✖


Jump to content

Солнечная вспышка

(Перенаправлено со «Звездной вспышки »)
Чтобы узнать о других значениях, см. Солнечная вспышка (значения) .
Артефакты изображения ( дифракционные пики и вертикальные полосы ), появляющиеся на ПЗС- изображении крупной солнечной вспышки из-за избыточного падающего излучения.
Часть серии статей о
Гелиофизика
Гелиосферный токовый слой
Гелиосферный токовый слой
Основы
Межпланетная среда
Магнитосферика
Солнечные явления

Солнечная вспышка это относительно интенсивное, локализованное излучение электромагнитного излучения в Солнца атмосфере — . Вспышки происходят в активных регионах и часто, но не всегда, сопровождаются корональными выбросами массы , событиями солнечных частиц и другими эруптивными солнечными явлениями . Частота солнечных вспышек варьируется в зависимости от 11-летнего солнечного цикла .

Считается, что солнечные вспышки возникают, когда накопленная магнитная энергия в атмосфере Солнца ускоряет заряженные частицы в окружающей плазме . Это приводит к излучению электромагнитного излучения во всем электромагнитном спектре .

Экстремальное ультрафиолетовое и рентгеновское излучение солнечных вспышек поглощается дневной стороной верхних слоев атмосферы Земли, в частности ионосферой , и не достигает поверхности. Это поглощение может временно увеличить ионизацию ионосферы, что может помешать коротковолновой радиосвязи . Прогнозирование солнечных вспышек является активной областью исследований.

термин звездная вспышка Вспышки происходят и на других звездах, где применяется .

Физическое описание

[ редактировать ]
Солнечная вспышка класса X3.2, наблюдаемая на разных длинах волн. По часовой стрелке сверху слева: 304, 335, 131 и 193 Å.

Солнечные вспышки — это выбросы электромагнитного излучения , возникающие в атмосфере Солнца. [1] Они затрагивают все слои солнечной атмосферы ( фотосферу , хромосферу и корону ). [2] Плазменная 10 среда нагревается до температуры > 7 Кельвина , а электроны , протоны и более тяжелые ионы ускоряются почти до скорости света . [3] [4] Вспышки излучают электромагнитное излучение во всем электромагнитном спектре , от радиоволн до гамма-лучей . [2]

Вспышки происходят в активных регионах , часто вокруг солнечных пятен , где интенсивные магнитные поля проникают в фотосферу и связывают корону с недрами Солнца. Вспышки возникают за счет внезапного (временами от нескольких минут до десятков минут) высвобождения магнитной энергии, накопленной в короне. Те же выбросы энергии могут также вызывать корональные выбросы массы (КВМ), хотя взаимосвязь между КВМ и вспышками еще не совсем понятна. [5]

С солнечными вспышками связаны факельные спреи. [6] Они включают в себя более быстрые выбросы материала, чем эруптивные выступы . [7] и достигать скорости от 20 до 2000 километров в секунду. [8]

Причина

[ редактировать ]

Вспышки возникают при взаимодействии ускоренных заряженных частиц, преимущественно электронов, с плазменной средой. Имеющиеся данные свидетельствуют о том, что явление магнитного пересоединения приводит к такому экстремальному ускорению заряженных частиц. [9] На Солнце магнитное пересоединение может происходить на солнечных аркадах – типе протуберанцев, состоящих из серии близко расположенных петель, следующих за магнитными силовыми линиями. [10] Эти силовые линии быстро воссоединяются в нижнюю аркаду петель, оставляя спираль магнитного поля не связанной с остальной частью аркады. Внезапное высвобождение энергии при этом пересоединении является причиной ускорения частиц. Несвязанное магнитное спиральное поле и материал, который оно содержит, могут резко расширяться наружу, образуя корональный выброс массы. [11] Это также объясняет, почему солнечные вспышки обычно возникают в активных областях Солнца, где магнитные поля намного сильнее.

Хотя существует общее мнение об источнике энергии вспышки, механизмы ее возникновения до конца не изучены. Неясно, как магнитная энергия преобразуется в кинетическую энергию частиц, а также неизвестно, как некоторые частицы можно ускорить до диапазона ГэВ (10 9 электронвольт ) и выше. Есть также некоторые несоответствия относительно общего числа ускоренных частиц, которое иногда кажется больше, чем общее число в корональной петле. [12]

Петли и аркады после извержения

[ редактировать ]
См. Также: Корональная петля
Аркада после извержения, возникшая после солнечной вспышки класса X5.7 во время солнечной бури в День взятия Бастилии. [13]

После вспышки солнечной вспышки постэруптивные петли поперек нейтральной линии, разделяющей области противоположной магнитной полярности вблизи источника вспышки, начинают формироваться из горячей плазмы. Эти петли простираются от фотосферы вверх в корону и формируются вдоль нейтральной линии на все больших расстояниях от источника с течением времени. [14] Считается, что существование этих горячих петель продолжается за счет длительного нагрева, присутствующего после извержения и во время стадии затухания вспышки. [15]

В достаточно мощных вспышках, обычно класса C или выше, петли могут объединяться, образуя удлиненную арочную структуру, известную как аркада после извержения . Эти структуры могут существовать от нескольких часов до нескольких дней после первоначальной вспышки. [14] темные плазменные пустоты, движущиеся к Солнцу, известные как супрааркадные нисходящие потоки . В некоторых случаях над этими аркадами могут образовываться [16]

Частота

[ редактировать ]

Частота возникновения солнечных вспышек варьируется в зависимости от 11-летнего солнечного цикла . Обычно оно может варьироваться от нескольких в день во время солнечного максимума до менее одного в неделю во время солнечного минимума . Кроме того, более мощные вспышки случаются реже, чем более слабые. Например, вспышки класса Х10 (сильные) происходят в среднем около восьми раз за цикл, тогда как вспышки класса М1 (малые) происходят в среднем около 2000 раз за цикл. [17]

Эрих Ригер вместе с коллегами в 1984 году открыл период возникновения солнечных вспышек, излучающих гамма-лучи, примерно в 154 дня , по крайней мере, начиная с солнечного цикла 19 . [18] С тех пор этот период был подтвержден в большинстве данных гелиофизики и межпланетного магнитного поля и широко известен как период Ригера . периода Резонансные гармоники также были зарегистрированы на основе большинства типов данных в гелиосфере .

