stringtranslate.com

Выброс корональной массы

Выбросы корональной массы обычно видны на коронографах белого света .

Корональный выброс массы ( CME ) — это значительный выброс плазменной массы из короны Солнца в гелиосферу . CME часто связаны с солнечными вспышками и другими формами солнечной активности , но общепринятое теоретическое понимание этих взаимосвязей не установлено.

Если корональный выброс массы попадает в межпланетное пространство , его называют межпланетным корональным выбросом массы ( ICME ). ICME способны достигать магнитосферы Земли и сталкиваться с ней , вызывая геомагнитные бури , полярные сияния и в редких случаях повреждая электросети . Самым крупным зарегистрированным геомагнитным возмущением, предположительно вызванным корональным выбросом массы, была солнечная буря 1859 года . Также известная как событие Кэррингтона , она вывела из строя части недавно созданной телеграфной сети Соединенных Штатов, вызвав пожары и удары током некоторых операторов телеграфа.

В периоды максимумов солнечной активности Солнце производит около трех корональных выбросов массы каждый день, тогда как в периоды минимумов солнечной активности происходит около одного коронального выброса массы каждые пять дней.

Физическое описание

Корональные выбросы массы выбрасывают большие количества вещества из атмосферы Солнца в солнечный ветер и межпланетное пространство . Выброшенное вещество представляет собой плазму, состоящую в основном из электронов и протонов, заключенных в ее магнитном поле. Это магнитное поле обычно имеет форму жгута потока, спирального магнитного поля с изменяющимися углами тангажа .

Средняя выброшенная масса составляет 1,6 × 10 12  кг (3,5 × 10 12  фунтов). Однако расчетные значения массы для корональных выбросов массы являются лишь нижними пределами, поскольку измерения коронографа предоставляют только двумерные данные.

Корональные выбросы массы возникают из сильно искривленных или сдвинутых крупномасштабных структур магнитного поля в короне, которые поддерживаются в равновесии вышележащими магнитными полями.

Источник

Упрощенная модель магнитных полей, выходящих из фотосферы

Корональные выбросы массы извергаются из нижней короны, где процессы, связанные с локальным магнитным полем, доминируют над другими процессами. В результате корональное магнитное поле играет важную роль в формировании и извержении корональных выбросов массы. Предварительно извергающиеся структуры возникают из магнитных полей, которые изначально генерируются внутри Солнца солнечным динамо . Эти магнитные поля поднимаются к поверхности Солнца — фотосфере — где они могут образовывать локализованные области высококонцентрированного магнитного потока и расширяться в нижнюю солнечную атмосферу, образуя активные области . В фотосфере магнитный поток активной области часто распределяется в дипольной конфигурации , то есть с двумя соседними областями противоположной магнитной полярности, через которые изгибается магнитное поле. Со временем концентрированный магнитный поток нейтрализуется и рассеивается по поверхности Солнца, сливаясь с остатками прошлых активных областей, чтобы стать частью спокойного Солнца. Структуры CME перед извержением могут присутствовать на разных стадиях роста и распада этих областей, но они всегда лежат выше линий инверсии полярности (PIL) или границ, через которые знак вертикальной составляющей магнитного поля меняется на противоположный. PIL могут существовать внутри, вокруг и между активными областями или образовываться на спокойном Солнце между остатками активных областей. Более сложные конфигурации магнитного потока, такие как квадрупольные поля, также могут содержать структуры перед извержением. [1] [2]

Для того чтобы предэруптивные структуры коронального выброса массы могли развиться, необходимо запасти большое количество энергии, которая должна быть легко доступна для высвобождения. В результате доминирования процессов магнитного поля в нижней короне большая часть энергии должна запасаться в виде магнитной энергии . Магнитная энергия, которая свободно доступна для высвобождения из предэруптивной структуры, называемая свободной магнитной энергией или непотенциальной энергией структуры, представляет собой избыточную магнитную энергию, запасенную магнитной конфигурацией структуры относительно той, которая запасена самой низкоэнергетической магнитной конфигурацией, которую теоретически может принять лежащее в основе распределение фотосферного магнитного потока, состояние потенциального поля . Возникающий магнитный поток и фотосферные движения, непрерывно смещающие основания структуры, могут привести к накоплению свободной магнитной энергии в корональном магнитном поле в виде закручивания или сдвига. [3] Некоторые предэруптивные структуры, называемые сигмоидами , принимают форму буквы S или обратной буквы S по мере накопления сдвига. Это наблюдалось в корональных петлях и волокнах активной области с прямыми S -сигмоидами, более распространенными в южном полушарии, и обратными S -сигмоидами, более распространенными в северном полушарии. [4] [5]

Магнитные потоковые канаты — скрученные и сдвинутые магнитные потоковые трубки , которые могут переносить электрический ток и свободную магнитную энергию — являются неотъемлемой частью структуры коронального выброса массы после извержения; однако вопрос о том, всегда ли потоковые канаты присутствуют в структуре, предшествующей извержению, или они создаются во время извержения из сильно сдвинутого поля ядра (см. § Инициирование), является предметом продолжающихся дискуссий. [3] [6]

Некоторые структуры, предшествующие извержению, были замечены для поддержки протуберанцев , также известных как нити, состоящие из гораздо более холодного материала, чем окружающая корональная плазма. Протуберанцы встроены в структуры магнитного поля, называемые полостями протуберанцев или каналами нитей, которые могут составлять часть структуры, предшествующей извержению (см. § Корональные сигнатуры).

Ранняя эволюция

Ранняя эволюция CME включает его инициацию из предэруптивной структуры в короне и последующее ускорение. Процессы, вовлеченные в раннюю эволюцию CME, плохо изучены из-за отсутствия наблюдательных данных.

Инициация

Инициирование CME происходит, когда структура, предшествующая извержению, в равновесном состоянии переходит в неравновесное или метастабильное состояние, в котором энергия может высвобождаться для запуска извержения. Конкретные процессы, вовлеченные в инициирование CME, обсуждаются, и были предложены различные модели для объяснения этого явления на основе физических спекуляций. Кроме того, различные CME могут быть инициированы различными процессами. [6] : 175  [7] : 303 

Неизвестно, существует ли магнитный поток до инициирования, и в этом случае идеальные или неидеальные магнитогидродинамические (МГД) процессы приводят к выбросу этого потока, или поток создается во время извержения неидеальным процессом. [8] [9] : 555  При идеальной МГД инициирование может включать в себя идеальные нестабильности или катастрофическую потерю равновесия вдоль существующего потока: [3]

При неидеальной МГД механизмы инициирования могут включать резистивную нестабильность или магнитное пересоединение :

Видео запуска солнечной нити

Начальное ускорение

После инициации CME подвергаются воздействию различных сил, которые либо способствуют, либо препятствуют их подъему через нижнюю корону. Нисходящая магнитная сила натяжения, оказываемая связывающим магнитным полем по мере его растяжения, и, в меньшей степени, гравитационное притяжение Солнца противодействуют движению структуры ядра CME. Для того чтобы обеспечить достаточное ускорение, прошлые модели включали магнитное пересоединение ниже поля ядра или идеальный МГД-процесс, такой как нестабильность или ускорение от солнечного ветра.

