Сончев блесок ? ненадеен блесок на светлина наб?удуван во близина на површината на Сонцето. Тоа подразбира многу широк спектар на емисии, при што се исфрла енерги?а и до 6 ?×1025 ?ули (приближно еквивалентно на 160.000.000.000 мегатони ТНТ, што е за споредба 25 000 пати погомела енерги?а ослободена при судирот на кометата Шуме?кер-Леви 9 со ?упитер ). Блесоците се чести, но не секогаш се придружени со спектакуларно исфрла?е на плазма од короната. Блесокот исфрла облаци од електрони, ?они, и атоми низ корона на Сонцето во вселената. Овие облаци обично стигнуваат до Зем?ата еден или два дена по настанот. Ово? термин исто така се користи за слични по?ави ка? други ?везди, каде што се нарекува ?везден с?а?.

сончевите блесоци вли?аат 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 ?они се забрзуваат скоро до брзината на светлината . Тие зрачат на сите бранови должини од електромагнетниот спектар , од радио бранови до гама-зраци , иако поголемиот дел од енерги?ата се шири со честоти 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 се?авуваат во активни региони околу сончевите дамки, каде интензивните магнетни поли?а пенетрираат во фотосферата и ?а поврзуваат короната со внатрешноста на Сонцето. Блесоците се напо?уваат од ненаде?ното (времетрае?е од неколку минути до десетици минути) ослободува?е на магнетна енерги?а складирано во короната. Исти вакви ослободува?а на енерги?а може да произведе таканареченото Коронарно исфрла?е на маса/плазма (CME), иако односот поме?у CME блесоците и сончевите блесоци сe уште не е добро раз?аснет.

Х- зраците и УВ зраче?ето емитирани од сончевите блесоци може да вли?аат на Зем?ината ?оносфера и да ?а нарушат радио комуникаци?ата со долг домет. Директните радио емисии со бранови должини од редот на дециметри може да го нарушат функционира?ето на радари и други уреди кои ги користат овие честоти.

сончеви блесоции биле забележани за првпат од Кристофер Ричард Карингтон и независно од страна на Ричард Хо?сон во 1859 година ^[1] како локализирани видливи светли мали површини во група сончеви дамки. ?вездените блесоци може да се по?ачаат при гледа?е во светлосни криви добиени од телескоп или сателитски податоци од разни други ?везди.

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

На 23 ?ули 2012 година, масивен, и потенци?ално штетен, сончев блесок (сончев блесок, сончева супербура, solar EMP ) одва? успеа да ?а промаши Зем?ата, според НАСА. ^{[2] [3]} Според НАСА, има околу 12% шанса да се случи сличен настан поме?у 2012 и 2022 година, ^[2] аиако биде??и оваа бро?ка е основана на екстремна екстраполаци?а на пресметаната честотата на идните бури, вистинската веро?атноста 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 во Сонцето. Научните истражува?а покажуваат дека феноменот на магнетна реконекци?а магнетна реконекци?а води до ова големо забрзува?е на наелектризирани честички. На Сонцето, магнетна реконекци?а може да се случи на сончевите арки - сери?а на блиски магнетени силови линии. Овие линии брзо се поврзуваат во ниска аркада на ?амки остава??и спирала на магнетното поле неповрзана со остатокот на аркадата. Ненаде?ното ослободува?е на енерги?а во оваа реконекци?а е потеклото на забрзува?ето на честичките. Неповрзаните магнетни спирални области и матери?алот што го содржи може насилно да се прошири нанадвор формира??и Коронарно исфрла?е на плазма. Ова исто така об?аснува зошто сончевите блесоци обично еруптираат од таканаречените активни региони на Сонцето, каде што магнетни поли?а се многу посилни од вообичаено.

Иако постои општа согласност за причините на блесоците, деталите сe уште не се добро познати. Не е ?асно како магнетната енерги?а се претвора во кинетичка енерги?а на честичките, ниту пак е познато како честичките се забрзуваат до високи енергии од ред 10 MeV (мега [[електрон волти|електрон волти) и пове?е. Исто така, посто?ат некои недоследности во однос на вкупниот бро? на забрзани честички, кои понекогаш се чини е поголем од вкупниот бро? во короната ?амка. Научниците не се во можност да ги предвидат блесоците и ден денеска.

Опасности [ уреди | уреди извор ]

сончевите блесоци имаат силно вли?ание врз локалниот простор локалниот простор - време во близина на Зем?ата. Тие може да произведат струи од високо енергетски честички во сончевиот ветер, настан познат како сончеви протони. Овие честички може да вли?аат на Зем?ината магнетосфера магнетосфера и да предизвикаат зраче?е опасно за вселенските летала и астронаути. Покра? тоа, масивните сончеви блесоци кои се проследени со коронарно масовно исфрла?е коронарно масовно исфрла?е (CМЕ) може да предизвикаат геомагнетни бури геомагнетни бури кои се познати по оневозможува?е на сателитските врски и прекини во напо?ува?ето со електрична енерги?а на Зем?ата во подолг временски период.

