Terminem koronalne wyrzuty masy (Coronal Mass Ejections, CME) określa się duże wyrzuty plazmy z korony Słońca. Korona Słońca to najbardziej zewnętrzna część atmosfery słonecznej, rozciągająca się na miliony kilometrów od gwiazdy. Najłatwiej jest ją zaobserwować podczas całkowitego zaćmienia Słońca lub przy użyciu koronografu.
WIDEO…
Jedną z ciekawszych zagadek heliofizyki jest to, że korona słoneczna jest znacznie gorętsza od widocznej zewnętrznej części atmosfery słonecznej. Tak zwana fotosfera ma w przybliżeniu temperaturę 6000 stopni Kelvina (K), podczas gdy korona ponad milion K.
Materia słoneczna
Koronalny wyrzut masy jest zjawiskiem potężnym. Choć wiadomo, że powstaje w wyniku gwałtownych przekształceń słonecznych pól magnetycznych, dokładny mechanizm jego powstawania nie jest jeszcze poznany. Podczas CME miliardy ton materii koronalnej wylatują w przestrzeń, przenosząc tam swoje pole magnetyczne. Jest ono silniejsze niż tło międzyplanetarnego pola magnetycznego (Interplanetary Magnetic Field, IMF) wiatru słonecznego.
CME osiągają średnio rozmiar radialny jednej czwartej odległości Słońce–Ziemia, czyli około 37 mln km. Ponieważ CME rozszerzają się w miarę oddalania od Słońca, gdy są skierowane w stronę Ziemi, wydają się większe niż samo Słońce, tworząc widoczne „halo" jasnej emisji koronalnej wokół tarczy słonecznej (to tzw. halo CME). Warto dodać, że wielkość CME jest ściśle powiązana z jego prędkością – najszybsze CME (do ok. 3000 km/s) zwykle są też tymi największymi i zdolnymi wywołać najsilniejsze burze geomagnetyczne. CME są też bardzo masywne, mogą zawierać ponad 10¹⁵ gramów materii słonecznej (czyli miliard ton lub więcej).
Szybkie CME skierowane w stronę Ziemi mogą dotrzeć do naszej planety już w ciągu 15–18 godzin. Najszybsze zarejestrowane w historii CME dotarło do Ziemi w sierpniu 1972. Jego czas pokonania dystansu Słońce-Ziemia wyniósł 14,6 godziny. Wolniejsze CME mogą potrzebować kilku dni.
Poskręcane linie pola magnetycznego
Najbardziej gwałtowne CME powstają, gdy mocno poskręcane linie pola magnetycznego w dolnych warstwach korony osiągają punkt krytycznego naprężenia i nagle „rozluźniają się”, dążąc do stabilniejszego układu. Jest to zjawisko znane jako rekoneksja magnetyczna. Efektem tej przebudowy bywa gwałtowne uwolnienie energii w postaci rozbłysku słonecznego, czemu często towarzyszy błyskawiczne wyrzucenie plazmy w przestrzeń, obserwowane właśnie jako CME. Zjawiska tego typu najczęściej mają swoje źródło w miejscach o wysokim skupieniu napiętego strumienia magnetycznego, na przykład w aktywnych regionach otaczających grupy plam słonecznych.
Innym możliwym źródłem CME są filamenty i protuberancje, czyli obszary, w których chłodniejsza, gęstsza plazma zostaje uwięziona przez pętle pola magnetycznego sięgające aż do wewnętrznej korony. Kiedy te pętle się przebudowują, scenariusz może potoczyć się na dwa sposoby: gęsty filament lub protuberancja albo opadnie z powrotem na Słońce i zostanie wchłonięty bez większych konsekwencji, albo doprowadzi do pełnoprawnego wyrzutu masy.
Jeśli CME rozpędzi się bardziej niż otaczający go wiatr słoneczny, przed sobą wytwarza falę uderzeniową. Ta z kolei potrafi „popychać” naładowane cząstki, co zwiększa ryzyko i siłę burz radiacyjnych.
