Sluneční erupce

Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
Skočit na: Navigace, Hledání
Sluneční erupce

Sluneční erupce je prudký výbuch ve sluneční atmosféře s energií srovnatelné miliardě megatun TNT, běžně se pohybující okolo 1 milionu kilometrů v hodině (asi 0.1% rychlosti světla) a třeba i vyšší. Sluneční erupce je známa tím, že může zasáhnout elektrické přenosy mnoha pozemských komunikačních zařízení, včetně počítačů, mobilních telefonů, pagerů a automobilů. Sluneční erupce se odehrává ve sluneční koroně a chromosféře zahřátím plasmy na desítky milionů kelvinů a zrychlením výsledných elektronů, protonů a těžších iontů k rychlosti světla. Vytvářejí elektromagnetické záření podél celého elektromagnetického spektra na všech vlnových délkách od nejdelších radiových vln po nejkratší vlny záření gama. Většina erupcí nastává okolo slunečních skvrn, kde se vyvine intensivní magnetické pole ze slunečního povrchu do korony. Sluneční erupce mohou vyzařovat až po několik hodin nebo dokonce i několik dnů, většina erupcí však svou energii uvolní během pouhých minut.

Sluneční erupce byla na Slunci poprvé pozorována roku 1859. Hvězdné erupce byly také pozorovány u mnoha jiných hvězd.

Frekvence výskytu slunečních erupcí se různí, od několika denně, když je slunce zvlášť "aktivní" až po méně než jednou týdně, když je Slunce "klidné". Sluneční aktivita se mění v 11letém cyklu (Sluneční cyklus). Na vrcholu tohoto cyklu, kdy je typicky více slunečních skvrn, je více erupcí.

Klasifikace slunečních erupcí[editovat | editovat zdroj]

Sluneční erupce jsou klasifikovány jako A, B, C, M nebo X v závislosti na vrcholném toku (ve wattech na metr čtvereční, W/m2) od 100 do 800 pikometrů radioaktivního záření v blízkosti Země, jak bylo naměřeno na vesmírné lodi GOES. Každá třída má vrcholný tok vždy desetkrát vyšší než předcházející, s třídou X mají vrcholný tok uspořádaný při 10-4 W/m2. Kolem třídy je lineární měřítko od 1 do 9, to znamená, že erupce X2 je dvakrát tak vyšší jako erupce X1, a je čtyřikrát silnější, než erupce M5. Silnějším M a X třídám erupcí je často přisuzována řada účinků na Zemi. Přestože GOES klasifikace je užívána běžně k určení velikosti sluneční erupce, jedná se pouze o odhad.

Dvě největší GOES erupce byly události X20 (2 mW/m2), zaznamenané 16. srpna 1989 a 2. dubna 2001. Tyto události však byly zastíněny erupcí ze 4 listopadu 2003, kdy se jednalo o největší radiační erupci, která byla kdy zaznamenána. Tato erupce byla původně klasifikována jako X28 (2.8 mW/m2). Přestože detektory GOES byly nasyceny nad oblast měření, nyní se předpokládá, že erupce byla mezi X40 (4.0 mW/m2) a X45 (4.5 mW/m2), podle vlivu událostí v zemské atmosféře (viz [1]). Erupce pochází z oblasti 10486, která je ukázána několik dní před erupcí.

Věří se, že největší erupce za posledních 500 let nastala v srpnu 1859: byla viděna Britským astronomem Richardem Carringtonem a zanechala stopy v Grónském ledu ve formě nitrátu a berylia-10, který nyní dovolil vědcům změřit sílu erupce (New Scientist, 2005).

Rizika[editovat | editovat zdroj]

Sluneční erupce a asociovaný výron koronální hmoty mají silný vliv na naše místní vesmírné počasí. Produkuje proudy vysoce energetických částic slunečního větru a Zemské magnetosféry, která se může objevit jako radiační riziko pro vesmírné lodi a kosmonauty. Měkčí třída proudů radioaktivního záření narůstá ionisováním horní atmosféry, která může vadit krátkovlnné radiové komunikaci a může narušit nízko letící orbitální satelity a způsobit jejich poškození. Energetické částice v magnetosféře přispívají k aurora borealis a aurora australis.

Sluneční erupce vytváří kaskádu vysokoenergetických částic známých jako protonová bouře. Protony mohou proniknout lidským tělem a způsobit biochemické poškození. Většina protonových bouří trvá dvě a více hodin od doby visuálního kontaktu k dosáhnutí Země. Sluneční erupce z 20. ledna 2005 vytvořila největší koncentraci protonů, které kdy byl přímo změřeny a trvalo pouze 15 minut od prvního pozorování k dosažení Země. Indikovaná rychlost byla okolo jedné třetiny rychlosti světla.

Radiační rizika a výrony koronální hmoty je jedněmi z hlavních obav při diskuzích o lidské misi k Marsu nebo k Měsíci. Bude potřeba vytvořit určitý druh magnetického štítu pro ochranu kosmonautů. Původně se myslelo, že kosmonauti by měli mít dvě hodiny času dostat se pod ochranu štítu, ale na základě události z 20. ledna mají pouze 15 minut na to, aby si našli ochranu před radiací.

Vesmírná loď Solar-B[editovat | editovat zdroj]

V září 2006 byla Japonskou Vesmírnou agenturou vypuštěna nová vesmírná loď momentálně známá jako Solar-B, aby sledovala sluneční erupce ve větších detailech. Zařízení má studovat sílu magnetických polí u kterých se má za to, že jsou zdrojem slunečních erupcí. Doufejme, že toto přinese nové světlo na to, co přesně způsobuje tuto aktivitu, tak aby byli vědci schopni předpovědět budoucí příchod erupce a která pomůže minimalizovat škody na satelitním vybavení a zdraví pacientů. Viz [2]

Související články[editovat | editovat zdroj]

Reference[editovat | editovat zdroj]

V tomto článku byl použit překlad textu z článku Solar flare na anglické Wikipedii.

  • Mewaldt, R.A., et al. 2005. Důsledky vesmírného počasí z 20. ledna 2005 a energetické částice. Ve spojení s American Geophysical Union a Solar Physics Division of the American Astronomical Society. May 23-27. New Orleans. Abstract.
  • Solar Flares video NASA z roku 2003
  • Solar Flares Video Slunečního & Heliosférické pozorování z roku 2002

Externí odkazy[editovat | editovat zdroj]