Sluneční erupce - Solar flare

Sluneční erupce a jeho zvýraznění erupce zaznamenal 7. června 2011 od SDO v extrémní ultrafialové
Vývoj magnetismu na Slunci
Dne 31. Při pohledu sem z Observatoře sluneční dynamiky sluneční záření způsobila, že 3. září byly na Zemi vidět polární záře.

Sluneční erupce je náhlé záblesk zvýšeného jasu na Slunci , obvykle pozorované u jejího povrchu a v těsné blízkosti slunečních skvrn skupině. Mocné světlice jsou často, ale ne vždy, doprovázeny katapultací koronální hmoty . I ty nejsilnější světlice jsou sotva detekovatelné v celkovém slunečním záření („sluneční konstanta“).

Sluneční erupce se vyskytují v mocninném spektru velikostí; Pojistka energie typicky 10 20 joulů na energie postačuje k výrobě jasně pozorovatelné události, zatímco hlavní událost může emitovat až 10 25 joulů. Ačkoli byly původně pozorovány ve viditelném elektromagnetickém spektru, zejména v emisní linii vodíku, nyní je lze detekovat od rádiových vln po gama paprsky.

Světlice jsou úzce spojeny s vyhození plazmatu a částic prostřednictvím v Sun ‚s korony do meziplanetárního prostoru ; světlice také vydávají rádiové vlny . Pokud je vyhození ve směru Země, částice spojené s touto poruchou mohou proniknout do horní atmosféry ( ionosféry ) a způsobit jasné polární záře a dokonce mohou narušit dálkovou rádiovou komunikaci. Vysunutí solárního plazmatu na Zemi obvykle trvá několik dní . Světlice se vyskytují i ​​na jiných hvězdách, kde platí termín hvězdné světlice . Částice s vysokou energií, které mohou být relativistické , mohou dorazit téměř současně s elektromagnetickým zářením.

Popis

Sluneční erupce ovlivňují všechny vrstvy sluneční atmosféry ( fotosféra , chromosféra a koróna ). Plazma médium se zahřeje na desítky milionů Kelvinů , zatímco elektrony , protony a těžší ionty jsou urychlovány na hodnotu blízkou rychlosti světla . Světlice produkují elektromagnetické záření napříč elektromagnetickým spektrem na všech vlnových délkách , od rádiových vln až po gama paprsky . Většina energie je rozložena na frekvencích mimo zrakový rozsah; většina světlic není viditelná pouhým okem a musí být pozorována speciálními nástroji. Světlice se vyskytují v aktivních oblastech kolem slunečních skvrn , kde intenzivní magnetická pole pronikají do fotosféry, aby spojily korónu se solárním interiérem. Světlice jsou poháněny náhlým (časové rozpětí minut až desítek minut) uvolněním magnetické energie uložené v koróně. Stejné uvolňování energie může způsobit ejekce koronální hmoty (CME), i když vztah mezi CME a světlicemi stále není dobře znám.

Rentgenové paprsky a ultrafialové záření vyzařované slunečními erupcemi mohou ovlivnit ionosféru Země a narušit radiovou komunikaci na velkou vzdálenost. Přímé rádiové emise na decimetrických vlnových délkách mohou narušit provoz radarů a dalších zařízení, která tyto frekvence používají.

Sluneční erupce byly poprvé pozorovány na Slunci Richardem Christopherem Carringtonem a nezávisle Richardem Hodgsonem v roce 1859 jako lokalizovaná viditelná zjasnění malých oblastí ve skupině slunečních skvrn. Hvězdné erupce lze odvodit pohledem na světelné křivky vytvořené z dalekohledu nebo satelitních dat různých jiných hvězd.

Frekvence výskytu slunečních erupcí se mění po 11letém slunečním cyklu . Může se pohybovat od několika za den během slunečního maxima po méně než jeden každý týden během slunečního minima . Velké světlice jsou méně časté než menší.

