सौर ज्वाला: Difference between revisions
From Vigyanwiki
No edit summary |
No edit summary |
||
| Line 2: | Line 2: | ||
{{About||समान घटनाओं से गुजरने वाले सितारों का वर्ग|चमक सितारा|रॉबर्ट व्याट का 1975 का गीत|Ruth Is Stranger Than Richard}} | {{About||समान घटनाओं से गुजरने वाले सितारों का वर्ग|चमक सितारा|रॉबर्ट व्याट का 1975 का गीत|Ruth Is Stranger Than Richard}} | ||
{{Redirect|सूरज की चमक|गुलाब की किस्म|रोजा 'सन फ्लेयर'}} | {{Redirect|सूरज की चमक|गुलाब की किस्म|रोजा 'सन फ्लेयर'}} | ||
{{heliophysics}} | {{heliophysics}} | ||
सौर ज्वाला सूर्य के [[तारकीय वातावरण]] में [[विद्युत चुम्बकीय विकिरण]] का | सौर ज्वाला सूर्य के [[तारकीय वातावरण]] में [[विद्युत चुम्बकीय विकिरण]] का तीव्र स्थानीय विस्फोट है।<ref name="NOAAflare">{{cite web |title=Solar Flares (Radio Blackouts) {{!}} NOAA / NWS Space Weather Prediction Center |url=https://www.swpc.noaa.gov/phenomena/solar-flares-radio-blackouts |website=www.swpc.noaa.gov |access-date=11 November 2021}}</ref> फ्लेयर्स [[सक्रिय क्षेत्र]] में होते हैं और अधिकांशतः होते हैं, लेकिन हमेशा नहीं, [[कोरोनल मास इजेक्शन]], [[सौर कण घटना]]ओं और अन्य सौर घटनाओं के साथ। सौर ज्वालाओं की घटना 11 साल के [[सौर चक्र]] के साथ बदलती रहती है। | ||
सौर ज्वालाएं तब उत्पन्न होती हैं जब सूर्य के वातावरण में संग्रहीत [[चुंबकीय ऊर्जा]] आसपास के [[प्लाज्मा (भौतिकी)]] में [[आवेशित कण]]ों को गति देती है। इसका परिणाम विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम में विद्युत चुम्बकीय विकिरण के उत्सर्जन में होता है। | सौर ज्वालाएं तब उत्पन्न होती हैं जब सूर्य के वातावरण में संग्रहीत [[चुंबकीय ऊर्जा]] आसपास के [[प्लाज्मा (भौतिकी)]] में [[आवेशित कण]]ों को गति देती है। इसका परिणाम विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम में विद्युत चुम्बकीय विकिरण के उत्सर्जन में होता है। | ||
सौर ज्वालाओं से उच्च-ऊर्जा विद्युत चुम्बकीय विकिरण पृथ्वी के ऊपरी वायुमंडल, विशेष रूप से आयनमंडल के दिन के उजाले पक्ष द्वारा अवशोषित होता है, और सतह तक नहीं पहुंचता है। यह अवशोषण अस्थायी रूप से आयनमंडल के आयनीकरण को बढ़ा सकता है जो [[शॉर्ट-वेव रेडियो]] संचार में हस्तक्षेप कर सकता है। सौर ज्वालाओं की भविष्यवाणी अनुसंधान का | सौर ज्वालाओं से उच्च-ऊर्जा विद्युत चुम्बकीय विकिरण पृथ्वी के ऊपरी वायुमंडल, विशेष रूप से आयनमंडल के दिन के उजाले पक्ष द्वारा अवशोषित होता है, और सतह तक नहीं पहुंचता है। यह अवशोषण अस्थायी रूप से आयनमंडल के आयनीकरण को बढ़ा सकता है जो [[शॉर्ट-वेव रेडियो]] संचार में हस्तक्षेप कर सकता है। सौर ज्वालाओं की भविष्यवाणी अनुसंधान का सक्रिय क्षेत्र है। | ||