Pętle i bąble słonecznej plazmy
Przed wynalezieniem koronografu, czyli instrumentu zasłaniającego tarczę słoneczną i blokującego jej jasne światło, koronę Słońca można było obserwować jedynie przez kilka minut podczas całkowitych zaćmień Słońca, gdy rolę tarczy zasłaniającej pełnił Księżyc. Wraz z rozwojem astronomii słonecznej opartej na obserwacjach kosmicznych na początku lat 70. XX wieku możliwe stały się obserwacje korony Słońca o wysokiej rozdzielczości i względnie ciągłe. To umożliwiło rutynową obserwację CME.
CME obserwuje się jako pętle lub bąble gęstej plazmy, które oddalają się od Słońca i oddziałują z otaczającym je wiatrem słonecznym oraz międzyplanetarnym polem magnetycznym (IMF). CME obserwowane in situ przez statki kosmiczne w wietrze słonecznym nazywane są międzyplanetarnymi CME (ICME) i często charakteryzują się skręconymi polami magnetycznymi (tzw. linami strumienia magnetycznego). Takie ICME są powszechnie określane jako chmury magnetyczne.
Częstość występowania CME wiąże się z 11-letnim cyklem aktywności plam słonecznych. Wyrzuty masy występują częściej i są najintensywniejsze w okresie maksimum słonecznego. To właśnie CME powodują największe burze geomagnetyczne.
Burze geomagnetyczne
Wyróżnia się dwa główne typy burz geomagnetycznych: powracające i niepowracające. Burze powracające są wywoływane przez tzw. dziury koronalne – struktury na Słońcu utrzymujące się przez kilka miesięcy, generujące korotujące obszary oddziaływania (zaburzenia w wietrze słonecznym, gdzie szybki wiatr słoneczny z dziur koronalnych dogania wolniejszy wiatr słoneczny), powtarzające się z 27-dniowym okresem rotacji Słońca. Burze niepowracające występują sporadycznie w trakcie rotacji słonecznej, ale są przede wszystkim wywoływane przez CME.
Burze geomagnetyczna stanowią przejaw tzw. pogody kosmicznej. Mogą znacząco wpływać zarówno na systemy technologiczne naziemne, jak i te działające w kosmosie (satelity, sieci energetyczne, systemy nawigacji GPS itp.). Są one klasyfikowane według pięciostopniowej skali NOAA. Największa zarejestrowana w historii burza miała miejsce 2 września 1859 roku. Wywołała ona intensywne zorze polarne widoczne aż po tropiki, a była związana z obserwowanym dzień wcześniej przez Richarda Carringtona rozbłyskiem słonecznym (tzw. zdarzenie Carringtona).
Chcesz znaleźć więcej inspirujących podróży, fascynujących odkryć i opowieści ze świata nauki? Skorzystaj ze specjalnej oferty prenumeraty magazynów National Geographic Polska i National Geographic Traveler.
Nasza autorka
Ewelina Zambrzycka-Kościelnicka
Dziennikarka i pisarka zajmującą się tematyką popularnonaukową, głównie kosmosem. Absolwentka Uniwersytetu Warszawskiego, przygodę z mediami rozpoczęła ponad 20 lat temu w redakcji „Życia Warszawy”. Poza pisaniem o polskiej i światowej nauce na łamach „National Geographic” współpracuje m.in. z „Wysokimi Obcasami” i kilkoma magazynami premium. Współautorka trzech bestsellerowych książek: „Człowiek – istota kosmiczna”, „Kosmiczne wyzwania” i „Odważ się robić wielkie rzeczy”. Ambasadorka Śląskiego Festiwalu Nauki. Pracuje w Centrum Badań Kosmicznych PAN i współpracuje z polskim Obserwatorium Cerro Murphy w Chile (OCM), którym zarządza CAMK PAN.
