Наблюдения Солнца в диапазоне H-альфа - Солнечные вспышки

стр. 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7

Солнечные вспышки

ПРОИСХОЖДЕНИЕ И КЛАССИФИКАЦИЯ: солнечные вспышки - это интенсивные, внезапные выбросы энергии, которые происходят в областях с быстро перестраивающимся или изменяющимся от чрезмерного напряжения локальным магнитным полем. Причиной напряжение поля обычно становится противостоящий поток излучения, выходящий внутрь активной области или возле нее. Новый поток излучения нейтрализует уже существующие поля или отталкивает их в сторону. Так как силовые линии магнитного поля, внедренного в солнечную плазму, могут в ответ перестраиваться медленней, чем от них это требуют быстрые изменения, магнитное напряжение может постепенно нарастать, пока оно не достигнет точки экстремума. В некоторых случаях это порождает солнечную вспышку, а старый поток излучения отталкивается в сторону, создавая сильные градиенты на краях выходящего поля. По мере образования новой диполи, формируется пятно "p", которое продвигается вперед с большой скоростью, толкая перед собой уже существовавший поток излучения. Поле новой диполи также расширяется в других направлениях, замещая старое. Во то время как новый поток излучения с полярностью противоположного знака врезается в уже существующий, наблюдается немедленная перестройка или "перезамыкание" полей (видно как просветление в H-альфа), и в связи с тем, что солнечное вещество также выталкивается этим процессом, образуется нейтральная линия, перпендикулярная движению вещества. Эта линия определена срезанным и вытянутым перпендикулярно магнитным полем, разделяющим области с противоположной полярностью. Стоит заметить, что это не происходит, если движущееся пятно сталкивается с потоком одинаковой полярности. В дополнение к этому, сжатие и срез магнитных полей обычно происходит у движущихся пятен, а не у полей флоккулов. В некоторых случаях, вдоль нейтральной линии образуется т.н. волокно нейтральной линии - Neutral Line Filament, поддерживаемое горизонтально срезанными линиями поля. При наблюдениях с высоким разрешением можно увидеть, что темные волокна и волоконца в этой области выглядят удлиненными и ориентированными параллельно нейтральной линии, обычно выходя из основного волокна нейтральной линии. Далее, из-за такого среза магнитных полей, напряжение возрастает до тех пор, пока не станет возможным образование новой менее энергетической магнитной связи вещества вдоль нейтральной линии. Как только происходит обильное перезамыкание полей, магнитная энергия выбрасывается в форме вспышки, обычно вдоль или рядом с той частью нейтральной линии, где напряжение было самым сильным. Стремительная перестройка магнитных полей порождает сильный электрический ток, который нагревает плазму - это становится причиной очень яркого осветления вспышки, по крайней мере в два раза превышающей нормальный уровень хромосферной эмиссии. По мере угасания вспышки, срезанные и отмеченные волокном старые линии поля замещаются петлями от вспышки или арками перехода поля, которые, простираясь между областями с противоположной полярностью, отображают линии поля уже новой, менее энергетической конфигурации, почти перпендикулярно расположению старой нейтральной линии. С этого момента, магнитные поля соединены в наименьшем энергетическом состоянии и, если не образовывается новый поток излучения, вспышка заканчивается.

Частота появлений солнечных вспышек напрямую зависит от уровня солнечной активности. Наименьшее число вспышек происходит во время солнечного минимума. Когда солнечный цикл находится около своего максимума, можно наблюдать слабые вспышки каждый день, а сильные - по несколько раз в неделю. Активность и, зачастую, интенсивность вспышек достигает своего пика в годы солнечного максимума или сразу же после него.

