strict warning: Only variables should be passed by reference in /usr/share/drupal6/modules/book/book.module on line 559.

Ηλιακός Άνεμος, Ηλιόσφαιρα και Διάδοση Κοσμικής Ακτινοβολίας

Οι κοσμικές ακτίνες πριν φτάσουν στην Γη, ταξιδεύουν διαμέσου ενός πολύπλοκου διαστρικού και ενδογαλαξιακού μέσου. Ο αριθμός των κοσμικών ακτίνων που φτάνει κάθε δευτερόλεπτο στην Γη (η ροή τους ) και άλλα χαρακτηριστικά τους, επηρεάζονται από τα μαγνητικά πεδία που συναντούν τα σωματίδια. Το μεταβαλλόμενο μαγνητικό πεδίο του Ηλίου, παρασυρόμενο από τον ηλιακό άνεμο, επηρεάζει την διάδοση των κοσμικών ακτίνων κατά την διάδοσή τους στην Ηλιόσφαιρα και εισάγει μεταβολές στην χρονική κλίμακα που ποικίλλουν από ώρες ως χιλιετίες.

Ηλιακό στέμμα και ηλιόσφαιρα

Γνωρίζουμε από φωτογραφίες εκλείψεων (και παρατηρήσεις με στεμματογράφους –π.χ. το πείραμα LASCO στο SoHO, ESA/NASA) ότι ο ήλιος εκτείνεται πολύ πέρα από την φωτεινή σφαίρα που παρατηρούμε, και η οποία καλείται φωτόσφαιρα. Το ηλιακό στέμμα είναι ένα ασθενές μαγνητικό αέριο ,με μέση θερμοκρασία περίπου (1-2)x10[sup]6[/sup] K. Είναι σχεδόν ολικά ιονισμένο, και αποτελούμενο από ηλεκτρικά φορτισμένα σωματίδια. Τέτοιο ιονισμένο αέριο καλείται πλάσμα. Η βαρύτητα μόνη της δεν μπορεί να το συγκρατήσει στον Ήλιο. Την δεκαετία του 1950 ,από παρατηρήσεις και φυσικά συμπεράσματα, ότι το πλάσμα αυτό πρέπει να διαδίδεται υπερηχητικά μακριά από τον Ήλιο, και να διεισδύει σε όλο το ηλιακό σύστημα.

Ο ηλιακός άνεμος είναι το καυτό πλάσμα που εκτείνεται προς όλες τις κατευθύνσεις από το ηλιακό στέμμα με ταχύτητες 300-1000km/sec κατά την διάρκεια μεμονωμένων γεγονότων. Μπορούμε να διακρίνουμε δυο καθεστώτα σε έναν συνήθη ηλιακό άνεμο: τον γρήγορο ηλιακό άνεμο που προέρχεται από στεμματικές οπές με ταχύτητα έως 800km/sec και τον αργό ηλιακό άνεμο από άλλες περιοχές του στέμματος (ειδικά τις μεγάλες δομές που είναι γνωστές από φωτογραφίες εκλείψεων- coronal streamers) ,με ταχύτητες έως 400km/sec. Όπως και το στέμμα έτσι και ο ηλιακός άνεμος αποτελείται κυρίως από φορτισμένα σωματίδια: πρωτόνια, ηλεκτρόνια και 5% ιονισμένο He και ιόντα βαρύτερων στοιχείων. Το σχήμα δείχνει ορισμένα χαρακτηριστικά που μπορούν να παρατηρηθούν σε εικόνες έκλειψης ή από στεμματογράφο : μεγάλης κλίμακας streamers που συνεισφέρουν στον αργό ηλιακό άνεμο και στεμματικές οπές, από όπου προέρχεται ο γρήγορος ηλιακός άνεμος. Το στέμμα είναι επίσης ένα δυναμικό μέσο σε μικρότερες κλίμακες, με πίδακες πλάσματος, κρουστικά κύματα και διαταραχές μαγνητικού πεδίου που ονομάζονται κύματα Alfven. Αυτές οι δομές και οι αναταράξεις διαμορφώνουν το ενδοαστρικό μέσο, και συνεισφέρουν στην δυναμική του.

