Наблюдения Солнца в диапазоне H-альфа - Развитие солнечных вспышек

стр. 1, 2, 3, 4, 5, 6, 7

ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ РАЗВИТИЯ ВСПЫШЕК. Обычно перед появлением вспышек на диске можно наблюдать постепенно нарастающие H-альфа просветления. В случае больших вспышек, волокно нейтральной линии часто приподнимается над поверхностью на несколько десятков минут перед самой вспышкой; волокно может сильно потемнеть, уйти в синее крыло диапазона или расширить свой видимый диапазон. После этого происходит сама фаза вспышки яркой H-альфа эмиссии. Сама эмиссия вспышки, в свою очередь, обычно подразделяется на три части: 1) малые яркие ядра (часто видимые первыми) с широкой линией диапазона H-альфа интенсивностью до трех раз превышающей фотосферный континуум; 2) продолжительная область более узкой (около 1А) эмиссии непосредственно вовлеченной в основной выброс энергии и 3) яркие петли, соединяющие оставшиеся две ленты вспышки. При извержениях сильных вспышек волокно нейтральной линии взрывается, образуя веерообразный протуберанец, устремляется ввысь в закрученной петле эруптивного протуберанца или же просто распадается, турбулентно закручиваясь в самом начале вспышки. В дополнение к этому, можно наблюдать солнечное вещество, разбросанное вспышкой, которое низвергается вниз в виде коронального дождя по мере ее окончания. Если во время вспышки на флоккуле или пятне было наложено волокно, то оно извергнется вместе со вспышкой из-за конфликта магнитных полей: флоккульного или теневого вертикального и волоконного горизонтального. Если вспышка не "сносит" такое волокно, то это означает, что напряжение магнитного среза все еще присутствует и эта область может породить дальнейшие вспышки (т.н. гомологичные вспышки.) 

Часто вспышки происходят ближе к тому концу волокна нейтральной линии, где конфликт магнитных потоков из-за движений солнечных пятен наибольший. В некоторых случаях нейтральная линия вообще не содержит волокна, или же оно очень узкое и его достаточно трудно увидеть. Такое происходит когда поток полярности "f" неожиданно выходит прямо перед уже развившимся пятном "p". Таким образом кажется, что вспышка и ее выброс появились ниоткуда, даже если они и появились рядом с нейтральной линией. Волокна нейтральных линий также трудно наблюдать, если область EFR стремительно начинает замещать уже существующие слабые поля, производя компактные или небольшие вспышки. Большинство из вспышек демонстрируют довольно быстрое начальное увеличение яркости, достигая своего максимума всего через несколько минут. Вспышка затем остается яркой на какое-то время (обычно чуть дольше, чем занимает процесс разгорания), а потом начинает гаснуть. Однако, некоторые из вспышек, известные как "продолжительные события" - Long Duration Events (LDE) имеют более пологую кривую разгорания и менее импульсивны, оставаясь видимыми на протяжении до 12 часов.

ВСПЫШКИ В БЕЛОМ СВЕТЕ. Несмотря на то, что солнечные вспышки в белом свете - редкость, иногда можно увидеть сильные вспышки с яркой эмиссией над темной тенью или полутенью пятен. В белом свете такие события видны как небольшие полоски просветления, обычно длящиеся менее 10 минут. Появление ярких "мостов" в тени пятен не означает появление вспышки, т.к. такие фотосферные явления достаточно продолжительны и только лишь отмечают те места тени солнечных пятен, где отсутствуют волоконца пятен или если они ослаблены.

ОСНОВНЫЕ ПРЕДВЕСТНИКИ ВСПЫШЕК. Точные предсказания вспышек крайне затруднительны, однако одно или несколько событий, описанных ниже, может помочь определить признаки появления большой вспышки в ближайшем будущем.

1. Присутствие групп дельта, особенно появившихся методами ?1 и ?2.
2. Наложившаяся на тени пятен H-альфа эмиссия или большие тени пятен без полутеней.
3. Очень яркая H-альфа эмиссия - сигнал о выходе потока излучения.
4. Появление нового потока излучения на ведущей стороне доминирующего пятна "p" в группе.
5. Пересечение или близкое окружение пятна группы дельта волокном.
6. Присутствие сильно срезанных магнитных конфигураций - инверсированных групп, элонгаций