stringtranslate.com

Солнечная вспышка

Солнечная вспышка класса X5.4, вызывающая цветение , вертикальные полосы и дифракционные узоры на изображении, полученном датчиком 131  Å (13,1  нм ) на борту Обсерватории солнечной динамики 6 марта 2012 г.

Солнечная вспышка — это относительно интенсивное, локализованное излучение электромагнитного излучения в атмосфере Солнца . 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 .

Высокоэнергетическое электромагнитное 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.

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

Описание

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 воздействуют на все слои солнечной атмосферы ( фотосферу , хромосферу и корону ). [ 2] Плазменная среда нагревается до >10 7 кельвинов , а электроны , протоны и более тяжелые ионы ускоряются почти до скорости света . [ нужна цитация ] Вспышки излучают электромагнитное излучение во всем электромагнитном спектре на всех длинах волн , 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 до сих пор не совсем понятна. [3]

С солнечными вспышками связаны факельные спреи. [4] Они включают в себя более быстрые выбросы материала, чем эруптивные протуберанцы, [5] и достигают скорости от 20 до 2000 километров в секунду. [6]

Частота

Частота возникновения солнечных вспышек варьируется в зависимости от 11-летнего солнечного цикла . 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 X10 (сильные) происходят в среднем около восьми раз за цикл, тогда как вспышки класса M1 (малые) происходят в среднем около 2000 раз за цикл. [7]

Эрих Ригер вместе с коллегами в 1984 году обнаружил период примерно в 154 дня возникновения солнечных вспышек, испускающих гамма-излучение, по крайней мере, начиная с солнечного цикла 19 . [8] С тех пор этот период был подтвержден в большинстве данных гелиофизики и межпланетного магнитного поля и широко известен как период Ригера . Резонансные гармоники периода 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; Было обнаружено, что длительность вспышек (см. § Продолжительность) подчиняется степенному закону распределения. [9] [10] [11] [12] : 23–28 

Продолжительность

Наблюдения солнечной вспышки с помощью различных инструментов на борту Обсерватории солнечной динамики показывают разную продолжительность.

Продолжительность солнечной вспышки сильно зависит от длины волны электромагнитного излучения, используемого при ее расчете. Это связано с тем, что волны разной длины излучаются в результате разных процессов и на разных высотах в атмосфере Солнца.

Обычной мерой продолжительности вспышки является время полной ширины на половине максимума (FWHM) потока мягкого рентгеновского излучения в диапазонах длин волн от 0,05 до 0,4 и от 0,1 до 0,8 нанометров (от 0,5 до 4 и от 1 до 8 ангстрем ), измеренное космическим кораблем GOES . на геостационарной орбите . Время на полуширине 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 варьируется 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 нанометров соответственно. [13] [14]

Петли и аркады после извержения

Аркада после извержения, возникшая после солнечной вспышки класса X5.7 во время солнечной бури в День взятия Бастилии . [15]

После вспышки солнечной вспышки поперек нейтральной линии, разделяющей области противоположной магнитной полярности вблизи источника вспышки, начинают формироваться постэруптивные петли 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. [16] Считается, что существование этих горячих петель продолжается за счет длительного нагрева, присутствующего после извержения и во время стадии затухания вспышки. [17]

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. [16] В некоторых случаях над этими аркадами могут образовываться темные плазменные пустоты, движущиеся к Солнцу, известные как супрааркадные нисходящие потоки . [18]

Причина

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. [19] На Солнце магнитное пересоединение может происходить на солнечных аркадах – серии близко расположенных петель, следующих за магнитными силовыми линиями. 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. [20] 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 сих пор не совсем понятны. Неясно, как магнитная энергия преобразуется в кинетическую энергию частиц, а также неизвестно, как некоторые частицы могут быть ускорены до диапазона ГэВ (10 9 электрон-вольт ) и выше. Есть также некоторые несоответствия относительно общего числа ускоренных частиц, которое иногда кажется больше, чем общее число в корональной петле. Ученые не могут прогнозировать вспышки. [ нужна цитата ]

Классификация

Мягкий рентген

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 соответствии с пиковым потоком мягкого рентгеновского излучения в ваттах на квадратный метр (Вт/м 2 ) с длиной волны от 0,1 до 0,8 нанометра (1). до 8 ангстрем ), по измерениям спутников GOES на геостационарной орбите .

