सौर कण घटना: Difference between revisions

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{{short description|Solar phenomenon}}
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[[File:Solar flare (TRACE).gif|right|thumb|सौर ज्वाला के मद्देनजर विस्फोट के बाद के चक्र, [[TRACE]] उपग्रह द्वारा ली गई छवि (नासा द्वारा फोटो)]][[सौर भौतिकी]] में, एक सौर कण घटना (एसपीई), जिसे सौर ऊर्जावान कण (एसईपी) घटना या सौर विकिरण तूफान के रूप में भी जाना जाता है,{{efn|Solar particle events are less commonly referred to as '''solar proton events''' and '''prompt proton events'''.}}<ref>{{cite journal |last1=Jiggens |first1=P. |last2=Clavie |first2=C. |last3=Evans |first3=H. |last4=O'Brien |first4=T. P. |last5=Witasse |first5=O. |last6=Mishev |first6=A. L. |last7=Nieminen |first7=P. |last8=Daly |first8=E. |last9=Kalegaev |first9=V. |last10=Vlasova |first10=N. |last11=Borisov |first11=S. |last12=Benck |first12=S. |last13=Poivey |first13=C. |last14=Cyamukungu |first14=M. |last15=Mazur |first15=J. |last16=Heynderickx |first16=D. |last17=Sandberg |first17=I. |last18=Berger |first18=T. |last19=Usoskin |first19=I. G. |last20=Paassilta |first20=M. |last21=Vainio |first21=R. |last22=Straube |first22=U. |last23=Müller |first23=D. |last24=Sánchez‐Cano |first24=B. |last25=Hassler |first25=D. |last26=Praks |first26=J. |last27=Niemelä |first27=P. |last28=Leppinen |first28=H. |last29=Punkkinen |first29=A. |last30=Aminalragia‐Giamini |first30=S. |last31=Nagatsuma |first31=T. |title=In Situ Data and Effect Correlation During September 2017 Solar Particle Event |journal=Space Weather |date=January 2019 |volume=17 |issue=1 |pages=99–117 |doi=10.1029/2018SW001936 |bibcode=2019SpWea..17...99J |s2cid=126398974 |doi-access=free }}</ref> एक सौर घटना है जो तब होती है जब सूर्य द्वारा उत्सर्जित कण, ज्यादातर [[प्रोटॉन]], या तो सौर चमक के दौरान सूर्य के [[तारकीय वातावरण]] में या [[कोरोनल मास इजेक्शन]] [[शॉक वेव]] द्वारा [[इंटरप्लेनेटरी स्पेस]] में त्वरित हो जाते हैं। घटना के दौरान अन्य नाभिक जैसे [[हीलियम]] और [[एचजेडई आयन]] को भी त्वरित किया जा सकता है। ये कण पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र में प्रवेश कर सकते हैं और आयनमंडल के आंशिक [[आयनीकरण]] का कारण बन सकते हैं। ऊर्जावान प्रोटॉन [[अंतरिक्ष यान]] और [[अंतरिक्ष यात्री]] के लिए  महत्वपूर्ण विकिरण खतरा हैं।
[[File:Solar flare (TRACE).gif|right|thumb|सौर ज्वाला के मद्देनजर विस्फोट के बाद के चक्र, [[TRACE]] उपग्रह द्वारा ली गई छवि (नासा द्वारा फोटो)]][[सौर भौतिकी]] में, एक सौर कण घटना (एसपीई), जिसे सौर ऊर्जावान कण (एसईपी) घटना या सौर विकिरण तूफान के रूप में भी जाना जाता है,{{efn|Solar particle events are less commonly referred to as '''solar proton events''' and '''prompt proton events'''.}}<ref>{{cite journal |last1=Jiggens |first1=P. |last2=Clavie |first2=C. |last3=Evans |first3=H. |last4=O'Brien |first4=T. P. |last5=Witasse |first5=O. |last6=Mishev |first6=A. L. |last7=Nieminen |first7=P. |last8=Daly |first8=E. |last9=Kalegaev |first9=V. |last10=Vlasova |first10=N. |last11=Borisov |first11=S. |last12=Benck |first12=S. |last13=Poivey |first13=C. |last14=Cyamukungu |first14=M. |last15=Mazur |first15=J. |last16=Heynderickx |first16=D. |last17=Sandberg |first17=I. |last18=Berger |first18=T. |last19=Usoskin |first19=I. G. |last20=Paassilta |first20=M. |last21=Vainio |first21=R. |last22=Straube |first22=U. |last23=Müller |first23=D. |last24=Sánchez‐Cano |first24=B. |last25=Hassler |first25=D. |last26=Praks |first26=J. |last27=Niemelä |first27=P. |last28=Leppinen |first28=H. |last29=Punkkinen |first29=A. |last30=Aminalragia‐Giamini |first30=S. |last31=Nagatsuma |first31=T. |title=In Situ Data and Effect Correlation During September 2017 Solar Particle Event |journal=Space Weather |date=January 2019 |volume=17 |issue=1 |pages=99–117 |doi=10.1029/2018SW001936 |bibcode=2019SpWea..17...99J |s2cid=126398974 |doi-access=free }}</ref> एक सौर घटना है जो तब होती है जब सूर्य द्वारा उत्सर्जित कण, ज्यादातर [[प्रोटॉन]], या तो सौर चमक के दौरान सूर्य के [[तारकीय वातावरण]] में या कोरोनल द्रव्यमान उत्सर्जन शॉक वेव द्वाराअंतर्ग्रहीय स्थान में त्वरित हो जाते हैं। घटना के दौरान अन्य नाभिक जैसे [[हीलियम]] और [[एचजेडई आयन]] को भी त्वरित किया जा सकता है। ये कण पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र में प्रवेश कर सकते हैं और आयनमंडल के आंशिक [[आयनीकरण]] का कारण बन सकते हैं। ऊर्जावान प्रोटॉन [[अंतरिक्ष यान]] और [[अंतरिक्ष यात्री]] के लिए  महत्वपूर्ण विकिरण खतरा हैं।


