Rozbłysk słoneczny - Solar flare

Rozbłysk słoneczny i jej wyeksponowany erupcja nagrany w dniu 7 czerwca 2011 roku przez SDO w skrajnym ultrafiolecie
Ewolucja magnetyzmu na Słońcu
31 sierpnia 2012 r. długa protuberancja/włókno materii słonecznej, która unosiła się w atmosferze Słońca, korona, wystrzeliła w kosmos o 16:36 czasu wschodniego. Widziany tutaj z Obserwatorium Dynamiki Słonecznej , rozbłysk spowodował, że 3 września na Ziemi pojawiły się zorze polarne.

Rozbłysk słoneczny jest nagły błysk zwiększonej jasności na Słońcu , zwykle obserwowanej w pobliżu jej powierzchni oraz w bliskiej odległości do plam grupy. Silnym rozbłyskom często, choć nie zawsze, towarzyszy koronalny wyrzut masy . Nawet najpotężniejsze rozbłyski są ledwo wykrywalne w całkowitym nasłonecznieniu („stała słoneczna”).

Rozbłyski słoneczne występują w zakresie mocy prawa wielkości; uwolnienie energii zwykle 10 20 dżuli na energię wystarcza do uzyskania jasno zdarzeniem, natomiast wydarzeniem może emitować do 10 25 dżuli. Chociaż pierwotnie obserwowane w widzialnym widmie elektromagnetycznym, zwłaszcza w linii emisji wodoru , można je teraz wykryć od fal radiowych do promieni gamma.

Race są ściśle związane z wyrzucaniem osocza i cząstek poprzez na słoneczny „s korony do międzyplanetarnym przestrzeni ; flary również obficie emitują fale radiowe . Jeśli wyrzucenie następuje w kierunku Ziemi, cząstki związane z tym zaburzeniem mogą przenikać do wyższych warstw atmosfery ( jonosfery ) i powodować jasne zorze polarne , a nawet zakłócać komunikację radiową dalekiego zasięgu. Zazwyczaj wyrzucana plazma słoneczna dociera do Ziemi po kilku dniach . Rozbłyski występują również na innych gwiazdach, gdzie obowiązuje termin rozbłysk gwiezdny . Cząstki wysokoenergetyczne, które mogą być relatywistyczne , mogą dotrzeć niemal równocześnie z promieniowaniem elektromagnetycznym.

Opis

Rozbłyski słoneczne wpływają na wszystkie warstwy atmosfery słonecznej ( fotosferę , chromosferę i koronę ). Ośrodek plazmowy jest podgrzewany do dziesiątek milionów kelwinów , podczas gdy elektrony , protony i cięższe jony są przyspieszane do prędkości bliskiej prędkości światła . Rozbłyski wytwarzają promieniowanie elektromagnetyczne w całym spektrum elektromagnetycznym na wszystkich długościach fal , od fal radiowych po promienie gamma . Większość energii jest rozprowadzana na częstotliwościach poza zakresem widzenia; większość rozbłysków nie jest widoczna gołym okiem i należy je obserwować za pomocą specjalnych przyrządów. Rozbłyski pojawiają się w aktywnych obszarach wokół plam słonecznych , gdzie intensywne pola magnetyczne przenikają przez fotosferę, łącząc koronę z wnętrzem Słońca. Rozbłyski są zasilane nagłym (w skali od minut do kilkudziesięciu minut) uwolnieniem energii magnetycznej zmagazynowanej w koronie. Te same uwolnienia energii mogą powodować koronalne wyrzuty masy (CME), chociaż związek między CME a rozbłyskami wciąż nie jest dobrze poznany.

Promienie rentgenowskie i promieniowanie UV emitowane przez rozbłyski słoneczne mogą wpływać na jonosferę Ziemi i zakłócać komunikację radiową dalekiego zasięgu. Bezpośrednia emisja radiowa o długości fali decymetrycznej może zakłócić działanie radarów i innych urządzeń wykorzystujących te częstotliwości.