Распределение частот различных вспышечных явлений можно охарактеризовать степенным законом . Например, пиковые потоки радиоизлучения, крайнего ультрафиолета, жесткого и мягкого рентгеновского излучения; полные энергии; длительность вспышек (см. § Продолжительность ) подчиняется степенному закону распределения. Было обнаружено, что [19] [20] [21] [22] : 23–28 

Классификация

[ редактировать ]

Мягкий рентген

[ редактировать ]
Вспышки M5.8, M2.3 и X2.8 были зарегистрированы спутником GOES-16 14 декабря 2023 года. Их соответствующие пиковые потоки в канале 0,1–0,8 нм составили 5,8×10 −5 , 2.3×10 −5 , и 2,8×10 −4 Вт/м 2 , соответственно.

В современной системе классификации солнечных вспышек используются буквы A, B, C, M или X в зависимости от пикового потока в ваттах на квадратный метр (Вт/м2) . 2 ) мягкого рентгеновского излучения с длиной волны от 0,1 до 0,8 нанометра (от 1 до 8 ангстрем ), измеренного спутниками GOES на геостационарной орбите .

Классификация Диапазон пикового потока (Вт/м 2 )
А < 10 −7
Б 10 −7 – 10 −6
С 10 −6 – 10 −5
М 10 −5 – 10 −4
Х > 10 −4

Сила события внутри класса обозначается числовым суффиксом от 1 до 10, исключая 10, который также является фактором для этого события внутри класса. Следовательно, вспышка X2 в два раза мощнее вспышки X1, вспышка X3 в три раза мощнее, чем вспышка X1. Вспышки М-класса в десять раз меньше ракет X-класса с тем же цифровым суффиксом. [23] X2 в четыре раза мощнее вспышки M5. [24] Вспышки X-класса с пиковым потоком более 10 −3 Вт/м 2 может быть отмечен числовым суффиксом, равным или большим 10.

Эта система была первоначально разработана в 1970 году и включала только буквы C, M и X. Эти буквы были выбраны, чтобы избежать путаницы с другими системами оптической классификации. Классы A и B были добавлены в 1990-х годах, когда инструменты стали более чувствительны к более слабым вспышкам. Примерно в то же время бэкронимы умеренный для вспышек М-класса и экстремальный для вспышек Х-класса. стали использоваться [25]

Важность

[ редактировать ]

Более ранняя система классификации, иногда называемая важностью вспышки , была основана на H-альфа спектральных наблюдениях . В схеме используются как интенсивность, так и излучающая поверхность. Классификация по интенсивности является качественной: вспышки делятся на слабые (f), нормальные (n) или яркие (b). Излучающая поверхность измеряется в миллионных долях полусферы и описана ниже. (Общая площадь полушария A H = 15,5 × 10 12 км 2 .)

Классификация Исправленная область
(миллионные доли полушария)
С < 100
1 100–250
2 250–600
3 600–1200
4 > 1200

Затем вспышка классифицируется по букве S или числу, обозначающему ее размер, и букве, обозначающей ее максимальную интенсивность, vg: Sn — это обычная солнечная вспышка. [26]

Продолжительность

[ редактировать ]

Обычной мерой продолжительности вспышки является время полной ширины на половине максимума (FWHM) потока в диапазонах мягкого рентгеновского излучения от 0,05 до 0,4 и от 0,1 до 0,8 нм, измеренное GOES. Время на полувысоте начинается с момента, когда поток вспышки впервые достигает середины между максимальным потоком и фоновым потоком, и до момента, когда он снова достигает этого значения по мере затухания вспышки. Используя эту меру, продолжительность вспышки составляет от примерно десятков секунд до нескольких часов со средней продолжительностью примерно 6 и 11 минут в диапазонах 0,05–0,4 и 0,1–0,8 нм соответственно. [27] [28]

Вспышки также можно классифицировать в зависимости от их продолжительности как импульсивные или длительные события ( LDE ). Временной порог, разделяющий эти два явления, четко не определен. SWPC рассматривает события, требующие 30 минут или более для затухания до половины максимума, как LDE, тогда как Солнечно-земной центр передового опыта Бельгии рассматривает события продолжительностью более 60 минут как LDE. [29] [30]

Эффекты

[ редактировать ]
См. Также: Космическая погода § Эффекты

Электромагнитное излучение, испускаемое во время солнечной вспышки, распространяется от Солнца со скоростью света с интенсивностью, обратно пропорциональной квадрату расстояния от области его источника . Известно, что избыточное ионизирующее излучение , а именно рентгеновское излучение и крайнее ультрафиолетовое (XUV) излучение, влияет на атмосферы планет и имеет отношение к исследованию космоса человеком и поиску внеземной жизни.

