stringtranslate.com

Солнечная вспышка

Артефакты изображения ( дифракционные пики и вертикальные полосы ), появляющиеся на ПЗС- изображении крупной солнечной вспышки из-за избыточного падающего излучения.

Солнечная вспышка — это относительно интенсивный, локализованный выброс электромагнитного излучения в атмосферу Солнца . Вспышки происходят в активных регионах и часто, но не всегда, сопровождаются выбросами корональной массы , событиями солнечных частиц и другими эруптивными солнечными явлениями . Частота солнечных вспышек меняется в зависимости от 11-летнего солнечного цикла .

Считается, что солнечные вспышки происходят, когда накопленная магнитная энергия в атмосфере Солнца ускоряет заряженные частицы в окружающей плазме . Это приводит к излучению электромагнитного излучения по всему электромагнитному спектру .

Экстремальное ультрафиолетовое и рентгеновское излучение от солнечных вспышек поглощается дневной стороной верхней 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, в таких случаях применяется термин « звездная вспышка» .

Физическое 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 затрагивают все слои солнечной атмосферы ( фотосферу , хромосферу и корону ). [2] Плазменная среда нагревается до >107 Кельвина , в то время как электроны , протоны и более тяжелые ионы ускоряются до скорости, близкой к скорости света . [3] [ 4] Вспышки испускают электромагнитное излучение по всему электромагнитному спектру , от радиоволн до гамма-лучей . [2]

Вспышки происходят в активных регионах , часто вокруг солнечных пятен , где интенсивные магнитные поля проникают в фотосферу, чтобы связать корону с внутренней частью Солнца. Вспышки питаются внезапным (в масштабах от нескольких минут до десятков минут) высвобождением магнитной энергии, хранящейся в короне. Те же самые высвобождения энергии могут также вызывать корональные выбросы массы (CME), хотя связь между CME и вспышками не очень хорошо изучена. [5]

С солнечными вспышками связаны вспышечные брызги. [6] Они вызывают более быстрые выбросы материала, чем эруптивные протуберанцы , [7] и достигают скорости от 20 до 2000 километров в секунду. [8]

Причина

Вспышки происходят, когда ускоренные заряженные частицы, в основном электроны, взаимодействуют с плазменной средой. Данные свидетельствуют о том, что явление магнитного пересоединения приводит к этому экстремальному ускорению заряженных частиц. [9] На Солнце магнитное пересоединение может происходить на солнечных аркадах — типе протуберанца, состоящем из серии близко расположенных петель, следующих за магнитными силовыми линиями. [10] Эти силовые линии быстро пересоединяются в нижнюю аркаду петель, оставляя спираль магнитного поля не связанной с остальной частью аркады. Внезапное высвобождение энергии при этом пересоединении является источником ускорения частиц. Несвязанное магнитное спиральное поле и материал, который оно содержит, могут бурно расширяться наружу, образуя выброс корональной массы. [11] Это также объясняет, почему солнечные вспышки обычно извергаются из активных областей на Солнце, где магнитные поля намного сильнее.

Хотя существует общее согласие относительно источника энергии вспышки, задействованные механизмы не очень хорошо изучены. Неясно, как магнитная энергия преобразуется в кинетическую энергию частиц, и неизвестно, как некоторые частицы могут быть ускорены до диапазона ГэВ (10 9 электрон-вольт ) и выше. Существуют также некоторые несоответствия относительно общего числа ускоренных частиц, которое иногда кажется больше общего числа в корональной петле. [12]

Петли и аркады после извержения

Аркада после извержения, сохранившаяся после солнечной вспышки класса X5.7 во время солнечной бури в День взятия Бастилии [13]

После извержения солнечной вспышки, пост-изверженные петли , состоящие из горячей плазмы, начинают формироваться поперек нейтральной линии, разделяющей области противоположной магнитной полярности вблизи источника вспышки. 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 нагревания, присутствующего после извержения и во время стадии затухания вспышки. [15]

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

Частота

Частота возникновения солнечных вспышек меняется в зависимости от 11-летнего солнечного цикла . Обычно она может варьироваться от нескольких в день во время солнечных максимумов до менее одной в неделю во время солнечных минимумов . 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 (слабые) происходят в среднем около 2000 раз за цикл. [17]

Эрих Ригер с коллегами в 1984 году открыл приблизительно 154-дневный период возникновения гамма- излучения солнечных вспышек, по крайней мере, с солнечного цикла 19 . [18] Период с тех пор был подтвержден в большинстве гелиофизических данных и межпланетном магнитном поле и широко известен как период Ригера . Резонансные гармоники периода также были зарегистрированы в большинстве типов данных в гелиосфере .

