Површина сунца плеше. Натерани да посматрају овај плес из далека, научници користе сву расположиве алате како би тражили обрасце и везе како би открили шта узрокује ове велике експлозије. Мапирање ових образаца могло би помоћи научницима да предвиде почетак свемирског времена које се према Сунцу залетава на Земљу, ометајући комуникације и сигнале Глобал Поситионинг Систем (ГПС).
Анализа 191 соларних бљескова од маја 2010. године од стране НАСА-иног Соларна динамичка опсерваторија (СДО) недавно је показала нови део у обрасцу: неких 15 процената бакљи има изражен "познофазни пламен" неколико минута до сати касније, што никада раније није било у потпуности посматрано. Ова касна фаза пламена испумпава много више енергије у простор него што је раније реализовано.
"Почињемо да видимо све нове ствари", каже Пхил Цхамберлин, заменик научника на пројекту за СДО у НАСА-ином центру за свемирске летове Годдард у Греенбелту, Мд. "Видимо велико повећање емисија пола сата до неколико сати касније , који је понекад чак и већи од првобитних, традиционалних фаза ракете. У једном случају 3. новембра 2010., мерење само ефеката главног бакље значило би потцењевање количине енергије која пуца у Земљину атмосферу за 70 процената. “
Читав свемирски временски систем, од Сунчеве површине до спољних ивица Сунчевог система, зависи од начина преноса енергије из једног догађаја у други - магнетна реконекција у близини Сунца пренесена у енергију кретања барел преко простора до енергије депоноване у Земљиној атмосфери, на пример. Боље разумевање овог бљеска у касној фази помоћи ће научницима да процене колико енергије се производи када сунце избије.
Тим је пронашао доказе за ове касне фазе када је СДО први пут почео да прикупља податке у мају 2010. године, а Сунце је одлучило да се представи. У првој првој недељи, усред иначе прилично мирног времена за сунце, испливало је око девет бакљи различитих величина. Величине бакља су подељене у категорије, назване А, Б, Ц, М и Кс, које су одавно дефинисане интензитетом рендгенских зрака које се емитују на врхунцу пламена, мерено ГОЕС (Геостационарни оперативни еколошки сателит) сателитски систем. ГОЕС је мрежа сателита која управља НОАА и која се налази у геосинхроној орбити у близини Земље од 1976. Један од ГОЕС-ових сателита мјери само емисије рендгенских зрака и кључни је извор информација о свемирским временима које нам сунце шаље.
Међутим, тог маја 2010. године СДО је опазио те ракете својом визијом са више таласних дужина. У њему су забележени подаци који указују на то да се неке друге таласне дужине светлости нису понашале у синхронизацији са Кс-зрацима, али су достигле врхунац у другим тренуцима.
"Десетљећима је наш стандард за ракете био гледати рендгенске зраке и видјети када достижу врхунац", каже Том Воодс, свемирски научник са Универзитета у Колораду у држави Боулдер, Цолорадо, који је први аутор књиге на ову тему. која објављује на мрежи 7. септембра у Астрофизичком часопису. „То је наша дефиниција када се пламен угаси. Али видели смо врхове који нису одговарали рендгену. " Воодс каже да су се у почетку бринули што су подаци аномалија или пропуст у инструментима. Али како су податке потврђивали другим инструментима и гледали како се обрасци понављају кроз више месеци, почели су да верују ономе што виде. „А онда смо се узбудили“, каже он.
Током годину дана, тим је користио ЕВЕ (за екстремни тест ултраљубичасте променљиве) на СДО за снимање података са много више бакљи. ЕВЕ не снима конвенционалне слике. Воодс је главни истраживач ЕВЕ инструмента и он објашњава да он сакупља сву светлост од сунца одједном, а затим прецизно одваја сваку таласну дужину светлости и мери њен интензитет. Ово не даје лепе слике као што то раде други инструменти на СДО-у, али пружа графиконе који пресликавају како свака таласна дужина светлости јача, врхови и опада. ЕВЕ прикупља ове податке сваких 10 секунди, загарантована стопа која пружа потпуно нове информације о томе како се сунце мења, с обзиром на то да су претходни инструменти само такве податке мерили сваких сат и по или нису истовремено гледали све таласне дужине - ни приближно довољно информација да бисте добили комплетну слику грејања и хлађења пламена.
[/Наслов]
Снимајући екстремну ултраљубичасту светлост, ЕВЕ спектри су показали четири фазе у просечном веку трајања бакље. Прве три су посматране и добро су утврђене. (Иако је ЕВЕ био у стању да их измери и квантификује у широком распону светлосних таласних дужина боље него икада раније.) Прва фаза је тврда импулсивна фаза рендгенских зрака, у којој високоенергетске честице у сунчевој атмосфери падају ка сунцу сунчева површина након експлозивног догађаја у атмосфери познат као магнетна реконекција. Они слободно падају неколико секунди до минута док не наиђу на гушће ниже атмосфере, а затим почиње друга фаза, постепена фаза. Током неколико минута и сати, соларни материјал, назван плазма, се загрева и експлодира назад, пратећи свој пут дуж џиновских магнетних петљи, пунећи петље плазмом. Овај процес шаље толико светлости и зрачења да се може упоредити са милионима водоничних бомби.
Трећу фазу карактерише Сунчева атмосфера - корона - свјетлост која губи, и тако је позната као фаза короналног затамњења. То се често повезује са оним што је познато као избацивање короналне масе у коме велики облак плазме еруптира са површине Сунца.
Али четврта фаза, касни бљесак фазе, коју је приметио ЕВЕ, била је нова. Негде од један до пет сати касније за неколико ракета видели су други врхунац топлог короналног материјала који није одговарао још једном пуцању рендгенских зрака.
„Многа запажања приметила су пораст екстремног ултраљубичастог врха само неколико минута до минуту након главне фазе ватре и ово понашање се сматра нормалним делом процеса бакље. Али ова касна фаза је другачија “, каже Годдард’с Цхамберлин, који је такође коаутор овог дела. „Ове емисије се дешавају знатно касније. И то се дешава након што главни расплет покаже тај почетни врхунац. "
Да би разумели шта се догађа, тим је такође прегледао слике сакупљене из СДО-ове напредне скупштине за обраду слика (АИА). На сликама су могли да виде ерупцију главне фазе и приметили су и други сет крунских петљи далеко изнад оригиналног места бљеска. Те додатне петље су дуже и постају сјајније од оригиналног скупа (или пост-фларе петље које су се појавиле само неколико минута након тога). Ове петље су такође биле физички одвојене од ранијих.
"Интензитет који бележимо у тим факсима касне фазе обично је тамнији од интензитета рендгенских зрака", каже Воодс. "Али касна фаза траје много дуже, понекад и по неколико сати, тако да избацује толико укупне енергије као и главни рафал који обично траје само неколико минута." Будући да је овај претходно нереализовани додатни извор енергије из ватре подједнако важан за утицај на Земљину атмосферу, Воодс и његове колеге сада проучавају како бакље у касној фази могу утицати на свемирско време.
Пламен касне фазе је, наравно, само један део слагалице док покушавамо да разумемо звезду са којом живимо. Али праћење енергије, мерење свих различитих таласних дужина светлости, коришћење свих инструмената које НАСА има на располагању, такве информације помажу нам да мапирамо све кораке сјајног плеса Сунца.