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 X1, и всего на 50% мощнее, чем X2. [21] X2 в четыре раза мощнее, чем вспышка M5. [22] Вспышки Х-класса с пиковым потоком, превышающим 10 −3 Вт/м 2 , могут быть отмечены цифровым 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 позже, в 1990-х годах, поскольку инструменты стали более чувствительными к более слабым вспышкам. Примерно в то же время стали использоваться бэкронимы умеренный для вспышек М-класса и экстремальный для вспышек Х-класса. [23]

Важность

Более ранняя система классификации, которую иногда называют важностью вспышки , была основана на спектральных наблюдениях H-альфа . 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 .)

Затем вспышка классифицируется по букве S или числу, обозначающему ее размер, и букве, обозначающей ее максимальную интенсивность, vg: Sn — это обычная солнечная вспышка. [24]

Продолжительность

Солнечные 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. [25] [26]

Последствия

Земной

Рентгеновские лучи и крайнее ультрафиолетовое излучение, испускаемое солнечными вспышками, поглощаются дневной стороной атмосферы Земли и не достигают поверхности Земли. Поэтому солнечные вспышки не представляют прямой опасности для людей на Земле. Однако это поглощение высокоэнергетического электромагнитного излучения может временно увеличить ионизацию верхних слоев атмосферы, что может помешать коротковолновой радиосвязи , а также может временно нагреть и расширить внешнюю атмосферу Земли. Это расширение может увеличить сопротивление спутников на низкой околоземной орбите , что со временем может привести к распаду орбиты . [27]

Отключение радио

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 выше нормальной, радиоволны деградируют или полностью поглощаются из-за потери энергии из-за более частых столкновений со свободными электронами. [1]

Уровень ионизации атмосферы коррелирует с силой связанной с ней солнечной вспышки в мягком рентгеновском излучении. NOAA классифицирует отключения радиосигнала по пиковой интенсивности мягкого рентгеновского излучения соответствующей вспышки .

Магнитное крючком

Повышенная ионизация слоев D и E ионосферы, вызванная большими солнечными вспышками, увеличивает электропроводность этих слоев, обеспечивая протекание электрических токов . Эти ионосферные токи создают магнитное поле, которое можно измерить наземными магнитометрами. Это явление известно как эффект магнитного вязания или солнечной вспышки ( SFE ). [28] Первое название происходит от его внешнего вида на магнитометрах, напоминающего вязальный крючок . [ нужна цитата ] Эти возмущения порядка нескольких нанотесл , что относительно незначительно по сравнению с теми, которые вызываются геомагнитными бурями. [29]

В космосе

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. [30] [ нужен лучший источник ]

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 радио. [ нужна цитата ]

История

Оптические наблюдения

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) [31]

Солнечные вспышки были впервые обнаружены Ричардом Кэррингтоном и Ричардом Ходжсоном независимо друг от друга 1 сентября 1859 года , проецируя изображение солнечного диска, полученное оптическим телескопом, через широкополосный фильтр. [32] [33] Это была необычайно интенсивная вспышка белого света , вспышка, излучающая большое количество света в визуальном спектре . [31]

Поскольку вспышки производят обильное количество излучения на H-альфа , добавление к оптическому телескопу узкого (≈1 Å) фильтра полосы пропускания с центром на этой длине волны позволяет наблюдать не очень яркие вспышки с помощью небольших телескопов. В течение многих лет Ha был основным, если не единственным, источником информации о солнечных вспышках. Также используются другие фильтры полосы пропускания.

Радионаблюдения

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

Поскольку атмосфера Земли поглощает большую часть электромагнитного излучения, испускаемого Солнцем с длиной волны менее 300 нм, космические телескопы позволили наблюдать солнечные вспышки в ранее не наблюдавшихся высокоэнергетических спектральных линиях. С 1970-х годов серия спутников GOES непрерывно наблюдала 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

Космическая погода — март 2012 г. [34]

Считается, что самой мощной вспышкой, когда-либо наблюдавшейся, была вспышка, связанная с событием Кэррингтона 1859 года. [35] 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. Согласно этим показаниям магнитометра, его класс мягкого рентгеновского излучения оценивается выше X10. [36] Класс мягкого рентгеновского излучения вспышки также оценивается примерно в X50. [37] [38]

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. [39] Более поздний анализ ионосферных эффектов предложил увеличить эту оценку до X45. [40] Это событие дало первое явное свидетельство существования новой спектральной составляющей выше 100 ГГц. [41]