Солнечные вспышки влияют и на другие объекты Солнечной системы. Исследования этих эффектов в первую очередь были сосредоточены на атмосфере Марса и, в меньшей степени, на атмосфере Венеры . [31] Воздействие на другие планеты Солнечной системы по сравнению с этим мало изучено. По состоянию на 2024 год исследования их воздействия на Меркурий ограничиваются моделированием реакции ионов в магнитосфере планеты . [32] и их воздействие на Юпитер и Сатурн рентгеновского излучения изучалось только в контексте обратного рассеяния в верхних слоях атмосферы планет. [33] [34]

ионосфера

[ редактировать ]
Дополнительная информация: Внезапное ионосферное возмущение.
Структура ночного (слева) и дневного (справа) подслоев ионосферы Земли в нормальных условиях.

к усилению ионизации , диссоциации и нагреванию ионосфер Повышенное XUV-излучение во время солнечных вспышек может привести Земли и планет земного типа. На Земле эти изменения в верхних слоях атмосферы, называемые внезапными ионосферными возмущениями , могут мешать коротковолновой радиосвязи и глобальным навигационным спутниковым системам (GNSS), таким как GPS , [35] и последующее расширение верхних слоев атмосферы может увеличить сопротивление спутников на низкой околоземной орбите, приведет к затуханию орбиты . что со временем [36] [37] [ необходимы дополнительные ссылки ]

Связанные со вспышками фотоны XUV взаимодействуют с нейтральными компонентами планетарных атмосфер и ионизируют их посредством процесса фотоионизации . Электроны, которые освобождаются в этом процессе, называемые фотоэлектронами, чтобы отличить их от окружающих ионосферных электронов, остаются с кинетической энергией, равной энергии фотонов, превышающей порог ионизации . В нижней ионосфере, где вспышечные воздействия наиболее велики, а явления переноса менее важны, вновь освобожденные фотоэлектроны теряют энергию в первую очередь за счет термализации с окружающими электронами и нейтральными частицами, а также за счет вторичной ионизации из-за столкновений с последними, или так называемой фотоэлектронной ударной ионизации. . В процессе термализации фотоэлектроны передают энергию нейтральным частицам, что приводит к нагреву и расширению нейтральной атмосферы. [38] Наибольшее увеличение ионизации происходит в нижней части ионосферы, где поглощаются длины волн с наибольшим относительным увеличением освещенности (длины волн рентгеновского излучения с высокой проникающей способностью), что соответствует слоям E и D Земли и слою M 1 Марса . [31] [35] [39] [40] [41]

Отключение радио

[ редактировать ]
См. Также: Отключение связи § Космическая погода

Временное увеличение ионизации дневной стороны атмосферы Земли, в частности слоя D ионосферы , может мешать коротковолновой радиосвязи, которая зависит от уровня ионизации для распространения космических волн . Небесная волна, или пропуск, относится к распространению радиоволн, отраженных или преломленных от ионизированной ионосферы. Когда ионизация превышает норму, радиоволны деградируют или полностью поглощаются из-за потери энергии из-за более частых столкновений со свободными электронами. [1] [35]

Уровень ионизации атмосферы коррелирует с силой связанной с ней солнечной вспышки в мягком рентгеновском излучении. Центр прогнозирования космической погоды США , входящий в состав Национального управления океанических и атмосферных исследований , классифицирует отключения радиосигнала по пиковой интенсивности мягкого рентгеновского излучения соответствующей вспышки.

Классификация Связанный
класс SXR 		Описание [17]
Р1 М1 Небольшое отключение радио
Р2 М5 Умеренное отключение радио
Р3 Х1 Сильное отключение радио
Р4 х10 Серьезное отключение радио
Р5 х20 Экстремальное отключение радио

Эффект солнечной вспышки

[ редактировать ]
См. Также: Область ионосферного динамо.
Электрические токи в дневной ионосфере Земли могут усилиться во время большой солнечной вспышки

В условиях отсутствия вспышек или солнечного спокойствия электрические токи протекают через дневной слой E ионосферы, вызывая суточные изменения геомагнитного поля небольшой амплитуды. Эти ионосферные токи могут усиливаться во время крупных солнечных вспышек из-за увеличения электропроводности, связанного с усиленной ионизацией слоев E и D. Последующее увеличение вариаций индуцированного геомагнитного поля называется эффектом солнечной вспышки ( СФЭ ) или исторически магнитным вязанием . Последний термин происходит от французского слова crochet, означающего «крючок», и отражает крючкообразные нарушения напряженности магнитного поля, наблюдаемые наземными магнитометрами . Эти возмущения имеют порядок нескольких нанотесл и длятся несколько минут, что относительно незначительно по сравнению с теми, которые возникают во время геомагнитных бурь. [42] [43]

Здоровье

[ редактировать ]

Низкая околоземная орбита

[ редактировать ]

Для астронавтов на низкой околоземной орбите ожидаемая доза электромагнитного излучения, испускаемого во время солнечной вспышки, составляет около 0,05 грей , что само по себе не является смертельным. Гораздо большее беспокойство у астронавтов вызывает излучение частиц , связанное с солнечными частицами. [44] [ нужен лучший источник ]

Марс

[ редактировать ]

Воздействие излучения солнечной вспышки на Марс имеет отношение к исследованию и поиску жизни на планете . Модели его атмосферы показывают, что самые энергичные солнечные вспышки, зарегистрированные ранее, могли вызвать острые дозы радиации, которые были бы почти вредными или смертельными для млекопитающих и других высших организмов на поверхности Марса. Кроме того, предполагается, что вспышки, достаточно энергичные, чтобы обеспечить смертельные дозы, хотя еще не наблюдались на Солнце, но наблюдались и на других солнцеподобных звездах . [45] [46] [47]

История наблюдений

[ редактировать ]
Дополнительная информация: Солнечные наблюдения.

