Солнечные вспышки могут сильно различаться не только по силе, но и по продолжительности. Некоторые солнечные вспышки длятся часами, а другие — всего пару минут. Солнечные вспышки большой продолжительности часто (но не всегда!) сопровождаются выбросом солнечной плазмы. Это то, что мы называем выбросом корональной массы. Солнечные вспышки не очень большой продолжительности (импульсные) все же могут вызвать выброс корональной массы, но это случается довольно редко, а если и случается, то эти выбросы корональной массы часто не такие сильные, как выбросы корональной массы, которые происходят во время длительных событий.

Не существует точного временного предела, которого должна достичь солнечная вспышка, чтобы быть классифицированной как событие большой продолжительности, но американский NOAA SWPC классифицирует солнечную вспышку как событие большой продолжительности, если солнечная вспышка все еще продолжается спустя 30 минут после начала.

Image: Example of an impulsive solar flare.

Image: Example of a long duration solar flare.

Изображение: Спираль Паркера.

Обсерватория солнечной динамики НАСА находится на геосинхронной орбите вокруг нашей планеты. Обычно оттуда открывается непрерывный вид на Солнце. Однако дважды в год, ближе к равноденствиям, Земля каждый день на некоторое время закрывает обсерватории обзор Солнца. Эти затмения довольно короткие в начале и конце трехнедельных сезонов затмений, но в середине увеличиваются до 72 минут. Если вы видите изображение от SDO, которое полностью черное, то вы, скорее всего, смотрите на Землю!

Иногда вам может посчастливиться увидеть гораздо меньший объект на снимках, сделанных обсерваторией — Луну! Она также может появиться на снимках, но не может закрыть все Солнце на очень долгое время, как это делает Земля.

Анимация: Земля закрывает SDO вид на Солнце.

Анимация: Луна закрывает SDO вид на Солнце.

Для определения магнитной полярности солнечных пятен и магнитной классификации группы солнечных пятен мы используем магнитограмму, полученную с помощью инструмента SDO/HMI. Это магнитограмма прямой видимости, несмотря на то, что магнитное поле Солнца трехмерное. Это делает невозможным точное определение магнитного расположения региона солнечных пятен вблизи лимбов из-за эффекта проекции, так как полярность солнечных пятен меняется вблизи лимбов.

Изображение: Эффект проекции.

Разностные изображения создаются путем вычитания одного изображения из предыдущего. Это показывает, что изменилось от одного кадра к другому, и обычно используется при анализе солнечных событий. Выбросы корональной массы и их точную траекторию иногда трудно обнаружить с помощью обычных снимков, поэтому разностные снимки часто оказываются бесценным инструментом. Солнечные вспышки также гораздо легче обнаружить и проанализировать с помощью разностных снимков.

Анимация: Разностные снимки SDO вспышки в 2015 году.

Анимация: Разностные снимки SOHO/LASCO коронального выброса массы в 2017 году.

В любой точке высоких широт можно увидеть полярное сияние с Kp = 4. Для средних широт необходимо Kp = 7. Низким широтам требуется Kp = 8 или 9. Значение Kp, которое вам нужно, конечно, зависит от того, где вы находитесь на Земле. Мы составили удобный список, который является хорошим руководством для определения того, какое значение Kp нужно для конкретного местоположения в пределах досягаемости авроральных овалов.

Важно! Обратите внимание, что указанные ниже места дают вам реальную возможность увидеть полярное сияние для данного Kp-индекса при благоприятных местных условиях наблюдений. Сюда входят, но не ограничиваются: ясная видимость северного или южного горизонта, отсутствие облаков, отсутствие светового загрязнения и полная темнота.

Разницы между Kp5 и G1 нет. NOAA использует пятиуровневую систему, называемую G-шкалой, для обозначения серьезности как наблюдаемой, так и прогнозируемой геомагнитной активности. Эта шкала используется для быстрого определения интенсивности геомагнитной бури. Варьируется от G1 до G5, где G1 — самый низкий уровень, а G5 — самый высокий. Условия ниже уровня бури обозначаются как G0, но это значение обычно не используется. Каждый уровень G имеет определенное значение Kp, связанное с ним. Оно варьируется от G1 со значением Kp = 5 до G5 со значением Kp = 9. Таблица ниже поможет вам в этом.

На Земле примерно 24 часовых пояса. Мы говорим «примерно», потому что некоторые страны или регионы используют местное время, которое на полчаса отклоняется от этих зон. Тем не менее, как только мы говорим о космической погоде или даже о науке в целом, то имеет значение только Всемирное координированное время (UTC). Вы найдете это время повсюду на нашем сайте. Используйте карту ниже, чтобы увидеть разницу между временем UTC и часовым поясом, в котором вы находитесь. Нажмите на изображение, чтобы посмотреть увеличенную версию.

Изображение: Стандартные часовые пояса мира. Source: Wikimedia Commons.

Давайте разберем несколько примеров: представьте, что вы находитесь в Ванкувере (Канада) в часовом поясе Стандартного тихоокеанского времени (PST). Согласно времени UTC, сейчас 21 час по Гринвичу. Чтобы перевести время UTC в наше местное время, мы должны вычесть 8 часов из времени UTC. 21 минус 8 получается 13 часов по местному времени. Во время перехода на летнее время мы вычитаем 7 часов из времени UTC, в результате чего местное время составит 14 часов.

Давайте попробуем еще раз, но на этот раз мы находимся в Амстердаме (Нидерланды). Чтобы перевести 21 час по UTC в местное время, мы прибавляем 1 час, и в результате получаем 22 часа по местному времени. Во время перехода на летнее время мы прибавляем 2 часа, и в результате местное время составит 23 часа.

Помните о дате при преобразовании UTC в местное время. Мы снова возьмем в качестве примера Ванкувер (Канада): сейчас 14 ноября, 02 часа по UTC. Это соответствует 18 часам 13 ноября по местному времени в Ванкувере.