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日冕物質抛射

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這段影片顯示與日冕物質拋射衝擊有關的粒子在地球周圍的流動。

日冕質量拋射coronal mass ejectionsCME)是伴隨著日冕太陽釋放物質的明顯事件。它們通常出現在日珥的噴發期間,並經常伴隨著太陽的閃焰出現。被釋放至太陽風中的電漿可以在日冕的影像中觀察到[1][2][3]

日冕物質拋射通常與其他形式的太陽活動有關,對這些關係的理論已被廣泛接受。日冕物質拋射通常來自太陽的活躍區域,例如與閃焰關係頻繁的太陽黑子群。在極大期,太陽每天大約發生三次日冕物質拋射,而在極小期,大約每五天產生一次日冕物質拋射[4]

敘述[编辑]

電腦模擬日冕物質拋射在通過金星之後抵達地球,並探索它如何驅動地球的風和海洋。
從太陽表面活躍區升起了弧。

日冕物質拋射從太陽表面的區域釋放出大量的物質與電磁輻射進入太空,包括鄰近日冕的稱為日珥的區域,或是進入更遙遠的行星際空間(行星際日冕物質拋射)。拋射出的物質是磁化電漿,其主要成分是電子質子。相較之下,閃焰的速度極快(是電磁輻射),而日冕物質拋射的速度相對較慢[5]

日冕物質拋射與日冕磁場的巨大變化和干擾有關,通常用白光日冕儀來觀察它們。

歷史[编辑]

第一次的足跡[编辑]

推測是有紀錄以來最大的地磁擾動,與1959年9月1日第一次觀測到的太陽閃焰吻合;由次產生的1859年太陽風暴現在被稱為卡靈頓事件。肉眼就可以看見這次的閃焰和相關聯的太陽黑子(閃焰本身和在太陽面上的投影結合成太陽盤面上明亮的斑點),並且閃焰被英國天文學家理查·卡靈頓和R. Hodgson分別獨立觀測到。地磁風暴是在邱園從磁像儀的記錄觀測到。同一個儀器記錄到一個"鉤針",這是軟X射線通過地球電離層時造成的暫態擾動。因為這發生在威廉·倫琴發現X射線和奧利弗·黑維塞亞瑟·肯乃利英语Arthur E. Kennelly辨識出電離層之前,因此在當時對此現象難以理解。這次的風暴摧毀了一部分新近創建的美國電報網路,並引發火災,因而震驚了一些電報營運商[6]

1953至1960年間,太平洋天文協會收集了新的觀測和歷史記錄,並收錄在年度摘要中[7]

第一次明確的檢測[编辑]

在1971年12月14日,海軍研究實驗室英语Naval Research Laboratory的圖西(R. Tousey,1973年) 在軌道太陽天文台-7英语SOS-7 首次檢測到日冕物質拋射(CME)[8]。發現的影像(256 X 256圖元)是先在次級電子傳導(SEC)攝像管上成像,經過數位化成7位元後,轉移到電腦儀器上。然後,使用簡單的運行長度編碼方案對其進行壓縮,並以每秒200比特的速度將其發送到地面。在那個年代,一幅完整、未壓縮的圖象需要44分鐘才能傳送到地面。這個遙測裝置被送到地面的支援設備(GSE),將影像建立在寶麗來印刷成像。大衛·羅伯茨是在NRL工作的電子技術員,負責測試SEC攝像管相機,並負責日常的操作。因為影像的某些部份比正常情況亮得多,他認為是他的相機壞了。但在下一張影像中,明亮的區域已經遠離了太陽,他立刻意識到這很不尋常,並將這些影像帶給他的主管,Guenter英语Guenter Brueckner博士[9],然後給太陽物理學分院的主管,圖西博士。 早期觀測到的"日冕瞬變"或是在日食期間觀測到的現象,現在被認為在本質上是一樣的。

1989年迄今[编辑]