फ्लेयर्स अन्य सितारों पर भी होते हैं, जहां [[ चमकीला तारा ]] शब्द प्रयुक्त होता है। | फ्लेयर्स अन्य सितारों पर भी होते हैं, जहां [[ चमकीला तारा ]] शब्द प्रयुक्त होता है। | ||
== विवरण == | == विवरण == | ||
सौर ज्वालाएं सौर वातावरण की सभी परतों | सौर ज्वालाएं सौर वातावरण की सभी परतों (फोटोस्फीयर, [[वर्णमण्डल|क्रोमोस्फीयर]] और [[सूरज कोरोना|कोरोना]]) को प्रभावित करती हैं। प्लाज्मा (भौतिकी) माध्यम को करोड़ों [[केल्विन]] तक गर्म किया जाता है, जबकि [[इलेक्ट्रॉन]], [[प्रोटॉन]] और भारी [[आयन]] [[प्रकाश की गति]] के समीप त्वरित होते हैं। | ||
फ्लेयर्स [[ आकाशवाणी आवृति ]] से लेकर [[गामा किरण]] | फ्लेयर्स [[ आकाशवाणी आवृति ]] से लेकर [[गामा किरण]] तक, सभी तरंग दैर्ध्य पर विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम में विद्युत चुम्बकीय विकिरण उत्पन्न करते हैं। अधिकांश ऊर्जा दृश्य सीमा के बाहर आवृत्तियों में फैली हुई है अधिकांश ज्वालाएं नग्न आंखों से दिखाई नहीं देती हैं और केवल विशेष उपकरणों के साथ देखी जा सकती हैं। | ||
भड़कना [[सक्रिय क्षेत्र]] | भड़कना [[सक्रिय क्षेत्र]] में होता है, अधिकांशतः [[ झाई | सनस्पॉट]] के आसपास जहां तीव्र चुंबकीय क्षेत्र कोरोना को सौर इंटीरियर से जोड़ने के लिए फोटोस्फीयर में प्रवेश करते हैं। फ्लेयर्स कोरोना में संग्रहीत चुंबकीय ऊर्जा के अचानक (मिनट से दस मिनट के समय) रिलीज होने के कारण। एक ही ऊर्जा रिलीज [[कोरोनल मास इजेक्शन]] (सीएमई) भी उत्पन्न कर सकती है, चूँकि सीएमई और फ्लेयर्स के बीच संबंध अभी भी अच्छी तरह से समझ में नहीं आया है। | ||
परिमाण के | परिमाण के शक्ति-नियम स्पेक्ट्रम में सौर फ्लेयर्स होते हैं; सामान्यतः 10<sup>20</sup> जूल की ऊर्जा रिलीज <sup>20</sup> [[ऊर्जा]] स्पष्ट रूप से देखने योग्य घटना उत्पन्न करने के लिए पर्याप्त है, जबकि बड़ी घटना 10<sup>25</sup> जूल तक उत्सर्जित कर सकती है।<ref>{{cite web |url=http://hesperia.gsfc.nasa.gov/sftheory/flare.htm |title=What is a Solar Flare? |publisher=[[NASA]] |access-date=May 12, 2016 }}</ref> | ||
सोलर फ्लेयर्स के साथ जुड़े फ्लेयर स्प्रे हैं।<ref name="Moromoto">{{cite web|url=http://wwwsoc.nii.ac.jp/jepsjmo/cd-rom/2002cd-rom/pdf/e021/e021-005_e.pdf|archive-url=https://web.archive.org/web/20110611232648/http://wwwsoc.nii.ac.jp/jepsjmo/cd-rom/2002cd-rom/pdf/e021/e021-005_e.pdf|url-status=dead|archive-date=2011-06-11|title=सौर फिलामेंट्स और कोरोनल मास इजेक्शन के त्वरण पर चुंबकीय और गुरुत्वाकर्षण बल का प्रभाव|first1=Tarou|last1=Morimoto|first2=Hiroki|last2=Kurokawa|access-date=2009-10-08}}</ref> उनमें विस्फोट की प्रमुखता की तुलना में सामग्री का तेजी से निष्कासन सम्मिलित है,<ref>{{Cite journal|last1=Tandberg-Hanssen|first1=E.|last2=Martin|first2=Sara F.|last3=Hansen|first3=Richard T.