Rozbłyski słoneczne zostały po raz pierwszy zaobserwowane na Słońcu przez Richarda Christophera Carringtona i niezależnie przez Richarda Hodgsona w 1859 roku jako zlokalizowane widoczne pojaśnienia małych obszarów w obrębie grupy plam słonecznych. Rozbłyski gwiezdne można wywnioskować, patrząc na krzywe jasności wytworzone z danych teleskopu lub satelitów różnych innych gwiazd.

Częstotliwość występowania rozbłysków słonecznych zmienia się po 11-letnim cyklu słonecznym . Może wynosić od kilku na dzień podczas maksimum słonecznego do mniej niż jednego na tydzień podczas minimum słonecznego . Duże rozbłyski są rzadsze niż mniejsze.

Przyczyna

Rozbłyski pojawiają się, gdy przyspieszone naładowane cząstki, głównie elektrony, wchodzą w interakcję z ośrodkiem plazmy . Dowody wskazują, że zjawisko ponownego połączenia magnetycznego prowadzi do tego ekstremalnego przyspieszenia naładowanych cząstek. Na Słońcu ponowne połączenie magnetyczne może mieć miejsce na arkadach słonecznych – serii blisko występujących pętli podążających za liniami sił magnetycznych. Te linie sił szybko łączą się ponownie w dolną arkadę pętli, pozostawiając spiralę pola magnetycznego niepołączoną z resztą arkady. Nagłe uwolnienie energii w tym ponownym połączeniu jest źródłem przyspieszenia cząstek. Niepowiązane magnetyczne pole śrubowe i materiał, który zawiera, mogą gwałtownie rozszerzać się na zewnątrz, tworząc koronalny wyrzut masy. Wyjaśnia to również, dlaczego rozbłyski słoneczne zwykle wybuchają z aktywnych obszarów Słońca, gdzie pola magnetyczne są znacznie silniejsze.

Chociaż istnieje ogólna zgoda co do źródła energii rozbłysku, związane z tym mechanizmy wciąż nie są dobrze poznane. Nie jest jasne, w jaki sposób energia magnetyczna jest przekształcana w energię kinetyczną cząstek, ani nie wiadomo, w jaki sposób niektóre cząstki można przyspieszyć do zakresu GeV (10 9 elektronowoltów ) i dalej. Istnieją również pewne niespójności dotyczące całkowitej liczby przyspieszonych cząstek, która czasami wydaje się być większa niż całkowita liczba w pętli koronalnej. Naukowcy nie są w stanie przewidzieć rozbłysków.

Klasyfikacja

Potężne flary klasy X tworzą burze radiacyjne, które wytwarzają zorze polarne i mogą dać pasażerom linii lotniczych przelatujących nad biegunami niewielkie dawki promieniowania.
1 sierpnia 2010 roku Słońce pokazuje rozbłysk słoneczny klasy C3 (biały obszar na górze po lewej), słoneczne tsunami (struktura falowa na górze po prawej) i liczne włókna magnetyzmu unoszące się z powierzchni gwiazdy.
Obserwacje wielu statków kosmicznych rozbłysku klasy X z 20 marca 2014 roku.

System klasyfikacji rozbłysków słonecznych wykorzystuje litery A, B, C, M lub X, zgodnie ze szczytowym strumieniem w watach na metr kwadratowy (W/m 2 ) promieniowania rentgenowskiego o długości fali od 100 do 800 pikometrów (1 do 8 angströmów). ), mierzonych na Ziemi przez statek kosmiczny GOES .

Klasyfikacja Przybliżony zakres szczytowego strumienia przy 100–800 pikometrach
(wat/metr kwadratowy)
A < 10-7
b 10 -7 - 10 -6
C 10 -6 - 10 -5
m 10 -5 - 10 -4
x > 10-4

Siła zdarzenia w klasie jest oznaczona przyrostkiem liczbowym od 0 do 9, który jest również czynnikiem dla tego zdarzenia w klasie. Stąd rozbłysk X2 jest dwukrotnie silniejszy od rozbłysku X1, rozbłysk X3 jest trzy razy silniejszy niż rozbłysk X1 i tylko o 50% mocniejszy niż rozbłysk X2. X2 jest cztery razy silniejszy niż flara M5.

