Rozbłysk słoneczny

Rozbłysk słoneczny klasy X5.4 powodujący wykwity , pionowe smugi i wzory dyfrakcyjne na zdjęciu wykonanym przez czujnik 131 Å (13,1 nm ) na pokładzie Obserwatorium Dynamiki Słońca w dniu 6 marca 2012 r.

Rozbłysk słoneczny to intensywna, zlokalizowana erupcja promieniowania elektromagnetycznego w atmosferze Słońca . Rozbłyski pojawiają się w obszarach aktywnych i często, choć nie zawsze, towarzyszą im koronalne wyrzuty masy , cząstki słoneczne i inne zjawiska słoneczne . Występowanie rozbłysków słonecznych zmienia się wraz z 11-letnim cyklem słonecznym .

Uważa się, że rozbłyski słoneczne pojawiają się, gdy zmagazynowana energia magnetyczna w atmosferze Słońca przyspiesza naładowane cząstki w otaczającej plazmie . Powoduje to emisję promieniowania elektromagnetycznego w całym spektrum elektromagnetycznym .

Wysokoenergetyczne promieniowanie elektromagnetyczne z rozbłysków słonecznych jest pochłaniane przez dzienną stronę górnej atmosfery Ziemi, w szczególności jonosfery , i nie dociera do powierzchni. Ta absorpcja może tymczasowo zwiększyć jonizację jonosfery, co może zakłócać radiową na falach krótkich . Przewidywanie rozbłysków słonecznych jest aktywnym obszarem badań.

Rozbłyski występują również na innych gwiazdach, gdzie stosuje się termin rozbłysk gwiezdny .

Opis

Rozbłyski słoneczne wpływają na wszystkie warstwy atmosfery słonecznej ( fotosferę , chromosferę i koronę ). Medium plazmowe jest podgrzewane do dziesiątek milionów kelwinów , podczas gdy elektrony , protony i cięższe jony są przyspieszane do prędkości bliskich prędkości światła .

Rozbłyski wytwarzają promieniowanie elektromagnetyczne w całym spektrum elektromagnetycznym na wszystkich długościach fal , od fal radiowych po promienie gamma . Większość energii jest rozłożona na częstotliwościach poza zakresem widzialnym; większość rozbłysków nie jest widoczna gołym okiem i można je zaobserwować tylko za pomocą specjalnych instrumentów.

Rozbłyski pojawiają się w aktywnych regionach , często wokół plam słonecznych , gdzie intensywne pola magnetyczne przenikają przez fotosferę, łącząc koronę z wnętrzem Słońca. Rozbłyski są zasilane przez nagłe (w skali czasu od minut do dziesiątek minut) uwolnienie energii magnetycznej zmagazynowanej w koronie. Te same uwolnienia energii mogą również powodować koronalne wyrzuty masy (CME), chociaż związek między CME a rozbłyskami nadal nie jest dobrze poznany. ^{[ potrzebne źródło ]}

Rozbłyski słoneczne występują w widmie wielkości o mocy prawa ; uwolnienie energii wynoszące zwykle 10 ²⁰ dżuli energii wystarcza do wywołania wyraźnie obserwowalnego zdarzenia, podczas gdy duże zdarzenie może wyemitować do 10 ²⁵ dżuli .

Z rozbłyskami słonecznymi związane są rozbłyski. Obejmują one szybsze wyrzucanie materiału niż wypukłości erupcyjne i osiągają prędkości od 20 do 2000 kilometrów na sekundę.

Częstotliwość

Częstotliwość występowania rozbłysków słonecznych zmienia się wraz z 11-letnim cyklem słonecznym . Może wahać się od kilku dziennie podczas maksimum słonecznego do mniej niż jednego tygodniowo podczas minimum słonecznego . Dodatkowo mocniejsze rozbłyski pojawiają się rzadziej niż słabsze. Na przykład klasy X10 występują średnio około ośmiu razy na cykl, podczas gdy rozbłyski klasy M1 (mniejsze) występują średnio około 2000 razy na cykl.

