Наблюдение Солнца в диапазоне H-альфа

Автор: Д. Найзли, по книгам "Астрофизика Солнца" Г. Зирина, "Наблюдения Солнца", П. Тейлора и "Солнечная Астрофизика" П. Фоукэла. Иллюстрации с разрешения Big Bear Observatory и NOAA Space Environment Center. Оригинальная версия находится по адресу http://www.prairieastronomyclub.org/halpha/

Перевод М. Усатова AKA blackhaz, 10/06/2007, с разрешения Д. Найзли.

В отличие от наблюдений Солнца в белом свете (оптич. континууме), для наблюдений хромосферы требуется наличие фильтра с очень узкой полосой пропускания, центрированой на спектральной линии ионизированного водорода H-альфа (6562.8 Ангстрём). Такой фильтр не только уменьшает интенсивность солнечного света до безопасного уровня, но и убирает значительную фотосферную составляющую изображения. Для достижения этой цели применяют, например, спектрогелиоскоп - сканирующий спектроскоп, использующий пару подвижных щелей и пропускающий монохромный свет. Такой инструмент имеет преимущество быстрой настройки во множестве диапазонов, окружающих линию H-альфа и другие спектральные линии в которых может наблюдаться солнечная эмиссия, например K-линия кальция. Спектрогелиоскоп - достаточно громоздкий прибор и, в следствие этого, используется больше в горизонтальных солнечных телескопах с гелиостатами. Те, кто интересуется постройкой спектрогелиоскопа, могут обратиться к статье в Sky & Telescope, январь 1969.

Другой метод наблюдений Солнца в H-альфа подразумевает использование специального узкополосного фильтра. Один из вариантов - протуберанцевый фильтр от Lumicon (2111 Research Drive, #5S, Livermore, California 94550), с полосой пропускания в 1.5 Ангстрём FWHM (FWHM - Full Width at Half Maximum, полная ширина на половине максимума) и многослойными диэлектрическими покрытиями нанесёнными на стекляную поверхность, как это сделано у остальных фильтров Lumicon, предназначенных для наблюдений за туманностями. Такой фильтр применим только для наблюдения протуберанцев на лимбе, солнечных пятен и очень ярких вспышек, т.к. его кривая пропускания далека от суб-ангстрёмной кривой с "острыми" срезами по краям, необходимой для обнаружения большинства деталей на хромосферном диске. Кстати, для ещё больше успешного наблюдения за протуберанцами, на рынке доступны намного более дорогие коронографы, которые используют технику экранирования солнечного диска, узкополосные фильтры и высококачественную оптику.

Для наблюдения за тонкими деталями хромосферного диска, обычно требуется более сложный и высококачественный суб-ангстрёмный фильтр. Один из дизайнов такого фильтра предложен калифорнийской DayStar Filters: многокомпонентный интерференционный фильтр на основе эталона Фабри-Перо. Эталон представляет собой пару пластин - плоскопараллельных оптических поверхностей, которые частично отражают и пропускают свет. При правильном положении пластинок - поверхностей эталона, проходящий свет интерферирует, в результате чего появляется целая серия крайне узких полос пропускания, одна из которой соответствует водородной линии H-альфа. Далее, такая система подразумевает блокирующий фильтр, пропуская только пригодную линию H-альфа и отсекая все остальные. Фильтры подобного устройства имеют полосу пропускания с острыми краями, а суб-ангстрёмная версия позволяет наблюдать детали как на диске, так и на лимбе. Стандартный стэк таких фильтров состоит из узкополосного блокирующего фильтра, эталона Фабри-Перо с твёрдым кристаллом и широкополосного отсекающего фильтра. Интерференционные противоотражательные покрытия наносятся с двух сторон объектива телескопа для остаточной фильтрации в целях защиты фильтра от перегрева. Следует отметить, что фильтры с эталоном в основе очень чувствительны к рабочей температуре и зачастую поставляются упакованными в специальные подогревающие оправы-духовки, расчитаные на содержание фильтра не более, чем в градусе от его номинальной рабочей температуры. (Во многих случаях такие фильтры правильно работают только при температурах свыше 37 град. по Цельсию.) Без температурного контроля, полоса пропускания фильтра довольно быстро уклонится от центральной линии H-альфа. Фильтры, описаные выше, довольно дороги (свыше $3000) из-за высоких требований к качеству кварцевых элементов и жёсткому контролю за температурным режимом. Такие фильтры требуют электропитания для их "духовок", а также телескоп с длинным фокусным растоянием (f/30 или больше), т.к. "полевые углы" света, падающего на эталон, должны быть очень пологими для правильной работы фильтра. Такие фильтры также невозможно быстро перенастроить для наблюдения за деталями, находящимися вне центральной полосы H-альфа, если, конечно, фильтр не оборудован системой наклона.

Новым вариантом фильтров подобного дизайна стал фильтр T-SCANNER от той же компании DayStar, с полосой пропускания 0.7 Ангстрём. Этот фильтр использует немного менее качественный кварц, работает при температурах от 0 до 40 град. по Цельсию и решает проблему температурного контроля, используя подстройку наклона всего стэка для изменения оптической длины пути фильтра. Изменяемый наклон не только компенсирует побочные эффекты от изменения температуры, но и позволяет наблюдать объекты, подвергнутые допплеровскому сдвигу. Наклоняемый стэк также позволяет избежать потребления электричества и затрат времени на разогрев. Такой дизайн, в совокупности с менее дорогим кварцем, делает стоимость фильтра почти в два раза дешевле. T-SCANNER всё ещё нуждается в световом пучке f/30, но это можно легко достичь применяя дополнительные линзы или диафрагмируя апертуру. Однако, если в целях достижения пучка f/30 использовать обычную линзу Барлоу или диафрагмировать телескоп Ньютон вне оси, только часть всего поля сможет находиться в одной и той же полосе пропускания - так называемый эффект "кольца", в котором область поля, находящаяся в нужной полосе пропускания, выглядит в виде толстого кольца. При низких температурах (ближе к лимиту рабочей температуры фильтра - около 0 град. по Цельсию), кольцо сжимается в диск деталей линии H-альфа. При высоких температурах, достигающих 40 град. по Цельсию, кольцо расширяется и становится похожим на широкую слабоконтрастную дугу. Используя TeleVue 2x или 2.5x PowerMate (прим. пер.: или другую похожую телецентрическую систему, напр. от Baader) вместо линзы Барлоу, можно достичь необходимого светового пучка f/30 и избежать вышеописанных проблем. Следует отметить, что контраст T-SCANNER выше, чем холоднее фильтр, особенно если температура приближается к 0 град. по Цельсию.

С фильтром T-SCANNER хорошо работает множество телескопов, и апертура не обязательно должна быть большой для визуальных наблюдений (обычно от 50 до 150 мм). Контраст при наблюдениях с таким фильтром меньше, чем с подогреваемыми фильтрами более высокого качества, но всеравно приемлем и достаточен для съемки на камеру. Маленькие камкодеры также могут быть полезны при съемке через окуляр, т.к. позволяют "вытягивать" детали, недоступные обычным визуальным наблюдениям. Используя камеры можно поделиться видом с другими наблюдателями, а также записать происходящее, что полезно для обучения. Стоит отметить, что хорошо выбранная, термально-стабильная наблюдательная площадка необходима для плодотворных наблюдений, т.к. дневные температурные колебания могут лишить солнечный диск тонких деталей. В последнее время подогреваемые суб-ангстрёмные фильтры DayStar также комплектуются системой наклона стэка, что позволяет их быстро настраивать во время эксплуатации, однако они стоят намного дороже, чем T-SCANNER.

