კორონალური მასის ამოფრქვევა
კორონალური მასის ამოფრქვევა (Coronal Mass Ejection – CME) ყველაზე ეგზოტიკური, შთამბეჭდავი და ენერგეტიკული მოვლენაა მზის ატმოსფეროში. ეს არის პლაზმის უზარმაზარი ღრუბელი, რომელიც შეიცავს მილიარდობით ტონა კორონალურ მატერიას, და ამოიფრქვევა და ვრცელდება პლანეტათშორის სივრცეში. ზოგიერთი CME შეიძლება მომართული იყოს როგორც სხვა პლანეტებისკენ, ასევე დედამიწისკენაც, რამაც შეიძლება დიდი გავლენა მოახდინოს მათზე.
ტიპური CMEს მაგნიტური ველის სიმძლავრე ათეულობით ნანოტესლაა, მასა 1013-1016 გ, სიჩქარე კი 10-2000 კმ/წმ, რომელიც ზოგჯერ 3500 კმ/წსაც აღწევს მზესთან ახლოს. 1 AU მანძილზე მათი სიჩქარე იცვლება და თანდათან მზის ქარის სიჩქარეს უახლოვდება. CME-სთან ასოცირებული ენერგია 1024-1025 ჯოულის ფარგლებშია, რის გამოც CME შეგვიძლია განვიხილოთ როგორც მზის ყველაზე მაღალ ენერგეტიკული მოვლენა. ისინი ხშირად განიხილებიან სამნაწილიან კომპლექსურ სტრუქტურად: კაშკაშა ფრონტალური მარყუჟი, რომელსაც მოსდევს ბნელი ღრმული შიგნით ჩამაგრებული კაშკაშა ბირთვით.
ცნობილია, რომ CME დიდ გავლენას ახდენს კოსმოსურ ამინდზე. მასთან ასოცირებული ცნობილი მოვლენაა ავრორა, ჩრდილოეთის ციალი. იგი გამოწვეულია ენერგეტიკული ნაწილაკებით, რომლებიც ურთიერთქმედებენ ატომებთან დედამიწის ატმოსფეროში.
ერთ ერთი ყველაზე მძლავრი მოვლენა ისტორიაში ცნობილია კერინგთონის მოვლენის სახელით. კერინგტონი 1859 წლის 2 სექტემბერს აკვირდებოდა მოვლენას, რომელსაც შემდგომში მზის ანთება ეწოდა. მზის ანთებიდან 18 საათის შემდეგ ადგილი ჰქონდა ძლიერ გეომაგნიტურ შტორმს, რომლის შედეგადაც ჩრდილოეთის ციალი დაბალ განედებზეც კი გამოჩნდა. იმ დროისათვის არსებული ერთადერთი საკომუნიკაციო საშუალება – ტელეგრაფი რამდენიმე საათის განმავლობაში შეფერხებით მუშაობდა. 1989 წლის 13 მარტს გეომაგნიტურმა შტორმმა გამოიწვია ტრანსფორმატორის გათიშვა, რასაც ჰიდრო-კვებეკის ქსელის კოლაპსი მოყვა. შედეგად 6 მილიონი ადამიანი 9 საათის განმავლობაში ელექტრო ენერგიის გარეშე დარჩა. ეკონომიკურმა ზარალმა კი 13.2 მილიონი დოლარი შეადგინა. ისტორიაში ცნობილია რამდენიმე ფაქტი, როცა CME-მ ზიანი მიაყენა თანამგზავრს, მაგალითად, 2010 წლის 5 აპრილი, როცა Galaxy 15-მა შეწყვიტა პასუხი დედამიწიდან გაგზავნილ ბრძანებებზე.
კოსმოსური ამინდის გამო მომატებული რადიაცია საფრთხეს უქმნის ასტრონავტებს, პოლუსთან ახლოს მფრენ რეისების მგზავრებს. პოლარული ფრენები შეიძლება შეფერხდეს კომუნიკაციის პრობლემის გამოც, რაც კოსმოსური ამინდის ცვლილების ერთ ერთი შედეგია.
