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

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

Zwykle rozbłysk słoneczny przebiega w kilku fazach, z których najważniejszymi są:

faza impulsowa, podczas której gwałtownie wydzielana energia pól magnetycznych powoduje nagły (rzędu sekund do minut) wzrost natężenia emisji promieniowania elektromagnetycznego, oraz

faza spadku, kiedy wydzielanie energii z pól magnetycznych zanika oraz plazma koronalna stopniowo stygnie.

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

Klasyfikacja rozbłysków

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

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

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

Podstawą tej klasyfikacji jest pomiar strumienia emisji rentgenowskiej w zakresie długości fal od 0.1 do 0.8 nanometrów na odległości Ziemi od Słońca. Najsłabsze klasyfikowane zjawiska dają w maksimum strumień na poziomie 10^-8 W/m² oraz uzyskują oznaczenie A, dziesięć razy silniejsze B, kolejne 10 razy silniejsze C, potem M oraz najsilniejsze X (co odpowiada poziomowi strumienia 10^-4 W/m²). Klasyfikacja ma charakter ciągły, litery posiadają sens rzędu wielkości do których dodaje się liczbę opisującą ile razy obserwowany strumień jest większy od dane rzędu. Oznacza to, że np. rozbłysk klasy M3 jest trzy razy silniejszy od rozbłysku klasy M1 oraz jego strumień rentgenowski w maksimum jasności wynosił 3×10^-5 W/m².

Rozbłyski silniejsze niż X10 są bardzo sporadycznie oraz nieraz używa się dla nich oznaczenia Y, wtedy oznaczenie Y2 jest równoważne X20.

Ciekawostki

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

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

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

  W Wikimedia Commons leżą multimedia związane z tematem:
Rozbłysk słoneczny

p • d • e Słońce Budowa Jądro • Otoczka Atmosfera Fotosfera • Chromosfera • Warstwa przejściowa • Korona słoneczna Struktura zewnętrzna Heliosfera (Current sheet • Szok końcowy) • Płaszcz Układu Słonecznego • Heliopauza • Łukowa fala uderzeniowa Zjawiska związane ze Słońcem Dziura koronalna • Pętla koronalna • Koronalny wyrzut masy • Flokule • Helmet streamer • Rozbłysk słoneczny • Granule • Fala Moretona • Protuberancje • Aktywność słoneczna (Liczba Wolfa) • Plama słoneczna • Pochodnie słoneczne • Spikula • Supergranulacja • Promieniowanie słoneczne • Wiatr słoneczny • Rekoneksja magnetyczna • Flux Transfer Event Tematy pokrewne Układ Słoneczny • Dynamo słoneczne • Teleskop słoneczny • Heliosejsmologia Typ widmowy: G2