Způsobit

K vzplanutí dochází, když zrychlené nabité částice, hlavně elektrony, interagují s plazmatickým médiem. Důkazy naznačují, že fenomén magnetického opětovného připojení vede k tomuto extrémnímu zrychlení nabitých částic. Na Slunci může dojít k magnetickému opětovnému připojení na solárních arkádách - sérii těsně se vyskytujících smyček po magnetických siločarách. Tyto siločáry se rychle znovu spojí do nižší arkády smyček a ponechají šroubovici magnetického pole nepřipojenou ke zbytku arkády. Náhlé uvolnění energie v tomto opětovném připojení je původem zrychlení částic. Nespojené magnetické šroubovicové pole a materiál, který obsahuje, se mohou prudce rozšiřovat směrem ven a vytvářet ejekci koronální hmoty. To také vysvětluje, proč sluneční erupce obvykle vybuchují z aktivních oblastí na Slunci, kde jsou magnetická pole mnohem silnější.

Ačkoli existuje obecná shoda na zdroji energie vzplanutí, příslušné mechanismy stále nejsou dobře známy. Není jasné, jak je magnetická energie transformována na kinetickou energii částic, ani není známo, jak lze některé částice urychlit do rozsahu GeV (10 9 elektronvoltů ) a dále. Existují také určité nesrovnalosti týkající se celkového počtu urychlených částic, který se někdy zdá být větší než celkový počet v koronální smyčce. Vědci nejsou schopni předpovídat světlice.

Klasifikace

Výkonné světlice třídy X vytvářejí radiační bouře, které produkují polární záře a mohou cestujícím létajícím nad póly poskytnout malé dávky radiace.
1. srpna 2010 Slunce ukazuje sluneční erupci třídy C3 (bílá oblast vlevo nahoře), sluneční tsunami (struktura podobná vlně, vpravo nahoře) a několik vláken magnetismu, které se zvedají z hvězdného povrchu.
Pozorování vesmírných lodí na světlici třídy X 20. března 2014.

Systém klasifikace slunečních erupcí používá písmena A, B, C, M nebo X podle špičkového toku ve wattech na metr čtvereční (W/m 2 ) rentgenových paprsků s vlnovými délkami 100 až 800 pikometrů (1 až 8 ångströms ), měřeno na Zemi kosmickou lodí GOES .

Klasifikace Přibližný rozsah špičkového toku při 100–800 pikometrů
(wattů/metr čtvereční)
A < 10–7
B 10 - 7 - 10 - 6
C 10 -6 - 10 -5
M 10 -5 - 10 -4
X > 10 - 4

Síla události v rámci třídy je označena číselnou příponou v rozmezí od 0 do 9, což je také faktorem této události v rámci třídy. Světlice X2 je tedy dvakrát silnější než světlice X1, světlice X3 je třikrát silnější než X1 a pouze o 50% silnější než X2. X2 je čtyřikrát silnější než světlice M5.

H-alfa klasifikace

Dřívější klasifikace světlic byla založena na spektrálních pozorováních Ha . Schéma využívá jak intenzitu, tak vyzařující povrch. Klasifikace intenzity je kvalitativní a odkazuje na světlice jako: slabé ( f ), normální ( n ) nebo brilantní ( b ). Povrch vyzařování se měří v miliontinách polokoule a je popsán níže. (Celková plocha polokoule A H = 15,5 × 10 12 km 2. )

Klasifikace Opravená oblast
(miliontiny polokoule)
S <100
1 100–250
2 250–600
3 600–1200
4 > 1200

Záblesk je potom klasifikován podle S nebo čísla, které představuje jeho velikost, a písmene, které představuje jeho špičkovou intenzitu, vg: Sn je normální sluneční záře .

Nebezpečí

Masivní sluneční erupce třídy X6.9, 9. srpna 2011

Sluneční erupce silně ovlivňují místní vesmírné počasí v blízkosti Země. Mohou produkovat proudy vysoce energetických částic ve slunečním větru nebo hvězdném větru , známém jako událost slunečních částic . Tyto částice mohou ovlivnit magnetosféru Země (viz hlavní článek o geomagnetické bouři ) a představovat radiační nebezpečí pro kosmické lodě a astronauty. Navíc jsou masivní sluneční erupce někdy doprovázeny koronálními ejekcemi hmoty (CME), které mohou spouštět geomagnetické bouře , o nichž je známo, že na delší dobu deaktivují satelity a vyřadí pozemské elektrické energetické sítě.

