Что представляют собой солнечные вспышки?

Солнечная вспышка представляет собой взрыв на поверхности Солнца гигантскх размеров, который возникает когда силовые линии магнитного поля выходящие из солнечных пятен переключаются и обрываются, что сопровождается переходными процессами в магнитном поле группы с резким выделением гигантского количества энергии в сравнительно небольшой объем пространства за короткий промежуток времени. Солнечная вспышка определяется как внезапное, быстрое и интенсивное изменение яркости. Солнечная вспышка возникает, когда магнитная энергия, которая возникла в солнечной атмосфере, внезапно высвобождается. Материал нагревается до нескольких миллионов градусов за считанные минуты и излучение практически во всем электромагнитном спектре от радиоволн в длинноволновом участке спектра, через оптическое излучение до рентгеновских и гамма-лучей на коротковолновом конце спектра. Объем выделяемой энергии эквивалентен миллионам ядерных бомб, которые взрываются одновременно! Солнечные вспышки возникают часто в период солнечного максимума. В этот период бывает, что некоторые солнечные вспышки дляться в течении суток! В период солнечного минимума солнечные вспышки происходят реже одного раза в неделю. Большие вспышки реже, чем маленькие. Известно, что некоторые (в основном более сильные) солнечные вспышки вызывают выбросы корональной массы, которые могут привести к геомагнитным бурям, если они направлены в сторону Земли.

впечатляющая солнечная вспышка, наблюдаемая Обсерваторией Солнечной Динамики НАСА в длине волны 193 Ангстрема.

Изображение: впечатляющая солнечная вспышка, наблюдаемая Обсерваторией Солнечной Динамики НАСА в длине волны 193 Ангстрема.

Классификация солнечных вспышек

Солнечные вспышки классифицируются как A, B, C, M или X в соответствии с пиковым потоком (в Ваттах на квадратный метр, Вт/м2) длинной волны от 1 до 8 Ангстрем в околоземном пространстве, как измеряется прибором XRS на борту спутник GOES-15, который находится на геостационарной орбите над Тихим океаном. В приведенной ниже таблице показаны различные классы солнечной вспышки:

Класс пятна по Вт/м2 между 1 и 8 Ангстрем
A <10-7
B ≥10-7 <10-6
C ≥10-6 <10-5
M ≥10-5 <10-4
X ≥10-4

Каждая категория класса делится по логарифмической шкале от 1 до 9. Например: от B1 до B9, от C1 до C9 и т. д. Вспышка X2 в два раза сильнее, чем вспышка X1, и в четыре раза мощнее, чем M5. Класс X немного отличается, не заканчиваясь на X9, он продолжается. Солнечные вспышки X10 и более сильные также называют «солнечными вспышками Super X-класса».

Солнечные вспышки A & B-класса

A & B-класс - это самый низкий класс солнечных вспышек. Они очень распространены и не очень интересны. Фоновый поток (уровень излучения при отсутствии вспышек) часто находится в диапазоне В во время максимума Солнца и в диапазоне А во время солнечного минимума.

Солнечные вспышки класса С

Солнечные вспышки класса С, это небольшие вспышки, которые практически не оказывают влияния на Землю. Только длительные вспышки С-класса могут привести к выбросу корональной массы но чаще всего они медленны, слабы и редко вызывают на Земле значительные геомагнитные возмущения. Фоновый поток (уровень излучения при отсутствии вспышек) может находиться в начале диапазона С-класса, когда область солнечного пятна находится на обращенном к Земле солнечном диске.

Солнечные вспышки M-класса

Солнечные вспышки M-класса, это средние из больших вспышек. Они вызывают от небольшого (R1) до умеренного (R2) уровня радиопомех на дневной стороне Земли. Некоторые вспышки M-класса могут вызвать солнечный радиационный шторм. Сильные, длительные вспышки M-класса, с большой долей вероятности могут привести к выбросу корональной массы. Если вспышка M-класса расположена вблизи центра обращенного к Земле солнечного диска и запускает выброс корональной массы в ее сторону, вероятность того, что результирующая геомагнитная буря будет достаточной силы для наблюдения северного сияния в области средних широт, достаточно высока.

