Explosão solar - Solar flare

A erupção solar e sua erupção proeminente registrada em 7 de junho de 2011 pela SDO em ultravioleta extremo
Evolução do magnetismo do Sol
Em 31 de agosto de 2012, uma longa proeminência / filamento de material solar que pairava na atmosfera do Sol, a corona, irrompeu no espaço às 4:36 pm EDT. Visto aqui do Solar Dynamics Observatory , a explosão fez com que auroras fossem vistas na Terra em 3 de setembro.

Uma erupção solar é um clarão repentino de brilho aumentado no Sol , geralmente observado próximo à sua superfície e próximo a um grupo de manchas solares . Flares potentes são frequentemente, mas nem sempre, acompanhados por uma ejeção de massa coronal . Mesmo as chamas mais poderosas são dificilmente detectáveis ​​na irradiância solar total (a "constante solar").

As explosões solares ocorrem em um espectro de magnitudes da lei de potência ; uma liberação de energia de tipicamente 10 20 joules de energia é suficiente para produzir um evento claramente observável, enquanto um evento principal pode emitir até 10 25 joules. Embora originalmente observados no espectro eletromagnético visível, especialmente na linha de emissão do hidrogênio, eles agora podem ser detectados de ondas de rádio a raios gama.

Os alargamentos estão intimamente associadas com a ejecção do plasma e das partículas através do dom de corona em espaço interplanetário ; flares também emitem ondas de rádio copiosamente . Se a ejeção for na direção da Terra, as partículas associadas a esse distúrbio podem penetrar na alta atmosfera (a ionosfera ) e causar auroras brilhantes , e podem até interromper a comunicação de rádio de longo alcance. Geralmente, leva dias para o material ejetado do plasma solar chegar à Terra . Flares também ocorrem em outras estrelas, onde o termo flare estelar se aplica. Partículas de alta energia, que podem ser relativísticas , podem chegar quase simultaneamente com as radiações eletromagnéticas.

Descrição

As explosões solares afetam todas as camadas da atmosfera solar ( fotosfera , cromosfera e coroa ). O meio do plasma é aquecido a dezenas de milhões de kelvins , enquanto os elétrons , prótons e íons mais pesados são acelerados até quase a velocidade da luz . Flares produzem radiação eletromagnética em todo o espectro eletromagnético em todos os comprimentos de onda , desde ondas de rádio até raios gama . A maior parte da energia é distribuída por frequências fora do alcance visual; a maioria dos flares não são visíveis a olho nu e devem ser observados com instrumentos especiais. As labaredas ocorrem em regiões ativas ao redor das manchas solares , onde campos magnéticos intensos penetram na fotosfera para ligar a coroa ao interior solar. Flares são alimentados pela liberação repentina (escalas de tempo de minutos a dezenas de minutos) de energia magnética armazenada na corona. As mesmas liberações de energia podem produzir ejeções de massa coronal (CMEs), embora a relação entre CMEs e flares ainda não seja bem compreendida.

Os raios X e a radiação ultravioleta emitidos por explosões solares podem afetar a ionosfera da Terra e interromper as comunicações de rádio de longo alcance. A emissão direta de rádio em comprimentos de onda decimétricos pode perturbar a operação de radares e outros dispositivos que usam essas frequências.

As erupções solares foram observadas pela primeira vez no Sol por Richard Christopher Carrington e independentemente por Richard Hodgson em 1859 como clareamentos visíveis localizados de pequenas áreas dentro de um grupo de manchas solares. As explosões estelares podem ser inferidas observando-se as curvas de luz produzidas pelo telescópio ou dados de satélite de várias outras estrelas.

A frequência de ocorrência de erupções solares varia de acordo com o ciclo solar de 11 anos . Pode variar de vários por dia durante o máximo solar a menos de uma por semana durante o mínimo solar . Flares grandes são menos frequentes do que os menores.