|date=March 1980|title=फ्लेयर स्प्रे की गतिशीलता|journal=Solar Physics|language=en|volume=65|issue=2|pages=357–368|doi=10.1007/BF00152799|bibcode=1980SoPh...65..357T|s2cid=122385884|issn=0038-0938}}</ref> और 20 से 2000 किलोमीटर प्रति सेकंड के वेग तक पहुँचते हैं।<ref>{{cite web|url=http://visibleearth.nasa.gov/view.php?id=55580|title=NASA Visible Earth: Biggest Solar Flare on Record|website=nasa.gov|date=15 May 2001}}</ref> | सोलर फ्लेयर्स के साथ जुड़े फ्लेयर स्प्रे हैं।<ref name="Moromoto">{{cite web|url=http://wwwsoc.nii.ac.jp/jepsjmo/cd-rom/2002cd-rom/pdf/e021/e021-005_e.pdf|archive-url=https://web.archive.org/web/20110611232648/http://wwwsoc.nii.ac.jp/jepsjmo/cd-rom/2002cd-rom/pdf/e021/e021-005_e.pdf|url-status=dead|archive-date=2011-06-11|title=सौर फिलामेंट्स और कोरोनल मास इजेक्शन के त्वरण पर चुंबकीय और गुरुत्वाकर्षण बल का प्रभाव|first1=Tarou|last1=Morimoto|first2=Hiroki|last2=Kurokawa|access-date=2009-10-08}}</ref> उनमें विस्फोट की प्रमुखता की तुलना में सामग्री का तेजी से निष्कासन सम्मिलित है,<ref>{{Cite journal|last1=Tandberg-Hanssen|first1=E.|last2=Martin|first2=Sara F.|last3=Hansen|first3=Richard T.|date=March 1980|title=फ्लेयर स्प्रे की गतिशीलता|journal=Solar Physics|language=en|volume=65|issue=2|pages=357–368|doi=10.1007/BF00152799|bibcode=1980SoPh...65..357T|s2cid=122385884|issn=0038-0938}}</ref> और 20 से 2000 किलोमीटर प्रति सेकंड के वेग तक पहुँचते हैं।<ref>{{cite web|url=http://visibleearth.nasa.gov/view.php?id=55580|title=NASA Visible Earth: Biggest Solar Flare on Record|website=nasa.gov|date=15 May 2001}}</ref> | ||
| Line 26: | Line 26: | ||
=== आवृत्ति === | === आवृत्ति === | ||
सौर ज्वालाओं की घटना की आवृत्ति 11 वर्ष के सौर चक्र के साथ बदलती रहती है। यह [[सौर अधिकतम]] के समय प्रति दिन कई से लेकर [[सौर न्यूनतम]] के समय प्रति सप्ताह एक से कम तक हो सकता है। इसके अतिरिक्त, कमजोर लोगों की तुलना में अधिक शक्तिशाली फ्लेयर्स कम होते हैं। उदाहरण के लिए | सौर ज्वालाओं की घटना की आवृत्ति 11 वर्ष के सौर चक्र के साथ बदलती रहती है। यह [[सौर अधिकतम]] के समय प्रति दिन कई से लेकर [[सौर न्यूनतम]] के समय प्रति सप्ताह एक से कम तक हो सकता है। इसके अतिरिक्त, कमजोर लोगों की तुलना में अधिक शक्तिशाली फ्लेयर्स कम होते हैं। उदाहरण के लिए वर्गीकरण X10-श्रेणी (गंभीर) भड़कना प्रति चक्र औसतन लगभग आठ बार होता है, जबकि M1-श्रेणी भड़कना प्रति चक्र औसतन लगभग 2000 बार होता है।<ref name="SWPCscales">{{cite web |title=NOAA Space Weather Scales {{!}} NOAA / NWS Space Weather Prediction Center |url=https://www.swpc.noaa.gov/noaa-scales-explanation |website=www.swpc.noaa.gov |access-date=20 November 2021}}</ref> | ||