== विवरण ==
== विवरण ==
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जब सौर ऊर्जावान कण पृथ्वी के मैग्नेटोस्फीयर के साथ संपर्क करते हैं, तो वे पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र द्वारा उत्तरी और दक्षिणी ध्रुवों की ओर निर्देशित होते हैं जहां वे ऊपरी वायुमंडल में प्रवेश कर सकते हैं।<ref name="swpc">{{cite web |title=Solar Radiation Storm {{!}} NOAA / NWS Space Weather Prediction Center |url=https://www.swpc.noaa.gov/phenomena/solar-radiation-storm |website=www.swpc.noaa.gov |access-date=10 July 2022}}</ref>
जब सौर ऊर्जावान कण पृथ्वी के मैग्नेटोस्फीयर के साथ संपर्क करते हैं, तो वे पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र द्वारा उत्तरी और दक्षिणी ध्रुवों की ओर निर्देशित होते हैं जहां वे ऊपरी वायुमंडल में प्रवेश कर सकते हैं।<ref name="swpc">{{cite web |title=Solar Radiation Storm {{!}} NOAA / NWS Space Weather Prediction Center |url=https://www.swpc.noaa.gov/phenomena/solar-radiation-storm |website=www.swpc.noaa.gov |access-date=10 July 2022}}</ref>


'''ये कण पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र में प्रवेश कर सकते हैं और आयनमंडल के आंशिक [[आयनीकरण]] का कारण बन सकते हैं। ऊर्जावान प्रोटॉन'''  
'''ये कण पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र में प्रवेश कर सकते हैं और आयनमंडल के आंशिक'''
== कारण ==
== कारण ==
एसपीई तक पहुंचने वाले सौर ऊर्जावान कणों के त्वरण के पीछे भौतिक तंत्र पर वर्तमान में बहस हो रही है। हालांकि, एसपीई को आम तौर पर दो वर्गों में विभाजित किया जा सकता है  
एसपीई तक पहुंचने वाले सौर ऊर्जावान कणों के त्वरण के पीछे भौतिक तंत्र पर वर्तमान में बहस हो रही है। हालांकि, एसपीई को आम तौर पर दो वर्गों में विभाजित किया जा सकता है  


=== धीरे-धीरे घटनाएं ===
=== धीरे-धीरे घटनाएं ===
माना जाता है कि धीरे-धीरे एसपीई ऊपरी [[तारकीय कोरोना]] में [[कोरोनल मास इजेक्शन]] द्वारा संचालित शॉक वेव द्वारा कणों के त्वरण को शामिल करता है। वे सौर रेडियो उत्सर्जन टाइप II से जुड़े हैं और मौलिक बहुतायत, आवेश अवस्थाओं और परिवेशी कोरोना के समान तापमान की विशेषता है। ये घटनाएँ पृथ्वी के निकट उच्चतम कण तीव्रता उत्पन्न करती हैं।
माना जाता है कि धीरे-धीरे एसपीई ऊपरी [[तारकीय कोरोना]] में [[कोरोनल मास इजेक्शन|कोरोनल मास उत्सर्जन]] द्वारा संचालित शॉक वेव द्वारा कणों के त्वरण को शामिल करता है। वे सौर रेडियो उत्सर्जन के प्रकार II से जुड़े हैं और मौलिक बहुतायत, आवेश अवस्थाओं और परिवेशी कोरोना के समान तापमान की विशेषता है। ये घटनाएँ पृथ्वी के निकट उच्चतम कण तीव्रता उत्पन्न करती हैं।


===आवेगपूर्ण घटनाएँ===
===आवेगपूर्ण घटनाएँ===
ऐसा माना जाता है कि आवेगी एसपीई में ज्यादातर चुंबकीय पुनर्संयोजन और सौर ज्वालाओं के स्थानों पर तरंग-कण परस्पर क्रिया से जुड़ी प्रक्रियाओं द्वारा कणों के त्वरण को शामिल किया जाता है। वे कम ऊंचाई पर कम अवधि के फ्लेयर उत्सर्जन और सौर रेडियो उत्सर्जन # टाइप III से जुड़े हैं। वे क्रमिक घटनाओं की तुलना में पृथ्वी के निकट कम तीव्र हैं।
ऐसा माना जाता है कि आवेगी एसपीई में ज्यादातर चुंबकीय पुनर्संयोजन और सौर ज्वालाओं के स्थानों पर तरंग-कण परस्पर क्रिया से जुड़ी प्रक्रियाओं द्वारा कणों के त्वरण को शामिल किया जाता है। वे कम ऊंचाई पर कम अवधि के वृत्ति उत्सर्जन और सौर रेडियो उत्सर्जन के  प्रकार III से जुड़े हैं। वे क्रमिक घटनाओं की तुलना में पृथ्वी के निकट कम तीव्र हैं।