Causa

Flares ocorrem quando partículas carregadas aceleradas, principalmente elétrons, interagem com o meio plasmático . As evidências sugerem que o fenômeno da reconexão magnética leva a essa aceleração extrema de partículas carregadas. No Sol, a reconexão magnética pode acontecer em arcadas solares - uma série de loops próximos seguindo linhas magnéticas de força. Essas linhas de força se reconectam rapidamente em uma arcada inferior de loops, deixando uma hélice de campo magnético desconectada do resto da arcada. A repentina liberação de energia nesta reconexão é a origem da aceleração das partículas. O campo helicoidal magnético desconectado e o material que ele contém podem expandir-se violentamente para fora, formando uma ejeção de massa coronal. Isso também explica por que as erupções solares normalmente surgem de regiões ativas do Sol, onde os campos magnéticos são muito mais fortes.

Embora haja um acordo geral sobre a fonte de energia de um flare, os mecanismos envolvidos ainda não são bem compreendidos. Não está claro como a energia magnética é transformada em energia cinética das partículas, nem se sabe como algumas partículas podem ser aceleradas até a faixa de GeV (10 9 elétron volt ) e além. Existem também algumas inconsistências em relação ao número total de partículas aceleradas, que às vezes parece ser maior do que o número total no loop coronal. Os cientistas não conseguem prever erupções.

Classificação

Os poderosos foguetes classe X criam tempestades de radiação que produzem auroras e podem dar aos passageiros das companhias aéreas que sobrevoam os pólos pequenas doses de radiação.
Em 1 de agosto de 2010, o Sol mostra uma explosão solar de classe C3 (área branca no canto superior esquerdo), um tsunami solar (estrutura em forma de onda, canto superior direito) e vários filamentos de magnetismo se elevando da superfície estelar.
Observações de várias espaçonaves do flare de classe X de 20 de março de 2014.

O sistema de classificação para erupções solares usa as letras A, B, C, M ou X, de acordo com o fluxo de pico em watts por metro quadrado (W / m 2 ) de raios-X com comprimentos de onda de 100 a 800 picômetros (1 a 8 ångströms ), conforme medido na Terra pela espaçonave GOES .

Classificação Faixa de fluxo de pico aproximada em 100-800 picômetro
(watts / metro quadrado)
UMA <10 −7
B 10 −7 - 10 −6
C 10 −6 - 10 −5
M 10 −5 - 10 −4
X > 10 −4

A força de um evento dentro de uma classe é anotada por um sufixo numérico que varia de 0 a 9, que também é o fator para aquele evento dentro da classe. Portanto, um alargamento X2 tem o dobro da força de um alargamento X1, um alargamento X3 é três vezes mais poderoso que um X1 e apenas 50% mais poderoso que um X2. Um X2 é quatro vezes mais poderoso do que um flare M5.

Classificação H-alfa

Uma classificação de flare anterior foi baseada em observações espectrais . O esquema usa a intensidade e a superfície de emissão. A classificação em intensidade é qualitativa, referindo-se aos flares como: fraco ( f ), normal ( n ) ou brilhante ( b ). A superfície emissora é medida em termos de milionésimos do hemisfério e é descrita abaixo. (A área total do hemisfério A H = 15,5 × 10 12 km 2. )

Classificação Área corrigida
(milionésimos do hemisfério)
S <100
1 100-250
2 250–600
3 600-1200
4 > 1200

Uma erupção então é classificada levando S ou um número que representa seu tamanho e uma letra que representa sua intensidade de pico, vg: Sn é uma erupção solar normal .

Perigos

Grande explosão solar de classe X6.9, 9 de agosto de 2011

As explosões solares influenciam fortemente o clima espacial local nas proximidades da Terra. Eles podem produzir fluxos de partículas altamente energéticas no vento solar ou no vento estelar , conhecido como evento de partícula solar . Essas partículas podem impactar a magnetosfera terrestre (veja o artigo principal na tempestade geomagnética ) e apresentar riscos de radiação para espaçonaves e astronautas. Além disso, erupções solares maciças são por vezes acompanhados de ejeções de massa coronal (CMEs) que podem desencadear tempestades geomagnéticas que têm sido conhecidos para desativar satélites e bater para fora terrestres redes de energia elétrica por longos períodos de tempo.