[[Erich Rieger|एरिच रीगर]] ने 1984 में सहकर्मियों के साथ कम से कम [[सौर चक्र 19]] के बाद से गामा-किरण उत्सर्जक सौर ज्वालाओं की घटना में लगभग 154 दिन की अवधि की खोज की।<ref>{{Cite journal|url=https://doi.org/10.1038/312623a0|doi=10.1038/312623a0|title=A 154-day periodicity in the occurrence of hard solar flares?|year=1984|last1=Rieger|first1=E.|last2=Share|first2=G. H.|last3=Forrest|first3=D. J.|last4=Kanbach|first4=G.|last5=Reppin|first5=C.|last6=Chupp|first6=E. L.|journal=Nature|volume=312|issue=5995|pages=623–625|bibcode=1984Natur.312..623R|s2cid=4348672}}</ref> तब से अधिकांश हेलियोफिजिक्स डेटा और इंटरप्लेनेटरी चुंबकीय क्षेत्र में इस अवधि की पुष्टि की गई है और इसे सामान्यतः एरिच रिगर | [[Erich Rieger|एरिच रीगर]] ने 1984 में सहकर्मियों के साथ कम से कम [[सौर चक्र 19]] के बाद से गामा-किरण उत्सर्जक सौर ज्वालाओं की घटना में लगभग 154 दिन की अवधि की खोज की।<ref>{{Cite journal|url=https://doi.org/10.1038/312623a0|doi=10.1038/312623a0|title=A 154-day periodicity in the occurrence of hard solar flares?|year=1984|last1=Rieger|first1=E.|last2=Share|first2=G. H.|last3=Forrest|first3=D. J.|last4=Kanbach|first4=G.|last5=Reppin|first5=C.|last6=Chupp|first6=E. L.|journal=Nature|volume=312|issue=5995|pages=623–625|bibcode=1984Natur.312..623R|s2cid=4348672}}</ref> तब से अधिकांश हेलियोफिजिक्स डेटा और इंटरप्लेनेटरी चुंबकीय क्षेत्र में इस अवधि की पुष्टि की गई है और इसे सामान्यतः एरिच रिगर रिगर अवधि के रूप में जाना जाता है। हेलीओस्फीयर में अधिकांश डेटा प्रकारों से अवधि के अनुनाद [[हार्मोनिक्स]] की भी सूचना मिली है। | ||
=== अवधि === | === अवधि === | ||
सौर ज्वाला की अवधि इसकी गणना में प्रयुक्त विद्युत चुम्बकीय विकिरण की तरंग दैर्ध्य पर बहुत अधिक निर्भर करती है। यह विभिन्न प्रक्रियाओं के माध्यम से और सूर्य के वातावरण में अलग-अलग ऊंचाई पर अलग-अलग तरंग दैर्ध्य उत्सर्जित होने के कारण है। | सौर ज्वाला की अवधि इसकी गणना में प्रयुक्त विद्युत चुम्बकीय विकिरण की तरंग दैर्ध्य पर बहुत अधिक निर्भर करती है। यह विभिन्न प्रक्रियाओं के माध्यम से और सूर्य के वातावरण में अलग-अलग ऊंचाई पर अलग-अलग तरंग दैर्ध्य उत्सर्जित होने के कारण है। | ||
भड़कने की अवधि का | भड़कने की अवधि का सामान्य उपाय जीओएनईएस अंतरिक्ष यान द्वारा मापी गई तरंग दैर्ध्य बैंड तरंग {{convert|0.05|to|0.4|and|0.1|to|0.8|nm|angstrom|abbr=off|lk=on|sigfig=1}} के अन्दर नर्म एक्स-रे प्रवाह के आधे अधिकतम (एफडब्ल्यूएचएम) समय पर पूरी चौड़ाई है। [[भू-समकालिक कक्षा]] में मापा [[जाता है]]। एफडब्ल्यूएचएम का समय तब होता है जब फ्लेयर का प्रवाह पहली बार अपने अधिकतम प्रवाह और पृष्ठभूमि प्रवाह के बीच आधे रास्ते तक पहुंचता है और जब यह फिर से इस मूल्य तक पहुंच जाता है, तो भड़कना कम हो जाता है। इस उपाय का उपयोग करते हुए, फ्लेयर की अवधि क्रमशः 0.05 से 0.4 और 0.1 से 0.8 नैनोमीटर बैंड में लगभग 6 और 11 मिनट की औसत अवधि के साथ लगभग दस सेकंड से लेकर कई घंटों तक होती है।