Солнечные вспышки X-класса

Солнечные вспышки X-класса являются самыми большими и мощьными. В среднем вспышки X-класса происходят примерно 10 раз в год и чаще встречаются при солнечном максимуме. Во время вспышки X-класса на дневной стороне Земли, уровень радиопомех сильный до экстремального (R3-R5). Если солнечная вспышка происходит вблизи центра обращенного к Земле солнечного диска, это может вызвать сильный и продолжительный шторм солнечной радиации и создать значительный выброс корональной массы который может привести к серьезным (G4) или экстремальным (G5) геомагнитным штормам на Земле.

X-class solar flare as seen by NASA's Solar Dynamics Observatory in the 131 Ångström wavelength

Изображение: Cолнечная вспышка X-класса, наблюдаемая в обсерватории солнечной динамики NASA в длинне волны 131 Ангстрем.

Итак, что выше X9? X-класс продолжается дальше и эти солнечные вспышки часто называются солнечными вспышками Super X-класса. Солнечные вспышки, достигаюие и превосходящие X10 встречаются очень редко, несколько раз в течение солнечного цикла. На самом деле это хорошо, что мощные солнечные вспышки происходят не так часто, так как последствия от них на Земле могут быть очень серьезными. Известно, что выбросы корональной массы, которые сопровождают такие вспышки, приводят к экстремальному геомагнитному шторму (G5) и проблемам с нашими современными технологиями.

Одно замечание, - в отношении вспышек супер X-класса заключается в определении их мощности. Таким образом, солнечная вспышка X20 не в 10 раз сильнее, чем вспышка X10. Солнечная вспышка X10 равна рентгеновскому потоку 0,001 Вт/м2, а солнечная вспышка X20 равна 0,002 Вт/м2 в длине волны 1-8 Ангстрем.

Самая большая солнечная вспышка, когда-либо регистрируемая с тех пор, как спутники начали измерять их в 1976 году, оценивалась как солнечная вспышка X28, которая произошла 4 ноября 2003 года во время 23 солнечного цикла. Длительный канал XRS на спутнике GOES-12 был насыщен в X17 на 12 минут интенсивным излучением. Более поздний анализ доступных данных показывает предполагаемый пиковый поток X28, однако есть ученые считающие, что эта солнечная вспышка была сильнее, чем X28. Для нас было большой удачей, что в момент когда произошла вспышка X28, группа солнечных пятен в которой это случилось, успела сильно отклониться от обращенного к Земле центра солнечного диска, так что ее направление в максимуме прошло мимо Земли. Следует отметить, что солнечной вспышки которая насыщала каналы XRS на GOES-15 по состоянию на март 2017 года, не было, но ожидается, что она будет насыщаться примерно с одинаковым уровнем потока.

Нарушения высокочастотной (ВЧ) радиосвязи, вызванные солнечными вспышками

Всплески рентгеновского и экстремального ультрафиолетового излучения, которые испускаются во время солнечных вспышек и могут вызвать проблемы с высокочастотной (ВЧ) радиосвязью на освещенной Солнцем стороне Земли и наиболее интенсивны в местах, где Солнце находится прямо над головой. В основном во время таких событий страдает высокочастотная (ВЧ) (3-30 МГц) радиосвязь, хотя затухание и ухудшение приема может распространяться на очень высокие (ОВЧ) (30-300 МГц) и более высокие частоты.

Эти отключения — результат действия заряженных электронов на нижнюю ионосферу (Д-слой) во время солнечной вспышки, что вызывает большой подъем энергии и заставляет радиоволны потеряться во время прохождения этого слоя. Этот процесс предотвращает радиоволны от достижения верхних слоев ионосферу где они обычно отражаются и возвращаются на Землю.

Радиопомехи, вызванные солнечными вспышками, являются наиболее распространенными космическими погодными явлениями, влияющими на Землю, а также наиболее быстрыми. Незначительные события происходят примерно в 2000 раз каждый солнечный цикл. Электромагнитное излучение, создаваемое во время вспышек, движется со скоростью света, занимающей чуть более 8 минут, чтобы пройти от Солнца до Земли. Этот тип нарушений радиосвязи может длиться от нескольких минут до нескольких часов в зависимости от продолжительности солнечной вспышки. Насколько сильными являются радиопомехи, зависит от силы солнечной вспышки.

