Солнечная вспышка

Cтраница 1

Значения параметров для больших вспышек, вычисленные. [1]

Солнечные вспышки ( § § 11.1, 11.2) делятся на компактные вспышки ( возможно большие, но не эруптивные) и эруптивные вспышки ( долговременные события), и для численных значений величин в этой таблице взяты верхние предельные значения Т и Ет из проиллюстрированных в табл. 12.1. Значения L для солнечных вспышек больше наблюдаемых ( табл. 12.1) почти в три раза. Это означает, что квазистационарное испарение не достигается, и формула Хираямы дает слишком большие характерные длины петли даже при факторе заполнения, равном единице. Cheng and Pallavicini, 1991) авторы пришли к такому же заключению для dMe вспышек, поэтому величины L в таблице следует воспринимать как верхние пределы, a AQ как нижние. [2]

Спектрометрия солнечных вспышек позволяет определить изотопный и элементный состав не только той области солнечной атмосферы, где протекают ядерные реакции, но и состав потоков ускоренных частиц. Ширина ядерной у-линии определяется кинематикой реакции, в к-рой данная линия генерируется. На рис. 8 приведен расчетный энергетич. Полный спектр содержит разл. [3]

Излучение солнечных вспышек состоит главным образом из протонов с различной энергией и небольшой доли а-частиц. Хотя очень большие солнечные вспышки случаются редко ( примерно раз в 4 года), их доза излучения может быть весьма значительной. Во время интенсивной солнечной вспышки космонавт, находящийся в лунном отсеке, может получить на кожу грудной клетки дозу ионизирующего излучения 3 5 - 8 Дж / кг, на глаза-до 1 8 и на кроветворные органы - 0 03 - 0 12 Дж / кг. Кроме того, поверхностные части тела будут подвергаться действию замедленных частиц ( протонов, а-частиц и тяжелых ионов), а космонавт в открытом космосе, без защиты корабля, может получить измеримую дополнительную дозу на кожу от высокоэнергетичных электронов. [4]

В солнечных вспышках ускоряются не только протоны и ядра, но и электроны. Последние обнаруживают себя как по радио - и рентгеновскому излучению из области вспышки, так и в виде высоко энергичных потоков в межпланетном пространстве. [5]

Модель вспышечного-выброса с магнитной областью. 1 - Солнце, 2 - разрывы, 3 - фронт ударной волны, 4 - оболочка, обогащенная гелием, 5 - сжатый солнечный ветер, 6 - магнитная область с усиленным магнитным полем, 7 - силовые линии магнитного поля. [6]

Возмущение от солнечной вспышки может иметь и более сложную структуру, чем изображенная на рис. 4.1 Например, 2.02.69 Унти и др. ( 1973) наблюдали в межпланетном пространстве две прямые и две обратные ударные волны и несколько тангенциальных разрывов, последние разделяли области с аномально высокими значениями магнитного поля и плотной холодной, обогащенной гелием плазмой. [7]

Во время солнечных вспышек наблюдаются такжо возмущения1 А. Так, одноврем, со вспышкой происходят внезапные ионосферные возмущения и связанные с ними магнитные кроте ( внезапные возмущения гео-магн. УФ - и рентгеновского излучения, а спустя неск. [8]

Во время солнечных вспышек магнитное поле Земли испытывает резкие возмущения - так называемые магнитные бури. Особенно сильные возмущения магнитного поля бывают в высоких широтах. При этом меняется ионосфера Земли, нарушается радиосвязь на коротких волнах, изменяются условия циркуляции атмосферы, в ней возникают сильные электромагнитные токи, огибающие Землю. Для биологов и врачей важно иметь в виду, что число магнитных бурь в течение года не остается постоянным. Значительно чаще они возникают в марте и сентябре-октябре. [9]

Наряду с солнечными вспышками, источником ударных волн в межпланетном пространстве могут быть взаимодействия квазистационарных быстрых и медленных потоков солнечного ветра. Анализ наблюдательных данных у Земли, произведенный Огилви ( 1972), показал, что на расстояниях - 1 а.е. такие ансамбли образуются очень редко. [10]

Энергетические спектры протонов солнечных вспышек характеризуются рядом особенностей: во-первых, постоянством спектров от вспышки к вспышке для диапазона энергий до нескольких сотен мегаэлектронвольт и, во-вторых, постоянством смягчения спектра с увеличением времени, прошедшего после вспышки. Энергетический спектр протонов, генерируемых во вспышках, смягчается также при уменьшении энергии. [11]

Ввиду вероятностного характера солнечных вспышек радиационная опасность характеризуется не величиной дозы, а зависимостью дозы от риска ее превышения. В соответствии с этим использование в качестве критерия радиационной безопасности величины суммарной дозы за полет недостаточно. Поскольку зависимость дозы от риска ее превышения является слабой в указанном диапазоне длительностей полета, в первом приближении достаточно задавать риск превышения величины суммарной дозы. При этом следует иметь в виду, что если, например, при 7 600 суток и 6 20 г / см2 риск превышения дозы 50 бэр составляет всего около 10 %, то имеется также вероятность порядка 0 1 % превысить дозу 100 бэр. [12]

Целый ряд спектрограмм солнечных вспышек, которые получены с горизонтальным телескопом в Киевской обсерватории Лозицким и др. ( 1999 г.), показали, что в дискретных точечных уярчениях вспышек присутствуют килогауссовые магнитные поля. Такая структура с неустойчивыми точечными килогауссовыми полями в активных областях, свидетельствует о справедливости не только модели тонкой структуры магни-топлазмы в фотосфере и хромосфере, но и возможной реализации солитонной модели вспышек. [13]

Современные сведения о солнечных вспышках разных типов и масштабов показывают, что вспышка является совокупностью множества явлений, которые в каждой вспышке сочетаются каждый раз по-новому. Явление вспышки столь сложно, что многолетние обширные морфологические исследования только расширили и без того обескураживающее количество наблюдательных данных о множестве отдельных вспышек, не создав ясных представлений о подробностях общих механизмов вспышек. Следовательно, энергия вспышки, по-видимому, накапливается благодаря отклонениям магнитного поля от простой потенциальной конфигурации В - Д, которая соответствует минимальной энергии поля при заданном распределении потока на поверхности Солнца. Внезапное превращение магнитной энергии в энергию Ускоренных частиц и сильно разогретого газа ( 3 107 К), связанных 00 вспышкой, вероятно, происходит благодаря быстрым перезамы-аии м какого-то вида ( см. гл. [14]

Особенностью суммарной дозы протонов солнечных вспышек является нелинейная зависимость от длительности полета. При увеличении длительности полета вдвое величина дозы при сохранении риска ее превышения увеличивается в 1 15 раза. Это означает, что средняя мощность дозы за полет с увеличением длительности уменьшается. [15]

Страницы: 1 2 3 4