В большинстве событий CME ускорение обеспечивается магнитным пересоединением, обрезающим связи обвязывающего поля с фотосферой из-под ядра, и оттоком из этого пересоединения, толкающим ядро ​​вверх. Когда происходит начальный подъем, противоположные стороны обвязывающего поля под поднимающимся ядром ориентированы почти антипараллельно друг другу и сводятся вместе, образуя токовый слой над PIL. Быстрое магнитное пересоединение может возбуждаться вдоль токового слоя микроскопическими нестабильностями, что приводит к быстрому высвобождению накопленной магнитной энергии в виде кинетической, тепловой и нетепловой энергии. Реструктуризация магнитного поля обрезает связи обвязывающего поля с фотосферой, тем самым уменьшая направленную вниз силу магнитного натяжения, в то время как восходящий отток пересоединения толкает структуру CME вверх. Возникает положительная обратная связь, поскольку ядро ​​выталкивается вверх, а стороны обвязывающего поля все ближе и ближе соприкасаются, производя дополнительное магнитное пересоединение и подъем. В то время как восходящий отток пересоединения ускоряет ядро, одновременный нисходящий отток иногда ответственен за другие явления, связанные с корональными выбросами массы (см. § Корональные сигнатуры).

В случаях, когда значительное магнитное пересоединение не происходит, идеальные МГД-неустойчивости или сила тяги солнечного ветра теоретически могут ускорить CME. Однако, если достаточное ускорение не обеспечено, структура CME может упасть обратно в то, что называется неудавшимся или ограниченным извержением . [9] [3]

Корональные подписи

Ранняя эволюция корональных выбросов массы часто связана с другими солнечными явлениями, наблюдаемыми в нижней короне, такими как эруптивные протуберанцы и солнечные вспышки. Корональные выбросы массы, которые не имеют наблюдаемых признаков, иногда называют скрытыми корональными выбросами массы . [11] [12]

Протуберанцы, встроенные в некоторые структуры, предшествующие извержению CME, могут извергаться вместе с CME как эруптивные протуберанцы. Эруптивные протуберанцы связаны по крайней мере с 70% всех CME [13] и часто встроены в основания потоков CME. При наблюдении в коронографах белого света материал эруптивного протуберанца, если он присутствует, соответствует наблюдаемому яркому ядру плотного материала. [7]

Когда магнитное пересоединение возбуждается вдоль токового слоя восходящей структуры ядра коронального выброса массы, нисходящие потоки пересоединения могут сталкиваться с петлями ниже, образуя двухленточную солнечную вспышку в форме острого выступа.

Извержения корональных выбросов массы также могут производить волны EUV, также известные как волны EIT после телескопа Extreme UV Imaging Telescope или как волны Мортона при наблюдении в хромосфере, которые представляют собой фронты МГД-волн с быстрой модой, исходящие из места коронального выброса массы. [6] [3]

Корональное затемнение представляет собой локализованное уменьшение экстремального ультрафиолетового и мягкого рентгеновского излучения в нижней короне. Считается, что при ассоциации с корональным выбросом массы корональные затемнения происходят преимущественно из-за уменьшения плотности плазмы, вызванного оттоком массы во время расширения связанного коронального выброса массы. Они часто происходят либо парами, расположенными в областях противоположной магнитной полярности, затемнение ядра, либо в более обширной области, вторичное затемнение. Затемнения ядра интерпретируются как местоположения точек основания извергающегося потока; вторичные затемнения интерпретируются как результат расширения общей структуры коронального выброса массы и, как правило, более рассеяны и неглубоки. [14] Корональное затемнение было впервые описано в 1974 году, [15] и из-за их внешнего вида, напоминающего внешний вид корональных дыр , их иногда называли транзитными корональными дырами . [16]

Распространение

Наблюдения за корональными выбросами массы обычно проводятся с помощью коронографов белого света , которые измеряют рассеяние Томсона солнечного света на свободных электронах в плазме коронального выброса массы. [17] Наблюдаемый корональный выброс массы может иметь любую или все три отличительные особенности: яркое ядро, темную окружающую полость и яркий передний край. [18] Яркое ядро ​​обычно интерпретируется как выступ, встроенный в корональный выброс массы (см. § Происхождение), а передний край — как область сжатой плазмы перед потоком коронального выброса массы. Однако некоторые корональные выбросы массы демонстрируют более сложную геометрию. [7]

Наблюдения коронографа белого света показали, что корональные выбросы массы достигают скорости в плоскости неба в диапазоне от 20 до 3200 км/с (от 12 до 2000 миль/с) со средней скоростью 489 км/с (304 мили/с). [19] Наблюдения за скоростями корональных выбросов массы показывают, что корональные выбросы массы имеют тенденцию ускоряться или замедляться до тех пор, пока не достигнут скорости солнечного ветра (§ Взаимодействия в гелиосфере).

При наблюдении в межпланетном пространстве на расстоянии более 50 солнечных радиусов (0,23 а.е.) от Солнца корональные выбросы массы иногда называют межпланетными корональными выбросами массы , или МКВМ . [6] : 4 

Взаимодействия в гелиосфере

При распространении корональных выбросов массы через гелиосферу они могут взаимодействовать с окружающим солнечным ветром, межпланетным магнитным полем, а также другими корональными выбросами массы и небесными телами.

CME могут испытывать аэродинамические силы сопротивления, которые приводят их в кинематическое равновесие с солнечным ветром. Как следствие, CME, которые быстрее солнечного ветра, имеют тенденцию замедляться, тогда как CME, которые медленнее солнечного ветра, имеют тенденцию ускоряться, пока их скорость не сравняется со скоростью солнечного ветра. [20]

То, как CME развиваются по мере их распространения через гелиосферу, плохо изучено. Были предложены модели их эволюции, которые точны для некоторых CME, но не для других. Модели аэродинамического сопротивления и снегоочистителя предполагают, что эволюция ICME управляется его взаимодействием с солнечным ветром. Аэродинамическое сопротивление само по себе может объяснить эволюцию некоторых ICME, но не всех. [6] : 199 

Следите за корональным выбросом массы, проходящим мимо Венеры, а затем Земли, и изучите, как Солнце управляет ветрами и океанами Земли.

