Protuberance
Z Wikipedie, otevřené encyklopedie
| Faktická přesnost tohoto článku je zpochybněna. Podívejte se prosím na relevantní diskusi na diskusní stránce. |
Protuberance 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. Protuberance je známa tím, že může zasáhnout elektrické přenosy mnoha pozemských komunikačních zařízení, včetně počítačů, mobilních telefonů, pagerů a automobilů. Protuberance 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 protuberancí nastává okolo slunečních skvrn, kde se vyvine intensivní magnetické pole ze slunečního povrchu do korony. Energetický výkon asociovaný protuberanci se může vytvářet několik hodin nebo dokonce několik dnů, ale většina protuberancí trvá pouze minuty k uvolnění svojí energie.
Protuberance byla poprvé na slunci pozorována roku 1859. Hvězdné protuberance byly také pozorovány u mnoha jiných hvězd.
Frekvence výskytu slunečních protuberancí se různí, od několika slunečních protuberancí denně, když je slunce zvášť "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 protuberancí.
Obsah |
[editovat] Klasifikace protuberancí
Sluneční protuberance 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 protubernace X2 je dvakrát tak vyšší jako protuberance X1, a je čtyřikrát silnější, než protuberance M5. K větším změnám na zemské prostředí jsou spojovány silnější M a X třídy protuberance. Přestože GOES klasifikace je užívána běžně k určení velikosti protuberance, jedná se pouze o odhad.
Dvě největší GOES protuberance byly události X20 (2 mW/m2), zaznamenané 16. srpna 1989 a 2. dubna 2001. Avšak tyto události byly zastíněny protuberancí ze 4 listopadu 2003, kdy se jednalo o největší radiační protuberanci, která byla kdy zaznamenána. Tato protuberance byla původně klasifikována jako X28 (2.8 mW/m2). Přestože detektory GOES byly nasyceny nad oblast měření, nyní se předpokládá, že protuberance byla mezi X40 (4.0 mW/m2) a X45 (4.5 mW/m2), podle vlivu událostí v zemské atmosféře (viz [1]). Protuberance pochází z oblasti 10486, která je ukázána několik dní před protuberancí.
Věří se, že největší protuberance 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 protuberance (New Scientist, 2005).
[editovat] Rizika
Sluneční protuberance 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 požkození. Energetické částice v magnetosféře přispívají k aurora borealis a aurora australis.
Sluneční protuberance vytváří kaskádu vysokoenergetických částic známých jako protonová bouře. Protony mohou proniknout lidským tělem a způsobit biochemické požkození. Většina protonových bouří trvá dvě a více hodin od doby visuálního kontaktu k dosáhnutí Země. Sluneční protuberance 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.
[editovat] Vesmírná loď Solar-B
V září 2006 byla Japonskou Vesmírnou agenturou vypuštěna nová vesmírná loď momentálně známá jako Solar-B, aby sledovala sluneční protuberance ve větších detailech. Zařízení má studovat sílu magnetických polí u kterých se má za to, že jsou zdrojem slunečních protuberancí. Doufejme, že toto přinese nové světlo na to, co přesně způsobuje tuto aktivitu, tak aby byli vědci schopni předpovědět budoucí příchod protuberance a která pomůže minimalizovat škody na satelitním vybavení a zdraví pacientů. Viz [2]
[editovat] Viz také
- Geomagnetická bouře
[editovat] 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
[editovat] Externí odkazy
- Dvojnásobná eruptivní protuberance
- Sluneční snímky
- Solar Cycle 24 a webové stránky VHF Aurora (anglicky)
- Stránka o slunečním počasí (anglicky)
- STEREO Spacecraft stránka (anglicky)
- Záznam BBC ze 4. listopadu 2003 o protuberanci (anglicky)
- NASA SOHO sledování protuberancí (anglicky)
- Stellar Flares - D. Montes, UCM. (anglicky)
- Slunce - D. Montes, UCM. (anglicky)
- US $100+ miliardové ztráty (anglicky)

