Rozbłysk słoneczny - Polski Serwis Naukowy

Rozbłysk słoneczny - jest to złożony zespół zjawisk i procesów fizycznych wywołany nagłym wydzieleniem w atmosferze Słońca ogromnej ilości energii spowodowany przez proces anihilacji pola magnetycznego. Energia ta została wcześniej zakumulowana w polach magnetycznych obszarów aktywnych.

Fotosfera – widzialna, powierzchniowa warstwa gwiazdy (np. Słońca), emitująca na zewnątrz gwiazdy fale elektromagnetyczne w postaci światła widzialnego. Typ widmowy gwiazdy określony jest przez rozkład energii w widmie ciągłym fotosfery.

Koronalny wyrzut masy (ang. coronal mass ejections – CMEs) – olbrzymi obłok plazmy, w którym pole magnetyczne jest bardziej intensywne, przyspieszane w obszarze korony słonecznej i wyrzucane w przestrzeń międzyplanetarną. Masa materii skupionej w ukształtowanym plazmoidzie sięga miliardów ton, a składa się głównie z elektronów i protonów z niewielkim dodatkiem jonów cięższych pierwiastków, jak hel, tlen i żelazo. Obłoki wyrzuconej plazmy osiągają prędkość od prawie 200 do ponad 2000 km/s. Wyrzuty koronalne są skutkiem rekoneksji magnetycznej podczas rozbłysków słonecznych i protuberancji. Częstość ich występowania zmienia się w zależności od fazy cyklu aktywności słonecznej. Podczas minimum aktywności zjawisko zanika, a podczas maksimum częstość wzrasta do 4 – 5 dziennie. W przestrzeni międzyplanetarnej plazma ta rozchodzi się w postaci stosunkowo dobrze ukierunkowanego i wąskiego wyrzutu rozszerzającego się do średnicy np. 50 milionów km na odległości orbity Ziemi.

Czas trwania rozbłysku waha się od kilkunastu minut dla najsłabszych zjawisk aż do około półtorej godziny w zjawiskach najbardziej intensywnych. Zjawiska tworzące łącznie rozbłysk słoneczny przebiegają we wszystkich warstwach atmosfery słonecznej, a nawet częściowo w fotosferze. Podczas rozbłysku emitowane są ogromne ilości energii w postaci fal elektromagnetycznych (od gamma do radiowych) oraz strumienie cząstek (elektronów, protonów, jonów) o prędkościach dochodzących do 70% prędkości światła.

Nanometr (symbol: nm) – podwielokrotność metra, podstawowej jednostki długości w układzie SI. Jest to jedna miliardowa metra czyli jedna milionowa milimetra. Jeden nanometr równa się zatem 10−9 m. W notacji naukowej można go zapisać jako 1 E-9 m oznaczający 0,000 000 001 × 1 m. Rzadko stosowana jest również stara nazwa milimikron

Koronograf - przyrząd astronomiczny służący do obserwacji korony słonecznej. Posiada on przesłonę odcinającą światło pochodzące z tarczy Słońca. Dzięki koronografowi możliwa jest obserwacja korony słonecznej niezależnie od momentów całkowitych zaćmień Słońca. Może on także służyć do obserwacji komet znajdujących się blisko Słońca.

Zazwyczaj rozbłysk słoneczny przebiega w kilku fazach, z których najważniejszymi są: faza impulsowa, podczas której gwałtownie wydzielana energia pól magnetycznych powoduje nagły (rzędu sekund do minut) wzrost natężenia emisji promieniowania elektromagnetycznego, oraz faza spadku, gdy wydzielanie energii z pól magnetycznych zanika i plazma koronalna stopniowo stygnie.

Z reguły, podczas silnych rozbłysków, dochodzi do znacznej przebudowy lokalnych pól magnetycznych, co wiąże się z powstaniem arkad pętli magnetycznych, erupcjami protuberancji, wyrzutami koronalnymi itp.

Słońce (łac. Sol) – gwiazda centralna Układu Słonecznego, wokół której krąży Ziemia, inne planety oraz mniejsze ciała niebieskie. Słońce to najjaśniejszy obiekt na niebie i główne źródło energii docierającej do Ziemi.

SOHO (ang. Solar and Heliospheric Observatory) - projekt badawczy współtworzony przez Europejską Agencje Kosmiczną (ESA) oraz Narodową Agencje Aeronautyki i Przestrzeni Kosmicznej (NASA). W ramach projektu, 2 grudnia 1995 roku, w stronę Słońca została wystrzelona rakieta, która wyniosła bezzałogową sondę kosmiczną na orbitę okołosłoneczną. Sonda znajduje się obecnie w pobliżu punktu libracyjnego L1 układu Ziemia-Słońce, w odległości ok. 1,5 mln km od Ziemi. Została zaprojektowania do prowadzenia badań nad wewnętrzną strukturą tej gwiazdy, zjawiskami zachodzącymi na jej powierzchni oraz nad wiatrem słonecznym i jego wpływem na naszą planetę. Sonda jest cały czas monitorowana z Centrum Lotów Kosmicznych Goddarda NASA (ang. Goddard Space Flight Center (GSFC)) w Greenbelt, w stanie Maryland (USA). Transmituje nieprzerwanie strumień danych z szybkością 200 kb/s.