Фирма Coronado Instruments (Tucson, Arizona) производит ещё одну вариацию фильтра диапазона H-альфа, базирующуюся на эталоне, который устанавливается перед объективом телескопа. Такое размещение фильтра позволяет избегать проблем с "выпадающим из полосы" полем и решает некоторую часть вопроса о температурном контроле, однако такие фильтры ещё более дороги из-за требований к размерам самого эталона. Coronado также предлагает H-альфа телескоп в сборе: PST или "Personal Solar Telescope" со встроенным H-альфа фильтром. PST, несмотря на 40мм апертуру, показывает отличные результаты. (прим. пер.: стоит отметить, что у PST эталон Фабри-Перо располагается именно за 40мм объективом телескопа, поэтому PST стоит значительно дешевле апертурных фильтров Coronado SolarMax.)

За более детальной информацией о фильтрах диапазона H-альфа, обращайтесь к книгие Г. Зирина "Астрофизика Солнца", стр. 23-29, или "Amateur Telescope Making", книга III, стр. 376-428.

Словарь основных терминов по наблюдениям Солнца в диапазоне H-альфа

CHROMOSPHERIC NETWORK - ХРОМОСФЕРНАЯ СЕТКА: ячеистая структура длинных и тонких цепей, состоящая из множества ярких слабоконтрастных точек, называемых FILIGREE (филигрань?), также встречающихся во флоккулах - хромосферных факельных полях. Хромосферная сетка простирается по всему диску, видимому в линии H-альфа. Яркие точки хромосферной сетки сопровождаются тёмными спикулами и короткими волокнцами - фибриллами , которые, налагаясь на элементы сетки, выстреливая впрочь или струясь вдоль них, затрудняют её наблюдения.

ELLERMAN BOMS - БОМБЫ ЭЛЛЕРМАНА: крохотные яркие точечные вспышки света с продолжительностью менее пяти минут. Часто наблюдаются в областях выходящего потока излучения (EFR) или на краю солнечных пятен, где магнитное поле выходит на поверхность. Бомбы Эллермана наиболее видны на периферии диапазона H-альфа, на расстояниях приблизительно 5 Ангстрём от центральной линии.

EMERGING FLUX REGION (EFR) - ОБЛАСТЬ ВЫХОДЯЩЕГО ПОТОКА ИЗЛУЧЕНИЯ: область на Солнце, где магнитная диполь или силовая трубка выходит на поверхность, в дальнейшем, развиваясь, образовывая биполярную группу солнечных пятен. В диапазоне H-альфа, EFR обычно выглядят как небольшие овальные области флоккулов - ярких хромосферных факельных полей, обычно 7000 км в поперечнике. Такие области зачастую содержат систему тонких короткоживущих арок-волоконец, называющихся ARCH FILAMENT SYSTEM (AFS) - ДУГОВАЯ ВОЛОКОННАЯ СИСТЕМА, которая простирается от одного конца диполи к другому. Каждый полюс области часто отмечен порами или небольшими развивающимися солнечными пятнами. В EFR иногда происходят выбросы (особого типа протуберанецы) и слабые солнечные вспышки.

EPHEMERAL REGION (ER) - ЭФЕМЕРНЫЕ ОБЛАСТИ: небольшие магнитные диполи, присутствующие на Солнце приблизительно сутки и не порождающие солнечные пятна; могут появиться где угодно, но более часты в средних и малых широтах Солнца. ER видны как маленькие и яркие элементы хромосферной сетки, но в то же время менее яркие, чем флоккулы активных областей. ER также могут порождать слабые выбросы и субвспышки.

*FACULAE - ФАКЕЛЫ: просветления в фотосфере (невидимы в H-альфа), которые лучше наблюдаются на периферии диска, ближе к лимбу. Факелы обычно сопровождают активные области или их места зарождения и могут оставаться видимыми даже после распада самих солнечных пятен. Наиболее контрастны в синем цвете.

PLAGES - ФЛОККУЛЫ (ХРОМОСФЕРНЫЕ ФАКЕЛЫ) : просветления в хромосфере, наблюдаются на протяжении нескольких дней в любом участке хромосферного диска. Флоккулы часто имеют неправильную форму, сильно различаются по яркости и обычно сопровождают активные области, отмечая собой места почти вертикального восхождения или перестройки силовых линий магнитного поля.

FIBRILS - ВОЛОКОНЦА: небольшие, тонкие волокнистые образования, струящиеся вдоль силовых линий магнитного поля. Часто волоконца являются частью структуры больших волокон или присоединены к ним, вплетаясь или вытягиваясь вдоль главной оси волокна.

FIELD TRANISITON ARCHES - АРКИ ПЕРЕХОДА ПОЛЯ: волоконца, пересекающие линию инверсии знака магнитного поля активной области - половину расстояния между областями с противоположными полюсами биполярной магнитной области. Не в пример аркам-волоконцам AFS, FTA не имеют допплеровского сдвига и являются очень тонкими и не слишком тёмными структурами, стремящимися к размещению строго между двумя локализированными регионами противоположной полярности. FTA зачастую обозначают магнитно-стабильный области.

*GRANULATION - ГРАНУЛЯЦИЯ: структура из мелких конвекционных ячеек, видимая в белом свете и напоминающая зёрна риса. Грануляцию лучше наблюдать в зелёном цвете с телескопами апертурой 80мм и более. Каждая грануляционная ячейка представляет собой яркий многоугольник горячего восходящего газа, обычно размером 1100км в поперечнике с более холодной окантовкой или "каналом" нисходящего газа шириной около 230км.

MORETON WAVE - ВОЛНА МОУРТОНА: хромосферная ударная волна, иногда видимая разбегающейся по солнечному диску от сильных импульсивных солнечных вспышек со скоростью около 1000 км/с. Обычно видна как "ползущая" дуга яркого рассеянного света, если наблюдать прямо в центральной линии H-альфа, или, наоборот, как потемнение в синем крыле диапазона.

PROMINENCES - ПРОТУБЕРАНЦЫ: эмиссионные образования, видимые над лимбом Солнца в H-альфа, состоящие из облаков и потоков газа в хромосфере. Обычно протуберанцы подразделяются на два широких класса: активные (вспышки на лимбе, выбросы, веерообразные, петли) и спокойные (волокна спокойных областей, волокна активных областей).

PORES - ПОРЫ: крохотные тёмные пятна размером меньше 2500 км, обычно с коротким сроком жизни. Поры иногда образовываются на стыке нескольких грануляционных каналов и в некоторых случаях предшествуют образованию солнечных пятен.

RECONNECTION - ПЕРЕСТРОЙКА : перераспределение ("перезамыкание") магнитных полей, в котором область с одной магнитной полярностью разрывает предыдущие связи и соединяется с ближайшей областью полярности противоположного знака. На Солнце такая перестройка обычно происходит когда рядом с существующей магнитной диполью образовывается новая. Например, если северный полюс новой диполи образовывается рядом с южным полюсом старой, силовые линии могут замкнуть эти полюса, тем самым образовав новую диполь. Такие события сопровождаются выбросами энергии, часто в форме усиления яркости флоккула или солнечной вспышки.

SOLAR FLARE - СОЛНЕЧНАЯ ВСЫШКА: невероятно яркий, быстрый и сильный эмиссионный выброс энергии в хромосфере, произошедший в связи с сильным напряжением магнитного поля. Обычно солнечные вспышки длятся от нескольких минут до нескольких часов и иногда становятся причиной Coronal Mass Ejection (CME) - ВЫБРОСОВ КОРОНАЛЬНЫХ МАСС, при которых плазменное вещество покидает Солнце.

