Ηλιακή έκλαμψη
Οι ηλιακές εκλάμψεις είναι εκρήξεις που παρατηρούνται όταν η έντονη δραστηριότητα στα μαγνητικά πεδία του Ήλιου διαταράσσει την ισορροπία στα μαγνητικά του πεδία με έκλυση τεράστιας ενέργειας που συνοδεύεται με μία λάμψη.[1] Οι ηλιακές εκλάμψεις συμβαίνουν απότομα κοντά σε περιοχές του Ήλιου που με φασματοηλιογράφο και ειδικά ηλιακά τηλεσκόπια φαίνονται κυκλικές και σκουρόχρωμες. Οι περιοχές αυτές είναι οι ηλιακές κηλίδες [2][3] [Σημ 1] , που χαρακτηρίζονται από υψηλότερο ποσοστό μαγνητικής ενέργειας απ' ότι αλλού και με το συμβάν αυτό εκλύεται μεγάλη ακτινοβολία. Υπάρχουν ισχυρά μαγνητικά πεδία, πρώτον, στο στρώμα της κορόνας του Ήλιου -που βρίσκεται σε μεγάλες συγκεντρώσεις ανομοιόμορφων ηλιακών βρόχων, [Σημ 2] στον ισημερινό- και δεύτερον ενδιάμεσα σ' αυτό και στον ισημερινό [4]. Οι εκρήξεις εξαπολύουν τεράστιες ποσότητες ενέργειας και λαμπρότητας, ενώ τα ηλιακά ενεργειακά σωματίδια που απελευθερώνονται, επηρεάζουν τη Γη με φαινόμενα του διαστημικού καιρού. Αυτά είναι οι ηλιακές καταιγίδες, οι στεμματικές εκπομπές μάζας, οι γεωμαγνητικές καταιγίδες, οι μαγνητοσφαιρικές υποκαταιγίδες και το σέλας. Όπως κάθε ηλιακή δραστηριότητα συνδέονται με το ισχυρότατο μαγνητικό πεδίο του Ήλιου, ενώ αποτελούν τις μεγαλύτερες εκρήξεις του ηλιακού συστήματος.[5][6]
Ο ενδεκαετής κύκλος του Ήλιου και οι ηλιακές εκλάμψεις
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Ο συσχετισμός τους καθορίζει την έξαρση ή την ύφεση του φαινομένου. Οι ενεργές περιοχές του Ήλιου, οι κηλίδες είναι σπάνιες όταν ο Ήλιος βρίσκεται στο ελάχιστό του. Εκεί συμβαίνουν πολύ λίγες ηλιακές εκλάμψεις. Όπως ο Ήλιος φτάνει προς το μέγιστό του, οι εκλάμψεις όλο αυξάνονται μαζί με τις κηλίδες που εξαλείφονται στο τέλος κάθε ηλιακού κύκλου (η διάρκεια ζωής τους). Το προηγούμενο απόγειό του ήταν το 2012 όπου υπήρξε τεράστια στεμματική εκπομπή μάζας, φαινόμενο που απορρέει των δυνατών εκλάμψεων. Η διαδικασία ακολουθεί μια κυκλική πορεία σε κάθε ηλιακό κύκλο.
