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 .
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 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 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 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 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]
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]
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 ]
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 вспышка X1. Вспышки М-класса в десять раз меньше ракет X-класса с тем же цифровым суффиксом. [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]
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]
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]
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]
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 .
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]
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 ]
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 ]
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.
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.
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.
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]
В 2016 году Хуан Хосе Курто вместе со своими коллегами оценил событие Кэррингтона и событие 2003 года как минимум в X45, [42] подтвердив эти оценки в обзоре 2020 года. [43]
Другие крупные солнечные вспышки также произошли 2 апреля 2001 г. (X20+), [44] 28 октября 2003 г. (X17.2+ и 10), [45] 7 сентября 2005 г. (X17), [44] 9 августа 2011 г. (X6.9). , [46] 7 марта 2012 г. (X5.4), [47] 6 сентября 2017 г. (X9.3), [48] [49] и 31 декабря 2023 г. (X5). [50]
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 [51], обычно используется в качестве отправной точки для прогнозирования вспышек. [52] 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) . [53] 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 солнечных энергетических частиц. события. [54] Основанный на физике метод, который может предсказать неизбежные крупные солнечные вспышки, был предложен Институтом исследований окружающей среды космоса и Земли (ISEE) Университета Нагои. [55]