Частотные распределения различных вспышечных явлений можно охарактеризовать с помощью степенных распределений . Например, пиковые потоки радиоизлучения, экстремального ультрафиолета, жесткого и мягкого рентгеновского излучения; полная энергия; и длительность вспышек (см. § Длительность) были обнаружены, чтобы следовать степенным распределениям. [19] [20] [21] [22] : 23–28 

Классификация

Мягкий рентген

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

Современная система классификации солнечных вспышек использует буквы A, B, C, M или X в соответствии с пиковым потоком в ваттах на квадратный метр (Вт/м2 ) мягкого рентгеновского излучения с длиной волны от 0,1 до 0,8 нанометра (от 1 до 8 ангстрем ), измеренным спутниками GOES на геосинхронной орбите .

Сила события в пределах класса обозначается числовым суффиксом от 1 до 10, но не включая его, который также является фактором для этого события в пределах класса. Таким образом, вспышка X2 в два раза сильнее вспышки X1, вспышка X3 в три раза мощнее X1. Вспышки класса M в десять раз меньше вспышек класса X с тем же числовым суффиксом. [23] Вспышка X2 в четыре раза мощнее вспышки M5. [24] Вспышки класса X с пиковым потоком, превышающим 10−3 Вт /м2 , могут обозначаться 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 оптическими системами классификации. Классы A и B были добавлены в 1990-х годах, поскольку приборы стали более чувствительными к более слабым вспышкам. Примерно в то же время начали использоваться бэкронимы «умеренный» для вспышек класса M и «экстремальный» для вспышек класса X. [25]

Важность

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

Затем вспышка классифицируется по S или числу, которое обозначает ее размер, и букве, которая обозначает ее пиковую интенсивность, например: Sn — это обычная солнечная вспышка. [26]

Продолжительность

Общепринятой мерой продолжительности вспышки является время полной ширины на половине максимума (FWHM) потока в мягких рентгеновских диапазонах.0,05–0,4 и 0,1–0,8 нм, измеренные GOES. Время FWHM охватывает период, когда поток вспышки впервые достигает середины между максимальным потоком и фоновым потоком, и когда он снова достигает этого значения по мере затухания вспышки. Используя эту меру, продолжительность вспышки колеблется от приблизительно десятков секунд до нескольких часов со средней продолжительностью приблизительно 6 и 11 минут вПолосы от 0,05 до 0,4 и от 0,1 до 0,8 нм соответственно. [27] [28]

Вспышки также можно классифицировать на основе их продолжительности как импульсные или долгосрочные события ( LDE ). Временной порог, разделяющий эти два события, четко не определен. SWPC рассматривает события, требующие 30 минут или более для спада до половины максимума, как LDE, тогда как Бельгийский центр передового опыта в области солнечно-земных исследований рассматривает события продолжительностью более 60 минут как LDE. [29] [30]

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 и экстремальное ультрафиолетовое (XUV) излучение, влияет на планетарные атмосферы и имеет отношение к исследованию человеком космоса и поиску внеземной жизни.

Солнечные вспышки также влияют на другие объекты в Солнечной системе. Исследования этих эффектов в основном были сосредоточены на атмосфере Марса и, в меньшей степени, на атмосфере Венеры . [31] Воздействия на другие планеты Солнечной системы изучены сравнительно мало. По состоянию на 2024 год исследования их воздействия на Меркурий были ограничены моделированием реакции ионов в магнитосфере планеты , [32] а их воздействие на Юпитер и Сатурн изучалось только в контексте обратного рассеяния рентгеновского излучения от верхних слоев атмосферы планет. [33] [34]

Ионосфера

Структура ионосферных подслоев ночной (слева) и дневной (справа) стороны Земли при нормальных условиях

Усиленное XUV-излучение во время солнечных вспышек может привести к увеличению ионизации , диссоциации и нагреванию в ионосферах Земли и планет земного типа. На Земле эти изменения в верхней атмосфере, в совокупности называемые внезапными ионосферными возмущениями , могут мешать коротковолновой радиосвязи и глобальным навигационным спутниковым системам (GNSS), таким как GPS , [35] а последующее расширение верхней атмосферы может увеличить сопротивление спутников на низкой околоземной орбите, что со временем приведет к их орбитальному спаду . [36] [37] [ необходимы дополнительные ссылки ]