Меките рендгенски зраци рендгенски зраци од класата блесоци Х ?а зголемува ?онизаци?а на горниот дел од атмосферата, ко?а може да им пречи на кратките радио бранови за комуникаци?а и може да ?а загрее надворешната атмосфера и со тоа да го зголеми влече?ето на сателитите кои орбитираат во ниските слоеви, воде??и до орбитални распа?а?а. Енергетски честички во магнетосферата придонесуваат за Аврора Бореалис и Аврора Аустралис . Енерги?ата во форма на тврди х-зраци може да биде штетна за електрониката на вселенските летала . Овие се обично резултат на големи плазма исфрла?а во горната хромосфера.

Ризиците од зраче?е 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, предизвикува??и биохемиски оштетува?а ^[5] , што претставува опасност за астронаутите во текот na ме?упланетарни патува?a. Неко? вид на физичка или магнетна заштитa ?е бидат потребни за заштита на астронаутите. На пове?ето протонски бури im se potrebni на?малку два часа од времето на визуелна детекци?а да стигнат до Зем?ината орбита . сончев блесок ко? се случи на 20 ?ануари, 2005 година исфрли на?висока концентраци?а на протони некогаш директно измерени, ^[6] и им даде на астронаутите помалку од 15 минути време да стигнат до засолништето.

Истори?а [ уреди | уреди извор ]

Оптички наб?удува?а . Ричард Карингтон забележал блесок за првпат на 1 септември 1859 година проектира??и ?а сликата произведени од страна на оптички телескоп, без филтри. Тоа беше исклучително интензивна бела светлина на блесок . Биде??и блесоците произведуваат големи количества на зраче?е во Х, додава??и тесен (?1 Е) филтер во центарот на оваа бранова должина на оптички телескоп, овозможува наб?удува?е 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 во?на , на 25 и 26 февруари 1942 година, британските радар оператори забележале зраче?е кое Стенли Е? го толкува како сончева емиси?а. Нивното откритие не се по?ави во ?авноста до кра?от на конфликтот. Истата година Соутх?ортх исто така, го забележа Сонцето на радио, но како и со Стенли Е?, неговите забелешки станаа познати дури по 1945 година. Во 1943 година Grote Reber беше првиот што ги при?ави радиоастрономските забелешки на Сонцето на 160 MHz. Брзиот разво? на радиоастрономи?ата откри нови особености на сончевата активност, како бури и експлозивни блесоци. Денес копнените радиотелескопи го наб?удуваат Сонцето од ~ 15 MHz до 400 GHz.

Простор телескопи . Од почетокот на вселенското истражува?е , 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 сери?а на сателити го наб?удуваат Сонцето во меки Х-зраци, и нивните забелешки станаа стандардна мерка за блесоци, намалува??и ?а важноста на класификаци?а со Х. Тврдите Х-зраци биле регистрирани со многу различни инструменти, на?важниот денес е( RHESSI ). Сепак, УВ забелешки денес претставуваат сончевите слики на ?вездите со своите неверо?атни детали кои ?а 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 ?оносферата .

Оптички телескоп [ уреди | уреди извор ]

• Big Bear Solar Observatory ? Се нао?а во Big Bear Lake,Калифорни?а (САД) и е управувана од страна на ?у ?ерси институтот за технологи?а . Посветена на сончева опсерватори?а со различни инструменти, и има огромна банка на податоци на целиот диск од Х слики.
• Шведска 1-м сончев телескоп Архивирано на 18 ма? 2005 г. поттикнато од страна на Институтот за сончева физика Архивирано на 18 ма? 2005 г. (Шведска),се нао?а во Опсерватори?а del Roque de los Muchachos на островот Ла Палма (Шпани?а).
• McMath-Пирс сончев телескоп ко? се нао?а на Кит Врв Националната опсерватори?а во Аризона, САД и е на?големиот сончев телескоп во светот.

Radio telescopes [ уреди | уреди извор ]