在1989年3月9日發生的日冕物質拋射,是一場襲擊地球的嚴重地磁風暴。它使短波無線電受到干擾和造成加拿大魁北克的大停電。

2010年8月1日,在第24太陽週期中,哈佛-史密松天體物理中心(CfA)的科學家觀測到來自太陽朝向地球這一面一系列的4個日冕物質拋射。最初的一個日冕物質拋射是由8月1日的一次噴發引起的,噴發的區域是NOAA的1092活動區。這個區域夠大,無需使用太陽望遠鏡對準就能看見。三天後,此一事件在地球上產生了引人注目的極光

在2012年7月23日,發生了大規模、具有潛在破壞性,但錯過了地球的超級太陽風暴太陽閃焰、日冕物質拋射、太陽EMP)[10][11]。許多科學家認為,此一事件的強度與卡靈頓事件同一等級。

在2012年8月31日,一次與地球磁場環境或磁層有關的日冕物質拋射,造成9月3日出現炫麗的極光[12][13]地磁風暴NOAA太空氣象預報中心英语Space Weather Prediction Center的地磁擾動規模達到G2(Kp = 6)的水準[14][15]

在2014年10月14日, 歐洲太空總署(ESA)觀測太陽的PROBA2英语PROBA-2、ESA/NASA的SOHO、和太陽動力學天文台都拍攝到一個行星際日冕物質拋射(ICME)離開太陽;STEREO-A直接觀測到其在AU造成的影響;歐洲太空總署的 金星快車也蒐集到資料。這個日冕物質拋射在10月17日抵達火星,也被"火星特快車"、MAVEN2001火星奧德賽號火星科學實驗室觀測到。在10月22日,距離3.1 AU處,它抵達與太陽和火星完美對齊的楚留莫夫-格拉希門克彗星,也被羅塞塔號觀測到。在11月12日,距離9.9 AU處,被在土星卡西尼號觀測到。在這個日冕物質拋射噴發3個月後,接近冥王星新視野號可能也在31.6 AU處偵測到它。在噴發17個月之後,航海家2號的資料可以解釋為這個日冕物質拋射的通過。好奇號漫遊者的輻射評估探測器英语Curiosity (rover)2001火星奧德賽號羅塞塔號卡西尼號都顯示,隨著日冕物質拋射氣泡的通過,星系宇宙射線(Forbush decrease英语Forbush decrease)都突然減少[16][17]

2012年10月8日清晨,跨越魁北克安大略的極光。

起因[编辑]

科學的研究[18][19]已經表明磁重聯的現象與日冕物質拋射和閃焰密切相關。在磁流體動力學的理論中,當兩個相反的磁場聚集在一起時,磁力線突然的重新排列稱為"磁重聯"。重聯釋放出原本儲存在磁場張力中的能量。這些磁力線在螺旋結構中被扭曲,有"左旋扭曲"也有"右旋扭曲"。隨著太陽磁場的磁力線越來越扭曲,日冕物質拋射似乎是釋放正在累積中磁能的"閥門",日冕物質拋射的螺旋結構就證明了這一點。如果不是每個太陽週期都不斷的自我更新,否則,最終將會撕裂太陽自身[20]

在太陽上,磁重聯可能發生在太陽的拱圈上(拱圈是一系列緊密依存的磁力線環圈)。這些磁力線迅速的重新連結形成一個較低的環狀新拱圈,沒有連接到拱圈,還留存在日冕中的部份形成螺旋狀的磁場。在這個過程中突然被釋放的能量會產生閃焰並釋放日冕物質拋射:螺旋磁場及其包含的物質猛烈地向外膨脹,稱為日冕物質拋射[21]。這也解釋了為什麼日冕物質拋射和閃焰通常會從太陽上,磁場比平均要強的多被稱為活躍區的活動區域爆發。

理論模型[编辑]