Měkký rentgenový tok světlic třídy X zvyšuje ionizaci horních vrstev atmosféry, což může interferovat s krátkovlnnou rádiovou komunikací a může zahřívat vnější atmosféru, a tím zvýšit odpor u satelitů s nízkou oběžnou dráhou, což vede k orbitálnímu rozpadu. Energetické částice v magnetosféře přispívají k polární záři a aurora australis . Energie ve formě tvrdých rentgenových paprsků může elektroniku kosmických lodí poškodit a je obecně výsledkem velkého výronu plazmy v horní chromosféře.

Radiační rizika, která představují sluneční erupce, jsou hlavním problémem diskusí o lidské misi na Mars , Měsíc nebo jiné planety. Energetické protony mohou procházet lidským tělem, což způsobuje biochemické poškození , což představuje nebezpečí pro astronauty během meziplanetárního cestování. K ochraně astronautů by byl zapotřebí nějaký druh fyzického nebo magnetického stínění. Většina protonových bouří trvá nejméně dvě hodiny od okamžiku vizuální detekce, než dosáhne oběžné dráhy Země. Sluneční erupce 20. ledna 2005 uvolnila nejvyšší koncentraci protonů, jaká byla kdy přímo měřena, což by astronautům na Měsíci poskytlo málo času na to, aby se dostali do úkrytu.

Pozorování

Světlice produkují záření napříč elektromagnetickým spektrem, i když s různou intenzitou. Ve viditelném světle nejsou příliš intenzivní, ale v určitých spektrálních čarách mohou být velmi jasné. Normálně produkují bremsstrahlung v rentgenových paprscích a synchrotronové záření v rádiu.

Dějiny

Optická pozorování

Richard Carrington poprvé pozoroval světlici 1. září 1859 promítáním obrazu vytvořeného optickým dalekohledem přes širokopásmový filtr. Byla to mimořádně intenzivní záře bílého světla . Vzhledem k tomu, že světlice produkují značné množství záření na Ha , přidání úzkého (≈1 Å) propustného filtru se středem na této vlnové délce do optického dalekohledu umožňuje pozorování nepříliš jasných světlic pomocí malých dalekohledů. Po celá léta byl Ha hlavním, ne -li jediným zdrojem informací o slunečních erupcích. Používají se také jiné filtry propustného pásma.

Rádiová pozorování

Během druhé světové války , 25. a 26. února 1942, britští radaroví operátoři pozorovali záření, které Stanley Hey interpretoval jako sluneční emise. Jejich objev se dostal na veřejnost až na konci konfliktu. Ve stejném roce Southworth také pozoroval Slunce v rádiu, ale stejně jako u Hey, jeho pozorování byla známá až po roce 1945. V roce 1943 Grote Reber jako první hlásil radioastronomická pozorování Slunce na 160 MHz. Rychlý rozvoj radioastronomy odhalil nové zvláštnosti sluneční aktivity, jako jsou bouře a výbuchy související se světlicemi. Pozemní radioteleskopy dnes pozorují Slunce od cca. 15 MHz až 400 GHz.

Vesmírné dalekohledy

Od počátku průzkumu vesmíru byly teleskopy vysílány do vesmíru, kde je možné detekovat vlnové délky kratší než UV, které jsou zcela absorbovány zemskou atmosférou a kde mohou být světlice velmi jasné. Od 70. let 20. století řada satelitů GOES pozoruje Slunce v měkkých rentgenových paprscích a jejich pozorování se stalo standardním měřítkem světlic, což zmenšuje význam klasifikace Ha . Tvrdé rentgenové paprsky byly pozorovány mnoha různými přístroji, z nichž nejdůležitější je dnes Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager ( RHESSI ). Nicméně pozorování UV jsou dnes hvězdami slunečního zobrazování s neuvěřitelnými jemnými detaily, které odhalují složitost sluneční koróny . Kosmická loď může také přinést rádiové detektory na extrémně dlouhých vlnových délkách (až několik kilometrů), které se nemohou šířit ionosférou .

