За сколько времени солнечная вспышка достигает земли: Что представляют собой солнечные вспышки? | Помощь

Что представляют собой солнечные вспышки? | Помощь

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.

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 поВт/м2 между 1 и 8 Ангстрем
A-7
B≥10-7-6
C≥10-6-5
M≥10-5-4
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.

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.

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 & fluxHighest 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-scaleУровеньGOES X-ray threshold by class & fluxAverage frequency
R1НизкаяM1 (10-5)2000 per cycle (950 days per cycle)
R2СильныйM5 (5×10-5)350 per cycle (300 days per cycle)
R3БольшойX1 (10-4)175 per cycle (140 days per cycle)
R4ВысокаяX10 (10-3)8 per cycle (8 days per cycle)
R5ЭкстремальныйX20 (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.

Изображение: 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 предыдущую страницу

Вернуться к началу

Последняя X-вспышка2022/10/02X1.0
Последняя M-вспышка2022/11/15M1.0
Последняя геомагнитная буря2022/11/07Kp5 (G1)
Безупречные дни
Last 365 days5 days
20221 day (0%)
Последний безупречный день2022/06/08
Солнечные вспышки
12014M5. 7
21999M3.8
31999M3.0
41999M2.3
51999M2.0
Ар-индексG
1200341G1
2201714
3199914
420068
5201420