SPICULES - СПИКУЛЫ: небольшие струи газа до 10000 км длиной, обычно видны как множество чёрточек - маленьких светлых на лимбе или тёмных, исходящих из элементов хромосферной секти. Обычно не наблюдаются в ярких флокуллах.

SPRAY - ВЕЕРОБРАЗНЫЙ ПРОТУБЕРАНЕЦ: особого вида протуберанец, образовавшийся от взрыва плазменного вещества, разлетающегося в стороны. Обычно веерообразные протуберанцы появляются вследствие наиболее сильных солнечных вспышек, сносящих на пути волокна над ними.

SUNSPOT - СОЛНЕЧНОЕ ПЯТНО: тёмное долго-живущее образование на фотосферном диске, обычно размерами от 2500 до 50000 км. Пятна средних и крупных размеров обычно состоят из тёмной центральной части - т.н. UMBRA - ТЕНИ и менее тёмного гало - PENUMBRA - ПОЛУТЕНИ, в свою очередь состоящей из множества тонких волоконцев. В солнечных пятнах сконцентрированы сильноые магнитные поля, что затрудняет приток энергии изнутри Солнца; в следствие этого пятна на 2500 град. по Кельвину холоднее, чем остальная фотосфера. В тени пятен, магнитные поля ориентированы практически вертикально, а в полутени - более полого к поверхности.

SURGE - ВЫБРОС: особого вида протуберанец, образовавшийся от солнечных вспышек или областей с очень сильной активностью. Выброс имеет вид средней или большой струи газа, восходящей от поверхности Солнца. Плазменное вещество, выброшенное таким явлением обычно падает или притягивается обратно на Солнце, выстраиваясь вдоль силовых линий магнитного поля. В некоторых случаях выброшенное вещество растворяется и исчезает.

"WINGS" OF H-ALPHA - "КРЫЛЬЯ" H-АЛЬФА: длины волн по обеим сторонам от центральной линии 6562.8 Ангстрём (приблизительно +/- 2 Ангстрём), используются для просмотра деталей, подвергшихся допплеровскому сдвигу. Синее крыло отождествляет более короткие волны, а красное - более длинные.

Солнечные Протуберанцы

Протуберанцы - гигантские облака газа, часто видимые на солнечном лимбе или над ним. Это - наиболее лёгкие эмиссионные объекты для наблюдений в диапазоне H-альфа, т.к. требуют фильтр с шириной пропускания всего в 1-2 Ангстрёма. Протуберанцы, которые можно наблюдать на солнечном диске в виде тёмных образований называются волокнами. Для наблюдений волокон требуется фильтр с полосой пропускания до 1 Ангстрёма. Они часто указывают на границу разорванных магнитных полей или нейтральную линию между противоположными полярностями, где газ попадает в ловушку вокруг образованных силовых линий. Протуберанцы могут принимать разительно отличающиеся формы, однако их всё же удобно классифицировать по следующей схеме (Зирин):

КЛАСС I: СПОКОЙНЫЕ ВОЛОКНА/ПРОТУБЕРАНЦЫ (долгоживущие, достаточно статичные)

КЛАСС II: АКТИВНЫЕ ВОЛОКНА/ПРОТУБЕРАНЦЫ (быстроживущие и подвижные)

Классификация протуберанцев по книге Г. Зирина "Астрофизика Солнца".
Класс I: Спокойные (долгоживщуие): А - частокол (споконый или QRF), B - занавес, пламя, пропеллер (спокойный или QRF), C - дуга, дуга-платформа (QRF), D - шапка, неправильная дуга, фрагмент, E - оторванное извержение QRF
Класс II: Активные (ассоциированные со вспышками, подвижные или временные): F - эруптивный протуберанец, G - выброс, H - веерообразный протубераней, I - петли от произошедшей вспышки

СПОКОЙНЫЕ ВОЛОКНА И ПРОТУБЕРАНЦЫ могут принимать различные формы, обычно вытянутые вдоль. Волокна Спокойных Областей (QRF) - структуры наибольшего размера, с самым долгим сроком существования. Некоторые из них видны на протяжении нескольких оборотов Солнца. Такие волокна обычно находятся в местах со слабой активностью, например т.н. "Полярной Короне" на больших широтах. Иногда такие волокна наблюдаются вблизи активных областей или даже между ними. Протуберанец в виде частокола - достаточно частое явление типа QRF, принимает форму ряда кустов. При наблюдениях с высокой разрешающей способностью, частоколам присуща высокая детализация с ответвлениями и тонкой структурой. Явления типа QRF принимают множество других форм, включая плавающие дуги, пропеллеры, занавесы, изогнутые лезвия, пламя и потрясающие дуги в виде паучьей сети. У многих QRF верхние области выглядях более резко, чем их основания , часто принимающие неправильную форму. Движение вещества в QRF обычно слабое и медленное, их структура практически не меняется, но, в некоторых случаях, слабые изменения можно наблюдать уже через десяток минут. При наблюдениях на солнечном диске, QRF теряют тонкую детализацию и становятся похожими на слабые пятна неправильной формы или искривлённые дуги. Протуберанцы выглядят темнее на диске именно потому, что они поглощают свет, идущий снизу, рассеивая его во всех направлениях. Некоторые волокна, парящие низко, часто имеют просветления в своих основаниях из-за того, что прикрывают нижний слой хромосферы, уменьшая её эмиссонные потери.

Большие спокойные протуберанцы не всегда стабильны. Обычно, если они вытягиваются в высоту на 50000 км над поверхностью Солнца (прибл. 0.07 солнечных радиусов), такие протуберанцы отрываются от поверхности в течение 48 часов, приобретая форму оторванного извержения (внезапно исчезая). Оторванные извержения обычно длятся менее, чем 1-2 часов, по форме варьируясь от обычного постепенного исчезания до потрясающего "взлёта", при котором протуберанец медленно уплывает прочь от поверхности Солнца, распадаясь по пути. Иногда при таких событиях происходит просветление солнечной поверхности. В некоторых случаях, исчезнувший протуберанец появится рядом со своим старым местом вновь, через несколько дней или часов. Стоит отметить, что при сильных извержениях, оторванный протуберанец может породить выброс корональных масс. Некоторые протуберанцы медленно вращаются, а некоторые даже похожи на торнадо и ведут себя также - особенно останки оторванных потуберанцев.

Волокна активных областей (ARF - лучше видны на диске) меньше, темнее и уже, чем их гигантские собратья QRF. Они присутствуют рядом с активными областями, иногда извиваясь вокруг солнечных пятен или проходя сквозь них. Волокно нейтральной линии в активной области, испытывающей разрыв локальных магнитных полей, - хороший пример ARF. "Волокна" дуговой волоконной системы AFS, которая находится между двумя формирующимися солнечными пятнами, на самом деле являются волоконцами, небольшими и короткоживущими, если, конечно же, выход излучения не продолжается слишком долго. Такие волоконца могут быть достаточно тёмными при появлении пятна и зачастую показывают допплеровский сдвиг в связи с течением вещества, происходящим внутри них.

АКТИВНЫ ВОЛОКНА И ПРОТУБЕРАНЦЫ - короткоживущие образования, которые появились в следствие солнечной вспышки или других значимых событий. Вспышки на лимбе могут появляться как приподнятые яркие пятна. Иногда, небольшой ARF, порождающий солнечную вспышку, может подняться и создать великолепный эруптивный потуберанец, обычно принимая форму закрученной петли во время эмиссии на поверхности. Солнечные вспышки в некоторых случаях порождают выброс, видимый на лимбе в виде струи газа иногда с эмиссией на солнечном диске.