Optické dalekohledy

Dvě po sobě jdoucí fotografie jevu sluneční erupce. Sluneční kotouč byl na těchto fotografiích zablokován pro lepší vizualizaci doprovodné vyčnívající výtečnosti.

Radioteleskopy

  • Nançay Radioheliographe (NRH) je interferometr složený ze 48 antén pozorujících vlnové délky metr-decimetr. Radioheliograf je instalován na Nançay Radio Observatory ve Francii.
  • Owens Valley Solar Array (OVSA) je rádiový interferometr provozovaný technologickým institutem v New Jersey, který se původně skládal ze 7 antén, pozorujících od 1 do 18 GHz v levé i pravé kruhové polarizaci. OVSA sídlí v Owens Valley v Kalifornii. Nyní se po rozšíření nazývá Expanded Owens Valley Solar Array (EOVSA), aby se upgradoval její řídicí systém a zvýšil celkový počet antén na 15.
  • Nobeyama Radioheliograph (NoRH) je interferometr instalovaný na Nobeyama Radio Observatory v Japonsku, tvořený 84 malými (80 cm) anténami, s přijímači pracujícími současně na 17 GHz (levá a pravá polarizace) a 34 GHz. Neustále pozoruje Slunce a vytváří každodenní snímky.
  • Siberian Solar Radio Telescope (SSRT) je speciální solární radioteleskop určený pro studium sluneční aktivity v mikrovlnném rozsahu (5,7 GHz), kde jsou procesy probíhající ve sluneční koróně přístupné pozorování na celém slunečním disku. Jedná se o zkřížený interferometr, skládající se ze dvou soustav 128x128 parabolických antén o průměru 2,5 metru, rozmístěných ve stejné vzdálenosti 4,9 metru a orientovaných ve směru EW a NS. Nachází se v zalesněném údolí oddělujícím dva horské hřebeny Východních Sajanů a Khamar-Daban, 220 km od ruského Irkutska.
  • Nobeyama Radio Polarimeters je sada radioteleskopů instalovaných na Nobeyama Radio Observatory, která nepřetržitě pozoruje úplné Slunce (žádné obrázky) na frekvencích 1, 2, 3,75, 9,4, 17, 35 a 80 GHz, vlevo a vpravo polarizace.
  • Dalekohled Solar Submillimeter Telescope je teleskop s jednou miskou, který nepřetržitě pozoruje Slunce na 212 a 405 GHz. Je instalován na Complejo Astronomico El Leoncito v Argentině. Má ohniskové pole složené ze 4 paprsků při 212 GHz a 2 při 405 GHz, a proto dokáže okamžitě lokalizovat polohu vyzařujícího zdroje SST je jediným aktuálně provozovaným slunečním submilimetrovým dalekohledem.
  • Polarizační emise milimetrové aktivity na Slunci (POEMAS) je systém dvou kruhových polarizačních slunečních radioteleskopů pro pozorování Slunce na 45 a 90 GHz. Novou charakteristikou těchto nástrojů je schopnost měřit kruhové pravostranné a levostranné polarizace na těchto vysokých frekvencích. Systém je nainstalován v Complejo Astronomico El Leoncito v Argentině . Zahájil provoz v listopadu 2011. V listopadu 2013 byl offline kvůli opravám. Očekává se, že se k pozorování vrátí v lednu 2015.
  • Bleien Radio Observatory je sada radioteleskopů pracujících poblíž Gränichenu (Švýcarsko). Neustále pozorují radiovou emisi sluneční erupce od 10 MHz (ionosférický limit) do 5 GHz. Širokopásmové spektrometry jsou známé jako Phoenix a CALLISTO.

Vesmírné dalekohledy

GOES-17 zachycuje sluneční erupci třídy C 28. května 2018 v různých spektrálních pásmech
Ultrafialový snímek GOES-16 sluneční erupce M1.1 29. května 2020

Následující mise kosmických lodí mají jako hlavní pozorovací cíl světlice.

