Слънчево изригване: Разлика между версии
Изтрито е съдържание Добавено е съдържание
Пренасочване към Протуберанс |
Премахнато пренасочване към Протуберанс Етикет: Премахване на пренасочване |
||
Ред 1:
[[Файл:Magnificent CME Erupts on the Sun - August 31.jpg|мини|Слънчево изригване, 31 август 2012 г.]]
'''Слънчевото изригване''' е експлозивен процес на отделяне на [[енергия]] (кинетична, светлинна и топлинна) в [[Слънце|слънчевата]] [[атмосфера]]. Това води до внезапно увеличаване на яркостта на Слънцето, обикновено близо до повърхността му или в близост до групи [[Слънчево петно|слънчеви петна]]. Мощните слънчеви изригвания често, но не винаги, са придружавани от [[коронално изхвърляне на маса]]. Дори и най-мощните изригвания са едвам доловими на фона на общото слънчево излъчване.<ref name="Kopp2005">{{cite journal|last=Kopp |first=G.|last2=Lawrence |first2=G.|last3=Rottman |first3=G.|date=2005|bibcode=2005SoPh..230..129K|title=The Total Irradiance Monitor (TIM): Science Results|journal=Solar Physics|volume=20|issue=1 – 2|pages=129 – 139|doi=10.1007/s11207-005-7433-9}}</ref>
Слънчевите изригвания могат да възникнат с различна сила. Типичното изригване от 10<sup>20</sup> [[джаул]]а е достатъчно, за да се забележи, докато големите изригвания могат да освободят енергия достигаща 10<sup>25</sup> джаула (или 160 млрд. мегатона в [[тротилов еквивалент]]).<ref>{{cite web |url=http://hesperia.gsfc.nasa.gov/sftheory/flare.htm |title=What is a Solar Flare? |publisher=[[NASA]] |access-date= 12 май 2016 }}</ref>
Изригванията са тясно свързани с изхвърлянето на [[плазма]] и други частици през [[Слънчева корона|короната]] на Слънцето в [[космическото пространство]]. Те, също така, излъчват обилно [[радиовълни]]. Ако изригването е по посока на [[Земя]]та, частиците от него могат да навлязат в горната земна атмосфера ([[йоносфера]]та) и да предизвикат ярки [[Северно сияние|северни сияния]] и дори да нарушат радиокомуникацията на дълги разстояния.
Обикновено на слънчевата плазма са ѝ нужни дни, за да достигне Земята.<ref>Menzel, Whipple, and de Vaucouleurs, „Survey of the Universe“, 1970</ref> Изригвания настъпват и на други [[звезди]]. Високоенергийни частици, които могат да се движат с релативистична скорост (близка до [[Скорост на светлината|тази на светлината]]) могат да пристигнат почти едновременно с електромагнитното излъчване.
== Описание ==
[[Файл:Solar Blast.ogg|мини|Слънчево изригване, 7 юни 2011 г.]]
[[Файл:X-class flare Aug. 9, 2011.ogv|мини|Голямо слънчево изригване (X6.9), 9 август 2011 г.]]
[[Файл:First GOES-17 SUVI Images Capture Solar Flare (41904757354).jpg|мини|Слънчево изригване от клас C2, уловено в различни части от електромагнитния спектър, 28 май 2018 г.]]
Слънчевите изригвания охващат всички слоеве на слънчевата атмосфера: [[фотосфера]]та, [[хромосфера]]та и [[Слънчева корона|короната]]. Плазмената среда се нагрява до десетки милиони [[келвин]]и, докато [[електрон]]ите, [[протон]]ите и по-тежките [[йон]]и се ускоряват до скорост, близка до тази на светлината. Слънчевите изригвания произвеждат [[електромагнитно излъчване]], обхващащо целия [[електромагнитен спектър]], от [[радиовълни]]те до [[гама лъчи]]те. Повечето енергия се разпределя сред честотите извън видимата светлина, така че повечето изригвания са невидими за невъоръженото око и могат да се наблюдават само със специални инструменти. Слънчеви изригвания възникват в активните региони около [[Слънчеви петна|слънчевите петна]], където интензивните [[Магнитно поле|магнитни полета]] проникват през фотосферата и свързват короната с вътрешността на Слънцето.
Слънчевите изригвания се захранват от кратки (няколко минути) излъчвания на магнитна енергия, съхранявана в короната. Същото освобождаване на енергия може да доведе и до [[коронално изхвърляне на маса]], макар връзка между тези изхвърляния на маса и слънчевите изригвания да не е установена.
