Сончев блесок

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на: содржини, барај
Факел како излегува од Сонцето
Протуберанција на Сончевиот блесок проследена со избивање (прикажано крајно ултравиолетово.)
Развој на магнетизмот на Сонцето.

Сончев блесок — ненадеен блесок на светлина набљудуван во близина на површината на Сонцето. Тоа подразбира многу широк спектар на емисии, при што се исфрла енергија и до 6 џ×1025 џули (приближно еквивалентно на 160.000.000.000 мегатони ТНТ, што е за споредба 25 000 пати погомела енергија ослободена при судирот на кометата Шумејкер-Леви 9 со Јупитер ). Блесоците се чести, но не секогаш се придружени со спектакуларно исфрлање на плазма од короната. Блесокот исфрла облаци од електрони, јони, и атоми низ корона на Сонцето во вселената. Овие облаци обично стигнуваат до Земјата еден или два дена по настанот. Овој термин исто така се користи за слични појави кај други ѕвезди, каде што се нарекува ѕвезден сјај.

сончевите блесоци влијаат на сите слоеви на сончевата атмосфера (фотосферата, хромосферата и короната), кога плазмата како медиум се загрева до десетици милиони Келвини, додека космичките зраци како електроните, протоните и потешките јони се забрзуваат скоро до брзината на светлината. Тие зрачат радијација со сите бранови должини од електромагнетниот спектар, од радио бранови до гама зраци, иако поголемиот дел од енергијата се шири со фреквенции надвор од видливиот спектар и затоа поголемиот дел од блесоците не се видливи за голо око и може да бидат забележани само со посебни инструменти. Блесоците сејавуваат во активни региони околу сончевите дамки, каде интензивните магнетни полиња пенетрираат во фотосферата и ја поврзуваат короната со внатрешноста на Сонцето. Блесоците се напојуваат од ненадејното (времетраење од неколку минути до десетици минути) ослободување на магнетна енергија складирано во короната. Исти вакви ослободувања на енергија може да произведе таканареченото Коронарно исфрлање на маса/плазма (CME), иако односот помеѓу CME блесоците и сончевите блесоци се уште не е добро разјаснет.

Х- зраците и УВ зрачењето емитирани од сончевите блесоци може да влијаат на Земјината јоносфера и да ја нарушат радио комуникацијата со долг домет. Директните радио емисии со бранови должини од редот на дециметри може да го нарушат функционирањето на радари и други уреди кои ги користат овие фреквенции.

сончеви блесоции биле забележани за првпат од Кристофер Ричард Карингтон и независно од страна на Ричард Хоџсон во 1859 година [1] како локализирани видливи светли мали површини во група сончеви дамки. Ѕвездените блесоци може да се појачаат при гледање во светлосни криви добиени од телескоп или сателитски податоци од разни други ѕвезди.

Зачестеноста на појавата на сончеви блесоци варира, од неколку на ден кога Сонцето е особено "активно", на помалку од еден неделно, кога Сонцето е "тивко",следејќи го 11-годишниот циклус (сончевиот циклус). Големите блесоци се поретки отколку помалите.

На 23 јули 2012 година, масивен, и потенцијално штетен, сончев блесок (сончев блесок, сончева супербура, solar EMP) одвај успеа да ја промаши Земјата, според НАСА.[2][3] Според НАСА, има околу 12% шанса да се случи сличен настан помеѓу 2012 и 2022 година, [2] aиако бидејќи оваа бројка е основана на екстремна екстраполација на пресметаната фреквенцијата на идните бури, вистинската веројатноста за тоа е речиси сигурно помала од 12 проценти.

Причина[уреди | уреди извор]

Блесоците се случуваат кога забрзани наелектризирани честички, главно електрони, реагираат со плазмата[Плазма(физика)|плазма]] во Сонцето. Научните истражувања покажуваат дека феноменот на магнетна реконекцијамагнетна реконекција води до ова големо забрзување на наелектризирани честички. На Сонцето, магнетна реконекција може да се случи на сончевите арки - серија на блиски магнетени силови линии. Овие линии брзо се поврзуваат во ниска аркада на јамки оставајќи спирала на магнетното поле неповрзана со остатокот на аркадата. Ненадејното ослободување на енергија во оваа реконекција е потеклото на забрзувањето на честиците. Неповрзаните магнетни спирални области и материјалот што го содржи може насилно да се прошири нанадвор формирајќи Коронарно исфрлање на плазма. Ова исто така објаснува зошто сончевите блесоци обично еруптираат од таканаречените активни региони на Сонцето, каде што магнетни полиња се многу посилни од вообичаено.