  • Yohkoh - Kosmická loď Yohkoh (původně Solar A) pozorovala Slunce pomocí různých nástrojů od svého startu v roce 1991 až do jeho selhání v roce 2001. Pozorování se týkala období od jednoho slunečního maxima k druhému. Dva nástroje zvláště vhodné pro pozorování světlic byly Soft X-ray Telescope (SXT), nízkoenergetický rentgenový teleskop pro fotonové energie řádu 1 keV a Hard X-ray Telescope (HXT), počítání kolimace nástroj, který vytvářel obrazy v rentgenových paprscích s vyšší energií (15–92 keV) syntézou obrazu.
  • WIND - Kosmická loď Wind se věnuje studiu meziplanetárního média. Vzhledem k tomu, že hlavním hnacím motorem je sluneční vítr, lze efekty slunečních erupcí vysledovat pomocí nástrojů na palubě větru. Některé z experimentů WIND jsou: velmi nízkofrekvenční spektrometr (WAVES), detektory částic (EPACT, SWE) a magnetometr (MFI).
  • GOES -Kosmická loď GOES jsou satelity na geostacionárních oběžných drahách kolem Země, které od poloviny 70. let měřily měkký rentgenový tok od Slunce, po použití podobných přístrojů na satelity Solrad . Pro klasifikaci světlic se běžně používá rentgenové pozorování GOES, přičemž A, B, C, M a X představují různé síly deseti-světlice třídy X má špičkový tok 1–8 Å nad 0,0001 W/m 2 .
  • RHESSI - K Reuven Ramaty vysoké energie Sluneční spektrální Imager byl navržen tak, aby obrazové slunečních erupcí v energetickými fotony z měkkého rentgenového záření (cca 3 keV) gama záření (až do asi 20 MeV), a poskytnout vysokým rozlišením spektroskopie až gama- paprskové energie ca. 20 MeV. Kromě toho měl schopnost provádět prostorově rozlišenou spektroskopii s vysokým spektrálním rozlišením. Po více než 16 letech provozu byl vyřazen z provozu v srpnu 2018.
  • SOHO - Sluneční a heliospherická observatoř je spolupráce mezi ESA a NASA, která je v provozu od prosince 1995. Nese 12 různých přístrojů, mezi nimi Extreme ultrafialový zobrazovací dalekohled (EIT), Velký úhel a Spektrometrický koronograf (LASCO) a Michelson Doppler Imager (MDI). SOHO je na halo oběžné dráze kolem bodu L1 Země-Slunce .
  • TRACE - Transition Region and Coronal Explorer je program NASA Small Explorer (SMEX), který zobrazuje sluneční korónu a přechodovou oblast ve vysokém úhlovém a časovém rozlišení. Má propustné filtry na 173 Å, 195 Å, 284 Å, 1600 Å s prostorovým rozlišením 0,5 arc sec, nejlepší na těchto vlnových délkách.
  • SDO - The Solar Dynamics Observatory je projekt NASA složený ze 3 různých přístrojů: helioseismického a magnetického zobrazovače (HMI), sestavy atmosférického zobrazování (AIA) a experimentu extrémní variability ultrafialového záření (EVE). Funguje od února 2010 na geosynchronní oběžné dráze Země.
  • Hinode - Kosmická loď Hinode, původně nazývaná Solar B, byla vypuštěna Japonskou agenturou pro letecký průzkum v září 2006 za účelem přesnějšího pozorování slunečních erupcí. Jeho přístrojové vybavení, dodávané mezinárodní spoluprací zahrnující Norsko, Spojené království, USA a Afriku, se zaměřuje na silná magnetická pole považovaná za zdroj slunečních erupcí. Takové studie osvětlují příčiny této činnosti a možná pomáhají předpovídat budoucí světlice a tím minimalizovat jejich nebezpečné účinky na satelity a astronauty.
  • ACE - Advanced Composition Explorer byl spuštěn v roce 1997 na halo oběžnou dráhu kolem bodu L1 Země – Slunce . Nese spektrometry, magnetometry a detektory nabitých částic pro analýzu slunečního větru. Maják RTSW (Real Time Solar Wind) je nepřetržitě monitorován sítí pozemních stanic sponzorovaných NOAA, aby včas varoval před pozemskými CME.
  • MAVEN - Mise Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN (MAVEN), která odstartovala ze stanice Cape Canaveral Air Force Station 18. listopadu 2013, je první misí věnovanou porozumění marťanské horní atmosféře. Cílem MAVEN je určit úlohu, kterou hraje ztráta atmosférického plynu do vesmíru při změně marťanského klimatu v čase. Extrémní ultrafialový (EUV) monitor na MAVEN je součástí přístroje Langmuir Probe and Waves (LPW) a měří vstup a variabilitu slunečního EUV a vlnového ohřevu horní atmosféry Marsu.
  • STEREO -Solar Terrestrial Relations Observatory je sluneční pozorovací mise skládající se ze dvou téměř identických kosmických lodí, které byly vypuštěny v roce 2006. Kontakt se STEREO-B byl ztracen v roce 2014, ale STEREO-A je stále v provozu. Každá kosmická loď nese několik nástrojů, včetně kamer, detektorů částic a rádiového sledovače.