Вспышки производят излучение во всем электромагнитном спектре, хотя и с разной интенсивностью. Они не очень интенсивны в видимом свете, но могут быть очень яркими в определенных спектральных линиях . Обычно они производят тормозное излучение в рентгеновских лучах и синхротронное излучение в радиодиапазоне. [48]

Оптические наблюдения

[ редактировать ]
Набросок Ричарда Кэррингтона первой зарегистрированной солнечной вспышки (A и B обозначают первоначальные яркие точки, которые в течение пяти минут переместились в C и D, прежде чем исчезнуть). [49]

Солнечные вспышки впервые наблюдали Ричард Кэррингтон и Ричард Ходжсон независимо друг от друга 1 сентября 1859 года , проецируя изображение солнечного диска, полученное оптическим телескопом, через широкополосный фильтр. [50] [51] Это была необычайно интенсивная вспышка белого света , вспышка, излучающая большое количество света в визуальном спектре . [50]

Поскольку вспышки производят обильное количество радиации на H-альфа , [52] Добавление в оптический телескоп узкого (≈1 Å) полосового фильтра с центром на этой длине волны позволяет наблюдать не очень яркие вспышки на небольших телескопах. В течение многих лет Ha был основным, если не единственным, источником информации о солнечных вспышках. Также используются другие фильтры полосы пропускания. [ нужна ссылка ]

Радионаблюдения

[ редактировать ]
Дополнительная информация: Солнечное радиоизлучение.

Во время Второй мировой войны , 25 и 26 февраля 1942 года, операторы британских радаров наблюдали радиацию, которую Стэнли Хей интерпретировал как солнечное излучение. Их открытие не стало достоянием общественности до конца конфликта. В том же году Саутворт также наблюдал Солнце по радио, но, как и в случае с Хэем, его наблюдения были известны только после 1945 года. В 1943 году Гроте Ребер первым сообщил о радиоастрономических наблюдениях Солнца на частоте 160 МГц. Быстрое развитие радиоастрономии выявило новые особенности солнечной активности, такие как бури и всплески, связанные со вспышками. Сегодня наземные радиотелескопы наблюдают за Солнцем с ок. От 15 МГц до 400 ГГц.

Космические телескопы

[ редактировать ]
Наблюдения солнечной вспышки различными приборами на борту Обсерватории солнечной динамики.

Поскольку атмосфера Земли поглощает большую часть электромагнитного излучения Солнца с длиной волны менее 300 нм, космические телескопы позволили наблюдать солнечные вспышки в ранее не наблюдавшихся высокоэнергетических спектральных линиях. С 1970-х годов спутники серии GOES непрерывно наблюдали Солнце в мягких рентгеновских лучах, и их наблюдения стали стандартным показателем вспышек, что уменьшило важность классификации H-альфа. Кроме того, космические телескопы позволяют наблюдать чрезвычайно длинные волны (до нескольких километров), которые не могут распространяться через ионосферу.

Примеры крупных солнечных вспышек

[ редактировать ]
См. Также: Список солнечных бурь § Солнечные вспышки в мягком рентгеновском излучении.
Условия космической погоды, включая поток мягкого рентгеновского излучения (верхний ряд), во время солнечных бурь на Хэллоуин в 2003 году. [53]

Считается, что самой мощной вспышкой, когда-либо наблюдавшейся, была вспышка, связанная с событием Кэррингтона 1859 года. [54] Хотя в то время никаких измерений мягкого рентгеновского излучения не проводилось, магнитное сплетение, связанное со вспышкой, было зарегистрировано наземными магнитометрами, что позволило оценить силу вспышки после события. Используя эти показания магнитометра, класс мягкого рентгеновского излучения оценивается выше X10. [55] и около X45 (±5). [56] [57]

В наше время самая крупная солнечная вспышка, измеренная с помощью приборов, произошла 4 ноября 2003 года . Это событие перегрузило детекторы GOES, поэтому его классификация является лишь приблизительной. Первоначально, экстраполируя кривую GOES, она была оценена как X28. [58] Более поздний анализ ионосферных эффектов предложил увеличить эту оценку до X45. [59] [60] Это событие дало первое явное свидетельство существования новой спектральной составляющей выше 100 ГГц. [61]

Прогноз

[ редактировать ]

Существующие методы прогнозирования вспышек проблематичны, и нет определенных указаний на то, что активная область на Солнце вызовет вспышку. Однако многие свойства активных областей и их пятен коррелируют со вспышками. Например, области со сложной магнитной структурой (основанные на магнитном поле луча зрения), называемые дельта-пятнами, часто производят самые большие вспышки. Простая схема классификации солнечных пятен, основанная на системе Макинтоша для групп солнечных пятен или связанная с фрактальной сложностью региона. [62] обычно используется в качестве отправной точки для прогнозирования вспышек. [63] Прогнозы обычно формулируются с точки зрения вероятности возникновения вспышек выше класса M или X в течение 24 или 48 часов. Национальное управление океанических и атмосферных исследований США (НОАА) . Прогнозы такого рода выпускает [64] MAG4 был разработан в Университете Алабамы в Хантсвилле при поддержке Группы анализа космического излучения Центра космических полетов Джонсона (NASA/SRAG) для прогнозирования вспышек M- и X-класса, КВМ, быстрых КВМ и событий с солнечными энергичными частицами. [65] Основанный на физике метод, который может предсказать неизбежные крупные солнечные вспышки, был предложен Институтом исследований окружающей среды космоса и Земли (ISEE) Университета Нагои. [66]