Связанные со вспышками XUV-фотоны взаимодействуют с нейтральными компонентами планетарных атмосфер и ионизируют их посредством процесса фотоионизации . Электроны, которые освобождаются в этом процессе, называемые фотоэлектронами , чтобы отличать их от окружающих ионосферных электронов, остаются с кинетической энергией, равной энергии фотона сверх порога ионизации . В нижней ионосфере, где воздействие вспышек является наибольшим, а явления переноса менее важны, недавно освобожденные фотоэлектроны теряют энергию в основном за счет термализации с окружающими электронами и нейтральными частицами и за счет вторичной ионизации из-за столкновений с последними, или так называемой ионизации под действием фотоэлектронов . В процессе термализации фотоэлектроны передают энергию нейтральным частицам, что приводит к нагреванию и расширению нейтральной атмосферы. [38] Наибольшее увеличение ионизации происходит в нижней ионосфере, где поглощаются длины волн с наибольшим относительным увеличением облученности — высокопроникающие длины волн рентгеновского излучения, соответствующие слоям E и D Земли и слою M 1 Марса . [31] [35] [39] [40] [41]

Отключение радиосигнала

Временное увеличение ионизации дневной стороны атмосферы Земли, в частности слоя D ионосферы , может мешать коротковолновой радиосвязи, которая зависит от уровня ионизации для распространения небесной волны . Небесная волна, или пропуск, относится к распространению радиоволн, отраженных или преломленных от ионизированной ионосферы. Когда ионизация выше нормы, радиоволны деградируют или полностью поглощаются, теряя энергию 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 , часть Национального управления океанических и атмосферных исследований США , классифицирует радиоблэкауты по пиковой интенсивности мягкого рентгеновского излучения связанной с ней вспышки.

Эффект солнечной вспышки

Электрические токи в дневной ионосфере Земли могут усиливаться во время крупной солнечной вспышки

В условиях отсутствия вспышек или солнечного спокойствия электрические токи протекают через дневной слой E ионосферы, вызывая суточные вариации геомагнитного поля малой амплитуды. Эти ионосферные токи могут усиливаться во время крупных солнечных вспышек из-за увеличения электропроводности , связанного с повышенной ионизацией слоев E и D. Последующее увеличение индуцированной вариации геомагнитного поля называется эффектом солнечной вспышки ( sfe ) или исторически как магнитный крючкообразный . Последний термин происходит от французского слова crochet, означающего крючок , отражающего крючкообразные возмущения 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

Низкая околоземная орбита

Для астронавтов на низкой околоземной орбите ожидаемая доза облучения от электромагнитного излучения, испускаемого во время солнечной вспышки, составляет около 0,05 грея , что само по себе не является немедленно смертельным. Гораздо большую озабоченность для астронавтов представляет собой излучение частиц , связанное с событиями солнечных частиц. [44] [ требуется лучший источник ]

Марс

Воздействие солнечной радиации вспышек на Марс имеет отношение к исследованию и поиску жизни на планете . Модели ее атмосферы показывают, что наиболее энергичные солнечные вспышки, зарегистрированные ранее, могли обеспечить острые дозы радиации, которые были бы почти вредны или смертельны для млекопитающих и других высших организмов на поверхности Марса. Более того, вспышки, достаточно энергичные, чтобы обеспечить смертельные дозы, хотя еще не наблюдались на Солнце, как полагают, происходят и наблюдались на других звездах, подобных Солнцу . [45] [46] [47]

История наблюдений

Вспышки производят излучение по всему электромагнитному спектру, 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

Рисунок Ричарда Каррингтона, изображающий первую зарегистрированную солнечную вспышку (A и B обозначают начальные яркие точки, которые в течение пяти минут переместились в точки C и D, прежде чем исчезнуть.) [49]

Солнечные вспышки были впервые независимо обнаружены Ричардом Каррингтоном и Ричардом Ходжсоном 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 излучения на H-альфа , [52] добавление узкого (≈1 Å) полосового фильтра, центрированного на этой длине волны, к оптическому телескопу позволяет наблюдать не очень яркие вспышки с помощью небольших телескопов. В течение многих лет Hα был основным, если не единственным, источником информации о солнечных вспышках. Также используются другие полосовые фильтры. [ необходима цитата ]

Радионаблюдения

Во время Второй мировой войны 25 и 26 февраля 1942 года британские операторы радаров наблюдали излучение, которое Стэнли Хей интерпретировал как солнечное излучение. Их открытие не было обнародовано до конца конфликта. В том же году Саутворт также наблюдал Солнце в радиодиапазоне, но, как и в случае с Хеем, его наблюдения стали известны только после 1945 года. В 1943 году Грот Ребер был первым, кто сообщил о радиоастрономических наблюдениях Солнца на частоте 160 МГц. Быстрое развитие радиоастрономии выявило новые особенности солнечной активности, такие как штормы и всплески , связанные со вспышками. Сегодня наземные радиотелескопы наблюдают за Солнцем в диапазоне от 15 МГц до 400 ГГц.