Выброс. Такой протуберанец обычно образовывается солнечной вспышкой, которая происходит в связи с появлением потока излучения противоположной полярности рядом с уже существовавшим полем солнечных пятен. В этом случае вспышка выбрасывает газ, который собирается в узкую струю магнтиным полем доминирующего солнечного пятна. Выброшенный газ следует силовым линиям магнитного поля и в некоторых случаях падает обратно на поверхность в место выброса. (H-альфа фильтрограмма NOAA Space Environment Center)

Струи выброса иногда принимают форму нескольких дуг, расположенных рядом. Такие струи могут простираться до высоты в однин солнечный раидусе от лимба. В некоторых случаях, выбросы видны на диске Солнца как узкие и тёмнме образования со светлой основой, иногда со спектральным сдвигом в сторону синего цвета. Выбросы обычно происходят когда небольшая область с противоположной магнтиной полярностью находится близко к полутени обычного солнечного пятна, в следствие чего образуется солнечная вспышка, выбрасывающая газ узкой струёй, заключенной в магнитное поле доминирующего пятна. Скорость выброса (50-200 км/с) недостаточна для того, чтобы вещество покинуло Солнце, в следствие чего выброшенный газ будет следовать силовым линиям магнитного поля при приземлении обратно на поверхность Солнца, в некоторых случаях образовывая яркое пятно в месте выброса. Меньшие по величине выбросы, не связанные со вспышками, могут быть обнаружены в активных и эфемерных областях на солнечном диске. Такие выбросы видны как облачка "дыма" со спектральным сдвигом к синему цвету и обычно длятся на протяжение нескольких минут. Иногда их можно заметить прямо посреди спокойной области на Солнце, особенно в ранних стадиях формирования областей выходящего потока излучения (EFR).

Другой тип активных протуберанцев - веерообразный протуберанец, обычно появляется при наиболее сильных вспышках и выглядит как потрясающий неколлимированный взрыв вещества волокон активной области с их останками, разлетающимися в разных направлениях со скоростью 200-300 км/c или больше (до 2000 км/с при самых мощных вспышках.) Часто вовлечённое волокно приподнимается немного над поверхностью, а только потом взрывается веерообразным протуберанцем. Заметные изменения в движении вещества веерообразного протуберанца можно наблюдать с интервалами всего в несколько минут. Иногда вещество полностью покидает Солнце - происходит выброс корональных масс (CME).

Петля от вспышки и корональный дождь - два других типа активных протуберанцев. Петли - это длинные и тонкие вертикальные протуберанцы из газа, округлой или эллиптической формы, которые появляются в последних стадиях сильной солнечной вспышки или сразу же после неё. Вещество на вершинах и основаниях петель обычно выглядит более ярко, чем в её остальных частях. В петлях также часто можно разглядеть витеватую структуру из множества аркад - очень тонких петель, расположенных рядом. Такие петли появляются в следствие нахождения выброшенным вспышкой веществом новых магнитных линий, образовавшихся в следствие происходящего во время вспышки процесса перестройки магнитных полей. Часто можно увидеть движение вещества вниз, к поверхности Солнца, по обеим сторонам петель. При своём формировании, новые петли появляются довольно низко над поверхностью, а последующие петли стремятся "надстраиваться" над ними. Петли не всегда видны после вспышек, особенно слабых. Обычно, петли находятся на поверхности в течение всего нескольких часов: не следует путать их с протуберанцами типа "плавающие дуги", которые намного толще, имеют неправильную форму и существуют намного дольше. В свою очередь, корональный дождь - это слабое, диффузное образование газа, который нисходит на поверхность Солнца в следствие его встречи с силовыми линиями магнитного поля. Обычно дожди можно увидеть "льющимися" на петли от вспышек или активные области.

Видимые детали хромосферного диска (обычно требуется фильтр с шириной пропускания <1A)

На краю Солнечного лимба, хромосфера Солнца видна в профиль как неправильной формы окантовка красного света, шириной менее 10 секунд дуги. При больших увеличениях и, особенно в крыльях диапазона H-альфа, иногда можно увидеть отдельные спикулы, составляющие окантовку. Спикулы на лимбе обычно представляются в виде множества узких чёрточек, не ориентированных строго вертикально к поверхности. На самом диске Солнца спикулы видны в виде тёмных, крохотных, узких и малоконтрастных струек, исходящих от элементов хромосферной сети, простирающейся по всей поверхности Солнца. Сеть, в свою очередь, видна как массив длинных, более ярких, чем остальная поверхность, цепей. Сеть обычно трудно увидеть из-за её слабого контраста и спикул - поэтому её лучше наблюдать в крыльях диапазона и вблизи активных областей. В добавок к этому, прямые наблюдения сети затрудняет наличие волоконцев - маленьких, узких и слабоконтрастных образований, похожих на обычные волокона. Группы длинных волоконцев, которые простираются между областями с противоположными магнтиными полярностями, известны как арки перехода поля (FTA). Вместе, спикулы и волоконца образуют тёмную "пятнистость" всего видимого хромосферного диска Солнца, которую ошибочно принимают за хромосферную сеть.

На хромосферном диске, протуберанцы выглядят как тёмные полоски или дуги и обычно называются волокнами. Спокойные волокна обычно больше узких волокон активных областей. Солнечные пятна обычно видны в диапазоне Н-Альфа, но их полутени предстают менее контрастно, чем в белом свете. Часто возле пятен можно увидеть волоконца, простирающиеся вдоль силовых линий магнитного поля. Внутри или возле активных областей также видны флоккулы (также называемые хромосферными факелами.) Флоккулы появляются как яркие образования и отмечают собой вертикально исходящие или перестраивающиеся магнтиные поля. Хромосферные и фотосферные факелы имеют между собой определённую связь, но не являются одним и тем же, т.к. места их расположений могут различаться.

Солнечный диск в диапазоне H-альфа. Несколько волокон спокойных областей (QRF) и яркие активные области (Active Region). Некоторые активные области содержат солнечные пятна и яркие флоккулы. На лимбе виден спокойный протуберанец/волокно (Quiescent Prominence/QRF) и оторванное извержение (Disparition Brusque). Изображение BBSO.

Увеличенное изображение активной области. ARF - волокно активной области, QRF - волокно спокойной области, солнечные пятна, Plage - флоккулы, Dark Mottles - тёмные пятна на поверхности хромосферной сети. Изображение BBSO.

Солнечная активность

Число и магнитная полярность солнечных пятен изменяется в соответствии с 11-летним циклом (22 лет для магнитного цикла.) Около 18 месяцев перед концом старого цикла, первые солнечные пятна нового цикла могут начать появляться в широтах, приблизительно 25 град. севера и юга. В это же время, пятна старого цикла обычно простираются вдоль обеих сторон экватора.

Ранняя стадия солнечного цикла (белый свет). Слева - начало цикла (0-1.5 лет), справа - начальное восхождение (1.5-3 лет).

После того, как исчезают пятна старого цикла, пятна нового появляются в больших количествах и размерах, формируя отдельные группы. Такие группы солнечных пятен обычно состоят из одного большого "ведущего" пятна или группы, с хвостом из меньших пятен, тянущихся вдоль направления вращения Солнца за ведомыми. Размах широт в активности на Солнце обычно сигнализирует вступление нового цикла: полушария формируют два пояса активности, которые дрейфуют к экватору по мере того, как цикл набирает силу.

