English    Български  

   Слънчевото избухване представлява забележително явление. То може да бъде много различно - от просто локално повишаване на яркостта, до крайно сложно явление - най-мощното в Слънчевата система.

   Първото зарегистрирано наблюдение на слънчево избухване е станало на 1 септември 1859г., когато независимо е наблюдавано от Карингтън и Ходжсън. Те наблюдавали необикновено ярки бели петна с неправилна форма около слънчевите петна. По-късно Секи, Юнг и Локер използват спектроскопи за изучаване на слънчевия спектър и забелязват, че някои линии, особено Н-алфа, за миг се превръщат от линии на поглъщане в линии на излъчване. Юнг отбелязва, че тези обръщания стават в околностите на слънчевите петна. Тий заключил, че тези явления стават високо в слънчевата атмосфера. По-късно става ясно, че избухванията протичат в хромосферата, понякога излизат извън границите и, но не стават на такива големи височини, както е предполагал Юнг.

• Основни свойства

     Слънчевото избухване може просто да бъде определено като бързо нарастване на интензитета в Н-алфа. То не се ограничава само там и могат да бъдат наблюдавани негови проявления в целия електромагнитен спектър. Н-алфа избухването се формира в долната хромосфера и има 2 главни стадия - флаш фаза и главна фаза. По време на флаш фазата, с типична продължителност 3 мин (наблюдават се и до 1 час) интензитетът бързи нараства. След това в глваната фаза интензитетът спада до първоначалното си равнище за около час (или денонощие при големи избухвания). В мекия рентген (под 10 keV) за време 1 минута преди началото на избухването съществува предизбухваща фаза, предизвикана от усиленото топлинно излъчване на короналната плазма.

     Енергията, която се отделя при избухването се изменя от 10²²J в субизбухване до 3x10²⁵J в най-мощните субития.
     Зирин детайлно описва избухването в Н-алфа. Той подчертава, че множество избухвания възникват след изплуването на нов магнитен поток изпод фотосферата, за което свидетелства появата на петна-сателити с противоположна полярност близо до големите слънчеви петна. Избухванията са особено вероятни, когато петната-сателити имат полярността на опашното петно и се появяват непосредствено пред главното петно. Зирин открива също така, че големите избухвания могат да започнат в няколко точки и после да се разпространят на голяма площ.

     Особено интересни са т. нар. избухвания в бяла светлина (ИБС), които представляват повишение на интензитета на континиума главно в оптичния диапазон. Диаметрите на областите на емисия в бяла светлина варират от 2 до 15 arcsec. По-големите области са неясни и размити с ярка сърцевина, която не надминава 2 arcsec по диаметър. Максималната яркост е ~ 50% от фотосферната. Пълната енергия, излъчена в континиума е ~ 10³⁰erg.

     Честотота на поява на слънчевите избухвания варира силно с фазата на слънчевия цикъл. Трябва да се отбележи, че дори в годините от низходящия клон на 11-годишния цикъл могат да се наблюдават интервали на повишена активност на слънчеви избухвания.

• Класификации

     По бал

  Параметър е площта в хромосферата, в която се наблюдава повишаване на интензитета в Н-алфа. Въведена от комисия 11а на МАС 1956г.
  
  Използва се таблицата:
  
  

  Бал	Площ
  1- (S)	под 100
  1	100 - 250
  2	250 - 600
  3	600 - 1200
  3+ (4)	над 1200

     По интензитет
  Означава се с буквите F (faint), N (normal), B (bright).
  Използва се и смесено означение като 1N, 2F, SB и т.н.
     Индекс на избухването
  Тази класификация е на базата на излъчената електромагнитна радиация. въвежда се индекс на избухването:
  
  CFI = A + B + C + D + E

  A - степен на йон. радиация от ВИС, скала - 1 -3
  В - бал на Н-алфа избухването, скала - 1 -3
  С - логаритъм от потока в радиодиапазона на вълна 10 см
  D - ефекти в динамичния радиодиапазон
  E - логаритъм на радиопотока на 200 MHz
  

  CFI над 10 отбелязват събития с особено голяма електромагнитна радиация.
     По тип
  Просто примковидно
  Двулентово избухване
     По енергия
  Параметър - енергията излъчена в диапазона 1-8 ангстрьома:

  B	10-4erg cm2 sec-1
  C	10-3erg cm2 sec-1
  M	10-2erg cm2 sec-1
  X	10-1erg cm2 sec-1

  C5 означава 5х10^-3erg cm² sec^-1

• Съпътстващи явления

     Възвратни протуберанси

     Дифузни протуберанси
     Спрейове
     Радиоизбухвания

  25% от избухванията са свързани с радиоизбухвания.

     Coronal Mass Ejection (CME)

  Взаимовръзката между двете явления не е съвсем ясна.