Солнечная вспышка

Солнечная вспышка зарегистрирован коронографа STEREO (Ahead) ( НАСА) 5 мая 2012г. На фотографии расположения Солнца обозначено белым кольцом. Черный диск блокирует излучение непосредственно от Солнца и от его ближней короны и дает возможность видеть детальную структуру солнечной вспышки.


Солнечная вспышка - взрывной процесс выделения энергии в атмосфере Солнца. Вспышки охватывают все слои солнечной атмосферы: фотосферу, хромосферу и корону Солнца. Стоит отметить, что солнечные вспышки и корональные выбросы массы различны и независимыми проявлениями солнечной активности.

Продолжительность импульсной фазы солнечных вспышек обычно не превышает нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время может достигать миллиардов мегатонн в тротиловом эквиваленте.


1. Наблюдение вспышек в разных диапазонах энергий

Измерения в различных диапазонах длин волн отражают различные процессы в вспышках. Поэтому корреляция между двумя индексами активности вспышек существует только в статистическом смысле, так как для отдельных событий один индекс может быть высоким, а другой - низким и наоборот.

1.1. Радио диапазон

1.1.1. I тип

Всплески I типа является распространенным спорадическим явлением в радиодиапазоне (сотни тысяч всплесков в час при шумовой бури). Их характерная особенность состоит в том, что каждый всплеск возникает и остается в течение всего времени жизни в узком частотном интервале, ширина которого много меньше частоты радиоизлучения. Всплески I типа обнаруживают заметную тенденцию собираться в группы по 2-3 события. В среднем продолжительность 0,6-0,8 секунд на волнах 2-4 метра. Чаще всего появляются на метровых волнах, их интенсивность и частота появления уменьшаются с переходом в дециметровый диапазон [1]. Это радиоизлучение связано с плазменной турбулентностью, которая возбуждается в короне над активно эволюционирующей областями, которые содержат большие пятна [2].


1.1.2. II тип

Ко II типу относятся мощные всплески солнечного радиоизлучения на метровых волнах со временем существования на фиксированной частоте порядка нескольких минут или десятков минут эти всплески возникают сначала на высоких частотах, а затем в процессе развития всплеска его спектральные особенности (максимум интенсивности и др.). Передвигаются в сторону низких частот со скоростью до 1 МГц / сек (обычно около 0,25 МГц / сек на длине волны 3 м), так что в целом событие этого типа охватывает диапазон шириной до сотен МГц.
Всплески II типа - одни из самых редких событий в радиоизлучении Солнца. Даже в период максимума солнечной активности за каждые 50-100 часов наблюдений оказывается в среднем лишь один всплеск этого типа. Их продолжительность примерно 5-30 минут, а диапазон частот 200-30 МГц [1]. Радиосплескы II типа связывают с очень сильными вспышками на Солнце. Всплеск порождается ударной волной, которая движется со скоростью V ~ 10 8 см / с. Ударная волна возникает в результате расширения газа во время сильной вспышки. На фронте этой волны образуются плазменные волны. Затем они частично превращаются в электромагнитные волны. Для всплесков II типа характерно излучения на двух гармониках. При распространении в межпланетном пространстве вспышечной ударная волна продолжает генерировать радиосплеск II типа на волнах гектаметрового и километрового диапазонов [2].


1.1.3. III тип

При отсутствии шумовых бурь I типа большинство достаточно интенсивных всплесков солнечного радиоизлучения в метровом диапазоне относится к III спектрального типа. Динамические спектры этой спорадической компоненты, в общих чертах аналогичны спектрам всплесков II типа [1]. Их характерной особенностью является то, что частота радиоизлучения меняется со временем, причем в каждый момент времени оно отслеживается сразу на двух частотах ( гармониках), относящиеся как 2:1. Всплеск начинается на частоте около 500 МГц, а затем частоты их обоих гармоник быстро уменьшаются, примерно на 20 МГц за 1 с. Весь всплеск длится около 10 с. Радиосплескы III типа создаются потоком частиц, выброшено вспышкой и движущихся через корону со скоростью ~ 0,3 с. Поток возбуждает колебания плазмы (плазменные волны) на частоте, которая определяется электронной плотностью в том месте короны, где поток находится. А поскольку электронная плотность уменьшается с удалением от Солнца, то движение потока сопровождается плавным уменьшением частоты плазменных волн. Часть энергии этих волн может превращаться в электромагнитные волны с той же или удвоенной частотой, которые регистрируются на Земле в виде радиосплескив III типа с двумя гармониками [2].