CME_ს ადრეული დაკვირვებები თარიღდება 1860 წლის დაბნელებით, რომელიც ისტორიას ჩანახატის წყალობით შემორჩა (სურათი 1). ასეულ წელზე მეტი დაჭირდა CME-ს ოფიციალურ აღმოჩენას. 1973 წელს ერთ ერთმა მეცნიერმა მის დასაკვირვებლად გამოიყენა OSO-7 ის კორონოგრაფი. მას შემდეგ სხვადასხვა თანამგზავრზე დამონტაჟებულმა კორონოგრაფებმა აღრიცხა უამრავი CME. მიუხედავად იმისა, რომ პირველ გამოსახულებით დაკვირვებას 1973 წელს ქონდა ადგილი, აღმოჩნდა, რომ მის გამოწვეულ შედეგებს აკვირდებოდნენ გაცილებით ადრე. მაგალითად 1724 წელს ადგილი ჰქონდა გეომაგნიტურ შეშფოთებებს, რაც CME-ს მიერ იყო გამოწვეული. ისინი ასევე დაიკვირვებოდნენ რადიო დაკვირვებებში 1960 წლიდან, როგორც პლანეტათშორის გაელვებას (IPS). მხოლოდ 1980 წლიდან მოხდა IPS-ის უშუალოდ CME-სთან დაკავშირება. სწრაფი ამოფრქვევები წარმოქმნიან დარტყმით ტალღებს, რომლებიც თავის მხრივ წარმოშობენ რადიო გამოსხივებებს პლაზმაში. ეს ცნობილია როგორც მეორე ტიპის რადიო გაელვება. ეს დარტყმითი ტალღები ასევე დაიკვირვება მზის ქარის პლაზმის in situ გაზომვებით.

როცა მზის ლაქების ციკლურობა დადგინდა, ცხადი გახდა მზის ციკლსა და გეომაგნიტურ აქტივობას შორის კავშირიც. მე-20-ე საუკუნის 20იანი წლებიდან რამდენიმე ავტორმა გამოთქვა მოსაზრება, რომ მზიდან პლაზმის ტრანზიენტული ამოფრქვევები შესაძლებელია ყოფილიყო გეომაგნიტური აქტივობის წყარო. ამ დროისთვის ამ ტრანზიენტების ორი ძირითადი ინტერპრეტაცია არსებობდა: 1) მზის ანთება იწვევდა ჩაკეტილი რეგიონებიდან პლაზმის ამოფრქვევას, რასაც თან მაგნიტური ველიც მოყვებოდა. 2) ამოფრქვევა ფორმირდებოდა ღია რეგიონებიდან, რასაც იწვევდა მზის ანთების ურთიერთქმედება სწრაფად მზარდი სიჩქარის მქონე მზის ქართან. ასეთ შემთხვევაში ამოფრქვევას თან არ მიყვებოდა მაგნიტური ველი. (პარკერის მოსაზრება)
კოსმოსურ ერაში შესვლასთან ერთად შესაძლებელი გახდა კორონალური მასის ამოფრქვევების თვისებების პირდაპირი გაზომვა. თავდაპირველად Mariner2, ხოლო შემდეგ Vela 3 ის დაკვირვებებმა დაადასტურა გავრცელებულ დარტყმით ტალღებში თვისებები, რომელიც in situ გაზომვის საშუალებით იქნა შესწავლილი. აღმოჩნდა, რომ ტალღების გადამტან პლაზმის “ბურთს” ნორმალურ მზის ქართან შედარებით განსხვავებული თვისებები გააჩნია. მატერიაში შენიშნულ იქნა ჰელიუმის შემადგენლობა, ასევე პროტონების და ელექტრონების დაბალი ტემპერატურა. ადრეულმა in situ დაკვირვებებმა აჩვენეს, რომ პარკერის მოდელი არასწორი იყო, რადგან ეს შეშფოთებები ასოცირებული აღმოჩნდა ჩაკეტილი ველის რეგიონებთან. 1970 წელს პირველად შეფასდა CME-ს მასა და ენერგია – 1013 კგ და 1025 ჯოული.
