Солнечная вспышка: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
(Показать все непатрулированные изменения)
[непроверенная версия][непроверенная версия]
← Предыдущая правка
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
дополнение
Нет описания правки
 
(не показаны 24 промежуточные версии 19 участников)
Строка 1: Строка 1:
[[Файл:Solarflare hinode.png|thumb|300px|Солнечная вспышка, фотография спутника [[Hinode]]. Наблюдается как две узких, ярких структуры около южной части солнечного пятна.]]
[[Файл:Solarflare hinode.png|thumb|300px|Солнечная вспышка, фотография спутника [[Hinode]]. Наблюдается как две узкие, яркие структуры около южной части солнечного пятна.]]
'''Со́лнечная вспы́шка''' — взрывной процесс выделения [[Энергия|энергии]] (кинетической, световой и тепловой) в [[Звёздная атмосфера|атмосфере]] [[Солнце|Солнца]]. Вспышки так или иначе охватывают все слои солнечной атмосферы: [[Фотосфера|фотосферу]], [[Хромосфера|хромосферу]] и [[Солнечная корона|корону Солнца]]. Солнечные вспышки и [[корональные выбросы массы]] являются различными и независимыми явлениями солнечной активности. Энерговыделение мощной солнечной вспышки может достигать 6×10<sup>25</sup> джоулей, что составляет около {{frac|1|6}} энергии, выделяемой Солнцем за секунду, или 160 млрд [[Мегатонна тринитротолуола|мегатонн в тротиловом эквиваленте]], что, для сравнения, составляет приблизительный объем мирового потребления электроэнергии за 1 миллион лет.
'''Со́лнечная вспы́шка''' — взрывной процесс выделения [[Энергия|энергии]] (кинетической, световой и тепловой) в [[Звёздная атмосфера|атмосфере]] [[Солнце|Солнца]]. Вспышки так или иначе охватывают все слои солнечной атмосферы: [[Фотосфера|фотосферу]] и [[Солнечная корона|корону Солнца]]. Солнечные вспышки часто, но не всегда, сопровождаются [[Корональные выбросы массы|выбросом корональной массы]]. Энерговыделение мощной солнечной вспышки может достигать 6×10<sup>25</sup> Дж, что составляет около {{frac|1|6}} энергии, выделяемой Солнцем за секунду, или 160 млрд [[Мегатонна тринитротолуола|мегатонн в тротиловом эквиваленте]]. Для сравнения, это составляет приблизительный объем мирового потребления электроэнергии за 1 миллион лет.


Под действием магнитного поля происходит неожиданное сжатие солнечной плазмы, образуется плазменный жгут или лента (могут достигать в длину десятков или сотен тысяч километров), что приводит к взрыву. Солнечная плазма в этой области может нагреваться до температур порядка 10 млн К. Возрастает кинетическая энергия выбросов веществ, движущихся в короне и уходящих в межпланетное пространство со скоростями до 10^6 м/с. Получают дополнительную энергию и значительно ускоряются потоки электронов, протонов и других заряженных частиц. Усиливается оптическое, рентгеновское, гамма- и радиоизлучение. <ref>{{Книга|автор=Воронцов-Вельяминов Б.А., Е.К. Страут|заглавие=Астрономия базовый уровень 11 класс|ответственный=зав. редакцией И.Г. Власова|год=2014, с изм. 2018|издательство=Дрофа|страницы=141}}</ref>
Под действием магнитного поля происходит неожиданное сжатие солнечной плазмы, образуется плазменный жгут или лента (могут достигать в длину десятков или сотен тысяч километров), что приводит к взрыву. Солнечная плазма в этой области может нагреваться до температур порядка 10 млн К. Возрастает кинетическая энергия выбросов веществ, движущихся в короне и уходящих в межпланетное пространство со скоростями до 1000 км/с. Получают дополнительную энергию и значительно ускоряются потоки электронов, протонов и других заряженных частиц. Усиливается оптическое, рентгеновское, гамма- и радиоизлучение.<ref>{{Книга|автор=Воронцов-Вельяминов Б.А., Е.К. Страут|заглавие=Астрономия базовый уровень 11 класс|ответственный=зав. редакцией И.Г. Власова|год=2014, с изм. 2018|издательство=Дрофа|страницы=141}}</ref>