Ο ηλιακός άνεμος παρασύρει το μαγνητικό πεδίο στο ηλιακό σύστημα. Ενώ κοντά στον ήλιο το μαγνητικό πεδίο είναι αρκετά ισχυρό για να συγκρατήσει το πλάσμα και να δημιουργήσει το στέμμα, όταν απομακρυνόμαστε πάνω από την επιφάνεια, το καυτό πλάσμα κυριαρχεί στο μαγνητικό πεδίο και παρασύρει τις γραμμές του μαγνητικού πεδίου έξω. Το σχηματικό διάγραμμα ,βασισμένο σε μια εικόνα από το SoHO του στέμματος το 1996,δείχνει γραμμές πεδίου οι οποίες , μετά από μια απόσταση ευθυγραμμίζονται με την ροή του ηλιακού ανέμου, που εδώ θεωρείται απλά ακτινική. Το ισημερινό επίπεδο διαχωρίζει τις γραμμές πεδίου αντίθετης πολικότητας. . Αυτή η ξαφνική αλλαγή του μαγνητικού πεδίου δημιουργεί ηλεκτρικό ρεύμα. Το λεπτό στρώμα ανάμεσα στα αντίθετης πολικότητας πεδία είναι το λεγόμενο ηλιοσφαιρικό φύλλο ρεύματος. Στην πραγματικότητα δεν είναι μια απλή επίπεδη επιφάνεια, διότι το ηλιακό στέμμα δεν είναι συμμετρικό.

Οι δυναμικές γραμμές που εκτείνονται στο διαπλανητικό μέσο παραμένουν με την πηγή στον Ήλιο και περιστρέφονται μαζί του. Η ακτινική εκροή του ηλιακού ανέμου παρομοιάζεται με την εκροή νερού από έναν περιστρεφόμενο ψεκαστήρα στον κήπο- το διάνυσμα του νερού καθορίζεται από την περιστροφή του ψεκαστήρα. Ένας παρατηρητής στον Ήλιο ,ακολουθώντας ένα κομμάτι ηλιακού ανέμου θα έβλεπε ακριβώς το ίδιο. Και το μαγνητικό πεδίο είναι ευθυγραμμισμένο με το διάνυσμα.. Αυτός είναι ο λόγος που οι γραμμές του μαγνητικού πεδίου στο διαπλανητικό μέσο είναι καμπύλες. Όταν κάποιος τις δει από πάνω από τον βόρειο πόλο του Ήλιου ,έχουν το σχήμα της σπείρας του Αρχιμήδη, η οποία ονομάζεται και σπείρα του Parker από τον Ευγένιο Πάρκερ ο οποίο το 1958 ανέπτυξε το πρώτο θερμοδυναμικό μοντέλο ηλιακού ανέμου με το ενσωματωμένο σε αυτόν μαγνητικό πεδίο. Όπως φαίνεται στο σχήμα, η γραμμή μαγνητικού πεδίου της σπείρας του Πάρκερ ενώνει την Γη με το δεξιό μέρος του κέντρου του ηλιακού δίσκου, στο δυτικό ημισφαίριο του Ήλιου.