Космические телескопы

Наблюдения солнечной вспышки различными приборами на борту Обсерватории солнечной динамики

Поскольку атмосфера Земли поглощает большую часть электромагнитного излучения, испускаемого Солнцем с длинами волн короче 300 нм, космические телескопы позволили наблюдать солнечные вспышки в ранее не наблюдавшихся высокоэнергетических спектральных линиях. С 1970-х годов серия спутников GOES непрерывно наблюдает Солнце в мягком рентгеновском диапазоне, и их наблюдения стали стандартной мерой вспышек, что снизило 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

Условия космической погоды, включая поток мягкого рентгеновского излучения (верхний ряд), во время солнечных бурь в Хэллоуин 2003 года [53]

Самой мощной из когда-либо наблюдавшихся вспышек считается вспышка, связанная с событием Кэррингтона 1859 года. [54] Хотя в то время не было проведено никаких измерений мягкого рентгеновского излучения, магнитный крючок, связанный со вспышкой, был зарегистрирован наземными магнитометрами, что позволило оценить силу вспышки после события. Используя эти показания магнитометра, ее класс мягкого рентгеновского излучения был оценен как более X10 [55] и около X45 (±5). [56] [57]

В наше время самая большая солнечная вспышка, измеренная с помощью приборов, произошла 4 ноября 2003 года . Это событие переполнило детекторы GOES, и из-за этого 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 четкое свидетельство нового спектрального компонента выше 100 ГГц. [61]

Прогноз

Современные методы прогнозирования вспышек проблематичны, и нет никаких определенных указаний на то, что активная область на Солнце произведет вспышку. Однако многие свойства активных областей и их солнечных пятен коррелируют со вспышками. Например, магнитно-сложные области (основанные на магнитном поле прямой видимости), 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 области [62], обычно используется в качестве отправной точки для прогнозирования вспышек. [63] Прогнозы обычно формулируются в терминах вероятностей возникновения вспышек выше M- или X-класса в течение 24 или 48 часов. Национальное управление океанических и атмосферных исследований США (NOAA) выпускает прогнозы такого рода. [64] MAG4 был разработан в Университете Алабамы в Хантсвилле при поддержке Группы анализа космической радиации в Центре космических полетов Джонсона (NASA/SRAG) для прогнозирования вспышек класса M и X, корональных выбросов массы, быстрых корональных выбросов массы и событий, связанных с солнечными энергичными частицами. [65] Основанный на физике метод, который может предсказывать неминуемые крупные солнечные вспышки, был предложен Институтом исследований окружающей среды космоса и Земли (ISEE) при Университете Нагои. [66]

