Un éclat est défini comme une variation soudaine, rapide et intense dans la luminosité. Un éclat solaire arrive quand l'énergie magnétique qui a accru dans l'atmosphère solaire est soudainement sortie. La Radiation est émise à travers pratiquement le spectre électromagnétique entier, d'ondes hertziennes à la longue fin de longueur d'ondes, par l'émission optique aux radiographies et des rayons gamma à la fin de longueur d'ondes courte. La quantité d'énergie sortie est l'équivalent de millions de bombes hydrogènes de 100 mégatonnes éclatant en même temps! Le premier éclat solaire enregistré dans la littérature astronomique était le 1 septembre 1859. Deux scientifiques, Richard C. Carrington et Richard Hodgson, observaient indépendamment des taches solaires à l'époque quand ils ont vu un grand éclat dans la lumière blanche.
Image radiographique douce d'un éclat solaire sur le Soleil
Comme l'énergie magnétique sont sortis, des particules, y compris des électrons, les protons et de lourds noyaux, sont chauffés et accélérés dans l'atmosphère solaire. L'énergie sortie pendant un éclat est typiquement sur l'ordre(la commande) de 1027 ergs par seconde. De grandes fusées de signalisation peuvent émettre jusqu'à 1032 ergs d'énergie. Cette énergie est dix millions de fois plus grande(super) que l'énergie sortie d'une explosion volcanique. D'autre part, c'est moins qu'un dixième de l'énergie totale émise par le Soleil chaque seconde.
Il y a typiquement trois étapes(scènes) à un éclat solaire. Est d'abord l'étape(la scène) de précurseur, où la sortie d'énergie magnétique est déclenchée. L'émission radiographique douce est détectée dans cette étape(scène). Dans l'étape(la scène) deuxième ou impulsive(impulsionnelle), les protons et des électrons sont accélérés aux énergies excédant 1 MeV. Pendant l'étape(la scène) impulsive(impulsionnelle), les ondes hertziennes, radiographient durement, et les rayons gamma sont émis. Le graduel accroissent et la décrépitude de radiographies douces peut être détectée dans le tiers(troisième), l'étape(la scène) de décrépitude. La durée de ces étapes(scènes) peut être aussi courte comme quelques secondes ou tant qu'une heure.
Des fusées de signalisation solaires s'étendent d'à la couche du Soleil appelé la couronne. La couronne est l'atmosphère la plus éloignée du Soleil, consistant de gaz(d'essence) fortement raréfié. Ce gaz(essence) a normalement une température de quelques millions de degrés(diplômes) Kelvin. À l'intérieur d'un éclat, la température atteint typiquement 10 ou 20 millions de degrés(diplômes) Kelvin et peut être aussi haut que 100 millions de degrés(diplômes) Kelvin. La couronne est visible dans des radiographies douces, comme dans la susdite image. Remarquez que la couronne n'est pas uniformément brillante, mais est concentrée autour de l'équateur solaire dans des caractéristiques(fonctions) en forme de boucle. Ces boucles brillantes sont placées(localisées) dans et connectent les zones(domaines) de champ(domaine) magnétique fort appelé actif régions. Les taches solaires sont placées(localisées) dans ces régions actives. Des fusées de signalisation solaires arrivent dans des régions actives.
La fréquence de fusées de signalisation coïncide avec cycle d'onze année du Soleil. Quand le cycle solaire est au minimum, des régions actives sont petites et rares et peu de fusées de signalisation solaires sont détectées. Cette augmentation du nombre(numéro) comme le Soleil s'approche de la partie maximale de son cycle. Le Soleil atteindra son maximum suivant l'année 2011, donnera ou prendra un an.
Une personne ne peut pas voir un éclat solaire en regardant simplement fixement au Soleil. (NE REGARDEZ JAMAIS DIRECTEMENT LE SOLEIL! LES DÉGÂTS D'OEIL PEUVENT RÉSULTER.) les Fusées de signalisation sont en fait difficiles de voir contre l'émission brillante de la photosphère. Au lieu de cela, des instruments scientifiques spécialisés sont utilisés pour détecter les signatures de radiation émises pendant un éclat. La radio et les émissions optiques de fusées de signalisation peuvent être observés avec des télescopes sur la Terre. Des émissions énergiques comme des radiographies et des rayons gamma exigent des télescopes situés dans l'espace, puisque ces émissions ne pénètrent pas dans l'Atmosphère de la terre.
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Solar activity has been moderate with three M-Class solar flares, each around Sunspot 1613 located in the southeast quadrant. The largest of these flares was an impulsive M6.0 event at 02:04 UTC. The solar X-Rays have settled down somewhat over the past several hours with only C-Class activity detected. At least two minor Coronal Mass Ejections are visible in Lasco C2 imagery, but each appear to be directed to the south and east and not towards Earth. There will remain a chance for M-Class solar flares, particularly around Sunspots 1613 and 1614.
Geomagnetic activity after the CME impact did reach close to minor geomagnetic storm levels, however things have since returned to more quiet levels.
The impact has been fairly minor thus far. The Solar Wind is between 400 and 500 km/s and the Bz component of the interplanetary magnetic field (IMF) is currently pointed North. The Kp index (4) is currently just below the G1 Geomagnetic Storm threshold. Should the Bz tip south for long durations, this could help intensify geomagnetic activity at high latitudes. Skywatchers at very high latitudes should be alert for Aurora.
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