Середина солнечного цикла (белый свет). Слева - около максимума (3-4.5 лет), справа - пост-максимум (4.5-6 лет).

В середине цикла обычно наблюдается максимум числа солнечных пятен. В такое время пояса активности расположены на расстоянии в 40 град. друг от друга и имеют свои центры на 20 град. северной и южной широтах. Несколько короткоживущих пятен было замечено на широтах до 70 град. С/Ю. В середине цикла образовываются очень большие и сложные группы пятен со сложной магнитной структурой.

Конец солнечного цикла (белый свет). Слева - последний спад (6-8.5 лет), справа - около минимума (8.5-11 лет).

В последующие несколько лет будет появляться всё меньше пятен. Большинство из них будут располагаться на низких широтах и иметь небольшие размеры. Во время около мининмума, почти не будет пятен, а те, которые появятся, обычно будут располагаться на широтах около 7 град. С/Ю.

ГРУППЫ СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН: солнечные пятна зачастую формируются в магнитно связанные биполярные группы. Каждый из концов группы представляет собой полюс локального магнитного поля, который называется трубкой потока - flux tube. Магнитнаую конфигурацию такой трубки потока (или "диполи") обычно можно описать правилами Гейла-Николсона, которые гласят, что полярность ведущего пятна является доминирующем лидером в большинстве групп 11-летнего цикла. (прим. пер.: тут не совсем ясно из прямого перевода; я бы добавил, что пятна с полярностью, идентичной полярности полушария в котором они находятся, скорее становятся ведущими в группе на протяжение всего 11-летнего цикла.) Например: в северном полушарии Солнца, ведущие пятна, обозначенные "p" (лат.) - предшествующие [остальным пятнам из этой же группы], будут иметь северную полярность, а пятна той же группы, ведомые лидером и обозначенные "f" - последователи, будут иметь южную полярность. Ведущие пятна в южном полушарии, соответственно, будут иметь южную полярность, а их последователи - северную. Такая ориентация полярностей будет сохраняться до следующего минимума, после которого полярности полушарий поменяются местами.

Магнитная ось солнечных групп обычно немного наклонена к линии запад-восток Солнца (по закону Джоя), от 3 град. около экватора до 11 град. на солнечных широтах 30 град. С/Ю, и ведущие пятна стремятся расположиться ближе к экватору. Если ось изначально была сильно наклонена, вся группа будет вращаться, пока ось не будет более-менее параллельной экватору. Ведущие пятна "p" в большинстве групп обычно более развиты и имеют большие размеры, чем их последователи - пятна "f", которые в свою очередь обычно преобладают в количестве. Пятна, с полярностью идентичной ведущим пятнам "p", стремятся к западу, во главу группы. Если группа изначально была сформирована во главе с пятнами, полярность которых, идентична "f" (группы с перевёрнутой полярностью), то такая группа быстро разрушится, или же пятно "p" или вся область с этой полярностью будет "проталкиваться" на запад через магнитные поля пятен "f", разрывая их и, возможно, производя солнечные вспышки до тех пор, пока пятно не окажется на своём законном месте лидера.

Солнечные пятна обычно стремятся быть симметричными и стабильными, если рядом нет сильного магнитного среза от исходящего излучения или если они не проходят через область с полярностью противоположного знака. Стоит отметить, что магнтиный срез может заставить большую часть полутени пятна исказиться или исчезнуть вообще. Большие пятна обычно формируются из-за сливания более мелких и достигают до 182,000 км в длину. Такие большие пятна часто имеют в основе несколько трубок потока, т.к. длина отдельно взятых магнитных диполей редко когда превышает 50,000 км.

МАГНИТНАЯ КЛАССИФИКАЦИЯ ГРУПП СОЛНЕЧНЫХ ПЯТЕН ПО MT. WILSON

Альфа: Одно доминирующее пятно, часто сопряжённое с флоккулом полярности протовоположного знака.
Бета: Пара доминирующих пятен с полряностями противоположными знаками (биполярная группа - ведущий и ведомый.)
Гамма: Сложные группы с неправильным распределением полярностей.
Бета-Гамма: Биполярные группы, имеющие более, чем одну линию полярной инверсии север-юг.
Дельта: Тени противоположных полярностей, окружённые одной полутенью.

Суффиксы "p" и "f" используются для обозначения доминирующих пятен в группе, имеющих полярность, идентичную ведущему ("p") или ведомому ("f") пятну. Больше половины наблюдаемых групп - бета-p или альфа-p, а большие группы обычно бета-p, бета-гамма или дельта. Группы класса дельта обычно наиболее активны и часто являются местом происхождения наибольших солнечных вспышек.

ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ ПОЯВЛЕНИЯ ГРУПП: В белом свете, ранним индикатором появления новой группы часто является появление нескольких крохотных пор на малом расстоянии друг от друга и иногда сопровождаемых факелами. В диапазоне H-альфа, биполярная группа начинает свою жизнь с яркого овального флоккула с несколькими малыми выбросами. Несколько часов спустя, поры и дуговая волоконная система (AFS) начинают проявляться на фоне флоккула, формируя так называемую область выходящего потока излучения (EFR). AFS обычно состоит из нескольких тонких волокон, образовывающих дуги между полями трубки потока выходящего магнитного излучения (часто поля трубки отмечены порами.) AFS трассирует силовые линии магнитного поля и по виду напоминает классическое изображение силовых линий магнита. В AFS волокнах наблюдается восходящее движение вещества (допплеровский сдвиг к синему) в их верхушках и нисходящее (сдвиг к красному) - в основаниях. Возле центра области EFR также можно наблюдать маленькие яркие точки эмиссии H-альфа, которые известны как бомбы Эллермана: они "живут" всего по несколько минут.

Далее происходит стремительное развитие EFR области: некоторые поры начинают увеличиваться в размерах или сливаться с другими, образовывая первые тени солнечных пятен. Обычно пятна с полярностью "p" образовываются первыми и затем двигаются на запад относительно пятен полярности "f" во главу группы со скоростью около 1 км/с. Спустя один-два дня после появления, первые пятна начинают развивать свою полутень, их движение замедляется или останавливается, а дуговые волкона, соединённые с ними, исчезают или извергаются вверх. Пятна "p" продолжают двигаться на запад, пока продолжается поток излучения. В таких случаях обычно наблюдается флоккул и отрывки AFS возле центра группы, где могут образоваться дополнительные поры или пятна. Яркие флоккулы с дуговыми системами - хорошие индикаторы того, что поток магнтитного излучения всё ещё продолжается. Пятна "f" останутся на месте или будут медленно дрейфовать на восток. В больших активных группах, пятна "f" могут продолжать своё развитие до тех пор, пока они не превзойдут пятна "p" по своим размерам.

В некоторых случаях, в ходе развития области, появится только одно пятно "p" с ярким флоккулом и несколькими хвостовыми волокнами вместо ведомых пятен - это группа класса альфа. В таких группах флоккул редко когда наблюдается во главе, если, конечно, область с противоположной полярностью не выходит на поверхность где-то рядом. Если небольшие области EFR развиваются со сдвигом от центральной оси AFS, образуется своего рода флоккульный "палец", простирающийся до нового полюса, пока не произойдёт воссоединение полей. Если EFR образовывается глубоко внутри флоккула, пятно с противоположной полярностью будет окружено волоконцами арок перехода поля (FTA), соединяющимися с флоккулом.