Χαρακτηριστικά
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Χτυπούν τη Γη μόνο όταν γίνονται στην πλευρά του Ήλιου που βλέπει προς αυτή. Στην πλειοψηφία τους δεν διαπερνούν τη γήινη ατμόσφαιρα και άρα δεν την επηρεάζουν λόγω της αδυναμίας της ενέργειάς τους.[7] Διαταράσσουν τα στρώματα της γήινης ιονόσφαιρας με πολλαπλές συνέπειες μικρής ή μεγάλης βαρύτητας, όπως το να προκαλέσουν διαταραχές σε ραδιοσυχνότητες, μέχρι το απόλυτο μπλακ-άουτ ασυρμάτων ανάλογα με την ισχύ τους[8]. Η μεταφορά των ηλιακών ενεργειακών σωματιδίων είναι φυσικό πως επηρεάζει και τα διαπλανητικά συστήματα από όπου περνάει σε πρώτη φάση. Η έκλυση θερμότητας κατά τη διάρκεια τέτοιων φαινομένων έχει ως αποτέλεσμα την επέκτασή της. Από τη στιγμή που οι ραδιοσυχνότητες ταξιδεύουν στα ανώτερα στρώματα της ατμόσφαιρας, η ξαφνική αλλαγή στη σύνθεση, συγκεκριμένα της ιονόσφαιρας, είναι η επεξήγηση για το παραπάνω φαινόμενο. Εκτός από μπλάκ-άουτ των δορυφορικών συστημάτων συμβαίνει και η επιβράδυνση της ταχύτητας της τροχιάς τους και κατά συνέπεια αναγκάζονται να συντομεύουν την αποστολή τους.[9] Είναι ξεκάθαρο ότι φαίνονται σαν δυνατές λάμψεις, όπως δείχνει και η ονομασία τους. Μπορούν να δημιουργηθούν σε διάστημα μερικών λεπτών, ενώ μπορούν να «σβήσουν» μέσα σε μία ή δύο ώρες. Ηλιακά σωματίδια με μεγάλες ποσότητες ενέργειας που μπορούν να φτάσουν στον πλανήτη μας σε δέκα λεπτά είναι επίσης δυνατό να επιταχυνθούν με τις εκρήξεις. Περιλαμβάνoυν όλα τα ηλιακά σωματίδια που βρίσκονται στην ηλιακή ατμόσφαιρα, τα οποία είναι ιόντα: αζώτου, άνθρακα, μαγνησίου, νέου, σιδήρου και πυριτίου. Αυτά δημιουργούν τις ηλιακές κοσμικές ακτίνες ή αλλιώς τα ηλιακά ενεργειακά σωματίδια (αγγ. SEPs)[10]. Ο ηλιακός άνεμος λειτουργεί σαν αμφορέας της ηλιακής ακτινοβολίας, ο ρόλος του είναι να μεταφέρει ενέργεια από την χρωμόσφαιρα στην κορόνα όπου απελευθερώνεται με μορφή εκρήξεων σε κυματοειδείς σχηματισμούς (Eit waves). Όπως και το φως που ταξιδεύει γύρω στα οκτώ λεπτά για να φτάσει στη Γη, η λαμπρότητα μιας ηλιακής έκλαμψης χρειάζεται τον ίδιο χρόνο για να γίνει ορατή από ηλιακά τηλεσκόπια.
Υπολογισμός της ενέργειας
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Η ενέργεια αυτή καλύπτει όλο το ηλεκτρομαγνητικό φάσμα από τα ραδιοκύματα που φτάνουν μεγάλα μήκη κύματος, μέχρι τις ακτίνες Γ και τις εκπομπές μόλις λίγων εκατοστών με πολύ μικρά μήκη παράγοντας ηλεκτρομαγνητική ακτινοβολία. Οι ηλιακές κηλίδες συνδέονται με τα ισχυρά μαγνητικά πεδία του 'Ηλιου. Το αστρονομικό αυτό φαινόμενο δημιουργεί ξαφνικές εκρήξεις που συνολικά απελευθερώνουν ενέργεια μέχρι 6×1025 Joules. Είναι αλήθεια πως τις περισσότερες φορές οι δυνατότερες εκλάμψεις, με ενέργεια που φτάνει τα 1032 έργια[11], συνδέονται με το φαινόμενο των στεμματικών εκπομπών μάζας και μπορούν να συμβούν μαζί όμως όχι πάντα. Το μέγεθός της παρομοιάζεται με εκείνο μιας ηφαιστειακής έκρηξης στη δεκάτη εκατομμυριοστή. Ακόμη και τότε φθάνει κάτι λιγότερο από το 1/10 της συνολικής ενέργειας που απελευθερώνεται από τον 'Ηλιο κάθε δευτερόλεπτο. Ηλιακές εκλάμψεις γίνονται κάθε μέρα, μικρής ισχύος, οπότε εμφανίζονται από το πουθενά σε χρονικές περιόδους των δέκα μέχρι δεκάδων λεπτών όταν ο αστέρας είναι ενεργός και η ενέργειά τους μετριέται στα 1027 έργια. Από την άλλη μπορεί να περάσει και βδομάδα που να μην συμβεί κάποια όταν είναι «ήσυχος». Αξίζει να σημειωθεί πως σε περιπτώσεις εκρήξεων η θερμοκρασία εκεί αυξάνεται στα 10 ή 20 εκατομμύρια Kelvin, και υπάρχει η δυνατότητα αύξησης στα 100 εκατομμύρια, την ώρα που σε ήρεμη κατάσταση μετρούσε μόλις μερικά εκατομμύρια Kelvin.