Erich Rieger odkrył wraz ze współpracownikami w 1984 r. około 154-dniowy okres występowania rozbłysków słonecznych emitujących promieniowanie gamma, co najmniej od cyklu słonecznego 19 . Od tego czasu okres ten został potwierdzony w większości danych heliofizycznych i międzyplanetarnego pola magnetycznego i jest powszechnie znany jako okres Riegera . Harmoniczne rezonansu okresu zostały również zgłoszone z większości typów danych w heliosferze .

Czas trwania

Czas trwania rozbłysku słonecznego zależy w dużej mierze od długości fali promieniowania elektromagnetycznego użytego do jego obliczenia. Wynika to z różnych długości fal emitowanych w różnych procesach i na różnych wysokościach w atmosferze Słońca.

Powszechną miarą czasu trwania rozbłysku jest pełna szerokość w połowie maksymalnego czasu (FWHM) strumienia miękkiego promieniowania rentgenowskiego w pasmach długości fal od 0,05 do 0,4 i 0,1 do 0,8 nanometra (0,5 do 4 i 1 do 8 ångstremów ) mierzona przez statek kosmiczny GOES na orbicie geosynchronicznej . Czas FWHM rozciąga się od momentu, w którym strumień rozbłysku po raz pierwszy osiąga połowę między maksymalnym strumieniem a strumieniem tła, a kiedy ponownie osiąga tę wartość, gdy rozbłysk zanika. Korzystając z tej miary, czas trwania rozbłysku waha się od około kilkudziesięciu sekund do kilku godzin, przy czym mediana czasu trwania wynosi odpowiednio około 6 i 11 minut w pasmach od 0,05 do 0,4 i od 0,1 do 0,8 nanometra.

Rozbłyski słoneczne trwające dłużej niż około 30 minut są uważane za zdarzenia o długim czasie trwania (LDE). ^{[ potrzebne lepsze źródło ]}

Pętle i arkady poerupcyjne

Pasaż po erupcji obecny po rozbłysku słonecznym klasy X5.7 podczas burzy słonecznej w Dniu Bastylii .

Po wybuchu rozbłysku słonecznego pętle poerupcyjne utworzone z gorącej plazmy zaczynają tworzyć się wzdłuż linii neutralnej oddzielającej obszary o przeciwnej biegunowości magnetycznej w pobliżu źródła rozbłysku. Pętle te rozciągają się od fotosfery do korony i tworzą się wzdłuż linii neutralnej w coraz większych odległościach od źródła w miarę upływu czasu. Uważa się, że istnienie tych gorących pętli jest kontynuowane przez przedłużone ogrzewanie występujące po erupcji i podczas fazy zaniku rozbłysku.

W dostatecznie silnych rozbłyskach, zwykle klasy C lub wyższej, pętle mogą łączyć się, tworząc wydłużoną strukturę przypominającą łuk, znaną jako arkada poerupcyjna . Struktury te mogą trwać od wielu godzin do wielu dni po początkowym rozbłysku. nad tymi arkadami mogą tworzyć się ciemne pustki plazmy przemieszczające się w kierunku Słońca, znane jako supra-arkadowe spływy .

Przyczyna

Rozbłyski pojawiają się, gdy przyspieszone naładowane cząstki, głównie elektrony, oddziałują z ośrodkiem plazmy . Dowody sugerują, że zjawisko ponownego połączenia magnetycznego prowadzi do tego ekstremalnego przyspieszenia naładowanych cząstek. Na Słońcu magnetyczne ponowne połączenie może wystąpić na arkadach słonecznych – seria ściśle występujących pętli podążających za magnetycznymi liniami sił. Te linie sił szybko ponownie łączą się w dolną arkadę pętli, pozostawiając helisę pola magnetycznego niepołączoną z resztą arkady. Nagłe uwolnienie energii w tym ponownym połączeniu jest źródłem przyspieszenia cząstek. Niepołączone helikalne pole magnetyczne i zawarta w nim materia mogą gwałtownie rozszerzać się na zewnątrz, tworząc koronalny wyrzut masy. Wyjaśnia to również, dlaczego rozbłyski słoneczne zwykle wybuchają z aktywnych obszarów Słońca, gdzie pola magnetyczne są znacznie silniejsze.