Группы бета формируются только когда одна или две одинаково расположенные трубки потока выходят на поверхность. Другие, более протяжённые группы, формируются при нескольких диполей, если они расположены концом к концу, в некоторых случаях порождая группы бета-гамма, если полярности смешаны. Множество трубок потока, образовавшихся близко друг к другу в последовательности или с наклоном, могут образовать группы гамма или дельта.

Последовательность развития группы солнечных пятен:
1) небольшой овальный флоккул с несколькими маленькими выбросами, первые поры (ранний EFR.) 2) Яркий флоккул, дуговая волоконная система AFS и первые солнечные пятна - всё месте составляет область выходящего потока излучения EFR. 3) Дуговая волоконная система исчезает, ведущие пятна образовывают полутень, флоккул ослабевает и движение всей группы замедляется. 4) Дополнительное развитие: ведомые пятна образовывают полутень, новая диполь и дуговая волоконная система образовываются между скоплениями пятен. 5) Группа бета-гамма: возникает слияние пятен и формирование центрального скопления пятен, магнитные связи между пятнами ослабевают. 6) "Зрелая" группа: доминирующее пятно формирует связи с потоком излучения, группа достигает максимальной длины.

По мере ослабевания магнитного потока излучения, отдельные пятна диполи (или нескольких диполей) часто начинают взаимодействовать с локальными магнитными полями или другими пятнами, как будто бы они никогда не были соединены вместе. Главное доминирующее пятно часто формирует магнитные связи с отдалёнными полями, иногда образовывая т.н. "ров" вокруг себя - тонкое фрагментарное светлое кольцо и группу практически радиальных H-альфа волокон, длиной около в два раза превышающей полутень пятна. Как только группа станет "зрелой" и достигнет максимально возможной длины, она будет медленно растворяться, если не будет дополнительного потока излучения для поддержания её дальнейшей жизнедеятельности. Редко когда можно наблюдять зрелые пятна активными или движущимися если, конечно, новый поток излучения не образовывается рядом. Движение пятна, которое приводит к магнитному срезу и вспышкам, почти всегда присутствует в новых областях выходящего потока излучения (EFR), однако, следует наблюдать и зрелые пятна, т.к. новый поток излучения имеет больше шансов образоваться рядом с тем местом, где он уже образовывался ранее. Нормальное развитие EFR продуцирует довольно спокойную группу пятен, возможно готовых породить несколько слабых вспышек. После нескольких недель спокойного существования, пятна такой группы обычно уменьшаются в размерах и растворяются в две рассеянные однополярные области, иногда отмеченные H-альфа просветлениями и, возможно, волокном. В умирающих группах, меньшие "f" пятна обычно исчезают ещё до того, как начинают растворяться доминирующие пятна. Большинство груп в конце концов растворяется, оставляя одно "p" пятно без флоккула, которое затем начинает уменьшаться и полностью исчезает.

Группы класса дельта являются наиболее большими и наиболее активными областями на Солнце. Группа определяется как дельта если она содержит две или более тени противоложной полярности, окружённые единой полутенью или полутеневой областью. Области с противоположными полярностями обычно находятся в пределе двух градусов друг от друга. Группы дельта в большинстве случаев образовываются трёмя способами:

1) Формируется комплекс с переплетёнными диполями и инверсированными полярностями, согласно правилу Гейла-Николсона: пятна с полярностью "f" появляются во главе группы. Такие группы называются "группы-острова дельта."

2) Большая поляризированная область возникает рядом с уже существующими пятнами, что выталкивает пятна "p" в область пятен "f" (или наоборот) из-за сильного потока излучения.

3) Растущая биполярная группа пятен сталкивается с другой отдельностоящей диполью таким образом, что противоположные полярности сжимаются друг с другом (наиболее частый сценарий образования групп дельта). Однако, такое происходит только если новая диполь сталкивается с тенью, а не с флоккулом. Если новая диполь появится на месте флоккула, произойдут только солнечные вспышки без образования групп дельта. Если диполь образуется под пятном противоположной полярности или сталкивается с ним, то образуется пятно группы дельта и произойут большие солнечные вспышки. При столкновении новой диполи с тенью той же полярности, слияние может и не произойти и, в таком случае, новая диполь и тень мирно просуществуют вместе.

Характеристика групп дельта: обычно, эти группы имеют следующие признаки:

1. Группы дельта почти всегда большие в размерах, а 90% из тех, которые имеют инверсированную полярность, проявляют большой уровнень активности - особенно солнечные вспышки. Такие группы обычно имеют сложный, неправильный или даже "поломанный" вид тени своих пятен.

2. Группы дельта образовываются слиянием пятен с противоположными полярностями из разных диполей. Такие слияния соединены срезанными линиями магнитного поля вместо прямых линий силы в свободном пространстве. Все пятна находятся внутри одной области полутени.

3. Пятна группы дельта редко когда "переживают" одно вращения солнечного диска и исчезают быстрее, чем другие пятна такого же размера (однако, новые дельта пятна могут образовываться в том же комплексе.)

4. Ориентация полярностей в пятнах группы дельта обычно инверсирована по сравнению с правилами Гейла-Николсона.

5. Пятна группы дельта не всегда разделяются и обычно "умирают" связанными вместе (тени пятен редко когда отделяются от своей группы.)

6. Активные области дельта обычно испускают яркую H-альфа эмиссию, особенно над своими тенями - знак продолжающегося потока излучения. Иногда может быть видно волокно, выходящее из группы или пересекающее её.

Солнечные вспышки

Большая солнечная вспышка с веерообразным протуберанцем - "вспышка-лента". Эта сильная вспышка произошла рядом с "нейтральной линией", где магнтиные поля срезаны. Когда поля перестраиваются, они создают ток, который нагревает плазму и порождает осветление. Веерообразные протуберанец виден как останки, разлетающиеся вверх и вправо от яркого центра вспышки.

ПРИСХОЖДЕНИЕ И КЛАССИФИКАЦИЯ: солнечные вспышки - это интенсивные, внезапные выбросы энергии, которые происходят в областях с быстро перестраивающимся или изменяющимся от чрезмерного напряжения локальным магнтиным полем. Причиной напряжение поля обычно становится противостоящий поток излучения, выходящий внутрь активной области или возле неё. Новый поток излучения нейтрализует уже существующие поля или отталкивает их в сторону. Так как силовые линии магнитного поля, внедрённого в солнечную плазму, могут в ответ перестраиваться медленней, чем от них это требуют быстрые изменения, магнитное напряжение может постепенно нарастать, пока оно не достигнет точки экстремума. В некоторых случаях это порождает солнечную вспышку, а старый поток излучения отталкивается в сторону, создавая сильные градиенты на краях выходящего поля. По мере образования новой диполи, формируется пятно "p", которое продвигается вперёд с большой скоростью, толкая перед собой уже существовавший поток излучения. Поле новой диполи также расширяется в других направлениях, замещая старое. Во то время как новый поток излучения с полярностью противоположного знака врезается в уже существующий, наблюдается немедленная перестройка или "перезамыкание" полей (видно как просветление в H-альфа), и в связи с тем, что солнечное вещество также выталкивается этим процессом, образуется нейтральная линия, перпендикулярная движению вещества. Эта линия определена срезанным и вытянутым перпендикулярно магнитным полем, разделяющим области с противополжной полярностью. Стоит заметить, что это не происходит, если движущееся пятно сталкивается с потоком одинаковой полярности. В дополнение к этому, сжатие и срез магнитных полей обычно происходит у движущихся пятен, а не у полей флоккулов. В некоторых случаях, вдоль нейтральной линии образуется т.н. волокно нейтральной линии - Neutral Line Filament, поддерживаемое горизонтально срезанными линиями поля. При наблюдениях с высоким разрешением можно увидеть, что тёмные волокна и волоконца в этой области выглядят удлинёнными и ориентированными паралелльно нейтральной линии, обычно выходя из основного волокна нейтральной линии. Далее, из-за такого среза магнитных полей, напряжение возрастает до тех пор, пока не станет возможным образование новой менее энергетической магнитной связи вещества вдоль нейтральной линии. Как только происходит обильное перезамыкание полей, магнтиная энергия выбрасывается в форме вспышки, обычно вдоль или рядом с той частью нейтральной линии, где напряжение было самым сильным. Стремительная перестройка магнтиных полей порождает сильный электрический ток, который нагревает плазму - это становится причиной очень яркого осветления вспышки, по крайней мере в два раза превышающей нормальный уровень хромосферной эмиссии. По мере угасания вспышки, срезанные и отмеченные волокном старые линии поля замещаются петлями от вспышки или арками перехода поля, которые, простираясь между областями с противоположной полярностью, отображают линии поля уже новой, менее энергетической конфигурации, почти перпендикулярно расположению старой нейтральной линии. С этого момента, магнитные поля соединены в наименьшем энергетическом состоянии и, если не образовывается новый поток излучения, вспышка заканчивается.