[[Фотоны]] от вспышки достигают Земли примерно за 8,5 минут после её начала; далее в течение нескольких десятков минут доходят мощные потоки заряженных частиц, а облака плазмы от солнечной вспышки достигают нашей планеты только через двое-трое суток.
[[Фотоны]] от вспышки достигают Земли примерно за 8,5 минут после её начала; далее в течение нескольких десятков минут доходят мощные потоки заряженных частиц, а облака плазмы от солнечной вспышки достигают нашей планеты только через двое-трое суток.
Строка 9: Строка 9:
[[Файл:PSM V60 D254 Solar prominences of march 25 1895 eclipse.png|thumb|200px|Фотография вспышки 1895 года.]]Продолжительность импульсной фазы солнечных вспышек обычно не превышает нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время, может достигать миллиардов мегатонн в [[Тротиловый эквивалент|тротиловом эквиваленте]]. Энергию вспышки традиционно определяют в видимом диапазоне электромагнитных волн по произведению площади свечения в [[Эмиссионный спектр|линии излучения]] [[водород]]а [[Бальмер-альфа|Н<sub>α</sub>]], характеризующей нагрев нижней хромосферы, на яркость этого свечения, связанную с мощностью источника.
[[Файл:PSM V60 D254 Solar prominences of march 25 1895 eclipse.png|thumb|200px|Фотография вспышки 1895 года.]]Продолжительность импульсной фазы солнечных вспышек обычно не превышает нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время, может достигать миллиардов мегатонн в [[Тротиловый эквивалент|тротиловом эквиваленте]]. Энергию вспышки традиционно определяют в видимом диапазоне электромагнитных волн по произведению площади свечения в [[Эмиссионный спектр|линии излучения]] [[водород]]а [[Бальмер-альфа|Н<sub>α</sub>]], характеризующей нагрев нижней хромосферы, на яркость этого свечения, связанную с мощностью источника.


В последние годы часто используют также классификацию, основанную на патрульных однородных измерениях на серии [[ИСЗ]], главным образом [[GOES]]<ref>[http://www.tesis.lebedev.ru/sun_vocabulary.html?topic=6&news_id=550 Энциклопедия Солнца — Солнечные вспышки]</ref>, амплитуды теплового рентгеновского всплеска в диапазоне энергий {{nobr|0,5—10 кэВ}} (с длиной волны {{nobr|0,5—8 [[ангстрем]]}}). Классификация была предложена в [[1970 год]]у Д.Бейкером и первоначально основывалась на измерениях спутников «Solrad»<ref>{{книга |год=1981 |заглавие=Solar flare magnetohydrodynamics |часть=Flare classification |страницы=51 |издательство=[[Taylor & Francis#Gordon & Breach|Gordon and Breach Science Publishers]] |ссылка=https://books.google.com/books?id=u58OAAAAQAAJ&lpg=PA51&dq=&pg=PA51#v=onepage&q&f=false |isbn=0677055307 |автор=Priest, Eric Ronald }}</ref>. По этой классификации солнечной вспышке присваивается балл — обозначение из латинской буквы и индекса за ней. Буквой может быть A, B, C, M или X в зависимости от величины достигнутого вспышкой пика [[Интенсивность (физика)|интенсивности]] [[рентгеновское излучение|рентгеновского излучения]]<ref>[http://resources.yesican-science.ca/trek/radiation/final/solar_flare_info.html Классификация вспышек] {{Wayback|url=http://resources.yesican-science.ca/trek/radiation/final/solar_flare_info.html# |date=20110927113011 }} {{ref en}}</ref><ref group="Комм">Выбор для классификации вспышек рентгеновского диапазона обусловлен более точной фиксацией процесса: если в оптическом диапазоне даже крупнейшие вспышки увеличивают излучение на доли процентов, то в области мягкого рентгеновского излучения ({{nobr|1 нм}}) — на несколько порядков, а жёсткое рентгеновское излучение спокойным Солнцем не создаётся вообще и образуется исключительно во время вспышек.</ref>:
В последние годы часто используют также классификацию, основанную на патрульных однородных измерениях на серии [[ИСЗ]], главным образом [[GOES]]<ref>{{Cite web |url=http://www.tesis.lebedev.ru/sun_vocabulary.html?topic=6&news_id=550 |title=Энциклопедия Солнца — Солнечные вспышки |access-date=2008-03-29 |archive-date=2008-04-01 |archive-url=https://web.archive.org/web/20080401020728/http://www.tesis.lebedev.ru/sun_vocabulary.html?topic=6&news_id=550 |deadlink=no }}</ref>, амплитуды теплового рентгеновского всплеска в диапазоне энергий {{nobr|0,5—10 кэВ}} (с длиной волны {{nobr|0,5—8 [[ангстрем]]}}). Классификация была предложена в [[1970 год]]у Д.Бейкером и первоначально основывалась на измерениях спутников «Solrad»<ref>{{книга |год=1981 |заглавие=Solar flare magnetohydrodynamics |часть=Flare classification |страницы=51 |издательство=[[Taylor & Francis#Gordon & Breach|Gordon and Breach Science Publishers]] |ссылка=https://books.google.com/books?id=u58OAAAAQAAJ&lpg=PA51&dq=&pg=PA51 |isbn=0677055307 |автор=Priest, Eric Ronald |archive-date=2014-04-12 |archive-url=https://web.archive.org/web/20140412215440/https://books.google.com/books?id=u58OAAAAQAAJ&lpg=PA51&dq=&pg=PA51#v=onepage&q&f=false }}</ref>. По этой классификации солнечной вспышке присваивается балл — обозначение из латинской буквы и индекса за ней. Буквой может быть A, B, C, M или X в зависимости от величины достигнутого вспышкой пика [[Интенсивность (физика)|интенсивности]] [[рентгеновское излучение|рентгеновского излучения]]<ref>[http://resources.yesican-science.ca/trek/radiation/final/solar_flare_info.html Классификация вспышек] {{Wayback|url=http://resources.yesican-science.ca/trek/radiation/final/solar_flare_info.html# |date=20110927113011 }} {{ref en}}</ref><ref group="Комм">Выбор для классификации вспышек рентгеновского диапазона обусловлен более точной фиксацией процесса: если в оптическом диапазоне даже крупнейшие вспышки увеличивают излучение на доли процентов, то в области мягкого рентгеновского излучения ({{nobr|1 нм}}) — на несколько порядков, а жёсткое рентгеновское излучение спокойным Солнцем не создаётся вообще и образуется исключительно во время вспышек.</ref>:


{| class="wikitable"
{| class="wikitable"
Строка 26: Строка 26:
|}
|}


[[Файл:Солнечная вспышка 14 декабря 2014 г. 01-50 Мск.gif|thumb|300px|Солнечная вспышка 14 декабря 2014 года: выброс отрывается от поверхности.]]Индекс уточняет значение интенсивности вспышки и может быть от 1,0 до 9,9 для букв A, B, C, M и более — для буквы X. Так, например, вспышка {{nobr|12 февраля}} {{nobr|2010 года}} балла M8.3 соответствует пиковой интенсивности {{nobr|8,3×10<sup>−5</sup> Вт/м<sup>2</sup>}}. Самой мощной (по состоянию на {{nobr|2010 год}}) зарегистрированной с {{nobr|1976 года}}<ref>[http://www.spaceweather.com/solarflares/topflares.html Самые мощные зарегистрированные солнечные вспышки] {{ref en}}</ref> вспышке, произошедшей [[4 ноября]] [[2003 год]]а, был присвоен балл X28<ref name="Dorman">{{книга |год=2010 |заглавие=Solar Neutrons and Related Phenomena |часть=Solar Neutron Event on 4 November, 2003 |страницы=310 |издательство=Springer |ссылка=https://books.google.com/books?id=vYDvTcOkFm4C&lpg=PA310&dq=&pg=PA310#v=onepage&q&f=false |isbn=9789048137367 |автор=Dorman, Lev I. }}</ref>, таким образом, интенсивность её рентгеновского излучения в пике составляла {{nobr|28×10<sup>−4</sup> Вт/м<sup>2</sup>}}. Регистрация рентгеновского излучения Солнца, так как оно полностью поглощается [[атмосфера Земли|атмосферой Земли]], стала возможной начиная с первого запуска космического аппарата «[[Спутник-2]]» с соответствующей аппаратурой<ref>[http://www.tesis.lebedev.ru/about_experiments_fian.html Эксперимент на втором искусственном спутнике Земли (Спутник-2)]</ref>, поэтому данные об интенсивности рентгеновского излучения солнечных вспышек до {{nobr|1957 года}} полностью отсутствуют.
[[Файл:Солнечная вспышка 14 декабря 2014 г. 01-50 Мск.gif|thumb|300px|Солнечная вспышка 14 декабря 2014 года: выброс отрывается от поверхности.]]Индекс уточняет значение интенсивности вспышки и может быть от 1,0 до 9,9 для букв A, B, C, M и более — для буквы X. Так, например, вспышка {{nobr|12 февраля}} {{nobr|2010 года}} балла M8.3 соответствует пиковой интенсивности {{nobr|8,3×10<sup>−5</sup> Вт/м<sup>2</sup>}}. Самой мощной (по состоянию на {{nobr|2010 год}}) зарегистрированной с {{nobr|1976 года}}<ref>[http://www.spaceweather.com/solarflares/topflares.html Самые мощные зарегистрированные солнечные вспышки] {{Wayback|url=http://www.spaceweather.com/solarflares/topflares.html |date=20110806042513 }} {{ref en}}</ref> вспышке, произошедшей [[4 ноября]] [[2003 год]]а, был присвоен балл X28<ref name="Dorman">{{книга |год=2010 |заглавие=Solar Neutrons and Related Phenomena |часть=Solar Neutron Event on 4 November, 2003 |страницы=310 |издательство=Springer |ссылка=https://books.google.com/books?id=vYDvTcOkFm4C&lpg=PA310&dq=&pg=PA310#v=onepage&q&f=false |isbn=9789048137367 |автор=Dorman, Lev I. }}</ref>, таким образом, интенсивность её рентгеновского излучения в пике составляла {{nobr|28×10<sup>−4</sup> Вт/м<sup>2</sup>}}. Регистрация рентгеновского излучения Солнца, так как оно полностью поглощается [[атмосфера Земли|атмосферой Земли]], стала возможной начиная с первого запуска космического аппарата «[[Спутник-2]]» с соответствующей аппаратурой<ref>{{Cite web |url=http://www.tesis.lebedev.ru/about_experiments_fian.html |title=Эксперимент на втором искусственном спутнике Земли (Спутник-2) |access-date=2011-04-26 |archive-date=2014-10-13 |archive-url=https://web.archive.org/web/20141013222403/http://www.tesis.lebedev.ru/about_experiments_fian.html |deadlink=no }}</ref>, поэтому данные об интенсивности рентгеновского излучения солнечных вспышек до {{nobr|1957 года}} полностью отсутствуют.