एक अतिरिक्त संकर वर्ग की पहचान की गई है जिसमें क्रमिक और आवेगी दोनों घटनाओं की विशेषताएं शामिल हैं। <ref>{{cite journal |last1=Cliver |first1=E. W. |title=अंतरिक्ष में सौर भड़कना गामा-किरण उत्सर्जन और ऊर्जावान कण|journal=AIP Conference Proceedings |date=1996 |volume=374 |pages=45–60 |doi=10.1063/1.50980 |bibcode=1996AIPC..374...45C |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996AIPC..374...45C/abstract |access-date=10 July 2022}}</ref><ref>{{cite journal |last1=Bruno |first1=A. |last2=Bazilevskaya |first2=G. A. |last3=Boezio |first3=M. |last4=Christian |first4=E. R. |last5=Nolfo |first5=G. A. de |last6=Martucci |first6=M. |last7=Merge’ |first7=M. |last8=Mikhailov |first8=V. V. |last9=Munini |first9=R. |last10=Richardson |first10=I. G. |last11=Ryan |first11=J. M. |last12=Stochaj |first12=S. |last13=Adriani |first13=O. |last14=Barbarino |first14=G. C. |last15=Bellotti |first15=R. |last16=Bogomolov |first16=E. A. |last17=Bongi |first17=M. |last18=Bonvicini |first18=V. |last19=Bottai |first19=S. |last20=Cafagna |first20=F. |last21=Campana |first21=D. |last22=Carlson |first22=P. |last23=Casolino |first23=M. |last24=Castellini |first24=G. |last25=Santis |first25=C. De |last26=Felice |first26=V. Di |last27=Galper |first27=A. M. |last28=Karelin |first28=A. V. |last29=Koldashov |first29=S. V. |last30=Koldobskiy |first30=S. |last31=Krutkov |first31=S. Y. |last32=Kvashnin |first32=A. N. |last33=Leonov |first33=A. |last34=Malakhov |first34=V. |last35=Marcelli |first35=L. |last36=Mayorov |first36=A. G. |last37=Menn |first37=W. |last38=Mocchiutti |first38=E. |last39=Monaco |first39=A. |last40=Mori |first40=N. |last41=Osteria |first41=G. |last42=Panico |first42=B. |last43=Papini |first43=P. |last44=Pearce |first44=M. |last45=Picozza |first45=P. |last46=Ricci |first46=M. |last47=Ricciarini |first47=S. B. |last48=Simon |first48=M. |last49=Sparvoli |first49=R. |last50=Spillantini |first50=P. |last51=Stozhkov |first51=Y. I. |last52=Vacchi |first52=A. |last53=Vannuccini |first53=E. |last54=Vasilyev |first54=G. I. |last55=Voronov |first55=S. A. |last56=Yurkin |first56=Y. T. |last57=Zampa |first57=G. |last58=Zampa |first58=N. |title=PAMELA मिशन द्वारा देखे गए सौर ऊर्जावान कण घटनाएँ|journal=The Astrophysical Journal |date=26 July 2018 |volume=862 |issue=2 |pages=97 |doi=10.3847/1538-4357/aacc26 |arxiv=1807.10183 |bibcode=2018ApJ...862...97B |s2cid=118873810 |url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aacc26 |access-date=10 July 2022}}</ref>
एक अतिरिक्त संकर वर्ग की पहचान की गई है जिसमें क्रमिक और आवेगी दोनों घटनाओं की विशेषताएं शामिल हैं। <ref>{{cite journal |last1=Cliver |first1=E. W. |title=अंतरिक्ष में सौर भड़कना गामा-किरण उत्सर्जन और ऊर्जावान कण|journal=AIP Conference Proceedings |date=1996 |volume=374 |pages=45–60 |doi=10.1063/1.50980 |bibcode=1996AIPC..374...45C |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1996AIPC..374...45C/abstract |access-date=10 July 2022}}</ref><ref>{{cite journal |last1=Bruno |first1=A. |last2=Bazilevskaya |first2=G. A. |last3=Boezio |first3=M. |last4=Christian |first4=E. R. |last5=Nolfo |first5=G. A. de |last6=Martucci |first6=M. |last7=Merge’ |first7=M. |last8=Mikhailov |first8=V. V. |last9=Munini |first9=R. |last10=Richardson |first10=I. G. |last11=Ryan |first11=J. M. |last12=Stochaj |first12=S. |last13=Adriani |first13=O. |last14=Barbarino |first14=G. C. |last15=Bellotti |first15=R. |last16=Bogomolov |first16=E. A. |last17=Bongi |first17=M. |last18=Bonvicini |first18=V. |last19=Bottai |first19=S. |last20=Cafagna |first20=F. |last21=Campana |first21=D. |last22=Carlson |first22=P. |last23=Casolino |first23=M. |last24=Castellini |first24=G. |last25=Santis |first25=C. De |last26=Felice |first26=V. Di |last27=Galper |first27=A. M. |last28=Karelin |first28=A. V. |last29=Koldashov |first29=S. V. |last30=Koldobskiy |first30=S. |last31=Krutkov |first31=S. Y. |last32=Kvashnin |first32=A. N. |last33=Leonov |first33=A. |last34=Malakhov |first34=V. |last35=Marcelli |first35=L. |last36=Mayorov |first36=A. G. |last37=Menn |first37=W. |last38=Mocchiutti |first38=E. |last39=Monaco |first39=A. |last40=Mori |first40=N. |last41=Osteria |first41=G. |last42=Panico |first42=B. |last43=Papini |first43=P. |last44=Pearce |first44=M. |last45=Picozza |first45=P. |last46=Ricci |first46=M. |last47=Ricciarini |first47=S. B. |last48=Simon |first48=M. |last49=Sparvoli |first49=R. |last50=Spillantini |first50=P. |last51=Stozhkov |first51=Y. I. |last52=Vacchi |first52=A. |last53=Vannuccini |first53=E. |last54=Vasilyev |first54=G. I. |last55=Voronov |first55=S. A. |last56=Yurkin |first56=Y. T. |last57=Zampa |first57=G. |last58=Zampa |first58=N. |title=PAMELA मिशन द्वारा देखे गए सौर ऊर्जावान कण घटनाएँ|journal=The Astrophysical Journal |date=26 July 2018 |volume=862 |issue=2 |pages=97 |doi=10.3847/1538-4357/aacc26 |arxiv=1807.10183 |bibcode=2018ApJ...862...97B |s2cid=118873810 |url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/aacc26 |access-date=10 July 2022}}</ref>
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=== ध्रुवीय टोपी अवशोषण घटनाएं ===
=== ध्रुवीय टोपी अवशोषण घटनाएं ===
ऊर्जावान प्रोटॉन जो ध्रुवीय क्षेत्रों में निर्देशित होते हैं, वायुमंडलीय घटकों से टकराते हैं और आयनीकरण की प्रक्रिया के माध्यम से अपनी ऊर्जा छोड़ते हैं। अधिकांश ऊर्जा आयनमंडल के अत्यधिक निचले क्षेत्र (लगभग 50-80 किमी ऊंचाई में) में समाप्त हो जाती है। यह क्षेत्र विशेष रूप से रेडियो प्रसार के लिए महत्वपूर्ण है क्योंकि यह वह क्षेत्र है जहां रेडियो सिग्नल ऊर्जा का अधिकांश अवशोषण होता है। आने वाले ऊर्जावान प्रोटॉन द्वारा उत्पादित बढ़ाया आयनीकरण निचले आयनमंडल में अवशोषण स्तर को बढ़ाता है और ध्रुवीय क्षेत्रों के माध्यम से सभी आयनोस्फेरिक रेडियो संचार को पूरी तरह से अवरुद्ध करने का प्रभाव हो सकता है। इस तरह की घटनाओं को पोलर कैप अवशोषण घटनाओं के रूप में जाना जाता है। ये घटनाएँ तब तक शुरू और जारी रहती हैं जब तक लगभग 10 [[MeV|एमईवी]] (मिलियन इलेक्ट्रॉन वोल्ट) से अधिक आने वाले प्रोटॉन की ऊर्जा लगभग 10 pfu (पार्टिकल फ्लक्स यूनिट या कण [[ steradian |स्टेरेडियन]]) से अधिक हो जाती है<sup>−1</sup> सेमी<sup>−2</sup> से<sup>-1</sup>) [[ भू-तुल्यकालिक ]] सैटेलाइट ऊंचाई पर।
ऊर्जावान प्रोटॉन जो ध्रुवीय क्षेत्रों में निर्देशित होते हैं, वायुमंडलीय घटकों से टकराते हैं और आयनीकरण की प्रक्रिया के माध्यम से अपनी ऊर्जा छोड़ते हैं। अधिकांश ऊर्जा आयनमंडल के अत्यधिक निचले क्षेत्र (लगभग 50-80 किमी ऊंचाई में) में समाप्त हो जाती है। यह क्षेत्र विशेष रूप से रेडियो प्रसार के लिए महत्वपूर्ण है क्योंकि यह वह क्षेत्र है जहां रेडियो सिग्नल ऊर्जा का अधिकांश अवशोषण होता है। आने वाले ऊर्जावान प्रोटॉन द्वारा उत्पादित बढ़ाया आयनीकरण निचले आयनमंडल में अवशोषण स्तर को बढ़ाता है और ध्रुवीय क्षेत्रों के माध्यम से सभी आयनोस्फेरिक रेडियो संचार को पूरी तरह से अवरुद्ध करने का प्रभाव हो सकता है। इस तरह की घटनाओं को पोलर कैप अवशोषण घटनाओं के रूप में जाना जाता है। ये घटनाएँ तब तक शुरू और जारी रहती हैं जब तक लगभग 10 [[MeV|एमईवी]] (मिलियन इलेक्ट्रॉन वोल्ट) से अधिक आने वाले प्रोटॉन की ऊर्जा लगभग 10 पीएफयू (कण का प्रवाह यूनिट या कण [[ steradian |स्टेरेडियन]]) [[ भू-तुल्यकालिक |भू-तुल्यकालिक]] उपग्रह ऊंचाई पर से अधिक हो जाती है<sup>−1</sup> सेमी<sup>−2</sup> से<sup>-1</sup>) ।