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Перейти обратно: а б «Солнечные вспышки (отключения радио)» . Центр прогнозирования космической погоды NOAA/NWS . Проверено 11 ноября 2021 г.
  2. ^ Перейти обратно: а б Вудс, Томас Н.; Копп, Грег; Чемберлин, Филип К. (2006). «Вклад солнечного ультрафиолетового излучения в общее солнечное излучение во время крупных вспышек» . Журнал геофизических исследований . 111 (А10). Бибкод : 2005AGUFMSA33A..07W . дои : 10.1029/2005JA011507 .
  3. ^ Исикава, Синносукэ; Глезенер, Линдси; Крукер, Сэм; Кристе, Стивен; Буитраго-Касас, Хуан Камило; Нарукаге, Нориюки; Виверинг, Джулиана (2017). «Обнаружение нагретой нановспышками плазмы в солнечной короне ракетой-зондом FOXSI-2» . Природная астрономия . 1 (11): 771–774. Бибкод : 2017НатАс...1..771И . дои : 10.1038/s41550-017-0269-z . ISSN   2397-3366 .
  4. ^ Сигалотти, Леонардо Ди Дж.; Круз, Фидель (2023). «Раскрытие тайны солнечно-коронального нагрева» . Физика сегодня . 76 (4): 34–40. Бибкод : 2023ФТ....76д..34С . дои : 10.1063/pt.3.5217 . Проверено 17 мая 2024 г.
  5. ^ Флетчер, Л.; Деннис, БР; Хадсон, HS; Крукер, С.; Филлипс, К.; Верониг, А.; Батталья, М.; Боун, Л.; Каспи, А.; Чен, К.; Галлахер, П.; Григис, ПТ; Джи, Х.; Лю, В.; Миллиган, Род-Айленд; Теммер, М. (сентябрь 2011 г.). «Наблюдательный обзор солнечных вспышек» (PDF) . Обзоры космической науки . 159 (1–4): 19–106. arXiv : 1109.5932 . Бибкод : 2011ССРв..159...19Ф . дои : 10.1007/s11214-010-9701-8 . S2CID   21203102 .
  6. ^ Моримото, Таро; Курокава, Хироки (31 мая 2002 г.). Влияние магнитных и гравитационных сил на ускорение солнечных нитей и корональные выбросы массы (PDF) . Конференция Ассоциации науки о планете Земля, 2002 г. Архивировано из оригинала (PDF). 11 июня 2011 г. Проверено 8 октября 2009 г.
  7. ^ Тандберг-Ханссен, Э.; Мартин, Сара Ф.; Хансен, Ричард Т. (март 1980 г.). «Динамика факельных струй» . Солнечная физика . 65 (2): 357–368. Бибкод : 1980SoPh...65..357T . дои : 10.1007/BF00152799 . ISSN   0038-0938 . S2CID   122385884 .
  8. ^ «Самая большая солнечная вспышка в истории» . Видимая Земля . НАСА. 15 мая 2001 г.
  9. ^ Чжу, Чуньмин; Лю, Руй; Александр, Дэвид; Макатир, RT Джеймс (19 апреля 2016 г.). «Наблюдение эволюции токового слоя в солнечной вспышке» . Астрофизический журнал . 821 (2): Л29. arXiv : 1603.07062 . Бибкод : 2016ApJ...821L..29Z . дои : 10.3847/2041-8205/821/2/L29 .
  10. ^ Священник, скорая помощь; Форбс, Т.Г. (2002). «Магнитная природа солнечных вспышек». Обзор астрономии и астрофизики . 10 (4): 314–317. Бибкод : 2002A&ARv..10..313P . дои : 10.1007/s001590100013 .
  11. ^ Холман, Гордон Д. (1 апреля 2006 г.). «Таинственное происхождение солнечных вспышек» . Научный американец . Проверено 17 октября 2023 г.
  12. ^ Райан, Джеймс М.; Ли, Мартин А. (1 февраля 1991 г.). «О переносе и ускорении частиц солнечной вспышки в корональной петле» . Астрофизический журнал . 368 : 316. Бибкод : 1991ApJ...368..316R . дои : 10.1086/169695 . ISSN   0004-637X .
  13. ^ Брайан, Хэнди; Хадсон, Хью (14 июля 2000 г.). «Суперрегионы» . Группа солнечной физики Университета штата Монтана . Проверено 23 декабря 2021 г.
  14. ^ Перейти обратно: а б Лившиц, М.А.; Урнов А.М.; Горяев, Ф.Ф.; Кашапова Л.К.; Григорьева И. Ю.; Кальтман, Т.И. (октябрь 2011 г.). «Физика постэруптивных солнечных аркад: Интерпретация наблюдений космических аппаратов РАТАН-600 и СТЕРЕО» . Астрономические отчеты . 55 (10): 918–927. Бибкод : 2011ARep...55..918L . дои : 10.1134/S1063772911100064 . S2CID   121487634 . Проверено 23 декабря 2021 г.
  15. ^ Гречнев В.В.; Кузин С.В.; Урнов А.М.; Житник И.А.; Уралов А.М.; Богачев С.А.; Лившиц, М.А.; Бугаенко О.И.; Заданов В.Г.; Игнатьев А.П.; Крутов В.В.; Опарин С.Н.; Перцов А.А.; Слемзин, В.А.; Черток, И.М.; Степанов А.И. (июль 2006 г.). «Долгоживущие горячие корональные структуры, наблюдаемые с помощью CORONAS-F/SPIRIT в линии Mg XII» . Исследования Солнечной системы . 40 (4): 286–293. Бибкод : 2006SoSyR..40..286G . дои : 10.1134/S0038094606040046 . S2CID   121291767 . Проверено 23 декабря 2021 г.
  16. ^ Сэвидж, Сабрина Л.; Маккензи, Дэвид Э. (1 мая 2011 г.). «Количественное исследование большой выборки надаркадных нисходящих потоков при эруптивных солнечных вспышках» . Астрофизический журнал . 730 (2): 98. arXiv : 1101.1540 . Бибкод : 2011ApJ...730...98S . дои : 10.1088/0004-637x/730/2/98 . S2CID   119273860 .