Смотрите также

Ссылки

  1. ^ ab "Солнечные вспышки (отключения радиосигнала)". Центр прогнозирования космической погоды NOAA/NWS . Получено 11 ноября 2021 г.
  2. ^ ab Woods, Thomas N.; Kopp, Greg; Chamberlin, Phillip C. (2006). "Вклад солнечного ультрафиолетового излучения в общее солнечное излучение во время крупных вспышек". Journal of Geophysical Research . 111 (A10). Bibcode : 2005AGUFMSA33A..07W . doi : 10.1029/2005JA011507 .
  3. ^ Исикава, Син-носукэ; 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 : 2017NatAs...1..771I. дои : 10.1038/s41550-017-0269-z. ISSN  2397-3366.
  4. ^ Sigalotti, Leonardo Di G.; Cruz, Fidel (2023). «Раскрытие тайны солнечно-коронального нагрева». Physics Today . 76 (4): 34–40. Bibcode : 2023PhT....76d..34S. doi : 10.1063/pt.3.5217 . Получено 17.05.2024 .
  5. ^ Fletcher, L.; Dennis, BR; Hudson, HS; Krucker, S.; Phillips, K.; Veronig, A.; Battaglia, M.; Bone, L.; Caspi, A.; Chen, Q.; Gallagher, P.; Grigis, PT; Ji, H.; Liu, W.; Milligan, RO; Temmer, M. (сентябрь 2011 г.). "Обзор наблюдений солнечных вспышек" (PDF) . Space Science Reviews . 159 (1–4): 19–106. arXiv : 1109.5932 . Bibcode : 2011SSRv..159...19F. doi : 10.1007/s11214-010-9701-8. S2CID  21203102.
  6. ^ Моримото, Тару; Курокава, Хироки (31 мая 2002 г.). Влияние магнитных и гравитационных сил на ускорение солнечных нитей и корональные выбросы массы (PDF) . 地球惑星科 в 2002 году. Токио. Архивировано из оригинала (PDF) 11 июня 2011 года . Проверено 8 октября 2009 г.
  7. ^ Tandberg-Hanssen, E.; Martin, Sara F.; Hansen, Richard T. (март 1980). "Динамика вспышечных спреев" . Solar Physics . 65 (2): 357–368. Bibcode : 1980SoPh...65..357T . doi : 10.1007/BF00152799. ISSN  0038-0938. S2CID  122385884.
  8. ^ «Самая большая зафиксированная солнечная вспышка». Видимая Земля . НАСА. 15 мая 2001 г.
  9. ^ Чжу, Чуньмин; Лю, Руй; Александр, Дэвид; Макатир, Р. Т. Джеймс (19 апреля 2016 г.). «Наблюдение за эволюцией токового слоя во время солнечной вспышки». The Astrophysical Journal . 821 (2): L29. arXiv : 1603.07062 . Bibcode : 2016ApJ...821L..29Z . doi : 10.3847/2041-8205/821/2/L29 .
  10. ^ Прист, Э. Р.; Форбс, Т. Г. (2002). «Магнитная природа солнечных вспышек». The Astronomy and Astrophysics Review . 10 (4): 314–317. Bibcode : 2002A&ARv..10..313P. doi : 10.1007/s001590100013.
  11. ^ Холман, Гордон Д. (1 апреля 2006 г.). «Загадочное происхождение солнечных вспышек». Scientific American . Получено 17 октября 2023 г.
  12. ^ Райан, Джеймс М.; Ли, Мартин А. (1991-02-01). «О транспорте и ускорении частиц солнечных вспышек в корональной петле». The Astrophysical Journal . 368 : 316. Bibcode : 1991ApJ...368..316R. doi : 10.1086/169695. ISSN  0004-637X.
  13. ^ Брайан, Хэнди; Хадсон, Хью (14 июля 2000 г.). «Суперрегионы». Группа физики Солнца Университета штата Монтана . Получено 23 декабря 2021 г.
  14. ^ 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.
  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 КОРОНАС-Ф/СПИРИТ в линии Mg XII» . Исследования Солнечной системы . 40 (4): 286–293. Бибкод : 2006SoSyR..40..286G. дои : 10.1134/S0038094606040046. S2CID  121291767 . Получено 23 декабря 2021 г. .
  16. ^ Savage, Sabrina L.; McKenzie, David E. (1 мая 2011 г.). «Количественное исследование большой выборки нисходящих потоков над аркадами в эруптивных солнечных вспышках». The Astrophysical Journal . 730 (2): 98. arXiv : 1101.1540 . Bibcode : 2011ApJ...730...98S . doi : 10.1088/0004-637x/730/2/98 . S2CID 119273860 . 
  17. ^ ab "Шкалы космической погоды NOAA". Центр прогнозирования космической погоды NOAA/NWS . Получено 20 ноября 2021 г.