Klasyfikacja H-alfa

Wcześniejsza klasyfikacja rozbłysków była oparta na obserwacjach spektralnych . Schemat wykorzystuje zarówno intensywność, jak i powierzchnię emitującą. Klasyfikacja intensywności jest jakościowa i odnosi się do rozbłysków jako: słabe ( f ), normalne ( n ) lub błyszczące ( b ). Powierzchnia emitująca jest mierzona w milionowych częściach półkuli i jest opisana poniżej. (Całkowity obszar półkuli H = 15.5 x 10 12 km 2 ).

Klasyfikacja Skorygowany obszar
(milionowe części półkuli)
S < 100
1 100–250
2 250–600
3 600–1200
4 > 1200

Rozbłysk jest następnie klasyfikowany, biorąc S lub liczbę, która reprezentuje jego rozmiar i literę, która reprezentuje szczytową intensywność, vg: Sn jest normalnym rozbłyskiem słonecznym .

Zagrożenia

Masywny rozbłysk słoneczny klasy X6.9, 9 sierpnia 2011 r.

Rozbłyski słoneczne silnie wpływają na lokalną pogodę kosmiczną w sąsiedztwie Ziemi. Mogą wytwarzać strumienie wysokoenergetycznych cząstek w wietrze słonecznym lub wietrze gwiazdowym , znanym jako zdarzenie cząstek słonecznych . Cząstki te mogą wpływać na magnetosferę Ziemi (patrz główny artykuł na temat burzy geomagnetycznej ) i stanowić zagrożenie promieniowaniem dla statków kosmicznych i astronautów. Dodatkowo, potężnym rozbłyskom słonecznym czasami towarzyszą koronalne wyrzuty masy (CME), które mogą wywoływać burze geomagnetyczne , o których wiadomo, że wyłączają satelity i wyłączają naziemne sieci energetyczne na dłuższy czas.

Miękki strumień promieniowania rentgenowskiego rozbłysków klasy X zwiększa jonizację górnych warstw atmosfery, co może zakłócać komunikację radiową na krótkich falach i ogrzewać zewnętrzną atmosferę, a tym samym zwiększać opór satelitów orbitujących na niskich orbitach, prowadząc do rozpadu orbity. Cząstki energetyczne w magnetosferze przyczyniają się do powstawania zorzy polarnej i zorzy polarnej . Energia w postaci twardych promieni rentgenowskich może uszkadzać elektronikę statku kosmicznego i jest zazwyczaj wynikiem dużego wyrzutu plazmy w górnej chromosferze.

Ryzyko promieniowania, jakie stwarzają rozbłyski słoneczne, jest głównym problemem w dyskusjach na temat ludzkiej misji na Marsa , Księżyc lub inne planety. Energetyczne protony mogą przechodzić przez ludzkie ciało, powodując uszkodzenia biochemiczne , stanowiące zagrożenie dla astronautów podczas podróży międzyplanetarnych. Aby chronić astronautów, potrzebny byłby jakiś rodzaj fizycznej lub magnetycznej osłony. Większość burz protonowych potrzebuje co najmniej dwóch godzin od momentu wizualnego wykrycia, aby dotrzeć na orbitę Ziemi. Rozbłysk słoneczny 20 stycznia 2005 r. uwolnił najwyższe stężenie protonów, jakie kiedykolwiek zmierzono bezpośrednio, co dałoby astronautom na Księżycu niewiele czasu na dotarcie do schronienia.

Obserwacje

Rozbłyski wytwarzają promieniowanie w całym spektrum elektromagnetycznym, chociaż o różnym natężeniu. Nie są bardzo intensywne w świetle widzialnym, ale mogą być bardzo jasne w poszczególnych liniach spektralnych. Zwykle wytwarzają bremsstrahlung w promieniowaniu rentgenowskim i promieniowanie synchrotronowe w radiu.

Historia

Obserwacje optyczne

Richard Carrington zaobserwował po raz pierwszy rozbłysk 1 września 1859 roku, przerzucając obraz wytworzony przez teleskop optyczny przez filtr szerokopasmowy. Był to niezwykle intensywny rozbłysk białego światła . Ponieważ rozbłyski wytwarzają obfite ilości promieniowania przy , dodanie wąskiego (≈1 Å) filtra pasma przepustowego wyśrodkowanego na tej długości fali do teleskopu optycznego umożliwia obserwację niezbyt jasnych rozbłysków za pomocą małych teleskopów. Przez lata Hα była głównym, jeśli nie jedynym źródłem informacji o rozbłyskach słonecznych. Używane są również inne filtry pasma przepustowego.

