Zvjezdarnica Zagreb logo

Istraživanje ICME-a

Sunce izbacuje materiju u međuplanetni prostor putem stalno prisutnog Sunčevog vjetra, eksplozivnim provalama energije koje nazivamo Sunčevim bljeskovima, te erupcijama koje nazivamo koronini izbačaji (engl. Coronal Mass Ejection, u daljnjem tekstu skraćeno CME). Termin koronin izbačaj označava cjelokupni magnetohidrodinamički proces u atmosferi Sunca koji vodi do izbačaja plazme i pridruženog magnetskog toka u međuplanetni prostor. Fronta erupcije ispred sebe može stvoriti udarni val koji na svom putu ubrzava elektrone i protone, te veliki tok visoko-energetskih čestica za otprilike 0,5 – 1 sat stiže do Zemlje. Ovisno o brzini gibanja, koroninim izbačajima potrebno je 1 do 5 dana da pređu udaljenost od Sunca do Zemlje. Ukoliko je CME usmjeren prema Zemlji, može imati veliki utjecaj na Zemljinu magnetosferu dovodeći do pojava geomagnetskih oluja. CME-i djeluju štetno na svemirske letjelice, a geomagnetske oluje mogu uzrokovati i kvarove u električnim mrežama na većim geografskim širinama. Stoga je važno razumjeti i znati predvidjeti nastanak erupcija i procese međudjelovanja izbačaja s magnetskim poljem Zemlje.

CME-i se najbolje opažaju koronografima. Koronografska opažanja sa Zemlje ili umjetnih satelita daju nam dvodimenzionalnu projekciju CME-a, što povlači pitanje stvarne morfologije. Koronini izbačaji poprimaju različite morfološke oblike, ali ipak postoje određene zajedničke značajke među njima. Veliki broj CME-a ima trodjelnu strukturu, tj. oblika su putujućeg svijetlog vodećeg luka (engl. leading edge – LE) kojeg slijede tamna šupljina (engl. cavity – CAV)  i eruptivna prominencija (EP). Vodeći luk ima od 10 do 100 puta veću gustoću od okolne korone i nastaje kao rezultat nestabilnosti magnetske strukture aktivnog područja. Smatra se da magnetske arkade pred-eruptivnog ustrojstva mogu sadržavati znatan dio mase CME-a (Hudson, 1996). Tamna šupljina je lokalizirano smanjenje (50% – 70%) emisije u području između vodećeg luka i prominencije. Prominencije su visokih gustoća (reda veličine 1011 cm–3), ali nižih temperatura (T ~ 104 K), odnosno 100 puta su gušće i 100 puta hladnije od plazme okolne korone. CME-i uglavnom sadrže prominenciju, ali njihovo prisustvo nije nužno. Munro et al. (1979) ustanovili su da su erupcije prominencija na visinama iznad 1,2 rS gotovo uvijek povezane s CME-om.

Trodjelnu strukturu ne vidimo u svim CME-ima, tj. ponekad CME-i ima dvodjelnu strukturu, odnosno sastoji se od vodećeg luka i tamne šupljine unutar koje se ne nalazi prominencija. Čak i kod koroninih izbačaja koji sadrže prominenciju, trodjelna struktura ovisi o poziciji i usmjerenosti prominencije. Od 60% do 70% CME-a koji su povezani sa erupcijom prominencije imaju trodjelnu strukturu (Cremades i Bothmer, 2004), dok je samo 10% – 30% CME-a povezano s erupcijom prominencije. Morfologiju CME-a često interpretiramo kao usukanu magnetsku cijev (Chen et al., 2000). Postoje i CME-i oblika mlazova kod kojih se vrlo rijetko može vidjeti trodjelna struktura (Howard et al., 1985; Yashiro et al., 2003). CME-i koji eruptiraju iz područja u blizini središta Sunčeve ploče, obično se pojavljuju na koronografskim snimcima kao oblak plazme koji okružuje okultirajuću ploču koronografa i nazivaju se „halo“ CME-i (Howard et al., 1982). Samo 3% koroninih izbačaja su halo CME-i, a oko 11% ima kutnu širinu preko 120°. CME-i sa kutnim širinama između 120° – 360° se nazivaju „djelomični halo“ CME-i. Tijekom gibanja CME-i zadržavaju isti oblik, tj. omjer širine i visine kod većine CME-a ostaje konstantan.