Klasyfikacja rozbłysków

Rozbłyski słoneczne klasyfikuje się na dwa sposoby. Starszy z nich opisuje rozmiar i siłę rozbłysku widzianego na poziomie chromosfery. Ta klasyfikacja ma charakter dwuwymiarowy i opisuje wzrost jasności powierzchniowej chromosfery oraz rozmiar obszaru objętego pojaśnieniem. Wzrost jasności obserwowany w linii Hα klasyfikowany jest literami F (ang. faint, słaby), N (ang. normal) i B (ang. bright, jasny). Ta część klasyfikacji ma wciąż charakter subiektywny. Wielkość obszaru objętego pojaśnieniem jest klasyfikowana w skali pięciostopniowej, i oznaczana jest liczbami 1,2,3,4 oraz literą S.

Pole magnetyczne — stan przestrzeni, w której siły działają na poruszające się ładunki elektryczne, a także na ciała mające moment magnetyczny niezależnie od ich ruchu. Pole magnetyczne, obok pola elektrycznego, jest przejawem pola elektromagnetycznego. W zależności od układu odniesienia w jakim znajduje się obserwator, to samo zjawisko może być opisywane jako objaw pola elektrycznego, magnetycznego lub obu.

Instytut Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego – jednostka dydaktyczno-naukowa należąca do struktur Wydziału Fizyki i Astronomii UWr. Instytut ten powstał w 1956 roku w wyniku przemianowania Obserwatorium Astronomicznego.

Powierzchnia w tabeli jest wyrażona w milionowych częściach widocznej hemisfery. Kombinacja oceny wzrostu jaśności i powierzchni daje oznaczenia takie jak 2F, 1N czy SB.

Od czasu gdy wiemy, że rozbłyski dzieją się przede wszystkim w koronie główny sposób klasyfikacji opiera się na pomiarze maksymalnej jasności rozbłysku w dziedzinie rentgenowskiej. Dotychczasowym standardem jest tu tzw. klasyfikacja GOES, tworzona na podstawie pomiarów satelity o tej nazwie.

Podstawą tej klasyfikacji jest pomiar strumienia emisji rentgenowskiej w zakresie długości fal od 0.1 do 0.8 nanometrów na odległości Ziemi od Słońca. Najsłabsze klasyfikowane zjawiska dają w maksimum strumień na poziomie 10 W/m² i uzyskują oznaczenie A, dziesięć razy silniejsze B, kolejne 10 razy silniejsze C, potem M i najsilniejsze X (co odpowiada poziomowi strumienia 10 W/m²). Klasyfikacja ma charakter ciągły, litery mają sens rzędu wielkości do których dodaje się liczbę opisującą ile razy obserwowany strumień jest większy od dane rzędu. Oznacza to, że np. rozbłysk klasy M3 jest trzy razy silniejszy od rozbłysku klasy M1 i jego strumień rentgenowski w maksimum jasności wynosił 3×10 W/m².

Rozbłyski silniejsze niż X10 występują bardzo rzadko i niekiedy używa się dla nich oznaczenia Y, wtedy oznaczenie Y2 jest równoważne X20.

Ciekawostki

Lista dziesięciu największych rozbłysków słonecznych zarejestrowanych od 1976 r. (od czasu ciągłej rejestracji strumienia rentgenowskiego ze Słońca).

Obraz rozbłysku słonecznego z 28 października 2003r wykonany koronografem w linii Hα wodoru. Rozbłysk jest widoczny na tarczy słonecznej jako dwie jasne wstęgi - stąd nazwa jednego z typów rozbłysków - rozbłysk dwuwstęgowy. Stacja obserwacyjna Instytutu Astronomicznego UWr w Białkowie. Źródło: Instytut Astronomiczny UWr

Koronalny wyrzut masy stowarzyszony z rozbłyskiem słonecznym z 28 października 2003 r. Obraz został wykonany koronografem LASCO C2 na satelicie SOHO (zewnętrzna część zdjęcia). Sam obraz Słońca zarejestrowany został za pomocą teleskopu EIT z pokładu satelity SOHO w linii helu II (ultrafiolet). Zjawisko wyrzutu koronalnego zostało zaklasyfikowane jako typu HALO, tzn. wyrzut nastąpił w kierunku Ziemi. Źródło: SOHO

W Wikimedia Commons znajdują się multimedia związane z tematem:
Rozbłysk słoneczny