Στεμματική εκπομπή μάζας

Η στεμματική εκπομπή μάζας ή στεφανιαία μαζική εκτίναξη (αγγλ. Coronal Mass Ejection) είναι μορφή ηλιακής δραστηριότητας που συνοδεύεται από μεγάλης κλίμακας εκτόξευση πυκνού υλικού από το ηλιακό στέμμα προς τον μεσοπλανητικό χώρο. Πρόκειται για τεράστιες εκτινάξεις πλάσματος, αποτελούμενου κυρίως από ιόντα υδρογόνου, σε μικρότερο ποσοστό ηλίου και σε μικρές ποσότητες βαρύτερων στοιχείων. Συγκαταλέγονται στα περισσότερο ενεργητικά ηλιακά φαινόμενα, με κινητική ενέργεια που μπορεί να ξεπερνά τα 10³² έργια. Μια τυπική στεμματική εκπομπή συνοδεύεται από εκροή μάζας 10¹¹-10¹² kg και ταχύτητα από 400 μέχρι 1000 km/s, ενώ δεν αποκλείονται μάζες μεγαλύτερες από 10¹³kg και ταχύτητες μερικών χιλιάδων χιλιομέτρων το δευτερόλεπτο. Η άμεση παρατήρησή τους γίνεται κατά κύριο λόγο με χρήση στεμματογράφων λευκού φωτός  Το παρατηρούμενο λευκό φως προέρχεται από τη φωτόσφαιρα και σκεδάζεται στα ηλεκτρόνια του πλάσματος μέσω σκέδασης Τόμσον.}} ή με την επί τόπου καταγραφή τους στο μεσοπλανητικό διάστημα από διαστημόπλοια. Η πλειοψηφία των στεμματικών εκπομπών μάζας δεν επηρεάζει τη Γη γιατί το μεγαλύτερο μέρος της ενέργειάς τους δεν περνά στη γήινη ατμόσφαιρα.
Οι στεμματικές εκπομπές μάζας διαταράσσουν τη φυσιολογική ροή του ηλιακού ανέμου και κατά συνέπεια μπορεί να έχουν μεγάλη επίδραση στη διαμόρφωση του διαστημικού καιρού, προκαλώντας διαταραχές και στη Γη. Η επιστήμη ερευνά τους μηχανισμούς και τα αίτια αυτών των απότομων ισχυρότατων αποσπάσεων ύλης αποσκοπώντας στην πρόβλεψη του φαινομένου, πριν την εκδήλωσή του.

Προέλευση

Οι εκπομπές μάζας του ηλιακού στέμματος συμβαίνουν στα ανώτερα στρώματα του Ήλιου και συνδέονται με την ηλιακή σεισμικότητα και τις μεταβολές του ηλιακού μαγνητικού πεδίου εκεί. Πολλά θεωρητικά μοντέλα έχουν αναπτυχθεί για την εξήγηση του φαινομένου, ωστόσο είναι στο σύνολό τους εξειδικευμένα και κατά συνέπεια δεν είναι μέχρι στιγμής σε θέση να αντιπαρατεθούν με αξιώσεις με τα πλούσια παρατηρησιακά δεδομένα. Μια μεγάλη κατηγορία μοντέλων βασίζεται στην παραδοχή πως οι εκροές μάζας καθοδηγούνται σε μεγάλο βαθμό από την αποθήκευση μεγάλης ενέργειας στο στεμματικό μαγνητικό πεδίο, η οποία συσσωρεύεται για μια σχετικά μεγάλη χρονική περίοδο (λίγες ημέρες έως εβδομάδες) και στη συνέχεια εκλύεται σε σύντομο διάστημα, εντός μερικών λεπτών ή ωρών. Βασική αιτία για την οποία το πρόβλημα της προέλευσης των στεμματικών εκπομπών είναι δυσεπίλυτο αποτελεί η γενικότερη αδυναμία μετρήσεων ακριβείας των στεμματικών μαγνητικών πεδίων.