Chociaż istnieje ogólna zgoda co do źródła energii rozbłysku, mechanizmy z nim związane nadal nie są dobrze poznane. Nie jest jasne, w jaki sposób energia magnetyczna jest przekształcana w energię kinetyczną cząstek, ani nie wiadomo, w jaki sposób niektóre cząstki mogą być przyspieszane do zakresu GeV (10 9 ^{elektronowoltów} ) i dalej. Istnieją również pewne niespójności dotyczące całkowitej liczby przyspieszanych cząstek, która czasami wydaje się być większa niż całkowita liczba w pętli koronalnej. Naukowcy nie są w stanie przewidzieć rozbłysków. ^{[ potrzebne źródło ]}

Klasyfikacja

Obserwacje rozbłysku klasy X z 20 marca 2014 r. Z wielu statków kosmicznych.

Klasyfikacja miękkiego promieniowania rentgenowskiego

Współczesny system klasyfikacji rozbłysków słonecznych używa liter A, B, C, M lub X, zgodnie z szczytowym strumieniem w watach na metr kwadratowy (W/m ² ) miękkiego promieniowania rentgenowskiego o długości fali od 0,1 do 0,8 nanometra (1 do 8 ångstremów ), mierzone przez sondę GOES na orbicie geosynchronicznej .

Klasyfikacja	Przybliżony szczytowy zakres strumienia przy 0,1-0,8 nanometra (wata/metr kwadratowy)
A	< ^10-7
B	10-7 – ^10-6^_
C	10-6 – ^10-5^_
M	10-5 – ^10-4^_
X	> ^10-4

Siła wydarzenia w klasie jest oznaczona sufiksem liczbowym w zakresie od 1 do 10, ale z wyłączeniem, który jest również czynnikiem dla tego wydarzenia w klasie. Dlatego rozbłysk X2 jest dwukrotnie silniejszy niż rozbłysk X1, rozbłysk X3 jest trzy razy silniejszy niż rozbłysk X1 i tylko o 50% silniejszy niż rozbłysk X2. X2 jest cztery razy potężniejszy niż rozbłysk M5. Rozbłyski klasy X o strumieniu szczytowym przekraczającym 10-3 ^W /m2 ^można oznaczyć przyrostkiem liczbowym równym lub większym niż 10.

System ten został pierwotnie opracowany w 1970 roku i zawierał tylko litery C, M i X. Litery te zostały wybrane, aby uniknąć pomyłki z innymi optycznymi systemami klasyfikacji. Klasy A i B zostały później dodane w latach 90., gdy instrumenty stały się bardziej wrażliwe na słabsze flary. Mniej więcej w tym samym czasie zaczęto używać backronimu umiarkowanego dla rozbłysków klasy M i ekstremalnego dla rozbłysków klasy X.

Klasyfikacja H-alfa

Wcześniejsza klasyfikacja rozbłysków opierała się na obserwacjach spektralnych H-alfa . Schemat wykorzystuje zarówno intensywność, jak i powierzchnię emitującą. Klasyfikacja intensywności jest jakościowa i odnosi się do rozbłysków jako: słabe ( f ), normalne ( n ) lub jaskrawe ( b ). Powierzchnia emitująca jest mierzona w milionowych częściach półkuli i jest opisana poniżej. (Całkowita powierzchnia półkuli A _H = 15,5 × 10 ¹² km ² .)

Klasyfikacja	Skorygowany obszar (milionowe części półkuli)
S	< 100
1	100–250
2	250–600
3	600-1200
4	> 1200

Następnie rozbłysk jest klasyfikowany, biorąc S lub liczbę reprezentującą jego rozmiar i literę reprezentującą jego szczytową intensywność, vg: Sn jest normalnym rozbłyskiem słonecznym .

Efekty

Masywny rozbłysk słoneczny klasy X6.9, 9 sierpnia 2011 r

Ziemski

Promieniowanie rentgenowskie i ekstremalne promieniowanie ultrafioletowe emitowane przez rozbłyski słoneczne są pochłaniane przez dzienną stronę ziemskiej atmosfery i nie docierają do powierzchni Ziemi. Dlatego rozbłyski słoneczne nie stanowią bezpośredniego zagrożenia dla ludzi na Ziemi. Jednak ta absorpcja wysokoenergetycznego promieniowania elektromagnetycznego może tymczasowo zwiększyć jonizację górnej atmosfery, co może zakłócać komunikację radiową na falach krótkich oraz może tymczasowo ogrzewać i rozszerzać zewnętrzną atmosferę Ziemi. Ta ekspansja może zwiększyć opór satelitów na niskiej orbicie okołoziemskiej z czasem może prowadzić do rozpadu orbity .