Όταν φορτισμένα σωματίδια επιταχύνονται στον Ήλιο και αποβάλλονται σε υψηλές ενέργειες στο διαπλανητικό διάστημα, πρέπει να ταξιδέψουν κατά μήκος του διαπλανητικού μαγνητικού πεδίου. Αν αυτό περιγράφεται από την σπείρα του Πάρκερ ,αναμένουμε να ανιχνεύσουμε ενεργητικά σωματίδια στην Γη όταν η επιτάχυνση συμβαίνει στο δυτικό ημισφαίριο του Ήλιου. Παρατηρήσεις από ανιχνευτές νετρονίων επιβεβαιώνουν την πρόβλεψη με στατιστική έννοια: το ιστόγραμμα δεξιά δείχνει την κατανομή σε ηλιογραφικά μήκη των ηλιακών εκλάμψεων που σχετίζονται με σωματιδιακά γεγονότα. Η κατανομή είναι μέγιστη για 30ο-60ο δυτικό μήκος, όπως αναμένεται αν τα ενεργητικά σωματίδια διαδίδονται κατά μήκος των δυναμικών γραμμών της σπείρας του Πάρκερ. Όμως υπάρχουν εξαιρέσεις άξιες αναφοράς, όπως ενεργητικά σωματίδια προερχόμενα από το ανατολικό ηλιακό ημισφαίριο ή συσχετιζόμενα με εκλάμψεις που υποθέτουμε ότι συνέβησαν σε απόμακρο σημείο στον Ήλιο. Η σπείρα του Πάρκερ δίνει ένα απλό μοντέλο μέσης διαμόρφωσης του μαγνητικού πεδίου αλλά όχι απαραίτητα την αληθινή διαμόρφωση για κάθε ξεχωριστό γεγονός.



Παράμετροι Ηλιακού Ανέμου μετρημένοι με διαστημόπλοιο κοντά στην Γη
 Fast windSlow wind
Ταχύτητα500-800 km/s250-400 km/s
Πυκνότητα3x10[sup]6[/sup] m[sup]-3[/sup] 10x10[sup]6[/sup] m[sup]-3[/sup]
Θερμοκρασία Πρωτονίων 2x10[sup]5[/sup] K 4x10[sup]4[/sup] K
Θερμοκρασία Ηλεκτρονίων 1.2x10[sup]5[/sup] K 1.5x10[sup]5[/sup] K
Μαγνητικό Πεδίο2-10 nT 2-10 nT
  • Μονάδα μαγνητικού πεδίου: 1 nT = 10[sup]-9[/sup] Tesla
  • Οι θερμοκρασίες πρωτονίων και ηλεκτρονίων διαφέρουν, όπως αναμένεται για αέριο χαμηλής πυκνότητας.
Back to top of the page

Η Ηλιόσφαιρα και οι διαταραχές της

Το μεγάλης κλίμακας μαγνητικό πεδίο και η Ηλιόσφαιρα

Η Ηλιόσφαιρα είναι η τρισδιάστατη περιοχή γύρω από τον Ήλιο ,γεμάτη με ηλιακό άνεμο και το ενσωματωμένο (παγωμένο) μαγνητικό πεδίο. Ο υπερηχητικός ηλιακός άνεμος συναντώντας το διαπλανητικό μέσο υπόκειται μια μεταβολή σε υποηχητικό άνεμο στην τερματική κρούση, ενώ αυτή η μεταβολή για διαπλανητικό άνεμο θα έπρεπε να συμβεί στην ηλιοσφαιρική κρούση- heliospheric bow shock. (image: http://www.nasa.gov/centers/ames/images/content/72408main_ACD97-0036-1.jpg).

Το μέγεθος της Ηλιόσφαιρας είχε υπολογιστεί στα 100AU (1 AU=αστρονομική μονάδα=1.5x10[sup]8[/sup] km είναι η απόσταση Γης-Ήλιου) βασιζόμενοι στις μετρήσεις από ανιχνευτές νετρονίων παροδικών μεταβολών της γαλαξιακής ροής κοσμικής ακτινοβολίας.

