Ejeção de massa coronal
Ejeção de massa coronal (CME) , grande erupção de magnetizado plasma de sol Atmosfera externa, ou coroa, que propaga para fora no espaço interplanetário. O CME é um dos principais transitório características do sol. Embora seja conhecido por ser formado por reconfigurações explosivas de campos magnéticos solares por meio do processo de reconexão magnética, seu mecanismo de formação exato ainda não é conhecido.
O Sol ejetando violentamente uma bolha de plasma quente em uma ejeção de massa coronal muito grande (CME), no canto superior direito. A imagem foi tirada com um coronógrafo, um instrumento que bloqueia o disco solar para revelar a corona muito mais escura. O disco vermelho no centro faz parte do instrumento; o círculo branco indica o tamanho e a posição do disco do Sol. A imagem em cores falsas foi tirada da espaçonave Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), 2 de dezembro de 2002. SOHO / ESA / NASA
CMEs rápidos geram choques interplanetários no vento solar e causam as tempestades geomagnéticas mais intensas em terra . As principais causas do clima espacial, as tempestades geomagnéticas, são distúrbios na magnetosfera da Terra que podem ter um impacto significativo nos sistemas tecnológicos terrestres e espaciais. Seu processo de formação, estrutura tridimensional, evolução conforme eles propagar através do espaço interplanetário, relacionamento com erupções solares e impacto no espaço da Terra meio Ambiente são áreas importantes da pesquisa em física solar e espacial.
Observações e aparência
Observe uma animação do cometa de Encke sendo atingido por uma ejeção de massa coronal Animação do cometa de Encke sendo atingido por uma ejeção de massa coronal. Laboratório de imagem conceitual da NASA / GSFC Veja todos os vídeos para este artigo
Antes da invenção do coronógrafo (um instrumento que coloca um disco ocultador na frente do sol para bloquear sua luz brilhante), a coroa do Sol era visível por apenas alguns minutos durante a energia solar total eclipses , quando a Lua agia como o disco ocultador. Com o advento da energia solar baseada no espaço astronomia no início dos anos 1970, observações de alta resolução e relativamente contínuas da coroa do Sol podiam ser feitas, permitindo a observação de rotina de CMEs.
CMEs são observados como loops ou bolhas de plasma denso que se propagam para longe do Sol e que perturbam e interagem com o vento solar circundante e o campo magnético interplanetário (FMI). Esses CMEs observados in situ por espaçonaves no vento solar, chamados CMEs interplanetários (ou ICMEs), são frequentemente caracterizados por campos magnéticos torcidos (ou cordas de fluxo magnético); tais ICMEs são comumente chamados de nuvens magnéticas.
Propriedades
CMEs são muito grandes e dinâmico estruturas que podem conter mais de 10quinzegramas de material solar. Eles podem ter um tamanho radial de 0,25 unidade astronômica (AU; 37 milhões de km, ou 23 milhões de milhas) quando passam por terra , que é 1 UA (150 milhões de km, ou 93 milhões de milhas) do sol . Os CMEs que são lançados em direção à Terra são chamados CMEs de halo porque, à medida que se aproximam da Terra, parecem maiores do que o Sol, formando um halo de emissão coronal brilhante completamente em torno dele.
A taxa de ocorrência de CMEs geralmente segue o ciclo solar de 11 anos de atividade das manchas solares, e CMEs ocorrem com mais frequência e são mais intensos em torno do máximo solar. CMEs causam as maiores tempestades geomagnéticas. Existem dois tipos principais de tempestades geomagnéticas: tempestades recorrentes e não recorrentes. Tempestades recorrentes são causadas por características no Sol chamadas de buracos coronais que vivem por vários meses e geram regiões de interação corrotativas (distúrbios no vento solar onde o vento solar rápido dos buracos coronais alcança o vento solar lento) que se repetem no dia 27 período de rotação solar de um dia. Tempestades não recorrentes ocorrem esporadicamente ao longo da rotação solar, mas são principalmente impulsionadas por CMEs. As regiões de interação corotante são mais comumente observadas durante a fase de declínio do ciclo solar (poucos anos após o máximo solar) no mínimo solar, enquanto CMEs são vistos com mais frequência durante o máximo solar.
CMEs e clima espacial
Por causa de sua velocidade, sua grande força de campo magnético e seu forte componente de campo magnético para o sul, muitas vezes de longa duração, muitos CMEs rápidos são altamente geoeficazes; ou seja, a energia é transferida de forma eficaz entre o vento solar e terra Da magnetosfera através do processo de reconexão magnética - o mesmo processo responsável pela formação de CMEs. Se o FMI ou o campo magnético dentro de um CME tem um forte componente voltado para o sul, ele pode acoplar-se de forma eficiente com o campo geomagnético , lançando muito energia , transferindo a massa e impulso do vento solar na magnetosfera, e gerando uma grande tempestade geomagnética. A maior tempestade geomagnética já registrada, a de 2 de setembro de 1859, teve intensas exibições aurorais tão ao sul quanto nos trópicos. No dia anterior, o astrônomo Richard Carrington, do Royal Greenwich Observatory, fez as primeiras observações de uma explosão solar de luz branca, um ponto brilhante que apareceu de repente no sol . Carrington notou a coincidência (mas não reivindicou uma conexão direta) entre as auroras e a erupção solar, prefigurando assim o disciplina da pesquisa do clima espacial.
Acredita-se agora que a região ativa do Sol que produziu o clarão de luz branca também produziu um CME rápido, que subsequentemente produziu a tempestade geomagnética. A energia de um CME depende de sua velocidade; Os CMEs são lançados com uma ampla variedade de velocidades, de menos de 10 km (6 milhas) por segundo a mais de 2.000 km (1.200 milhas) por segundo. CMEs rápidos são aqueles que viajam mais rápido do que o vento solar de fundo (que tem uma velocidade média de cerca de 400 km [240 milhas] por segundo). Embora os CMEs sejam frequentemente associados a erupções solares, os dois podem ocorrer independentemente. Ambos os flares e CMEs são considerados demonstrações do rearranjo do campo magnético solar através do mecanismo de reconexão magnética. A energia transportada em um CME rápido é aproximadamente a mesma que a liberada em uma explosão solar.
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