة فوق البنفسجية والأشعة السينية وسلسلة الإشعاع المتواصل. يوجد القليل جدًا من الإشعاع الضوئي.

ومع ذلك ، يمكن رصد CMEs ويتم مراقبتها بأطوال موجية بصرية باستخدام الضوء الذي يقومون به مبعثر من الشمس. هذه العملية هي تشتت طومسون من الإلكترونات الحرة في البلازما. يتم ذلك عن طريق المركبات الفضائية لأن الغلاف الجوي للأرض يجعل من الصعب للغاية تحقيق التباين الضروري لمراقبة الضوء المنتشر بالقرب من الشمس (باستثناء أثناء الكسوف الكلي للشمس).

يستغرق CME يومين للانتقال من الشمس إلى الأرض ويمكن أن تعطي هذه المراقبة "تنبؤات بالطقس الفضائي" مرتبطة بظواهر الغلاف المغناطيسي الناتجة عن تأثير الكواكب الكبيرة الحجم.

يظهر أدناه مثال للصورة التي تم التقاطها بواسطة مصور الضوء الأبيض LASCO على متن المركبة الفضائية SOHO. كل شيء هنا يُرى في الضوء المتناثر. الشمس محجوبة بقرص خفي ، لقد اخترت مثالا يظهر اندلاع الانفجار CME.


يمكننا أن نرى الهالة بشكل طبيعي عن طريق حجب الجسم الرئيسي للشمس (فكر أثناء الكسوف) لذا سأفترض نعم؟ باستثناء الشمس شديدة السطوع في الطول الموجي البصري ، سيكون من الصعب رؤيتها


نعم ، من الممكن رؤية انبعاث الكتلة في الهالة ليس فقط أثناء الكسوف ولكن أيضًا عن طريق أداة تسمى Coronograph التي تحجب ضوء الفوتوسفير.


ما هي التوهجات الشمسية والانبعاثات الكتلية الإكليلية؟

يقول دكتور آرت بولند ، عالم الفيزياء الفلكية ، إن كل من التوهجات الشمسية والانبعاثات الكتلية الإكليلية هي نتيجة النشاط المغناطيسي على الشمس. ما هو الفرق الأساسي بين الظاهرتين؟

تتطور التوهجات الشمسية بسرعة أكبر، مع طاقة أكثر بكثير من القذف الكتلي الإكليلي.

التوهجات الشمسية لها درجات حرارة عالية جدا. يطلقون الطاقة في أي أجزاء عالية التردد من الطيف الكهرومغناطيسي؟

يمكن أن تنتج التوهجات الشمسية الأشعة السينية وحتى أشعة غاما.

ما مدى سرعة انتقال الجسيمات في القذف الكتلي الإكليلي؟

جدا! تنتقل المادة الموجودة في القذف الكتلي الإكليلي عند حوالي 200-1000 كيلومتر في الثانية (124-621 ميل في الثانية).

ما هي الظاهرة المحلقة التي تعتقد أنها تنتج أقصر أطوال موجية؟

مشاعل شمسية عادة ما تنتج أطوال موجية أقصر ، بما في ذلك في بعض الأحيان أشعة جاما. أشعة جاما عالية التردد وقصيرة الموجة هي أكثر أنواع الإشعاع نشاطًا في الكون.

تستغرق سحابة المواد الناتجة عن القذف الكتلي الإكليلي حوالي يومين للوصول إلى الغلاف المغناطيسي للأرض والتفاعل معه. ما هي الظواهر المرتبطة بهذا التفاعل؟

الشفق القطبي الشمالي والجنوبي (الشفق القطبي و الشفق القطبي) غالبًا ما ترتبط بالقذف الكتلي الإكليلي. قد تكون القذف الكتلي الإكليلي أيضًا يعطل إشارات الراديو والأقمار الصناعيةوحتى تتداخل مع شبكات الطاقة الكهربائية على الارض.

الشخص الذي يدرس العلاقة بين المادة والطاقة والحركة والقوة خارج الغلاف الجوي للأرض.

انفجار هائل للرياح الشمسية والجسيمات المشحونة الأخرى.

إشعاع كهرومغناطيسي عالي التردد.

القوة التي بواسطتها تجذب الأشياء أو تتنافر.

المجال المغناطيسي المحيط بالكوكب.

انفجار في الغلاف الجوي للشمس ، والذي يطلق دفقة من الطاقة وجزيئات مشحونة في النظام الشمسي.

نجم في مركز نظامنا الشمسي.

الإشعاع في الطيف الكهرومغناطيسي بطول موجي قصير جدًا وطاقة عالية جدًا.

اعتمادات وسائل الإعلام

يتم تسجيل الصوت والرسوم التوضيحية والصور ومقاطع الفيديو أسفل أصول الوسائط ، باستثناء الصور الترويجية ، والتي ترتبط بشكل عام بصفحة أخرى تحتوي على رصيد الوسائط. صاحب الحقوق لوسائل الإعلام هو الشخص أو المجموعة التي يُنسب لها الفضل.

مصور فيديو

منتج

كاريل سو ، الجمعية الجغرافية الوطنية

التحديث الاخير

للحصول على معلومات حول أذونات المستخدم ، يرجى قراءة شروط الخدمة الخاصة بنا. إذا كانت لديك أسئلة حول كيفية الاستشهاد بأي شيء على موقعنا الإلكتروني في مشروعك أو عرضك التقديمي في الفصل ، يرجى الاتصال بمعلمك. سيعرفون بشكل أفضل التنسيق المفضل. عندما تصل إليهم ، ستحتاج إلى عنوان الصفحة وعنوان URL وتاريخ وصولك إلى المورد.

وسائط

إذا كان أحد أصول الوسائط قابلاً للتنزيل ، فسيظهر زر التنزيل في زاوية عارض الوسائط. إذا لم يظهر أي زر ، فلا يمكنك تنزيل الوسائط أو حفظها.

النص الموجود في هذه الصفحة قابل للطباعة ويمكن استخدامه وفقًا لشروط الخدمة الخاصة بنا.

التفاعلات

لا يمكن تشغيل أي تفاعلات على هذه الصفحة إلا أثناء زيارتك لموقعنا على الويب. لا يمكنك تنزيل المواد التفاعلية.

موارد ذات الصلة

بناء عارض كسوف الشمس

يستخدم الطلاب العناصر اليومية لبناء عارض كسوف الشمس. يستخدمونها لفحص الهالة الشمسية والعواصف القادمة من الشمس ، مثل التوهجات الشمسية والانبعاثات الجماعية الإكليلية (CMEs).

الخلايا الشمسية: كيف تعمل الألواح الشمسية

تستخدم الخلايا الشمسية ضوء الشمس لتوليد الطاقة. يزيد التنسيب المناسب للخلايا الشمسية من إنتاجية الطاقة.

كتلة هوائية

دخول موسوعي. الكتلة الهوائية هي كمية كبيرة من الهواء في الغلاف الجوي تكون في الغالب موحدة في درجة الحرارة والرطوبة. يمكن أن تمتد الكتل الهوائية لآلاف الكيلومترات في أي اتجاه ، ويمكن أن تصل من مستوى الأرض إلى الستراتوسفير - 16 كيلومترًا (10 أميال) في الغلاف الجوي.

موارد ذات الصلة

بناء عارض كسوف الشمس

يستخدم الطلاب العناصر اليومية لبناء عارض كسوف الشمس. يستخدمونها لفحص الهالة الشمسية والعواصف القادمة من الشمس ، مثل التوهجات الشمسية والانبعاثات الجماعية الإكليلية (CMEs).