  18. ^ Rieger, E.; Share, GH; Forrest, DJ; Kanbach, G.; Reppin, C.; Chupp, EL (1984). «154-дневная периодичность в возникновении жестких солнечных вспышек?». Nature . 312 (5995): 623–625. Bibcode :1984Natur.312..623R. doi :10.1038/312623a0. S2CID  4348672.
  19. ^ Курочка, Л.Н. (апрель 1987 г.). «Распределение энергии 15 000 солнечных вспышек». Астрономический журнал . 64 : 443. Бибкод :1987АЖ....64..443К.
  20. ^ Кросби, Норма Б.; Ашванден, Маркус Дж.; Деннис, Брайан Р. (февраль 1993 г.). «Частотные распределения и корреляции параметров солнечных рентгеновских вспышек». Solar Physics . 143 (2): 275–299. Bibcode :1993SoPh..143..275C. doi :10.1007/BF00646488.
  21. ^ Ли, YP; Ган, WQ; Фэн, L. (март 2012 г.). «Статистический анализ тепловых аспектов солнечных вспышек». The Astrophysical Journal . 747 (2): 133. Bibcode : 2012ApJ...747..133L. doi : 10.1088/0004-637X/747/2/133.
  22. ^ Ашванден, Маркус Дж. (2011). Самоорганизованная критичность в астрофизике: статистика нелинейных процессов во Вселенной . Берлин, Гейдельберг: Springer. doi :10.1007/978-3-642-15001-2. ISBN 978-3-642-15001-2.
  23. ↑ Гарнер, Роб (6 сентября 2017 г.). «Солнце вспыхивает со значительной вспышкой». NASA . Получено 2 июня 2019 г. .
  24. ^ Schrijver, Carolus J.; Siscoe, George L. , ред. (2010), Гелиофизика: космические бури и радиация: причины и следствия, Cambridge University Press, стр. 375, ISBN 978-1107049048.
  25. ^ Pietrow, AGM (2022). Физические свойства хромосферных особенностей: Флаж, павлиньи струи и калибровка всего этого (PhD). Стокгольм, Швеция: Стокгольмский университет. doi : 10.13140/RG.2.2.36047.76968 .
  26. ^ Тандберг-Ханссен, Эйнар ; Эмсли, А. Гордон (1988). Физика солнечных вспышек . Cambridge University Press.
  27. ^ Reep, Jeffrey W.; Knizhnik, Kalman J. (3 апреля 2019 г.). «Что определяет интенсивность и продолжительность рентгеновского излучения солнечной вспышки?». The Astrophysical Journal . 874 (2): 157. arXiv : 1903.10564 . Bibcode : 2019ApJ...874..157R . doi : 10.3847/1538-4357/ab0ae7 . S2CID 85517195 . 
  28. ^ Reep, Jeffrey W.; Barnes, Will T. (октябрь 2021 г.). «Прогнозирование оставшейся продолжительности продолжающейся солнечной вспышки». Космическая погода . 19 (10). arXiv : 2103.03957 . Bibcode : 2021SpWea..1902754R . doi : 10.1029/2021SW002754 . S2CID 237709521 . 
  29. ^ "Глоссарий космической погоды". Центр прогнозирования космической погоды NOAA/NWS . Получено 18 апреля 2022 г.
  30. ^ "Продолжительность солнечных вспышек". Solar-Terrestrial Centre of Excellence . Получено 18 апреля 2022 г.
  31. ^ ab Yan, Maodong; Dang, Tong; Cao, Yu-Tian; Cui, Jun; Zhang, Binzheng; Liu, Zerui; Lei, Jiuhou (1 ноября 2022 г.). "Сравнительное исследование ионосферного отклика на солнечные вспышки на Земле, Венере и Марсе". The Astrophysical Journal . 939 (1): 23. Bibcode : 2022ApJ...939...23Y. doi : 10.3847/1538-4357/ac92ff .
  32. ^ Вернер, А. Л. Э.; Леблан, Ф.; Шофрей, Дж. Й.; Модоло, Р.; Айзава, С.; Хадид, Л. З.; Баскевич, К. (16 февраля 2022 г.). «Моделирование воздействия сильной солнечной вспышки X-класса на состав планетарных ионов в магнитосфере Меркурия». Geophysical Research Letters . 49 (3). Bibcode : 2022GeoRL..4996614W. doi : 10.1029/2021GL096614 .
  33. ^ Bhardwaj, Anil ; Branduardi-Raymont, G.; Elsner, RF; Gladstone, GR; Ramsay, G.; Rodriguez, P.; Soria, R.; Waite, JH; Cravens, TE (февраль 2005 г.). "Солнечный контроль над экваториальными рентгеновскими излучениями Юпитера: наблюдения XMM-Newton 26–29 ноября 2003 г.". Geophysical Research Letters . 32 (3). arXiv : astro-ph/0504670 . Bibcode :2005GeoRL..32.3S08B. doi : 10.1029/2004GL021497 .