Awarie radiowe

Tymczasowy wzrost jonizacji dziennej strony ziemskiej atmosfery, w szczególności warstwy D jonosfery , może zakłócać krótkofalową komunikację radiową, która polega na poziomie jonizacji propagacji fal na niebie . Skywave lub skip odnosi się do propagacji fal radiowych odbitych lub załamanych od zjonizowanej jonosfery. Kiedy jonizacja jest wyższa niż normalnie, fale radiowe ulegają degradacji lub są całkowicie pochłaniane przez utratę energii w wyniku częstszych zderzeń z wolnymi elektronami.

Poziom jonizacji atmosfery koreluje z siłą związanego z nim rozbłysku słonecznego w miękkim promieniowaniu rentgenowskim. NOAA intensywności miękkiego promieniowania rentgenowskiego związanego z rozbłyskiem.

Klasyfikacja	Powiązany rozbłysk słoneczny	Opis
R1	M1	Mała awaria radia
R2	M5	Umiarkowane zaciemnienie radia
R3	X1	Silne zaciemnienie radia
R4	X10	Poważna awaria radiowa
R5	X20	Ekstremalne zaciemnienie radia

Szydełko magnetyczne

Zwiększona jonizacja warstw D i E jonosfery spowodowana dużymi rozbłyskami słonecznymi zwiększa przewodnictwo elektryczne tych warstw, umożliwiając przepływ prądów elektrycznych . Te prądy jonosferyczne indukują pole magnetyczne, które można zmierzyć za pomocą naziemnych magnetometrów. Zjawisko to znane jest jako efekt szydełka magnetycznego lub efekt rozbłysku słonecznego ( SFE ). Dawna nazwa wywodzi się od jej wyglądu na magnetometrach przypominającego szydełko . ^{[ potrzebne źródło ]} Zakłócenia te są stosunkowo niewielkie w porównaniu do tych wywołanych przez burze geomagnetyczne.

W kosmosie

Dla astronautów na niskiej orbicie okołoziemskiej oczekiwana dawka promieniowania z promieniowania elektromagnetycznego emitowanego podczas rozbłysku słonecznego wynosi około 0,05 szarości , co samo w sobie nie jest natychmiastowo śmiertelne. O wiele bardziej niepokojące dla astronautów jest promieniowanie cząstek związane ze zdarzeniami związanymi z cząstkami słonecznymi. ^{[ potrzebne lepsze źródło ]}

obserwacje

Rozbłyski wytwarzają promieniowanie w całym spektrum elektromagnetycznym, chociaż z różną intensywnością. Nie są bardzo intensywne w świetle widzialnym, ale mogą być bardzo jasne na określonych liniach widmowych . Zwykle wytwarzają bremsstrahlung w promieniach rentgenowskich i promieniowanie synchrotronowe w radiu. ^{[ potrzebne źródło ]}

Historia

Obserwacje optyczne

Szkic Richarda Carringtona przedstawiający pierwszy zarejestrowany rozbłysk słoneczny (A i B oznaczają początkowe jasne punkty, które przesunęły się w ciągu pięciu minut do C i D, zanim zniknęły)

Rozbłyski słoneczne zostały po raz pierwszy zaobserwowane przez Richarda Carringtona i Richarda Hodgsona niezależnie 1 września 1859 r. , Wyświetlając obraz dysku słonecznego wytworzony przez teleskop optyczny przez filtr szerokopasmowy. Był to rozbłysk niezwykle intensywnego białego światła , rozbłysk emitujący dużą ilość światła w widmie widzialnym .

Ponieważ rozbłyski wytwarzają duże ilości promieniowania w zakresie H-alfa , ^{teleskopów . dodanie} wąskiego (≈1 Å) filtra pasma przepustowego wyśrodkowanego na tej długości fali do teleskopu optycznego umożliwia obserwację niezbyt jasnych rozbłysków za pomocą małych Przez lata Hα był głównym, jeśli nie jedynym źródłem informacji o rozbłyskach słonecznych. Stosowane są również inne filtry pasma przepustowego.

