Astronomiczny Obiekt Miesiąca: Październik 2019

< poprzedni Archiwum następny >

Oszacowanie czasów przybywania koronalnych wyrzutów masy w okolice Ziemi

Czasy docierania koronalnych wyrzutów masy (CME) w pobliże Ziemi są jednym z najważniejszych parametrów determinujących pogodę kosmiczną. Dokładny model przewidywania tak zwanych czasów podróży (TT, ang. travel time) dla koronalnych wyrzutów masy skierowanych ku Ziemi jest dla nas ważny, bowiem powodują one intensywne zaburzenia geomagnetyczne na naszej planecie. Opisane tu badania prezentują nowy model prognozowania tych czasów, który jest obarczonymi mniejszymi błędami w porównaniu do poprzednio proponowanych metod. Ponadto pozwala on lepiej zrozumieć kinematykę CME.

Ilustracja 1: Zdjęcie koronalnego wyrzutu masy wykonane przez satelitę Solar TErrestrial RElations Observatory (STEREO) Źródło: STEREO.

Koronalne wyrzuty masy to wielkoskalowe erupcje plazmy i pola magnetycznego z powierzchni Słońca. Odgrywają one ważną rolę w kształtowaniu pogody kosmicznej, mogąc przy tym generować intensywne zaburzenia geomagnetyczne na Ziemi. Wiemy, że to za ich sprawą powstają piękne zorze polarne, ale także poważne zakłócenia w działaniu sieci elektrycznych i telekomunikacji ( efekt Carringtona, 1859) pojawiające się w przypadku wyjątkowo silnych burz geomagnetycznych.

Te potężne obłoki złożone ze zjonizowanego gazu związanego przez pola magnetyczne mogą podróżować ze średnimi prędkościami rzędu 150-1050 km/s, gdy są obserwowane w pobliżu Słońca. Jeśli jednak kierują się one w stronę Ziemi (jako tzw. CME halo lub częściowego halo), mogą tam oddziaływać z ziemskim polem magnetycznym i powodować zakłócenia geomagnetyczne. Dla prawidłowego prognozowania takich burz geomagnetycznych kluczowa jest umiejętność przewidywania, kiedy dokładnie te zakłócenia pochodzące ze Słońca dotrą do Ziemi. Nie jest to łatwe zadanie, ponieważ szybkość rozszerzania się koronalnych wyrzutów masy zależy od sił magnetycznych napędzających same CME oraz od innych warunków aktualnie panujących w ośrodku międzyplanetarnym. Ponadto prędkość samych wyrzutów masy może się szybko zmieniać w wyniku ich wzajemnego oddziaływania ze sobą.

Sondy Kosmiczne SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory) i STEREO (Solar TErrestrial RElations Observatory) zostały zaprojektowane i wysłane w kosmos w celu badania Słońca odpowiednio w latach 1995 i 2006. W opisanych tu badaniach uczestniczyły ich instrumenty pokładowe: koronografy LASCO (Large Angle and Spectrometric Coronagraphs, SOHO) i SECCHI (Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation, STEREO). Pełen cykl aktywności geomagnetycznej Słońca trwa 11 lat, a zachodzące podczas niego zmiany mają silny wpływ na tempo i intensywność pojawiających się w nim koronalnych wyrzutów masy. Opisane badania dotyczą okresu z lat 2009 – 2013 - okresu wychodzenia z tzw. 24 minimum cyklu słonecznego.

CME zwykle docierają na Ziemię w około 1-6 dni po erupcji w koronie Słońce. Na ilustracji 2 pokazano zależność między maksymalnymi prędkościami i czasami podróży (TT) dla tak zwanych międzyplanetarnych wyrzutów masy koronalnej (ICME) i międzyplanetarnych szoków (IP). Z wykresu można odczytać czasy, w jakich dany CME o maksymalnej prędkości dociera w okolice Ziemi. Ta metoda, w praktyce polegająca na wykorzystaniu maksymalnej prędkości CME do przewidywania czasów ich docierania do Ziemi, generuje mniejsze błędy pomiarowe w porównaniu z poprzednio prezentowanymi badaniami. Przedstawiony tu model można wykorzystywać uniwersalnie. Ponadto obserwacje z sondy STEREO są znacznie dokładniejsze w określaniu czasów TT, ponieważ jej pole widzenia jest znacznie większe niż w przypadku sondy SOHO, co pozwala nam śledzić CME do aż jednej trzeciej części ich drogi ku Ziemi, a tym samym określać ich prędkości z jeszcze większą precyzją.

Ilustracja 2: Związek pomiędzy maksymalnymi prędkościami CME uzyskany na bazie zdjęć z satelity STEREO i zaobserwowanych czasów TT dla ICME (Panel a) oraz szoków IP (Panel b). Otwarte romby symbolizują tzw. nie zakłócające, natomiast gwiazdki - zakłócające CME. Relacja wielomianowa trzeciego rzędu pomiędzy zaobserwowanymi TT a prędkościami CME jest zaznaczona przerywaną krzywą. Dwie dodatkowe linie przerywane ilustrują odchylenia od modelu, z dokładnością ± 10 godzin. Rozkłady błędów między przewidywanymi i obserwowanymi TT są przedstawione w dolnych panelach (Panel c dla ICME i Panel d dla szoków IP). Wartości średnich i maksymalnych błędów są także pokazane na panelach. Źródło: A. Ravishankar.

Podsumowując - najsilniejsze z koronalnych wyrzutów masy są też szybkie i docierają do Ziemi najczęściej w ciągu kilku godzin, w czasie nie dłuższym niż 40 godzin. Niosą one potencjalne zagrożenia, powodując między innymi awarie zasilania sieci elektrycznych na skutek wywoływania intensywnych burz geomagnetycznych. Wolniejsze CME mogą z kolei prowadzić do powstawania pięknych zórz polarnych. Nasza zdolność do dokładnego prognozowania zachowań koronalnych wyrzutów masy może nas odpowiednio wcześniej przygotować na to, czy spotka nas (wcześniej czy później) potencjalne niebezpieczeństwo, czy też raczej urokliwy spektakl na niebie.

Oryginalna publikacja: Estimation of Arrival Time of Coronal Mass Ejections in the Vicinity of the Earth Using SOlar and Heliospheric Observatory and Solar TErrestrial RElations Observatory Observations, Ravishankar, Anitha; Michałek, Grzegorz; Solar Physics, (2019) 294: 125.

Opisane wyniki są częścią badań prowadzonych w Zakładzie Astrofizyki Wysokich Energii Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Jagiellońskiego. Zostały uzyskane przy finansowym wsparciu Narodowego Centrum Nauki w ramach grantu UMO-2017/25/B/ST9/00536.

Kontakt:

Anitha Ravishankar
Obserwatorium Astronomiczne Uniwersytetu Jagiellońskiego
Anitha.Ravishankar [at] uj.edu.pl