Поток протонов от вспышки солнца

Поток протонов от вспышки солнца

Мониторинг рентгеновского излучения

Наша звезда обладает цикличностью, во время которой отмечают вспышки на Солнце. Эти солнечные вспышки характеризуются колоссальным энергетическим выбросом, воздействующим на планетарную погоду, а также поведение и здоровье живых организмов. Но их нельзя наблюдать без особых технологий. Здесь вы можете узнать состояние вспышек на Солнце в реальном времени в режиме онлайн. Также можно проверить прогноз солнечной погоды на сегодня, чтобы осознавать, к чему подготовиться.

Вспышки на Солнце сегодня

Благодаря графику ниже, вы можете узнать какие вспышки на Солнце произошли сегодня.

Вспышек класса С и выше на Солнце не было.

Индекс активности солнечных вспышек за сутки и месяц

Вспышки на Солнце вчера

Вспышек класса С и выше на Солнце не было.Солнечная вспышка – внезапное, стремительное и интенсивное изменение уровня яркости. Она появляется, когда возникшая в солнечной атмосфере магнитная энергия высвобождается. Лучи выходят по всему электромагнитному спектру. Энергетический запас приравнивается к миллионам водородных бомб с одновременным взрывом в 100 мегатонн! Первую вспышку зафиксировали 1 сентября 1859 года. Ее независимо отслеживали Ричард Каррингтон и Ричард Ходжсон.

Что такое солнечная вспышка?

С выбросом магнитной энергии, электроны, протоны и тяжелые ядра прогреваются и ускоряются. Обычно энергия достигает 10 27 эрг/с. Крупные события поднимаются до 10 32 эрг/с. Это в 10 миллионов раз больше, чем при извержении вулкана.

Солнечная вспышка делится на 3 этапа. Сначала отмечают предшествие, когда выпускается магнитная энергия. Можно зафиксировать событие в мягком рентгеновском излучении. Далее протоны и электроны ускоряются до энергии выше 1МэВ. На импульсном этапе высвобождаются радиоволны, гамма-лучи и жесткие рентгеновские волы. На третьем видно постепенное возрастание и распад мягких рентгеновских лучей. Длительность охватывает от нескольких секунд до часа.

Вспышки распространяются в солнечной короне. Это внешний атмосферный слой, представленный сильно разреженным газом, прогретым до миллиона градусов Цельсия. Внутри температура вспышки поднимается до 10-20 миллионов Кельвинов, но может вырасти до 100 миллионов Кельвинов. Корона выглядит неравномерной и огибает экватор в виде петли. Они объединяют области мощного магнитного поля – активные области. В них находятся солнечные пятна.

Частота вспышек сходится с однолетним солнечным циклом. Если он минимальный, то активные области небольшие и редкие, а вспышек мало. Число растет с приближением звезды к максимуму.

Вы не сможете увидеть вспышку в простом обзоре (не пытайтесь, иначе повредите зрение!). Фотосфера слишком яркая, поэтому перекрывает событие. Для исследований используют специальные инструменты. Радио и оптические лучи можно наблюдать в земные телескопы. А вот рентгеновские и гамма-лучи нуждаются в космических аппаратах, потому что они не пробиваются сквозь земную атмосферу.

Отслеживает и измеряет мощность солнечных вспышек Геостационарный эксплуатационный спутник наблюдения за окружающей средой (англ. Geostationary Operational Environmental Satellite или GOES). Данные на графике ведутся со спутников слежение GOES 15 и GOES 14.

Вспышки на Солнце делятся на пять классов в зависимости от мощности рентгеновского излучения: A, B, C, M, X. Минимальный класс A (0.0) соответствует мощности излучения на орбите Земли в 10 нановатт на квадратный метр. При переходе к следующей букве мощность увеличивается в десять раз.