Измерения в разных диапазонах длин волн отражают разные процессы во вспышках. Поэтому корреляция между двумя индексами вспышечной активности существует только в статистическом смысле, так для отдельных событий один индекс может быть высоким, а второй низким и наоборот.
Измерения в разных диапазонах длин волн отражают разные процессы во вспышках. Поэтому корреляция между двумя индексами вспышечной активности существует только в статистическом смысле, так для отдельных событий один индекс может быть высоким, а второй низким и наоборот.
Строка 33: Строка 33:


== Последствия ==
== Последствия ==
Солнечные вспышки имеют прикладное значение, например, при исследовании элементного состава поверхности небесного тела с разреженной атмосферой или при её отсутствии, выступая в роли возбудителя рентгеновского излучения для [[Рентгенофлуоресцентный спектрометр|рентгенофлуоресцентных спектрометров]], установленных на борту космических аппаратов. Жёсткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучение вспышек — основной фактор, ответственный за формирование ионосферы, способный также существенно менять свойства верхней атмосферы: плотность её существенно повышается, что ведёт к быстрому снижению высоты орбиты ИСЗ. Сильнейшие потоки заряженных частиц во время солнечных вспышек зачастую повреждают спутники и приводят к авариям<ref>{{Статья|ссылка=https://elibrary.ru/item.asp?id=16552819|автор=С. И. Болдырев, Иванов-Холодный Г.с., О. П. Коломийцев, А. И. Осин|заглавие=Влияние Солнечной Активности На Вариации Плотности Верхней Атмосферы Земли|год=2011|язык=ru|издание=Геомагнетизм И Аэрономия|том=51|выпуск=4|issn=0016-7940}}</ref><ref>{{Cite web|lang=ru|url=https://ria.ru/20170907/1501973300.html|title=Мощная вспышка на Солнце может повлиять на работу спутников, заявил эксперт|website=РИА Новости|date=2017-09-07|access-date=2021-10-29|archive-date=2021-10-29|archive-url=https://web.archive.org/web/20211029215412/https://ria.ru/20170907/1501973300.html|deadlink=no}}</ref>. Вероятность повреждения при солнечных вспышках современной электроники, содержащей в основном элементы КМОП, выше, чем ТТЛ, так как меньше пороговая энергия частиц, вызывающих сбой. Большой урон такие частицы наносят также солнечным панелям космических аппаратов<ref>{{Cite web|url=https://epizodsspace.airbase.ru/bibl/znan/1983/4/vozdeistvie.html|title=А. И. Акишин, Л. С. Новиков. Воздействие окружающей среды на материалы космических аппаратов|website=epizodsspace.airbase.ru|access-date=2021-10-29|archive-date=2020-02-20|archive-url=https://web.archive.org/web/20200220230713/http://epizodsspace.airbase.ru/bibl/znan/1983/4/vozdeistvie.html|deadlink=no}}</ref>. Плазменные облака, выбрасываемые во время вспышек, приводят к возникновению [[Геомагнитная буря|геомагнитных бурь]], которые определённым образом влияют на технику и биологические объекты.
{{TODO}}
Солнечные вспышки имеют прикладное значение, например, при исследовании элементного состава поверхности небесного тела с разреженной атмосферой или при её отсутствии, выступая в роли возбудителя рентгеновского излучения для [[Рентгенофлуоресцентный спектрометр|рентгенофлуоресцентных спектрометров]], установленных на борту космических аппаратов.

{{нет АИ 2|Жёсткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучение вспышек — основной фактор, ответственный за формирование ионосферы, способный также существенно менять свойства верхней атмосферы: плотность её существенно повышается, что ведёт к быстрому снижению высоты орбиты ИСЗ (до километра в сутки).|26|03|2017}}

Плазменные облака, выбрасываемые во время вспышек, приводят к возникновению [[Геомагнитная буря|геомагнитных бурь]], которые определённым образом влияют на технику и биологические объекты.