=== ग्राउंड लेवल एन्हांसमेंट ===
=== जमीनी स्तर में वृद्धि ===
{{Main|जमीनी स्तर में वृद्धि}}
{{Main|जमीनी स्तर में वृद्धि}}
100 एमईवी से अधिक ऊर्जा वाले ऊर्जावान प्रोटॉन का उत्पादन करने में सक्षम अत्यधिक तीव्र एसपीई द्वितीयक विकिरण प्रभावों के माध्यम से जमीनी स्तर पर न्यूट्रॉन गणना दर बढ़ा सकते हैं। इन दुर्लभ घटनाओं को [[जमीनी स्तर में वृद्धि]] (या जीएलई) के रूप में जाना जाता है। कुछ घटनाएँ बड़ी मात्रा में एचजेडई आयन उत्पन्न करती हैं, हालांकि कुल विकिरण में उनका योगदान प्रोटॉन के स्तर की तुलना में छोटा है। <ref name= NASA/TP-1999-209320 >[http://hdl.handle.net/2060/ 19990051001 सितंबर 29, 1989 के सौर-कण घटना के दौरान उच्च आवेश और ऊर्जा (HZE) आयनों का योगदान] किम, म्युंग-ही वाई.; विल्सन, जॉन डब्ल्यू.; कुसीनोटा, फ्रांसिस ए.; सिमोनसेन, लिसा सी.; एटवेल, विलियम; बदावी, फ्रांसिस एफ.; मिलर, जैक, नासा जॉनसन स्पेस सेंटर; लैंग्ली रिसर्च सेंटर, मई 1999।</ref>
100 एमईवी से अधिक ऊर्जा वाले ऊर्जावान प्रोटॉन का उत्पादन करने में सक्षम अत्यधिक तीव्र एसपीई द्वितीयक विकिरण प्रभावों के माध्यम से जमीनी स्तर पर न्यूट्रॉन गणना दर बढ़ा सकते हैं। इन दुर्लभ घटनाओं को [[जमीनी स्तर में वृद्धि]] (या जीएलई) के रूप में जाना जाता है। कुछ घटनाएँ बड़ी मात्रा में एचजेडई आयन उत्पन्न करती हैं, हालांकि कुल विकिरण में उनका योगदान प्रोटॉन के स्तर की तुलना में छोटा है। <ref name= NASA/TP-1999-209320 >[http://hdl.handle.net/2060/ 19990051001 सितंबर 29, 1989 के सौर-कण घटना के दौरान उच्च आवेश और ऊर्जा (HZE) आयनों का योगदान] किम, म्युंग-ही वाई.; विल्सन, जॉन डब्ल्यू.; कुसीनोटा, फ्रांसिस ए.; सिमोनसेन, लिसा सी.; एटवेल, विलियम; बदावी, फ्रांसिस एफ.; मिलर, जैक, नासा जॉनसन स्पेस सेंटर; लैंग्ली रिसर्च सेंटर, मई 1999।</ref>
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=== अंतरिक्ष यान ===
=== अंतरिक्ष यान ===
एसपीई से ऊर्जावान प्रोटॉन विद्युत रूप से अंतरिक्ष यान को उन स्तरों तक चार्ज कर सकते हैं जो इलेक्ट्रॉनिक घटकों को नुकसान पहुंचा सकते हैं। वे इलेक्ट्रॉनिक उपकरणों के गलत व्यवहार का कारण भी बन सकते हैं। उदाहरण के लिए, अंतरिक्ष यान पर ठोस अवस्था स्मृति को बदला जा सकता है, जिससे डेटा या सॉफ़्टवेयर संदूषण हो सकता है और परिणामस्वरूप अनपेक्षित (प्रेत) अंतरिक्ष यान आदेश निष्पादित हो सकते हैं। ऊर्जावान प्रोटॉन तूफान [[अंतरिक्ष यान पर सौर पैनल]] की दक्षता को भी नष्ट कर देते हैं जो सूर्य के प्रकाश को बिजली में इकट्ठा करने और परिवर्तित करने के लिए डिज़ाइन किए गए हैं। सूर्य से ऊर्जावान प्रोटॉन गतिविधि के संपर्क में आने के वर्षों के दौरान, अंतरिक्ष यान पर्याप्त मात्रा में विद्युत शक्ति खो सकता है जिसके लिए महत्वपूर्ण उपकरणों को बंद करने की आवश्यकता हो सकती है।
एसपीई से ऊर्जावान प्रोटॉन विद्युत रूप से अंतरिक्ष यान को उन स्तरों तक चार्ज कर सकते हैं जो इलेक्ट्रॉनिक घटकों को नुकसान पहुंचा सकते हैं। वे इलेक्ट्रॉनिक उपकरणों के गलत व्यवहार का कारण भी बन सकते हैं। उदाहरण के लिए, अंतरिक्ष यान पर ठोस अवस्था स्मृति को बदला जा सकता है, जिससे डेटा या सॉफ़्टवेयर संदूषण हो सकता है और परिणामस्वरूप अनपेक्षित (प्रेत) अंतरिक्ष यान आदेश निष्पादित हो सकते हैं। ऊर्जावान प्रोटॉन तूफान [[अंतरिक्ष यान पर सौर पैनल]] की दक्षता को भी नष्ट कर देते हैं जो सूर्य के प्रकाश को बिजली में इकट्ठा करने और परिवर्तित करने के लिए रचना किए गए हैं। सूर्य से ऊर्जावान प्रोटॉन गतिविधि के संपर्क में आने के वर्षों के दौरान, अंतरिक्ष यान पर्याप्त मात्रा में विद्युत शक्ति खो सकता है जिसके लिए महत्वपूर्ण उपकरणों को बंद करने की आवश्यकता हो सकती है।