  34. ^ Bhardwaj, Anil; Elsner, Ronald F.; Waite, Jr., J. Hunter; Gladstone, G. Randall; Cravens, Thomas E.; Ford, Peter G. (10 мая 2005 г.). «Наблюдение рентгеновской вспышки на Сатурне с помощью телескопа Chandra: доказательства прямого солнечного контроля рентгеновских излучений диска Сатурна». The Astrophysical Journal . 624 (2): L121–L124. arXiv : astro-ph/0504110 . Bibcode :2005ApJ...624L.121B. doi : 10.1086/430521 .
  35. ^ abc Mitra, AP (1974). Ионосферные эффекты солнечных вспышек . Библиотека астрофизики и космической науки. Том 46. Дордрехт: Springer. doi :10.1007/978-94-010-2231-6. ISBN 978-94-010-2233-0.
  36. ^ "Влияние вспышек". Веб-сайт RHESSI . NASA . Получено 23 декабря 2021 г.
  37. ^ Хейс, Лора А.; О'Хара, Оскар С.Д.; Мюррей, Софи А.; Галлахер, Питер Т. (ноябрь 2021 г.). «Влияние солнечных вспышек на нижнюю ионосферу Земли». Solar Physics . 296 (11): 157. arXiv : 2109.06558 . Bibcode : 2021SoPh..296..157H. doi : 10.1007/s11207-021-01898-y.
  38. ^ Смиттро, К. Г.; Соломон, С. К. (август 2008 г.). «Улучшенная параметризация нагрева теплового электрона фотоэлектронами с применением к вспышке X17». Журнал геофизических исследований: космическая физика . 113 (A8). Bibcode : 2008JGRA..113.8307S. doi : 10.1029/2008JA013077 .
  39. ^ Fallows, K.; Withers, P.; Gonzalez, G. (ноябрь 2015 г.). «Отклик ионосферы Марса на солнечные вспышки: анализ данных радиозатмения MGS». Журнал геофизических исследований: космическая физика . 120 (11): 9805–9825. Bibcode : 2015JGRA..120.9805F. doi : 10.1002/2015JA021108 .
  40. ^ Thiemann, EMB; Andersson, L.; Lillis, R.; Withers, P.; Xu, S.; Elrod, M.; Jain, S.; Pilinski, MD; Pawlowski, D.; Chamberlin, PC; Eparvier, FG; Benna, M.; Fowler, C.; Curry, S.; Peterson, WK; Deighan, J. (28 августа 2018 г.). «Реакция ионосферы Марса на солнечную вспышку X8.2 10 сентября 2017 г.». Geophysical Research Letters . 45 (16): 8005–8013. Bibcode : 2018GeoRL..45.8005T. doi : 10.1029/2018GL077730 .
  41. ^ Лолло, Энтони; Уизерс, Пол; Фэллоуз, Кэтрин; Гиразиан, Закари; Матта, Маджд; Чемберлин, ПК (май 2012 г.). «Численное моделирование ионосферы Марса во время солнечной вспышки». Журнал геофизических исследований: космическая физика . 117 (A5). Bibcode : 2012JGRA..117.5314L. doi : 10.1029/2011JA017399 .
  42. ^ Томпсон, Ричард. "Эффект солнечной вспышки". Австралийское бюро метеорологии, Центр прогнозирования космической погоды . Получено 12 мая 2022 г.
  43. ^ Курто, Хуан Хосе (2020). «Геомагнитные эффекты солнечных вспышек: обзор». Журнал космической погоды и космического климата . 10 : 27. Bibcode : 2020JSWSC..10...27C. doi : 10.1051/swsc/2020027 . S2CID  226442270.
  44. ^ Уиттакер, Ян. «Невидимые космические убийцы — Опасности космической радиации как внутри, так и за пределами Солнечной системы». Physiology News Magazine . doi :10.36866/pn.117.36. S2CID  214067105 . Получено 14 июня 2022 г. .
  45. ^ Смит, Дэвид С.; Скало, Джон (март 2007 г.). «Опасности солнечных рентгеновских вспышек на поверхности Марса». Planetary and Space Science . 55 (4): 517–527. arXiv : astro-ph/0610091 . Bibcode : 2007P&SS...55..517S. doi : 10.1016/j.pss.2006.10.001.
  46. ^ Джейн, Раджмал; Авасти, Арун К.; Трипати, Шарад К.; Бхатт, Нипа Дж.; Хан, Парваиз А. (август 2012 г.). «Влияние рентгеновских лучей солнечных вспышек на обитаемость Марса». Icarus . 220 (2): 889–895. Bibcode :2012Icar..220..889J. doi :10.1016/j.icarus.2012.06.011.
  47. ^ Thirupathaiah, P.; Shah, Siddhi Y.; Haider, SA (сентябрь 2019 г.). «Характеристики солнечных рентгеновских вспышек и их влияние на ионосферу и исследование Марса человеком: радионаучные наблюдения MGS». Icarus . 330 : 60–74. Bibcode :2018cosp...42E1350H. doi :10.1016/j.icarus.2019.04.015.