CME обычно достигают Земли через один-пять дней после того, как покидают Солнце. Самое сильное замедление или ускорение происходит вблизи Солнца, но оно может продолжаться даже за пределами орбиты Земли (1 а . е .), что наблюдалось с помощью измерений на Марсе [21] и космического корабля Ulysses . [22] ICME со скоростью более 500 км/с (310 миль/с) в конечном итоге вызывают ударную волну . [23] Это происходит, когда скорость ICME в системе отсчета, движущейся с солнечным ветром, превышает локальную быструю магнитозвуковую скорость. Такие удары наблюдались непосредственно коронографами [24] в короне и связаны с радиовсплесками типа II. Считается, что они иногда образуются всего на расстоянии 2  R ☉ ( солнечных радиусов ). Они также тесно связаны с ускорением солнечных энергичных частиц . [25]

Поскольку ICME распространяются через межпланетную среду, они могут сталкиваться с другими ICME в том, что называется взаимодействием CME-CME или каннибализмом CME . [9] : 599 

Во время таких взаимодействий CME-CME первый CME может расчистить путь для второго [26] [27] [28] и/или когда два CME сталкиваются [29] [30], это может привести к более серьезным последствиям для Земли. Исторические записи показывают, что самые экстремальные события космической погоды включали несколько последовательных CME. Например, знаменитое событие Кэррингтона в 1859 году имело несколько извержений и вызвало полярные сияния, видимые на низких широтах в течение четырех ночей. [31] Аналогичным образом, солнечная буря в сентябре 1770 года длилась почти девять дней и вызвала повторяющиеся полярные сияния на низких широтах. [32] Взаимодействие между двумя умеренными CME между Солнцем и Землей может создавать экстремальные условия на Земле. Недавние исследования показали, что магнитная структура CME, в частности ее хиральность /направленность, может значительно влиять на то, как она взаимодействует с магнитным полем Земли. Это взаимодействие может привести к сохранению или потере магнитного потока, особенно его южной составляющей магнитного поля, посредством магнитного пересоединения с межпланетным магнитным полем . [33]

Морфология

В солнечном ветре CME проявляются как магнитные облака . Они были определены как области повышенной напряженности магнитного поля, плавного вращения вектора магнитного поля и низкой температуры протонов . [34] Связь между CME и магнитными облаками была установлена ​​Бурлага и др. в 1982 году, когда магнитное облако наблюдалось Helios-1 через два дня после наблюдения SMM . [35] Однако, поскольку наблюдения вблизи Земли обычно проводятся одним космическим аппаратом, многие CME не рассматриваются как связанные с магнитными облаками. Типичная структура, наблюдаемая для быстрого CME спутником, таким как ACE, представляет собой ударную волну быстрого режима , за которой следует плотная (и горячая) оболочка плазмы (нижняя область ударной волны) и магнитное облако.

В настоящее время используются и другие признаки магнитных облаков в дополнение к описанным выше: среди прочего, двунаправленные сверхтепловые электроны , необычное зарядовое состояние или обилие железа , гелия , углерода и/или кислорода .

Типичное время прохождения магнитного облака мимо спутника в точке L1 составляет 1 день, что соответствует радиусу 0,15 а.е. с типичной скоростью 450 км/с (280 миль/с) и напряженностью магнитного поля 20 нТл . [36]

Солнечный цикл

Частота выбросов зависит от фазы солнечного цикла : от примерно 0,2 в день вблизи солнечного минимума до 3,5 в день вблизи солнечного максимума . [37] Однако пиковая частота возникновения корональных выбросов массы часто приходится на 6–12 месяцев после того, как число солнечных пятен достигает своего максимума. [3]

Воздействие на Землю

Фотография южного полярного сияния во время геомагнитной бури 29 мая 2010 года с борта МКС . Буря , скорее всего, была вызвана корональным выбросом массы, который произошел на Солнце 24 мая 2010 года, за пять дней до бури.
В этом видео представлены два прогона модели. Один рассматривает умеренный выброс корональной массы 2006 года. Второй прогон исследует последствия крупного выброса корональной массы, такого как выброс корональной массы класса Кэррингтона 1859 года.

Только очень малая часть корональных выбросов массы направлена ​​к Земле и достигает ее. Корональный выброс массы, прибывающий на Землю, вызывает ударную волну, вызывающую геомагнитную бурю , которая может нарушить магнитосферу Земли , сжимая ее на дневной стороне и расширяя магнитный хвост на ночной стороне . Когда магнитосфера воссоединяется на ночной стороне, она высвобождает мощность порядка тераватт, направленную обратно в верхнюю атмосферу Земли . [ необходима ссылка ] Это может привести к таким событиям, как геомагнитная буря в марте 1989 года .

Корональные выбросы массы, наряду со вспышками на солнце , могут нарушить радиопередачу и привести к повреждению спутников и линий электропередач , что может привести к потенциально масштабным и длительным отключениям электроэнергии . [38] [39]

Удары в верхней короне, вызванные корональными выбросами массы, также могут ускорять солнечные энергичные частицы по направлению к Земле, что приводит к постепенным событиям солнечных частиц . Взаимодействие между этими энергичными частицами и Землей может привести к увеличению числа свободных электронов в ионосфере , особенно в высокоширотных полярных регионах, усиливая поглощение радиоволн, особенно в D-области ионосферы, что приводит к событиям поглощения полярной шапки. [40]

Взаимодействие корональных выбросов массы с магнитосферой Земли приводит к резким изменениям во внешнем радиационном поясе , с уменьшением или увеличением потоков релятивистских частиц на порядки величины. [ количественно ] [41] Изменения потоков частиц радиационного пояса вызваны ускорением, рассеянием и радиальной диффузией релятивистских электронов из-за взаимодействия с различными плазменными волнами . [42]