1.1.4. IV тип

Радиосплескамы IV типа называют широкодиапазонный излучения, отличающийся довольно плавным ходом интенсивности (без заметных колебаний уровня излучения типа кратковременных всплесков или достаточно слабыми флуктуациями) [1]. Наблюдаются как в дециметровом так и в метровом дипазон, но обычно события такого типа происходят на частотах ниже 200 МГц / Schwenn /. Радиоизлучения IV типа генерируется субрелятивистськимы электронами в плотных облаках плазмы с собственным магнитным полем, которые выносятся в верхние слои короны. Обычно источники радиоизлучения IV типа поднимаются в короне со скоростью примерно несколько сотен км / с и отслеживаются до высот солнечных радиусов над фотосферой [2]. Продолжительность - несколько часов.


1.2. Оптический диапазон

Энергию вспышки традиционно определяют в видимом диапазоне электромагнитных волн с произведением площади свечений в линии излучения водорода Нα, характеризующий нагрев нижней хромосферы, на яркость этого свечения, связанную с мощностью источника.

1.3. Рентгеновской диапазон

В последние годы применяют также классификацию, основанную на патрульных однородных измерениях на ИСЗ, главным образом на GOES, амплитуды теплового рентгеновского вспышки в диапазоне энергий 0,5-10 кэВ (длина волны 0,5-8 ангстрем). Классификация было предложено 1970 Д. Бейкером и изначально строилась на измерениях спутников "Solrad". По этой классификации вспышки присваивается балл - обозначение из латинской буквы и индекса за ней. Буква может быть А, В, С, М или Х зависимости от величины пика интенсивности рентгеновского излучения вспышки

Буква Интенсивность в пике (Вт / м ?)
A меньше 10 -7
B от 1,0 ? 10 -7 до 10 -6
C от 1,0 ? 10 -6 до 10 -5
M от 1,0 ? 10 -5 до 10 -4
X более 10 -4

Индекс уточняет значение вспышки и может быть от 1,0 до 9,9 для букв А, В, С и М и более - для буквы Х. Так, например, вспышка 12 февраля 2010, имевший бал М8, 3, соответствует пиковой интенсивности 8,3 ? 10 -5 Вт / м ?. Мощном вспышки среди зарегистрированных с 1976 по 2010 годы, который произошел 4 ноября 2003 года, было присвоено балл Х28 - пиковая интенсивность его рентгеновского излучения составляла 28 ? 10 -4 Вт / м ?. Следует заметить, что рентгеновское излучение Солнца полностью поглощается земной атмосферой и его регистрация стала возможной лишь после запуска спутников с соответствующей аппаратурой, а, следовательно, данные об интенсивности рентгеновского излучения солнечных вспышек до 1957 года отсутствуют.


2. Причины возникновения

Солнечные вспышки обычно происходят в местах взаимодействия солнечных пятен противоположной магнитной полярности или вблизи нейтральной линии магнитного поля, отделяет участки северной и южной полярности. Частота и мощность солнечных вспышек зависят от фазы солнечного цикла.

Примечания

  1. а б в г Железняков В.В. радиоизлучения Солнца и планет. - Москва: Наука, 1964. - 560 с.
  2. а б в г Главный редактор Сюняева Р.А. Физика космоса. Маленькая энциклопедия второе издание. - Москва : Советская энциклопедия, 1986.
п ? в ? р Солнце
Внутренняя структура Yohkohimage.gif
Атмосфера
Супергрануляция ? Гранула ? факуль ? Солнечное пятно
Зона переноса ? Корональная дыра ? корональные петля ? Корональные выбросы массы ? Протуберанец ? Хелметови потоки
Вариации излучения
Гелиосфера
Солнечный ветер (Струйный слой) ? Главная ударная волна ? Гелиосферна мантия ? Водородная стена ? Гелиопауза ? Предел ударной волны
Статьи по теме
Солнечная система ? Солнечное динамо ? Солнечный телескоп ? Затмение ? Излучение
Спектральный класс : G2