जब ऊर्जावान प्रोटॉन अंतरिक्ष यान (जैसे स्टार ट्रैकर्स और अन्य कैमरों) में संवेदनशील ऑप्टिकल इलेक्ट्रॉनिक्स पर हमला करते हैं, तो छवियों को कैप्चर किया जा रहा है। प्रभाव इतना स्पष्ट हो सकता है कि चरम घटनाओं के दौरान, सूर्य या सितारों की गुणवत्ता वाली छवियां प्राप्त करना संभव नहीं है। यह अंतरिक्ष यान को अपना अभिविन्यास खोने का कारण बन सकता है, जो कि महत्वपूर्ण है अगर जमीनी नियंत्रकों को नियंत्रण बनाए रखना है।
जब ऊर्जावान प्रोटॉन अंतरिक्ष यान (जैसे स्टार ट्रैकर्स और अन्य कैमरों) में संवेदनशील प्रकाशीय इलेक्ट्रॉनिक्स पर हमला करते हैं, तो छवियों को कैप्चर किया जा रहा है। प्रभाव इतना स्पष्ट हो सकता है कि चरम घटनाओं के दौरान, सूर्य या सितारों की गुणवत्ता वाली छवियां प्राप्त करना संभव नहीं है। यह अंतरिक्ष यान को अपना अभिविन्यास खोने का कारण बन सकता है, जो कि महत्वपूर्ण है अगर जमीनी नियंत्रकों को नियंत्रण बनाए रखना है।