Затронутая самая высокая частота (HAF) во время отключения радиосвязи от рентгеновского излучения в местное полуденное время зависит от текущего значения потока рентгеновских лучей в диапазоне от 1 до 8 Ангстремов. Затронутая самая высокая частота (HAF) может быть определена по формуле. Ниже приведена таблица, в которой вы можете увидеть, какая затронутая самая высокая частота (HAF) будет при определенном значении потока рентгеновского излучения.

Класс и поток рентгеновского излучения GOES Затронутая самая высокая частота
M1.0 (10-5) 15 MHz
M5.0 (5×10-5) 20 MHz
X1.0 (10-4) 25 MHz
X5.0 (5×10-4) 30 MHz

Шкала R

NOAA использует пятиуровневую систему, называемую шкалой R, для указания серьезности связанного с рентгеновским излучением отключения радиосвязи. Эта шкала варьируется от R1 для незначительного события отключения радиосвязи до R5 для экстремального события отключения радиосвязи, причем R1 является самым низким уровнем, а R5 – самым высоким. Каждый R-уровень имеет определенную яркость рентгеновского излучения, связанную с ним. Это колеблется от R1 для рентгеновского потока M1 до R5 для рентгеновского потока X20. В Twitter мы предоставляем оповещения, как только достигнут определенный порог отключения радиосвязи. Поскольку каждый уровень радиоотключения представляет определенную яркость рентгеновского излучения GOES, можно связать эти предупреждения непосредственно с солнечной вспышкой, которая происходит в этот момент. Мы можем определить следующие классы отключения радиосвязи:

Шкала R Уровень Порог рентгеновского излучения GOES по классу и потоку Средняя частота
R1 Низкая M1 (10-5) 2000 за цикл (950 дня за цикл)
R2 Сильный M5 (5×10-5) 350 за цикл (300 дня за цикл)
R3 Большой X1 (10-4) 175 за цикл (140 дня за цикл)
R4 Высокая X10 (10-3) 8 за цикл (8 дня за цикл)
R5 Экстремальный X20 (2×10-3) Менее 1 за цикл

На изображении ниже показано воздействие солнечной вспышки X1 (R3 - сильный) на освещенную Солнцем сторону Земли. Мы видим, что затронутая самая высокая частота (HAF) составляет около 25 МГц там, где Солнце находится непосредственно над головой. Радиочастоты ниже, чем HAF, страдают от еще больших потерь.

NOAA SWPC – продукт поглощения в регионе D. Модель прогнозирования поглощения в D-регионе используется как руководство для понимания деградации радиосвязи высокой частоты (ВЧ) и прерываний связи, которые это может вызвать.

Изображение: NOAA SWPC – продукт поглощения в регионе D. Модель прогнозирования поглощения в D-регионе используется как руководство для понимания деградации радиосвязи высокой частоты (ВЧ) и прерываний связи, которые это может вызвать.

<< Перейти на предыдущую страницу

Последние новости

Поддержка SpaceWeatherLive.com!

Большое количество посетителей приходят на сайт SpaceWeatherLive, чтобы получить информацию о состоянии Солнца, его активности или возможном появлении полярного сияния. Однако с увеличением трафика растет и стоимость хостинга. Если вы находите наш сайт SpaceWeatherLive.com полезным, пожалуйста, подумайте о пожертвовании на его содержание и поддержку!

13%
Поддержите SpaceWeatherLive с помощью наших товаров
Ознакомьтесь с нашими товарами

Сообщения и прогнозы

Получить текущие сообщения!

Факты о космической погоде

Последняя X-вспышка22/02/2024X6.3
Последняя M-вспышка25/02/2024M2.0
Последняя геомагнитная буря18/12/2023Kp6 (G2)
Безупречные дни
Последний безупречный день08/06/2022
Среднемесячное количество солнечных пятен
января 2024123 +8.8

Этот день в истории (TOP5 рейтинг самых активных дней)*

Солнечные вспышки
12004X1.64
22004M8.24
32014M1.59
42000M1.54
52002M1.37
Ар-индексG
1202324G2
2200315
3200016
4199616
5199715
*с 1994 года

Социальные сети