== Прогнозирование ==
== Прогнозирование ==
Строка 44: Строка 39:


== Самые мощные зафиксированные солнечные вспышки ==
== Самые мощные зафиксированные солнечные вспышки ==
Измерения мощности солнечных вспышек в рентгеновском диапазоне ведутся с 1975 года при помощи спутников [[GOES]]. В таблице ниже приведено 30 самых мощных вспышек c 1975 года, по данным этих спутников<ref>[https://www.ngdc.noaa.gov/stp/solar/solarflares.html Solar Flares: Solar X-ray Flares from the GOES satellite 1975 to present and from the SOLRAD satellite 1968-1974]</ref>.
Измерения мощности солнечных вспышек в рентгеновском диапазоне ведутся с 1975 года при помощи спутников [[GOES]]. В таблице ниже приведено 30 самых мощных вспышек c 1975 года, по данным этих спутников<ref>{{Cite web |url=https://www.ngdc.noaa.gov/stp/solar/solarflares.html |title=Solar Flares: Solar X-ray Flares from the GOES satellite 1975 to present and from the SOLRAD satellite 1968—1974 |access-date=2017-09-07 |archive-date=2017-07-01 |archive-url=https://web.archive.org/web/20170701110258/https://www.ngdc.noaa.gov/stp/solar/solarflares.html |deadlink=no }}</ref>.


{| class="wikitable sortable collapsible collapsed"
{| class="wikitable sortable collapsible collapsed"
Строка 65: Строка 60:
|-
|-
| 15.04.2001 || 14,4 ||
| 15.04.2001 || 14,4 ||
|-
| 23.07.2024 || 14,0 ||Сильнейшая вспышка [[25-й цикл солнечной активности|25-го цикла солнечной активности]].<ref>[https://www.space.com/sun-solar-flare-far-side-x14-july-23 Sun blasts out most powerful flare of current solar cycle (video) | Space<!-- Заголовок добавлен ботом -->]</ref>
|-
|-
| 19.10.1989 || 13,0 ||
| 19.10.1989 || 13,0 ||
Строка 102: Строка 99:
| 22.03.1991 || <span style="display:none">0</span>9,4 ||
| 22.03.1991 || <span style="display:none">0</span>9,4 ||
|-
|-
| 06.09.2017 || <span style="display:none">0</span>9,3 || Сильнейшая вспышка [[24-й цикл солнечной активности|24-го цикла солнечной активности]] (от группы пятен 2673)<ref>[https://tesis.lebedev.ru/en/sun_flares.html?m=9&d=6&y=2017 Тесис - 6 сентября 2017 года]</ref>
| 06.09.2017 || <span style="display:none">0</span>9,3 || Сильнейшая вспышка [[24-й цикл солнечной активности|24-го цикла солнечной активности]] (от группы пятен 2673)<ref>{{Cite web |url=https://tesis.lebedev.ru/en/sun_flares.html?m=9&d=6&y=2017 |title=Тесис — 6 сентября 2017 года |access-date=2020-07-06 |archive-date=2021-08-15 |archive-url=https://web.archive.org/web/20210815201646/https://tesis.lebedev.ru/en/sun_flares.html?m=9&d=6&y=2017 |deadlink=no }}</ref>
|-
|-
| 24.05.1990 || <span style="display:none">0</span>9,3 ||
| 24.05.1990 || <span style="display:none">0</span>9,3 ||
Строка 109: Строка 106:
|-
|-
| 02.11.1992 || <span style="display:none">0</span>9,0 ||
| 02.11.1992 || <span style="display:none">0</span>9,0 ||
|-
| 14.05.2024 || <span style="display:none">0</span>8,7 || в 19:51 мск в рентгеновском диапазоне в группе пятен 3664 (S18W89) зарегистрирована вспышка продолжительностью 16 минут<ref>{{Cite web|url=https://nauka.tass.ru/nauka/20797697|website=nauka.tass.ru|access-date=2024-05-14|title="На Солнце произошла одна из мощнейших вспышек с 2017 года"|archive-date=2024-05-14|archive-url=https://web.archive.org/web/20240514183804/https://nauka.tass.ru/nauka/20797697|url-status=live}}</ref>.
|}
|}