الخلايا الشمسية: كيف تعمل الألواح الشمسية

تستخدم الخلايا الشمسية ضوء الشمس لتوليد الطاقة. يزيد التنسيب المناسب للخلايا الشمسية من إنتاجية الطاقة.

كتلة هوائية

دخول موسوعي. الكتلة الهوائية هي كمية كبيرة من الهواء في الغلاف الجوي تكون في الغالب موحدة في درجة الحرارة والرطوبة. يمكن أن تمتد الكتل الهوائية لآلاف الكيلومترات في أي اتجاه ، ويمكن أن تصل من مستوى الأرض إلى الستراتوسفير - 16 كيلومترًا (10 أميال) في الغلاف الجوي.


ما هي التوهجات الشمسية والانبعاثات الكتلية الإكليلية؟

يقول الدكتور آرت بولند ، عالم الفيزياء الفلكية ، إن كل من التوهجات الشمسية والانبعاثات الكتلية الإكليلية هي نتيجة النشاط المغناطيسي على الشمس. ما هو الفرق الأساسي بين الظاهرتين؟

تتطور التوهجات الشمسية بسرعة أكبر، مع طاقة أكثر بكثير من المقذوفات الكتلية الإكليلية.

التوهجات الشمسية لها درجات حرارة عالية جدا. يطلقون الطاقة في أي أجزاء عالية التردد من الطيف الكهرومغناطيسي؟

يمكن أن تنتج التوهجات الشمسية الأشعة السينية وحتى أشعة غاما.

ما مدى سرعة انتقال الجسيمات في القذف الكتلي الإكليلي؟

جدا! تنتقل المادة الموجودة في القذف الكتلي الإكليلي عند حوالي 200-1000 كيلومتر في الثانية (124-621 ميل في الثانية).

ما هي الظاهرة المحلقة التي تعتقد أنها تنتج أقصر أطوال موجية؟

مشاعل شمسية عادة ما تنتج أطوال موجية أقصر ، بما في ذلك في بعض الأحيان أشعة جاما. أشعة جاما عالية التردد وقصيرة الموجة هي أكثر أنواع الإشعاع نشاطًا في الكون.

تستغرق سحابة المواد الناتجة عن القذف الكتلي الإكليلي حوالي يومين للوصول إلى الغلاف المغناطيسي للأرض والتفاعل معه. ما هي الظواهر المرتبطة بهذا التفاعل؟

الشفق القطبي الشمالي والجنوبي (الشفق القطبي و الشفق القطبي) غالبًا ما ترتبط بالقذف الكتلي الإكليلي. قد تكون القذف الكتلي الإكليلي أيضًا يعطل إشارات الراديو والأقمار الصناعيةوحتى تتداخل مع شبكات الطاقة الكهربائية على الارض.

الشخص الذي يدرس العلاقة بين المادة والطاقة والحركة والقوة خارج الغلاف الجوي للأرض.

انفجار هائل للرياح الشمسية والجسيمات المشحونة الأخرى.

إشعاع كهرومغناطيسي عالي التردد.

القوة التي بواسطتها تجذب الأشياء أو تتنافر.

المجال المغناطيسي المحيط بالكوكب.

انفجار في الغلاف الجوي للشمس ، والذي يطلق دفقة من الطاقة وجزيئات مشحونة في النظام الشمسي.

نجم في مركز نظامنا الشمسي.

الإشعاع في الطيف الكهرومغناطيسي بطول موجي قصير جدًا وطاقة عالية جدًا.

اعتمادات وسائل الإعلام

يتم تسجيل الصوت والرسوم التوضيحية والصور ومقاطع الفيديو أسفل أصول الوسائط ، باستثناء الصور الترويجية ، والتي ترتبط بشكل عام بصفحة أخرى تحتوي على رصيد الوسائط. صاحب الحقوق لوسائل الإعلام هو الشخص أو المجموعة التي يُنسب لها الفضل.

مصور فيديو

منتج

كاريل سو ، الجمعية الجغرافية الوطنية

التحديث الاخير

للحصول على معلومات حول أذونات المستخدم ، يرجى قراءة شروط الخدمة الخاصة بنا. إذا كانت لديك أسئلة حول كيفية الاستشهاد بأي شيء على موقعنا الإلكتروني في مشروعك أو عرضك التقديمي في الفصل ، يرجى الاتصال بمعلمك. سيعرفون بشكل أفضل التنسيق المفضل. عندما تصل إليهم ، ستحتاج إلى عنوان الصفحة وعنوان URL وتاريخ وصولك إلى المورد.

وسائط

إذا كان أحد أصول الوسائط قابلاً للتنزيل ، فسيظهر زر التنزيل في زاوية عارض الوسائط. إذا لم يظهر أي زر ، فلا يمكنك تنزيل الوسائط أو حفظها.

النص الموجود في هذه الصفحة قابل للطباعة ويمكن استخدامه وفقًا لشروط الخدمة الخاصة بنا.

التفاعلات

لا يمكن تشغيل أي تفاعلات على هذه الصفحة إلا أثناء زيارتك لموقعنا على الويب. لا يمكنك تنزيل المواد التفاعلية.

موارد ذات الصلة

بناء عارض كسوف الشمس

يستخدم الطلاب العناصر اليومية لبناء عارض كسوف الشمس. يستخدمونها لفحص الهالة الشمسية والعواصف القادمة من الشمس ، مثل التوهجات الشمسية والانبعاثات الجماعية الإكليلية (CMEs).

الخلايا الشمسية: كيف تعمل الألواح الشمسية

تستخدم الخلايا الشمسية ضوء الشمس لتوليد الطاقة. يزيد التنسيب المناسب للخلايا الشمسية من إنتاجية الطاقة.

كتلة هوائية

دخول موسوعي. الكتلة الهوائية هي كمية كبيرة من الهواء في الغلاف الجوي تكون في الغالب موحدة في درجة الحرارة والرطوبة. يمكن أن تمتد الكتل الهوائية لآلاف الكيلومترات في أي اتجاه ، ويمكن أن تصل من مستوى الأرض إلى الستراتوسفير - 16 كيلومترًا (10 أميال) في الغلاف الجوي.

موارد ذات الصلة

بناء عارض كسوف الشمس

يستخدم الطلاب العناصر اليومية لبناء عارض كسوف الشمس. يستخدمونها لفحص الهالة الشمسية والعواصف القادمة من الشمس ، مثل التوهجات الشمسية والانبعاثات الجماعية الإكليلية (CMEs).

الخلايا الشمسية: كيف تعمل الألواح الشمسية

تستخدم الخلايا الشمسية ضوء الشمس لتوليد الطاقة. يزيد التنسيب المناسب للخلايا الشمسية من إنتاجية الطاقة.

كتلة هوائية

دخول موسوعي. الكتلة الهوائية هي كمية كبيرة من الهواء في الغلاف الجوي تكون في الغالب موحدة في درجة الحرارة والرطوبة. يمكن أن تمتد الكتل الهوائية لآلاف الكيلومترات في أي اتجاه ، ويمكن أن تصل من مستوى الأرض إلى الستراتوسفير - 16 كيلومترًا (10 أميال) في الغلاف الجوي.