== संबद्ध घटनाएं ==
== संबद्ध घटनाएं ==

Revision as of 10:42, 18 April 2023

सौर ज्वाला के मद्देनजर विस्फोट के बाद के चक्र, TRACE उपग्रह द्वारा ली गई छवि (नासा द्वारा फोटो)

सौर भौतिकी में, एक सौर कण घटना (एसपीई), जिसे सौर ऊर्जावान कण (एसईपी) घटना या सौर विकिरण तूफान के रूप में भी जाना जाता है,[lower-alpha 1][1] एक सौर घटना है जो तब होती है जब सूर्य द्वारा उत्सर्जित कण, ज्यादातर प्रोटॉन, या तो सौर चमक के दौरान सूर्य के तारकीय वातावरण में या कोरोनल द्रव्यमान उत्सर्जन शॉक वेव द्वाराअंतर्ग्रहीय स्थान में त्वरित हो जाते हैं। घटना के दौरान अन्य नाभिक जैसे हीलियम और एचजेडई आयन को भी त्वरित किया जा सकता है। ये कण पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र में प्रवेश कर सकते हैं और आयनमंडल के आंशिक आयनीकरण का कारण बन सकते हैं। ऊर्जावान प्रोटॉन अंतरिक्ष यान और अंतरिक्ष यात्री के लिए महत्वपूर्ण विकिरण खतरा हैं।

विवरण

एसपीई तब होते हैं जब सूर्य के वातावरण में आवेशित कण अत्यधिक उच्च वेगों के लिए त्वरित होते हैं। ये आवेशित कण, जिन्हें सौर ऊर्जावान कण कहा जाता है, अंतर्ग्रहीय अंतरिक्ष में जा सकते हैं जहां वे अंतर्ग्रहीय चुंबकीय क्षेत्र का अनुसरण करते हैं।

जब सौर ऊर्जावान कण पृथ्वी के मैग्नेटोस्फीयर के साथ संपर्क करते हैं, तो वे पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र द्वारा उत्तरी और दक्षिणी ध्रुवों की ओर निर्देशित होते हैं जहां वे ऊपरी वायुमंडल में प्रवेश कर सकते हैं।[2]

ये कण पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र में प्रवेश कर सकते हैं और आयनमंडल के आंशिक

कारण

एसपीई तक पहुंचने वाले सौर ऊर्जावान कणों के त्वरण के पीछे भौतिक तंत्र पर वर्तमान में बहस हो रही है। हालांकि, एसपीई को आम तौर पर दो वर्गों में विभाजित किया जा सकता है

धीरे-धीरे घटनाएं

माना जाता है कि धीरे-धीरे एसपीई ऊपरी तारकीय कोरोना में कोरोनल मास उत्सर्जन द्वारा संचालित शॉक वेव द्वारा कणों के त्वरण को शामिल करता है। वे सौर रेडियो उत्सर्जन के प्रकार II से जुड़े हैं और मौलिक बहुतायत, आवेश अवस्थाओं और परिवेशी कोरोना के समान तापमान की विशेषता है। ये घटनाएँ पृथ्वी के निकट उच्चतम कण तीव्रता उत्पन्न करती हैं।

आवेगपूर्ण घटनाएँ

ऐसा माना जाता है कि आवेगी एसपीई में ज्यादातर चुंबकीय पुनर्संयोजन और सौर ज्वालाओं के स्थानों पर तरंग-कण परस्पर क्रिया से जुड़ी प्रक्रियाओं द्वारा कणों के त्वरण को शामिल किया जाता है। वे कम ऊंचाई पर कम अवधि के वृत्ति उत्सर्जन और सौर रेडियो उत्सर्जन के प्रकार III से जुड़े हैं। वे क्रमिक घटनाओं की तुलना में पृथ्वी के निकट कम तीव्र हैं।

एक अतिरिक्त संकर वर्ग की पहचान की गई है जिसमें क्रमिक और आवेगी दोनों घटनाओं की विशेषताएं शामिल हैं। [3][4]


स्थलीय प्रभाव

एसपीई के दौरान त्वरित किए गए प्रोटॉन में सामान्य रूप से पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र में प्रवेश करने के लिए अपर्याप्त ऊर्जा होती है। हालांकि, असामान्य रूप से मजबूत ज्वालाओं के दौरान, उत्तरी ध्रुव और दक्षिणी ध्रुव के आसपास पृथ्वी के मैग्नेटोस्फीयर और आयनमंडल तक पहुंचने के लिए प्रोटॉन को पर्याप्त ऊर्जा के लिए त्वरित किया जा सकता है।