Obserwacje radiowe

Podczas II wojny światowej , 25 i 26 lutego 1942 roku, brytyjscy operatorzy radarów zaobserwowali promieniowanie, które Stanley Hey zinterpretował jako emisję słoneczną. Ich odkrycie nie upubliczniono do końca konfliktu. W tym samym roku Southworth również obserwował Słońce w radiu, ale podobnie jak w przypadku Hey, jego obserwacje były znane dopiero po 1945 roku. W 1943 Grote Reber jako pierwszy zgłosił obserwacje radioastronomiczne Słońca przy 160 MHz. Szybki rozwój radioastronomii ujawnił nowe osobliwości aktywności słonecznej, takie jak burze i rozbłyski związane z rozbłyskami. Dziś naziemne radioteleskopy obserwują Słońce od ok. godz. 15 MHz do 400 GHz.

Teleskopy kosmiczne

Od początku eksploracji kosmosu teleskopy były wysyłane w kosmos, gdzie możliwe jest wykrycie fal o długości mniejszej niż UV, które są całkowicie pochłaniane przez ziemską atmosferę i gdzie rozbłyski mogą być bardzo jasne. Od lat 70. satelity serii GOES obserwują Słońce w miękkim promieniowaniu rentgenowskim, a ich obserwacje stały się standardową miarą rozbłysków, zmniejszając znaczenie klasyfikacji . Twarde promieniowanie rentgenowskie były obserwowane przez wielu różnych instrumentów, najważniejszego dziś stanowiącego Reuven Ramaty wysoka energia słoneczna spektroskopowych Imager ( RHESSI ). Niemniej jednak obserwacje UV są dziś gwiazdami obrazowania Słońca z ich niewiarygodnie drobnymi szczegółami, które ujawniają złożoność korony słonecznej . Statki kosmiczne mogą również przynosić detektory radiowe o ekstremalnie długich długościach fal (nawet kilku kilometrów), które nie mogą rozchodzić się w jonosferze .

Teleskopy optyczne

Dwa kolejne zdjęcia zjawiska rozbłysku słonecznego. Dysk słoneczny został zablokowany na tych zdjęciach w celu lepszej wizualizacji wystającej wypukłości towarzyszącej rozbłyskowi.