Эруптивный протуберанец. Сильная солнечная вспышка, что изображена здесь, может произвести эруптивный протуберанец, простирающийся на тысячи километров над поверхностью Солнца. Такие протуберанцы начинаются с низких волокон, которые расширяются и поднимаются вверх в закрученной петле. Потом петля разрывается и некоторое вещество даже покидает Солнце в виде выброса корональных масс. Изображение H-альфа - NOAA Space Environment Center.

Частота появлений солнечных вспышек напрямую зависит от уровня солнечной активности. Наименьшее число вспышек происходит во время солнечного минимума. Когда солнечный цикл находится около своего максимума, можно наблюдать слабые вспышки каждый день, а сильные - по несколько раз в неделю. Активность и, зачастую, интенсивность вспышек достигает своего пика в годы солнечного максимума или сразу же после него.

Большинство вспышек на Солнце происходят в растущих или подвергнутых внешнему раздражению активных областях. Наибольшие вспышки происходят в группах класса бета-гамма и, особенно, дельта. Солнечные вспышки можно подразделить на два класса: сильные и компактные. Компактные вспышки - самые меньшие и наиболее частые, обычно происходят в уже существующей петле или дуговой волоконной системе и подвергают эти области наименьшим структурным изменениям. Компактные вспышки также могут быть замечены внутри или рядом с областями выхода потока излучения, в некоторых случаях порождая слабые выбросы вещества. Субвспышки - наименьшие из всех компактных вспышек, очень короткие по продолжительности и выглядят совсем не намного ярче, чем обычные флоккулы. Сильные вспышки, намного более сильные и долгие, часто порождают выбросы и веерообразные протуберанцы из яркого газа. Такие вспышки испускают сильные лучи в рентген диапазоне и массы энергетических частиц (выбросы корональных масс), что может привести к геомагнитным возмущениям на Земле. Сильные вспышки зачастую занимают большие площади на Солнце и становятся причиной увеличенной яркости флоккулов или появления феномена т.н. электронного осветления - образования похожие на вспышки вдалеке от основного театра действия. Иногда такие сильные импульсивные вспышки могут породить волну Моуртона - рассеяную дугу света, бегущую по солнечному диску. Волны Моуртона, разбивая волокна, которые могут встретиться на их пути, иногда заставляют их полностью исчезнуть и появиться позже рядом с изначальным местом их расположения.

На солнечном диске вспышки часто состоят их двух областей эмиссии по обе стороны магнитной линии инверсии, т.к. освобождение энергии в любом месте трубки потока нагревает поверхность в обеих точках, где вспышка соприкасается с поверхностью. В случаях, когда в действие вовлечено множество силовых линий, образуются две ленты эмиссии - т.н. двухленточная вспышка (Two Ribbon Flare). При сильных вспышках, область вспышки резко вытягивается по обе стороны нейтральной линии и делится при скорости 5-20 км/с, при этом образуется протуберанец типа петля от вспышки, соединяющий разрозненные элементы и приподнимающийся над поверхностью в область короны Солнца. Если одна лента вспышки находится рядом с солнечным пятном, то она будет маленькой и яркой в следствие того, что к пятну сходится много линий потока излучения. Ленты вспышек никогда не пересекаются с солнечными пятнами, т.к. магнитные поля пятен уже находятся в соединённом состоянии. В последних стадиях вспышки, ленты принимают вид двух тонких линий, сформированных пересечением тонкой оболочки горячего вещества в короне и поверхностью Солнца. В связи с тем, что перезамыкание поля, при котором происходят вспышки, подразумевает взаимодействие как минимум двух трубок потока, логично ожидать просветления четырёх областей, что часто происходит при больших вспышках. Однако иногда можно наблюдать только одну или даже три яркие ленты вместо двух или четырёх. Причины этого не ясны.

Солнечные вспышки оцениваются исходя из интенсивности их оптических, рентгеновских или радио потоков. Интенсивность мягкого рентген излучения измеряется погодными спутниками GOES в диапазоне 1~8 Ангстрём. Классы такого излучения обозначаются в виде Bn (n * 10^-7 w/m^2), Cn (n * 10^-6 w/m^2), Mn (n * 10^-5 w/m^2), Xn (n * 10^-4 w/m^2), где n - целое число. Следовательно, вспышка, классифицированная как M3 произведёт поток мягкого рентгеновского излучения в 0.00003 Вт на квадратный метр. Оптически вспышкам даётся оценка исходя из размера области, которую они занимают, измерянной квадратными градусами гелиоцентрической широты. Один квадратный градус в центре солнечного диска имеет сторону 12147 км; на среднем расстоянии Солнца от Земли, такая область видна как 17 секунд дуги. Оптический класс простирается от S (подвспышки) до 4 (наибольшие вспышки):

Занимаемая область (кв. град.)	Оптический класс	Соответствующий рентген класс
<=2.0	S (подвспышки)	C2
2.1-5.1	1	M3
5.2-12.4	2	X1
12.5-24.7	3	X5
>24.7	4	X9

Также принято добавлять суффикс (f, n, b) по визуальной оценке яркости вспышки, где f - слабая, n - нормальная, b - яркая.

ПОСЛЕДОВАТЕЛЬНОСТЬ РАЗВИТИЯ ВСПЫШЕК. Обычно перед появлением вспышек на диске можно наблюдать постепенно нарастающие H-альфа просветления. В случае больших вспышек, волокно нейтральной линии часто приподнимается над поверхностью на несколько десятков минут перед самой вспышкой; волокно может сильно потемнеть, уйти в синее крыло диапазона или расширить свой видимый диапазон. После этого присходит сама фаза вспышки яркой H-альфа эмиссии. Сама эмиссия вспышки, в свою очередь, обычно подразделяется на три части: 1) малые яркие ядра (часто видимые первыми) с широкой линией диапазона H-альфа интенсивностью до трёх раз превышающей фотосферный континуум; 2) продолжительная область более узкой (около 1А) эмиссии непосредственно вовлечённой в основной выброс энергии и 3) яркие петли, соединяющие оставшиеся две ленты вспышки. При извержениях сильных вспышек волокно нейтральной линии взрывается, образуя веерообразный протуберанец, устремляется ввысь в закрученной петле эруптивного протуберанца или же просто распадается, турбулентно закручиваясь в самом начале вспышки. В дополнение к этому, можно наблюдать солнечное вещество, разбросанное вспышкой, которое низвергается вниз в виде коронального дождя по мере её окончания. Если во время вспышки на флоккуле или пятне было наложено волокно, то оно извергнется вместе со вспышкой из-за конфликта магнтиных полей: флоккульного или теневого вертикального и волоконного горизонатльного. Если вспышка не "сносит" такое волокно, то это означает, что напряжение магнитного среза всё ещё присутствует и эта область может породить дальнейшие вспышки (т.н. гомологичные вспышки.)