ტრანზიენტებში მაგნიტური სტრუქტურების დაკვირვება Burlaga-ს უკავშირდება. მან ხუთი სხვადასხვა თანამგზავრით ჩაატარა დაკვირვებები და იპოვა მაგნიტური ველის ვექტორის გლუვი ბრუნვა, რასაც მაგნიტური ღრუბელი უწოდეს (Magnetic Cloud, MC), ამას მოყვა მაგნიტური ღრუბლის სხვა თვისებების აღმოჩენაც: დაბალი ტემპერატურა და ძლიერი მაგნიტური ველი

პირველმა კოსმოსური კორონოგრაფების შექმნამ მიგვიყვანა ამ კორონული ტრანზიენტების შორეულ გამოსახულებით დაკვირვებამდე. დადგინდა მათი კავშირი მეორე ტიპის რადიო გაელვებებთან. 70იან წლებში მზის კორონის თითქმის უწყვეტმა დაკვირვებებმა მოულოდნელი შედეგები აჩვენა: გაცილებით მეტი ამოფრქვევა დაფიქსირდა ვიდრე დარტყმითი ტალღების შეშფოთებები, და თანაც ამოფრქვევა ასოცირდა უფრო მეტად ერუპციულ პროტუბერანცებთან, ვიდრე იმპულსურ ანთებებთან. როგორც აღმოჩნდა მათ ახასიათებს სიჩქარის, მორფოლოგიის და ენერგიის ფართო სპექტრი. მატერია, რომელიც კორონალურ მასის ამოფრქვევას გადააქვს აღმოჩნდა კორონული წარმოშობის, ამიტომ მოსალოდნელი იყო, რომ მას ქონოდა კორონის ტემპერატურა და სიმკვრივე. თუმცა ეს ასე არ აღმოჩნდა მის ბირთვში ჩამაგრებული პროტუბერანცისთვის, რომელიც არის ცივი და მკვრივი მატერია. ბნელი ღრმული სავარაუდოდ არის კორონული ტემპერატურის მქონე, თუმცა ფორნტალურ მარყუჟთან და ბირთვთან შედარებით ძალიან გაუხშოებული.
1990 იან წლებში მიუხედავად მოულოდნელი შედეგებისა, ძირითადად ფიქრობდნენ, რომ CME იყო მზის ანთების შედეგი. თუმცა CME და გეომაგნიტური შტორმი ხშირად არ ასოცირდებოდა ანთებებთან, თანაც ის ენერგია რომელიც CME-ს ამოფრქვევისთვისაა საჭირო, უფრო მეტია ვიდრე ანთების ენერგია. შემდგომმა კვლევებმა დაადასტურეს, რომ ზოგჯერ ანთებას CME-ს ამოფრქვევის მერე ჰქონდა ადგილი და არა პირიქით.
CME_ს ტიპიური აგებულება ნაჩვენებია მეორე სურათზე, მაგრამ ამ მორფოლოგიას ყველა მათგანი არ იზიარებს. ისინი ასევე ასოცირდებიან დისკის ჩაბნელებულ რეგიონებთან. ჩაბნელება (Dimming) წარმოადგენს გამოსხივების ინტენსივობის უეცარ შემცირებას, რაც პლაზმაში ფიზიკურ ცვლილებებთანაა დაკავშირებული (მასის, სიმკვრივის, ტემპერატურის ცვლილება), და სპექტრის რენტგენულ და უკიდურეს ულტრაიისფერ უბანში დაიკვირვება. LASCO-ს გრძელვადიანმა დაკვივებებმა აღმოაჩინა მთელი რიგი არაკლასიფიცირებული მორფოლოგიები, როგორიცაა მაგნიტური მარყუჟი, უპროტუბერანცო CME, ჯეტის მსგავსი CME, რომლებიც სამნაწილიანი სტრუქტურის ნიშანს არ ამჟღავნებენ.
CME-ს აქვს სიჩქარის, აჩქარების და კუთხური სიგანის ფართო სპექტრი. მისი კინემატიკური ევოლუცია ძალიან კომპლექსურია და მოიცავს რამდენიმე ფაზას. 20-ე საუკუნის ბოლოს პირველად მოხდა CME-ს დაყოფა ორ კლასად: ნელი CME, რომელიც პროტუბერანცთან ასოცირდება, და იმპულსური, სწრაფი CME, რომელიც ანთებებთან არის კავშირში. კვლევებმა დაადასტურა, რომ მისი ამოფრქვევა სამ ფაზად შეიძლება მოხდეს: დაწყების, აჩქარების და გავრცელების ფაზად. CME-ს კინემატიკის შედარებით მძიმე რენტგენულ ნაკადთან აღმოჩნდა, რომ CME-ს აჩქარების პიკი და რენტგენული ნაკადების პიკი ერთმანეთს ემთხვევა. ეს მიუთითებს მაგნიტურ გადაერთებასა და აჩქარებას შორის მჭიდრო კავშირზე.