Teleskopy radiowe

  • Nançay Radioheliographe (NRH) to interferometr złożony z 48 anten obserwujących na falach o długości metr-decymetr. Radioheliograf jest zainstalowany w Obserwatorium Radiowym Nançay we Francji.
  • Owens Valley Solar Array (OVSA) to interferometr radiowy obsługiwany przez New Jersey Institute of Technology pierwotnie składający się z 7 anten, obserwujących od 1 do 18 GHz zarówno w lewej, jak i prawej polaryzacji kołowej. OVSA znajduje się w Owens Valley w Kalifornii. Obecnie nosi nazwę Expanded Owens Valley Solar Array (EOVSA) po rozbudowie mającej na celu unowocześnienie systemu sterowania i zwiększenie całkowitej liczby anten do 15.
  • Nobeyama Radioheliograph (NoRH) to interferometr zainstalowany w Nobeyama Radio Observatory w Japonii, składający się z 84 małych (80 cm) anten, z odbiornikami pracującymi jednocześnie na częstotliwości 17 GHz (lewa i prawa polaryzacja) i 34 GHz. Stale obserwuje Słońce, tworząc codzienne zdjęcia.
  • Siberian Solar Radio Telescope (SSRT) to specjalny słoneczny radioteleskop przeznaczony do badania aktywności Słońca w zakresie mikrofalowym (5,7 GHz), gdzie procesy zachodzące w koronie słonecznej są dostępne do obserwacji na całym dysku słonecznym. Jest to interferometr skrzyżowany, składający się z dwóch zestawów 128x128 anten parabolicznych o średnicy 2,5 metra każda, rozmieszczonych w równych odstępach co 4,9 metra i zorientowanych w kierunkach EW i NS. Znajduje się w zalesionej dolinie oddzielającej dwa grzbiety górskie: Wschodni Sajan i Chamar-Daban, 220 km od Irkucka w Rosji.
  • Nobeyama Radio Polarimeter to zestaw radioteleskopów zainstalowanych w Nobeyama Radio Observatory, który nieprzerwanie obserwuje pełne Słońce (bez obrazów) na częstotliwościach 1, 2, 3,75, 9,4, 17, 35 i 80 GHz, po lewej i prawej stronie polaryzacja.
  • Solar Submillimeter Telescope to teleskop jednotalerzowy , który nieprzerwanie obserwuje Słońce z częstotliwością 212 i 405 GHz. Jest zainstalowany w Complejo Astronomico El Leoncito w Argentynie. Posiada matrycę ogniskową złożoną z 4 wiązek o częstotliwości 212 GHz i 2 o częstotliwości 405 GHz, dzięki czemu może natychmiast zlokalizować pozycję źródła emitującego SST jest jedynym obecnie działającym teleskopem słonecznym submilimetrowym.
  • Polaryzacja Emisji Milimetrowej Aktywności na Słońcu (POEMAS) to system dwóch słonecznych radioteleskopów o polaryzacji kołowej, przeznaczonych do obserwacji Słońca w paśmie 45 i 90 GHz. Nowatorską cechą tych instrumentów jest możliwość pomiaru kołowych polaryzacji prawo- i lewoskrętnych przy tych wysokich częstotliwościach. System jest zainstalowany w Complejo Astronomico El Leoncito w Argentynie . Rozpoczęła działalność w listopadzie 2011. W listopadzie 2013 przeszła do naprawy. Oczekuje się, że powróci do obserwacji w styczniu 2015 roku.
  • Bleien Radio Observatory to zestaw radioteleskopów działających w pobliżu Gränichen (Szwajcaria). W sposób ciągły obserwują emisję radiową rozbłysku słonecznego od 10 MHz (limit jonosfery) do 5 GHz. Spektrometry szerokopasmowe znane są jako Phoenix i CALLISTO.

Teleskopy kosmiczne

GOES-17 rejestruje rozbłysk słoneczny klasy C2 28 maja 2018 r. w różnych pasmach widmowych
Obraz w ultrafiolecie GOES-16 rozbłysku słonecznego M1.1 w dniu 29 maja 2020 r.

Następujące misje statków kosmicznych mają flary jako główny cel obserwacyjny.