Большинство вспышек на Солнце происходят в растущих или подвергнутых внешнему раздражению активных областях. Наибольшие вспышки происходят в группах класса бета-гамма и, особенно, дельта. Солнечные вспышки можно подразделить на два класса: сильные и компактные. Компактные вспышки - самые меньшие и наиболее частые, обычно происходят в уже существующей петле или дуговой волоконной системе и подвергают эти области наименьшим структурным изменениям. Компактные вспышки также могут быть замечены внутри или рядом с областями выхода потока излучения, в некоторых случаях порождая слабые выбросы вещества. Субвспышки - наименьшие из всех компактных вспышек, очень короткие по продолжительности и выглядят совсем не намного ярче, чем обычные флоккулы. Сильные вспышки, намного более сильные и долгие, часто порождают выбросы и веерообразные протуберанцы из яркого газа. Такие вспышки испускают сильные лучи в рентген диапазоне и массы энергетических частиц (выбросы корональных масс), что может привести к геомагнитным возмущениям на Земле. Сильные вспышки зачастую занимают большие площади на Солнце и становятся причиной увеличенной яркости флоккулов или появления феномена т.н. электронного осветления - образования похожие на вспышки вдалеке от основного театра действия. Иногда такие сильные импульсивные вспышки могут породить волну Моуртона - рассеяную дугу света, бегущую по солнечному диску. Волны Моуртона, разбивая волокна, которые могут встретиться на их пути, иногда заставляют их полностью исчезнуть и появиться позже рядом с изначальным местом их расположения.

На солнечном диске вспышки часто состоят их двух областей эмиссии по обе стороны магнитной линии инверсии, т.к. освобождение энергии в любом месте трубки потока нагревает поверхность в обеих точках, где вспышка соприкасается с поверхностью. В случаях, когда в действие вовлечено множество силовых линий, образуются две ленты эмиссии - т.н. двухленточная вспышка (Two Ribbon Flare). При сильных вспышках, область вспышки резко вытягивается по обе стороны нейтральной линии и делится при скорости 5-20 км/с, при этом образуется протуберанец типа петля от вспышки, соединяющий разрозненные элементы и приподнимающийся над поверхностью в область короны Солнца. Если одна лента вспышки находится рядом с солнечным пятном, то она будет маленькой и яркой в следствие того, что к пятну сходится много линий потока излучения. Ленты вспышек никогда не пересекаются с солнечными пятнами, т.к. магнитные поля пятен уже находятся в соединенном состоянии. В последних стадиях вспышки, ленты принимают вид двух тонких линий, сформированных пересечением тонкой оболочки горячего вещества в короне и поверхностью Солнца. В связи с тем, что перезамыкание поля, при котором происходят вспышки, подразумевает взаимодействие как минимум двух трубок потока, логично ожидать просветления четырех областей, что часто происходит при больших вспышках. Однако иногда можно наблюдать только одну или даже три яркие ленты вместо двух или четырех. Причины этого не ясны.

Солнечные вспышки оцениваются исходя из интенсивности их оптических, рентгеновских или радио потоков. Интенсивность мягкого рентген излучения измеряется погодными спутниками GOES в диапазоне 1~8 Ангстрем. Классы такого излучения обозначаются в виде Bn (n * 10^-7 w/m^2), Cn (n * 10^-6 w/m^2), Mn (n * 10^-5 w/m^2), Xn (n * 10^-4 w/m^2), где n - целое число. Следовательно, вспышка, классифицированная как M3 произведет поток мягкого рентгеновского излучения в 0.00003 Вт на квадратный метр. Оптически вспышкам дается оценка исходя из размера области, которую они занимают, измеренной квадратными градусами гелиоцентрической широты. Один квадратный градус в центре солнечного диска имеет сторону 12147 км; на среднем расстоянии Солнца от Земли, такая область видна как 17 секунд дуги. Оптический класс простирается от S (подвспышки) до 4 (наибольшие вспышки):

Также принято добавлять суффикс (f, n, b) по визуальной оценке яркости вспышки, где f - слабая, n - нормальная, b - яркая.

стр. 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7