Гало-корональные выбросы массы

Гало -корональный выброс массы — это корональный выброс массы, который появляется в наблюдениях коронографа белого света как расширяющееся кольцо, полностью окружающее заслоняющий диск коронографа. Гало-корональные выбросы массы интерпретируются как корональные выбросы массы, направленные к или от наблюдающего коронографа. Когда расширяющееся кольцо не полностью окружает заслоняющий диск, но имеет угловую ширину более 120 градусов вокруг диска, корональный выброс массы называется частичным гало-корональным выбросом массы . Было обнаружено, что частичные и полные гало-корональные выбросы массы составляют около 10% всех CME, причем около 4% всех CME являются полными гало-корональными выбросами массы. [43] Фронтальные или прямые на Землю гало-корональные выбросы массы часто связаны с ударяющимися о Землю корональными выбросами массы; однако не все фронтальные гало-корональные выбросы массы ударяются о Землю. [44]

Будущий риск

В 2019 году исследователи использовали альтернативный метод ( распределение Вейбулла ) и оценили вероятность того, что Земля подвергнется воздействию шторма класса Кэррингтона в следующем десятилетии, в диапазоне от 0,46% до 1,88%. [45]

История

Первые следы

Корональные выбросы массы наблюдались косвенно в течение тысяч лет через полярные сияния. Другие косвенные наблюдения, которые предшествовали открытию корональных выбросов массы, были посредством измерений геомагнитных возмущений, радиогелиографических измерений солнечных радиовсплесков и in-situ измерений межпланетных ударных волн. [6]

Самое большое зарегистрированное геомагнитное возмущение, предположительно вызванное корональным выбросом массы, совпало с первой наблюдаемой солнечной вспышкой 1 сентября 1859 года. Возникшая в результате солнечная буря 1859 года называется событием Кэррингтона . Вспышка и связанные с ней солнечные пятна были видны невооруженным глазом, и вспышка была независимо обнаружена английскими астрономами Р. К. Кэррингтоном и Р. Ходжсоном . Примерно в то же время, что и вспышка, магнитометр в Кью-Гарденс зарегистрировал то, что станет известно как магнитный крючок , магнитное поле, обнаруженное наземными магнитометрами, вызванное возмущением ионосферы Земли ионизирующими мягкими рентгеновскими лучами . Это было нелегко понять в то время, поскольку это предшествовало открытию рентгеновских лучей в 1895 году и признанию ионосферы в 1902 году.

Примерно через 18 часов после вспышки, дальнейшие геомагнитные возмущения были зарегистрированы несколькими магнитометрами как часть геомагнитной бури . Буря вывела из строя части недавно созданной телеграфной сети США, вызвав пожары и шокировав некоторых телеграфистов. [39]

Первые оптические наблюдения

Первое оптическое наблюдение коронального выброса массы было сделано 14 декабря 1971 года с использованием коронографа орбитальной солнечной обсерватории 7 (OSO-7). Впервые он был описан Р. Тауси из Военно-морской исследовательской лаборатории в исследовательской статье, опубликованной в 1973 году. [46] Изображение открытия (256 × 256 пикселей) было получено на видиконовой трубке вторичной электронной проводимости (SEC), передано на компьютер прибора после оцифровки до 7 бит . Затем оно было сжато с помощью простой схемы кодирования длины прогона и отправлено на землю со скоростью 200 бит/с. Полное несжатое изображение заняло бы 44 минуты, чтобы отправить на землю. Телеметрия была отправлена ​​на наземное вспомогательное оборудование (GSE), которое построило изображение на отпечатке Polaroid . Дэвид Робертс, техник-электронщик, работавший в NRL, который отвечал за тестирование камеры SEC-vidicon, отвечал за повседневные операции. Он думал, что его камера вышла из строя, потому что некоторые области изображения были намного ярче, чем обычно. Но на следующем изображении яркая область отошла от Солнца, и он сразу же понял, что это необычно, и отнес снимок своему руководителю, доктору Гюнтеру Брюкнеру [47] , а затем главе отделения солнечной физики, доктору Таузи. Более ранние наблюдения корональных транзиентов или даже явлений, наблюдавшихся визуально во время солнечных затмений, теперь понимаются как по сути одно и то же.

Инструменты

1 ноября 1994 года НАСА запустило космический аппарат Wind в качестве монитора солнечного ветра на орбиту точки Лагранжа L 1 Земли в качестве межпланетного компонента Программы глобальной геокосмической науки (GGS) в рамках Международной программы солнечно-земной физики (ISTP). Космический аппарат представляет собой стабилизированный по оси вращения спутник, который несет восемь приборов, измеряющих частицы солнечного ветра от тепловых до более высоких, чем МэВ, энергий, электромагнитное излучение от постоянного тока до радиоволн 13 МГц и гамма-лучи. [ необходима цитата ]

25 октября 2006 года НАСА запустило STEREO , два почти идентичных космических аппарата, которые из сильно разнесенных точек на своих орбитах способны производить первые стереоскопические изображения корональных выбросов массы и других измерений солнечной активности. Космические аппараты вращаются вокруг Солнца на расстояниях, близких к земным, один из них немного впереди Земли, а другой позади. Их разделение постепенно увеличивалось, так что через четыре года они оказались почти диаметрально противоположными друг другу на орбите. [48] [49]

Известные выбросы корональной массы

9 марта 1989 года произошел корональный выброс массы , который ударил по Земле четыре дня спустя, 13 марта. Он вызвал перебои с электроснабжением в Квебеке, Канада, и коротковолновые радиопомехи.

23 июля 2012 года произошла мощная и потенциально разрушительная солнечная супербуря ( солнечная вспышка , корональный выброс массы, солнечный ЭМИ ), которая, однако, миновала Землю [50] [51]. Это событие многие ученые считают событием класса Кэррингтона .

14 октября 2014 года ICME был сфотографирован космическим аппаратом PROBA2 ( ESA ), солнечной и гелиосферной обсерваторией (ESA/NASA) и солнечной динамической обсерваторией (NASA), когда он покидал Солнце, а STEREO-A наблюдал его эффекты непосредственно на1  AU . Данные собирал Venus Express Европейского космического агентства . Корональный выброс массы достиг Марса 17 октября и наблюдался миссиями Mars Express , MAVEN , Mars Odyssey и Mars Science Laboratory . 22 октября в3,1  а.е. он достиг кометы 67P/Чурюмова–Герасименко , идеально выровненной с Солнцем и Марсом, и наблюдался Rosetta . 12 ноября в9,9  а.е. , он был замечен Кассини на Сатурне . Космический аппарат Новые горизонты был в31,6  а.е. приближается к Плутону , когда CME прошел через три месяца после первоначального извержения, и это может быть обнаружено в данных. Voyager 2 имеет данные, которые можно интерпретировать как прохождение CME, 17 месяцев спустя. Инструмент RAD марсохода Curiosity , Mars Odyssey , Rosetta и Cassini показали внезапное уменьшение галактических космических лучей ( уменьшение Форбуша ), когда защитный пузырь CME прошел мимо. [52] [53]