Obserwacje radiowe

Podczas II wojny światowej , 25 i 26 lutego 1942 r., brytyjscy operatorzy radarów zaobserwowali promieniowanie, które Stanley Hey zinterpretował jako emisję słoneczną. Ich odkrycie nie zostało upublicznione do końca konfliktu. W tym samym roku Southworth również obserwował Słońce w radiu, ale podobnie jak w przypadku Hey, jego obserwacje były znane dopiero po 1945 roku. W 1943 roku Grote Reber jako pierwszy zgłosił radioastronomiczne obserwacje Słońca przy 160 MHz. Szybki rozwój radioastronomii ujawnił nowe osobliwości aktywności słonecznej, takie jak burze i burze wybuchy związane z rozbłyskami. Obecnie naziemne radioteleskopy obserwują Słońce od ok. 15 MHz do 400 GHz.

Teleskopy kosmiczne

Ponieważ atmosfera ziemska pochłania większość promieniowania elektromagnetycznego emitowanego przez Słońce o długości fal krótszych niż 300 nm, teleskopy kosmiczne umożliwiły obserwację rozbłysków słonecznych w nieobserwowanych wcześniej wysokoenergetycznych liniach widmowych. Od lat 70. satelity z serii GOES nieustannie obserwują Słońce w miękkim promieniowaniu rentgenowskim, a ich obserwacje stały się standardową miarą rozbłysków, zmniejszając znaczenie klasyfikacji H-alfa. Ponadto teleskopy kosmiczne pozwalają na obserwacje bardzo długich fal — nawet kilkukilometrowych — które nie mogą rozprzestrzeniać się w jonosferze.

Przykłady dużych rozbłysków słonecznych

Krótki film z narracją o obserwacjach Fermiego światła o najwyższej energii, jakie kiedykolwiek wiązano z erupcją na Słońcu w marcu 2012 r.

Aktywny Region 1515 uwolnił rozbłysk klasy X1.1 z prawego dolnego rogu Słońca 6 lipca 2012 r., osiągając szczyt o 19:08 EDT. Ten rozbłysk spowodował awarię radia, oznaczoną jako R3 w skali National Oceanic and Atmospheric Administration, która rozciąga się od R1 do R5.

Pogoda kosmiczna — marzec 2012 r.

Uważa się, że najpotężniejszy rozbłysk, jaki kiedykolwiek zaobserwowano, był rozbłyskiem związanym z wydarzeniem Carringtona w 1859 roku. Chociaż w tamtym czasie nie wykonywano żadnych pomiarów miękkiego promieniowania rentgenowskiego, szydełkowanie magnetyczne związane z rozbłyskiem zostało zarejestrowane przez naziemne magnetometry, co umożliwiło oszacowanie siły rozbłysku po zdarzeniu. Korzystając z tych odczytów magnetometru, oszacowano, że jego klasa miękkiego promieniowania rentgenowskiego jest wyższa niż X10. Klasa miękkiego promieniowania rentgenowskiego rozbłysku została również oszacowana na około X50. ^{[ potrzebne lepsze źródło ]}

W czasach nowożytnych największy rozbłysk słoneczny zmierzony przyrządami miał miejsce 4 listopada 2003 roku . Zdarzenie to nasyciło detektory GOES iz tego powodu jego klasyfikacja jest jedynie przybliżona. Początkowo, ekstrapolując krzywą GOES, oszacowano, że wynosi ona X28. Późniejsza analiza efektów jonosferycznych sugerowała zwiększenie tego oszacowania do X45. Wydarzenie to dostarczyło pierwszych wyraźnych dowodów na istnienie nowej składowej widmowej powyżej 100 GHz.

Inne duże rozbłyski słoneczne miały również miejsce 2 kwietnia 2001 (X20+), 28 października 2003 (X17.2+ i 10), 7 września 2005 (X17), 9 sierpnia 2011 (X6.9), 7 marca 2012 (X5.4) i 6 września 2017 r. (X9.3).

