Właściwości i geoefektywność Koronalnych Wyrzutów Materii (CME) typu halo Grzegorz Michałek Obserwatorium Astronomiczne UJ.

Prezentacja na temat: "Właściwości i geoefektywność Koronalnych Wyrzutów Materii (CME) typu halo Grzegorz Michałek Obserwatorium Astronomiczne UJ."— Zapis prezentacji:

1 Właściwości i geoefektywność Koronalnych Wyrzutów Materii (CME) typu halo
Grzegorz Michałek Obserwatorium Astronomiczne UJ

2 Źródła zaburzeń geomagnetycznych
Rozbłyski - SEPs (Solar Energetic Particles), Promieniowanie elektromagnetyczne Koronalne Wyrzuty Materii (CMEs) - SEPs; ICMEs-fale uderzeniowe; Burze geomagnetyczne, Energetic Storm Particles (ESPs) Dziury Koronalne - burze geomagnetyczne spowodowane przez szybki wiatr słoneczny

3 Źródła zaburzeń geomagnetycznych
Największy wpływ na pogodę kosmiczną mają Koronalne Wyrzuty Materii (Tsurutani et al., 1990; Gosling et al., 1990) Koronalne Wyrzuty Materii (CMEs) - SEPs; ICMEs-fale uderzeniowe; Burze geomagnetyczne, Energetic Storm Particles (ESPs) Są to wielkoskalowe obłoki namagnetyzowanej plazmy wyrzuconej ze Słońca (część korony słonecznej wraz z polem magnetycznym) Masa M ~ 2x1013 kg (20 bilion ton) Prędkość V ~ 1000 km/s = 106 m/s Energia Kinetyczna = ½ MV2 = 1025 J W 1996 roku satelita SOHO zaczął dostarczać bardzo dobrych koronograficznych obserwacji Pod kierunkiem N. Gopalswamy razem z S. Yashiro stworzyliśmy SOHO/LASCO katalog

4 SOHO/LASCO katalog http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list
Zawiera parametry ponad KWM (Yashiro et al. 2004)

5 SOHO/LASCO katalog http://cdaw.gsfc.nasa.gov/CME_list
Zawiera parametry ponad KWM (Yashiro et al. 2004)

6 KWM & Pogoda Kosmiczna 0.1 10,000 Dst (nT) - 100 CMEs - 200 - 300
- 100 CMEs - 200 - 300 - 400 - 500 UT (h) Burza magnetyczna Od momentu pojawienia się CME na słońcu aż do jego przybycia SEPs W momencie przybycia CME do Ziemi Struktura pola magnetycznego jest kluczowa (Bz <0) Generacja fali uderzeniowej, prędkość jest kluczowa VCME -VSW > VMS Satelity Samoloty Atmosfera Satelity Magnetosfera Jonosfera Atmosfera Systemy naziemne 6

7 Fala uderzeniowa MC Turbulentna otoczka MC KWM Bt Rozbłysk Bz 7

8 Południe-Północ SN MC Rekoneksja pola podczas pierwszej połowy MC

9 Źródła zaburzeń geomagnetycznych
Nie wszystkie KWM są geoefektywne. Najsilniejsze zaburzenia są generowane przez KWM powstające w centrum tarczy słonecznej (Zhao and Webb 2003)

10 Żródła zaburzeń geomagnetycznych
Nie wszystkie KWM są geoefektywne. Najsilniejsze zaburzenia są generowane przez KWM powstające w centrum tarczy słonecznej (Zhao and Webb 2003) W obrazach koronograficznych pojawiają się one jak wyrzuty typu halo (Howard et al )

11 HALO KWM X5 X1 X17 X10 X8 486/488 S16 E08 S15 W02 X17 X10 X08 X28 X28
Heliograficzne współrzędne stowarzyszonych rozbłysków używane są jako lokalizacja dla CMEs Gopalswamy et al JGR

12 Lokalizacja KWM generujących burze
18/55 = 33% N 37/55 = 67% 15W 2003/6/18 2000/4/7 E W 2003/11/20 S Asymetria wschód-zachód O Dst < nT O nT < Dst < nT O Dst < nT

13 Halo KWM Powodują one najsilniejsze zaburzenia geomagnetyczne, ale są wyrzutami, które stanowią dla nas największy problem. Koronograficzne obserwacje obarczone są efektem projekcji. Efekt ten ma największy wpływ właśnie na KWM generowane w centralnej części tarczy słonecznej. Problem ten stał się motywacją do przedstawienia nowej techniki, pozwalającej wyznaczać przestrzenne parametry KWM typu halo.