<ref>{{cite journal |last1=Reep |first1=Jeffrey W. |last2=Knizhnik |first2=Kalman J. |title=What Determines the X-Ray Intensity and Duration of a Solar Flare? |journal=The Astrophysical Journal |date=3 April 2019 |volume=874 |issue=2 |pages=157 |doi=10.3847/1538-4357/ab0ae7 |arxiv=1903.10564 |bibcode=2019ApJ...874..157R |s2cid=85517195 |url=https://iopscience.iop.org/article/10.3847/1538-4357/ab0ae7 |access-date=18 April 2022}}</ref><ref>{{cite journal |last1=Reep |first1=Jeffrey W. |last2=Barnes |first2=Will T. |title=चल रहे सोलर फ्लेयर की शेष अवधि का पूर्वानुमान लगाना|journal=Space Weather |date=October 2021 |volume=19 |issue=10 |doi=10.1029/2021SW002754 |arxiv=2103.03957 |bibcode=2021SpWea..1902754R |s2cid=237709521 |url=https://agupubs.onlinelibrary.wiley.com/doi/10.1029/2021SW002754 |access-date=18 April 2022}}</ref> | ||
लगभग 30 मिनट से अधिक समय तक चलने वाली सौर ज्वालाओं को लंबी अवधि की घटनाएं (एलडीई) माना जाता है।<ref>{{cite web |title=Space Weather Glossary {{!}} NOAA / NWS Space Weather Prediction Center |url=https://www.swpc.noaa.gov/content/space-weather-glossary#longduration |website=www.swpc.noaa.gov |access-date=18 April 2022}}</ref><ref>{{cite web |title=The duration of solar flares {{!}} STCE |url=https://www.stce.be/news/332/welcome.html |website=www.stce.be |access-date=18 April 2022}}</ref> | लगभग 30 मिनट से अधिक समय तक चलने वाली सौर ज्वालाओं को लंबी अवधि की घटनाएं (एलडीई) माना जाता है।<ref>{{cite web |title=Space Weather Glossary {{!}} NOAA / NWS Space Weather Prediction Center |url=https://www.swpc.noaa.gov/content/space-weather-glossary#longduration |website=www.swpc.noaa.gov |access-date=18 April 2022}}</ref><ref>{{cite web |title=The duration of solar flares {{!}} STCE |url=https://www.stce.be/news/332/welcome.html |website=www.stce.be |access-date=18 April 2022}}</ref> | ||
=== विस्फोट के बाद के लूप और आर्केड्स === | === विस्फोट के बाद के लूप और आर्केड्स === | ||
{{see also|कोरोनल लूप}} | {{see also|कोरोनल लूप}} | ||