Κατηγοριοποίηση σύμφωνα με την ισχύ της ενέργειάς τους
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]| Κατηγορία | W/m2 ανάμεσα σε 1 και 8 Άνγκστρομς (Ångströms) |
|---|---|
| Α | <10-7 |
| Β | ≥10-7 <10-6 |
| C | ≥10-6 <10-5 |
| M | ≥10-5 <10-4 |
| X | ≥10-4 |
Ένας λογάριθμος καθορίζει το μέγεθος μιας ηλιακής έκλαμψης και ειδικότερα το πλάτος που μετριέται σε Άνγκστρομς από το 1 μέχρι το 9 που αναγράφεται δίπλα από ένα γράμμα αντιπροσωπευτικό της κατηγορίας της. Η τελευταία η πιο ισχυρή είναι η Χ και αν συγκρίνουμε για παράδειγμα μια Χ1 με μια Χ2, η δεύτερη έχει τη διπλάσια δύναμη. Αν συγκρίνουμε την Χ1 με μια Μ5 παρατηρούμε ότι είναι τέσσερις φορές δυνατότερη. Η τελευταία κατηγορία κάποιες φορές δε σταματά στο 9 αλλά μπορεί να είναι και μεγαλύτερη. Οι εκλάμψεις Χ10 + ονομάζονται Super X-class solar flares.
1. Κατηγορία Α,Β
Είναι οι πιο συνηθισμένες και η ακτινοβολία που απελευθερώνουν είναι της έκτασης Α στο ηλιακό ελάχιστο και Β στο ηλιακό μέγιστο.
2. Κατηγορία C
Είναι η δύναμή τους επίσης μικρής κλίμακας επειδή συνήθως είναι αργές και αδύναμες. Μόνο στην περίπτωση που οι εκρήξεις πλάσματος διαρκέσουν πολύ θα μπορούσαν να προκαλέσουν στεμματικές εκπομπές μάζας και γενικότερη γεωμαγνητική ανωμαλία στη Γη.
3. Κατηγορία Μ
Είναι οι εκλάμψεις μεσαίου μεγέθους. Προκαλούν διαταραχές σε μικρές ραδιοσυχνότητες R1 και μετριοπαθείς R2 στη μεριά της υδρογείου που έχει ημέρα. Κάποιες ηλιακές καταιγίδες ακτινοβολίας προκαλούνται από αυτές. Διαρκείς ηλιακές εκλάμψεις συνοδευόμενες από στεμματικές εκπομπές μάζας που στοχεύουν τη Γη, είναι ικανές να δημιουργήσουν σέλας και δυνατές γεωμαγνητικές καταιγίδες σε κεντρικά γεωγραφικά πλάτη. Συνηθίζονται σε πολικά γεωγραφικά πλάτη.
4. Κατηγορία Χ
Προκαλούν σιγή ράδιο ασυρμάτων από R3 έως R5 καθότι αποτελούν τις ισχυρότερες της κατηγοριοποίησης, οι οποίες συμβαίνουν στη μεριά του Ήλιου που είναι ημέρα. Αν οι εκλάμψεις είναι πολύ εκρηκτικές και συμβαίνουν κοντά στο κέντρο, θα προκληθεί ισχυρή ηλιακή καταιγίδα ακτινοβολίας που θα καταλήξει σε επίσης μεγάλη στεμματική εκπομπή μάζας και τελικά σε τεράστια γεωμαγνητική καταιγίδα. Δεν ισχύει η ίδια λογική μέτρησης με τις άλλες κατηγορίες, δηλαδή μία έκλαμψη Χ20 δεν είναι μεγαλύτερη από μία Χ10 γιατί η πρώτη αναλύεται με 0.002 Watts/m2 και η δεύτερη 0.001 Watts/m2 στην κλίμακα ώνγκστρεμ από το 1 μέχρι το 8.