Kromě těchto zařízení pro pozorování Slunce pozoruje mnoho neslunních astronomických satelitů světlice buď záměrně (např. NuSTAR ), nebo jednoduše proto, že pronikající tvrdé záření pocházející ze světlice může snadno proniknout do většiny forem stínění.

Příklady velkých slunečních erupcí

Krátké vyprávěné video o Fermiho pozorování světla s nejvyšší energií, jaké kdy bylo spojeno s erupcí na Slunci v březnu 2012
Aktivní oblast 1515 vydala 6. července 2012 světlici třídy X1.1 z pravého dolního rohu Slunce, vrcholila v 19:08 EDT. Tato erupce způsobila výpadek rádia, označený jako R3 na stupnici Národní správy oceánů a atmosféry, která jde od R1 do R5.
Vesmírné počasí - březen 2012.

Nejsilnější světlice, která byla kdy pozorována, byla první, která byla pozorována 1. září 1859 a byla hlášena britským astronomem Richardem Carringtonem a nezávisle pozorovatelem jménem Richard Hodgson. Tato událost se jmenuje Sluneční bouře z roku 1859 nebo „Carringtonská událost“. Světlice byla viditelná pouhým okem (v bílém světle ) a vytvářela ohromující polární záře až do tropických zeměpisných šířek, jako je Kuba nebo Havaj, a zapálila telegrafní systémy. Světlice zanechala na grónském ledu stopu ve formě dusičnanů a berylia-10 , které umožňují dnes změřit její sílu. Cliver a Svalgaard zrekonstruovali účinky této erupce a porovnali ji s jinými událostmi za posledních 150 let. Jejich slova: „Přestože má událost roku 1859 blízké soupeře nebo nadřízené v každé z výše uvedených kategorií aktivit v kosmickém počasí, je to jediná zdokumentovaná událost za posledních 150 let, která se objevuje na vrcholu všech seznamů nebo v jejich blízkosti. " Intenzita světlice byla odhadnuta na přibližně X50.

Ultrarychlá katapultáž koronální hmoty ze srpna 1972 je podezřelá ze spouštění magnetických pojistek na námořní miny během války ve Vietnamu a byla by život ohrožující událostí pro astronauty Apolla, kdyby k ní došlo během mise na Měsíc.

V moderní době došlo k největší sluneční erupci měřené pomocí přístrojů 4. listopadu 2003 . Tato událost nasytila ​​detektory GOES, a proto je její klasifikace pouze přibližná. Zpočátku, extrapolace křivky GOES, byla odhadnuta na X28. Pozdější analýza ionosférických účinků navrhla zvýšit tento odhad na X45. Tato událost poskytla první jasný důkaz nové spektrální složky nad 100 GHz.

