For faster navigation, this Iframe is preloading the Wikiwand page for Wybuchy radiowe na Słońcu.

Wybuchy radiowe na Słońcu

Z Wikipedii, wolnej encyklopedii

Wybuchy radiowe na Słońcu to emisja promieniowania radiowego, mająca swe źródła w rozbłyskach i innych zachodzących na Słońcu erupcjach. Gdy materia zostanie wyrzucona w przestrzeń kosmiczną, wzbudza oscylacje w otaczającej plazmie. Jony i elektrony zaczynają oscylować z tzw. częstością plazmową. Towarzyszy temu powstanie zmiennych pól magnetycznych. Fale radiowe, które mogą rozchodzić się i do nas docierać, mają częstość równą lokalnej częstości plazmowej.

Mechanizmy emisji radiowej wybuchów

  • drgania plazmy koronalnej (ν < 3 GHz)
  • promieniowanie żyrosynchrotronowe (promieniowanie elektromagnetyczne generowane przez naładowane cząstki poruszające się w polu magnetycznym z prędkością bliską prędkości światła w próżni) (ν>3 GHz)

Wybuchy radiowe typu III

  • Energia uwalniana podczas rozbłysku powoduje wyrzucenie elektronów z prędkością ~0.3 prędkości światła w próżni (105 km/s) w górę korony i przestrzeń międzyplanetarną. Elektrony te poruszają się wzdłuż linii sił pola magnetycznego i pobudzają plazmę koronalną do drgań
  • Obserwowane są zmiany częstotliwości od setek MHz do kilku MHz w czasie kilku sekund
  • Wyróżniamy następujące podtypy wybuchów radiowych typu III:
ruch prosty (ang. upward drift) - ruch elektronów do góry wzdłuż otwartych linii sił pola magnetycznego
ruch wsteczny (ang. reverse drift) wzdłuż zamkniętych linii sił pola magnetycznego
ruch U-kształtny (ang. U-shape drift) - ruch w górę, a następnie w dół

Emisja mikrofalowa

  • Związana z elektronami emitującymi twarde promieniowanie rentgenowskie (powstające podczas zderzenia elektronów z gęstą materią w stopach pętli)
  • Promieniowanie żyrosynchrotronowe

Wybuchy radiowe typu II

Wybuchy radiowe typu IV

  • Obserwowane podczas silnych rozbłysków na wszystkich długościach fal radiowych w czasie od kilku minut do kilku godzin
  • Bąble plazmowe poruszające się z prędkością ~100 km/s w swoich wnętrzach unoszą pole magnetyczne. Oscylacje plazmy są źródłem promieniowania radiowego. Im wyżej wzniesie się bąbel, tym dłuższe fale obserwujemy.
  • Emisja żyrosynchrotronowa elektronów w szczycie pętli koronalnej lub w bąblu plazmy poruszającym się z v~100 km/s
  • Stacjonarny typ IV – szerokie kontinuum emisyjne (nietermiczne cząstki w wysokich pętlach)
  • Poruszający się typ IV – emisja synchrotronowa elektronów uwięzionych w plazmoidzie

Wybuchy radiowe typu V

  • Kontinuum stowarzyszone z rozbłyskami typu III
  • Krótkotrwała emisja na falach długich w pierwszych minutach zakłóceń, która związana jest z wysokoenergetycznymi elektronami zamkniętymi w magnetycznych łukach koronalnych (drgania plazmowe), być może generowane przez poprzedzający je wybuch typu III
{{bottomLinkPreText}} {{bottomLinkText}}
Wybuchy radiowe na Słońcu
Listen to this article

This browser is not supported by Wikiwand :(
Wikiwand requires a browser with modern capabilities in order to provide you with the best reading experience.
Please download and use one of the following browsers:

This article was just edited, click to reload
This article has been deleted on Wikipedia (Why?)

Back to homepage

Please click Add in the dialog above
Please click Allow in the top-left corner,
then click Install Now in the dialog
Please click Open in the download dialog,
then click Install
Please click the "Downloads" icon in the Safari toolbar, open the first download in the list,
then click Install
{{::$root.activation.text}}

Install Wikiwand

Install on Chrome Install on Firefox
Don't forget to rate us

Tell your friends about Wikiwand!

Gmail Facebook Twitter Link

Enjoying Wikiwand?

Tell your friends and spread the love:
Share on Gmail Share on Facebook Share on Twitter Share on Buffer

Our magic isn't perfect

You can help our automatic cover photo selection by reporting an unsuitable photo.

This photo is visually disturbing This photo is not a good choice

Thank you for helping!


Your input will affect cover photo selection, along with input from other users.

X

Wikiwand 2.0 is here 🎉! We've made some exciting updates - No worries, you can always revert later on