O fluxo suave de raios X de flares de classe X aumenta a ionização da alta atmosfera, que pode interferir na comunicação de rádio de ondas curtas e pode aquecer a atmosfera externa e, assim, aumentar o arrasto em satélites em órbita baixa, levando ao decaimento orbital. Partículas energéticas na magnetosfera contribuem para a aurora boreal e aurora australis . A energia na forma de raios X fortes pode ser prejudicial à eletrônica da espaçonave e geralmente é o resultado de uma grande ejeção de plasma na cromosfera superior.

Os riscos de radiação apresentados por explosões solares são uma grande preocupação nas discussões sobre uma missão humana a Marte , a Lua ou outros planetas. Os prótons energéticos podem passar pelo corpo humano, causando danos bioquímicos , apresentando um perigo para os astronautas durante as viagens interplanetárias. Algum tipo de blindagem física ou magnética seria necessária para proteger os astronautas. A maioria das tempestades de prótons leva pelo menos duas horas desde o momento da detecção visual para atingir a órbita da Terra. Uma explosão solar em 20 de janeiro de 2005, liberou a maior concentração de prótons já medida diretamente, o que teria dado aos astronautas na Lua pouco tempo para alcançar um abrigo.

Observações

Flares produzem radiação em todo o espectro eletromagnético, embora com intensidade diferente. Eles não são muito intensos na luz visível, mas podem ser muito brilhantes em linhas espectrais específicas. Eles normalmente produzem bremsstrahlung em raios-X e radiação síncrotron em rádio.

História

Observações ópticas

Richard Carrington observou um flare pela primeira vez em 1 de setembro de 1859 projetando a imagem produzida por um telescópio óptico através de um filtro de banda larga. Foi um clarão de luz branca extraordinariamente intenso . Uma vez que os flares produzem grandes quantidades de radiação em , adicionar um filtro de banda passante estreita (≈1 Å) centrado neste comprimento de onda ao telescópio óptico permite a observação de flares não muito brilhantes com telescópios pequenos. Durante anos, Hα foi a principal, senão a única fonte de informação sobre explosões solares. Outros filtros de banda passante também são usados.

Observações de rádio

Durante a Segunda Guerra Mundial , em 25 e 26 de fevereiro de 1942, os operadores de radar britânicos observaram a radiação que Stanley Hey interpretou como emissão solar. A descoberta deles não veio a público até o final do conflito. No mesmo ano, Southworth também observou o Sol no rádio, mas como com Hey, suas observações só foram conhecidas depois de 1945. Em 1943, Grote Reber foi o primeiro a relatar observações radioastronômicas do Sol a 160 MHz. O rápido desenvolvimento da radioastronomia revelou novas peculiaridades da atividade solar como tempestades e explosões relacionadas às chamas. Hoje, os radiotelescópios baseados no solo observam o Sol de c. 15 MHz até 400 GHz.

Telescópios espaciais

Desde o início da exploração espacial , os telescópios foram enviados ao espaço, onde é possível detectar comprimentos de onda mais curtos que os UV, que são completamente absorvidos pela atmosfera terrestre, e onde as chamas podem ser muito brilhantes. Desde a década de 1970, a série de satélites GOES observa o Sol em raios X suaves, e suas observações se tornaram a medida padrão de flares, diminuindo a importância da classificação . Os raios X duros foram observados por muitos instrumentos diferentes, o mais importante hoje é o Reuven Ramaty High Energy Solar Spectroscopic Imager ( RHESSI ). No entanto, as observações ultravioleta são hoje as estrelas da imagem solar com seus detalhes finos incríveis que revelam a complexidade da coroa solar . As naves espaciais também podem trazer detectores de rádio em comprimentos de onda extremamente longos (até alguns quilômetros) que não podem se propagar através da ionosfera .