На графике потока рентгеновских лучей красная и синяя линии – обозначают диапазоны длины волны мягкого рентгеновского излучения. Синяя линия на графики показывает поток энергии в единицах Ватт/м^2 от солнечной вспышки в диапазоне мягкого рентгеновского излучения от 0,5 Å до 5,0 Å. Красная линия показывает поток в тех же единицах рентгеновских лучей в диапазоне мягкого рентгеновского излучения от 1,0 Å до 8,0 Å.

На графике используется единица измерения длины световой волны Ангстрем (обозначается буквой Å) – эта внесистемная единица длины, которая равна 1 Å = 0,1 нм (нанометр).

К-индекс — это квазилогарифмический индекс (увеличивается на единицу при увеличении возмущенности приблизительно в два раза), вычисляемый по данным конкретной обсерватории за трехчасовой интервал времени. Для вычисления индекса берется изменение магнитного поля за трехчасовой интервал, из него вычитается регулярная часть, определяемая по спокойным дням, и полученная величина переводится по специальной таблице в К-индекс.

Планетарный Kp-индекс вычисляется как среднее значение К-индексов, определенных на 13-ти геомагнитных обсерваториях, расположенных между 44 и 60 градусами северной и южной геомагнитных широт.

Графики измерения потока протонов и электронов от Солнца.

Регистрация потоков солнечных протонов проводится спутником GOES 13. Измерение потока протонов проводится в 3-х диапазонах энергии:

— красная линия с энергией протона >=10 МэВ;

— синяя линия с энергией протона >=50 МэВ;

— зеленая линия с энергией протона >=100 МэВ.

Интенсивность потока солнечных протонов измеряется – протон/ смˉ²• сˉ¹• срˉ¹, т.е. число протонов, падающих за 1 сек на поверхность 1 см^2 в телесный угол 1 стерадиан.

Регистрация потока электронов ведется с двух спутников GOES 15, GOES 13 в 2-х энергетических диапазонах энергий

Интенсивность потока электронов измеряется – электрон/ смˉ²• сˉ¹• срˉ¹, т.е. число электронов, падающих за 1 сек на поверхность 1 см^2 в телесный угол 1 стерадиан.

Источник

Поток протонов от вспышки солнца

4. Солнечные вспышки

Иногда в факельных площадках, наблюдаемых в линии водорода Н_α, внезапно происходит значительное увеличение яркости в отдельных местах, чаще всего вблизи сложных солнечных пятен (рис. 4). Это одна из особенностей, пожалуй, самого впечатляющего явления активности Солнца — солнечной вспышки, которую легче всего наблюдать. Хотя впервые солнечную вспышку заметили ещё в середине прошлого столетия, это было случайное наблюдение. Вспышка была исключительной силы, и ее видели в белом свете. Подобные вспышки можно буквально пересчитать по пальцам. Понадобилось более семидесяти лет упорной работы, прежде чем исследователи Солнца получили возможность наблюдать солнечные вспышки регулярно.

Рис. 4. Развитие солнечной вспышки 7 сентября 1973 г. в свете линии водорода Hα а) -11ч28м, б) -11ч37м, в) -12ч00м, г) -12ч17м; время всемирное (Горная астрономическая станция ГАО АН СССР).

До сих пор мы знакомились с явлениями солнечной активности, время «жизни» которых составляет по меньшей мере несколько часов. Совсем иное дело вспышка. Нередко это настолько мимолетное явление, что его легко и пропустить. Большинство солнечных вспышек существует всего несколько минут, особенно если они слабые. Между тем погода далеко не всегда позволяет вести непрерывные наблюдения Солнца на протяжении нескольких часов. К тому же в одном пункте наблюдения Солнца даже при самых благоприятных условиях практически невозможно вести более 9 — 10 часов. Поэтому астрономы воспользовались тем обстоятельством, что в разных пунктах Земли восход Солнца происходит в. разное время суток (по всемирному времени), и для «вылавливания» солнечных вспышек, или, как обычно говорят, «патрулирования» вспышек, распределили между собой периоды наблюдений. Чтобы обеспечить круглосуточное патрулирование, потребовались усилия ученых многих государств.