Είναι καθησυχαστικό ότι τέτοιου είδους ηλιακές εκλάμψεις επηρεάζουν τη Γη με συχνότητα της τάξεως των πολύ λίγων σε κάθε ηλιακό κύκλο. Με τις στεμματικές εκπομπές μάζας που είναι συνέπειά τους είναι δυνατό να προκληθούν πολύ σοβαρά προβλήματα σε δορυφόρους και ηλεκτροδότηση. Η μεγαλύτερη που καταγράφηκε ποτέ ήταν το 2003 και η μέγιστη ροή της ήταν Χ28 σύμφωνα με την επικρατέστερη άποψη. Υπάρχουν όμως και κάποιοι επιστήμονες που υποστηρίζουν ότι η δύναμη κορυφώθηκε ακόμη περισσότερο. Οι μετρήσεις έγιναν και από το δορυφόρο GOES-12 αλλά και από άλλου είδους συστήματα. Θετικό ήταν το γεγονός ότι η ομάδα των ηλιακών κηλίδων από την οποία δημιουργήθηκε είχε περιστραφεί αρκετά προς τη σκοτεινή μεριά του ηλιακού δίσκου. Δεν έχει υπάρξει έκλαμψη που να έχει πλήξει τόσο πολύ το κανάλι XRS του δορυφόρου GOES-15 όσο αυτή του 2015, αλλά στοιχεία δείχνουν ότι θα συμβεί με την ίδια ροή ακτινών.[12]
Μορφολογική προσέγγιση
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Είναι δύσκολο έως ακατόρθωτο αλλά και επικίνδυνο να παρατηρηθεί μια ηλιακή έκλαμψη με γυμνό μάτι. Μπορεί να προκαλέσει προβλήματα στην όραση. Το φως που εκπέμπεται προέρχεται από τη φωτόσφαιρα και πρόκειται για εξαιρετικά φωτεινή λάμψη. Χρησιμοποιούνται ειδικά επιστημονικά εργαλεία για τις μελέτες ταυτόχρονα με την πραγματοποίηση μιας έκλαμψης.
Υπάρχουν δυο είδη ηλιακών εκλάμψεων, οι βαθμιαίες και οι παρορμητικές. Στις βαθμιαίες επιταχύνονται βαριά ιόντα, ηλεκτρόνια και πρωτόνια με χρονική διάρκεια ίση με την ταχύτητα του φωτός. Η διαδικασία μπορεί να διαρκέσει κάποιες μέρες. Κυρίως συμβαίνουν σε περιοχές κοντά στους πόλους του Ήλιου, γύρω στις 100 κάθε χρόνο. Στις παρορμητικές γίνεται περισσότερο επιτάχυνση των ηλεκτρονίων μαζί με κάποια πρωτόνια. Διαρκούν μερικά λεπτά μέχρι μερικές ώρες και παρατηρούνται σε περιοχές κοντά στον ισημερινό, γύρω στις 1000 κάθε χρόνο, κατά την περίοδο του ηλιακού μέγιστου.
Η δομή του εσωτερικού κέντρου δράσης μιας ηλιακής έκλαμψης εκτιμάται περίπλοκη, ωστόσο στην πρώτη εικόνα δίνεται η σχηματοποίηση των παρατηρήσεων του ιαπωνικού δορυφόρου Yohkoh, προκειμένου να αναδειχθούν τα βασικά του χαρακτηριστικά. Ο παρακάτω βρόχος εμφανίζεται απλός. Είναι ο ίδιος και στην ηλιακή κορόνα εφόσον είναι η περιοχή απ' όπου βγαίνει, δηλαδή από το πλάσμα που ήταν περιορισμένα συγκεντρωμένο στις μαγνητικές γραμμές, τοποθετημένες στην ζώνη αγωγής θερμότητας. Τα δύο σημεία διασταυρώσεων μαγνητικών βρόχων (αγγλ. footpoints) είναι αυτά που εκλύουν τις ακτίνες Χ, όπως και ένα τρίτο με πυκνή μάζα πάνω από την περιοχή των μαλακών ακτίνων Χ. Η εκπομπή ακτίνων από τις διασταυρώσεις επιβεβαιώνει παλαιότερα μοντέλα που είχαν σχεδιαστεί με πριν τις μελέτες με τη μέθοδο σκληρών ακτίνων Χ. Τα ηλεκτρόνια που έχουν επιταχυνθεί σε περιοχή εκλάμψεων θα ρεύσουν γρήγορα κατά μήκος του μαγνητικού πεδίου του βρόχου[13].