Иако постои општа согласност за причините на блесоците, деталите се уште не се добро познати. Не е јасно како магнетната енергија се претвора во кинетичка енергија на честичките, ниту пак е познато како честичките се забрзуваат до високи енергии од ред 10 MeV (мега [[електрон волти|електрон волти) и повеќе. Исто така, постојат некои недоследности во однос на вкупниот број на забрзани честички, кои понекогаш се чини е поголем од вкупниот број во короната јамка. Научниците не се во можност да ги предвидат блесоците и ден денеска.


Опасности[уреди | уреди извор]

Масивен Х6.9-класа на блесок, 9 август, 2011
Иако овој блесокот произведе коронарно масовно исфрлање (CME), ова CМЕ не се упати кон Земјата,и не се очекуваат штетни локални ефекти. [4]

сончевите блесоци имаат силно влијание врз локалниот простор локалниот простор- време во близина на Земјата. Тие може да произведат струи од високо енергетски честички во сончевиот ветер, настан познат како сончеви протони. Овие честички може да влијаат на Земјината магнетосферамагнетосфера и да предизвикаат зрачење опасно за вселенските летала и астронаути. Покрај тоа, масивните сончеви блесоци кои се проследени со коронарно масовно исфрлање коронарно масовно исфрлање (CМЕ) може да предизвикаат геомагнетни бури геомагнетни бури кои се познати по оневозможување на сателитските врски и прекини во напојувањето со електрична енергија на Земјата во подолг временски период.

Меките рендгенски зраци рендгенски зраци од класата блесоци Х ја зголемува јонизација на горниот дел од атмосферата, која може да им пречи на кратките радио бранови за комуникација и може да ја загрее надворешната атмосфера и со тоа да го зголеми влечењето на сателитите кои орбитираат во ниските слоеви, водејќи до орбитални распаѓања. Енергетски честички во магнетосферата придонесуваат за Аурора Бореалис и Аурора Аустралис. Енергијата во форма на тврди х-зраци може да биде штетна за електрониката на вселенските летала . Овие се обично резултат на големи плазма исфрлања во горната хромосфера.


Rизиците од радијација од сончеви блесоци се голема загриженост во дискусиите за мисии со екипаж на Марс, месечината, или на други планети. Енергетските протони можat да поминат низ човечкото тело, предизвикувајќи биохемиски оштетувања [5], што претставува опасност за астронаутите во текот na меѓупланетарни патувањa. Некој вид на физичка или магнетна заштитa ќе бидат потребни за заштита на астронаутите. На повеќето протонски бури im se potrebni најмалку два часа од времето на визуелна детекција да стигнат до орбитата на Земјата. сончев блесок кој се случи на 20 јануари, 2005 година исфрли највисока концентрација на протони некогаш директно измерени,[6] и им даде на астронаутите помалку од 15 минути време да стигнат до засолништето.

Историја[уреди | уреди извор]

Оптички набљудувања. Ричард Карингтон забележал блесок за прв пат на 1 септември 1859 година проектирајќи ја сликата произведени од страна на оптички телескоп, без филтри. Тоа беше исклучително интензивна бела светлина на блесок. Бидејќи блесоците произведуваат големи количества на радијација во Х, додавајќи тесен (≈1 Е) филтер во центарот на оваа бранова должина на оптички телескоп, овозможува набљудување на не многу светли блесоци со мали телескопи. Со години Х беше главен, ако не и единствен, извор на информации за сончеви блесоци.


Радио забелешки. Во текот на Втората светска војна, на 25 и 26 февруари 1942 година, британските радар оператори забележале радијација која Стенли Еј ја толкува како сончева емисија. Нивното откритие не се појави во јавноста до крајот на конфликтот. Истата година Соутхњортх исто така, го забележа Сонцето на радио, но како и со Стенли Еј, неговите забелешки станаа познати дури по 1945 година. Во 1943 година Grote Reber беше првиот што ги пријави радиоастрономските забелешки на Сонцето на 160 MHz. Брзиот развој на радиоастрономијата откри нови особености на сончевата активност, како бури и експлозивни блесоци. Денес копнените радиотелескопи го набљудуваат Сонцето од ~ 15 MHz до 400 GHz.


Простор телескопи. Од почетокот на вселенското истражување, телескопи беа испратени во вселената, каде што тие работат на бранова должина пократка од УВ зраците, кои се комплетно апсорбирани од атмосферата, и каде блесоците може да бидат многу светли. Од 1970-тите, GOES серија на сателити го набљудуваат Сонцето во меки Х-зраци, и нивните забелешки станаа стандардна мерка за блесоци, намалувајќи ја важноста на класификација со Х. Тврдите Х-зраци биле регистрирани со многу различни инструменти, најважниот денес е(RHESSI). Сепак, УВ забелешки денес претставуваат сончевите слики на ѕвездите со своите неверојатни детали кои ја откриваат комплексноста на сончевата корона. Вселенските летала исто така може да носат радио детектори на исклучително долги бранови должини (од неколку километри), кои не можат да продрат преку јоносферата.