Telescópios óticos

Duas fotos sucessivas de um fenômeno de explosão solar. O disco solar foi bloqueado nessas fotos para melhor visualização da proeminência protuberante que o acompanha.

Radiotelescópios

  • Nançay Radioheliographe (NRH) é um interferômetro composto de 48 antenas observando em comprimentos de onda metros-decímetros. O radioheliographe está instalado no Observatório da Rádio Nançay , França.
  • Owens Valley Solar Array (OVSA) é um interferômetro de rádio operado pelo New Jersey Institute of Technology que consistia originalmente em 7 antenas, observando de 1 a 18 GHz em polarização circular esquerda e direita. A OVSA está localizada em Owens Valley , Califórnia. Ele agora é chamado de Owens Valley Solar Array expandido (EOVSA) após a expansão para atualizar seu sistema de controle e aumentar o número total de antenas para 15.
  • Nobeyama Radioheliograph (NoRH) é um interferômetro instalado no Nobeyama Radio Observatory , Japão, formado por 84 pequenas antenas (80 cm), com receptores de 17 GHz (polarização esquerda e direita) e 34 GHz operando simultaneamente. Ele observa o Sol continuamente, produzindo instantâneos diários.
  • Siberian Solar Radio Telescope (SSRT) é um radiotelescópio solar de propósito especial projetado para estudar a atividade solar na faixa de microondas (5,7 GHz), onde os processos que ocorrem na corona solar são acessíveis à observação de todo o disco solar. É um interferômetro cruzado, composto por dois arranjos de antenas parabólicas 128x128 de 2,5 metros de diâmetro cada, espaçadas equidistantemente a 4,9 metros e orientadas nas direções EW e NS. Ele está localizado em um vale arborizado que separa duas cordilheiras das montanhas orientais de Sayan e Khamar-Daban, a 220 km de Irkutsk, na Rússia.
  • Nobeyama Radio Polarimeter é um conjunto de radiotelescópios instalados no Nobeyama Radio Observatory que observa continuamente o Sol pleno (sem imagens) nas frequências de 1, 2, 3,75, 9,4, 17, 35 e 80 GHz, nas circulares esquerda e direita polarização.
  • O Telescópio Submilímetro Solar é um telescópio de prato único, que observa continuamente o Sol a 212 e 405 GHz. Está instalado no Complejo Astronomico El Leoncito na Argentina. Possui uma matriz focal composta por 4 feixes em 212 GHz e 2 em 405 GHz, portanto, pode localizar instantaneamente a posição da fonte emissora. SST é o único telescópio solar submilímetro atualmente em operação.
  • A Emissão de Polarização de Atividade Milimétrica no Sol (POEMAS) é um sistema de dois radiotelescópios solares de polarização circular, para observações do Sol em 45 e 90 GHz. A nova característica desses instrumentos é a capacidade de medir polarizações circulares direita e esquerda nessas altas frequências. O sistema está instalado no Complejo Astronomico El Leoncito na Argentina . Ele iniciou as operações em novembro de 2011. Em novembro de 2013, ele foi desligado para reparos. Espera-se que volte a ser observado em janeiro de 2015.
  • Bleien Radio Observatory é um conjunto de radiotelescópios operando perto de Gränichen (Suíça). Eles observam continuamente a emissão de rádio da explosão solar de 10 MHz (limite ionosférico) a 5 GHz. Os espectrômetros de banda larga são conhecidos como Phoenix e CALLISTO.

Telescópios espaciais

GOES-17 captura uma explosão solar de classe C2 em 28 de maio de 2018, em diferentes bandas espectrais
Imagem ultravioleta GOES-16 de uma explosão solar M1.1 em 29 de maio de 2020

As seguintes missões de espaçonaves têm foguetes como seu principal alvo de observação.