Другие крупные солнечные вспышки также произошли 2 апреля 2001 г. (X20+), [42] 28 октября 2003 г. (X17.2+ и 10), [43] 7 сентября 2005 г. (X17), [42] 9 августа 2011 г. (X6.9). , [44] 7 марта 2012 г. (X5.4), [45] и 6 сентября 2017 г. (X9.3). [46] [47]

Прогноз

Существующие методы прогнозирования вспышек проблематичны, и нет определенных указаний на то, что активная область на Солнце вызовет вспышку. Однако многие свойства пятен и активных областей коррелируют со вспышками. Например, области со сложной магнитной структурой (основанные на магнитном поле луча зрения), называемые дельта-пятнами, производят самые большие вспышки. Простая схема классификации солнечных пятен, предложенная Макинтошом или связанная с фрактальной сложностью [48], обычно используется в качестве отправной точки для прогнозирования вспышек. [49] Прогнозы обычно формулируются с точки зрения вероятности возникновения вспышек выше М- или Х-класса в течение 24 или 48 часов. Прогнозы такого рода выпускает Национальное управление океанических и атмосферных исследований США (НОАА) . [50] MAG4 был разработан в Университете Алабамы в Хантсвилле при поддержке Группы анализа космического излучения Центра космических полетов имени Джонсона (NASA/SRAG) для прогнозирования вспышек M- и X-класса, КВМ, быстрых КВМ и солнечных энергетических частиц. события. [51] Основанный на физике метод, который может предсказать неизбежные крупные солнечные вспышки, был предложен Институтом исследований окружающей среды космоса и Земли (ISEE) Университета Нагои. [52]