Στον βρόχο μιας ηλιακής έκλαμψης
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Είναι η εσωτερική διαδικασία σε μια ηλιακή έκλαμψη (εικ.2). Δίνεται η σχηματοποίηση των παρατηρήσεων του δορυφόρου Yohkoh με ενσωματωμένο ηλιακό τηλεσκόπιο, προκειμένου να εξηγηθεί με μοντέλο ο βρόχος ηλιακής έκλαμψης (flare loop). Αυτή προήλθε από τα δυτικά του ηλιακού δίσκου με παρατηρήσεις ακτίνων Χ (εικ. 1)[Σημ 3]. Τα βασικά χαρακτηριστικά αναλύονται στο παρακάτω σχήμα, έτσι βλέπουμε αρχικά ότι δομικά υπάρχει ένας μαγνητικός βρόχος με οξύ άκρο. Φαίνεται ότι η πυκνότητα του θερμού πλάσματος παραμένει σταθερή μέσα και έξω του βρόχου και του άκρου, εκτός από το σημείο των διασταυρώσεων μαγνητικών βρόχων με τη φωτόσφαιρα,[14] όπου η πυκνότητα εμφανίζεται πολύ υψηλότερη. Ηλεκτρόνια που επιταχύνονται, ύστερα εγχέονται στο άκρο με σταθερές αναλογίες. Οδεύουν προς τα κάτω στο άκρο, όπου τα μισά πηγαίνουν προς το ένα σκέλος και τα άλλα προς το άλλο. Αυτά εκλύουν ακτινοβολία ακτίνων Χ (φαινόμενο επιβράδυνσης, διεθνώς bremsstrahlung) εξαιτίας του γεγονότος ότι αλληλεπιδρούν με θερμικά ιόντα. Χάνουν ενέργεια από συγκρούσεις με ηλεκτρόνια και το θερμό πλάσμα. Επίσης ηλεκτρόνια που καταφέρνουν να φτάσουν σε διασταυρώσεις, εξαιτίας της πυκνότητας του πλάσματος, χάνουν το υπόλοιπο της ενέργειάς τους.
Καθώς τα ηλεκτρόνια εγχέονται από την περιοχή του οξέως άκρου εξηγούν, σύμφωνα και με άλλες εκπομπές ακτίνων Χ ότι είτε σε αυτή την περιοχή τα ηλεκτρόνια πρέπει να επιταχύνονται είτε πάνω από αυτή. Οι μαγνητικές γραμμές δεν τελειώνουν στο σημείο που σκιαγραφείται αλλά οδεύουν προς τα έξω. Από τα μπλε βέλη βλέπουμε την προσκείμενη και αντίθετη ροή των μαγνητικών γραμμών στο κέντρο του άκρου. Στις συνθήκες αυτές ευνοείται το φαινόμενο της μαγνητικής ανασύνδεσης όπου οι προσκείμενες γειτονικές μαγνητικές γραμμές «θραύονται» και αναδημιουργούνται μεταξύ τους. Η διαδικασία συνδέεται με σημαντική επιτάχυνση σωματιδίων.