العنوان: قسم الطاقة المغناطيسية بين خروج الكتلة التاجية والتوهج من AR 11283

في 6 سبتمبر 2011 ، لوحظ توهج من الفئة X وهالة طرد كتلة إكليلية (CME) من الأرض تندلع من نفس المنطقة النشطة AR 11283. وقد تم فحص قسم الطاقة المغناطيسية بينهما. تم استخدام الرسوم المغناطيسية المتجهة SDO / HMI للحصول على المجال المغناطيسي الإكليلي باستخدام طريقة استقراء المجال الخالي من القوة غير الخطية (NLFFF). تم حساب الطاقات المغناطيسية الحرة قبل التوهج وبعده لتقدير الطاقة المحررة المتاحة لتشغيل التوهج و CME. بالنسبة لطاقة التوهج ، تم اشتقاق الطاقات الحرارية وغير الحرارية باستخدام بيانات RHESSI و GOES. للحصول على الإخراج الإشعاعي ، تم استخدام بيانات SDO / EVE في النطاق الموجي 0.1-37 نانومتر. لقد أعدنا بناء المحيط ثلاثي الأبعاد (3D) من CME من صور الكوروناجراف التي لاحظتها STEREO-A و B و SOHO. ثم استندت حسابات الكتلة إلى هندسة أكثر دقة لتشتت طومسون. استفاد التقدير اللاحق للطاقات الحركية والمحتملة لـ CME من الكتلة الأكثر دقة ، والارتفاع والسرعة في إطار ثلاثي الأبعاد. تبلغ الطاقة المغناطيسية الحرة الصادرة عن نموذج NLFFF حوالي 6.4 علامة الضرب 10 erg ، والتي لها حد أعلى محتمل قدره 1.8 علامة الضرب 10 إرغ. الطاقات الحرارية وغير الحرارية هي أقل من الناتج الإشعاعي 2.2. erg من SDO / EVE لهذا الحدث. من المحتمل أن يكون إجمالي الإشعاع الذي يغطي الطيف الشمسي بأكمله أكبر بضع مرات. يمكن أن يرتفع مجموع الطاقة الحركية والطاقة الكامنة لـ CME إلى 6.5 علامة الضرب 10 إرغ. لذلك ، فإن الطاقة الحرة قادرة على تشغيل التوهج و CME في AR 11283. ضمن حالة عدم اليقين ، قد يستهلك التوهج و CME كمية مماثلة من الطاقة الحرة. وقوو أقل


مناخ الفضاء

يوفر برنامج NSO الشامل المتكامل البيانات لهذا الغرض بالذات من مرافق GONG. تنتج GONG ملاحظات عن المجال المغناطيسي للشمس ، وكثافة الشمس في الخط الطيفي H-α ، وموقع البقع الشمسية على الجانب الآخر من الشمس عبر علم الشمس. يتم إرسال هذه البيانات إلى مركز التنبؤ بالطقس الفضائي NOAA والقوات الجوية الأمريكية ووكالة ناسا حيث يتم استخدامها للتنبؤ بأحداث مثل العواصف المغناطيسية الأرضية.

ما هو طقس الفضاء؟

طقس الفضاء هو المصطلح المستخدم لوصف العمليات الفيزيائية والأحداث التي أ) تحدث في الفضاء بين الكواكب و ب) يمكن أن تؤثر سلبًا على تقنيتنا هنا على الأرض. ترجع أصول طقس الفضاء إلى الشمس ، حيث تحدث أحداث متفجرة شديدة النشاط على شكل توهجات وانبعاثات جماعية إكليلية (CMEs). تقذف هذه الأحداث الجسيمات المشحونة كهربائيًا والإشعاع في الغلاف الشمسي ، وهي منطقة الفضاء المحيطة بالشمس بما في ذلك كواكب النظام الشمسي. عندما تضرب المقذوفات الناتجة عن النشاط الشمسي الأرض ، يمكن أن تكون هناك عدة عواقب اعتمادًا على التفاصيل المادية لما تم طرده ، وعندما يصل إلى كوكبنا ، والمنطقة المتضررة. إحدى هذه النتائج ، الشفق القطبي ، جميلة لكن العواقب الأخرى ليست كثيرة. وتشمل هذه الخسائر في الاتصالات السلكية واللاسلكية ، والأخطاء المتزايدة في أنظمة الملاحة ، وتلف الأقمار الصناعية ، والتعرض للإشعاع لرواد الفضاء وركاب الطائرة وطاقمها ، وتعطيل العمليات العسكرية وانقطاع التيار الكهربائي على نطاق واسع.

في حين أنه من غير المرجح أن تحدث كل هذه التأثيرات مع حدث واحد لطقس الفضاء ، فقد حدثت كل هذه العواقب في الماضي. كان أكبر حدث معروف لطقس الفضاء يؤثر على المجتمع هو حدث كارينغتون الذي وقع في 1 و 2 سبتمبر 1859. كان هذا أيضًا أول حدث للطقس الفضائي يتم ملاحظته وكان عبارة عن دوزية - تم تسخين معدات التلغراف في إنجلترا بواسطة الكهرباء التي يولدها الحدث في أسلاك التلغراف ، لدرجة أن بعض المكاتب اضطرت إلى إطفاء الحرائق الصغيرة. منذ ذلك الوقت كانت هناك أحداث أخرى على الشمس كان من الممكن أن تكون مدمرة للغاية ولكن لحسن الحظ (بالنسبة لنا) حدثت في مواقع شمسية حيث لم تصطدم مقذوفاتهم بالأرض.

يتكون الحدث البركاني الشمسي من ظاهرتين: 1) "الانبعاث الكتلي الإكليلي" ، وهو انفجار من الجسيمات المشحونة (مع الكتلة) والمجالات المغناطيسية من الشمس و 2) "التوهج" ، وهو انفجار الإشعاع الكهرومغناطيسي ("فوتونات" بدون شحنة أو كتلة). في بعض الأحيان ، يحدث التوهج دون وجود نظير لطرد الكتلة الإكليلية ، ولكنه يحدث في الغالب جنبًا إلى جنب عندما تكون التوهجات كبيرة. تحدث الأحداث البركانية الشمسية عندما تصبح الحقول المغناطيسية على سطح الشمس مشدودة وملتوية مثل الشريط المطاطي ، وسوف ينفجر الحقل فجأة ويطلق طاقة هائلة في وقت قصير (دقائق إلى ساعات).