მიუხედავად იმისა, რომ გაუმჯობესებული დაკვირვებებით და თეორიული ინტერპრეტაციებით ჩვენი ცოდნა CME-ებზე მნიშვნელოვნად გაფართოვდა, ახალ ახალი შეკითხვები წარმოიშვა. ფუნდამენტური კითხვების ნაწილი ჯერჯერობით პასუხგაუცემელია: რა ენერგიაა საჭირო CME-ს ამოსაფრქვევად? რა გამოათავისუფლებს ამ ენერგიას? CME-ები ამოფრქვევის პროცესში ფორმირდებიან თუ უკვე არსებული სტრუქტურები არიან?
მზის დატოვების შემდეგ მათი სიჩქარე და აჩქარება იცვლება მზის ქართან ურთიერთქმედების შედეგად. ამ ურთიერთქმედებაზე საკმაოდ ცოტა რამაა ცნობილი. აღმოჩნდა, რომ CME-ების უმეტესობა ჩქარდება, სანამ მზის ქარის სიჩქარეს არ მიაღწევს, მცირედ ნაწილზე კი მზის ქარი გავლენას ვერ ახდენს. დაკვირვებების შეზღუდვებმა და უზუსტობებმა ეს შეკითხვა ისევ ღიად დატოვა. ასევე 1 ასტრონომიულ ერთეულზე მათ ნაწილში დაიკვირვება მაგნიტური ღრუბლის თვისებები, ნაწილში კი არა. შესაძლოა ეს დაკვირვების ეფექტია, თუმცა შეიძლება CME-ს განსხვავებულ სტრუქტურასთან და მექანიზმებთან გვქონდეს საქმე.
- Vourlidas, A., Buzasi, D., Howard, R.A. & Esfandiari, E. (2002). Mass and energy properties of LASCO CMEs. In A. Wilson, ed., Solar Variability: From Core to Outer Frontiers, vol. 506 of ESA Special Publication, 91-94
- Yashiro, S., Gopalswamy, N., Michalek, G., St Cyr, O., Plunkett, S., Rich, N. & Howard, R. (2004). A catalog of white light coronal mass ejections observed by the soho spacecraft. Journal of Geophysical Research (Space Physics), 109, 7105.
- Gopalswamy, N. (2006). Properties of Interplanetary Coronal Mass Ejections. Space Science Reviews, 124, 145-168
- Wang, C., Du, D. & Richardson, J.D. (2005). Characteristics of the Interplanetary Coronal Mass Ejections in the Heliosphere Between 0.3 and 5.4 AU. AGU Fall Meeting Abstracts, C1230
- Carrington, R.C. (1859). Description of a Singular Appearance seen in the Sun on September 1, 1859. Monthly Notices of the RAS, 20, 13-15.
- Green, J.L., Boardsen, S., Odenwald, S., Humble, J. & Pazamickas, K.A. (2006). Eyewitness reports of the great auroral storm of 1859. Advances in Space Research, 38, 145-154.
- Bolduc, L. (2002). GIC observations and studies in the Hydro-Quebec power system. Journal of Atmospheric and Solar-Terrestrial Physics, 64, 1793-1802.
- Tousey, R. (1973). The solar corona. In M. J. Rycroft & S. K. Runcorn, ed., Space Research, 713-730
- Parker, E.N. (1963). Interplanetary dynamical processes.. Interscience.
- Gosling, J.T., Ashbridge, J.R., Bame, S.J., Hundhausen, A.J. & Strong, I.B. (1968). Satellite Measurements of Interplanetary Shock Waves. Astronomical Journal, 73, 61
- Burlaga, L., Sittler, E., Mariani, F. & Schwenn, R. (1981). Magnetic loop behind an interplanetary shock – Voyager, Helios, and IMP 8 observations. Journal of Geophysical Research, 86, 673-6684
- Gopalswamy, N., Cyr, O.C.S., Kaiser, M.L. & Yashiro, S. (2001). X-ray Ejecta, White-Light CMEs
- and a Coronal Shock Wave. Solar Physics, 203, 149-163
- Yashiro, S., Gopalswamy, N., Michalek, G. & Howard, R.A. (2003). Properties of narrow coronal mass ejections observed with LASCO. Advances in Space Research, 32, 2631-2635
- Wilson, A., ed. (2003). Solar variability as an input to the Earth’s environment, vol. 535 of ESA Special Publication.
- Sheeley, N.R., Walters, J.H., Wang, Y.M. & Howard, R.A. (1999). Continuous tracking of coronal out flows: Two kinds of coronal mass ejections. Journal of Geophysical Research, 1042, 24739-24768.
- Shane A. Maloney 2011- Propagation of Coronal Mass Ejections in the Inner Heliosphere