Διαταραχές της Ηλιόσφαιρας

Μελέτες του διαστήματος δίνουν την δυνατότητα άμεσης μέτρησης των βασικών φυσικών παραμέτρων του ηλιακού ανέμου. Ο ηλιακός άνεμος δεν είναι μια ήρεμη ροή αερίου: συνεχείς διαταραχές του μαγνητικού πεδίου (κύματα Alfven ) παράγονται από τις ταραχώδεις κινήσεις του αερίου στον Ήλιο και ωθείται προς τα έξω. Ασυνέχειες του μαγνητικού πεδίου και κρουστικά κύματα παράγονται από την σύγκρουση γρήγορου και αργού ηλιακού ανέμου (co-rating interaction region CIR) καθώς και από τα εκρηκτικά γεγονότα στο ηλιακό στέμμα ,ηλιακές εκλάμψεις και εκπομπές στεμματικού υλικού(CMEs). Οι CMEs διαδίδονται στο ηλιακό σύστημα και μπορούν να μετρηθούν κοντά στην Γη σαν διαπλανητικές CMEs (ICMEs) .Κάποιες από αυτές ονομάζονται μαγνητικά νέφη. Όταν είναι αρκετά γρήγορα, δημιουργούν κρουστικό κύμα μπροστά τους- όπως ένα υπερηχητικό αεροπλάνο στην γήινη ατμόσφαιρα.

Το σχήμα αριστερά δείχνει ένα παράδειγμα μιας έντονης ηλιακής έκλαμψης και CME που διατάραξαν σημαντικά την Ηλιόσφαιρα. Τα τέσσερα στιγμιότυπα του Ήλιου πάρθηκαν από διαφορετικά όργανα πάνω στο SoHO (ESA/NASA) στις 28 Οκτωβρίου 2003: ομάδες ηλιακών κηλίδων (πάνω αριστερά) δηλώνουν έντονη δραστηριότητα και περίπλοκα μαγνητικά πεδία στην επιφάνεια του Ήλιου. Στην μεγαλύτερη και πιο πολύπλοκη περιοχή μια φωτεινή έκλαμψη συνέβη. Παρατηρήθηκε για παράδειγμα από το EUV Telescope (EIT;σχήμα πάνω δεξιά) .Μια γρήγορη και μεγάλη ηλιακή έκλαμψη είχε παρατηρηθεί λίγη ώρα πριν από τους στεμματογράφους του LASCO (κάτω σχήματα) που διαδόθηκε μέσο του στέμματος με ταχύτητα πάνω από 1000km/sec.

Παρατηρήσεις από διαστημόπλοια δείχνουν ότι αυτό η γρήγορη CME επηρέασε την Γη μια μέρα αργότερα, 29 Οκτωβρίου. Το σχήμα παρακάτω παρουσιάζει σχηματικά (Y.Liu et al., J.Geophys. Res., 111, A09108): η αποβαλλόμενη δομή του στεμματικού μαγνητικού πεδίου (κόκκινη γραμμή πεδίου) αναταράσσει την μαγνητική γραμμή της Ηλιόσφαιρας (μπλε γραμμή πεδίου). Το πλάσμα του ηλιακού ανέμου δεν μπορεί να διαπεράσει την ΙCME. Γι’ αυτό συμπιέζεται, και μαζί του και το μαγνητικό πεδίο, ή αλλάζει πορεία γύρω από την προς τα έξω διαδιδόμενη ΙCME όπως φαίνεται από τα δύο μπλε βέλη. Το σχήμα των δυναμικών γραμμών έχει αλλάξει. Στην επιφάνεια ανάμεσα στην ΙCME και τον ηλιακό άνεμο, το μαγνητικό πεδίο μπορεί να γίνει ταραχώδες. Σε τέτοια διαταραγμένη ηλιόσφαιρα και η ηλιακή και η γαλαξιακή κοσμική ακτινοβολία έχουν διαφορετικές συνθήκες διάδοσης από ότι σε μια ήρεμη Ηλιόσφαιρα.