Выбросы звездной корональной массы

Было небольшое количество CME, наблюдаемых на других звездах, все из которых по состоянию на 2016 год были обнаружены на красных карликах . [54] Они были обнаружены в основном с помощью спектроскопии, чаще всего путем изучения линий Бальмера : материал, выбрасываемый в сторону наблюдателя, вызывает асимметрию в синем крыле профилей линий из-за доплеровского смещения . [55] Это усиление можно увидеть в поглощении, когда оно происходит на звездном диске (материал холоднее своего окружения), и в излучении, когда оно находится за пределами диска. Наблюдаемые проецируемые скорости CME варьируются от ≈84 до 5800 км/с (от 52 до 3600 миль/с). [56] [57] Существует несколько кандидатов на звездные CME в более коротких длинах волн в ультрафиолетовых или рентгеновских данных. [58] [59] [60] [61] По сравнению с активностью на Солнце, активность корональных выбросов массы на других звездах, по-видимому, встречается гораздо реже. [55] [62] Низкое количество обнаружений звездных корональных выбросов массы может быть вызвано более низкими внутренними скоростями корональных выбросов массы по сравнению с моделями (например, из-за магнитного подавления ), эффектами проекции или завышенными бальмеровскими сигнатурами из-за неизвестных плазменных параметров звездных корональных выбросов массы. [63]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ Ван Дриэль-Гестели, Лидия; Грин, Люси Мэй (декабрь 2015 г.). "Эволюция активных областей". Living Reviews in Solar Physics . 12 (1): 1. Bibcode : 2015LRSP...12....1V. doi : 10.1007/lrsp-2015-1 . S2CID  118831968.
  2. ^ Мартин, Сара Ф. (1998). «Условия формирования и поддержания нитей – (Приглашенный обзор)». Solar Physics . 182 (1): 107–137. Bibcode :1998SoPh..182..107M. doi :10.1023/A:1005026814076. S2CID  118346113.
  3. ^ abcdef Чен, ПФ (2011). "Выбросы корональной массы: модели и их наблюдательная основа". Living Reviews in Solar Physics . 8 (1): 1. Bibcode : 2011LRSP....8....1C. doi : 10.12942/lrsp-2011-1 . S2CID  119386112.
  4. ^ Rust, DM; Kumar, A. (1996). «Доказательства спирально изогнутых магнитных потоков в солнечных извержениях». The Astrophysical Journal . 464 (2): L199–L202. Bibcode : 1996ApJ...464L.199R. doi : 10.1086/310118. S2CID  122151729.
  5. ^ Кэнфилд, Ричард К.; Хадсон, Хью С.; Маккензи, Дэвид Э. (1999). «Сигмоидальная морфология и эруптивная солнечная активность». Geophysical Research Letters . 26 (6): 627–630. Bibcode : 1999GeoRL..26..627C. doi : 10.1029/1999GL900105 . S2CID  129937738.
  6. ^ abcdef Howard, Timothy (2011). Выбросы корональной массы: Введение . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 376. Нью-Йорк: Springer. doi :10.1007/978-1-4419-8789-1. ISBN 978-1-4419-8789-1.
  7. ^ abc Vial, Jean-Claude; Engvold, Oddbjørn, ред. (2015). Солнечные протуберанцы. Библиотека астрофизики и космической науки. Том 415. doi :10.1007/978-3-319-10416-4. ISBN 978-3-319-10416-4. S2CID  241566003.
  8. ^ Чен, Бин; Бастиан, ТС; Гэри, Д.Э. (6 октября 2014 г.). «Прямое доказательство наличия эруптивного, содержащего волокно магнитного потока, приводящего к быстрому выбросу солнечной корональной массы». The Astrophysical Journal . 794 (2): 149. arXiv : 1408.6473 . Bibcode :2014ApJ...794..149C. doi :10.1088/0004-637X/794/2/149. S2CID  119207956.
  9. ^ abcd Aschwanden, Markus J. (2019). New Millennium Solar Physics . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 458. Хам, Швейцария: Springer International Publishing. doi : 10.1007/978-3-030-13956-8. ISBN 978-3-030-13956-8. S2CID  181739975.
  10. ^ Титов, ВС; Демулен, П. (октябрь 1999 г.). «Базовая топология скрученных магнитных конфигураций в солнечных вспышках». Астрономия и астрофизика . 351 (2): 707–720. Bibcode : 1999A&A...351..707T.
  11. ^ Нитта, Нариаки В.; Маллиган, Тамита; Килпуа, Эмилия К.Дж.; Линч, Бенджамин Дж.; Миерла, Марилена; О'Кейн, Дженнифер; Пагано, Паоло; Палмерио, Эрика; Помёлл, Йенс; Ричардсон, Ян Г.; Родригес, Лучано; Руйяр, Алексис П.; Синха, Сувадип; Шривастава, Нандита; Талпеану, Дана-Камелия; Ярдли, Стефани Л.; Жуков, Андрей Н. (декабрь 2021 г.). «Понимание истоков проблемных геомагнитных бурь, связанных с выбросами корональной массы «стелс»». Обзоры космической науки . 217 (8): 82. arXiv : 2110.08408 . Bibcode : 2021SSRv..217...82N. doi : 10.1007 /s11214-021-00857-0. PMC 8566663. PMID  34789949. 
  12. ^ Howard, Timothy A.; Harrison, Richard A. (июль 2013 г.). «Stealth Coronal Mass Ejections: A Perspective». Solar Physics . 285 (1–2): 269–280. Bibcode : 2013SoPh..285..269H. doi : 10.1007/s11207-012-0217-0. S2CID  255067586.
  13. ^ Gopalswamy, N.; Shimojo, M.; Lu, W.; Yashiro, S.; Shibasaki, K.; Howard, RA (20 марта 2003 г.). «Извержения протуберанцев и выброс корональной массы: статистическое исследование с использованием микроволновых наблюдений». The Astrophysical Journal . 586 (1): 562–578. Bibcode :2003ApJ...586..562G. doi : 10.1086/367614 . S2CID  119654267.