Оптички телескоп[уреди | уреди извор]

Две последователни фотографии од феноменот сончев блесокот. Сончевиот диск беше блокиран во овие фотографии за подобра визуелизација.


Radio telescopes[уреди | уреди извор]

  • Nobeyama Radioheliograph (NoRH) е интерферометар инсталиран во Nobeyama радио опсерваторија (Јапонија) формирана од страна на 84 мали (80 cm) антени, со приемници во 17 GHz (лево и десно поларизација) и 34 GHz и 34 GHz работат истовремено. Pостојано се придржува кон Сонцето, за добивање на дневни слики. (See link)
  • Сибирски соларeн радио телескоп (ССРТ) е посебнo наменeт za сончеви радио телескопи дизајниран за проучување на сончевата активност во интервал на микробранови (5.7 GHz) каде што процесите што се одвиваат во сончевата корона се достапни за набљудување во текот на целиот сончевиот диск.Тоа е интерферометар, се состои од две низи од 128x128 параболични чинии, 2,5 метри во дијаметар, секој, распоредени рамномерно 4,9 метри и се ориентирани во Е-W и N-S правци.Та located iТаа се наоѓа во шумскаta живописна долина od одделувањеto на два планински сртови на Источна Sajan Планинa и Khamar-Daban, 220 km километри од Иркутск (Русија).

Простор телескопи[уреди | уреди извор]

  • Yohkoh – The Yohkoh (originally Solar A) На Yohkoh (оригинално Сончевиот А) е вселенско летало кое го посматраше а Сонцето со различни инструменти од нејзиното лансирање во 1991 година до неговиот неуспех во 2001 година. Обзервациите зафатија еден период од еден сончев максимум до друг. Два инструменти од особено значење беа телескопите со тврди и меки Х-зраци (HXT и SXT), и телескопот со инструмент кој произведува фотони со пониска енергија од ред 1еV.
  • WIND – вселенското летало посветено на проучување на меѓупланетарн ипростори. Тој носи инструменти како магнетометер, ниско фреквентен спектрометар и детектор на честички.
  • GOES – The GOES spacecraft are satellites in geostationary orbits around the Earth that have measured the soft X-ray flux from the Sun since the mid-1970s, following the use of similar instruments on the Solrad satellites. GOES X-ray observations are commonly used to classify flares, with A, B, C, M, претставува различни степени од десет – и Х-класа блесокот со максимум од 1-8 флукс над 0.0001 W/m2.
  • RHESSI – е високоенергетски сончев спектрален Фотоапарат и е дизајниран да слика сончеви блесоци од енергетски фотони во меки Х зраци (~ 3 keV) до гама зраци (до ~ 20 MeV) и да обезбеди висока спектроскопска резолуција до гама зраци со енергии од ~ 20 MeV. Исто така, тој ја има способност за вршење на просторна спектроскопија со висок степен на спектрална резолуција.
  • SOHO – Сончевата и Хелиосферна опсерваторија е соработка помеѓу ESA и НАСА која е во функција од декември 1995 година, носи 12 различни инструменти, меѓу нив и телескопот (EIT), спектрометарот (LASCO) и Мицхелсон Доплер Фотографот (MDI). SOHO е во ореол орбита околу L1 точка на земјата-сонце.

Простор-време[уреди | уреди извор]

Простор-време Најмоќниот блесок забележан некогаш беше на 1 септември, 1859 година, и беше соопштено од страна на Британскиот астроном Ричард Карингтон и независно од набљудувач по име Ричард Хоџсон. Настанот е прогласен за сончева бура од 1859 година, или "Карингтон настан". Блесокот беше видлив со голо око (во бела светлина), и предизвика прекрасни аурори до тропските ширини како Куба или Хаваи. Блесокот остави трага на мразот во Гренланд во форма на нитрати и берилиум-10, кои денес може да се измерат. Двајца научници ги реконструираа ефектите од овој блесок и ги споредија со други настани од последните 150 години. Во модерни времиња, најголемиот сончев блесокот мерен со инструменти се случи на 4 ноември, 2003. Овој настан ги засити детекторите на GOES, и поради тоа неговата класификација е само претпоставка. Првично, екстраполација на GOES кривата беше X28. Подоцна анализата на јоносфреските ефекти предложи зголемување на оваа проценка на X45. Овој настан го даде првиот јасен доказ за нова спектрална компонента над 100 GHz. Други големи сончеви блесоци, исто така, се случија на 2 април 2001 година (X20), 28 октомври, 2003 година (X17.2 и 10), 7 септември 2005 (X17), 17 февруари 2011 (X2), 9 август 2011 (X6.9), 7 март 2012 (X5.4), 6 јули 2012 година (X1.1) X1.8 класа блесокот беше снимен на 24 октомври 2012 година. Има големи сончеви активности и во почетокот на 2013 година, особено во рамките на 48-часовен период кој почнува на 12 мај 2013 година, на вкупно четири Х-класа сончеви блесоци кои беа емитирани и се движеа од x 1.2 и нагоре на X 3.2 Во почетокот на ноември 2015 година, сончев блесок го наруши системот за контрола на воздушниот сообраќај во централниот и јужниот дел на Шведска, предизвикувајќи големи одложувања за патниците.