Δομή

Η τυπική δομή μιας στεμματικής εκπομπής μάζας διακρίνεται από τρία μέρη: ένα φωτεινό εξωτερικό κέλυφος, μια σκοτεινή κοιλότητα που περιβάλλεται από αυτό, καθώς και έναν λαμπρό πυρήνα στο κέντρο της κοιλότητας. Συναντώνται παρόλα αυτά και εκπομπές διαφορετικής μορφολογίας, οι οποίες χωρίζονται σε δέκα είδη (Howard et al, 1985). Η κοιλότητα είναι περιοχή μικρότερης πυκνότητας πλάσματος και μάλλον μεγαλύτερης έντασης μαγνητικού πεδίου, ενώ ο πυρήνας διακρίνεται ως μια εκρηκτική προεξοχή, συχνά με ελικοειδή δομή.
Από την περιοχή του Ήλιου που εκτινάσσονται και από την κατεύθυνση που έχουν όσον αναφορά το σημείο παρατήρησής τους, είναι δυνατό να υπολογισθεί η ξεχωριστή τους μορφή. Αυτό δείχνει ότι θα δούμε την προβολή της στο επίπεδο του ουρανού, όπως συμβαίνει σε κανονικές συνθήκες, όμως η μορφή της θα διαφέρει ανάλογα με τις συνθήκες παρατήρησης. Όταν συμβαίνουν χωρίς επακόλουθο άλλα φαινόμενα η ενέργειά τους φτάνει στα 10 km/sec και τούτο ισχύει και για αυτές της περίοδου του ηλιακού ελαχίστου. Σε περίπτωση που η τοπική ταχύτητα (Afvén) είναι μικρότερη από την συνολική της ταχύτητα, δημιουργούνται κρουστικά κύματα πίσω και μπροστά της. Οι ταχύτητες είναι συνήθως υπερηχητικές και υποαλβενικές και μια τυπική στεμματική θα υπολογισθεί γύρω στα 700 km/sec (ταχύτητα Afvén), οπότε η ταχύτητα του ήχου στο στρώμα της κορώνας θα είναι 130 km/sec. Η ενέργειά τους μαζί με την μαγνητική μπορεί να φτάσει ή να ξεπεράσει εκείνη των μεγαλύτερων ηλιακών εκρήξεων, των ηλιακών εκλάμψεων.

Σχετιζόμενα φαινόμενα

Οι στεμματικές εκπομπές μάζας συνδέονται συχνά, χωροχρονικά, με άλλες μορφές ηλιακής δραστηριότητας, όπως είναι οι ηλιακές εκλάμψεις, από τις οποίες όμως διαφέρουν, για παράδειγμα στον χρόνο που χρειάζεται για να φτάσουν οι εκπομπές τους στη Γη και στα δομικά χαρακτηριστικά τους. Οι στεμματικές εκπομπές μάζας είναι ορατές από ηλιακά τηλεσκόπια και μοιάζουν με νέφη αερίου, ενώ οι ηλιακές εκλάμψεις είναι εκρήξεις ενέργειας και λαμπρότητας. Μια στεμματική εκπομπή μάζας χρειάζεται μέχρι και τρεις μέρες για να φτάσει στη γη, ενώ το φως από μία έκλαμψη μόλις οκτώ λεπτά. Τα δύο φαινόμενα συσχετίζονται και σχεδόν πάντα οι στεμματικές εμπομπές συνοδεύονται από ηλιακές εκλάμψεις, ενώ οι ηλιακές εκλάμψεις συχνά συμβαίνουν αυτόνομα. Οι εκτοξεύσεις νημάτων ή προεξοχές (erupting prominences), οι εκλάμψεις μαλακών ακτίνων-Χ (Long Duration Events), μειώσεις Forbush και ραδιοεξάρσεις είναι ακόμα μερικά φαινόμενα που συσχετίζονται με τις στεμματικές εκπομπές.

Προσπάθειες πρόβλεψης

Εξαιτίας της τεράστιας επίδρασης των στεμματικών εκπομπών μάζας στον διαστημικό καιρό και των ενδεχόμενων σημαντικών προβλημάτων που μπορούν να προκαλέσουν στη μοντέρνα ανθρώπινη τεχνολογία, έχουν αναπτυχθεί εργαλεία με σκοπό την πρόβλεψη του φαινομένου. Λαμβάνονται υπόψιν παρατηρήσεις από τη Γη αλλά και από το διαστημικό περιβάλλον και χρησιμοποιούνται μοντέλα και εμπειρικές μέθοδοι. Μέχρι στιγμής τα πιθανολογικά μοντέλα είναι τα πιο αποτελεσματικά. Σκοπός είναι η καλύτερη πρόγνωση των εκπομπών και κατ' επέκταση των δύο ισχυρότατων φαινομένων που έπονται από αυτές και έχουν επίπτωση στη Γη, των γεωμαγνητικών καταιγίδων και των βραχείων υφέσεων των γαλαξιακών κοσμικών ακτίνων (μείωση Forbush, αγγλ. Forbush decrease). Στατιστικές μελέτες δείχνουν πως και τα δυο φαινόμενα είναι ισχυρότερα όσο πιο απότομες χρονικά και εξαπλωμένες χωρικά είναι οι στεμματικές εκπομπές, οι οποίες συνδέονται με ηλιακές εκλάμψεις κοντά στο κέντρο του ηλιακού δίσκου.