  17. ^ Перейти обратно: а б «Шкалы космической погоды NOAA» . Центр прогнозирования космической погоды NOAA/NWS . Проверено 20 ноября 2021 г.
  18. ^ Ригер, Э.; Поделись, ГХ; Форрест, диджей; Канбах, Г.; Реппин, К.; Чупп, Э.Л. (1984). «154-дневная периодичность возникновения сильных солнечных вспышек?». Природа . 312 (5995): 623–625. Бибкод : 1984Natur.312..623R . дои : 10.1038/312623a0 . S2CID   4348672 .
  19. ^ Kurochka, L. N. (April 1987). "Energy distribution of 15,000 solar flares". Astronomicheskii Zhurnal . 64 : 443. Bibcode : 1987AZh....64..443K .
  20. ^ Кросби, Норма Б.; Ашванден, Маркус Дж.; Деннис, Брайан Р. (февраль 1993 г.). «Частотные распределения и корреляции параметров солнечных рентгеновских вспышек». Солнечная физика . 143 (2): 275–299. Бибкод : 1993SoPh..143..275C . дои : 10.1007/BF00646488 .
  21. ^ Ли, Ю.П.; Ган, WQ; Фэн, Л. (март 2012 г.). «Статистический анализ тепловых аспектов солнечных вспышек». Астрофизический журнал . 747 (2): 133. Бибкод : 2012ApJ...747..133L . дои : 10.1088/0004-637X/747/2/133 .
  22. ^ Ашванден, Маркус Дж. (2011). Самоорганизованная критичность в астрофизике: статистика нелинейных процессов во Вселенной . Берлин, Гейдельберг: Springer. дои : 10.1007/978-3-642-15001-2 . ISBN  978-3-642-15001-2 .
  23. ^ Гарнер, Роб (6 сентября 2017 г.). «Солнце вспыхивает значительной вспышкой» . НАСА . Проверено 2 июня 2019 г.
  24. ^ Шрийвер, Каролус Дж.; Сиско, Джордж Л. , ред. (2010), Гелиофизика: космические бури и радиация: причины и следствия , издательство Кембриджского университета, стр. 375, ISBN  978-1107049048 .
  25. ^ Петроу, годовое общее собрание акционеров (2022 г.). Физические свойства хромосферных особенностей: пляж, павлиньи струи и все это калибровка (доктор философии). Стокгольм, Швеция: Стокгольмский университет. дои : 10.13140/RG.2.2.36047.76968 .
  26. ^ Тандберг-Ханссен, Эйнар ; Эмсли, А. Гордон (1988). Физика солнечных вспышек . Издательство Кембриджского университета.
  27. ^ Рип, Джеффри В.; Книжник, Кальман Дж. (3 апреля 2019 г.). «Что определяет интенсивность рентгеновского излучения и продолжительность солнечной вспышки?» . Астрофизический журнал . 874 (2): 157. arXiv : 1903.10564 . Бибкод : 2019ApJ...874..157R . дои : 10.3847/1538-4357/ab0ae7 . S2CID   85517195 .
  28. ^ Рип, Джеффри В.; Барнс, Уилл Т. (октябрь 2021 г.). «Прогнозирование оставшейся продолжительности продолжающейся солнечной вспышки» . Космическая погода . 19 (10). arXiv : 2103.03957 . Бибкод : 2021SpWea..1902754R . дои : 10.1029/2021SW002754 . S2CID   237709521 .
  29. ^ «Глоссарий космической погоды» . Центр прогнозирования космической погоды NOAA/NWS . Проверено 18 апреля 2022 г.
  30. ^ «Продолжительность солнечных вспышек» . Солнечно-земной центр передового опыта . Проверено 18 апреля 2022 г.
  31. ^ Перейти обратно: а б Ян, Маодун; Данг, Тонг; Цао, Ю-Тянь; Цуй, Джун; Чжан, Биньчжэн; Лю, Зеруй; Лей, Цзюхоу (1 ноября 2022 г.). «Сравнительное исследование реакции ионосферы на солнечные вспышки на Земле, Венере и Марсе» . Астрофизический журнал . 939 (1): 23. Бибкод : 2022ApJ...939...23Y . дои : 10.3847/1538-4357/ac92ff .
  32. ^ Вернер, АЛЕ; Леблан, Ф.; Шофрэ, JY; Модоло, Р.; Айзава, С.; Хадид, LZ; Баскевич, К. (16 февраля 2022 г.). «Моделирование воздействия сильной солнечной вспышки X-класса на планетарный ионный состав в магнитосфере Меркурия» . Письма о геофизических исследованиях . 49 (3). Бибкод : 2022GeoRL..4996614W . дои : 10.1029/2021GL096614 .
  33. ^ Бхардвадж, Анил ; Брандуарди-Раймонт, Г.; Эльснер, РФ; Гладстон, Греция; Рамзи, Г.; Родригес, П.; Сория, Р.; Уэйт, Дж. Х.; Крейвенс, TE (февраль 2005 г.). «Солнечный контроль над экваториальным рентгеновским излучением Юпитера: 26–29 ноября 2003 г., наблюдение XMM-Ньютон» . Письма о геофизических исследованиях . 32 (3). arXiv : astro-ph/0504670 . Бибкод : 2005GeoRL..32.3S08B . дои : 10.1029/2004GL021497 .
  34. ^ Бхардвадж, Анил; Элснер, Рональд Ф.; Уэйт-младший, Дж. Хантер; Гладстон, Дж. Рэндалл; Крейвенс, Томас Э.; Форд, Питер Г. (10 мая 2005 г.). «Наблюдение Чандрой рентгеновской вспышки на Сатурне: свидетельства прямого солнечного контроля над рентгеновским излучением диска Сатурна» . Астрофизический журнал . 624 (2): Л121–Л124. arXiv : astro-ph/0504110 . Бибкод : 2005ApJ...624L.121B . дои : 10.1086/430521 .