起初,假設日冕物質拋射可能是由耀斑爆炸的熱量驅動。然而,很快就看出許多日冕物質拋射與閃焰無關,特別是那些在閃焰之前就發生的日冕物質拋射。由於日冕物質拋射在發生在太陽的日冕(以磁能為主),因次它們的能量來源必須是來自磁能。

由於日冕物質拋射的能量非常巨大,它們不太可能由光球中新出現的磁場驅動(然而不能完全排除可能性)。因此,大多數的日冕拋射模型都假設能量已經在日冕的磁場中儲存很長的一段時間,然後由於磁場中某種的不穩定或平衡的喪失而突然釋放。這些釋放的機制是哪一種,目前的觀測無法很好的制約這些模式,因而迄今仍然未能達成共識。同樣的考量也適用在耀斑,但這種現象可以觀察到的特徵不同[來源請求]

觀測[编辑]

日冕物質拋射穿越行星際空間,朝向日球層頂移動的圖解。

自1962年起,在專職觀測的太空船被發射,日冕物質拋射由搭載於上面的日冕儀觀測,一種用於用于遮挡太阳的亮光以顯示日冕色球層的儀器。在日冕物質拋射發生時,太陽會產生密度結構的改變,帶來日冕和色球層上自由電子的湯姆孫散射日冕儀便能據此變化,發現日冕物質拋射。因為此方法受觀察角度的限制,日冕儀便被搭載於太空船發射後,以取得不受觀察角度的觀測。在2000年開始,日光层成像仪(heliospheric imager)也被加入於觀測之中。[22]另一種觀察方法是由電磁波的變化而觀察,日冕物質拋射之中會帶來巨大的電子加速,產生電磁波。在1944年開始,无线电成像光谱仪(radio imaging spectrometers)便被用作觀察日冕物質拋射。[23]以下是其中一部份發射的太陽探測器:

[编辑]

1994年11月1日,NASA發射了探測器「」(Wind),運行在地球軌道的L1 拉格朗日點,作為監測太陽風的儀器。它是国际日地物理学(International Solar Terrestrial Physics)项目其下的全球地球空間科學計劃(Global Geospace Science)的一部分[24]。「風」藉由一个自旋轴稳定的卫星,上面搭載了8台儀器,測量熱能達至百萬電子伏特(Mev)能量的太陽風粒子,觀測範圍從直流到13MHz到0.3Hz無線電波[25]儘管「風」已經運作超過20年,但它仍然提供太陽風時間、角度和能量資訊解析。僅至2008年以來,就為150多份的出版物做出了貢獻[來源請求]

日地關係天文台[编辑]

2006年10月25日,NASA發射了「日地關係天文台」(Solar Terrestrial Relations Observatory,縮寫為STEREO),由兩艘幾乎一模一樣的太空船組成,分別於地球繞太陽公轉的軌道前方和後方位,因此首度能夠在軌道上觀測到日冕物質拋射的立體影像,和進行其它太陽活動現象的測量。他們在軌道上相對的位置上。[26][27]

派克太陽探測器[编辑]

派克太陽探測器 Parker Solar Probe)於2018年8月12日發射,用以測量加速和傳輸高能粒子的機制,也就是太陽風的起源。[28]

物理性質[编辑]

一系列在2010年8月初日冕物質拋射的一系列影片。

日冕物質拋射會從太阳表面,釋放出大量的物質到太阳风外層空间。被釋放的物質是一種主要由电子和質子组成的等離子體[29]

典型的日冕物質拋射有三種顯著特徵的任意一個或者全部特徵:低電子密度的空腔、緻密的核心(日珥,它會出現在日冕儀的影像中,顯示像是崁入在空腔中的明亮區域),以及一個明亮的前緣。在現有的觀察中,日冕物質抛射對磁場及太陽風影響都是以泡狀或者環狀呈現的。[22]