Хотя вспышки наблюдают регулярно немногим более 40 лет, трудно найти явление солнечной активности, которое столь сильно приковывало бы к себе внимание астрономов. Лишь за последние 15 — 20 лет мы узнали о них больше, чем о солнечных пятнах за двести с лишним лет. Удивляться этому не приходится. Ведь именно солнечные вспышки «приносят» на Землю всякого рода неприятности и притом неожиданно. Появилось естественное желание хотя бы в какой-то степени научиться предвидеть подобные явления, не говоря уже о том, что вспышки представляют исключительный интерес для физиков, изучающих особенности поведения неустойчивостей плазмы.

Что же такое солнечная вспышка? Если говорить коротко, это своеобразный взрыв на Солнце, в результате которого происходит внезапное освобождение энергии, накопленной в ограниченном объеме солнечной атмосферы (чаще всего короны и хромосферы). Взрыв этот своеобразен, поскольку необычны условия, в которых он происходит, а многие его черты даже как бы противоречат тому, что мы привыкли связывать со взрывом. Именно поэтому в течение долгого времени, пока солнечные вспышки наблюдали только в линиях водорода, а затем в видимой области спектра, даже сама мысль о том, что вспышка — это явление взрывного характера, представлялась противоестественной. Тогда основным в явлении вспышки казалось внезапное увеличение яркости в свете водородных линий. Любопытно, что па этом основании был даже отвергнут термин «эрупция», т. е. «взрыв», предложенный для обозначения этого явления солнечной активности. Его заменили термином «вспышка» (flare), что по-английски означает «яркий неустойчивый свет».

Вспышка — очень сложное явление. Она проявляется прежде всего в кратковременном усилении электромагнитного излучения в широком диапазоне длин волн, от жестких рентгеновских лучей с длиной волны меньше 1 А, а в редких случаях от гамма-лучей с длиной волны около 0,02 А, до километровых радиоволн, и в выбросе ускоренных солнечных частиц. Кроме того, вспышки приводят к активизации процессов в других областях солнечной атмосферы, порой удаленных от них на десятки тысяч километров. А в некоторых наиболее мощных вспышках даже порождаются космические лучи, протоны которых обладают смертоносной энергией. Общая же энергия вспышки составляет 10 29 — 10 32 эрг, что сравнимо с энергией взрыва тысяч водородных бомб.

Подавляющее большинство солнечных вспышек происходит в районах групп солнечных пятен со сложным строением магнитного поля, особенно на ранних стадиях их развития. Но иногда их регистрируют и вдали от пятен, в старых рыхлых магнитных областях. Обычно им предшествует перестройка магнитного поля. Нередко она связана со всплыванием в этой области нового магнитного потока противоположной полярности. Такая перестройка проявляется по крайней мере в трех эффектах, доступных наблюдениям. Во-первых, в короне происходит усиление мягкого рентгеновского излучения. Во-вторых, в линиях крайней ультрафиолетовой области спектра (от 250 до 1350 А) обнаруживается усиление нетепловых движений. В-третьих, происходит активизация спокойного темного волокна (см. следующий раздел), простирающегося вдоль линии раздела полярностей продольной (по лучу зрения) составляющей магнитного поля. Оно претерпевает разрывы, изменяет свою яркость или вовсе исчезает, затем появляясь вновь. Конечно, такие эффекты не всегда приводят к солнечной вспышке. Но они, как правило, всегда предваряют ее, по крайней мере на несколько минут, а порой и на десятки.