[[File:Coronal arcade.png|thumb|[[बैस्टिल डे सौर तूफान]] के समय X5.7-क्लास सोलर फ्लेयर के बाद उपस्थित विस्फोट के बाद का आर्केड।<ref>{{cite web |last1=Brian |first1=Handy |last2=Hudson |first2=Hugh |title=सुपर क्षेत्र|url=http://solar.physics.montana.edu/nuggets/2000/000714/000714.html |website=solar.physics.montana.edu |access-date=23 December 2021}}</ref>]] | [[File:Coronal arcade.png|thumb|[[बैस्टिल डे सौर तूफान]] के समय X5.7-क्लास सोलर फ्लेयर के बाद उपस्थित विस्फोट के बाद का आर्केड।<ref>{{cite web |last1=Brian |first1=Handy |last2=Hudson |first2=Hugh |title=सुपर क्षेत्र|url=http://solar.physics.montana.edu/nuggets/2000/000714/000714.html |website=solar.physics.montana.edu |access-date=23 December 2021}}</ref>]]सौर भड़कना के विस्फोट के बाद, गर्म प्लाज्मा से बने पोस्ट-विस्फोट लूप, भड़कना के स्रोत के निकट विपरीत चुंबकीय ध्रुवीयता के क्षेत्रों को अलग करने वाली तटस्थ रेखा के पार बनने लगते हैं। ये लूप फोटोस्फीयर से कोरोना में ऊपर की ओर बढ़ते हैं और जैसे-जैसे समय बढ़ता है, स्रोत से अधिक से अधिक दूरी पर तटस्थ रेखा के साथ बनते हैं।<ref name="Livshits11" /> माना जाता है कि इन गर्म छोरों का अस्तित्व विस्फोट के बाद और भड़कने के क्षय चरण के समय लंबे समय तक उपस्थित रहने से जारी रहता है।<ref>{{cite journal |last1=Grechnev |first1=V. V. |last2=Kuzin |first2=S. V. |last3=Urnov |first3=A. M. |last4=Zhitnik |first4=I. A. |last5=Uralov |first5=A. M. |last6=Bogachev |first6=S. A. |last7=Livshits |first7=M. A. |last8=Bugaenko |first8=O. I. |last9=Zandanov |first9=V. G. |last10=Ignat’ev |first10=A. P. |last11=Krutov |first11=V. V. |last12=Oparin |first12=S. N. |last13=Pertsov |first13=A. A. |last14=Slemzin |first14=V. A. |last15=Chertok |first15=I. M. |last16=Stepanov |first16=A. I. |title=Long-lived hot coronal structures observed with CORONAS-F/SPIRIT in the Mg XII line |journal=Solar System Research |date=July 2006 |volume=40 |issue=4 |pages=286–293 |doi=10.1134/S0038094606040046 |bibcode=2006SoSyR..40..286G |s2cid=121291767 |url=https://link.springer.com/article/10.1134%2FS0038094606040046 |access-date=23 December 2021}}</ref> | ||
पर्याप्त रूप से शक्तिशाली फ्लेयर्स में, सामान्यतः | पर्याप्त रूप से शक्तिशाली फ्लेयर्स में, सामान्यतः वर्गीकरण C-श्रेणी या उच्चतर में, लूप विस्तारित आर्क जैसी संरचना बनाने के लिए गठबंधन कर सकते हैं जिसे विस्फोट के बाद के आर्केड के रूप में जाना जाता है। प्रारंभिक भड़कने के बाद ये संरचनाएं कई घंटों से लेकर कई दिनों तक कहीं भी रह सकती हैं।