يتأثر طقس الفضاء لدينا بشكل مختلف بالتوهجات والانبعاثات الكتلية الإكليلية. أولاً ، تصل الأشعة السينية المتوهجة إلى الأرض بعد ثماني دقائق من حدوث التوهج على الشمس لأن الأشعة السينية تنتقل بسرعة الضوء. يمكن أن تسبب هذه الأشعة السينية اضطرابات في الغلاف الجوي العلوي للأرض (في

80 كم ، أعلى بكثير من الارتفاع حيث تتحرك الطائرات على بعد 10 كم) ، مما قد يتسبب في انقطاع التيار اللاسلكي ويؤثر على بعض أنواع الاتصالات اللاسلكية العسكرية العالمية (على سبيل المثال ، مع الغواصات) ومراقبة الحركة الجوية. يمكن للأشعة السينية المنبعثة من التوهج أيضًا تسخين الغلاف الجوي العلوي للأرض ، مما يؤدي إلى انتفاخه ، مما يؤدي إلى سحب غير مرغوب فيه على الأقمار الصناعية. ثانيًا ، تأتي الجسيمات المشحونة (معظمها من البروتونات) والتي عادة ما تتكاثف بين 2-12 ساعة بعد بدء التوهج. تتدفق هذه الجسيمات المشحونة نحو الأرض بسرعة قريبة (ولكن أقل من) من الضوء لأنها أعطيت دفعة هائلة في طاقتها مع اندلاع القذف الكتلي الإكليلي من الشمس. بفضل المجال المغناطيسي للأرض ، يتم احتجاز معظم الجسيمات المشحونة وإعادة توجيهها إلى القطبين الشمالي والجنوبي. حوالي 18 ساعة إلى يوم ونصف بعد التوهج ، اصطدمت المجالات المغناطيسية والصدمة من طرد الكتلة الإكليلية نفسها بالمجال المغناطيسي للأرض (إذا تم توجيهها إلينا) مما يخلق تيارات في الأرض ، والتي يمكن أن تفرط في تحميل الشبكة الكهربائية إذا كانت قوية بدرجة كافية . أخيرًا ، الشفق القطبي الجميل (أو "الأضواء الشمالية / الجنوبية") يحدث بسبب هذا التأثير الناتج عن الانبعاث الكتلي الإكليلي على المجال المغناطيسي للأرض.

أبحاث طقس الفضاء في NSO

في NSO ، يدرس العلماء أصل طقس الفضاء على الشمس. يتم تحليل التوهجات الشمسية في الضوء البصري (الضوء المرئي) والأشعة فوق البنفسجية من أجل فهم أفضل للفيزياء الكامنة وراء الآلية التي تسبب التوهجات.

من خلال مقارنة الملاحظات بنماذج التوهج التي يتم تشغيلها على أجهزة كمبيوتر قوية ، يحدد العلماء في NSO جوانب فيزياء التوهج المفقودة من فهمنا. يمكننا أيضًا الحصول على نظرة ثاقبة لبعض الظروف على الشمس التي تؤدي إلى توهجات قوية ، مما يحسن التنبؤات والتنبيهات. توفر أحدث البيانات التي نستخدمها من منشآت NSO و NASA لمحات فريدة من التسخين المتفجر وموجات الصدمة التي تسببها حزم الإلكترون التي تتدفق إلى المناطق الأقل كثافة في الغلاف الجوي للشمس. لمزيد من المعلومات حول نماذج هذه الحزم الإلكترونية والتوقيعات الملحوظة أثناء التوهجات ، راجع منشور المدونة الخاص بنا حول هذا الموضوع.

كما لوحظت التوهجات من نجوم أخرى ، وبعض هذه التوهجات (ما يسمى "superflares" أو "megaflares") هي 100-1000 مرة من الطاقة مثل أكبر التوهجات الشمسية. غالبًا ما يتم ملاحظة Megaflares من النجوم القزمة الحمراء ، وهي أصغر حجمًا وأقل كتلة من الشمس ، لكنها تشكل 70٪ من النجوم في الكون. تحتوي بعض الأقزام الحمراء على جزء أكبر بكثير (

50٪) من أسطحها مغطاة بمجالات مغناطيسية قوية أكثر من الشمس (التي لها حقول قوية في تغطية البقع الشمسية و 1٪ من السطح) ، مما قد يؤدي إلى حدوث مثل هذه التوهجات العملاقة.

تُظهر هذه الأفلام الاندفاع المفاجئ للضوء الأحمر الناشئ من الكروموسفير أثناء التوهج. لا يتفاعل الضوء المرئي (بما في ذلك اللون الأحمر في هذه الأفلام) والأشعة فوق البنفسجية مع الغلاف الجوي للأرض مثل الأشعة السينية أو يزعجهما ، ولكن هذه الفوتونات عمومًا تشكل طاقة أكبر 100 مرة من الطاقة المشعة الجماعية للأشعة السينية. يُنظر إلى الفوتونات الضوئية وهي تشتعل قبل ذروة تدفق الأشعة السينية ، وبالتالي فهي تحمل معلومات مهمة جدًا عن المرحلة الأولى للانفجار في التوهج على الشمس.

طقس الفضاء خارج المجموعة الشمسية

نحن نعيش في المنطقة الصالحة للسكن حول الشمس ، حيث يمكن أن توجد المياه السائلة في ظروف جوية شبيهة بالأرض. المناطق الصالحة للسكن لنجوم القزم الحمراء هي على الأقل 10 أضعاف أقرب إلى النجم ، مما يعني أن الإشعاع على كواكب المنطقة الصالحة للسكن من التوهجات أكبر بمئات إلى مئات الآلاف من المرات مما نشهده من توهجات شمسنا. لا يزال العلماء يبحثون عن توقيعات للقذف الكتلي الإكليلي أثناء التوهجات على النجوم الأخرى ، لكن هذه الانفجارات ستكون أيضًا أكثر ضررًا للمجتمعات الافتراضية المتقدمة حول الأقزام الحمراء. يدرس العلماء في NSO (كوالسكي) أطياف الكواكب العملاقة على الأقزام الحمراء ، مما يتيح لنا فهمًا أفضل للآثار الضارة للإشعاع القريب من فوق البنفسجي على البيولوجيا السطحية المحتملة التي قد توجد على هذه "الكواكب الخارجية". أقرب نجم إلى جانب الشمس هو القزم الأحمر Proxima Centauri ، وهو أحد النجوم التي درسها كوالسكي بسبب نشاط اشتعاله المتكرر. هذا النظام النجمي هو أيضًا موقع أقرب كوكب له كتلة الأرض في المنطقة الصالحة للسكن حول نجم آخر. يظهر في الشكل أدناه سلسلة من التوهجات فوق البنفسجية على Proxima Centauri على مدى 8 ساعات من الملاحظات. على الرغم من أن كل توهج هنا أقل نشاطًا بشكل ملحوظ من التوهج الشمسي الكبير النموذجي ، إلا أن Proxima Centauri تشتعل كثيرًا أكثر من الشمس بينما تكون المنطقة الصالحة للسكن أقرب 20 مرة من المسافة بين الأرض والشمس.


ما الذي يجعل هذا يحدث؟

على الرغم من أنه من الأفضل رؤية الشفق القطبي ليلًا ، إلا أنه في الواقع سببها الشمس.

ترسل لنا الشمس أكثر من الحرارة والضوء ، فهي ترسل الكثير من الأشياء الأخرى طاقة و جزيئات صغيرة طريقنا. الواقية حقل مغناطيسي حول الأرض تحمينا من معظم الطاقة والجسيمات ، ولا نلاحظها حتى.

لكن الشمس لا ترسل نفس القدر من الطاقة طوال الوقت. هناك رياح شمسية متدفقة باستمرار وهناك أيضًا عواصف شمسية. خلال نوع واحد من العواصف الشمسية يسمى أ طرد الكتلة الاكليلية، تتجشأ فقاعة ضخمة من الغاز المكهرب يمكن أن تنتقل عبر الفضاء بسرعات عالية.

عندما تأتي عاصفة شمسية نحونا ، يمكن لبعض الطاقة والجسيمات الصغيرة أن تنتقل عبر خطوط المجال المغناطيسي في القطبين الشمالي والجنوبي إلى الغلاف الجوي للأرض.

هناك ، تتفاعل الجزيئات مع الغازات في غلافنا الجوي مما يؤدي إلى عرض جميل للضوء في السماء. ينبعث الأكسجين من الضوء الأخضر والأحمر. يتوهج النيتروجين باللون الأزرق والأرجواني.