  35. ^ Перейти обратно: а б с Митра, АП (1974). Ионосферные эффекты солнечных вспышек . Библиотека астрофизики и космических наук. Том. 46. ​​Дордрехт: Спрингер. дои : 10.1007/978-94-010-2231-6 . ISBN  978-94-010-2233-0 .
  36. ^ «Воздействие вспышек» . Веб-сайт РЕССИ . НАСА . Проверено 23 декабря 2021 г.
  37. ^ Хейс, Лаура А.; О'Хара, Оскар С.Д.; Мюррей, Софи А.; Галлахер, Питер Т. (ноябрь 2021 г.). «Влияние солнечной вспышки на нижнюю ионосферу Земли». Солнечная физика . 296 (11): 157. arXiv : 2109.06558 . Бибкод : 2021SoPh..296..157H . дои : 10.1007/s11207-021-01898-y .
  38. ^ Смиттро, CG; Соломон, Южная Каролина (август 2008 г.). «Улучшенная параметризация теплового нагрева электронов фотоэлектронами с применением к вспышке X17» . Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 113 (А8). Бибкод : 2008JGRA..113.8307S . дои : 10.1029/2008JA013077 .
  39. ^ Фэллоуз, К.; Уизерс, П.; Гонсалес, Г. (ноябрь 2015 г.). «Реакция ионосферы Марса на солнечные вспышки: анализ данных радиозатмения MGS» . Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 120 (11): 9805–9825. Бибкод : 2015JGRA..120.9805F . дои : 10.1002/2015JA021108 .
  40. ^ Тиманн, EMB; Андерссон, Л.; Лиллис, Р.; Уизерс, П.; Сюй, С.; Элрод, М.; Джайн, С.; Пилински, доктор медицинских наук; Павловский, Д.; Чемберлин, ПК; Эпарвье, ФГ; Бенна, М.; Фаулер, К.; Карри, С.; Петерсон, ВК; Дейган, Дж. (28 августа 2018 г.). «Реакция верхней ионосферы Марса на солнечную вспышку X8.2 10 сентября 2017 года» . Письма о геофизических исследованиях . 45 (16): 8005–8013. Бибкод : 2018GeoRL..45.8005T . дои : 10.1029/2018GL077730 .
  41. ^ Лолло, Энтони; Уизерс, Пол; Фэллоуз, Кэтрин; Гиразян, Закари; Матта, Мажд; Чемберлин, ПК (май 2012 г.). «Численное моделирование ионосферы Марса во время солнечной вспышки» . Журнал геофизических исследований: Космическая физика . 117 (А5). Бибкод : 2012JGRA..117.5314L . дои : 10.1029/2011JA017399 .
  42. ^ Томпсон, Ричард. «Эффект солнечной вспышки» . Австралийского бюро метеорологии Центр прогнозирования космической погоды . Проверено 12 мая 2022 г.
  43. ^ Курто, Хуан Хосе (2020). «Эффекты геомагнитной солнечной вспышки: обзор» . Журнал космической погоды и космического климата . 10 : 27. Бибкод : 2020JSWSC..10...27C . дои : 10.1051/swsc/2020027 . S2CID   226442270 .
  44. ^ Уиттакер, Ян. «Невидимые космические убийцы. Опасности космической радиации как внутри, так и за пределами Солнечной системы» . Журнал новостей физиологии . дои : 10.36866/pn.117.36 . S2CID   214067105 . Проверено 14 июня 2022 г.
  45. ^ Смит, Дэвид С.; Скало, Джон (март 2007 г.). «Опасность солнечных рентгеновских вспышек на поверхности Марса». Планетарная и космическая наука . 55 (4): 517–527. arXiv : astro-ph/0610091 . Бибкод : 2007P&SS...55..517S . дои : 10.1016/j.pss.2006.10.001 .
  46. ^ Джайн, Раджмал; Авасти, Арун К.; Трипати, Шарад К.; Бхатт, Нипа Дж.; Хан, Парваиз А. (август 2012 г.). «Влияние рентгеновских лучей солнечных вспышек на обитаемость Марса». Икар . 220 (2): 889–895. Бибкод : 2012Icar..220..889J . дои : 10.1016/j.icarus.2012.06.011 .
  47. ^ Тирупатайя, П.; Шах, Сиддхи Ю.; Хайдер, ЮАР (сентябрь 2019 г.). «Характеристики солнечных рентгеновских вспышек и их влияние на ионосферу и исследование человеком Марса: радионаучные наблюдения MGS». Икар . 330 : 60–74. Бибкод : 2018cosp...42E1350H . дои : 10.1016/j.icarus.2019.04.015 .
  48. ^ Винклер, младший (1 января 1964 г.). «Энергичные рентгеновские всплески от солнечных вспышек» . Специальное издание НАСА . 50 : 117. Бибкод : 1964NASSP..50..117W .
  49. ^ Кэррингтон, Колорадо (ноябрь 1859 г.). «Описание необычного явления, увиденного на Солнце 1 сентября 1859 года» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 20 :13–15. Бибкод : 1859MNRAS..20...13C . дои : 10.1093/mnras/20.1.13 .
  50. ^ Перейти обратно: а б Кэррингтон, Ричард К. (ноябрь 1859 г.). «Описание необычного явления, наблюдаемого на Солнце 1 сентября 1859 года» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 20 (1): 13–15. Бибкод : 1859MNRAS..20...13C . дои : 10.1093/mnras/20.1.13 .