大多數的拋射發生在太陽表面的活躍區域,比如太陽黑子群。這些區域的磁力線呈封閉,令其中的磁場強度足夠大,可以容納等離子體。這些磁力線打被打斷或削弱時,便會拋出物質,產生日冕物質拋射。然而,日冕物質拋射也可能發生在表面活動寧靜,但曾經很活躍的區域。在太陽極小期的期間,日冕物質拋射主要形成於太陽赤道的日冕流帶;[30]太陽極大期,日冕物質拋射的來源是在緯度上分布較為平均的活躍區域。

SOHO衛星在1996年至2003年間的測量為基礎,日冕物質拋射的速度從20至3,200 km/s(12至1,988 mi/s),平均速度是 489 km/s(304 mi/s)。[31]約13小時至86天(極端值)內,拋射物質便能前進1天文單位的距離,平均時間是3.5天;拋出的質量平均為1.6×1012 kg。但是因為日冕儀的測量只能提供平面的數極,因此對日冕物質拋射的質量估計值只是下限。拋射的頻率取決於太陽週期的階段:從接近太陽極小期的大約每五天1次,到太陽極大期附近的每天3.5次。 [32][33]因為日冕儀通常觀測不到來自太陽背面的日冕物質噴發,這個值也是下限。

在目前對日冕物質拋射的運動中,日冕物質有一個預加速階段,緩慢的離開光球層;然後是快速地加速,遠離太陽;直到達到恆定的速度。但有例外,有些氣泡狀的日冕物質拋射,一直維持在最慢的速度,沒有明確的速度變化,而是在整個飛行過程中緩慢而持續的加速。即使有著明確加速階段的一些日冕物質拋射,預加速階段也常常不存在,或者未能觀測到。[34]

行星際日冕物質拋射[编辑]

日冕物質拋射通常在1至5天內就會從太陽抵達地球。在傳播過程中,日冕物質拋射會與太陽風行星際磁場(interplanetary magnetic field,IMF)產生相互作用。行星際磁場會令慢速的日冕物質加速接近太陽風的速度;高速的拋射物質也會減速至接近太陽風的速度。[35]在靠近太陽的地方具有最強的速度改變,但是即使在超過1天文單位外,甚至在火星也可以測量拋射物質的速度改變;[36]甚至超出尤利西斯號太空船的觀測,[37]日冕物質拋射的速度大約超過500 km/s(310 mi/s),會帶動終端震波[38]當日冕物質拋射的速度,在與太陽風移動的參考系中的速度,超過當地的快速磁聲波時,就會發生這種狀況。使用日冕儀可以直接觀察到這種震波。[39]在日冕,還會釋出第二型的無線電爆發(type II radio bursts),它們被認為發生在2r s太陽半徑)以內,也與太陽高能粒子的加速密切關連。[40]

星冕物質拋射[编辑]

在其它恆星上觀察到少量的星冕物質拋射,截至2016年 (2016-Missing required parameter 1=month!)發現的所有恆星都是紅矮星[41]這些都是通過光譜學檢測到的,最常見的是通過研究巴耳末線:由於都卜勒頻移,向觀測者而來的譜線在藍移上導致不對稱的外形[42]。這種吸收出現在恆星圓盤(比周圍物質的溫度低)時會被增強,當它輻射至圓盤外時,可以被觀測到。 星冕物質拋射的投影速度從≈84至5,800 km/s(52至3,600 mi/s)[43][44]。與太陽的活動來比較,其他恆星上的星冕物質拋射活動似乎並不是很普遍[42][45]

關聯太陽現象[编辑]

一段日珥正在發展階段的影片。

日冕物質拋射經常與其他的太陽活動現象同時發生,包括:

  • 閃焰
  • 爆發日珥(Eruptive prominences)
  • X-射线的偏振[46]
  • 日冕昏暗(在太陽表面長時期的亮度衰減)
  • 莫爾頓波
  • 日冕波動(來自噴發地點的明亮擴散前緣)
  • 爆发後等离子体環(post-eruptive arcades)