ध्रुवीय टोपी अवशोषण घटनाएं

ऊर्जावान प्रोटॉन जो ध्रुवीय क्षेत्रों में निर्देशित होते हैं, वायुमंडलीय घटकों से टकराते हैं और आयनीकरण की प्रक्रिया के माध्यम से अपनी ऊर्जा छोड़ते हैं। अधिकांश ऊर्जा आयनमंडल के अत्यधिक निचले क्षेत्र (लगभग 50-80 किमी ऊंचाई में) में समाप्त हो जाती है। यह क्षेत्र विशेष रूप से रेडियो प्रसार के लिए महत्वपूर्ण है क्योंकि यह वह क्षेत्र है जहां रेडियो सिग्नल ऊर्जा का अधिकांश अवशोषण होता है। आने वाले ऊर्जावान प्रोटॉन द्वारा उत्पादित बढ़ाया आयनीकरण निचले आयनमंडल में अवशोषण स्तर को बढ़ाता है और ध्रुवीय क्षेत्रों के माध्यम से सभी आयनोस्फेरिक रेडियो संचार को पूरी तरह से अवरुद्ध करने का प्रभाव हो सकता है। इस तरह की घटनाओं को पोलर कैप अवशोषण घटनाओं के रूप में जाना जाता है। ये घटनाएँ तब तक शुरू और जारी रहती हैं जब तक लगभग 10 एमईवी (मिलियन इलेक्ट्रॉन वोल्ट) से अधिक आने वाले प्रोटॉन की ऊर्जा लगभग 10 पीएफयू (कण का प्रवाह यूनिट या कण स्टेरेडियन) भू-तुल्यकालिक उपग्रह ऊंचाई पर से अधिक हो जाती है−1 सेमी−2 से-1) ।

जमीनी स्तर में वृद्धि

Main article: जमीनी स्तर में वृद्धि

100 एमईवी से अधिक ऊर्जा वाले ऊर्जावान प्रोटॉन का उत्पादन करने में सक्षम अत्यधिक तीव्र एसपीई द्वितीयक विकिरण प्रभावों के माध्यम से जमीनी स्तर पर न्यूट्रॉन गणना दर बढ़ा सकते हैं। इन दुर्लभ घटनाओं को जमीनी स्तर में वृद्धि (या जीएलई) के रूप में जाना जाता है। कुछ घटनाएँ बड़ी मात्रा में एचजेडई आयन उत्पन्न करती हैं, हालांकि कुल विकिरण में उनका योगदान प्रोटॉन के स्तर की तुलना में छोटा है। [5]

खतरे

मनुष्य

उच्च ऊंचाई वाले वाणिज्यिक ट्रांसपोलर विमान की उड़ानों ने एसईपी के दौरान विकिरण में वृद्धि को मापा है, लेकिन एक चेतावनी प्रणाली मौजूद है जो पायलटों को उनकी क्रूज़िंग ऊंचाई कम करने के लिए सतर्क करके इन प्रभावों को सीमित करती है।. ध्रुवीय क्षेत्रों से दूर विमान की उड़ानों में एसपीई से प्रभाव देखने की संभावना बहुत कम है।

महत्वपूर्ण प्रोटॉन विकिरण जोखिम का अनुभव उन अंतरिक्ष यात्रियों द्वारा किया जा सकता है जो पृथ्वी के मैग्नेटोस्फीयर के सुरक्षात्मक कवच के बाहर हैं, जैसे कि अंतरिक्ष यात्री इन-ट्रांजिट, या चंद्रमा पर स्थित है। हालांकि, प्रभाव को कम किया जा सकता है यदि अंतरिक्ष यात्री कम-पृथ्वी की कक्षा में हों और अपने अंतरिक्ष यान के सबसे भारी ढाल वाले क्षेत्रों तक ही सीमित रहें। निचली पृथ्वी कक्षा में प्रोटॉन विकिरण का स्तर कक्षीय झुकाव के साथ बढ़ता है। इसलिए, अंतरिक्ष यान ध्रुवीय क्षेत्रों के जितना करीब होगा, ऊर्जावान प्रोटॉन विकिरण के संपर्क में उतना ही अधिक होगा।

अंतरिक्ष यान

एसपीई से ऊर्जावान प्रोटॉन विद्युत रूप से अंतरिक्ष यान को उन स्तरों तक चार्ज कर सकते हैं जो इलेक्ट्रॉनिक घटकों को नुकसान पहुंचा सकते हैं। वे इलेक्ट्रॉनिक उपकरणों के गलत व्यवहार का कारण भी बन सकते हैं। उदाहरण के लिए, अंतरिक्ष यान पर ठोस अवस्था स्मृति को बदला जा सकता है, जिससे डेटा या सॉफ़्टवेयर संदूषण हो सकता है और परिणामस्वरूप अनपेक्षित (प्रेत) अंतरिक्ष यान आदेश निष्पादित हो सकते हैं। ऊर्जावान प्रोटॉन तूफान अंतरिक्ष यान पर सौर पैनल की दक्षता को भी नष्ट कर देते हैं जो सूर्य के प्रकाश को बिजली में इकट्ठा करने और परिवर्तित करने के लिए रचना किए गए हैं। सूर्य से ऊर्जावान प्रोटॉन गतिविधि के संपर्क में आने के वर्षों के दौरान, अंतरिक्ष यान पर्याप्त मात्रा में विद्युत शक्ति खो सकता है जिसके लिए महत्वपूर्ण उपकरणों को बंद करने की आवश्यकता हो सकती है।

