Що являють собою сонячні спалахи?

1. Що являє собою сонячний спалах? Сонячний спалах являє собою вибух на поверхні Сонця гігантскх розмірів,...
2. Сонячні спалахи A & B-класу
3. Сонячні спалахи класу С
4. Сонячні спалахи M-класу
5. Сонячні спалахи X-класу
6. High Frequency (HF) radio blackouts caused by solar flares
7. R-scale

Що являє собою сонячний спалах?

Сонячний спалах являє собою вибух на поверхні Сонця гігантскх розмірів, який виникає коли силові лінії магнітного поля виходять з сонячних плям перемикаються і обриваються, що супроводжується перехідними процесами в магнітному полі групи з різким виділенням величезної кількості енергії в порівняно невеликий обсяг простору за короткий проміжок часу. Сонячний спалах визначається як раптове, швидке та інтенсивне зміна яскравості. Сонячний спалах виникає, коли магнітна енергія, яка виникла в сонячній атмосфері, раптово вивільняється. Матеріал нагрівається до кількох мільйонів градусів за лічені хвилини і випромінювання практично у всьому електромагнітному спектрі від радіохвиль в довгохвильовому ділянці спектра, через оптичне випромінювання до рентгенівських і гамма-променів на короткохвильовому кінці спектра. Обсяг енергії, що виділяється еквівалентний мільйонам ядерних бомб, які вибухають одночасно! Сонячні спалахи виникають часто в період сонячного максимуму. У цей період буває, що деякі сонячні спалахи тривають протягом доби! У період сонячного мінімуму сонячні спалахи відбуваються рідше одного разу на тиждень. Великі спалахи рідше, ніж маленькі.

Зображення: вражаюча сонячний спалах, яка спостерігається Обсерваторією Сонячної Динаміки НАСА в довжині хвилі 193 Ангстрема.

Відомо, що деякі (в основному сильніші) сонячні спалахи викликають викиди корональної маси, які можуть привести до геомагнітних бурь, якщо вони спрямовані в бік Землі.

Класифікація сонячних спалахів

Сонячні спалахи класифікуються як A, B, C, M або X відповідно до піковим потоком (в Ватах на квадратний метр, Вт / м2) довжиною хвилі від 1 до 8 Ангстрем в навколоземному просторі, як вимірюється приладом XRS на борту супутник GOES-15 , який знаходиться на геостаціонарній орбіті над Тихим океаном. У наведеній нижче таблиці показані різні класи сонячного спалаху:

Клас Вт / м2 між 1 і 8 Ангстрем A -7 B ≥10-7-6 C ≥10-6-5 M ≥10-5-4 X ≥10-4

Кожна категорія класу ділиться за логарифмічною шкалою від 1 до 9. Наприклад: від B1 до B9, від C1 до C9 і т. Д. Спалах X2 в два рази сильніше, ніж спалах X1, і в чотири рази потужніша, ніж M5. Клас X трохи відрізняється, що не закінчуючись на X9, він триває. Сонячні спалахи X10 і сильніші також називають «сонячними спалахами Super X-класу».

Сонячні спалахи A & B-класу

A & B-клас - це найнижчий клас сонячних спалахів. Вони дуже поширені і не дуже цікаві. Фоновий потік (рівень випромінювання при відсутності спалахів) часто знаходиться в діапазоні В під час максимуму Сонця і в діапазоні А під час сонячного мінімуму.

Сонячні спалахи класу С

Сонячні спалахи класу С, це невеликі спалахи, які практично не впливають на Землю. Тільки тривалі спалахи С-класу можуть привести до викиду корональної маси але найчастіше вони повільні, слабкі і рідко викликають на Землі значні геомагнітні збурення. Фоновий потік (рівень випромінювання при відсутності спалахів) може знаходитися на початку діапазону С-класу, коли область сонячної плями знаходиться на зверненому до Землі сонячному диску.

Сонячні спалахи M-класу

Сонячні спалахи M-класу, це середні з великих спалахів. Вони викликають від невеликого (R1) до помірного (R2) рівня радіоперешкод на денній стороні Землі. Деякі спалаху M-класу можуть викликати сонячний радіаційний шторм. Сильні, тривалі спалахи M-класу, з великою часткою ймовірності можуть призвести до викиду корональної маси. Якщо спалах M-класу розташована поблизу центру зверненого до Землі сонячного диска і запускає викид корональної маси в її сторону, ймовірність того, що результуюча геомагнітна буря буде достатньої сили для спостереження північного сяйва в області середніх широт, досить висока.

Сонячні спалахи X-класу

Сонячні спалахи X-класу є найбільшими і мощьних. В середньому спалаху X-класу відбуваються приблизно 10 раз на рік і частіше зустрічаються при сонячному максимумі. Під час спалаху X-класу на денній стороні Землі, рівень радіоперешкод сильний до екстремального (R3-R5). Якщо сонячний спалах відбувається поблизу центру зверненого до Землі сонячного диска, це може викликати сильний і тривалий шторм сонячної радіації і створити значний викид корональної маси який може привести до серйозних (G4) або екстремальним (G5) геомагнітних штормів на Землі.