  • Yohkoh - A espaçonave Yohkoh (originalmente Solar A) observou o Sol com uma variedade de instrumentos desde seu lançamento em 1991 até sua falha em 2001. As observações abrangeram um período de um máximo solar ao seguinte. Dois instrumentos de uso particular para observações de flare foram o Soft X-ray Telescope (SXT), um telescópio de raios X de baixa energia de incidência rasteira para energias de fótons de ordem 1 keV, e o Hard X-ray Telescope (HXT), uma contagem de colimação instrumento que produziu imagens em raios-X de alta energia (15–92 keV) por síntese de imagens.
  • WIND - A espaçonave Wind é dedicada ao estudo do meio interplanetário. Uma vez que o Vento Solar é seu principal condutor, os efeitos das explosões solares podem ser rastreados com os instrumentos a bordo do Wind. Alguns dos experimentos WIND são: um espectrômetro de frequência muito baixa (WAVES), detectores de partículas (EPACT, SWE) e um magnetômetro (MFI).
  • GOES - As espaçonaves GOES são satélites em órbitas geoestacionárias ao redor da Terra que medem o fluxo suave de raios-X do Sol desde meados da década de 1970, após o uso de instrumentos semelhantes nos satélites Solrad . As observações de raios-X GOES são comumente usadas para classificar foguetes, com A, B, C, M e X representando diferentes potências de dez - um flare de classe X tem um pico de fluxo de 1–8 Å acima de 0,0001 W / m 2 .
  • RHESSI - O Reuven Ramaty High Energy Solar Spectral Imager foi projetado para gerar imagens de erupções solares em fótons energéticos de raios X suaves (ca. 3 keV) a raios gama (até ca. 20 MeV) e para fornecer espectroscopia de alta resolução até gama- energias de raio de ca. 20 MeV. Além disso, ele tinha a capacidade de realizar espectroscopia espacialmente resolvida com alta resolução espectral. Foi desativado em agosto de 2018, após mais de 16 anos de operação.
  • SOHO - O Observatório Solar e Heliosférico é uma colaboração entre a ESA e a NASA que está em operação desde dezembro de 1995. Possui 12 instrumentos diferentes, entre eles o Extreme ultraviolet Imaging Telescope (EIT), o Large Angle and Spectrometric Coronagraph (LASCO) e o Michelson Doppler Imager (MDI). SOHO está em uma órbita de halo em torno do ponto L1 terra-sol .
  • TRACE - O Transition Region and Coronal Explorer é um programa da NASA Small Explorer (SMEX) para criar imagens da coroa solar e da região de transição em alta resolução angular e temporal. Ele tem filtros de banda passante a 173 Å, 195 Å, 284 Å, 1600 Å com uma resolução espacial de 0,5 segundos de arco, a melhor nesses comprimentos de onda.
  • SDO - The Solar Dynamics Observatory é um projeto da NASA composto por 3 instrumentos diferentes: o Helioseismic and Magnetic Imager (HMI), o Atmospheric Imaging Assembly (AIA) e o Extreme Ultraviolet Variability Experiment (EVE). Está operando desde fevereiro de 2010 em uma órbita terrestre geossíncrona .
  • Hinode - A espaçonave Hinode, originalmente chamada Solar B, foi lançada pela Agência de Exploração Aeroespacial do Japão em setembro de 2006 para observar explosões solares em detalhes mais precisos. Sua instrumentação, fornecida por uma colaboração internacional que inclui a Noruega, o Reino Unido, os Estados Unidos e a África, concentra-se nos poderosos campos magnéticos que se acredita serem a fonte das explosões solares. Esses estudos lançam luz sobre as causas dessa atividade, possivelmente ajudando a prever futuras erupções e, assim, minimizar seus efeitos perigosos em satélites e astronautas.
  • ACE - O Advanced Composition Explorer foi lançado em 1997 em uma órbita de halo ao redor do ponto L1 Terra-Sol . Ele carrega espectrômetros, magnetômetros e detectores de partículas carregadas para analisar o vento solar. O farol de Vento Solar em Tempo Real (RTSW) é continuamente monitorado por uma rede de estações terrestres patrocinadas pela NOAA para fornecer um alerta antecipado de CMEs ligados à Terra.
  • MAVEN - A missão Mars Atmosphere and Volatile EvolutioN (MAVEN), que foi lançada da Estação da Força Aérea de Cabo Canaveral em 18 de novembro de 2013, é a primeira missão dedicada a compreender a alta atmosfera marciana. O objetivo do MAVEN é determinar o papel que a perda de gás atmosférico para o espaço desempenhou na mudança do clima marciano ao longo do tempo. O monitor ultravioleta extremo (EUV) no MAVEN é parte do instrumento Langmuir Probe and Waves (LPW) e mede a entrada e variabilidade do EUV solar e o aquecimento das ondas da alta atmosfera marciana.
  • STEREO - O Solar Terrestrial Relations Observatory é uma missão de observação solar que consiste em duas espaçonaves quase idênticas que foram lançadas em 2006. O contato com o STEREO-B foi perdido em 2014, mas o STEREO-A ainda está operacional. Cada espaçonave carrega vários instrumentos, incluindo câmeras, detectores de partículas e um rastreador de explosão de rádio.