  • Yohkoh – statek kosmiczny Yohkoh (pierwotnie Solar A) obserwował Słońce za pomocą różnych instrumentów od momentu jego wystrzelenia w 1991 roku do jego awarii w 2001 roku. Obserwacje obejmowały okres od jednego maksimum słonecznego do następnego. Dwoma instrumentami szczególnie przydatnymi do obserwacji rozbłysków były Teleskop Miękkich Rentgenowskich (SXT), niskoenergetyczny teleskop rentgenowski o niskiej energii rzucania oświetlania dla fotonów rzędu 1 keV oraz Teleskop Twardych Rentgenowskich (HXT), zliczający kolimacje. instrument, który wytwarzał obrazy w promieniach rentgenowskich o wyższej energii (15-92 keV) poprzez syntezę obrazu.
  • WIND – Statek kosmiczny Wind jest poświęcony badaniu ośrodka międzyplanetarnego. Ponieważ wiatr słoneczny jest jego głównym motorem, efekty rozbłysków słonecznych można śledzić za pomocą instrumentów na pokładzie Wiatru. Niektóre z eksperymentów WIND to: spektrometr bardzo niskich częstotliwości (WAVES), detektory cząstek (EPACT, SWE) i magnetometr (MFI).
  • GOES – statki kosmiczne GOES to satelity na geostacjonarnych orbitach wokół Ziemi, które mierzą miękki strumień promieniowania rentgenowskiego ze Słońca od połowy lat 70. XX wieku, po użyciu podobnych instrumentów na satelitach Solrad . Obserwacje rentgenowskie GOES są powszechnie używane do klasyfikowania rozbłysków, przy czym A, B, C, M i X reprezentują różne moce dziesięciu – rozbłysk klasy X ma szczytowy strumień 1–8 Å powyżej 0,0001 W/m 2 .
  • RHESSI – Reuven Ramaty High Energy Solar Spectral Imager został zaprojektowany do obrazowania rozbłysków słonecznych w energetycznych fotonach od miękkiego promieniowania X (ok. 3 keV) do promieniowania gamma (do ok. 20 MeV) oraz do zapewnienia wysokiej rozdzielczości spektroskopii do gamma- energie promieni ok. 20 MeV. Ponadto miał możliwość wykonywania spektroskopii z rozdzielczością przestrzenną o wysokiej rozdzielczości spektralnej. Został wycofany z eksploatacji w sierpniu 2018 roku, po ponad 16 latach eksploatacji.
  • SOHO – The Solar and Heliospheric Observatory to współpraca między ESA i NASA, która działa od grudnia 1995 roku. Posiada 12 różnych instrumentów, w tym Teleskop Obrazowania w Ekstremalnym Ultrafiolecie (EIT), Koronagraf Wielkiego Kąta i Spektrometrii (LASCO) oraz Michelson Doppler Imager (MDI). SOHO znajduje się na orbicie halo wokół punktu Ziemia-Słońce L1 .
  • TRACE – The Transition Region and Coronal Explorer to program NASA Small Explorer (SMEX) do obrazowania korony słonecznej i regionu przejściowego w wysokiej rozdzielczości kątowej i czasowej. Posiada filtry pasma przepustowego 173 Å, 195 Å, 284 Å, 1600 Å z rozdzielczością przestrzenną 0,5 sekundy łukowej, najlepsze dla tych długości fal.
  • SDO – The Solar Dynamics Observatory to projekt NASA składający się z 3 różnych instrumentów: Heliosejsmicznego i Magnetycznego Imager (HMI), Atmospheric Imaging Assembly (AIA) oraz Extreme Ultraviolet Variability Experiment (EVE). Działa od lutego 2010 roku na geosynchronicznej orbicie okołoziemskiej.
  • Hinode – statek kosmiczny Hinode, pierwotnie nazywany Solar B, został wystrzelony przez Japońską Agencję Badań Kosmicznych we wrześniu 2006 roku w celu dokładniejszego obserwowania rozbłysków słonecznych. Jego oprzyrządowanie, dostarczone przez międzynarodową współpracę obejmującą Norwegię, Wielką Brytanię, Stany Zjednoczone i Afrykę, skupia się na silnych polach magnetycznych uważanych za źródło rozbłysków słonecznych. Takie badania rzucają światło na przyczyny tej aktywności, prawdopodobnie pomagając w prognozowaniu przyszłych rozbłysków, a tym samym minimalizując ich niebezpieczny wpływ na satelity i astronautów.
  • ACE – Advanced Composition Explorer został wystrzelony w 1997 roku na orbitę halo wokół punktu L1 Ziemia-Słońce . Zawiera spektrometry, magnetometry i detektory cząstek naładowanych do analizy wiatru słonecznego. Beacon Real Time Solar Wind (RTSW) jest stale monitorowany przez sieć sponsorowanych przez NOAA stacji naziemnych, aby zapewnić wczesne ostrzeganie o naziemnych CME.
  • MAVEN – misja Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN (MAVEN), która wystartowała z Cape Canaveral Air Force Station 18 listopada 2013 roku, jest pierwszą misją poświęconą poznaniu górnych warstw atmosfery Marsa. Celem projektu MAVEN jest określenie roli, jaką utrata gazu atmosferycznego do przestrzeni odegrała w zmianie marsjańskiego klimatu w czasie. Monitor ekstremalnego ultrafioletu (EUV) na MAVEN jest częścią instrumentu Langmuir Probe and Waves (LPW) i mierzy wejście i zmienność promieniowania słonecznego EUV oraz nagrzewanie fal w górnej atmosferze Marsa.
  • STEREO – The Solar Terrestrial Relations Observatory to misja obserwacji Słońca składająca się z dwóch niemal identycznych statków kosmicznych, które zostały wystrzelone w 2006 roku. Kontakt z STEREO-B został utracony w 2014 roku, ale STEREO-A nadal działa. Każdy statek kosmiczny zawiera kilka instrumentów, w tym kamery, detektory cząstek i nadajnik sygnału radiowego.