Сама солнечная вспышка обычно начинается быстрым возрастанием температуры короны примерно до 40 млн. градусов, приводящим к появлению всплесков мягкого рентгеновского излучения. Этот процесс длится от одной до нескольких минут. Вспышка «вдавливает» переходный слой между короной и хромосферой в хромосферу и благодаря теплопроводности нагревает несколько сотен километров верхней хромосферы до температуры 10 тыс. градусов. При этом регистрируется усиленное излучение в линии водорода На и в линиях крайней ультрафиолетовой области. Продолжительность вспышки в видимой области спектра составляет от нескольких минут до нескольких часов, причем возрастание интенсивности излучения в линии Н_α до максимума происходит быстрее, чем последующий спад. Иногда наблюдается также микроволновой всплеск с постепенным подъемом и спадом потока радиоизлучения. У большинства солнечных вспышек, особенно слабых, которых называют субвспышками, этим все и кончается. Часто такие вспышки по характеру присущего им излучения определяют как тепловые,

На стадию теплового нагрева солнечной вспышки еще до достижения максимума яркости накладывается вторая импульсная, или взрывная стадия, в течение которой происходит ускорение электронов, а иногда и ядер атомов до энергий 10 — 100 кэВ. Ускоренные электроны вызывают импульсные всплески жесткого рентгеновского, далекого ультрафиолетового и микроволнового излучения. Область, в которой происходит этот импульсный процесс, гораздо меньше области тепловой вспышки. Практически все солнечные вспышки с импульсной стадией сопровождаются «расталкиванием» вещества и магнитного поля. Из большинства таких вспышек происходит выброс в наружные слои солнечной атмосферы вещества со скоростями до 400 км/с. Другим эффектом, связанным иногда с импульсной стадией, является всплеск III типа ( На основе спектральных наблюдений всплесков в метровом диапазоне радиоволн их делят на пять типов, различающихся по виду диаграммы «частота радиоизлучения — время».) в метровом диапазоне радиоволн, который наглядно свидетельствует о движении электронов через коропальпую и межпланетную плазму со скоростью, большей 100000 км/с. Его продолжительность составляет от одной до нескольких секунд. Следует, однако, помнить о том, что большинство всплесков III типа не связано со вспышками. Но уж если возникли импульсные вспышки, то выброшенные ими электроны заодно могут дать и такие всплески радиоизлучения.

Вспышки чаще всего происходят не в одиночку, а одновременно появляются в нескольких точках факельной площадки. Более того, эти места оказываются для них излюбленными и в последующее время. Бывает так, что в течение нескольких дней они то и дело возникают в тех же самых точках. Эти точки в значительной степени определяются структурой и изменением фото-сферного магнитного поля. Наиболее благоприятной для появления вспышек является такая обстановка, когда два пятна с магнитными полями противоположного знака расположены очень близко друг от друга, а изменение магнитного поля от одной точки области к другой очень сильное. Тогда по обе стороны линии, вдоль которой напряженность продольного магнитного поля равна нулю, т. е. линии раздела его полярностей, возникают вспышки. Они как бы теснятся вокруг линии, потому что здесь создаются благоприятные условия для их появления. Следует иметь в виду, что речь в данном случае идет не о полном магнитном поле, а только о его составляющей по лучу зрения, или продольной составляющей. В то же время, вспышки возникают лишь в так называемых «особых» точках поперечной составляющей магнитного поля.

По своей максимальной площади, определяемой на основе наблюдений в линии Н_α, солнечные вспышки делятся на пять классов. Самые маленькие из них, субвспышки, имеют площадь меньше 100 миллионных долей видимой полусферы Солнца (м. д. п.), т. е. меньше 300 млн. квадратных километров, самые большие, балла 4, больше 1200 м. д. п. Субвспышки в среднем живут меньше 18 минут, а самые большие вспышки — больше 3 часов. По максимальной интенсивности мягкого рентгеновского излучения в интервале 1 — 8 А, измеренной в околоземном пространстве, вспышки делят на три класса (С, М, X), причем самые мощные характеризуются потоком больше 10 -1 эрг/см 2 с. К сожалению, пет однозначного перехода между этими двумя классификациями солнечных вспышек. И хотя вторая из них более «физична», сейчас еще нет возможности для всеобщего ее использования из-за отсутствия регулярных наблюдений вспышек в рентгеновском диапазоне.