الحزم الخضراء للضوء في السماء هي الشفق القطبي ، شفق في القطب الجنوبي. الائتمان: كيث فاندرليند ، مؤسسة العلوم الوطنية


التنبؤ بطقس الفضاء

يتم الإبلاغ عن التنبؤات بطقس الفضاء بواسطة مركز التنبؤ بالطقس الفضائي (SWPC) التابع للإدارة الوطنية للمحيطات والغلاف الجوي (NOAA). تم الإبلاغ عن شدة العواصف الشمسية والمغناطيسية الأرضية باستخدام مقاييس الطقس الفضائي الخاصة بـ SWPC. يتمثل أحد استخدامات هذه المقاييس في عدم الطيران في المسارات القطبية إذا كان مقياس طقس الفضاء الخاص بتعتيم الراديو هو R 3 أو أعلى. نحاول أيضًا أن نتنبأ بطقس الفضاء الشهر المقبل والعام المقبل ، لكن هذا الجهد لا يزال في البداية.

ستسمح لنا البيانات والنماذج من أبحاث Living With a Star ببناء نماذج دقيقة لاستيعاب البيانات لأحزمة إشعاع Earth & # 8217s والغلاف الحراري والغلاف الأيوني. يرغب مستخدمو بيانات الطقس الفضائي في الحصول على صورة لبيئة الجسيمات والأيونوسفير اليوم للسماح لهم بتوقع جرعات الإشعاع وانقطاع الراديو وأخطاء الملاحة في نظام تحديد المواقع العالمي (GPS). ستوفر البيانات من مجسات العاصفة الإشعاعية ، المقرر إطلاقها في عام 2012 ، البيانات لعمل نماذج تنبؤية لأحزمة الإشعاع التي تؤثر على العديد من الأقمار الصناعية. ستقوم بعثة ITSP بدراسة آثار طقس الفضاء في الغلاف الحراري في خط العرض الأوسط والغلاف الأيوني.

يمكن للفيزيائيين التنبؤ بهذه الأحداث من خلال مراقبة الظروف في الرياح الشمسية من الأقمار الصناعية مثل ACE. الظروف التي من المحتمل أن تؤدي إلى عاصفة مغناطيسية هي سرعة الرياح الشمسية العالية (> 500 كم / ثانية) والحقل المغناطيسي بين الكواكب باتجاه الجنوب (بض

& ndash10 nT). (يأتي المجال المغناطيسي بين الكواكب من الشمس ويتم تنفيذه من خلال النظام الشمسي بواسطة الرياح الشمسية.)

على الرغم من أن بعثات مثل SOHO و TRACE قد علمتنا الكثير عن التأثيرات الشمسية على طقس الفضاء ، إلا أننا ما زلنا لا نفهم تمامًا جميع مصادر طقس الفضاء ولا يمكننا التنبؤ بشكل موثوق بثورات الجسيمات النشطة أو تغيرات الرياح الشمسية. وبالمثل ، على الرغم من أننا تعلمنا الكثير عن بنية وديناميكيات الجزء الداخلي للشمس وتطور المجالات المغناطيسية للمنطقة النشطة ، ما زلنا لا نفهم الدينامو الشمسي ولا يمكننا التنبؤ بشكل موثوق بحجم الدورة الشمسية التالية أو ظهورها. من المنطقة النشطة التالية. يقودنا فهم آليات التباين الشمسي التي اكتسبناها من البعثات السابقة والملاحظات الأرضية والدراسات النظرية إلى أسئلة إضافية تتطلب ملاحظات جديدة.

تقل قوة المجال المغناطيسي للأرض مع مرور كل يوم. كيف سيؤثر ذلك على تفاعل طقس الفضاء وعالم التكنولوجيا لدينا؟

& raquo الأسئلة الشائعة حول طقس الفضاء


3. مقارنات مورفولوجيا

نود أن نتذكر عملنا السابق المتمثل في نمذجة مصدر الأشعة السينية ذي الحلقة العلوية وإعادة الاتصال بالتدفقات الخارجة في التوهجات الشمسية في منشأة الليزر SG-II في عام 2009 [المرجع Zhong 26]. كان الدافع وراء هذا الموضوع من ملاحظات الأشعة السينية الصلبة للبقعة المضيئة أعلى الحلقة المغناطيسية ، وتجارب الليزر والبلازما التي أجريت لتحقيقات MR النفاثة بواسطة Nilson وآخرون. ولي وآخرون. [المرجع Li 27 ، مرجع Nilson 28]. الهدف والتصميم التجريبيان بسيطان للغاية لدرجة أنه من خلال تحديد هدف النحاس الصلب في اتجاه تدفق MR المتوقع ، يتوقع المرء أنه على سطح العائق سيكون هناك نقطة مضيئة بمساحة مماثلة لعرض انتشار الأيونات المنطقة إذا تم إخراج التدفق الخارجي بالفعل مع طاقة حركية كافية. يوضح الشكل 2 المقارنة بين الملاحظات الشمسية والنتائج التجريبية الحالية. يوضح الشكل 2 (أ) صورة الأشعة السينية الصلبة لمصدر الأشعة السينية العلوي بالإضافة إلى مصدري الأشعة السينية للقدمين على الحلقة المغناطيسية (انظر الزاوية اليمنى السفلية). يستدعي الرسم التخطيطي في الشكل 2 (أ) إعادة الاتصال المغناطيسي لشرح تكوين مصدر الأشعة السينية أعلى الحلقة [المرجع Masuda 29 ، Reference Innes 30]. يعطي الشكل 2 (ب) النتائج التجريبية ، ويظهر النقطة المضيئة على سطح عقبة النحاس مما يشير إلى وجود تدفق نشط ربما بسبب إعادة الاتصال المغناطيسي بناءً على الحساب النظري ذي الصلة بخصائص البلازما المقاسة.

الشكل 1. رسم تخطيطي لإعداد التجربة. تم تركيب ثلاث كاميرات ذات ثقوب لرصد بلازما الليزر من الخلف والأمام والجانب على التوالي. تم استخدام مقياس التداخل Nomarski المعدل بتطبيق شعاع ليزر 532 نانومتر في نبضة غاوسية 150 ps كتشخيص رئيسي في مقدمة الهدف لقياس كثافة البلازما. تم استخدام نظام تصوير بنسبة تكبير 1.5 لمراقبة ملف البلازما المستهدف.

الشكل 2. مقارنات تفصيلية بين الظواهر الشمسية والنتائج التجريبية. (أ) يُظهر بقعة الأشعة السينية الصلبة أعلى الحلقة بالإضافة إلى نقطتي الحلقة الحلقية ، مع رسم تخطيطي يشير إلى إعادة الاتصال المغناطيسي المستدعى لأن السبب (ب) هو النتائج التجريبية مع بقعة أشعة سينية ساطعة على يُظهر الهدف Cu الذي تم تحديده مبدئيًا في مسار التدفق الخارجي المتوقع للرنين المغناطيسي (c) الحلقة المغناطيسية على شكل نتوء Yohkoh المسجلة في نهاية الورقة الحالية بالرنين المغناطيسي بالقرب من سطح الغلاف الضوئي الشمسي ، و (د) فصل مغناطيسي على شكل حرف U حلقة من الطرف الآخر للورقة الحالية.