  14. ^ Cheng, JX; Qiu, J. (2016). "Природа коронального затемнения, связанного со вспышкой коронального выброса массы". The Astrophysical Journal . 825 (1): 37. arXiv : 1604.05443 . Bibcode :2016ApJ...825...37C. doi : 10.3847/0004-637X/825/1/37 . S2CID  119240929.
  15. ^ Хансен, Ричард Т.; Гарсия, Чарльз Дж.; Хансен, Ширли Ф.; Ясукава, Эрик (апрель 1974 г.). «Внезапные истощения внутренней короны». Публикации Астрономического общества Тихого океана . 86 (512): 300. Bibcode : 1974PASP...86..500H. doi : 10.1086/129638 . S2CID  123151593.
  16. ^ Vanninathan, Kamalam; Veronig, Astrid M.; Dissauer, Karin; Temmer, Manuela (2018). "Плазменная диагностика событий коронального затемнения". The Astrophysical Journal . 857 (1): 62. arXiv : 1802.06152 . Bibcode :2018ApJ...857...62V. doi : 10.3847/1538-4357/aab09a . S2CID  118864203.
  17. ^ Howard, TA; DeForest, CE (20 июня 2012 г.). "The Thomson Surface. I. Reality and Myth" (PDF) . The Astrophysical Journal . 752 (2): 130. Bibcode :2012ApJ...752..130H. doi :10.1088/0004-637X/752/2/130. S2CID  122654351 . Получено 9 декабря 2021 г. .
  18. ^ Gopalswamy, N. (январь 2003 г.). "Выбросы корональной массы: инициирование и обнаружение" (PDF) . Advances in Space Research . 31 (4): 869–881. Bibcode :2003AdSpR..31..869G. doi :10.1016/S0273-1177(02)00888-8 . Получено 27 августа 2021 г. .
  19. ^ Ясиро, С.; Гопалсвами, Н.; Михалек, Г.; Сир, О.С. Ст.; Планкетт, С.П.; Риш, Н.Б.; Ховард, Р.А. (июль 2004 г.). «Каталог выбросов белой корональной массы, наблюдаемых космическим аппаратом SOHO». Журнал геофизических исследований: Атмосферы . 109 (A7). Bibcode : 2004JGRA..109.7105Y. doi : 10.1029/2003JA010282 . Получено 16 февраля 2022 г.
  20. ^ Manoharan, PK (май 2006). «Эволюция корональных выбросов массы во внутренней гелиосфере: исследование с использованием изображений в белом свете и сцинтилляций». Solar Physics . 235 (1–2): 345–368. Bibcode :2006SoPh..235..345M. doi :10.1007/s11207-006-0100-y. S2CID  122757011.
  21. ^ Фрайхерр фон Форстнер, Йохан Л.; Го, Цзиннань; Виммер-Швайнгрубер, Роберт Ф.; и др. (январь 2018 г.). «Использование форбуш-декреатов для определения времени прохождения ICMEs, распространяющихся от 1 а. е. до Марса». Журнал геофизических исследований: космическая физика . 123 (1): 39–56. arXiv : 1712.07301 . Bibcode : 2018JGRA..123...39F. doi : 10.1002/2017JA024700. S2CID  119249104.
  22. ^ Ричардсон, ИГ (октябрь 2014 г.). «Идентификация межпланетных корональных выбросов массы на Улиссе с использованием множественных признаков солнечного ветра». Solar Physics . 289 (10): 3843–3894. Bibcode : 2014SoPh..289.3843R. doi : 10.1007/s11207-014-0540-8. S2CID  124355552.
  23. ^ Уилкинсон, Джон (2012). Новые глаза на Солнце: руководство по спутниковым изображениям и любительским наблюдениям . Springer. стр. 98. ISBN 978-3-642-22838-4.
  24. ^ Vourlidas, A.; Wu, ST; Wang, AH; Subramanian, P.; Howard, RA (декабрь 2003 г.). «Прямое обнаружение ударной волны, связанной с выбросом корональной массы, в изображениях белого света, полученных с помощью эксперимента с большим углом наклона и спектрометрическим коронографом». The Astrophysical Journal . 598 (2): 1392–1402. arXiv : astro-ph/0308367 . Bibcode :2003ApJ...598.1392V. doi :10.1086/379098. S2CID  122760120.
  25. ^ Manchester, WB IV; Gombosi, TI; De Zeeuw, DL; Sokolov, IV; Roussev, II; et al. (апрель 2005 г.). "Coronal Mass Ejection Shock and Sheath Structures Relevant to Particle Acceleration" (PDF) . The Astrophysical Journal . 622 (2): 1225–1239. Bibcode :2005ApJ...622.1225M. doi :10.1086/427768. S2CID  67802388. Архивировано из оригинала (PDF) 5 февраля 2007 г.
  26. ^ Лю, Ин Д.; Луманн, Джанет Г.; Кайдич, Примож; Килпуа, Эмилия К. Дж.; Лугаз, Ноэ; Нитта, Нариаки В.; Мёстль, Кристиан; Лавро, Бенуа; Бэйл, Стюарт Д.; Фарруджа, Чарльз Дж.; Гэлвин, Антуанетт Б. (18 марта 2014 г.). «Наблюдения за экстремальным штормом в межпланетном пространстве, вызванным последовательными выбросами корональной массы». Nature Communications . 5 (1): 3481. arXiv : 1405.6088 . Bibcode :2014NatCo...5.3481L. doi :10.1038/ncomms4481. ISSN  2041-1723. PMID  24642508. S2CID  11999567.
  27. ^ Temmer, M.; Nitta, NV (1 марта 2015 г.). «Поведение межпланетного распространения быстрого выброса корональной массы 23 июля 2012 г.». Solar Physics . 290 (3): 919–932. arXiv : 1411.6559 . Bibcode :2015SoPh..290..919T. doi :10.1007/s11207-014-0642-3. ISSN  1573-093X. S2CID  255063438.
  28. ^ Десаи, Равиндра Т.; Чжан, Хань; Дэвис, Эмма Э.; Ставарц, Джулия Э.; Мико-Гомес, Хоан; Иваньес-Баллестерос, Пилар (29 сентября 2020 г.). «Трехмерное моделирование предварительной подготовки солнечного ветра и межпланетного выброса корональной массы 23 июля 2012 г.». Solar Physics . 295 (9): 130. arXiv : 2009.02392 . Bibcode :2020SoPh..295..130D. doi :10.1007/s11207-020-01700-5. ISSN  1573-093X. S2CID  221516966.
  29. ^ Сиота, Д.; Катаока, Р. (февраль 2016 г.). «Магнитогидродинамическое моделирование межпланетного распространения множественных корональных выбросов массы с внутренним магнитным потоком (Susanoo-CME)». Space Weather . 14 (2): 56–75. Bibcode :2016SpWea..14...56S. doi : 10.1002/2015SW001308 . S2CID  124227937.