Смотрите также

Рекомендации

  1. ^ ab «Солнечные вспышки (отключения радио)» . Центр прогнозирования космической погоды NOAA/NWS . Проверено 11 ноября 2021 г.
  2. ^ аб 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. ^ 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; 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. doi : 10.1007/s11214-010-9701-8. S2CID  21203102.
  4. ^ Моримото, Тару; Курокава, Хироки (31 мая 2002 г.). Влияние магнитных и гравитационных сил на ускорение солнечных нитей и корональные выбросы массы (PDF) . Дата выпуска: 2002 год. Токио. Архивировано из оригинала (PDF) 11 июня 2011 года . Проверено 8 октября 2009 г.
  5. ^ 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.
  6. ^ «Самая большая солнечная вспышка за всю историю». Видимая Земля . НАСА. 15 мая 2001 г.
  7. ^ ab "Шкалы космической погоды NOAA". Центр прогнозирования космической погоды NOAA/NWS . Проверено 20 ноября 2021 г.
  8. ^ 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.
  9. ^ Курочка, Л.Н. (апрель 1987 г.). «Распределение энергии 15 000 солнечных вспышек». Астрономический журнал . 64 : 443. Бибкод :1987АЖ....64..443К.
  10. ^ 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.
  11. ^ 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.
  12. ^ Ашванден, Маркус Дж. (2011). Самоорганизованная критичность в астрофизике: статистика нелинейных процессов во Вселенной . Берлин, Гейдельберг: Springer. ISBN 978-3-642-15001-2.
  13. ^ 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 . 
  14. ^ 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 . 
  15. ^ Брайан, Хэнди; Хадсон, Хью (14 июля 2000 г.). «Суперрегионы». Группа солнечной физики Университета штата Монтана . Проверено 23 декабря 2021 г.
  16. ^ аб 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.
  17. ^ 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.
  18. ^ Сэвидж, Сабрина Л.; Маккензи, Дэвид Э. (1 мая 2011 г.). «Количественное исследование большой выборки надаркадных нисходящих потоков во время эруптивных солнечных вспышек». Астрофизический журнал . 730 (2): 98. arXiv : 1101.1540 . Бибкод : 2011ApJ...730...98S . дои : 10.1088/0004-637x/730/2/98 . S2CID 119273860 . 
  19. ^ 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 .
  20. ↑ Холман, Гордон Д. (1 апреля 2006 г.). «Таинственное происхождение солнечных вспышек». Научный американец . Проверено 17 октября 2023 г.
  21. ↑ Гарнер, Роб (6 сентября 2017 г.). «Солнце вспыхивает значительной вспышкой». НАСА . Проверено 2 июня 2019 г.
  22. ^ Шрийвер, Кэрол Дж.; Сиско, Джордж Л. , ред. (2010), Гелиофизика: космические бури и радиация: причины и следствия, издательство Кембриджского университета, стр. 375, ISBN 978-1107049048
  23. ^ Петроу, годовое общее собрание (2022 г.). Физические свойства хромосферных особенностей: пляж, павлиньи струи и все это калибровка (доктор философии). Стокгольмский университет. дои : 10.13140/RG.2.2.36047.76968 .
  24. ^ Тандберг-Ханссен, Эйнар ; Эмсли, А. Гордон (1988). Физика солнечных вспышек . Издательство Кембриджского университета.
  25. ^ "Глоссарий космической погоды" . Центр прогнозирования космической погоды NOAA/NWS . Проверено 18 апреля 2022 г.
  26. ^ «Продолжительность солнечных вспышек». Солнечно-земной центр передового опыта . Проверено 18 апреля 2022 г.
  27. ^ «Воздействие вспышек». Веб-сайт РЕССИ . НАСА . Проверено 23 декабря 2021 г.
  28. ^ Томпсон, Ричард. «Эффект солнечной вспышки». Центр прогнозирования космической погоды Австралийского бюро метеорологии . Проверено 12 мая 2022 г.
  29. ^ 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.
  30. ^ 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.
  31. ^ аб Кэррингтон, Р.К. (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 .
  32. ^ Кэррингтон, Р.К. (1859). «Описание необычного явления, замеченного 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 .
  33. ^ Ходжсон, Р. (ноябрь 1859 г.). «О любопытном появлении на Солнце». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 20 (1): 15–16.
  34. ^ «Экстремальные космические погодные явления» . Национальный центр геофизических данных . Архивировано из оригинала 22 мая 2012 года . Проверено 21 мая 2012 г.
  35. ^ 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.
  36. ^ 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. doi : 10.1007/s11207-005-4980-z. S2CID  120093108.
  37. ^ Вудс, Том. «Солнечные вспышки» (PDF) . Архивировано (PDF) из оригинала 23 октября 2015 года . Проверено 24 ноября 2019 г.
  38. ^ Клавер, 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 . дои : 10.1051/swsc/2013053 . Проверено 31 декабря 2023 г.
  39. ^ "X-Whatever Flare! (X 28)" . SOHO Hotshots . ЕКА/НАСА. 4 ноября 2003 г. Проверено 21 мая 2012 г.
  40. ^ «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.
  41. ^ 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 . 
  42. ^ ab «Самая большая солнечная рентгеновская вспышка за всю историю наблюдений - X20» . SOHO Hotshots . ЕКА/НАСА . Проверено 21 мая 2012 г.
  43. ^ «Вспышки X 17.2 и 10.0! (28 октября 2003 г.)» . SOHO Hotshots . ЕКА/НАСА. 28 октября 2008 года . Проверено 21 мая 2012 г.
  44. ^ Фокс, Карен С.; Хендрикс, Сьюзен (9 августа 2011 г.). «Солнце выпускает вспышку класса X6.9». НАСА. Архивировано из оригинала 22 октября 2011 года.
  45. ↑ Фокс, Карен С. (9 марта 2012 г.). «Сила геомагнитной бури увеличивается». НАСА. Архивировано из оригинала 3 мая 2023 года . Проверено 9 июля 2012 года .
  46. ^ «Две значительные солнечные вспышки, снятые SDO НАСА» . Физика.орг . 6 сентября 2017 года . Проверено 17 октября 2023 г.
  47. ^ «Две значительные солнечные вспышки, полученные SDO НАСА» . 6 сентября 2017 года. Архивировано из оригинала 7 сентября 2017 года . Проверено 6 сентября 2017 г.
  48. ^ МакАтир, Джеймс (2005). «Статистика сложности активных областей». Астрофизический журнал . 631 (2): 638. Бибкод : 2005ApJ...631..628M . дои : 10.1086/432412 .
  49. ^ Уитленд, Миссисипи (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 . 
  50. ^ «Прогнозы». Центр прогнозирования космической погоды NOAA/NWS . Проверено 17 октября 2023 г.
  51. ^ 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 .
  52. ^ Кусано, Каня; Иджу, Томоя; Бамба, Юми; Иноуэ, Сатоши (31 июля 2020 г.). «Метод, основанный на физике, который может предсказать неизбежные большие солнечные вспышки». Наука . 369 (6503): 587–591. Бибкод : 2020Sci...369..587K . дои : 10.1126/science.aaz2511 . ПМИД  32732427.

Внешние ссылки

Викискладе есть медиафайлы по теме солнечных вспышек .