जब ऊर्जावान प्रोटॉन अंतरिक्ष यान (जैसे स्टार ट्रैकर्स और अन्य कैमरों) में संवेदनशील प्रकाशीय इलेक्ट्रॉनिक्स पर हमला करते हैं, तो छवियों को कैप्चर किया जा रहा है। प्रभाव इतना स्पष्ट हो सकता है कि चरम घटनाओं के दौरान, सूर्य या सितारों की गुणवत्ता वाली छवियां प्राप्त करना संभव नहीं है। यह अंतरिक्ष यान को अपना अभिविन्यास खोने का कारण बन सकता है, जो कि महत्वपूर्ण है अगर जमीनी नियंत्रकों को नियंत्रण बनाए रखना है।

संबद्ध घटनाएं

See also: सौर घटनाएं

प्रमुख एसपीई को भू-चुंबकीय तूफानों से जोड़ा जा सकता है जो विद्युत शक्ति संचरण के लिए व्यापक व्यवधान पैदा कर सकता है। हालाँकि, प्रोटॉन घटनाएँ स्वयं पावर ग्रिड में विसंगतियों के उत्पादन के लिए ज़िम्मेदार नहीं हैं, न ही वे भू-चुंबकीय तूफानों के उत्पादन के लिए ज़िम्मेदार हैं। पावर ग्रिड केवल पृथ्वी के चुंबकीय क्षेत्र में उतार-चढ़ाव के प्रति संवेदनशील होते हैं।

यह भी देखें

व्याख्यात्मक नोट्स

  1. ↑ Solar particle events are less commonly referred to as solar proton events and prompt proton events.

संदर्भ

  1. ↑ Jiggens, P.; Clavie, C.; Evans, H.; O'Brien, T. P.; Witasse, O.; Mishev, A. L.; Nieminen, P.; Daly, E.; Kalegaev, V.; Vlasova, N.; Borisov, S.; Benck, S.; Poivey, C.; Cyamukungu, M.; Mazur, J.; Heynderickx, D.; Sandberg, I.; Berger, T.; Usoskin, I. G.; Paassilta, M.; Vainio, R.; Straube, U.; Müller, D.; Sánchez‐Cano, B.; Hassler, D.; Praks, J.; Niemelä, P.; Leppinen, H.; Punkkinen, A.; Aminalragia‐Giamini, S.; Nagatsuma, T. (January 2019). "In Situ Data and Effect Correlation During September 2017 Solar Particle Event". Space Weather. 17 (1): 99–117. Bibcode:2019SpWea..17...99J. doi:10.1029/2018SW001936. S2CID 126398974.
  2. ↑ "Solar Radiation Storm | NOAA / NWS Space Weather Prediction Center". www.swpc.noaa.gov. Retrieved 10 July 2022.
  3. ↑ Cliver, E. W. (1996). "अंतरिक्ष में सौर भड़कना गामा-किरण उत्सर्जन और ऊर्जावान कण". AIP Conference Proceedings. 374: 45–60. Bibcode:1996AIPC..374...45C. doi:10.1063/1.50980. Retrieved 10 July 2022.
  4. ↑ Bruno, A.; Bazilevskaya, G. A.; Boezio, M.; Christian, E. R.; Nolfo, G. A. de; Martucci, M.; Merge’, M.; Mikhailov, V. V.; Munini, R.; Richardson, I. G.; Ryan, J. M.; Stochaj, S.; Adriani, O.; Barbarino, G. C.; Bellotti, R.; Bogomolov, E. A.; Bongi, M.; Bonvicini, V.; Bottai, S.; Cafagna, F.; Campana, D.; Carlson, P.; Casolino, M.; Castellini, G.; Santis, C. De; Felice, V. Di; Galper, A. M.; Karelin, A. V.; Koldashov, S. V.; Koldobskiy, S.; Krutkov, S. Y.; Kvashnin, A. N.; Leonov, A.; Malakhov, V.; Marcelli, L.; Mayorov, A. G.; Menn, W.; Mocchiutti, E.; Monaco, A.; Mori, N.; Osteria, G.; Panico, B.; Papini, P.; Pearce, M.; Picozza, P.; Ricci, M.; Ricciarini, S. B.; Simon, M.; Sparvoli, R.; Spillantini, P.; Stozhkov, Y. I.; Vacchi, A.; Vannuccini, E.; Vasilyev, G. I.; Voronov, S. A.; Yurkin, Y. T.; Zampa, G.; Zampa, N. (26 July 2018). "PAMELA मिशन द्वारा देखे गए सौर ऊर्जावान कण घटनाएँ". The Astrophysical Journal. 862 (2): 97. arXiv:1807.10183. Bibcode:2018ApJ...862...97B. doi:10.3847/1538-4357/aacc26. S2CID 118873810. Retrieved 10 July 2022.
  5. ↑ 19990051001 सितंबर 29, 1989 के सौर-कण घटना के दौरान उच्च आवेश और ऊर्जा (HZE) आयनों का योगदान किम, म्युंग-ही वाई.; विल्सन, जॉन डब्ल्यू.; कुसीनोटा, फ्रांसिस ए.; सिमोनसेन, लिसा सी.; एटवेल, विलियम; बदावी, फ्रांसिस एफ.; मिलर, जैक, नासा जॉनसन स्पेस सेंटर; लैंग्ली रिसर्च सेंटर, मई 1999।


बाहरी संबंध

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