• Nancay Radioheliographe (NRH) is an interferometer composed of 48 antennas observing at meter-decimeter wavelengths. The radioheliographe is installed at the Nancay Radio Observatory (France).
• Owens Valley Solar Array (OVSA) е радио интерферометар управуван од страна ?у ?ерси институтot за технологи?а се состои од 7антени za наб?удува?е od 1?18 GHz во лево и десно кружна поларизаци?а. OVSA се нао?а во Овенс долината , Калифорни?а, (САД).
• Nobeyama Radioheliograph (NoRH) е интерферометар инсталиран во Nobeyama радио опсерватори?а (?апони?а) формирана од страна на 84 мали (80 cm) антени, со приемници во 17 GHz (лево и десно поларизаци?а) и 34 GHz и 34 GHz работат истовремено. Pосто?ано се придржува кон Сонцето, за добива?е на дневни слики. (See link)
• Сибирски соларeн радио телескоп (ССРТ) е посебнo наменет za сончеви радио телескопи диза?ниран за проучува?е на сончевата активност во интервал на микробранови (5.7 GHz) каде што процесите што се одвиваат во сончевата корона се достапни за наб?удува?е во текот на целиот сончевиот диск.Тоа е интерферометар, се состои од две низи од 128x128 параболични чинии, 2,5 метри во пречник, секо?, распоредени рамномерно 4,9 метри и се ориентирани во Е-W и N-S правци.Та located iТаа се нао?а во шумскаta живописна долина od одделува?еto на два планински сртови на Источна Sajan Планина и Khamar-Daban, 220 км километри од Иркутск (Руси?а).
• Nobeyama РадиоПолариметар се збир на радио телескопи инсталирани во опсерватори?а на Nobeyama радио кои во континуитет го следат Сонцето (без слики) на честоти од 1, 2, 3.75, 9.4, 17, 35, и 80 GHz, на левата и десната кружна поларизаци?а.
• Соларen Submillimeter телескоп , е еден вид телескоп, ко? го наб?удува посто?ано Сонцето во 212 и 405  GHz. То? е поставен во Complejo Astronomico El Leoncito во Аргентина. ^[7]

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 не?зиното лансира?е во 1991 година до неговиот неуспех во 2001 година. Обзервациите зафати?а еден период од еден сончев максимум до друг. Два инструменти од особено значе?е беа телескопите со тврди и меки Х-зраци (HXT и SXT), и телескопот со инструмент ко? произведува фотони со пониска енерги?а од ред 1еV.
• WIND ? вселенското летало посветено на проучува?е на ме?упланетарн ипростори. То? носи инструменти како магнетометер, нискочестотен 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/m ² .
• RHESSI ? е високоенергетски сончев спектрален Фотоапарат и е диза?ниран да слика сончеви блесоци од енергетски фотони во меки Х зраци (~ 3 keV) до гама-зраци (до ~ 20 MeV) и да обезбеди висока спектроскопска резолуци?а до гама-зраци со енергии од ~ 20 MeV. Исто така, то? ?а има способност за врше?е на просторна спектроскопи?а со висок степен на спектрална резолуци?а.
• SOHO ? Сончевата и Хелиосферна опсерватори?а е соработка поме?у ESA и НАСА ко?а е во функци?а од декември 1995 година, носи 12 различни инструменти, ме?у нив и телескопот (EIT), спектрометарот (LASCO) и Мицхелсон Доплер Фотографот (MDI). SOHO е во ореол орбита околу L1 точка на зем?ата-сонце.

Простор-време [ уреди | уреди извор ]

Простор-време На?мо?ниот блесок забележан некогаш беше на 1 септември, 1859 година, и беше соопштено од страна на Британскиот астроном Ричард Карингтон и независно од наб?удувач по име Ричард Хо?сон. 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. Два?ца научници ги реконструираа ефектите од ово? блесок и ги спореди?а со други настани од последните 150 години. Во модерни времи?а, на?големиот сончев блесокот мерен со инструменти се случи на 4 ноември, 2003. Ово? настан ги засити детекторите на GOES, и поради тоа неговата класификаци?а е само претпоставка. Првично, екстраполаци?а на GOES кривата беше X28. Подоцна анализата на ?оносфреските ефекти предложи зголемува?е на оваа проценка на X45. Ово? настан го даде првиот ?асен доказ за нова спектрална компонента над 100 GHz. Други големи сончеви блесоци, исто така, се случи?а 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 ?ули 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 ко? почнува на 12 ма? 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 сообра?а? во централниот и ?ужниот дел на Шведска, предизвикува??и големи одложува?а за патниците.

Блесок во вид на спре? [ уреди | уреди извор ]

Блесокот во вид на спре? е еден вид на ерупци?а поврзани со сончевите блесоци. ^[8] Тие вклучуваат побрзи исфрла?а на матери?алот од еруптивни проминенции, ^[9] и може да достигнат брзина од 20 до 2000 километри во секунда. ^[10]

Предвидува?е [ уреди | уреди извор ]

Тековните методи на предвидува?е на блесоцитесе проблематични, и не постои сигурен показател дека активен регион на сонцето ?е произведе блесок. Сепак, многу сво?ства на сончевите пеги и активните региони се во корелаци?а со согорува?ето/исфрла?ето блесок. На пример, магнетно комплексните региони (засновани на лини?а пред магнетното поле) наречени делта дамки произведува на?големи блесоци. Едноставна шема на класификаци?а на сончевите дамки според McIntosh, или фракциона комплексност . ^[11] е по?довна точка за предвидуван?е на блесоците. ^[12] Predictions are На?често предвидува?ата се наведени со веро?атност на по?ава на блесоци над М или X GOES класата во рок од 24 или 48 часа. Националната океанска и атмосферска администраци?а на САД (НОАА) дава предвидува?ата од ово? вид. ^[13]

Поврзано [ уреди | уреди извор ]

Наводи [ уреди | уреди извор ]

Надворешни врски [ уреди | уреди извор ]