Další velké sluneční erupce také nastaly 2. dubna 2001 (X20), 28. října 2003 (X17.2 a 10), 7. září 2005 (X17), 17. února 2011 (X2), 9. srpna 2011 (X6. 9), 7. března 2012 (X5.4), 6. července 2012 (X1.1). 6. července 2012 zasáhla sluneční bouře těsně po půlnoci britského času, kdy ze sluneční skvrny AR1515 vystřelila sluneční erupce X1.1. Další sluneční erupce X1.4 z oblasti Slunce AR 1520, druhá v týdnu, dorazila na Zemi 15. července 2012 s geomagnetickou bouří na úrovni G1 – G2. 24. října 2012 byla zaznamenána erupce třídy X1.8. Počátkem roku 2013 došlo k velké aktivitě slunečních erupcí, zejména během 48 hodin počínaje 12. květnem 2013, celkem byly zaznamenány čtyři sluneční erupce třídy X emitované v rozmezí od X1.2 a výše po X3.2, přičemž druhý z nich byl jedním z největších světlic roku 2013. Odcházející komplex slunečních skvrn AR2035-AR2046 vybuchl 25. dubna 2014 v 0032 UT, což způsobilo silnou sluneční erupci třídy X1.3 a výpadek komunikace HF na denní straně Země. Observatoř sluneční dynamiky NASA zaznamenala záblesk extrémního ultrafialového záření z výbuchu. Observatoř Solar Dynamics zaznamenala 6. září 2017 světlici třídy X9.3 kolem 1200 UTC.

23. července 2012 Země sotva minula masivní, potenciálně škodlivou, sluneční bouři (sluneční erupce, vyhazování koronální hmoty a elektromagnetické záření ). V roce 2014 Pete Riley z Predictive Science Inc. publikoval článek, ve kterém se pokusil vypočítat pravděpodobnost podobné sluneční bouře postihující Zemi během příštích 10 let extrapolací záznamů minulých slunečních bouří od 60. let do současnosti. Došel k závěru, že může existovat až 12% šance, že k takové události dojde.

Flare sprej

Světlice jsou typem erupce spojené se slunečními erupcemi. Zahrnují rychlejší vyhození materiálu než erupční protuberance a dosahují rychlostí 20 až 2 000 kilometrů za sekundu.

Periodicita vzplanutí

Erich Rieger objevil se spolupracovníky v roce 1984 období ~ 154 dní v tvrdých slunečních erupcích nejméně od slunečního cyklu 19 . Toto období bylo od té doby potvrzeno ve většině heliofyzikových dat a meziplanetárního magnetického pole a je běžně známé jako Riegerovo období . Období je rezonance harmonické složky byly hlášeny také z většiny typů dat v heliosphere . Mezi možné příčiny této sluneční rezonance větru patří vlivy planetárních souhvězdí na Slunci.

Předpověď

Současné metody predikce vzplanutí jsou problematické a neexistuje žádný náznak, že by aktivní oblast na Slunci způsobila vzplanutí. Mnoho vlastností slunečních skvrn a aktivních oblastí však koreluje s vzplanutím. Například magneticky složité oblasti (založené na přímém magnetickém poli) nazývané delta skvrny produkují největší světlice. Jako výchozí bod pro předpověď vzplanutí se běžně používá jednoduché schéma klasifikace slunečních skvrn způsobené McIntoshem nebo související s fraktální složitostí. Předpovědi jsou obvykle uváděny z hlediska pravděpodobnosti výskytu vzplanutí nad třídou M nebo X GOES do 24 nebo 48 hodin. US Národní úřad pro oceán a atmosféru (NOAA) vydává předpovědi tohoto druhu. MAG4 byl vyvinut na University of Alabama v Huntsville s podporou skupiny Space Radiation Analysis Group v Johnson Space Flight Center (NASA/SRAG) pro předpovídání světlic třídy M a X, CME, rychlých CME a solárních energetických částic. Metodu založenou na fyzice, která dokáže předpovědět bezprostřední velké sluneční erupce, navrhl Institut pro výzkum životního prostředí vesmírné Země (ISEE), Nagojská univerzita.

Viz také

Reference

externí odkazy