Back to top of the page

Μεταφορά κοσμικών ακτίνων στην ηλιόσφαιρα

Οι κοσμικές ακτίνες που διαπερνούν την Ηλιόσφαιρα αλληλεπιδρούν με τον ηλιακό άνεμο. Πολύ ενεργητικά φορτισμένα σωματίδια δεν θα επηρεαστούν –διασχίζουν τον ηλιακό άνεμο σαν να μην υπήρχε. Αλλά οι κοσμικές ακτίνες μέσης ενέργειας ,δεκάδων GeV για παράδειγμα, επηρεάζονται. Όχι μέσω συγκρούσεων, καθώς το αέριο είναι πού αραιό για άμεσε συγκρούσεις ανάμεσα σε κοσμικές ακτίνες και σωματίδια ηλιακού ανέμου. Αλλά το μεταβαλλόμενο μαγνητικό πεδίο κάνει το διάνυσμα των κοσμικών ακτίνων να παρεκκλίνει σημαντικά από ευθεία γραμμή.

Μπορούμε να το κατανοήσουμε αυτό χρησιμοποιώντας την βασική περιγραφή της διάδοσης φορτισμένου σωματιδίου σε ομογενές μαγνητικό πεδίο. Όταν υπάρχουν χρονικές μεταβολές στο πεδίο, το διάνυσμα του σωματιδίου υπόκειται σε γρήγορες μεταβολές κατευθύνσεων των δυναμικών γραμμών του πεδίου, με αποτέλεσμα οι κατευθύνσεις διάδοσής του να μεταβάλλονται συνεχώς. Το σωματίδιο δηλαδή σκεδάζεται από τις ανωμαλίες του μαγνητικού πεδίου.


Ηλιακή Διαμόρφωση Γαλαξιακών Κοσμικών Ακτίνων

Τα σωματίδια της γαλαξιακής κοσμικής ακτινοβολίας σκεδάζονται από τις μαγνητικές ανωμαλίες που διαδίδονται μέσω του ηλιακού ανέμου. Ο αριθμός των ανωμαλιών αυτών μεταβάλλεται με τον 11-ετή κύκλο του Ηλίου. Ο κύκλος της ηλιακής δραστηριότητας είναι φανερός από τον αριθμό των κηλίδων (πράσινη περιοχή). Παρατήρηση για μεγάλο διάστημα με παγκόσμια ενημέρωση από ανιχνευτές νετρονίων δείχνει ότι η ροή των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων έχει παρόμοια μεταβολή (κόκκινη περιοχή): όταν ο αριθμός των κηλίδων είναι υψηλός, η ροή γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων είναι χαμηλή και το αντίστροφο.

Αυτή η λεγόμενη Ηλιακή Διαμόρφωση Γαλαξιακών Κοσμικών Ακτίνων οφείλεται στην διάδοση των ενεργητικών σωματιδίων στο δυναμικό περιβάλλον της Ηλιόσφαιρας. Το μαγνητικό πεδίο στην Ηλιόσφαιρα είναι ιδιαιτέρως μεταβαλλόμενο σε περιόδους με αυξημένη δραστηριότητα, για παράδειγμα όταν ο αριθμός των κηλίδων, αλλά επίσης και των εκλάμψεων και CMEs είναι αυξημένος. Το διαταραγμένο διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο τότε εκτρέπει τις κοσμικές ακτίνες πολύ περισσότερο απ’ότι σε περιόδους χαμηλής δραστηριότητας, όπου το μαγνητικό πεδίο είναι φυσιολογικό. Οι ισχυρές διαταραχές του μαγνητικού πεδίου όχι μόνο ελαττώνουν τον αριθμό των κοσμικών ακτίνων που φτάνουν στην Ηλιόσφαιρα και την Γη, αλλά επισης αλλάζουν το ενεργειακό τους φάσμα(διότι σωματίδια χαμηλότερων ενεργειών επηρεάζονται πολύ περισσότερο από υψηλότερων) και την κατεύθυνση διάδοσής τους (ανισοτροπία).

