Sluneční erupce

Aktuální verze stránky ještě nebyla zkontrolována zkušenými přispěvateli a může se výrazně lišit od verze recenzované 2. ledna 2022; kontroly vyžadují 4 úpravy .

Sluneční erupce  je výbušný proces uvolňování energie (kinetické, světelné a tepelné) v atmosféře Slunce . Záblesky tak či onak pokrývají všechny vrstvy sluneční atmosféry: fotosféru , chromosféru a korónu Slunce. Sluneční erupce jsou často, ale ne vždy, doprovázeny výronem koronální hmoty . Uvolnění energie při silné sluneční erupci může dosáhnout 6×10 25 joulů , což je asi 1⁄6 energie uvolněné Sluncem za sekundu, neboli 160 miliard megatun TNT , což je pro srovnání přibližné množství světového spotřeba elektřiny za 1 milion let.

Působením magnetického pole dochází k nečekanému stlačení slunečního plazmatu, vzniká plazmový svazek nebo páska (mohou dosahovat délky desítek i stovek tisíc kilometrů), což vede k explozi. Sluneční plazma v této oblasti se může zahřát na teploty řádově 10 milionů K. Zvyšuje se kinetická energie ejektů látek pohybujících se v koróně a odcházejících do meziplanetárního prostoru rychlostí až 1000 km/s. Dostávají další energii a toky elektronů, protonů a dalších nabitých částic se výrazně zrychlují. Zesiluje optické, rentgenové, gama a rádiové vyzařování. [jeden]

Fotony z erupce dosáhnou Zemi asi 8,5 minuty po jejím začátku; pak během pár desítek minut dosáhnou silné proudy nabitých částic a plazmová oblaka ze sluneční erupce dosáhnou naši planetu až po dvou až třech dnech.

Popis

Doba trvání impulzivní fáze slunečních erupcí obvykle nepřesáhne několik minut a množství energie uvolněné během této doby může dosáhnout miliard megatun TNT . Energie záblesku je tradičně určována ve viditelné oblasti elektromagnetických vln součinem oblasti záře v emisní čáře vodíku H α , která charakterizuje zahřívání spodní chromosféry, a jasem této záře, spojeným s výkonem zdroj.

V posledních letech se klasifikace založená na hlídkových jednotných měřeních na řadě satelitů , zejména GOES [2] , amplitudy tepelného rentgenového záblesku v energetickém rozsahu 0,5–10 keV (s vlnovou délkou 0,5–8 angstroms ) se také často používá. Klasifikace byla navržena v roce 1970 D. Bakerem a původně vycházela z měření družic Solrad [3] . Podle této klasifikace je sluneční erupci přiřazeno skóre - označení latinského písmene a za ním index. Písmeno může být A, B, C, M nebo X v závislosti na velikosti vrcholu intenzity rentgenového záření dosaženého vzplanutím [4] [Comm 1] :

Dopis Špičková intenzita (W/ m2 )
A méně než 10-7
B od 1,0 × 10 −7 do 10 −6
C od 1,0 × 10 −6 do 10 −5
M od 1,0 × 10 −5 do 10 −4
X více než 10-4

Index udává hodnotu intenzity záblesku a může být od 1,0 do 9,9 pro písmena A, B, C, M a další - pro písmeno X. Například ohnisko 12. února 2010 M8,3 odpovídá špičková intenzita 8 3 x 10 -5 W/ m2 . Nejsilnější (od roku 2010 ) registrovaná od roku 1976 [5] vzplanutí, ke které došlo 4. listopadu 2003 , bylo přiřazeno skóre X28 [6] , takže intenzita jeho rentgenové emise na vrcholu byla 28 × 10 −4 W/ m2 . Registrace rentgenového záření Slunce, protože je zcela pohlceno zemskou atmosférou , byla umožněna od prvního startu kosmické lodi Sputnik-2 s příslušným vybavením [7] , proto údaje o intenzitě rentgenové emise slunečních erupcí do roku 1957 zcela chybí.

Měření v různých rozsazích vlnových délek odrážejí různé procesy v erupcích. Proto korelace mezi dvěma indexy aktivity vzplanutí existuje pouze ve statistickém smyslu, takže pro jednotlivé události může být jeden index vysoký a druhý nízký a naopak.

Sluneční erupce mají tendenci se vyskytovat v bodech interakce mezi slunečními skvrnami opačné magnetické polarity, přesněji v blízkosti magnetické neutrální linie oddělující oblasti severní a jižní polarity. Frekvence a síla slunečních erupcí závisí na fázi 11letého slunečního cyklu .

Důsledky

Sluneční erupce mají praktický význam například při studiu elementárního složení povrchu nebeského tělesa se vzácnou atmosférou nebo v její nepřítomnosti, fungující jako budič rentgenového záření pro rentgenové fluorescenční spektrometry instalované na palubě kosmických lodí . Tvrdé ultrafialové a rentgenové záření je hlavním faktorem zodpovědným za vznik ionosféry, která může také výrazně změnit vlastnosti horní atmosféry: její hustota se výrazně zvyšuje, což vede k rychlému poklesu výšky oběžné dráhy satelitu . Nejsilnější proudy nabitých částic během slunečních erupcí často poškozují satelity a vedou k nehodám [8] [9] . Pravděpodobnost poškození při slunečních erupcích moderní elektroniky obsahující převážně prvky CMOS je vyšší než TTL, protože prahová energie částic, které způsobují poruchu, je nižší. Takové částice také způsobují velké škody na solárních panelech kosmických lodí [10] . Plazmové mraky vyvržené během erupcí vedou ke vzniku geomagnetických bouří , které určitým způsobem ovlivňují techniku ​​a biologické objekty.