الشكل 3. صور البلازما التي اتخذت في 532 نانومتر. (أ) هي الصورة الأولية. (ب) يتم إنتاجه من خلال تصحيح الخلفية المقاس مسبقًا إلى (أ) ، بينما يتم إنتاج (ج) من (أ) بنفس الطريقة ، ولكن مع تحسين كثافة إضافي بنسبة 25٪ في الخلفية. (د) هي بنية الصورة التخطيطية مع فواصل مغناطيسية مستنيرة ومناطق ساطعة في (ج) ممثلة بخطوط صلبة. (هـ) رسم تخطيطي لمجال مغناطيسي معطل يتشكل في سيناريو الاختراق CME. تتم مقارنة (د) و (هـ) مكونًا بمكون كما تشير الملاحظات.

العمل السابق هو أول تجربة تُظهر إمكانية دراسة الفيزياء المتعلقة بالظواهر الشمسية في المختبر باستخدام أساليب قياس ريوتوف. ومع ذلك ، من وجهة نظر التجارب ، نود مقارنة النتائج التجريبية مع الملاحظات الشمسية بالتفصيل. بينما تشير النتائج التجريبية إلى أن عملية التصوير بالرنين المغناطيسي يمكنها إخراج طاقة تدفق خارجية بما يكفي لتأيين الهدف الصلب ، إلا أن هناك بعض العناصر التي يجب توضيحها بين النتائج التجريبية والظواهر الشمسية. أولاً ، يقع مصدر الأشعة السينية الصلبة الشمسية أعلى البلازما المحصورة بالمغناطيس ، أو الحلقة ، بينما تمثل البقعة المضيئة في المختبر بلازما ناتجة عن الاصطدام بين التدفق الخارج النشط والهدف الصلب. يؤدي هذا الاختلاف الجوهري بين العمليات الفيزيائية الشمسية والمختبرية إلى السمة المميزة للتوهج الشمسي مع البقع المضيئة للأشعة السينية ذات القدمين التي تنتجها الإلكترونات النشطة المنبعثة بالرنين المغناطيسي والتي تنتشر على طول خطوط المجال المغناطيسي المعاد توصيلها ، والتي لا يمكن أبدًا يحدث فقط إذا تم استخدام الهدف الصلب فقط لمحاكاة البلازما الممغنطة. ثانيًا ، في التجارب لا يوجد دليل قاطع على وجود عملية إعادة الاتصال المغناطيسي ، مثل حالة الملاحظات الشمسية حيث يتم التعرف على حلقة ساطعة على شكل أعتاب كدليل MR. يوضح الشكل 2 (ج) و (د) صور الأشعة السينية اللينة ذات الصلة للتوهجات الشمسية ، والتي تقدم الحلقة المغناطيسية على شكل نتوء في نهاية الورقة الحالية بالرنين المغناطيسي بالقرب من سطح الغلاف الضوئي (الشكل 2 (ج)) ، وحلقة الفصل على شكل حرف U من الطرف الآخر (الشكل 2 (د)).

إذن ، هل يمكننا إجراء تجارب معملية لإنتاج الظواهر بهياكل مفصلة تعيد إنتاج الملاحظات الشمسية أو الفيزيائية الفلكية ، ولكن دون أي عملية إنزال؟ قام عملنا البحثي مع منشأة الليزر SG-II في عام 2010 على أساس فلسفة التصميم التجريبي ، في محاولة لإكمال التحقيق المختبر للفيزياء وراء التوهجات الشمسية.

يعطي الشكل 3 (أ) صورة البلازما الخام المأخوذة عند 532 نانومتر. تم إنتاج الشكل 3 (ب) من الشكل 3 (أ) من خلال تصحيح الخلفية المقاس مسبقًا. يتم إنتاج الشكل 3 (ج) بنفس الطريقة ولكن مع تحسين كثافة إضافية بنسبة 25٪ في الخلفية. يتم إنتاج الشكل 3 (ج) بطرح خلفية مع تحسينات كثافة إضافية بنسبة 25٪. للتأكيد على التواقيع الواضحة ، يتم إعطاء صورة تخطيطية للصورة التجريبية في الشكل 3 (د) ، مع خطوط صلبة تمثل الخطوط الساطعة ، أو حواف المنطقة الساطعة إذا تم استخدام الخطوط المغلقة. من الواضح أن الرسم البياني يحتوي على نوعين من الميزات أعلى وأسفل الخط الذي يربط بين نقطتي تركيز الليزر ، على التوالي. يعرض النصف العلوي من الصورة صورة MR كما يتنبأ نموذج Petchek: تتكون الفواصل بين المناطق الخاصة والعامة من صدمات الوضع البطيء (SMS) ، مع منطقة الانتشار القصيرة التي تنتهي عند نقطة تقاطع الرسائل القصيرة (انظر الشكل 3 (د)) [المرجع Petschek و Thorne 31]. تعرض صورة الأشعة السينية لمنطقة الانتشار المسجلة بكاميرا ذات ثقب واحد للأشعة السينية أيضًا واجهات الرسائل القصيرة وتحسين انبعاث الأشعة السينية في منتصف بؤرتي الليزر (غير معروضين هنا). تقدر الزاوية بين جبهتي الصدمة ذات الوضع البطيء بـ $ 2 < theta> _ sim 35 hspace <0.167em> pm hspace <0.167em> <5> ^ < circ> $. بين جبهتي الرسائل القصيرة الساطعة ، يوجد خط ساطع ثالث ، مما يشير إلى شعاع إلكترون نشط جيد الموازاة ينتج من مناطق الانتشار (أو CS الأساسي). تم تأكيد صدمات بيتشيك من خلال أنواع مختلفة من المحاكاة العددية والمراقبة الفلكية. تسونيتا وآخرون. رصدت الصدمات في صور الأشعة السينية للشعلة في 23 فبراير 1992 [المرجع Tsuneta 32]. كما كشفت البنية عالية الكثافة التي تم قياسها مؤخرًا والتي تحيط بالورقة الحالية بالرنين المغناطيسي عن تشكيل صدمتين متقابلتين من النوع البطيء من نوع Petschek [المرجع Phan 33 ، مرجع Bemporad 34]. إلى جانب رسائل Petschek القصيرة ، نود أيضًا تحديد الخطوط الساطعة الثلاثة كمناطق انتشار الإلكترون الثلاث (EDRs) [المرجع Dong 35]. The central well-collimated EDR can then find its counterpart observations in the magnetosheath region downstream of the Earth bow shock [ Reference Phan 36] , and the two EDRs on the edges had theirs reported by Mozer وآخرون. [ Reference Mozer 37] .

The lower half part of the image presents much more complicated features. As a whole, the fan-like region is confined by the two slow-mode shocks (or EDRs) as in the upper part, partially determined by the symmetrical configuration of the whole system. The detailed structure includes a bright current sheet (the secondary CS), beneath which exists a plasmoid with a bright spot on the top of it, a dark cavity, and then a bright edge located at its front. The bright spot on the top of the plasmoid is also connected to the bright current sheet. Attached to the other end of the bright current sheet are two bright ridges with foot points located on the ending points of the diffusion region of the primary CS between the two mutually approaching plasma bubbles.