Oprócz tych obiektów do obserwacji Słońca, wiele niesłonecznych satelitów astronomicznych celowo obserwuje rozbłyski (np. NuSTAR ), albo po prostu dlatego, że przenikające twarde promieniowanie pochodzące z rozbłysku może z łatwością przeniknąć większość form osłony.

Przykłady dużych rozbłysków słonecznych

Krótki film z narracją o obserwacjach Fermiego światła o najwyższej energii, jakie kiedykolwiek wiązało się z erupcją na Słońcu, z marca 2012 r.
Aktywny Region 1515 wypuścił rozbłysk klasy X1.1 z prawego dolnego rogu Słońca 6 lipca 2012 r., osiągając szczyt o 19:08 EDT. Ten rozbłysk spowodował zaciemnienie radia, oznaczone jako R3 w skali National Oceanic and Atmospheric Administrations, które przechodzi od R1 do R5.
Pogoda kosmiczna — marzec 2012 r.

Najpotężniejszy kiedykolwiek zaobserwowany rozbłysk był pierwszym zaobserwowanym 1 września 1859 roku i został zgłoszony przez brytyjskiego astronoma Richarda Carringtona oraz niezależnie przez obserwatora o nazwisku Richard Hodgson. Wydarzenie to nosi nazwę Burza Słoneczna z 1859 roku lub „wydarzenie Carringtona”. Rozbłysk był widoczny gołym okiem (w białym świetle ) i wytworzył oszałamiające zorze polarne aż do tropikalnych szerokości geograficznych, takich jak Kuba czy Hawaje, i podpalił systemy telegraficzne. Rozbłysk pozostawił ślad w lodzie Grenlandii w postaci azotanów i berylu-10 , które pozwalają dziś zmierzyć jego siłę. Cliver i Svalgaard zrekonstruowali skutki tego rozbłysku i porównali je z innymi wydarzeniami z ostatnich 150 lat. W ich słowach: „Podczas gdy wydarzenie z 1859 roku ma bliskich rywali lub przełożonych w każdej z powyższych kategorii aktywności pogody kosmicznej, jest to jedyne udokumentowane wydarzenie z ostatnich 150 lat, które pojawia się na szczycie wszystkich list lub w ich pobliżu. " Oszacowano, że intensywność rozbłysku wynosi około X50.

Podejrzewa się, że ultraszybki koronalny wyrzut masy z sierpnia 1972 r. uruchomił zapalniki magnetyczne w minach morskich podczas wojny w Wietnamie i byłby zagrożeniem dla życia astronautów Apollo, gdyby miał miejsce podczas misji na Księżyc.

W czasach nowożytnych największy rozbłysk słoneczny zmierzony instrumentami miał miejsce 4 listopada 2003 roku . Zdarzenie to nasyciło detektory GOES iz tego powodu jego klasyfikacja jest jedynie przybliżona. Początkowo, ekstrapolując krzywą GOES, oszacowano ją na X28. Późniejsza analiza efektów jonosferycznych sugerowała zwiększenie tej oceny do X45. To wydarzenie dało pierwszy wyraźny dowód na istnienie nowej składowej widmowej powyżej 100 GHz.