[[Рентгеново лъчение|Рентгеновото]] и [[Ултравиолетово излъчване|ултравиолетовото]] излъчване на слънчевите изригвания могат да повлияят на земната [[йоносфера]] и да нарушат радиокомуникацията с голям обхват. Прякото радиоизлъчване в диапазона на дециметровите [[Дължина на вълната|дължини на вълната]] може да наруши работата на [[радар]]ите и други устройства, използващи този диапазон.
Слънчевите изригвания са наблюдавани за пръв път от [[Ричард Керингтън]] през 1859 г. като локални видимо ярки региони сред групите слънчеви петна. Другите звездни петна могат да се идентифицират чрез изследване на кривите на яркостта, получени от данните на телескопите.
Честотата на възникване на слънчевите изригвания варира, от няколко на ден (когато Слънцето е особено активно) до по-малко от едно на седмица (когато Слънцето е спокойно), следвайки 11-годишния [[слънчев цикъл]]. Големите изригвания са по-редки от по-малките.
== Причини ==
Изригванията настъпват, когато ускорени заредени частици (главно електрони) взаимодействат с плазмената среда. Данните сочат, че феноменът [[магнитно пресъединение]] води до това силно ускорение на заредените частици.<ref>Zhu et al., ApJ, 2016, 821, L29</ref> На Слънцето, такова магнитно пресъединение може да се случи при наличието на множество затворени магнитни контури. Тези линии бързо се пресъединяват, оставяйки спирално магнитно поле несвързано с останалата част от контура. Внезапното освобождаване на енергия при това пресъединение води до ускоряване на частиците. Несвързаното магнитно поле и материалът, който обхваща, могат бурно да се разширят, при което възниква коронално изхвърляне на маса.<ref name="sciam1">"[http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=the-mysterious-origins-of The Mysterious Origins of Solar Flares]", ''Scientific American'', April 2006</ref> Това обяснява защо слънчевите изригвания обикновено се наблюдават в активните области на Слънцето, тъй като там магнитните полета са много по-мощни.
Въпреки че съществува консенсус относно източника на енергия на изригванията, участващите механизми все още не са добре разбрани. Не е ясно как магнитната енергия се преобразува в кинетична енергия, нито се знае как някои частици се ускоряват до над 10<sup>9</sup> [[електронволт]]а. Поради тази и други причини, учените не могат да прогнозират слънчевите изригвания с точност.
== Класификация ==
Системата за класификация на слънчевите изригвания използва латинските букви A, B, C, M or X, в зависимост от максималния поток [[рентгенови лъчи]] с дължина на вълната от 100 до 800 пикометра във ватове на квадратен метър (W/m<sup>2</sup>).
{| class="wikitable"
|-
! Класификация !! Максимален поток при 100 – 800 пикометра<br/>(W/m<sup>2</sup>)
|-
| A || < 10<sup>−7</sup>
|-
| B || 10<sup>−7</sup> – 10<sup>−6</sup>
|-
| C || 10<sup>−6</sup> – 10<sup>−5</sup>
|-
| M || 10<sup>−5</sup> – 10<sup>−4</sup>
|-
| X || > 10<sup>−4</sup>
|}
Мощността на дадено събитие от определен клас се обозначава с числена наставка от 1 до 9. Следователно, слънчево изригване от X2 е двойно по-мощно от слънчево изригване от X1, докато слънчево изригване от X3 е 50% по-мощно от X2.<ref>{{cite web|url=http://www.nasa.gov/feature/goddard/2017/active-region-on-sun-continues-to-emit-solar-flares|title=Sun Erupts With Significant Flare|first=Rob|last=Garner|date=6 септември 2017|website=NASA|accessdate=2 юни 2019}}</ref> Изригване от X2 е четири пъти по-мощно от изригване от M5.<ref>{{cite book| title=Heliophysics: Space Storms and Radiation: Causes and Effects| editor1-first=Carolus J. | editor1-last=Schrijver| editor2-first=George L. | editor2-last=Siscoe |editor2-link=George Siscoe| publisher=Cambridge University Press| year=2010 | isbn=978-1107049048 | page=375| url=https://books.google.com/books?id=OukfAwAAQBAJ&pg=PA375 }}</ref>
== Източници ==
<references/>
[[Категория:Слънце]]
[[Категория:Плазмена физика]]
| |||