Изображения последовательности солнечной вспышки ниже - NOAA Space Environment Center

Активная область (кадр 1). На этом изображении видна активная область прямо перед вспышкой. Очень яркий флоккул и присутствие нескольких волокон в группе солнечных пятен означают нестабильность этого региона.

Солнечная вспышка (кадр 2). На этом кадре изображено начало фазы вспышки - яркие ядра начинают объединяться в несколько дуг, одна нейтральная линия под солнечным пятном исчезает, а вторая становится шире и размытее.

Солнечная вспышка (кадр 3). Вспышка почти достигает своего максимума. Заметьте усиление флоккула слева, который теперь принимает высокоскоростной поток электронов от вспышки. Волокно нейтральной линии практически исчезло.

Солнечная вспышка (кадр 4). Вспышка сразу после максимума. Справа внизу видно вещество, которое извергла вспышка, а также слабый и размытый выброс, движущийся тоже направо и вниз вдоль силовых линий магнитного поля. Волокно нейтральной линии потемнело и флоккулы всё ещё остаются яркими.

Солнечная вспышка (кадр 5). Яркость вспышки начинает спадать; вещество, извергнутое вспышкой всё ещё видно вместе со слабой ударной волной (волной Моуртона) внизу справа.

Солнечная вспышка (кадр 6). Вспышка заканчивается. Некоторые части флоккула всё ещё остаются яркими, т.к. высокоскоростные электроны продолжают бежать вдоль силовых линий поля. Также видна небольшая часть вещества, оставшаяся после выброса и дрейфующая обратно к своему источнику рядом с местом вспышки.

Часто вспышки происходят ближе к тому концу волокна нейтральной линии, где конфликт магнитных потоков из-за движений солнечных пятен наибольший. В некоторых случаях нейтральная линия вообще не содержит волокна, или же оно очень узкое и его достаточно трудно увидеть. Такое происходит когда поток полярности "f" неожиданно выходит прямо перед уже развившимся пятном "p". Таким образом кажется, что вспышка и её выброс появились ниоткуда, даже если они и появлились рядом с нейтральной линией. Волкона нейтральных линий также трудно наблюдать, если область EFR стремительно начинает замещать уже существующие слабые поля, производя компактные или небольшие вспышки. Большинство из вспышек демонстрируют довольно быстрое начальное увеличение яркости, достигая своего максимума всего через несколько минут. Вспышка затем остаётся яркой на какое-то время (обычно чуть дольше, чем занимает процесс разгорания), а потом начинает гаснуть. Однако, некоторые из вспышек, известные как "продолжительные события" - Long Duration Events (LDE) имеют более пологую кривую разгорания и менее импульсивны, оставаясь видимыми на протяжении до 12 часов.

ВСПЫШКИ В БЕЛОМ СВЕТЕ. Несмотря на то, что солнечные вспышки в белом свете - редкость, иногда можно увидеть сильные вспышки с яркой эмиссией над тёмной тенью или полутенью пятен. В белом свете такие события видны как небольшие полоски просветления, обычно длящиеся менее 10 минут. Появление ярких "мостов" в тени пятен не означает появление вспышки, т.к. такие фотосферные явления достаточно продолжительны и только лишь отмечают те места тени солнечных пятен, где отсутствуют волоконца пятен или если они ослаблены.

ОСНОВНЫЕ ПРЕДВЕСТНИКИ ВСПЫШЕК. Точные предсказания вспышек крайне затруднительны, однако одно или несколько событий, описанных ниже, может помочь определить признаки появления большой вспышки в ближайшем будущем.

1. Присутствие групп дельта, особенно появившихся методами №1 и №2.
2. Наложившаяся на тени пятен H-альфа эмиссия или большие тени пятен без полутеней.
3. Очень яркая H-альфа эмиссия - сигнал о выходе потока излучения.
4. Появление нового потока излучения на ведущей стороне доминирующего пятна "p" в группе.
5. Пересечение или близкое окружение пятна группы дельта волокном.
6. Присутствие сильно срезанных магнитных конфигураций - инверсированных групп, элонгаций тени (особенно в местах противоположной полярности), больших и сильно искривлённых волокон, и т.д.

ВСПЫШКИ БЕЗ ПЯТЕН. В некоторых случаях вспышки происходят, когда извергается большое волокно, если оно было заключено в большой флоккул после распада пятен старой активной области. По мере ослабевания магнитных полей или появления EFR прямо под самим волокном, волкно иногда извергается ввысь, оставляя за собой достаточно обширные просветления на поверхности. Если волокно далеко от флоккула, то просветление будет слабым. Такие события в большинстве случаев не такие интенсивные, как сильные вспышки. См. оторванное извержение в разделе "Солнечные протуберанцы."

Иллюстрации из книги "Астрофизика Солнца" Г. Зирина

Активные области: стр. 163, 319, 327
Хромосферная сеть: стр. 156-7
Группы дельта: стр. 334 (со вспышками: стр. 359 и 345)
Выброс: стр. 299, 278
Электронное просветление: стр. 344
Области выходящего потока излучения: стр. 172, 310-313 (заметка: заголовок стр. 310 на самом деле относится к стр. 313, а заголовок стр. 312 относится к иллюстрациям на стр. 310)
Бомбы Эллермана: стр. 211, 172 (илл. 7.11а в области EFR), стр. 314
Эруптивный протуберанец: стр. 269, 270, 295
Протуберанец типа частокол: стр. 265 (лимб), 268 (диск), 293 (диск и лимб)
Петли от вспышек: стр. 282-3, 355
Вспышка на лимбе: стр. 272, 277, 354
Веерообразный протуберанец на лимбе: стр. 280
Выброс на лимбе: стр. 277
Волна Моуртона: стр. 357
Нейтральные линии: стр. 174-5, 286, 338, 349 (со вспышкой)
Спокойный протуберанец: стр. 267, 268
Солнечная вспышка: стр. 344-5, 349, 352 (возле лимба), 359
Спикулы: стр. 161, 157, 159
Солнечное пятно: стр. 2 (белый свет), стр. 117-120 (грануляция)
Двухленточная вспышка: стр. 281
Вспышка в белом свете: стр. 360, 371 (b)

БОЛЬШЕ ИНФОРМАЦИИ. Книга Зирина "Астрофизика Солнца", наверное, будет наилучшим источником подробной информации и я настоятельно рекомендую её, особенно за приведённые фотографии. Текст местами довольно технический и содержит много "физики" уровня ВУЗов. Информация, которая будет полезна любителям астрономии, немного рассеяна по книге, поэтому надо быть готовым поискать.

Я не могу гарантировать, что абсолютно вся информация в этой статье представлена правильно. Эта работа предназначается в качестве общего руководства для любителей H-альфа астрономии и не может быть использована в коммерческих целях. Я доступен по этому адресу: