Солнечная активность

Вспышки чаще всего происходят не в одиночку, а одновременно появляются в нескольких точках факельной площадки. Более того, эти места оказываются для них излюбленными и в последующее время. Бывает так, что в течение нескольких дней они то и дело возникают в тех же самых точках. Эти точки в значительной степени определяются структурой и изменением фото-сферного магнитного поля. Наиболее благоприятной для появления вспышек является такая обстановка, когда два пятна с магнитными полями противоположного знака расположены очень близко друг от друга, а изменение магнитного поля от одной точки области к другой очень сильное. Тогда по обе стороны линии, вдоль которой напряженность продольного магнитного поля равна нулю, т. е. линии раздела его полярностей, возникают вспышки. Они как бы теснятся вокруг линии, потому что здесь создаются благоприятные условия для их появления. Следует иметь в виду, что речь в данном случае идет не о полном магнитном поле, а только о его составляющей по лучу зрения, или продольной составляющей. В то же время, вспышки возникают лишь в так называемых «особых» точках поперечной составляющей магнитного поля.
По своей максимальной площади, определяемой на основе наблюдений в линии На, солнечные вспышки делятся на пять классов. Самые маленькие из них, субвспышки, имеют площадь меньше 100 миллионных долей видимой полусферы Солнца (м. д. п.), т. е. меньше 300 млн. квадратных километров, самые большие, балла 4, больше 1200 м. д. п. Субвспышки в среднем живут меньше 18 минут, а самые большие вспышки — больше 3 часов. По максимальной интенсивности мягкого рентгеновского излучения в интервале 1—8 А, измеренной в околоземном пространстве, вспышки делят на три класса (С, М, X), причем самые мощные характеризуются потоком больше Ю-1 эрг/см2-с. К сожалению, нет однозначного перехода между этими двумя классификациями солнечных вспышек. И хотя вторая из них более «физична», сейчас еще нет возможности для всеобщего ее использования из-за отсутствия регулярных наблюдений вспышек в рентгеновском диапазоне.
В самом начале этого раздела мы упомянули такое редкое явление, как вспышка в белом свете. Максимальная яркость таких вспышек превышает яркость фотосферы примерно на 50%. Белые вспышки имеют вид одной или двух ярких точек, расположенных на равном расстоянии от линии раздела полярностей продольного магнитного поля или внутри полутени пятен противоположной полярности. Обычно они появляются до максимума яркости вспышки в линии На и длятся примерно 10 мин. Скорее всего, вспышки в белом свете порождаются ускоренными частицами, которые бомбардируют нижние слои солнечной атмосферы.