Iz spektralnih linija koje opažamo, možemo dobiti informacije o osnovnom stanju plazme koroninog izbačaja. Spektralne linije različitih CME-a otkrivaju prisustvo atoma od H I i C II pa sve do visoko ioniziranih Fe XVIII i Fe XXI. Brzi, snažniji CME-i imaju znatno manje hladnije plazme i više iona na visokim temperaturama kao što su Fe XVIII, Fe XX i Fe XXI. Hladni materijal prominencije najčešće se pojavljuje kao Ha apsorpcija kada se u pred-eruptivnoj fazi opaža u projekciji na Sunčevoj ploči.

Iz koronografskih opažanja u bijeloj svjetlosti moguće je procijeniti gustoću elektrona u tijelu CME-a. Najsvjetlija područja imaju najveću gustoću elektrona. To znači da tim elektronima pridruženi ioni najviše pridonose ukupnoj masi, dok tamnija područja imaju manju gustoću i udio u masi je manji. Mjerenja pokazuju da uobičajeni CME nosi sa sobom u prosjeku oko 1015 g plazme. Tijekom minimuma Sunčevog ciklusa dogode se oko dva CME-a na tjedan, dok tijekom maksimuma dnevno biva zabilježeno i do desetak CME-a. Heliografska raspodjela CME-a vezana je uz 11-godišnji ciklus Sunčeve aktivnosti. Za minimuma intenzivno je ekvatorijsko područje, dok se za maksimuma izbačaji mogu zapaziti na svim heliografskim širinama i dužinama.

Brzine CME-a mogu iznositi od nekoliko desetaka km/s pa sve do gotovo 3000 km/s. Prosječna brzina CME-a iznosi 450 km/s, što je otprilike nešto više od prosječne brzine sporog Sunčevog vjetra (Gopalswamy, 2004). Zanimljivo je da se mnogi CME-i gibaju prema van brzinom znatno manjom od brzine bijega sa Sunca, što ukazuje da magnetsko polje i tlak kontinuirano vode CME. Spori CME-i gibaju se brzinama ispod 100 kms-1 i daju izravan dokaz da nastaju iz struktura koje postupno izlaze iz ravnoteže, nasuprot onih koji su izbačeni iz korone impulzivnim oslobađanjem energije. Studija koju su proveli Gopalswamy et al. (2005) na uzorku od 6335 CME-a pokazala je da:

1.   postoji gornja granica za masu CME-a od nekoliko ´ 1016 g

2.   maksimalna kinetička energija CME-a je između 1025 – 1026 J

3.   „prosječan CME“ ima masu 1,4 ´ 1015 g i kinetičku energiju    2,6 ´ 1023 J.

Ugrubo, proces nastanka i izbacivanja CME-a se može opisati na sljedeći način. U već postojećoj koroninoj magnetskoj strukturi, koja se prostire na nekoliko desetaka heliogafskih stupnjeva, stvaraju se zatvorene petlje magnetskog polja. Nožišta petlji su najčešće (ne i obavezno) „usidrene“ u blizini aktivnog područja. Diferencijalna rotacija Sunca i konvektivna gibanja ispod fotosfere pomiču nožišta silnica, inducirajući električne struje i tako unoseći slobodnu energiju u sustav magnetskih petlji. U konačnici takva aktivnost stvara ireverzibilni gubitak ravnoteže, petlje se naglo šire i nastaje koronin izbačaj. Nakon što CME napusti koronu, magnetske silnice ostaju otvorene još neko duže vrijeme, što ukazuje da CME-i mogu ostati spojeni sa Suncem satima pa i danima nakon erupcije. Ipak, još i danas je nejasno koji se procesi odvijaju unutar samog CME-a.