Ιστορία
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Την 1η Σεπτεμβρίου 1859 οι Βρετανοί Richard Christopher Carrington και Richard Hodgson με ξεχωριστές μελέτες, ανακάλυψαν κάποιες τοπικές φωτεινές περιοχές σε μια περιοχή πολλών ηλιακών κηλίδων και είδαν μια μεγάλη έκλαμψη στο λευκό φως. Τότε καταγράφηκε η μεγαλύτερη γεωμαγνητική καταιγίδα στην ιστορία και το φαινόμενο που παρατηρήθηκε πήρε το όνομα του πρώτου, γνωστό δηλαδή ως φαινόμενο Κάρρινγκτον. Ήταν και οι δυο ερασιτέχνες[15].Την ημέρα εκείνη ο αστρονόμος παρατήρησε μια αστεροειδή φωτεινή λάμψη να εκρήγνυται από τον Ήλιο. Αυτό κράτησε μόλις 5 λεπτά. Οι υποθέσεις του βασίζονταν στο ότι επρόκειτο για ένα μετεωρίτη που χτύπησε την επιφάνειά του. Καιρό μετά το φαινόμενο αναγνωρίστηκε ως ηλιακή έκλαμψη και προέκυψε το συμπέρασμα ότι όταν ο Ήλιος είναι ενεργός υπάρχουν πολλές ηλιακές κηλίδες.[16] Οι τηλέγραφοι της εποχής έσπασαν τα κοντέρ, ενώ ακόμη και μετά την αποσύνδεσή τους από το ρεύμα, μπορούσαν να μεταδίδονται μηνύματα χάρη στα ρεύματα που υπήρχαν στην ατμόσφαιρα. Το σίγουρο είναι ότι με την ανακάλυψη τόσων συστημάτων, οι συνέπειες θα ήταν πολύ πιο καταστροφικές για το σύγχρονο κόσμο. Το συμβάν συγκλόνισε τον κόσμο για μια βδομάδα, ενώ κάτι παρόμοιο παρατηρήθηκε τον προηγούμενο μήνα στις 28 Αυγούστου,[17] οπότε είχε αρχίσει και η μεγαλύτερη μαγνητοσφαιρική υποκαταιγίδα . Στις 30 του μήνα ο Cyrus Field που είχε μόλις στήσει το υπερατλαντικό καλώδιό του από τη Νέα Γη ως την Ιρλανδία, έγραψε ένα μήνυμα στον τηλέγραφο ότι δεν είχε ξαναδεί στα δεκαπέντε χρόνια εμπειρίας του τις φαντασμαγορικές συνέπειες ενός σέλαος σαν και αυτού. Εκτεινόταν από το Pointe-au-Père μέχρι το Quebec. Ήταν ορατό και στα τροπικά γεωγραφικά πλάτη και ονομάστηκε την εποχή εκείνη Aurora Borealis από τη ρωμαϊκή θεά του πρωινού (κατ'αυτήν την ονομασία ορίζεται και σήμερα το βόρειο σέλας).[18] Μετά την αποσύνδεση των μπαταριών των τηλεγραφικών γραμμών κανείς δεν μπορούσε να υποστηρίξει ότι το σέλας οδηγούταν από την ηλεκτροδότηση, συζητούσαν στους τηλέγραφους. Ο ηλεκτρικός τυφώνας τη νύχτα των παρατηρήσεων είχε φτάσει στο απόγειό του. Τα συμπεράσματα για την καταιγίδα γράφτηκαν σε εφημερίδες και γρήγορα σ'όλη την υδρόγειο το συζητούσαν κατενθουσιασμένοι. Από την εποχή του πρωτοπόρου Γαλιλαίου στις αρχές του 17ου αιώνα και μετά οι αστρονόμοι μελετούσαν τις ηλιακές κηλίδες. Σήμερα λόγω της ύπαρξης εξειδικευμένων μηχανημάτων δίνεται ο χρόνος να προετοιμάσουμε τις πηγές ηλεκτροδότησης πριν το μεγάλο χτύπημα, που κάποιες έρευνες υποστηρίζουν ότι θα ξανασυμβεί σε περίπου δεκαοχτώ έτη.
Γιατί και πού επηρεάζουν οι ηλιακές εκλάμψεις
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Οι ακτίνες Χ και η υπεριώδης ακτινοβολία που διαφεύγει από τις ηλιακές εκλάμψεις μπορεί να επηρεάσει την ιονόσφαιρα της Γης και να δημιουργήσει επιπλοκές σε συστήματα με εκπομπές σημάτων που καλύπτουν μήκη κυμάτων όλου του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος. Μια ενέργεια ταυτόχρονης έκρηξης βομβών υδρογόνου 100 μεγατόνων θα μπορούσε να παρομοιαστεί με εκείνη μιας έκλαμψης. Τίθεται θέμα μεγάλης ενέργειας που δε θα άφηνε ανεπηρέαστο το περιβάλλον από όπου περνά και καταλήγει.