  30. ^ Сколини, Камилла; Шане, Эммануэль; Теммер, Мануэла; Килпуа, Эмилия К.Дж.; Диссауэр, Карин; Верониг, Астрид М.; Пальмерио, Эрика; Помоэлл, Йенс; Думбович, Матея; Го, Цзиннань; Родригес, Лучано; Поедтс, Стефан (24 февраля 2020 г.). «Взаимодействие КВМ-КВМ как источники геоэффективности КВМ: формирование сложного выброса и интенсивной геомагнитной бури в начале сентября 2017 г.». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 247 (1): 21. arXiv : 1911.10817 . Бибкод : 2020ApJS..247...21S. дои : 10.3847/1538-4365/ab6216 . S2CID  208268241.
  31. ^ Цурутани, BT (2003). «Сильнейшая магнитная буря 1–2 сентября 1859 г.». Журнал геофизических исследований . 108 (A7): 1268. Бибкод : 2003JGRA..108.1268T. дои : 10.1029/2002JA009504. ISSN  0148-0227.
  32. ^ Хаякава, Хисаси; Ивахаси, Киёми; Эбихара, Юске; Тамадзава, Харуфуми; Сибата, Казунари; Книпп, Делорес Дж.; Кавамура, Акито Д.; Хаттори, Кентаро; Масе, Кумико; Наканиси, Ичиро; Исобе, Хироаки (29 ноября 2017 г.). «Длительные экстремальные магнитные бури в 1770 году, обнаруженные в исторических документах». Астрофизический журнал . 850 (2): L31. arXiv : 1711.00690 . Бибкод : 2017ApJ...850L..31H. дои : 10.3847/2041-8213/aa9661 . S2CID  119098402.
  33. ^ Koehn, GJ; Desai, RT; Davies, EE; Forsyth, RJ; Eastwood, JP; Poedts, S. (1 декабря 2022 г.). «Последовательные взаимодействующие выбросы корональной массы: как создать идеальный шторм». The Astrophysical Journal . 941 (2): 139. arXiv : 2211.05899 . Bibcode :2022ApJ...941..139K. doi : 10.3847/1538-4357/aca28c . ISSN  0004-637X. S2CID  253498895.
  34. ^ Бурлага, Л. Ф., Э. Ситтлер, Ф. Мариани и Р. Швенн, «Магнитная петля за межпланетной ударной волной: наблюдения Voyager, Helios и IMP-8» в журнале «Journal of Geophysical Research» , 86, 6673, 1981
  35. ^ Бурлага, Л. Ф. и др., «Магнитное облако и выброс корональной массы» в Geophysical Research Letters , 9, 1317–1320, 1982
  36. ^ Леппинг, РП и др. «Структура магнитного поля межпланетных магнитных облаков на расстоянии 1 а.е.» в журнале «Journal of Geophysical Research» , 95, 11957–11965, 1990
  37. ^ Кэрролл, Брэдли В.; Остли, Дейл А. (2007). Введение в современную астрофизику . Сан-Франциско: Addison-Wesley. стр. 390. ISBN 978-0-8053-0402-2.
  38. ^ Бейкер, Дэниел Н. и др. (2008). Тяжелые космические погодные явления — понимание социальных и экономических последствий: отчет о семинаре . National Academies Press . стр. 77. doi :10.17226/12507. ISBN 978-0-309-12769-1. Эти оценки показывают, что сильные геомагнитные бури представляют риск долгосрочных отключений для основных частей североамериканской сети. Джон Каппенман отметил, что анализ показывает «не только возможность крупномасштабных отключений, но и, что еще более тревожно, ... возможность постоянного ущерба, который может привести к чрезвычайно длительному времени восстановления».
  39. ^ ab Morring, Frank Jr. (14 января 2013 г.). «Крупное солнечное событие может разрушить энергосистему». Aviation Week & Space Technology . стр. 49–50. Но наиболее серьезный потенциал для повреждения связан с трансформаторами, которые поддерживают необходимое напряжение для эффективной передачи электроэнергии через сеть.
  40. ^ Rose, DC; Ziauddin, Syed (июнь 1962 г.). «Эффект поглощения полярной шапки». Space Science Reviews . 1 (1): 115–134. Bibcode : 1962SSRv....1..115R. doi : 10.1007/BF00174638. S2CID  122220113. Получено 14 февраля 2021 г.
  41. ^ Ривз, Г. Д.; МакАдамс, К. Л.; Фридель, Р. Х. У.; О'Брайен, Т. П. (27 мая 2003 г.). «Ускорение и потеря релятивистских электронов во время геомагнитных бурь». Geophys. Res. Lett . 30 (10): 1529. Bibcode : 2003GeoRL..30.1529R. doi : 10.1029/2002GL016513 . S2CID  130255612.
  42. ^ Pokhotelov, D.; Rae, IJ; Murphy, KR; Mann, IR; Ozeke, L. (21 ноября 2016 г.). «Влияние мощности волны ULF на электроны релятивистского радиационного пояса: геомагнитная буря 8–9 октября 2012 г.». J. Geophys. Res . 121 (12): 11766–11779. Bibcode : 2016JGRA..12111766P. doi : 10.1002/2016JA023130 . S2CID  15557426.
  43. ^ Вебб, Дэвид Ф.; Говард, Тимоти А. (2012). «Выбросы корональной массы: наблюдения». Living Reviews in Solar Physics . 9 (1): 3. Bibcode : 2012LRSP....9....3W. doi : 10.12942/lrsp-2012-3 . S2CID  124744655.
  44. ^ Шэнь, Чэнлун; Ван, Юймин; Пан, Цзунхао; Мяо, Бин; Йе, Пинчжун; Ван, С. (июль 2014 г.). «Выбросы корональной массы с полным гало: прибытие на Землю». Журнал геофизических исследований: космическая физика . 119 (7): 5107–5116. arXiv : 1406.4589 . Bibcode : 2014JGRA..119.5107S. doi : 10.1002/2014JA020001. S2CID  119118259. Получено 10 августа 2022 г.
  45. ^ Моринья, Дэвид; Серра, Изабель; Пуиг, Педро; Коррал, Альваро (20 февраля 2019 г.). «Оценка вероятности геомагнитной бури типа Кэррингтона». Научные отчеты . 9 (1): 2393. Бибкод : 2019НатСР...9.2393М. дои : 10.1038/s41598-019-38918-8. ПМК 6382914 . ПМИД  30787360. 