The lower part of the experimental image is comparable to solar observations, in which specific post-CME features detected in X-ray images and white-light coronagraphs have been identified as the current sheet connecting the flare loops and the CME core [ Reference Temmer 2, Reference Lin 8, Reference Ko 9, Reference Raftery 22, Reference Nishida 38] . A schematic picture of CME observations is given in Figure 3(e) for comparison. In the present experiments, the plasmoid is gestated within the primary CS, which is consistent with Shibata’s model and numerical simulations [ Reference Shibata 39, Reference Shimizu 40] . The plasmoid is observed well after the primary MR observed with the SMSs as the signature. The experimental observation confirms the theoretical prediction of possible generation of anomalous plasmoids from a current sheet by Uzdensky وآخرون. [ Reference Uzdensky 19] . It also indicates that the primary MR is capable of providing the central magnetic arcade needed in the breakout model by Antiochos [ Reference Lynch 24, Reference Antiochos 41] , naturally rather than through assumptions artificially. After being ejected out of the primary current sheet, the moving-away plasmoid stretches the primary reconnected magnetic field, inducing the secondary MR current sheet accelerating the local plasma. This stage mimics the second acceleration stage of the CMEs in the astronomic observations by Raftery وآخرون. [ Reference Raftery 22] and Lin وآخرون. [ Reference Lin 23] , in which energetic electron jets with higher speed than the plasmoid/CMEs, when catching and colliding with the high-density plasmoid, produce a bright spot as is apparent in the present experiments. Energetic electrons with MeV energy, which propagate spirally along the secondary reconnected magnetic separatrices/SMS fronts, emit synchrotron radiation as observed in the flare-like profile (see below for more).

The plasmoid eruption from the primary CS and its behavior of stretching the primarily reconnected magnetic field are attested by the vis-á-vis curved bright lines for which the primary separatrices/SMS fronts act as the asymptotic curves when comparing characteristics of the upper and the lower parts of the image (Figure 3(c) and (d)). The bright lines are believed to be a fraction of the reconnected magnetic field lines previously existing in the SMS fronts similar to that in the upper part of the graph. The elbows of the two curved bright lines are right near the bright current sheet, while the foot points of them are located at the endpoint of the diffusion region of the primary MR. In solar CMEs, people have also observed a stringy, concave-outward U-loop half-circling the ejected plasmoid from the bottom and suspected that the U-loop in these cases might represent a detached magnetic field formed by reconnected open field lines or very high loops, or some kinds of wave front with unclear generation mechanism [ Reference Wang and Sheeley 42] . Rather than a complete U-loop as observed in some solar flares, however, what is observed in the present experiments is a plasmoid that is not yet completely detached from the secondary current sheet within the observation duration. The characteristics of the present experimental results confirm the generation mechanism of the astronomically observed U-loop or V-loop profile [ Reference Wang and Sheeley 42, Reference Simnett 43] near the outside end of the current sheet as the reconnected magnetic field lines detached from the surroundings.


6. Eruption-Driven Shocks

Although CMEs were discovered only with the advent of space-based white-light observations in the 1970s with the OSO-7 satellite (Tousey, 1973), evidence for solar eruptions first came from the radio domain in the 1940s. In observations of a time series of single frequencies at 60 MHz, 100 MHz, and 200 MHz, Payne-Scott et al. (1947) noted that the delay in onset time of the burst from high to low frequency may suggest “the excitation of radiation at successive levels by an agency traveling at finite velocity,” at the time estimated to be a few hundreds of kilometers per second. Wild et al. (1954) and Wild et al. (1959) identified the emission to be generated at the coronal plasma oscillation frequency and its first harmonic, with Uchida (1960) and others attributing the emission to a shock traveling through the corona. This type of radio burst was named “type II” and is now widely believed to be due to the generation of radio emission by energetic electrons accelerated in a shock as it propagates into the corona (Nelson and Melrose, 1985).

Type II bursts generally start below 150 MHz (Mann et al., 1996), and some may continue on to be observed at decametric and hectometric wavelengths with space-based instruments as interplanetary (IP) type II bursts (a more detailed description of IP type IIs is provided in Vourlidas et al. (2020), this research topic issue). Decametric to hectometric type II bursts are generally attributed to shocks driven by CMEs in the corona and heliosphere. However, several examples of type II bursts exist with starting frequencies in the decimetric range (Vrsnak et al., 1995 Cho et al., 2013 Cairns et al., 2020), and the origin of such “high-frequency” type II bursts is somewhat debated. They may be from blast waves due to impulsive heating by flares low in the corona (Magdalenić et al., 2012), driven by the shock of eruptive bubbles, or potentially due to strong lateral expansion (associated with EUV waves) during early-phase flux rope eruption (Patsourakos and Vourlidas, 2012 Nitta et al., 2014).

We concentrate here on the metric or decimetric type II bursts. They exhibit drift rates from 𢄠.1 to 𢄠.4 MHz s 𢄡 and last on the order of 10 min. They usually show two emission bands with a 2:1 ratio, with each band having a bandwidth of Δ f / f = 0.3 (Mann and Classen, 1996 Aguilar-Rodriguez et al., 2005). Observational studies have been used to derive shock kinematics: for example, Gopalswamy et al. (2013) used STEREO EUVI to show that the typical height of eruptions at the start time of metric or decimetric type II bursts is between 1.2 ਊnd  2 ص ⊙ . Vršnak et al. (2002) used the frequency drift of 18 metric type II bursts to show their exciter speeds were in the range of ∼ 500𠄱,500 km s 𢄡 . Theoretical models have also successfully explained the characteristic features of type II bursts using 3D MHD simulations of coronal shocks in combination with kinetic simulations of radio emission from energetic electrons produced via the shock-drift acceleration mechanism (Knock and Cairns, 2005 Schmidt and Cairns, 2012 Schmidt et al., 2013 Cairns and Schmidt, 2015).

Type II bursts provide their most powerful diagnostics when they are directly imaged in radio, and the recent advances in high-cadence EUV imaging have allowed for observation of where type II radio sources (and hence shocks) are located with respect to eruptive structures in the early phases of evolution. For example, Dauphin et al. (2006), Bain et al. (2012), Zimovets et al. (2012), and Zucca et al. (2014a) have shown excellent radio imaging observations of type II sources in association with EUV and/or SXR erupting structures (Figure 10). The location of the radio sources is often found at the driver apex (region seven in Figure 1B). Some studies have shown the radio sources can originate at the eruption flanks (region five or six of Figure 1 Cho et al., 2007 Carley et al., 2013 Zucca et al., 2014a Rouillard et al., 2016 Morosan et al., 2019a) and are likely associated with the same MHD disturbance that creates the large-scale propagating disturbances observed in EUV known as 𠇎UV waves,” 𠇎IT waves,” or 𠇌oronal bright fronts” (Grechnev et al., 2011 Nitta et al., 2014 Long et al., 2017). In rare instances, such propagating fronts have been directly imaged in the radio domain (Maia et al., 2000 Pohjolainen et al., 2001).

FIGURE 10. Images of type II radio sources in association with eruptive activity observed in EUV or SXR from (A)Dauphin et al. (2006), (B)Bain et al. (2012), (C)Zucca et al. (2014b), and (D)Zimovets et al. (2012). Such examples indicate that type II radio sources may originate from shocks driven close to the apex of erupting structures in the corona. Figures AAS, reproduced with permission, and © ESO reproduced with permission from علم الفلك والفيزياء الفلكية.