Огромные солнечные бури ([[События Мияке]]) произошли примерно в 660 году до н. э., в [[Пик углерода-14 в 774 году|774-775]] и {{нп5|Пик углерода-14 в 993 году|993–994|en|993–994 carbon-14 spike}} годах<ref>{{статья
Огромные солнечные бури ([[События Мияке]]) произошли примерно в 660 году до н. э., в [[Пик углерода-14 в 774 году|774-775]] и {{нп5|Пик углерода-14 в 993 году|993–994|en|993–994 carbon-14 spike}} годах<ref>{{статья
|заглавие= Multiradionuclide evidence for an extreme solar proton event around 2,610 B.P. (∼660 BC)
|заглавие= Multiradionuclide evidence for an extreme solar proton event around 2,610 B.P. (∼660 BC)
|издание=[[Proceedings of the National Academy of Sciences|Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America]]
|издание=[[Proceedings of the National Academy of Sciences|Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America]]
Строка 126: Строка 125:
|автор= O'Hare, Paschal et al.
|автор= O'Hare, Paschal et al.
|год= 2019
|год= 2019
}}</ref><ref>{{статья |заглавие= The Earliest Candidates of Auroral Observations in Assyrian Astrological Reports: Insights on Solar Activity around 660 BCE |издание=[[The Astrophysical Journal]] |том= 884 |страницы= L18 |doi= 10.3847/2041-8213/ab42e4 |ссылка= https://tsukuba.repo.nii.ac.jp/?action=repository_action_common_download&item_id=52542&item_no=1&attribute_id=17&file_no=1 |bibcode= 2019ApJ...884L..18H |ref= Hayakawa |язык=en |тип=journal |автор= Hayakawa, Hisashi et al. |год= 2019 |издательство= [[IOP Publishing]] }}</ref>.
}}</ref><ref>{{статья |заглавие= The Earliest Candidates of Auroral Observations in Assyrian Astrological Reports: Insights on Solar Activity around 660 BCE |издание= [[The Astrophysical Journal]] |том= 884 |страницы= L18 |doi= 10.3847/2041-8213/ab42e4 |ссылка= https://tsukuba.repo.nii.ac.jp/?action=repository_action_common_download&item_id=52542&item_no=1&attribute_id=17&file_no=1 |bibcode= 2019ApJ...884L..18H |ref= Hayakawa |язык= en |тип= journal |автор= Hayakawa, Hisashi et al. |год= 2019 |издательство= [[IOP Publishing]] |archivedate= 2020-06-12 |archiveurl= https://web.archive.org/web/20200612161054/https://tsukuba.repo.nii.ac.jp/?action=repository_action_common_download&item_id=52542&item_no=1&attribute_id=17&file_no=1 }}</ref>.


== Комментарии ==
== Комментарии ==
Строка 139: Строка 138:
* [http://www.kosmofizika.ru/spravka/s_flare.htm Солнечные вспышки]
* [http://www.kosmofizika.ru/spravka/s_flare.htm Солнечные вспышки]
* [https://web.archive.org/web/20110317030314/http://www.swpc.noaa.gov/rt_plots/xray_5m.html Данные о рентгеновском излучении Солнца со спутников GOES (NOAA)]
* [https://web.archive.org/web/20110317030314/http://www.swpc.noaa.gov/rt_plots/xray_5m.html Данные о рентгеновском излучении Солнца со спутников GOES (NOAA)]
* [http://www.tesis.lebedev.ru/sun_flares.html Солнечные вспышки онлайн]
* [https://xras.ru/sun_flares.html Солнечные вспышки онлайн]
* [http://www.gorchilin.com/sun/ Солнечные вспышки онлайн на интерактивных графиках]
* [http://www.gorchilin.com/sun/ Солнечные вспышки онлайн на интерактивных графиках]
* [http://www.tesis.lebedev.ru/sun_vocabulary.html?topic=6&news_id=550 Солнечные вспышки в энциклопедии Солнца]
* [https://xras.ru/sun_vocabulary.html?topic=6&news_id=550 Солнечные вспышки в энциклопедии Солнца]


{{Внешние ссылки}}
{{Внешние ссылки}}
{{Солнце}}
{{Солнце}}
{{Риски глобальных катастроф}}


[[Категория:Солнечная активность|Вспышка солнечная]]
[[Категория:Солнечная активность|Вспышка солнечная]]

Текущая версия от 10:11, 22 октября 2024

Солнечная вспышка, фотография спутника Hinode. Наблюдается как две узкие, яркие структуры около южной части солнечного пятна.

Со́лнечная вспы́шка — взрывной процесс выделения энергии (кинетической, световой и тепловой) в атмосфере Солнца. Вспышки так или иначе охватывают все слои солнечной атмосферы: фотосферу и корону Солнца. Солнечные вспышки часто, но не всегда, сопровождаются выбросом корональной массы. Энерговыделение мощной солнечной вспышки может достигать 6×1025 Дж, что составляет около 1⁄6 энергии, выделяемой Солнцем за секунду, или 160 млрд мегатонн в тротиловом эквиваленте. Для сравнения, это составляет приблизительный объем мирового потребления электроэнергии за 1 миллион лет.