Předpověď

Moderní předpověď slunečních erupcí je dána na základě analýzy magnetických polí Slunce. Magnetická struktura Slunce je však natolik nestabilní, že v současné době nelze předpovědět vzplanutí ani týden předem. NASA dává předpověď na velmi krátké období, od 1 do 3 dnů: v klidných dnech na Slunci se pravděpodobnost silné erupce obvykle udává v rozmezí 1–5 % a v aktivních obdobích se zvyšuje pouze na 30 –40 % [11] .

Nejsilnější zaznamenané sluneční erupce

Měření síly slunečních erupcí v oblasti rentgenového záření se provádějí od roku 1975 pomocí satelitů GOES . Níže uvedená tabulka ukazuje 30 nejsilnějších erupcí od roku 1975 podle těchto satelitů [12] .

Kolem roku 660 před naším letopočtem došlo k obrovským slunečním bouřím ( Miyake Events ). např. v 774-775 a 993-994 [ [14] [15] .

Komentáře

  1. ↑ Volba pro klasifikaci rentgenových záblesků je způsobena přesnější fixací procesu: pokud v optickém rozsahu i největší záblesky zvyšují záření o zlomky procenta, pak v oblasti měkkého rentgenového záření ( 1 nm ) - o několik řádů a tvrdé rentgenové záření tiché Slunce vůbec nevytváří a vzniká výhradně při erupcích.

Poznámky

  1. ↑ Vorontsov-Velyaminov B.A., E.K. Strout. Základní úroveň astronomie Stupeň 11 / ved. upravil I.G. Vlasov. - Drop obecný, 2014, s rev. 2018. - S. 141.
  2. ↑ Encyklopedie Slunce - Sluneční erupce . Získáno 29. března 2008. Archivováno z originálu 1. dubna 2008.
  3. ↑ Kněz Eric Ronald. Klasifikace vzplanutí // Magnetohydrodynamika slunečního vzplanutí . - Gordon and Breach Science Publishers , 1981. - S. 51. - ISBN 0677055307 . Archivováno 12. dubna 2014 na Wayback Machine
  4. ↑ Klasifikace ohniska Archivována 27. září 2011 na Wayback Machine  
  5. ↑ Nejvýkonnější zaznamenané sluneční erupce Archivováno 6. srpna 2011 na Wayback Machine  
  6. ↑ 1 2 Dorman, Lev I. Sluneční neutronová událost 4. listopadu 2003 // Sluneční neutrony a související jevy . - Springer, 2010. - S. 310. - ISBN 9789048137367 .
  7. ↑ Experiment na druhé umělé družici Země (Sputnik-2) . Získáno 26. dubna 2011. Archivováno z originálu 13. října 2014.
  8. ↑ S. I. Boldyrev, Ivanov-Kholodny G.S., O. P. Kolomiytsev, A. I. Osin. Vliv sluneční aktivity na změny hustoty v horní atmosféře Země  // Geomagnetismus a aeronomie. - 2011. - T. 51 , č. 4 . — ISSN 0016-7940 .
  9. ↑ Silná erupce na Slunci může ovlivnit provoz satelitů, řekl odborník . RIA Novosti (20170907T1218). Získáno 29. října 2021. Archivováno z originálu dne 29. října 2021.
  10. ↑ A. I. Akishin, L. S. Novikov. Environmentální vlivy na materiály kosmických lodí . epizodsspace.airbase.ru . Získáno 29. října 2021. Archivováno z originálu dne 20. února 2020.
  11. ↑ Bogachev S. A., Kirichenko A. S. Sluneční erupce // Země a vesmír. - 2013. - č. 5 . - str. 3-15 . — ISSN 0044-3948 .
  12. ↑ Sluneční erupce: Sluneční rentgenové erupce ze satelitu GOES 1975 do současnosti a ze satelitu SOLRAD 1968-1974 . Získáno 7. září 2017. Archivováno z originálu 1. července 2017.
  13. ↑ Tesis - 6. září 2017 . Získáno 6. července 2020. Archivováno z originálu dne 15. srpna 2021.
  14. ↑ O'Hare, Paschal a kol. Multiradionuklidové důkazy pro extrémní sluneční protonovou událost kolem 2 610 BP (~ 660 př. n. l.)  //  Sborník Národní akademie věd Spojených států amerických  : časopis. - 2019. - Sv. 116 , č. 13 . - S. 5961-5966 . - doi : 10.1073/pnas.1815725116 . - . — PMID 30858311 .
  15. ↑ Hayakawa, Hisashi a kol. Nejčasnější kandidáti polárních pozorování v asyrských astrologických zprávách: Pohledy na sluneční aktivitu kolem roku 660 př . n. l.  //  The Astrophysical Journal  : journal. - IOP Publishing , 2019. - Sv. 884 . — P.L18 . - doi : 10.3847/2041-8213/ab42e4 . — . Archivováno z originálu 12. června 2020.

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie
V bibliografických katalozích
 slunce
Struktura Fotografie Slunce v ultrafialové oblasti spektra, zobrazená ve "falešných barvách". Získané Solar Dynamics Observatory.
Atmosféra
Rozšířená
struktura

Jevy týkající se Slunce
související témata
Spektrální třída : G2