Mis on krooniauk?

Kui vaatame NASA Päikese Dünaamika Vaatluskeskuses (Solar Dynamics Observatory SDO) päikeseenergiat 193 või 211 Ångstömi lainepikkusel, näeme päikese atmosfääri kuuma väliskihi. Seda päikese välimist kihti nimetatakse krooniks. Päikese magnetväljal on oluline roll nende kujutiste osas, mida me näeme. Nende piltide heledad alad näitavad meile kuuma ja tihedat gaasi, mis jääb päikese pinnale ja mida hoitakse seal magnetvälja poolt. Pimedad ja nii peaaegu tühjana paistvad alad on kohad, kus Päikese magnetväli jõuab kosmoseruumi, nii et need kuumad gaasid võivad põgeneda. Need piirkonnad on nii tumedad, seetõttu et neis on ümbrusega võrreldes väga vähe kuuma materjali.

Tüüpiline krooniauk nähtuna NASA Päikese Dünaamika Vaatluskeskuses (Solar Dynamics Observatory SDO)
Pilt: Tüüpiline krooniauk nähtuna NASA Päikese Dünaamika Vaatluskeskuses (Solar Dynamics Observatory SDO).

Krooniaugu magnetväli erineb ülejäänud päikesest. Pinnale tagasi pöördumise asemel jäävad need magnetvälja jõujooned avatuks ja venivad kosmoseruumi. Praegu me ei tea veel, kus nad taas ühenduvad. Selle asemel, et hoida kuuma gaasi kokku, põhjustavad need avatud magnetvälja jõujooned kroonis ava ehk krooniaugu, kus päikesetuul võib suurel kiirusel põgeneda ümbritsevasse kosmosesse. Kui krooniauk paikneb maa poole asuva päikeseketta keskpunkti lähedal, voolavad need kuumad gaasid Maa poole kiiremini kui tavaline päikesetuul ja põhjustavad maapinnal geomagnetilisi häireid koos suurema auroralse aktiivsusega. Sõltuvalt krooniaugu suurusest ja asukohast päikesekettal võib oodata rohkem või vähem auroraalset aktiivsust. Suured krooniaugud põhjustavad tihti kiiremat päikesetuult kui väiksemad krooniaugud. Krooniaugud ei ole keskmistel lõunapoolsematel laiuskraadidel tavaliselt virmaliste vaatajate jaoks huvipakkuvad ja põhjustavad ainult aeg-ajalt tingimusi, mille tagajärjeks on geomagnetilised tormid ja virmalised öötaevas.

Kuidas tunnen ära voo, mis tuleb krooniaugust?

Teisiti, kui krooniaine massiline väljavool, jõuab krooniaugust tulenev kiire päikesetuule vool ( coronal hole high speed stream (CH HSS)) kohale aeglaselt, esmalt päikesetuule tiheduse pideva suurenemisega paari tunni jooksul. Selline päikesetuule tiheduse suurenemine on tingitud sellest, et kiirem päikesetuul lükkab kobarasse selle ees liikuvad aeglasemad päikesetuule osakesed. Seda nähtust nimetatakse tihti ka voogude koostoime piirkonnaks (Stream Interaction Region (SIR)) või koos pöörlemise koostoime piirkonnaks (Co-rotating Interaction Region (CIR)) ja see on peaaegu alati seotud interplanetaarse magnetvälja koguvõimsuse (Bt) suurenemisega. Kui see kokkusurutud päikesetuule piir on möödunud Maast, näeme, et päikesetuule kiirus hakkab suurenema, samal ajal kui interplanetaarse magnetvälja koguvõimsus (Bt) ja päikesetuule tiheduse väheneb.

Kiire päikesetuule ja ümbritseva päikesetuule koostoime geomeetria.
Pilt: Kiire päikesetuule ja ümbritseva päikesetuule koostoime geomeetria.

<< Mine eelmisele lehele

Viimane uudis

Toeta SpaceWeatherLive.com-i!

Paljud inimesed külastavad SpaceWeatherLive lehte selleks, et jälgida, mis toimub Päikesel või, kas on oodata virmalisi. Suurema liiklusega on serveri koormus ning maksumus kõrgem. Kui sulle meeldib see, mida me sinu heaks teeme, siis saad sa sellele ka ise natukene kaasa aidata, annetades selle lehe käigus hoidmise ja arendamise heaks. Ette tänades SpeaceWeatherLive meeskond!

65%

Viimane teavitus

Hankige koheselt teateid!

Fakte kosmose ilmast

Viimane X-loide:10 /09 /2017X8.2
Viimane M-loide:20 /10 /2017M1.0
Viimane geomagnetiline torm:17 /03 /2019Kp5 (G1)
Päikese plekivabade päevade arv 2019 -is:62
Praegused järjestikused päikeseplekkideta päevad:2

See päev ajaloos*

Päikesepursked ehk loited
12002X1.5
22015M4.0
32003M2.8
42015M2.2
52015M2.2
ApG
1201522
2200322G1
3199720G1
4201418
5201717G1
*alates 1994

Sotsiaalvõrgustikud