В самом начале этого раздела мы упомянули такое редкое явление, как вспышка в белом свете. Максимальная яркость таких вспышек превышает яркость фотосферы примерно на 50%. Белые вспышки имеют вид одной или двух ярких точек, расположенных на равном расстоянии от линии раздела полярностей продольного магнитного поля или внутри полутени пятен противоположной полярности. Обычно они появляются до максимума яркости вспышки в линии На и длятся примерно 10 мин. Скорее всего, вспышки в белом свете порождаются ускоренными частицами, которые бомбардируют нижние слои солнечной атмосферы.

Но самый большой интерес для нас представляют так называемые протонные вспышки, во время которых выбрасываются протоны с энергиями выше 10 МэВ. Строго говоря, их следует разбить на две группы. Первая,- вспышки космических лучей,- включает только те, когда испускаются протоны с энергиями выше 500 МэВ. Таких вспышек с 1952 г. было зарегистрировано немногим более двух десятков. Вторая группа,- обычные протонные вспышки,- гораздо многочисленнее и отличается сравнительно заурядными энергиями протонов, 10 — 100 МэВ. Самая мощная вспышка космических лучей, зарегистрированная 23 февраля 1956 г., дала протоны с энергией 15 ГэВ.

Если вспышки космических лучей действительно чаще всего оказываются самыми интенсивными и в видимой области спектра, то этого нельзя сказать об обычных протонных вспышках. Поэтому выделение их характерных признаков является очень трудной задачей. Но если все-таки отмахнуться от того обстоятельства, что протонными в отдельных случаях были даже субвспышки, то можно указать наиболее характерные их особенности.

В отличие от других солнечных вспышек, протонные в свете линии Н_α обычно выглядят как две яркие ленты, расположенные по обе стороны нулевой линии продольного магнитного поля. Известно, что солнечные вспышки, как правило, избегают «покрывать» тень солнечных пятен. Каждая лента протонной вспышки лежит над пятнами (или пятном) с магнитным полем одной полярности, «не боясь» закрыть их ядра. По-видимому, позволяет им это делать большая мощность таких вспышек. Более того, яркие ленты обычно со временем расходятся от нулевой линии поля со скоростями 10 км/с. Хотя особая структура магнитного поля групп пятен, о которой уже говорилось ранее, и служит непременным условием появления протонных вспышек, оно не является единственным.

Большое значение для возникновения подобных вспышек имеет наличие всплесков радиоизлучения II и IV типов. Всплески II типа представляют собой ударную волну, которая распространяется через корону и межпланетную среду со скоростями примерно 1000 км/с, и длятся в среднем 10 минут. Всплески IV типа, обычно занимающие широкую полосу длин волн, от сантиметров до декаметров, в таких вспышках имеют особенно сильную микроволновую составляющую. Кроме того, протонные вспышки всегда сопровождаются сильными всплесками на волне 10 см.

Во время протонных вспышек наряду с протонами выбрасываются и электроны с энергиями больше 40 кэВ, но они очень быстро теряют свою энергию и поэтому поток их в межпланетном пространстве уменьшается по сравнению с потоком протонов той же энергии. Заметим, однако, что электронные вспышки (во время которых выбрасываются только электроны) отмечаются гораздо чаще протонных, обычно сопровождаемых всплесками III типа и микроволнового излучения, а также всплесками жестких рентгеновских лучей. Интересно, что в последние годы от нескольких протонных вспышек было зарегистрировано гамма-излучение, которое служит признаком наличия ядерных реакций в солнечной атмосфере. Оно появилось во время их импульсной стадии»

Источник