  46. ^ Howard, Russell A. (октябрь 2006 г.). "Историческая перспектива выбросов корональной массы" (PDF) . Солнечные извержения и энергичные частицы . Серия геофизических монографий. Том 165. Американский геофизический союз. стр. 7. Bibcode : 2006GMS...165....7H. doi : 10.1029/165GM03. ISBN 978-1-118-66620-3.
  47. ^ Ховард, Рассел А. (1999). «Некролог: Гюнтер Э. Брюкнер, 1934–1998». Бюллетень Американского астрономического общества . 31 (5): 1596. Бибкод : 1999BAAS...31.1596H.
  48. ^ "Космический корабль отправляется снимать Солнце в 3D". BBC News . 26 октября 2006 г.
  49. ^ "СТЕРЕО". НАСА.
  50. ↑ Филлипс, Тони (23 июля 2014 г.). «Почти промах: солнечная супербуря июля 2012 г.». NASA . Получено 26 июля 2014 г.
  51. ^ "ScienceCasts: Carrington-class CME Narrowly Misses Earth". YouTube.com . NASA. 28 апреля 2014 г. Архивировано из оригинала 12 декабря 2021 г. Получено 26 июля 2014 г.
  52. ^ Witasse, O.; Sánchez-Cano, B.; Mays, ML; Kajdič, P.; Opgenoorth, H.; et al. (14 августа 2017 г.). «Межпланетный выброс корональной массы, наблюдаемый на STEREO-A, Марс, комета 67P/Churyumov-Gerasimenko, Сатурн и New Horizons на пути к Плутону: сравнение его форбуш-уменьшений на 1,4, 3,1 и 9,9 а. е.». Journal of Geophysical Research: Space Physics . 122 (8): 7865–7890. Bibcode :2017JGRA..122.7865W. doi : 10.1002/2017JA023884 . hdl : 10044/1/57483 .
  53. ^ «Отслеживание солнечного извержения через Солнечную систему». SpaceDaily . 17 августа 2017 г. . Получено 22 августа 2017 г. .
  54. ^ Корхонен, Хайди; Вида, Кристиан; Лейтцингер, Мартин; и др. (20 декабря 2016 г.). «Охота на выбросы звездной корональной массы». Труды Международного астрономического союза . 12 : 198–203. arXiv : 1612.06643 . doi : 10.1017/S1743921317003969. S2CID  119459397.
  55. ^ ab Вида, К.; Крискович, Л.; Олах, К.; и др. (май 2016 г.). «Исследование магнитной активности в очень стабильных звездных магнитных полях. Долгосрочное фотометрическое и спектроскопическое исследование полностью конвективного карлика M4 V374 Pegasi». Астрономия и астрофизика . 590 . A11. arXiv : 1603.00867 . Bibcode :2016A&A...590A..11V. doi :10.1051/0004-6361/201527925. S2CID  119089463.
  56. ^ Leitzinger, M.; Odert, P.; Ribas, I.; et al. (декабрь 2011 г.). "Поиск признаков выбросов звездной массы с использованием спектров FUV". Astronomy & Astrophysics . 536 . A62. Bibcode :2011A&A...536A..62L. doi : 10.1051/0004-6361/201015985 .
  57. ^ Houdebine, ER; Foing, BH; Rodonò, M. (ноябрь 1990 г.). «Динамика вспышек на поздних dMe-звездах: I. Выбросы массы во время вспышек и звездная эволюция». Astronomy & Astrophysics . 238 (1–2): 249–255. Bibcode :1990A&A...238..249H.
  58. ^ Leitzinger, M.; Odert, P.; Ribas, I.; Hanslmeier, A.; Lammer, H.; Khodachenko, ML; Zaqarashvili, TV; Rucker, HO (1 декабря 2011 г.). "Поиск признаков выбросов звездной массы с использованием спектров FUV". Astronomy and Astrophysics . 536 : A62. Bibcode :2011A&A...536A..62L. doi : 10.1051/0004-6361/201015985 . ISSN  0004-6361.
  59. ^ Argiroffi, C.; Reale, F.; Drake, JJ; Ciaravella, A.; Testa, P.; Bonito, R.; Miceli, M.; Orlando, S.; Peres, G. (1 мая 2019 г.). «Событие выброса звездной вспышки-корональной массы, выявленное движениями рентгеновской плазмы». Nature Astronomy . 3 : 742–748. arXiv : 1905.11325 . Bibcode :2019NatAs...3..742A. doi :10.1038/s41550-019-0781-4. ISSN  2397-3366. S2CID  166228300.
  60. ^ Чэнь, Хечао; Тянь, Хуэй; Ли, Хао; Ван, Цзяньго; Лу, Хунпэн; Сюй, Юй; Хоу, Чжэньюн; У, Юйчуань (1 июля 2022 г.). «Обнаружение потоков плазмы, вызванных вспышками, в короне EV Lac с помощью рентгеновской спектроскопии». The Astrophysical Journal . 933 (1): 92. arXiv : 2205.14293 . Bibcode : 2022ApJ...933...92C. doi : 10.3847/1538-4357/ac739b . ISSN  0004-637X. S2CID  250670572.
  61. ^ Верониг, Астрид М.; Одерт, Петра; Лейтцингер, Мартин; Диссауэр, Карин; Флек, Николаус К.; Хадсон, Хью С. (1 января 2021 г.). «Признаки выбросов звездной корональной массы через корональные затемнения». Nature Astronomy . 5 (7): 697–706. arXiv : 2110.12029 . Bibcode :2021NatAs...5..697V. doi :10.1038/s41550-021-01345-9. ISSN  2397-3366. S2CID  236620701.
  62. ^ Leitzinger, M.; Odert, P.; Greimel, R.; et al. (сентябрь 2014 г.). «Поиск вспышек и выбросов массы на молодых поздних звездах в открытом скоплении Blanco-1». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 443 (1): 898–910. arXiv : 1406.2734 . Bibcode : 2014MNRAS.443..898L. doi : 10.1093/mnras/stu1161 . S2CID  118587398.
  63. ^ Одерт, П.; Лейтцингер, М.; Гюнтер, Э. В.; Хайнцель, П. (1 мая 2020 г.). «Звездные корональные выбросы массы — II. Ограничения, выявленные спектроскопическими наблюдениями». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 494 (3): 3766–3783. arXiv : 2004.04063 . Bibcode : 2020MNRAS.494.3766O. doi : 10.1093/mnras/staa1021 . ISSN  0035-8711.

Дальнейшее чтение

Книги

Интернет-статьи

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме «Выброс корональной массы» .