Hvad er et koronalt hul?

Når vi ser på solbilleder fra NASAs Solar Dynamics Observatory (SDO) i ekstrem ultraviolet ved en bølgelængde på 193 eller 211 Ångström, kan vi se de varme ydre lag af Solens atmosfære. Dette yderste lag af Solen kaldes koronaen. Solens magnetfelt spiller en vigtig rolle i forhold til, hvad vi ser på disse billeder. De lyse områder på disse billeder viser os varm og tæt gas, der fanges af Solens magnetfelt. De mørke og tomme områder er steder, hvor solens magnetfelt når ud i rummet, så disse varme gasser kan undslippe. Disse områder er karakteriseret ved meget lavere temperaturer og lavere tætheder sammenlignet med deres omgivelser, hvilket får koronale huller til at se mørke ud. Koronale huller er altså ikke bogstavelige huller i Solen, det ligner bare det i visse ekstreme ultraviolette bølgelængder!

Magnetfeltet i et koronalt hul er anderledes end resten af Solen. I stedet for at vende tilbage til overfladen forbliver disse magnetiske feltlinjer åbne og strækker sig ud i rummet. I øjeblikket ved vi endnu ikke, hvor de forbinder sig igen. I stedet for at holde den varme gas sammen får disse åbne magnetfeltlinjer til at danne et koronalt hul, hvor solvinden kan undslippe med høje hastigheder. Når et koronalt hul er placeret nær midten af den jordvendte solskive, strømmer disse varme gasser mod Jorden med en højere hastighed end den almindelige solvind og forårsager geomagnetiske forstyrrelser på Jorden med øget nordlysaktivitet. Afhængig af størrelsen og placeringen af det koronale hul på skiven kan der forventes mere eller mindre nordlysaktivitet. Store koronale huller resulterer ofte i hurtigere solvind end mindre koronale huller. Koronale huller er normalt ikke interessante for nordlys iagttagere på de mellemste breddegrader og forårsager kun lejlighedsvis geomagnetiske stormforhold.

Koronale huller kan udvikle sig til enhver tid og sted på Solen. De koronale huller ved solpolerne er de mest stabile, især i årene omkring solminimum, men de påvirker sjældent vores planet. Kun hvis disse koronale huller vokser og udvider sig mod lavere breddegrader, oplever vi nogle gange den højhastighedssolvindstrøm, der kommer fra disse polære koronale huller. Disse udvidelser mod lavere breddegrader kan nogle gange afbrydes fra det polære koronale hul og blive en isoleret struktur i sig selv. Koronale huller vedvarer ofte i uger eller måneder og ændrer sig i form og størrelse som tiden går. Koronale huller kan også udvikle sig isoleret fra de polære koronale huller, hvilket er mere almindeligt i årene lige før og efter solminimum.

Hvordan genkender jeg en koronal hulstrøm?

Bortset fra en koronal masseudstødning ankommer en koronal hul højhastighedsstrøm (CH HSS) langsomt med først en jævn stigning i solvindens tæthed i løbet af et par timer. Denne stigning i solvindens tæthed opstår, fordi den hurtigere solvind samler de langsommere solvindpartikler foran sig. Dette fænomen omtales ofte som en Stream Interaction Region (SIR) eller som en Co-rotating Interaction Region (CIR) og er næsten altid forbundet med en stigning i den samlede styrke (Bt) af det interplanetariske magnetfelt. Når denne komprimerede solvindgrænse har passeret Jorden, vil vi se, at solvindens hastighed begynder at stige, mens den samlede styrke (Bt) af det interplanetariske magnetfelt og solvindens tæthed falder.

<< Gå til forrige side