Под действием магнитного поля происходит неожиданное сжатие солнечной плазмы, образуется плазменный жгут или лента (могут достигать в длину десятков или сотен тысяч километров), что приводит к взрыву. Солнечная плазма в этой области может нагреваться до температур порядка 10 млн К. Возрастает кинетическая энергия выбросов веществ, движущихся в короне и уходящих в межпланетное пространство со скоростями до 1000 км/с. Получают дополнительную энергию и значительно ускоряются потоки электронов, протонов и других заряженных частиц. Усиливается оптическое, рентгеновское, гамма- и радиоизлучение.[1]

Фотоны от вспышки достигают Земли примерно за 8,5 минут после её начала; далее в течение нескольких десятков минут доходят мощные потоки заряженных частиц, а облака плазмы от солнечной вспышки достигают нашей планеты только через двое-трое суток.

Описание

[править | править код]
Фотография вспышки 1895 года.

Продолжительность импульсной фазы солнечных вспышек обычно не превышает нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время, может достигать миллиардов мегатонн в тротиловом эквиваленте. Энергию вспышки традиционно определяют в видимом диапазоне электромагнитных волн по произведению площади свечения в линии излучения водорода Нα, характеризующей нагрев нижней хромосферы, на яркость этого свечения, связанную с мощностью источника.

В последние годы часто используют также классификацию, основанную на патрульных однородных измерениях на серии ИСЗ, главным образом GOES[2], амплитуды теплового рентгеновского всплеска в диапазоне энергий 0,5—10 кэВ (с длиной волны 0,5—8 ангстрем). Классификация была предложена в 1970 году Д.Бейкером и первоначально основывалась на измерениях спутников «Solrad»[3]. По этой классификации солнечной вспышке присваивается балл — обозначение из латинской буквы и индекса за ней. Буквой может быть A, B, C, M или X в зависимости от величины достигнутого вспышкой пика интенсивности рентгеновского излучения[4][Комм 1]:

Буква Интенсивность в пике (Вт/м2)
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 больше 10−4
Солнечная вспышка 14 декабря 2014 года: выброс отрывается от поверхности.

Индекс уточняет значение интенсивности вспышки и может быть от 1,0 до 9,9 для букв A, B, C, M и более — для буквы X. Так, например, вспышка 12 февраля 2010 года балла M8.3 соответствует пиковой интенсивности 8,3×10−5 Вт/м2. Самой мощной (по состоянию на 2010 год) зарегистрированной с 1976 года[5] вспышке, произошедшей 4 ноября 2003 года, был присвоен балл X28[6], таким образом, интенсивность её рентгеновского излучения в пике составляла 28×10−4 Вт/м2. Регистрация рентгеновского излучения Солнца, так как оно полностью поглощается атмосферой Земли, стала возможной начиная с первого запуска космического аппарата «Спутник-2» с соответствующей аппаратурой[7], поэтому данные об интенсивности рентгеновского излучения солнечных вспышек до 1957 года полностью отсутствуют.

Измерения в разных диапазонах длин волн отражают разные процессы во вспышках. Поэтому корреляция между двумя индексами вспышечной активности существует только в статистическом смысле, так для отдельных событий один индекс может быть высоким, а второй низким и наоборот.

Солнечные вспышки, как правило, происходят в местах взаимодействия солнечных пятен противоположной магнитной полярности или, более точно, вблизи нейтральной линии магнитного поля, разделяющей области северной и южной полярности. Частота и мощность солнечных вспышек зависят от фазы 11-летнего солнечного цикла.

Последствия

[править | править код]

Солнечные вспышки имеют прикладное значение, например, при исследовании элементного состава поверхности небесного тела с разреженной атмосферой или при её отсутствии, выступая в роли возбудителя рентгеновского излучения для рентгенофлуоресцентных спектрометров, установленных на борту космических аппаратов. Жёсткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучение вспышек — основной фактор, ответственный за формирование ионосферы, способный также существенно менять свойства верхней атмосферы: плотность её существенно повышается, что ведёт к быстрому снижению высоты орбиты ИСЗ. Сильнейшие потоки заряженных частиц во время солнечных вспышек зачастую повреждают спутники и приводят к авариям[8][9]. Вероятность повреждения при солнечных вспышках современной электроники, содержащей в основном элементы КМОП, выше, чем ТТЛ, так как меньше пороговая энергия частиц, вызывающих сбой. Большой урон такие частицы наносят также солнечным панелям космических аппаратов[10]. Плазменные облака, выбрасываемые во время вспышек, приводят к возникновению геомагнитных бурь, которые определённым образом влияют на технику и биологические объекты.

Прогнозирование

[править | править код]

Современный прогноз солнечных вспышек даётся на основе анализа магнитных полей Солнца. Однако магнитная структура Солнца настолько неустойчива, что прогнозировать вспышку даже за неделю не представляется в настоящее время возможным. NASA даёт прогноз на очень короткий срок, от 1 до 3 дней: в спокойные дни на Солнце вероятность сильной вспышки обычно указывается в диапазоне 1—5 %, а в активные периоды она возрастает только до 30—40 %[11].