Зображення: сонячний спалах X-класу, яка спостерігається в обсерваторії сонячної динаміки NASA в довжині хвилі 131 Ангстрем.

Отже, що вище X9? X-клас триває далі і ці сонячні спалахи часто називаються сонячними спалахами Super X-класу. Сонячні спалахи, достігаюіе і перевершують X10 зустрічаються дуже рідко, кілька разів протягом сонячного циклу. Насправді це добре, що потужні сонячні спалахи відбуваються не так часто, так як наслідки від них на Землі можуть бути дуже серйозними. Відомо, що викиди корональної маси, які супроводжують такі спалахи, призводять до екстремального геомагнитному шторму (G5) і проблем з нашими сучасними технологіями.

Одне зауваження, - щодо спалахів супер X-класу полягає у визначенні їх потужності. Таким чином, сонячний спалах X20 не в 10 разів сильніше, ніж спалах X10. Сонячний спалах X10 дорівнює рентгенівському потоку 0,001 Вт / м2, а сонячний спалах X20 дорівнює 0,002 Вт / м2 в довжині хвилі 1-8 Ангстрем.

Найбільша сонячний спалах, коли-небудь що реєструється з тих пір, як супутники почали вимірювати їх в 1976 році, оцінювалася як сонячний спалах X28, яка сталася 4 листопада 2003 року в час 23 сонячного циклу. Тривалий канал XRS на супутнику GOES-12 був насичений в X17 на 12 хвилин інтенсивним випромінюванням. Пізніший аналіз доступних даних показує передбачуваний піковий потік X28, однак є вчені вважають, що ця сонячний спалах була сильнішою, ніж X28. Для нас було великою удачею, що в момент коли стався спалах X28, група сонячних плям в якій це сталося, встигла сильно відхилитися від зверненого до Землі центру сонячного диска, так що її напрямок в максимумі пройшло повз Землю. Слід зазначити, що сонячного спалаху яка насичувала канали XRS на GOES-15 за станом на березень 2017 року, не було, але очікується, що вона буде насичуватися приблизно з однаковим рівнем потоку.

High Frequency (HF) radio blackouts caused by solar flares

Bursts of X-ray and Extreme Ultra Violet radiation which are emitted during solar flares and can cause problems with High Frequency (HF) radio transmissions on the sunlit side of the Earth and are most intense at locations where the Sun is directly overhead. It is mostly High Frequency (HF) (3-30 MHz) radio communication that is affected during such events, although fading and diminished reception may spill over to Very High Frequency (VHF) (30-300 MHz) and higher frequencies.

These blackouts are a result of enhanced electron densities in the lower ionosphere (D-layer) during a solar flare which causes a large increase in the amount of energy radio waves lose when it passes trough this layer. This process prevents the radio waves from reaching the much higher E, F1 and F2 layers where these radio signals normally refract and bounce back to Earth.

Radio blackouts caused by solar flares are the most common space weather events to affect Earth and also the fastest to affect us. Minor events occur about 2000 times each solar cycle. The electromagnetic emission produced during flares travels at the speed of light taking just over 8 minutes to travel from the Sun to Earth. These type of radio blackouts can last from several minutes to several hours depending on the duration of the solar flare. How severe a radio blackout is depends on the strength of the solar flare.

The Highest Affected Frequency (HAF) during an X-ray radio blackout during local noon is based on the current X-ray flux value between the 1-8 Ångström. The Highest Affected Frequency (HAF) can be derived by a formula. Below you will find a table where you can see what the Highest Affected Frequency (HAF) is during a specific X-ray flux.

GOES X-ray class & flux Highest Affected Frequency 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

R-scale

NOAA uses a five-level system called the R-scale, to indicate the severity of a X-ray related radio blackout. This scale ranges from R1 for a minor radio blackout event to R5 for an extreme radio blackout event, with R1 being the lowest level and R5 being the highest level. Every R-level has a certain X-ray brightness associated with it. This ranges from R1 for a X-ray flux of M1 to R5 for a X-ray flux of X20. On Twitter we provide alerts as soon as a certain radio blackout threshold has been reached. Because each blackout level represents a certain GOES X-ray brightness, you can associate these alerts directly with a solar flare that is occurring at that moment. We can define the following radio blackout classes:

R-scale Description GOES X-ray threshold by class & flux Average frequency R1 Minor M1 (10-5) 2000 per cycle (950 days per cycle) R2 Moderate M5 (5 × 10-5) 350 per cycle (300 days per cycle ) R3 Strong X1 (10-4) 175 per cycle (140 days per cycle) R4 Severe X10 (10-3) 8 per cycle (8 days per cycle) R5 Extreme X20 (2 × 10-3) Less than 1 per cycle

The image below shows the effects of an X1 (R3-strong) solar flare on the sunlit side of the Earth. We can see that the Highest Affected Frequency (HAF) is about 25 MHz there where the Sun is directly overhead. Radio frequencies lower than the HAF suffer an even greater loss.

Image: NOAA SWPC - D Region Absorption Product. The D-region absorption prediction model is used as a guide to understand the high frequency (HF) radio degradation and communication interruptions that this can cause .

<< Перейти на попередню сторінку