Além dessas instalações de observação solar, muitos satélites astronômicos não solares observam chamas intencionalmente (por exemplo, NuSTAR ) ou simplesmente porque as radiações fortes penetrantes provenientes de uma chama podem facilmente penetrar na maioria das formas de blindagem.

Exemplos de grandes explosões solares

Vídeo curto narrado sobre as observações de Fermi sobre a luz de mais alta energia já associada a uma erupção no Sol em março de 2012
A Active Region 1515 lançou um flare de classe X1.1 do canto inferior direito do Sol em 6 de julho de 2012, com pico às 19h08 EDT. Esta explosão causou um apagão de rádio, rotulado como R3 na escala da Administração Oceânica e Atmosférica Nacional que vai de R1 a R5.
Clima espacial - março de 2012.

O flare mais poderoso já observado foi o primeiro a ser observado, em 1 de setembro de 1859, e foi relatado pelo astrônomo britânico Richard Carrington e independentemente por um observador chamado Richard Hodgson. O evento é denominado tempestade solar de 1859 , ou "evento Carrington". O clarão era visível a olho nu (em luz branca ) e produziu auroras impressionantes até latitudes tropicais, como Cuba ou Havaí, e incendiou sistemas telegráficos. O flare deixou um rastro no gelo da Groenlândia na forma de nitratos e berílio-10 , que permitem que sua força seja medida hoje. Cliver e Svalgaard reconstruíram os efeitos dessa erupção e compararam com outros eventos dos últimos 150 anos. Em suas palavras: "Embora o evento de 1859 tenha rivais próximos ou superiores em cada uma das categorias acima de atividade do clima espacial, é o único evento documentado dos últimos ∼150 anos que aparece no topo ou perto do topo de todas as listas. " A intensidade do flare foi estimada em cerca de X50.

A ejeção de massa coronal ultrarrápida de agosto de 1972 é suspeita de disparar fusíveis magnéticos em minas navais durante a Guerra do Vietnã , e teria sido um evento com risco de vida para os astronautas da Apollo se tivesse ocorrido durante uma missão à lua.

Nos tempos modernos, a maior explosão solar medida com instrumentos ocorreu em 4 de novembro de 2003 . Este evento saturou os detectores GOES, por isso sua classificação é apenas aproximada. Inicialmente, extrapolando a curva GOES, estimou-se ser X28. Uma análise posterior dos efeitos ionosféricos sugeriu aumentar esta estimativa para X45. Este evento produziu a primeira evidência clara de um novo componente espectral acima de 100 GHz.

