Явища на сонці і в геліосфері

сонячні спалахи

Дані експерименту СПІРІT (ФІАН) - на ШСЗ КОРОНАС-Ф - Спалах 28.10.03, 11:00 UT Х17.2 / 4B, S16E08 -УФ (лінія MgXII - 8.42 А) [5].

Сонячний спалах - це потужне прояви СА, викликане виникненням нестійкою конфігурації магнітного поля в активній області на Сонці. Спалахи спостерігаються у вигляді раптового збільшення яскравості сонячної хромосфери, при потужних події - і фотосфери. Спалах триває від декількох хвилин до десятків хвилин і супроводжується виділенням енергії до 10 26 Дж у вигляді корональної викиду маси і потоку космічних променів, електромагнітного випромінювання у всіх діапазонах від ультра-фіолетового, рентгенівського і гамма-випромінювання до метрових радіохвиль [4].

Від чого залежить ступінь геоефективним сонячних спалахів?

Не кожна спалах, що відбувся на Сонці, впливає на стан ОКП, тобто є геоефективним. Геоефективність спалахову явищ, в основному, визначається потужністю (інтенсивністю) і локалізацією на диску Сонця. Природно, що чим потужніший спалах, тим сильніший вплив вона може надати на ОКП, за умови, що утворилися в ній частки досягнутий орбіти Землі. Згідно з останніми дослідженнями, максимальну геоефективність мають спалаху рентгенівського класу вище М5, що відбулися на західній половині сонячного диска (наприклад, [6]).
(Детальніше див. Матеріали до теми "Сонячні космічні промені").

Корональні викиди маси (КВМ)

У 90-і рр. 20 століття стало ясно, що важливим джерелом геоефективним збурень є не тільки сонячні спалахи, але також і гігантські викиди речовини з корони Сонця, так звані корональні викиди маси (КВМ) [7]. Схематично КВМ виглядає як відірвалася від Сонця замкнута петля магнітного поля, що несе в собі згусток корональної речовини (див. Рисунок 2).

Схема вильоту з Сонця корональної викиду маси, оточеного петлею замкнутих силових ліній магнітного поля Сонця. Толстой лінією показана ударна хвиля перед фронтом викиду.

еруптивні протуберанці

Високошвидкісний сонячний вітер

Поточні значення швидкості і тиску сонячного вітру за даними ШСЗ АСЕ (Джерело)

Сонячний вітер має бімодальний характер, це суміш повільного і швидкого потоків. Швидкісний потік, в свою чергу, ділиться на квазістаціонарних і спорадичні потоки, що мають різну природу. Квазістаціонарні високошвидкісні потоки сонячної плазми, відповідальні за рекурентні геомагнітні збурення, спостерігаються над корональними дірами. Швидкість тут підвищена до 700-1000 км / с, щільність знижена (3-4 см -3) .Спорадіческіе високошвидкісні потоки - відносно короткочасні і складні по структурі освіти, відповідальні за спорадичні магнітосферні обурення, зокрема, з ними пов'язані великі магнітні бурі.
Швидкість сонячного вітру в спорадичних потоках сягає 1200 км / с; на передньому фронті і попереду його утворюється ударна хвиля [11].

На малюнку показано в умовних кольорах зображення Сонця, отримане в крайньому УФ-діапазоні за допомогою апаратури EIT на борту космічної обсерваторії SOHO. (Джерело)

корональні діри

Корональні діри (КД) - це області сонячної корони з відносно низькою температурою (0.8 × 10 6 До них), зниженою щільністю і спрямованим приблизно радіально від Сонця магнітним полем. На фотографіях в рентгенівських променях КД виглядають темними в порівнянні з іншими областями корони (див. Малюнок). КД, мабуть, завжди існують в полярних областях Сонця і іноді тривають в область низьких широт, де можуть утворюватися ізольовані КД [12].

Коротірующіе області взаємодії

Основні прояви сонячної активності, які найбільш часто стають причиною геоефективним подій в ОКП - це сонячні спалахи і корональні викиди маси.
Крім того, причиною збурень в ОКП є також досягають Землі високоростние потоки сонячного вітру, джерелом яких, в свою чергу, існуючі на Сонце корональні діри.