14 Stożkowy model KWM Michalek et al., ApJ, 2003
Zakładając, że KWM propaguje się ze stałą prędkością i szerokością kątową możemy w pierwszym przybliżeniu założyć , iż ma on kształt stożka opisanego za pomocą trzech parametrów: prędkości, szerokości kątowej oraz lokalizacji na dysku.

15 Stożkowy model KWM Michalek et al., ApJ, 2003
Zakładając, że KWM propaguje się ze stałą prędkością i szerokością kątową możemy w pierwszym przybliżeniu założyć , iż ma on kształt stożka opisanego za pomocą trzech parametrów: prędkości, szerokości kątowej oraz lokalizacji na dysku. Trzy parametry aby rozwiązać powyższe równania muszą być otrzymane z obserwacji: Vx1, Vx2, DT

16 Stożkowy model KWM Michalek et al., ApJ, 2003
Wyznaczanie Vx1, Vx2, i DT z obserwacji LASCO nie jest łatwym zadaniem, gdyż KWM są często dość słabe, a ich struktura może być skomplikowana Przy pomocy tej techniki wyznaczono parametry dla wszystkich KWM w okresie

17 Przewidywanie pogody kosmicznej
Mając przestrzenne parametry KWM należy użyć ich do przewidywania zaburzeń geomagnetycznych Przewidywanie pojawienia się KWM w okolicy Ziemi (Arrival time of halo coronal mass ejections in the vicinity of the Earth, Michalek et al , A&A) Przewidywanie intensywności burzy geomagnetycznej (Properties and geoeffectiveness of halo coronal mass ejections, Michalek et al , SpW)

18 Przewidywanie pogody kosmicznej
Prędkości z obserwacji koronograficznych Prędkości z modelu

19 Asymetryczny model KWM typu halo Michalek, SoP, 2006
Powszechnie uważa się, iż KWM posiadają magnetyczną strukturę podobną do sznura zakotwiczonego na Słońcu (a flux-rope geometry). KWM powinny być zatem wyciągnięte wzdłuż osi tego „sznura” Kolejnym krokiem było przedstawienie asymetrycznego modelu KWM

20 Asymetryczny model KWM Michalek, SoP, 2006
W modelu tym zakładamy, że kształt KWM jest dalej stożkowy ale Przekrój poprzeczny „stożka” nie jest okręgiem ale elipsą

21 Asymetryczny model KWM Michalek, SoP, 2006
Dla tego modelu, aby wyznaczyć parametry KWM typu halo, musimy zastosować dwu-stopniową procedurę Po pierwsze, musimy zmierzyć prędkości KWM typu halo w płaszczyźnie nieba dla wielu kątów pozycyjnych Po drugie, stosując numeryczne symulacje, dopasowujemy parametry stożkowego modelu do prędkości otrzymanych z pomiarów Kąty pozycyjne dla, których mierzymy prędkości Porównanie modelu asymetrycznego z Symetrycznym

22 Asymetryczny model KWM Michalek, SoP, 2006
Podobnie jak poprzednio ten model został zastosowany do przewidywania pogody kosmicznej (Michalek et al., SoP, 2007) Prędkości z obserwacji kronograficznych Prędkość z asymetrycznego modelu korelacja~-0.83 korelacja~-0.49

23

24 Nadzieja na przyszłość
Istnieje duża nadzieja, że kolejny krok w badaniu KWM nastąpi dzięki nowym satelitom wysłanym ostatnio w kosmos (STERE i SOLAR B) Stereoskopiczne obserwacje powinny pozwolić lepiej zbadać 3-D właściwości KWM

25 Obecne możliwości Instrumenty SECCHI Sun Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation (EUVI, COR1, COR2, HI1, HI2) pozwalają śledzić KWM aż do granic ziemskiej magnetosfery SWAVES – odbiorniki radiowe pozwalają obserwować wybuchy radiowe generowane przez KWM aż do granic ziemskiej magnetosfery

26 KWM Zostały odkryte niedawno ( na początku lat 70-tych).
Wzbudzają duże zainteresowanie, ponieważ generują najintensywniejsze burze geomagnetyczne (ich odkrycie obaliło mit, że rozbłyski są źródłem burz magnetycznych). W ostatnich 25 latach, dzięki dużemu wysiłkowi naukowców zdobyto ogromną wiedzę na temat KWM. Ciągle pozostaje wiele istotnych pytań: jak KWM są generowane, jak można przewidzieć ich erupcję, jak przewidzieć wartość i zwrot pola magnetycznego unoszonego przez KWM?

27 Niebo widziane przez HI (lewa strona satelita A, prawa strona satelita B)
Po prawej stronie, jasny obiekt to Ziemia z obiegającym Księżycem Po lewej Wenus (W HI1 widać czasami Merkurego)