Inne duże rozbłyski słoneczne wystąpiły również 2 kwietnia 2001 (X20), 28 października 2003 (X17.2 i 10), 7 września 2005 (X17), 17 lutego 2011 (X2), 9 sierpnia 2011 (X6. 9), 7 marca 2012 (X5.4), 6 lipca 2012 (X1.1). 6 lipca 2012 r. burza słoneczna uderzyła tuż po północy czasu brytyjskiego, kiedy rozbłysk słoneczny X1.1 wystrzelił z plamy słonecznej AR1515. Kolejny rozbłysk słoneczny X1,4 z regionu AR 1520 Słońca, drugi w tym tygodniu, dotarł do Ziemi 15 lipca 2012 r. wraz z burzą geomagnetyczną na poziomie G1-G2. Rozbłysk klasy X1.8 został zarejestrowany 24 października 2012 r. Na początku 2013 r. miała miejsce duża aktywność rozbłysków słonecznych, zwłaszcza w ciągu 48-godzinnego okresu rozpoczynającego się 12 maja 2013 r., w sumie cztery rozbłyski słoneczne klasy X zostały emitowane w zakresie od X1.2 wzwyż do X3.2, z których ten ostatni był jednym z największych rozbłysków w 2013 roku. Odlatujący kompleks plam słonecznych AR2035-AR2046 wybuchł 25 kwietnia 2014 r. o godzinie 0032 UT, wytwarzając silny rozbłysk słoneczny klasy X1.3 i zanik łączności HF po dziennej stronie Ziemi. Obserwatorium Dynamiki Słonecznej NASA zarejestrowało błysk ekstremalnego promieniowania ultrafioletowego z eksplozji. Solar Dynamics Observatory zarejestrowało rozbłysk klasy X9.3 około godziny 1200 UTC 6 września 2017 r.

23 lipca 2012 r. potężna, potencjalnie szkodliwa burza słoneczna (rozbłysk słoneczny, koronalny wyrzut masy i promieniowanie elektromagnetyczne ) ledwo ominęła Ziemię. W 2014 r. Pete Riley z Predictive Science Inc. opublikował artykuł, w którym próbował obliczyć prawdopodobieństwo, że podobna burza słoneczna uderzy w Ziemię w ciągu najbliższych 10 lat, ekstrapolując zapisy minionych burz słonecznych od lat 60. XX wieku do dnia dzisiejszego. Doszedł do wniosku, że prawdopodobieństwo wystąpienia takiego zdarzenia może wynosić nawet 12%.

Rozbłysk w sprayu

Rozbłyski to rodzaj erupcji związanych z rozbłyskami słonecznymi. Polegają na szybszym wyrzucaniu materiału niż wypukłości erupcyjne i osiągają prędkość od 20 do 2000 kilometrów na sekundę.

Okresowość flary

Erich Rieger odkrył wraz ze współpracownikami w 1984 roku okres ~154 dni w ostrych rozbłyskach słonecznych przynajmniej od cyklu słonecznego 19 . Okres ten został potwierdzony w większości danych z dziedziny heliofizyki i międzyplanetarnego pola magnetycznego i jest powszechnie znany jako okres Riegera . Harmoniczne rezonansowe okresu zostały również zgłoszone z większości typów danych w heliosferze . Możliwe przyczyny tego rezonansu wiatru słonecznego obejmują wpływ konstelacji planet na Słońce.

Prognoza

Obecne metody przewidywania rozbłysków są problematyczne i nie ma pewności, że aktywny region na Słońcu wytworzy rozbłysk. Jednak wiele właściwości plam słonecznych i obszarów aktywnych koreluje z rozbłyskami. Na przykład, magnetycznie złożone regiony (oparte na polu magnetycznym linii wzroku) zwane plamami delta wytwarzają największe rozbłyski. Prosty schemat klasyfikacji plam słonecznych ze względu na McIntosha lub związany ze złożonością fraktalną jest powszechnie używany jako punkt wyjścia do przewidywania rozbłysków. Prognozy są zwykle podawane w kategoriach prawdopodobieństwa wystąpienia rozbłysków powyżej klasy M lub X GOES w ciągu 24 lub 48 godzin. Narodowy Oceanic i Atmospheric Administration USA (NOAA) wystawia prognozy tego rodzaju. MAG4 został opracowany na Uniwersytecie Alabama w Huntsville przy wsparciu Space Radiation Analysis Group w Johnson Space Flight Center (NASA/SRAG) do prognozowania rozbłysków klasy M i X, CME, szybkich CME i zdarzeń Solar Energetic Particle. Instytut Badań nad Środowiskiem Przestrzeni Kosmicznej i Ziemi (ISEE) Uniwersytetu Nagoya zaproponował metodę opartą na fizyce, która umożliwia przewidywanie zbliżających się dużych rozbłysków słonecznych.

Zobacz też

Bibliografia

Zewnętrzne linki