<ref name="Livshits11">{{cite journal |last1=Livshits |first1=M. A. |last2=Urnov |first2=A. M. |last3=Goryaev |first3=F. F. |last4=Kashapova |first4=L. K. |last5=Grigor’eva |first5=I. Yu. |last6=Kal’tman |first6=T. I. |title=Physics of post-eruptive solar arcades: Interpretation of RATAN-600 and STEREO spacecraft observations |journal=Astronomy Reports |date=October 2011 |volume=55 |issue=10 |pages=918–927 |doi=10.1134/S1063772911100064 |bibcode=2011ARep...55..918L |s2cid=121487634 |url=https://link.springer.com/article/10.1134/S1063772911100064 |access-date=23 December 2021}}</ref> कुछ स्थितियों में, गहरे सूर्य की ओर यात्रा करने वाले प्लाज़्मा रिक्त स्थान, जिन्हें [[सुप्रा-आर्केड डाउनफ्लो]] के रूप में जाना जाता है, इन आर्केडों के ऊपर बन सकते हैं।<ref>{{Cite journal|journal = The Astrophysical Journal|date = 2011-04-01|volume = 730|issue = 2|pages = 98|doi = 10.1088/0004-637x/730/2/98|first1 = Sabrina L.|last1 = Savage|first2 = David E.|last2 = McKenzie|arxiv = 1101.1540 |bibcode = 2011ApJ...730...98S |title = विस्फोटित सौर फ्लेयर्स में सुप्रा-आर्केड डाउनफ्लो के एक बड़े नमूने की मात्रात्मक परीक्षा| s2cid=119273860 }}</ref> | ||
| Line 46: | Line 46: | ||
भड़कना तब होता है जब त्वरित आवेशित कण, मुख्य रूप से इलेक्ट्रॉन, प्लाज्मा (भौतिकी) माध्यम से संपर्क करते हैं। साक्ष्य बताते हैं कि चुंबकीय पुनर्संयोजन की घटना आवेशित कणों के इस चरम त्वरण की ओर ले जाती है।<ref>Zhu et al., ApJ, 2016, 821, L29</ref> | भड़कना तब होता है जब त्वरित आवेशित कण, मुख्य रूप से इलेक्ट्रॉन, प्लाज्मा (भौतिकी) माध्यम से संपर्क करते हैं। साक्ष्य बताते हैं कि चुंबकीय पुनर्संयोजन की घटना आवेशित कणों के इस चरम त्वरण की ओर ले जाती है।<ref>Zhu et al., ApJ, 2016, 821, L29</ref> | ||
सूर्य पर, चुंबकीय पुन: संयोजन सौर आर्कड्स पर हो सकता है - बल की चुंबकीय रेखाओं के बाद निकटवर्ती से होने वाली लूप की | सूर्य पर, चुंबकीय पुन: संयोजन सौर आर्कड्स पर हो सकता है - बल की चुंबकीय रेखाओं के बाद निकटवर्ती से होने वाली लूप की श्रृंखला बल की ये रेखाएँ जल्दी से छोरों के निचले आर्केड में जुड़ जाती हैं, जिससे चुंबकीय क्षेत्र का हेलिक्स शेष आर्केड से जुड़ा नहीं रहता है। इस पुन: संयोजन में ऊर्जा का अचानक विमोचन कण त्वरण का मूल है। असंबद्ध चुंबकीय पेचदार क्षेत्र और इसमें उपस्थित सामग्री हिंसक रूप से बाहर की ओर फैल सकती है जिससे कोरोनल मास इजेक्शन बन सकता है।<ref name="sciam1">"[http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=the-mysterious-origins-of The Mysterious Origins of Solar Flares]", ''Scientific American'', April 2006</ref> यह यह भी बताता है कि क्यों सौर ज्वालाएं सामान्यतः सूर्य पर सक्रिय क्षेत्रों से निकलती हैं जहां चुंबकीय क्षेत्र अधिक मजबूत होते हैं। | ||