Блесок во вид на спреј[уреди | уреди извор]

Блесокот во вид на спреј е еден вид на ерупција поврзани со сончевите блесоци.[8] Тие вклучуваат побрзи исфрлања на материјалот од еруптивни проминенции,[9] и може да достигнат брзина од 20 до 2000 километри во секунда.[10]

Предвидување[уреди | уреди извор]

Тековните методи на предвидување на блесоцитесе проблематични, и не постои сигурен показател дека активен регион на сонцето ќе произведе блесок. Сепак, многу својства на сончевите пеги и активните региони се во корелација со согорувањето/исфрлањето блесок. На пример, магнетно комплексните региони (базирани на линија пред магнетното поле) наречени делта дамки произведува најголеми блесоци. Едноставна шема на класификација на сончевите дамки според McIntosh, или фракциона комплексност .[11] е појдовна точка за предвидуванње на блесоците.[12] Predictions are Најчесто предвидувањата се наведени со веројатност на појава на блесоци над М или X GOES класата во рок од 24 или 48 часа. Националната океанска и атмосферска администрација на САД (НОАА) дава предвидувањата од овој вид. [13]

Поврзано[уреди | уреди извор]

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. "Description of a Singular Appearance seen in the Sun on September 1, 1859", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v20, pp13+, 1859
  2. 2,0 2,1 Phillips, Dr. Tony. „Near Miss: The Solar Superstorm of July 2012“, „NASA“, 23 јули 2014 (конс. 26 јули 2014 г).
  3. Staff (28 април 2014). „Video (04:03) – Carrington-class coronal mass ejection narrowly misses Earth“. NASA. https://www.youtube.com/watch?v=7ukQhycKOFw. конс. 26 јули 2014 г. 
  4. „Sun Unleashes X6.9 Class Flare“. NASA. http://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/news/News080911-xclass.html. конс. 7 март 2012 г. 
  5. „New Study Questions the Effects of Cosmic Proton Radiation on Human Cells“. http://www.bnl.gov/bnlweb/pubaf/pr/PR_display.asp?prID=06-10. конс. 11 октомври 2008 г. 
  6. „A New Kind of Solar Storm – NASA Science“. nasa.gov. http://science.nasa.gov/headlines/y2005/10jun_newstorm.htm. 
  7. Gimenez de Castro, C.G., Raulin, J.-P., Makhmutov, V., Kaufmann, P., Csota, J.E.R., Instantaneous positions of microwave solar bursts: Properties and validity of the multiple beam observations, Astron. Astrophys. Suppl. Ser., 140, 3, December II 1999, DOI:10.1051/aas:1999428
  8. Tarou Morimoto; Hiroki Kurokawa. „Effects of Magnetic and Gravity forces on the Acceleration of Solar Filaments and Coronal Mass Ejections“ (pdf). http://wwwsoc.nii.ac.jp/jepsjmo/cd-rom/2002cd-rom/pdf/e021/e021-005_e.pdf. конс. 8 октомври 2009 г. 
  9. E. Tandberg-Hanssen; Sara F. Martin (1980). „Dynamics of flare sprays“. Solar Physics. http://www.springerlink.com/content/kg6u717443825g41/. 
  10. „NASA Visible Earth: Biggest Solar Flare on Record“. nasa.gov. http://visibleearth.nasa.gov/view.php?id=55580. 
  11. McAteer, James (2005 г). Statistics of Active Region Complexy. „The Astrophysical Journal“ (IOP Publishing) том  631 (2): 638. doi:10.1086/432412. Bibcode2005ApJ...631..628M. http://adsabs.harvard.edu/abs/2005ApJ...631..628M. 
  12. Wheatland, M. S. (2008 г). A Bayesian approach to solar flare prediction. „The Astrophysical Journal“ (IOP Publishing) том  609 (2): 1134–1139. doi:10.1086/421261. Bibcode2004ApJ...609.1134W. http://iopscience.iop.org/0004-637X/609/2/1134/pdf/0004-637X_609_2_1134.pdf. 
  13. „Space Weather Prediction Center“. NOAA. http://www.swpc.noaa.gov/. конс. 1 август 2012 г. 

Надворешни врски[уреди | уреди извор]