  48. ^ Винклер, Дж. Р. (1964-01-01). «Энергичные рентгеновские всплески от солнечных вспышек». Специальное издание НАСА . 50 : 117. Bibcode : 1964NASSP..50..117W.
  49. ^ Carrington, RC (ноябрь 1859 г.). «Описание необычного явления, увиденного на Солнце 1 сентября 1859 г.». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 20 : 13–15. Bibcode : 1859MNRAS..20...13C . doi : 10.1093/mnras/20.1.13 .
  50. ^ ab Carrington, Richard C. (ноябрь 1859 г.). «Описание особого явления, увиденного на Солнце 1 сентября 1859 г.». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 20 (1): 13–15. Bibcode : 1859MNRAS..20...13C. doi : 10.1093/mnras/20.1.13 .
  51. ↑ Ходжсон, Ричард (ноябрь 1859 г.). «О любопытном явлении, увиденном на Солнце». Monthly Notices of the Royal Astronomical Society . 20 (1): 15–16. doi : 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 Ha». Природные коммуникации . 8 (1): 15905. Бибкод : 2017NatCo...815905D. doi : 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 г. Получено 21 мая 2012 г.
  54. ^ Белл, Труди Э.; Филлипс, Тони (6 мая 2008 г.). "Суперсолнечная вспышка". Science News . NASA Science. Архивировано из оригинала 12 апреля 2010 г. Получено 22 декабря 2012 г.
  55. ^ Cliver, EW; Svalgaard, L. (октябрь 2004 г.). «Солнечно-земное возмущение 1859 г. и текущие пределы экстремальной активности космической погоды». Solar Physics . 224 (1–2): 407–422. Bibcode :2004SoPh..224..407C. doi :10.1007/s11207-005-4980-z. S2CID  120093108.
  56. ^ Вудс, Том. "Солнечные вспышки" (PDF) . Архивировано (PDF) из оригинала 23 октября 2015 г. . Получено 24 ноября 2019 г. .
  57. ^ Cliver, Edward W.; Dietrich, William F. (4 апреля 2013 г.). "The 1859 space weather event revisited: limits of extreme activity" (PDF) . J. Space Weather Space Clim . 3 : A31. Bibcode :2013JSWSC...3A..31C. doi :10.1051/swsc/2013053 . Получено 31 декабря 2023 г. .
  58. ^ "X-Whatever Flare! (X 28)". SOHO Hotshots . ESA/NASA. 4 ноября 2003 г. Получено 21 мая 2012 г.
  59. ^ «Самая большая вспышка на солнце оказалась даже больше, чем предполагалось | SpaceRef – Ваш космический справочник». SpaceRef. 2004-03-15. Архивировано из оригинала 2012-09-10 . Получено 21 мая 2012 г.
  60. ^ Курто, Хуан Хосе; Кастель, Хосеп; Морал, Ферран Дель (2016). «Sfe: в ожидании большого». Журнал космической погоды и космического климата . 6 : A23. Bibcode : 2016JSWSC...6A..23C. doi : 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 сложных активных областей". The Astrophysical Journal . 631 (2): 638. Bibcode : 2005ApJ...631..628M . doi : 10.1086/432412 .
  63. ^ Wheatland, MS (2008). «Байесовский подход к прогнозированию солнечных вспышек». The Astrophysical Journal . 609 (2): 1134–1139. arXiv : astro-ph/0403613 . Bibcode : 2004ApJ...609.1134W . doi : 10.1086/421261 . S2CID 10273389 . 
  64. ^ "Прогнозы". Центр прогнозирования космической погоды NOAA/NWS . Получено 17 октября 2023 г.
  65. ^ Фальконер, Дэвид; Баргхоути, Абдулнассер Ф.; Хазанов, Игорь; Мур, Рон (апрель 2011 г.). "Инструмент для эмпирического прогнозирования крупных вспышек, выбросов корональной массы и событий солнечных частиц с использованием косвенного показателя свободной магнитной энергии активных областей". Космическая погода . 9 (4). Bibcode : 2011SpWea...9.4003F . doi : 10.1029/2009SW000537 . hdl : 2060/20100032971 .
  66. ^ Кусано, Канья; Иджу, Томоя; Бамба, Юми; Иноуэ, Сатоши (31 июля 2020 г.). «Физический метод, который может предсказывать надвигающиеся крупные солнечные вспышки». Science . 369 (6503): 587–591. Bibcode : 2020Sci...369..587K . doi : 10.1126/science.aaz2511 . PMID  32732427.

Внешние ссылки

На Викискладе есть медиафайлы по теме Солнечные вспышки .