Outras grandes erupções solares também ocorreram em 2 de abril de 2001 (X20), 28 de outubro de 2003 (X17.2 e 10), 7 de setembro de 2005 (X17), 17 de fevereiro de 2011 (X2), 9 de agosto de 2011 (X6. 9), 7 de março de 2012 (X5.4), 6 de julho de 2012 (X1.1). Em 6 de julho de 2012, uma tempestade solar atingiu logo após a meia-noite, horário do Reino Unido, quando uma explosão solar X1.1 disparou da mancha solar AR1515. Outra explosão solar de X1.4 da região AR 1520 do Sol, a segunda na semana, atingiu a Terra em 15 de julho de 2012 com uma tempestade geomagnética de nível G1 – G2. Uma erupção de classe X1.8 foi registrada em 24 de outubro de 2012. Houve uma grande atividade de erupção solar no início de 2013, notavelmente dentro de um período de 48 horas a partir de 12 de maio de 2013, um total de quatro erupções solares de classe X foram emitido variando de um X1.2 e superior de um X3.2, o último dos quais foi um dos maiores flares do ano de 2013. Partindo do complexo de manchas solares AR2035-AR2046 entrou em erupção em 25 de abril de 2014, às 0032 UT, produzindo uma forte erupção solar de classe X1.3 e um blecaute de comunicações de HF no lado diurno da Terra. O Observatório Solar Dynamics da NASA registrou um flash de radiação ultravioleta extrema da explosão. O Solar Dynamics Observatory registrou um flare da classe X9.3 por volta de 1200 UTC em 6 de setembro de 2017.

Em 23 de julho de 2012, uma enorme tempestade solar potencialmente prejudicial (erupção solar, ejeção de massa coronal e radiação eletromagnética ) quase atingiu a Terra. Em 2014, Pete Riley da Predictive Science Inc. publicou um artigo no qual tentava calcular as chances de uma tempestade solar semelhante atingir a Terra nos próximos 10 anos, extrapolando registros de tempestades solares anteriores da década de 1960 até os dias atuais. Ele concluiu que pode haver até 12% de chance de tal evento ocorrer.

Flare spray

Os sprays de chamas são um tipo de erupção associada a explosões solares. Eles envolvem ejeções de material mais rápidas do que as proeminências eruptivas e atingem velocidades de 20 a 2.000 quilômetros por segundo.

Periodicidade de alargamento

Erich Rieger descobriu com colegas de trabalho em 1984 um período de ~ 154 dias em fortes erupções solares, pelo menos desde o ciclo solar 19 . O período já foi confirmado na maioria dos dados heliofísicos e no campo magnético interplanetário e é comumente conhecido como período de Rieger . Os harmônicos de ressonância do período também foram relatados na maioria dos tipos de dados na heliosfera . As possíveis causas dessa ressonância do vento solar incluem influências de constelações planetárias no sol.

Predição

Os métodos atuais de previsão de erupções são problemáticos e não há indicação certa de que uma região ativa do Sol produzirá uma erupção. No entanto, muitas propriedades das manchas solares e regiões ativas se correlacionam com a queima. Por exemplo, regiões magneticamente complexas (com base no campo magnético da linha de visão) chamadas de pontos delta produzem as maiores chamas. Um esquema simples de classificação de manchas solares devido a McIntosh, ou relacionado à complexidade fractal, é comumente usado como ponto de partida para a previsão de chamas. As previsões são geralmente estabelecidas em termos de probabilidades de ocorrência de flares acima da classe M ou X GOES em 24 ou 48 horas. A Administração Oceânica e Atmosférica dos Estados Unidos (NOAA) emite previsões desse tipo. O MAG4 foi desenvolvido na Universidade do Alabama em Huntsville com o apoio do Grupo de Análise de Radiação Espacial do Johnson Space Flight Center (NASA / SRAG) para a previsão de erupções das classes M e X, CMEs, CME rápido e eventos de Partículas Energéticas Solares. Um método baseado na física que pode prever grandes explosões solares iminentes foi proposto pelo Instituto de Pesquisa Ambiental do Espaço-Terra (ISEE), da Universidade de Nagoya.

Veja também

Referências

links externos