日冕物質拋射與這些現象的很常同時發生,但是還沒有充分了解。例如,日冕物質拋射和閃焰經常是同時發生的。但發生日冕物質拋射時,經常未能檢測到太陽閃焰。大多數微弱的太陽閃焰和日冕物質拋射無關,只有強大的太陽閃焰(M級和更強的)才和日冕物質拋射相同時發生。有些較弱和較慢的日冕物質拋射發生時,則不會產生類似閃焰的現象[47];現在認為。日冕物質拋射和太陽閃焰是由共同的原成因造成的(日冕物質拋射事件加速度的峰值,與閃焰輻射之峰值經常是一致的)。一般而言這些現象(包括日冕物質拋射)都被認為是太陽磁場結構大規模變動所衍生的結果;是否造成日冕物質拋射,反映出太陽周期日冕環境(即噴發可以被磁場結構所限制,或者它可以突破而成為太陽風)。

對地球的衝擊

這段影片也兩種模型。一種適合2006年的日冕物質拋射,第二種驗證了像1859年卡靈頓事件那種等級的日冕物質拋射結果。

只有一部份日冕物質拋射會令擊中地球。如果地球被擊中,便會形成行星際日冕物質拋射(ICME),伴隨著日冕物質的激波,會引發磁暴,令地球的磁場被擾動,並可能進而破壞地磁場。如果在日冕物質擊中日間一側,會令的磁場被壓縮;如果在日冕物質擊中晚間一側,則拖出磁尾[48]當在夜晚側的磁層磁重聯時,會在地球的高層大氣層內釋放出功率達到兆瓦級規模的能量。其中一次最著名的事件是1989年3月磁暴,造成魁北克水力發電廠斷電。

拋射物質中的太陽高能粒子可以地球磁極周圍廣大的區域引起特別強烈的極光。日冕物質拋射,與來自其它來源的閃焰,可能會干擾無線電傳輸,並對人造衛星電力系統等設施造成損害,產生持久和大範圍的停電的風險。[49][6]拋射物質中釋放的高能質子會導致電離層中的自由電子數量增加,特別是高緯度的極地。自由電子的增加,尤其是在電離層的D層,會增強對無線電波的吸收,引發極帽吸收(Polar Cap Absorption,PCA)事件,同樣干擾無線電通訊。

在高海拔地區、飛機上和太空站的人類,有可能暴露在相對更強烈的太陽質子事件,它可能由日冕物質拋射引發。太空人吸收的能量不會因為太空船的遮罩而減少,如果提供了任何的保護,則有可能導致吸收能量微量不均勻。[50][51]

未來的風險[编辑]

根據預測科學公司的物理學家皮特·萊利(Pete Riley)在2012年發表的一份報告,在2012年至2022年這10年間,地球遭受等同於1859年太陽風暴水平的日冕物質拋射事件襲擊的機率是12%。[10][52]

在2019年,研究人员使用韋伯分布的方式,估计地球在未来十年被等同於1859年太陽風暴水平的日冕物質拋射事件的几率为0.46%至1.88%。[53]

大眾文化[编辑]

麥可·克萊頓的長篇小說剛果中,太陽物質拋射打斷了剛果研究小組的電腦將資料經由衛星傳回休斯頓的傳輸作業。第二型的無線電輻射是1996年,完美藝術團體假情報的記錄和展覽,用來佈置看台和通道的「星門」LP和CD的主題(參见假情報 (藝術和音樂計畫)條目)。

特別巨大的日冕物質拋射出現在《亞特蘭提斯》劇情的《星門的迴響》中。

相關條目[编辑]

參考資料[编辑]

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  51. ^ 31 October, 2003, BBCNews: Solar storm surge 'not over yet' Quote: "... Earlier this week, aircraft traversing the north Atlantic were confined to a narrow corridor to minimise radiation exposure, and astronauts on board the International Space Station (ISS) took shelter in its most shielded section. ...", backup
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書籍
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