Η διεξοδική έρευνα του αντικειμένου τους μπορεί να οδηγήσει στην κατανόηση άλλων κοσμικών γεγονότων που συμβαίνουν μακριά στο γαλαξία με απελευθέρωση ίσης ενέργειας. Τέτοια είναι: οι αστέρες εκλάμψεων (flare stars), τα πάλσαρ (pulsars), οι μαύρες τρύπες (black holes) και τα κβάζαρ (quasars). [Σημ 4]
Υφίσταται επίσης η δυνατότητα επ' ευκαιρίας των μελετών τους να ορισθούν φυσικές διαδικασίες στη φύση παρόμοιες με εκείνες στις συσκευές των εργαστηρίων, σχεδιασμένες για παραγωγή ελεγχόμενης θερμοπυρηνικής σύντηξης.
Έκλυση ακτινών και σωματιδίων
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Με γήινα τηλεσκόπια μπορούν να εξεταστούν οι ράδιο και οι οπτικές εκπομπές από τις εκλάμψεις. Οι υπόλοιπες μαλακές ακτίνες Χ και ακτίνες Γ' που δεν περνούν μέσα από την ατμόσφαιρα της Γης, φαίνονται μόνο με εξειδικευμένα τηλεσκόπια του διαστήματος.
Τα ηλιακά σωματίδια που εκτοξεύονται στο διαπλανητικό χώρο μπορούν να είναι επιβλαβή στα διαπλανητικά ηλεκτρονικά συστήματα και στους αστροναύτες γιατί μπορεί με ένα χτύπημα να λάβουν όση ακτινοβολία μπορεί να αντέξει ο ανθρώπινος οργανισμός.
Η περιοχή από όπου εκδηλώνονται και η σχέση με την οποία οι κατηγορίες ηλεκτρονίων μέσα και έξω από το πλάσμα συμπεριφέρονται, είναι δυνατό να υπολογιστούν μόνο με τη μεθοδο σκληρών ακτίνων Χ, η οποία ακολουθείται σ' αυτήν την περίπτωση.[19].
Στάδια του φαινομένου
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Είναι τα εξής τρία:
- πρόδρομο στάδιο
- δεύτερο ή ωστικό στάδιο
- στάδιο αποσύνθεσης
Στο πρώτο συμβαίνει η έκλυση της μαγνητικής ενέργειας, καθώς ανιχνεύεται η εκπομπή ακτίνων Χ που φέρονται ως μαλακές. Η αυξανόμενη κλιμακωτή ενέργεια στη συνέχεια στο δεύτερο στάδιο απελευθερώνει ραδιοκύματα, ακτίνες γ και σκληρές ακτίνες Χ. Ηλεκτρόνια και πρωτόνια επίσης σε αυτή τη φάση αυξάνουν ταχύτητα με ενέργεια που ξεπερνά το 1 ΜeV. Τελικά στο τρίτο στάδιο μελετάται η συγκέντρωση και η αποσύνθεση των ακτίνων Χ που γίνεται επίσης κλιμακωτά. Μια ηλιακή έκλαμψη μπορεί να χρειαστεί δευτερόλεπτα να εκπληρώσει τα στάδια ή ακόμη και μία ώρα.
Σημειώσεις
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- ↑ που είναι ένα από τα κέντρα δράσεως του 'Ηλιου και απαντώνται στην φωτόσφαιρα του 'Ηλιου που βρίσκεται πριν την ατμόσφαιρά του. Αυτή αποτελείται από τη χρωμόσφαιρα και την κορόνα του 'Ηλιου από την οποία εκτοξεύεται υλικό. Είναι πιο «ψυχρές» από τη γύρω περιοχή που είναι 6.400Κ, δηλαδή στα 4.200Κ λόγω των ισχυρών μαγνητικών πεδίων τους. Αυτός είναι ο λόγος που καθιστά τις ενεργές περιοχές του 'Ηλιου και εκεί αυτές γεννιούνται
- ↑ είναι η εσωτερική διαδικασία σταδιακής δημιουργίας ηλιακών εκλάμψεων που βασίζεται στις ανασυνδέσεις των μαγνητικών γραμμών
- ↑ Ένας άλλος τρόπος παρατήρησής τους είναι με οπτικό φως
- ↑ Βλέπετε σύνδεσμο στο γλωσσάρι της Nasa http://hesperia.gsfc.nasa.gov/sftheory/glossary.htm#CONVECTION_ZONE Αρχειοθετήθηκε 2021-05-06 στο Wayback Machine.