  51. ^ Ходжсон, Ричард (ноябрь 1859 г.). «О любопытном явлении, увиденном на Солнце» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 20 (1): 15–16. дои : 10.1093/mnras/20.1.15a .
  52. ^ Друэтт, Малькольм; Скаллион, Имон; Жаркова Валентина; Мэтьюз, Сара; Жарков Сергей; Руппе Ван дер Вурт, Люк (27 июня 2017 г.). «Пучок электронов как источник вспышечных лент Hα» . Природные коммуникации . 8 (1): 15905. Бибкод : 2017NatCo...815905D . дои : 10.1038/ncomms15905 . ISSN   2041-1723 . ПМК   5490266 . ПМИД   28653670 .
  53. ^ «Экстремальные космические погодные явления» . Национальный центр геофизических данных . Архивировано из оригинала 22 мая 2012 года . Проверено 21 мая 2012 г.
  54. ^ Белл, Труди Э.; Филлипс, Тони (6 мая 2008 г.). «Суперсолнечная вспышка» . Новости науки . Наука НАСА. Архивировано из оригинала 12 апреля 2010 года . Проверено 22 декабря 2012 г.
  55. ^ Кливер, EW; Свальгаард, Л. (октябрь 2004 г.). «Солнечно-земное возмущение 1859 года и текущие пределы экстремальной космической погоды» . Солнечная физика . 224 (1–2): 407–422. Бибкод : 2004SoPh..224..407C . дои : 10.1007/s11207-005-4980-z . S2CID   120093108 .
  56. ^ Вудс, Том. «Солнечные вспышки» (PDF) . Архивировано (PDF) из оригинала 23 октября 2015 года . Проверено 24 ноября 2019 г.
  57. ^ Клайвер, Эдвард В.; Дитрих, Уильям Ф. (4 апреля 2013 г.). «Еще раз о космической погоде 1859 года: пределы экстремальной активности» (PDF) . J. Космическая погода. Космический климат . 3 : А31. Бибкод : 2013JSWSC...3A..31C . дои : 10.1051/swsc/2013053 . Проверено 31 декабря 2023 г.
  58. ^ «X-Whatever Flare! (X 28)» . SOHO Hotshots . ЕКА/НАСА. 4 ноября 2003 г. Проверено 21 мая 2012 г.
  59. ^ «Самая большая солнечная вспышка в истории оказалась даже больше, чем предполагалось | SpaceRef – Ваш космический справочник» . КосмическаяСсылка. 15 марта 2004 г. Архивировано из оригинала 10 сентября 2012 г. Проверено 21 мая 2012 г.
  60. ^ Курто, Хуан Хосе; Кастелл, Хосеп; Мораль, Ферран Дель (2016). «Сфе: в ожидании большого» . Журнал космической погоды и космического климата . 6 : А23. Бибкод : 2016JSWSC...6A..23C . дои : 10.1051/swsc/2016018 . ISSN   2115-7251 .
  61. ^ Кауфманн, Пьер; Рален, Жан-Пьер; де Кастро, К.Г. Химнес; Левато, Хьюго; Гэри, Дейл Э.; Коста, Хоаким ЭР; Марун, Адольфо; Перейра, Пабло; Сильва, Адриана ВР; Коррейя, Эмилия (10 марта 2004 г.). «Новый спектральный компонент солнечного всплеска, излучающий только в терагерцовом диапазоне» . Астрофизический журнал . 603 (2): Л121–Л124. Бибкод : 2004ApJ...603L.121K . дои : 10.1086/383186 . S2CID   54878789 .
  62. ^ Макатир, Джеймс (2005). «Статистика комплекса активных областей» . Астрофизический журнал . 631 (2): 638. Бибкод : 2005ApJ...631..628M . дои : 10.1086/432412 .
  63. ^ Уитленд, Массачусетс (2008). «Байесовский подход к предсказанию солнечных вспышек» . Астрофизический журнал . 609 (2): 1134–1139. arXiv : astro-ph/0403613 . Бибкод : 2004ApJ...609.1134W . дои : 10.1086/421261 . S2CID   10273389 .
  64. ^ «Прогнозы» . Центр прогнозирования космической погоды NOAA/NWS . Проверено 17 октября 2023 г.
  65. ^ Фальконер, Дэвид; Баргути, Абдулнассер Ф.; Хазанов Игорь; Мур, Рон (апрель 2011 г.). «Инструмент для эмпирического прогнозирования крупных вспышек, выбросов корональной массы и событий солнечных частиц на основе свободной магнитной энергии активной области» . Космическая погода . 9 (4). Бибкод : 2011SpWea...9.4003F . дои : 10.1029/2009SW000537 . hdl : 2060/20100032971 .
  66. ^ Кусано, Канья; Иджу, Томоя; Бамба, Юми; Иноуэ, Сатоши (31 июля 2020 г.). «Метод, основанный на физике, который может предсказать неизбежные крупные солнечные вспышки» . Наука . 369 (6503): 587–591. Бибкод : 2020Sci...369..587K . дои : 10.1126/science.aaz2511 . ПМИД   32732427 .
[ редактировать ]
Викискладе есть медиафайлы по теме солнечных вспышек .
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Solar_flare&oldid=1237840554"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 3040d07ff9221160daa40a6dca709b76__1722441900
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/30/76/3040d07ff9221160daa40a6dca709b76.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Solar flare - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)