Sluneční erupce

Z Multimediaexpo.cz

(Rozdíly mezi verzemi)

Aktuální verze z 7. 2. 2022, 14:00

Sluneční erupce (2012)

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. Energetický výkon asociovaný sluneční erupcí se může vytvářet několik hodin nebo dokonce několik dnů, ale většina erupcí trvá pouze minuty k uvolnění svojí energie. 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 11–letém cyklu (Sluneční cyklus).

Na vrcholu tohoto cyklu, kdy je typicky více slunečních skvrn, je více erupcí.

Klasifikace slunečních erupcí

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

Sluneční erupce a asociovaná Coronal Mass Ejection (CMEs) má 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 CMEs je jedním 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, najít si ochranu před radiací.

Vesmírná loď Solar-B

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

Geomagnetická bouře

Reference

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

Commons nabízí fotografie, obrázky a videa k tématu
Sluneční erupce

Náklady na energie a provoz naší encyklopedie prudce vzrostly. Potřebujeme vaši podporu... Kolik ?? To je na Vás. Náš FIO účet — 2500575897 / 2010
Informace o článku. Článek je převzat z Wikipedie, otevřené encyklopedie, do které přispívají dobrovolníci z celého světa. Tento text je dostupný za podmínek Creative Commons 3.0 Unported – creativecommons.org. Originální článek na české Wikipedii

@@ Řádka 1: / Řádka 1: @@
+[[Soubor:Coronal Mass Ejection on the Sun-August 31, 2012-NASAFlickr.jpg|thumb|250px|Sluneční erupce (2012)]]
+'''Sluneční erupce''' je prudký výbuch ve [[Sluneční atmosféra|sluneční atmosféře ]] s [[energie|energií]] srovnatelné '''miliardě [[Kilogram|megatun]] [[Trinitrotoluen|TNT]]''', běžně se pohybující okolo 1 milionu kilometrů v hodině (asi 0.1% [[rychlost světla|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 [[korona|koroně]] a [[chromosféra|chromosféře]] zahřátím [[Fyzika plazmatu|plasmy]] na desítky milionů [[kelvin]]ů a zrychlením výsledných [[elektron]]ů, [[proton]]ů a těžších [[ion]]tů k [[Rychlost světla|rychlosti světla]]. Vytvářejí [[elektromagnetické záření]] podél celého [[elektromagnetické spektrum|elektromagnetického spektra]] na všech [[vlnová délka|vlnových délkách]] od nejdelších [[Elektromagnetické záření|radiových vln]] po nejkratší vlny [[Gama záření|záření gama]]. Většina erupcí nastává okolo [[Sluneční skvrna|slunečních skvrn]], kde se vyvine intensivní magnetické pole ze slunečního povrchu do korony. Energetický výkon asociovaný sluneční erupcí se může vytvářet několik hodin nebo dokonce několik dnů, ale většina erupcí trvá pouze minuty k uvolnění svojí energie.
+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 11–letém cyklu ([[Sluneční cyklus]]).
-[[Soubor:Solarflare hinode.png|thumb|Sluneční erupce]]
+Na vrcholu tohoto cyklu, kdy je typicky více slunečních skvrn, je více erupcí.
-'''Sluneční erupce''' je prudký výbuch ve [[Sluneční atmosféra|sluneční atmosféře ]] s [[energie|energií]] srovnatelné miliardě [[Megatuna|megatun]] [[Trinitrotoluen|TNT]], běžně se pohybující okolo 1 milionu kilometrů v hodině (asi 0.1% [[rychlost světla|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 [[korona|koroně]] a [[chromosféra|chromosféře]] zahřátím [[Fyzika plazmatu|plasmy]] na desítky milionů [[kelvin]]ů a zrychlením výsledných [[elektron]]ů, [[proton]]ů a těžších [[ion]]tů k [[Rychlost světla|rychlosti světla]]. Vytvářejí [[elektromagnetické záření]] podél celého [[elektromagnetické spektrum|elektromagnetického spektra]] na všech [[vlnová délka|vlnových délkách]] od nejdelších [[Elektromagnetické záření|radiových vln]] po nejkratší vlny [[záření gama]]. Většina erupcí nastává okolo [[Sluneční skvrna|slunečních skvrn]], kde se vyvine intensivní magnetické pole ze slunečního povrchu do korony. Energetický výkon asociovaný sluneční erupcí se může vytvářet několik hodin nebo dokonce několik dnů, ale většina erupcí trvá pouze minuty k uvolnění svojí energie.
-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==
-Sluneční erupce jsou klasifikovány jako A, B, C, M nebo X v závislosti na vrcholném toku (ve wattech na metr čtvereční, W/m<sup>2</sup>) od 100 do 800 [[pikometr]]ů [[radioaktivní záření|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<sup>-4</sup> W/m<sup>2</sup>. 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.
+Sluneční erupce jsou klasifikovány jako A, B, C, M nebo X v závislosti na vrcholném toku (ve wattech na metr čtvereční, W/m<sup>2</sup>) od 100 do 800 [[pikometr]]ů [[Radioaktivita|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<sup>-4</sup> W/m<sup>2</sup>. 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/m<sup>2</sup>), zaznamenané [[16. srpen|16. srpna]] [[1989]] a [[2. duben|2. dubna]] [[2001]]. Tyto události však byly zastíněny erupcí ze [[4. listopad|4 listopadu]] [[2003]], kdy se jednalo o největší radiační erupci, která byla kdy zaznamenána. Tato erupce byla původně klasifikována jako  X28 (2.8 mW/m<sup>2</sup>).  Přestože detektory GOES byly nasyceny nad oblast měření, nyní se předpokládá, že erupce byla mezi X40 (4.0 mW/m<sup>2</sup>) a X45 (4.5 mW/m<sup>2</sup>), podle vlivu událostí v zemské atmosféře (viz [http://www.agu.org/pubs/crossref/2005/2004JA010960.shtml]). 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 [[Richard Carrington|Richardem Carringtonem]] a zanechala stopy v [[Grónsko|Grónském]] ledu ve formě [[nitrát]]u a [[beryllium|berylia]]-10, který nyní dovolil vědcům změřit sílu erupce (New Scientist, 2005).
 ==Rizika==
-Sluneční erupce a asociovaná [[Coronal Mass Ejection]] (CMEs) má silný vliv na naše místní [[space weather|vesmírné počasí]]. Produkuje proudy vysoce energetických částic [[sluneční vítr|slunečního větru]] a Zemské [[magnetosféra|magnetosféry]], která se může objevit jako [[radiace|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 [[polární záře|aurora borealis]] a [[polární záře|aurora australis]].
+Sluneční erupce a asociovaná [[Coronal Mass Ejection]] (CMEs) má silný vliv na naše místní [[space weather|vesmírné počasí]]. Produkuje proudy vysoce energetických částic [[sluneční vítr|slunečního větru]] a Zemské [[magnetosféra|magnetosféry]], která se může objevit jako [[radiace|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 [[Polární záře|aurora borealis]] a [[polární záře|aurora australis]].
 Sluneční erupce vytváří kaskádu vysokoenergetických částic známých jako protonová bouře.  Protony mohou proniknout lidským tělem a způsobit [[biochemie|biochemické]] poškození.  Většina protonových bouří trvá dvě a více hodin od doby visuálního kontaktu k dosáhnutí Země.  Sluneční erupce z [[20. leden|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 CMEs je jedním z hlavních obav při diskuzích o lidské misi k [[Mars (planeta)|Marsu]] nebo k [[Měsíc]]i. 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. leden|20. ledna]] mají pouze 15 minut, najít si ochranu před radiací.