The most recent studies of type IIs have attempted to reconstruct the environment that resulted in shock-accelerated electrons and subsequent radio emission. Both Zucca et al. (2018) and Morosan et al. (2019a) used LOFAR tied-array imaging and data-driven modeling to locate the CME-driven shock in 3D space (Figure 11). Both cases found that electrons were accelerated in a low Alfvénic speed environment at the CME flanks. Similar results were reached with 3D geometrical reconstructions (Kozarev et al., 2015 Rouillard et al., 2016 Plotnikov et al., 2017 Mancuso et al., 2019) and with 3D radio triangulation techniques, known as goniopolarimetry, which identified radio sources at both the nose and flanks of the CME (Magdalenić et al., 2014).

FIGURE 11. 3D reconstructions of the shock and plasma environment in which type II radio sources are produced. (A𠄼)Zucca et al. (2018) used LOFAR tied𠄊rray imaging to show that the radio sources originated at the northern flank of a CME, and applied 3D modelling to estimate the shock Mach number at the radio source locations. Reproduced with permission from Astronomy & Astrophysics ઞSO. (D𠄿)Morosan et al. (2019a) again used LOFAR tied𠄊rray imaging and 3D modelling of the coronal environment, this time showing the location of type II herringbone radio bursts, which are direct signatures of electron beams being accelerated by a shock. Figure reproduced with permission from original authors.

While type II radio bursts have helped greatly in understanding coronal shocks, questions on their spectral features remain, particularly with regard to their fine spectral structure. As mentioned above, type II bursts are often observed as two bands of emission, with a 2:1 ratio widely interpreted as originating at the fundamental plasma frequency and its first harmonic. These two bands can be further split into sub-bands, known as band-splitting. The band-splitting has long been postulated to represent the emission from the upstream and downstream regions of the shock (Smerd et al., 1974 Vršnak et al., 2001 Maguire et al., 2020) and, hence, could be used to diagnose the shock compression and Alvén Mach number, which typically have values χ < 1.5 and M A = 1.1 − 2 (Vršnak et al., 2002, although the authors highlight the compression and Mach depend on assumptions about the plasma-beta value, typically assumed to be β ≪ 1 , and the shock orientation, assumed to be quasi-perpendicular). Images of the two sources of the band-splitting are rare, but some cases have supported the upstream𠄽ownstream hypothesis (Zimovets et al., 2012 Zimovets and Sadykov, 2015). However, Du et al. (2015) showed that the band-split frequency ratio (which should be related to the shock compression ratio) does not correlate with shock speed, which the authors claim does not support the upstream𠄽ownstream hypothesis. Split-band sources have also been observed at different locations, which may be unexpected given the small spatial scale of the shock surface. Explanations for this involve multiple sources of radio emission at spatially separated sections of the shock surface (Holman and Pesses, 1983), radio wave refraction and scattering producing a radio source shifted from its original location (Chrysaphi et al., 2018), and the radio source of the higher frequency band being located downstream in the shock sheath (Zimovets et al., 2012). As of now, the origin of the phenomenon remains debated.

Perhaps the most intriguing, yet unexplained, feature of type II radio bursts is the observations of herringbones (Cairns and Robinson, 1987 Cane and White, 1989 Carley et al., 2015). The herringbone burst envelope has similar morphology to type II bursts. However, herringbone fine structure within this envelope is composed of a repetitive signature of forward- and reverse-drift radio bursts that are narrow in time and frequency, for example, Figure 11D. These bursts are rare, with only 20% of type II bursts exhibiting these structures (Cairns and Robinson, 1987), but they have been interpreted as direct observations of a CME-driven shock producing 𠇋ursty” acceleration of electron beams to energies in the range 0.2� keV (Mann and Klassen, 2005), with the beam speeds or energies being deduced from the herringbone drift rates in dynamic spectra. The fact that they drift toward both low and high frequencies simultaneously means they are bidirectional in space, for example, drifting simultaneously toward and away from the Sun from a common origin in the corona. The 𠇋ursty,” or quasiperiodic, nature of the herringbones extends over timescales of seconds (Mann and Classen, 1995 Mann and Klassen, 2005), and they are believed to be the result of the shock drift acceleration (SDA) process (Miteva and Mann, 2007). They have been directly imaged and shown to be located near shocks driven at CME flanks (Carley et al., 2013 Morosan et al., 2019a). However, their origin, particularly the cause of the bursty and quasiperiodic nature of electron acceleration, remains unknown. This impulsiveness has been attributed to inhomogeneity on the shock front and may be a signature of the so-called wavy or rippled shock (Zlobec et al., 1993 Guo and Giacalone, 2010 Vandas and Karlický, 2011), but such hypotheses remain unconfirmed.


Solar Dynamics Observatory shows solar activity in multiple wavelengths

NASA's Solar Dynamics Observatory reveals activity on the Sun in multiple wavelengths, giving solar scientists a closer look at our host star.

This competition is now closed

Published: January 30, 2021 at 8:10 am

Newly-released images from NASA’s Solar Dynamics Observatory reveal activity on the Sun in different wavelengths, with coronal holes, coronal mass ejections and solar flares all visible.

Solar activity peaks and troughs in an 11-year pattern called the ‘solar cycle‘, whereby the Sun quietens down before an increase of phenomena is observed as the peak of the cycle approaches.

After years of quiet, solar astronomers announced recently that Solar Cycle 25 has begun.

As the images from NASA’s Solar Dynamics Observatory (SDO) below show, there is currently much to observe on the Sun, with all manner of solar phenomena on display.

The SDO spacecraft launched on 11 February 2010 into an Earth orbit to study solar activity and so-called space weather.

Measurements of the Sun’s magnetic field, its interior and the stream of charged particles known as the ‘solar wind’ all help scientists understand the star at the centre of the Solar System and its effect on the orbiting planets – including our own planet Earth.

SDO observes the Sun in different wavelengths beyond what the human eye can see to provide a deeper understanding of what’s going on at the surface, and below.

These images of the Sun were all captured on 29 January 2021 at around 09:30 UTC.

At a wavelength of 193 angstroms, SDO can observe the outer atmosphere of the Sun, known as the corona.

Bright areas indicate hot active regions, solar flares and coronal mass ejections (CMEs), which are energetic ejections of plasma that can erupt into space as fast as 3,000 km per second.

CMEs occur when magnetic field structures in the corona realign and generate a sudden burst of electromagnetic energy.

At 211 angstroms, this SDO image shows coronal holes as dark areas, while active regions, solar flares and CMEs appear bright.

Coronal holes are regions where very little radiation is emitted by the Sun, which is why they appear darker.

This channel – detecting at 304 angstroms, shows features known as filaments and prominences protruding above the visible surface of the Sun. Bright areas are regions where solar plasma has high density.

At 335 angstroms, active regions like solar flares and CMEs can be seen as bright regions, while dark areas indicate coronal holes.

This composite image shows the Sun viewed at different wavelengths. 304 is seen as red and shows the chromosphere, 211 in green shows the corona, and 171 in dark blue also shows the corona.

At 1,700 angstroms a web-like pattern of concentrated magnetic fields lines can be clearly seen. Regions with a lot of field lines appear black.

For more info on the SDO, visit the Solar Dynamics Observatory website.


شاهد الفيديو: 574- حكم من قذف مسلما #فوائدالعثيمينمنرياضالصالحين #ابنعثيمين (يونيو 2022).


تعليقات:

  1. Kaylene

    في رأيي ، الموضوع ممتع للغاية. أقترح عليك مناقشته هنا أو في PM.

  2. Fiannan

    المناقشة اللانهائية :)

  3. Hutton

    آسف ، لكني أقترح الذهاب بطريقة مختلفة.



اكتب رسالة