Παραπομπές
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]- ↑ Zell, Holly (10 Φεβρουαρίου 2015). «The Difference Between Flares and CMEs». NASA. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 14 Μαρτίου 2021. Ανακτήθηκε στις 20 Μαΐου 2016.
- ↑ «physics4u-ήλιου». www.physics4u.gr. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 20 Ιανουαρίου 2017. Ανακτήθηκε στις 18 Μαΐου 2016.
- ↑ «Solar Physics Glossary». hesperia.gsfc.nasa.gov. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 6 Μαΐου 2021. Ανακτήθηκε στις 29 Μαΐου 2016.
- ↑ «physics4u-Τι είναι οι ηλιακές εκλάμψεις». www.physics4u.gr. Ανακτήθηκε στις 23 Μαΐου 2016.
- ↑ «Solar Flare Theory». hesperia.gsfc.nasa.gov. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 23 Μαΐου 2016. Ανακτήθηκε στις 27 Μαΐου 2016.
- ↑ «Why Study Solar Flares?». hesperia.gsfc.nasa.gov. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 1 Μαΐου 2016. Ανακτήθηκε στις 27 Μαΐου 2016.
- ↑ Garner, Rob (19 Μαρτίου 2015). «Solar Storm and Space Weather - Frequently Asked Questions». NASA. Ανακτήθηκε στις 6 Ιουνίου 2016.
- ↑ Μαλλιάρης, Αντώνης Δ. (1978). Εγκυκλοπαίδεια Παιδεία. Θεσσαλονίκη: ΠΑΓΚΟΣΜΙΑ ΣΥΓΧΡΟΝΗ ΠΑΙΔΕΙΑ. σελ. 130.
- ↑ «Space Weather: Sunspots». Space.com. Ανακτήθηκε στις 10 Ιουνίου 2016.
- ↑ «NASA's Cosmicopia -- Sun - Solar Activity - Solar Flares». helios.gsfc.nasa.gov. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 11 Ιουνίου 2016. Ανακτήθηκε στις 27 Μαΐου 2016.
- ↑ «Solar Flares». hesperia.gsfc.nasa.gov. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 30 Απριλίου 2020. Ανακτήθηκε στις 27 Μαΐου 2016.
- ↑ «What are solar flares? | Help». SpaceWeatherLive.com. Ανακτήθηκε στις 10 Ιουνίου 2016.
- ↑ «Yohkoh Flare Images». hesperia.gsfc.nasa.gov. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 8 Οκτωβρίου 2016. Ανακτήθηκε στις 29 Μαΐου 2016.
- ↑ «* Footpoint (Astronomy) - Definition,meaning - Online Encyclopedia». en.mimi.hu. Ανακτήθηκε στις 28 Μαΐου 2016.
- ↑ «Space Weather: Sunspots». Space.com. Ανακτήθηκε στις 6 Ιουνίου 2016.
- ↑ «Η ιστορία της αστρονομίας». Σύλλογος Φίλων Αστρονομίας Κρήτης. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 22 Απριλίου 2016. Ανακτήθηκε στις 6 Ιουνίου 2016.
- ↑ «1859's "Great Auroral Storm"—the week the Sun touched the earth». Ars Technica. Ανακτήθηκε στις 6 Ιουνίου 2016.
- ↑ Administrator, NASA (7 Ιουνίου 2013). «NASA - The History of Auroras». NASA (στα Αγγλικά). Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 11 Απριλίου 2016. Ανακτήθηκε στις 7 Ιουνίου 2016.
- ↑ «Why Study Flares in Hard X-rays?». hesperia.gsfc.nasa.gov. Αρχειοθετήθηκε από το πρωτότυπο στις 24 Απριλίου 2016. Ανακτήθηκε στις 28 Μαΐου 2016.