Αφού εντοπίσαμε την ομοιότητα και την χρονική συσχέτιση μεταξύ αριθμού κηλίδων και γαλαξιακής κοσμικής ακτίνας, είναι ενδιαφέρον να προσέξουμε την διαφορά: η χρονική εξέλιξη της ροής κοσμικής ακτινοβολίας στην γη είναι διαφορετική σε δύο κύκλους δραστηριότητας. Στον ένα η καμπύλη έχει κορυφή (μέγιστο στο 1987 για παράδειγμα) ενώ το επόμενο μέγιστο το 1997 είναι λιγότερο απότομο. Αυτό οφείλεται στο γεγονός ότι ο ηλιακός κύκλος στην πραγματικότητα είναι 22-ετής και όχι 11-ετής. Κάθε 11χρόνια το συνολικό ηλιακό μαγνητικό πεδίο αλλάζει πολικότητα ,γεγονός που επηρεάζει έντονα την διάδοση φορτισμένων σωματιδίων στην Ηλιόσφαιρα.

Εκτός από την επιρροή που ασκεί μέσω του 11-ετούς κύκλου του, ο Ήλιος επίσης επηρεάζει την διάδοση της κοσμικής ακτινοβολίας μέσω της περιοχής των ενεργών περιοχών. Αυτό δημιουργεί μεταβολές σε χαμηλότερα πλάτη, κυρίως με διάρκεια που σχετίζεται με την 27- ήμερη περίοδο περιστροφής του ήλιου. Οι μεγάλης διάρκειας μεταβολές στην κοσμική ακτινοβολία, σε χρονική κλίμακα χιλιετιών, αφήνουν αποτυπώματα στην Γη, τα οποία εντοπίζουμε σε έρευνες στον πάγο των πόλων. Αυτήν την στιγμή παρατηρούμε μια ειδική περίοδο παρατεταμένης ασθενούς δραστηριότητας: τον Μάιο 2009 δεν γνωρίζουμε εάν περάσαμε το ελάχιστο της δραστηριότητας ή βρίσκεται μπροστά μας. 13 χρόνια πέρασαν από το προηγούμενο ελάχιστο το 1996, αντί για τον μέσο όρο των 11χρόνων! Η διαμόρφωση της κοσμικής ακτινοβολίας το επιβεβαιώνει, αφού η ροή της είναι μεγαλύτερη από προηγούμενα ελάχιστα της δραστηριότητας..


Μειώσεις Forbush

Οι διαμορφώσεις του μαγνητικού πεδίου που διαδίδεται στην Ηλιόσφαιρα ως ICME μειώνει επίσης την ροή γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων. Το σχήμα δείχνει μια παρατήρηση τον Απρίλιο 2001 από τα δεδομένα του NMDB. Οι μετρήσεις πριν το γεγονός έχουν αφαιρεθεί, οι καμπύλες δείχνουν το ποσοστό των μετρήσεων συγκρινόμενο με τις μέσες τιμές, όπως αυτέ μετρήθηκαν πριν το γεγονός. Οι μειώσεις μπορούν να φτάσουν τιμές 20%. Ονομάζονται μειώσεις Forbush από τον φυσικό κοσμικών ακτίνων Scott Forbush. Οι μειώσεις της ροής κοσμικών ακτίνων αποδίδονται στην ασπίδα που δημιουργεί η ταραχώδης και πολύπλοκη δομή του μαγνητικού πεδίου μέσα και έξω από την ICME και το κρουστικό κύμα που δημιουργεί.

Για περισσότερες λεπτομέρειες στις μειώσεις Forbush, επισκεφτείτε το εργαλείο εύρεσης γεγονότων του NMDB . Επιλέξτε τον αριθμό της μείωσης και τον σταθμό του οποίου τις παρατηρήσεις θέλετε να σχεδιάσετε και επιλέξτε Submit.

Back to top of the page