Самые мощные зафиксированные солнечные вспышки

[править | править код]

Измерения мощности солнечных вспышек в рентгеновском диапазоне ведутся с 1975 года при помощи спутников GOES. В таблице ниже приведено 30 самых мощных вспышек c 1975 года, по данным этих спутников[12].

Огромные солнечные бури (События Мияке) произошли примерно в 660 году до н. э., в 774-775 и 993–994[англ.] годах[16][17].

Комментарии

[править | править код]
  1. ↑ Выбор для классификации вспышек рентгеновского диапазона обусловлен более точной фиксацией процесса: если в оптическом диапазоне даже крупнейшие вспышки увеличивают излучение на доли процентов, то в области мягкого рентгеновского излучения (1 нм) — на несколько порядков, а жёсткое рентгеновское излучение спокойным Солнцем не создаётся вообще и образуется исключительно во время вспышек.

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ Воронцов-Вельяминов Б.А., Е.К. Страут. Астрономия базовый уровень 11 класс / зав. редакцией И.Г. Власова. — Дрофа, 2014, с изм. 2018. — С. 141.
  2. ↑ Энциклопедия Солнца — Солнечные вспышки. Дата обращения: 29 марта 2008. Архивировано 1 апреля 2008 года.
  3. ↑ Priest, Eric Ronald. Flare classification // Solar flare magnetohydrodynamics. — Gordon and Breach Science Publishers, 1981. — С. 51. — ISBN 0677055307. Архивировано 12 апреля 2014 года.
  4. ↑ Классификация вспышек Архивная копия от 27 сентября 2011 на Wayback Machine  (англ.)
  5. ↑ Самые мощные зарегистрированные солнечные вспышки Архивная копия от 6 августа 2011 на Wayback Machine  (англ.)
  6. ↑ 1 2 Dorman, Lev I. Solar Neutron Event on 4 November, 2003 // Solar Neutrons and Related Phenomena. — Springer, 2010. — С. 310. — ISBN 9789048137367.
  7. ↑ Эксперимент на втором искусственном спутнике Земли (Спутник-2). Дата обращения: 26 апреля 2011. Архивировано 13 октября 2014 года.
  8. ↑ С. И. Болдырев, Иванов-Холодный Г.с., О. П. Коломийцев, А. И. Осин. Влияние Солнечной Активности На Вариации Плотности Верхней Атмосферы Земли // Геомагнетизм И Аэрономия. — 2011. — Т. 51, вып. 4. — ISSN 0016-7940.
  9. ↑ Мощная вспышка на Солнце может повлиять на работу спутников, заявил эксперт. РИА Новости (7 сентября 2017). Дата обращения: 29 октября 2021. Архивировано 29 октября 2021 года.
  10. ↑ А. И. Акишин, Л. С. Новиков. Воздействие окружающей среды на материалы космических аппаратов. epizodsspace.airbase.ru. Дата обращения: 29 октября 2021. Архивировано 20 февраля 2020 года.
  11. ↑ Богачёв С. А., Кириченко А. С. Солнечные вспышки // Земля и Вселенная. — 2013. — № 5. — С. 3—15. — ISSN 0044-3948.
  12. ↑ Solar Flares: Solar X-ray Flares from the GOES satellite 1975 to present and from the SOLRAD satellite 1968—1974. Дата обращения: 7 сентября 2017. Архивировано 1 июля 2017 года.
  13. ↑ Sun blasts out most powerful flare of current solar cycle (video) | Space
  14. ↑ Тесис — 6 сентября 2017 года. Дата обращения: 6 июля 2020. Архивировано 15 августа 2021 года.
  15. ↑ "На Солнце произошла одна из мощнейших вспышек с 2017 года". nauka.tass.ru. Дата обращения: 14 мая 2024. Архивировано 14 мая 2024 года.
  16. ↑ O'Hare, Paschal et al. Multiradionuclide evidence for an extreme solar proton event around 2,610 B.P. (∼660 BC) (англ.) // Proceedings of the National Academy of Sciences of the United States of America : journal. — 2019. — Vol. 116, no. 13. — P. 5961—5966. — doi:10.1073/pnas.1815725116. — Bibcode: 2019PNAS..116.5961O. — PMID 30858311. — PMC 6442557.
  17. ↑ Hayakawa, Hisashi et al. The Earliest Candidates of Auroral Observations in Assyrian Astrological Reports: Insights on Solar Activity around 660 BCE (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2019. — Vol. 884. — P. L18. — doi:10.3847/2041-8213/ab42e4. — Bibcode: 2019ApJ...884L..18H. Архивировано 12 июня 2020 года.

Ссылки

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/ruwiki/w/index.php?title=Солнечная_вспышка&oldid=140964451