Prognoza

Obecne metody przewidywania rozbłysków są problematyczne i nic nie wskazuje na to, że aktywny obszar na Słońcu wytworzy rozbłysk. Jednak wiele właściwości plam słonecznych i aktywnych obszarów koreluje z rozbłyskami. Na przykład obszary złożone magnetycznie (w oparciu o pole magnetyczne w linii wzroku) zwane plamami delta wytwarzają największe rozbłyski. Prosty schemat klasyfikacji plam słonecznych ze względu na McIntosha lub związany ze złożonością fraktali jest powszechnie używany jako punkt wyjścia do przewidywania rozbłysków. Prognozy są zwykle określane jako prawdopodobieństwo wystąpienia rozbłysków powyżej klasy M lub X w ciągu 24 lub 48 godzin. The Tego rodzaju prognozy wydaje amerykańska Narodowa Administracja Oceaniczna i Atmosferyczna (NOAA) . MAG4 został opracowany na University of Alabama w Huntsville przy wsparciu Space Radiation Analysis Group w Johnson Space Flight Center (NASA/SRAG) w celu prognozowania rozbłysków klasy M i X, CME, szybkich CME i cząstek energii słonecznej. Oparta na fizyce metoda, która może przewidywać zbliżające się duże rozbłyski słoneczne, została zaproponowana przez Institute for Space-Earth Environmental Research (ISEE) na Uniwersytecie Nagoya.

W kulturze popularnej

Rozbłysk słoneczny był głównym narzędziem fabularnym opowiadań science fiction:

Flare , powieść Rogera Zelaznego i Thomasa Thurstona Thomasa z 1992 roku
Inconstant Moon , odcinek Outer Limits z 1996 roku w programie Showtime autorstwa pisarza Larry'ego Nivena , z Michaelem Grossem i Joanną Gleason w rolach głównych
Tamizhuku En Ondrai Azhuthavum , film w języku tamilskim z 2015 roku, wyreżyserowany przez Ramprakasha Rayappę, z Nakulem w roli głównej
Every Little Thing, premiera drugiego sezonu serialu AppleTV + For All Mankind z 2019 roku , stworzonego przez Ronalda D. Moore'a , Matta Wolperta i Bena Nedivi
Finch , film AppleTV + z 2021 roku , wyreżyserowany przez Miguela Sapochnika , z Tomem Hanksem w roli głównej
Stowaway , thriller science-fiction z 2021 roku w reżyserii Joe Penny i Ryana Morrisona
COBRA , brytyjski serial telewizyjny z 2020 r., w którym ogromny rozbłysk uderza w Europę, uszkadzając brytyjską sieć energetyczną i systemy nawigacji, z udziałem Roberta Carlyle'a i Victorii Hamilton

Są również popularnym scenariuszem zagłady w filmach katastroficznych, w których ich wpływ na Ziemię jest często mocno przesadzony.

Zobacz też

Linki zewnętrzne

magnetosfery
Submagnetosfera	Cyrkulacja atmosferyczna Zorza polarna Pole magnetyczne Ziemi Geosfera Strumień strumieniowy Wiatr polarny
Ziemska magnetosfera	Prąd Birkelanda Szok łuku Jonosfera Magnetopauza magnetoosłona Magnetosfera Chronologia magnetosfery Ruch cząstek magnetosfery plazmakula Prąd pierścieniowy Pas radiacyjny Van Allena
Wiatr słoneczny	Chmura magnetyczna Koronalny wyrzut masy Rozbłysk słoneczny Burza geomagnetyczna Heliosfera Międzyplanetarne pole magnetyczne Arkusz prądu heliosferycznego Heliopauza Zdarzenie cząstki słonecznej Kosmiczny klimat Kosmiczna pogoda
Satelity	Pełna lista Podniecenie (2016) Klaster II Gwiazda podwójna Geotail OBRAZ MMS-y (2015) Polarny TEMIDA Sondy Van Allena Wiatr
Projekty badawcze	EISCAT HAARP UDOSTĘPNIJ Unwin Radar SuperDARN Sura Ionospheric Ogrzewanie
Inne magnetosfery	Hermian Księżycowy Marsjanin jowiszowy Ganimedian saturnowy uran neptuniczny
powiązane tematy	Rurka strumienia Torus gazowy Księżycowe wiry Systemy pierścieniowe Jowisz Saturn Uran Neptun