Regiony interakcji
Współrotujące regiony interakcji (ang. CIR - Corotating Interaction Regions, SIR - Stream Interaction Region) to struktury plazmowe dużej skali, które powstają w heliosferze w wyniku interakcji pomiędzy szybkim a wolnym wiatrem słonecznym. CIR/SIR powstają zawsze w związku z obecnością dziur koronalnych i są nieodłącznym elementem ich oddziaływania na przestrzeń międzyplanetarną. Gdy Ziemia znajduje się w strefie wpływu takiej dziury koronalnej, współrotujące regiony interakcji mogą generować zorze polarne.
Geneza CIR/SIR[edytuj | edytuj kod]
Przed misją Ulysses, CIR/SIR były głównie obserwowane na niskich i umiarkowanych szerokościach heliograficznych. Misja Ulysses pozwoliła na dokładniejsze zrozumienie ich trójwymiarowego rozciągania oraz roli w strukturalizacji spokojnej heliosfery dzięki obserwacjom na wysokich szerokościach geograficznych. Obserwacje CIR przeprowadzono także za pomocą sond Helios i Pioneer w wewnętrznej i pośredniej heliosferze w latach 70-tych XX wieku. Ulysses został wystrzelony w październiku 1990 roku i osiągnął najwyższe szerokości heliograficzne w 1994 i 1995 roku.
Dzięki sondzie Ulysses wiemy, że w regionach średnich szerokości heliograficznych współrotujące regiony interakcji są zjawiskiem powszechnym, szczególnie w okresach minimum słonecznego[1]. Rozkład prędkości wiatru słonecznego w okresie minimum słonecznego wykazuje niskie prędkości (200-500km/s) w okolicach równika słonecznego i wysokie prędkości (>700km/s) powyżej 30 stopni szerokości heliograficznej. Pomiędzy tymi regionami obserwowalna będzie ciągła obecność CIRów.
CIR/SIR powstają, gdy szybki strumień wiatru słonecznego wchodzi w interakcję z wolniej płynącym wiatrem. Ta interakcja prowadzi do powstania szoków przednich (FS, forward shock) przesuwających się w stronę wolnego wiatru oraz szoków zwrotnych (RS, reverse shock), które poruszają się z powrotem w stronę szybkiego strumienia.[2] FS to skompresowana plazma pochodząca z wolnego wiatru słonecznego, a RS to skompresowana plazma szybkiego wiatru pochodzącego z dziury koronalnej.
Różnica między CIR a SIR[edytuj | edytuj kod]
SIR to region przejściowy, który powstaje, gdy szybki strumień wiatru słonecznego, emitowany najczęściej z dziury koronalnej, dogania wolniejszy strumień wypływający wcześniej z niższych szerokości heliograficznych. W strefie tej dochodzi do kompresji plazmy, wzrostu gęstości, temperatury oraz wzmocnienia pola magnetycznego. SIR-y są zazwyczaj strukturami tymczasowymi i mogą pojawiać się niezależnie od długowieczności źródła szybkiego wiatru.
Z kolei CIR to długotrwała i powtarzalna wersja SIR-u, której istnienie wynika z utrzymującej się przez co najmniej jeden pełny obrót Słońca dziury koronalnej. Ponieważ Słońce rotuje z okresem około 27 dni (z perspektywy Ziemi), struktura ta „korotuje” wraz z nim, pojawiając się regularnie w tych samych długościach heliograficznych. W miarę oddalania się od Słońca, CIR może ewoluować w złożoną strukturę falową, zawierającą FS oraz RS, szczególnie na odległościach większych niż 1 jednostka astronomiczna.
Różnicę między tymi dwoma pojęciami można ująć następująco: każdy CIR jest jednocześnie SIR-em, lecz nie każdy SIR przekształca się w CIR. Decydującym czynnikiem jest tu trwałość i powtarzalność źródła szybkiego wiatru słonecznego. CIR-y odgrywają ważną rolę w długookresowych cyklach pogody kosmicznej, szczególnie podczas minimum aktywności słonecznej, kiedy stanowią główne źródło nawracających burz geomagnetycznych oraz przyspieszania cząstek energetycznych w przestrzeni międzyplanetarnej. Z tego powodu CIR są najczęściej obserwowane w okolicach słonecznego minimum, kiedy obecność dziur koronalnych (szczególnie w okolicach bieguna) jest najczęstsza. SIR możemy obserwować w dowolnym momencie cyklu.
CIR/SIR a zorze polarne[edytuj | edytuj kod]
Umieszczając sondę w przestrzeni międzyplanetarnej gdzie oczekujemy przybycia CIR, obserwujemy początkowo szok przedni, czyli stopniowy wzrost indukcji pola magnetycznego i gęstości wiatru słonecznego. Następnie, osiągając rejon przejściowy między szokami obserwujemy maksymalne Bt i maksymalną gęstość, po czym wchodzimy w szok zwrotny, gdzie prędkość gwałtownie wzrasta, a gęstość spada skokowo. Po przejściu przez FS i RS wchodzimy w główny strumień dziury koronalnej, gdzie wiatr słoneczny cechuje się wysoką prędkością, ale niską gęstością i indukcją pola magnetycznego.
W momencie kiedy CIR dociera do ziemskiej magnetosfery najlepszym momentem do obserwacji zórz będzie szok przedni i zwrotny. Możemy wtedy spodziewać się zórz sięgających nie dalej niż K5-K6, co oznacza że zorza będzie najlepiej widoczna z wysokich i średniowysokich szerokości geomagnetycznych.