चूँकि | चूँकि चमक की ऊर्जा के स्रोत पर सामान्य सहमति है, इसमें सम्मिलित तंत्र अभी भी अच्छी तरह से समझ में नहीं आये हैं। यह स्पष्ट नहीं है कि चुंबकीय ऊर्जा कणों की गतिज ऊर्जा में कैसे परिवर्तित होती है, न ही यह ज्ञात है कि कैसे कुछ कणों को GeV रेंज (10<sup>9</sup> [[ इलेक्ट्रॉन वोल्ट | इलेक्ट्रॉन वोल्ट]] ) और उससे आगे त्वरित कणों की कुल संख्या के संबंध में भी कुछ विसंगतियां हैं, जो कभी-कभी कोरोनल लूप में कुल संख्या से अधिक प्रतीत होती हैं। वैज्ञानिक ज्वालाओं की भविष्यवाणी करने में असमर्थ हैं। | ||
== वर्गीकरण == | == वर्गीकरण == | ||
| Line 54: | Line 54: | ||
=== शीतल एक्स-रे वर्गीकरण === | === शीतल एक्स-रे वर्गीकरण === | ||
सौर फ्लेयर्स के लिए आधुनिक वर्गीकरण प्रणाली वाट प्रति वर्ग मीटर (W/m<sup>2</sup>) में चरम प्रवाह के अनुसार अक्षरों A, B, C, M, या X का उपयोग करती है। | सौर फ्लेयर्स के लिए आधुनिक वर्गीकरण प्रणाली वाट प्रति वर्ग मीटर (W/m<sup>2</sup>) में चरम प्रवाह के अनुसार अक्षरों A, B, C, M, या X का उपयोग करती है।) तरंग दैर्ध्य के साथ शीतल एक्स-रे {{convert|0.1|to|0.8|nm|angstrom|abbr=off|lk=on|sigfig=1}}, जैसा कि जीओईएस अंतरिक्ष यान द्वारा जियोसिंक्रोनस कक्षा में मापा जाता है। | ||
{| class="wikitable" | {| class="wikitable" | ||
| Line 71: | Line 71: | ||
| X || > 10<sup>−4</sup> | | X || > 10<sup>−4</sup> | ||
|} | |} | ||
वर्ग के अन्दर घटना की ताकत 1 से लेकर, लेकिन 10 को छोड़कर संख्यात्मक प्रत्यय द्वारा नोट की जाती है।<ref>{{cite web |title=Strong M9.9 solar flare erupted from AR 1936 |url=https://watchers.news/2014/01/01/strong-m9-9-solar-flare-erupted-from-ar-1936/ |website=The Watchers |date=January 2014 |access-date=29 October 2021}}</ref> जो कक्षा के अन्दर उस घटना का कारक भी है। इसलिए X2 फ्लेयर X1 फ्लेयर की ताकत से दोगुना है, X3 फ्लेयर X1 की तुलना में तीन गुना शक्तिशाली है, और X2 की तुलना में केवल 50% अधिक शक्तिशाली है।<ref>{{cite web|url=http://www.nasa.gov/feature/goddard/2017/active-region-on-sun-continues-to-emit-solar-flares|title=सूर्य महत्वपूर्ण चमक के साथ प्रस्फुटित होता है|first=Rob|last=Garner|date=6 September 2017|website=NASA|access-date=2 June 2019}}</ref> M5 फ्लेयर की तुलना में X2 चार गुना अधिक शक्तिशाली है।<ref>{{citation | |||
| title=Heliophysics: Space Storms and Radiation: Causes and Effects | | title=Heliophysics: Space Storms and Radiation: Causes and Effects | ||
| editor1-first=Carolus J. | editor1-last=Schrijver | | editor1-first=Carolus J. | editor1-last=Schrijver | ||
| Line 77: | Line 77: | ||
| publisher=Cambridge University Press | | publisher=Cambridge University Press | ||
| year=2010 | isbn=978-1107049048 | page=375 | | year=2010 | isbn=978-1107049048 | page=375 | ||
| url=https://books.google.com/books?id=OukfAwAAQBAJ&pg=PA375 }}</ref> X-क्लास 10 से अधिक पीक फ्लक्स के साथ भड़कता है | | url=https://books.google.com/books?id=OukfAwAAQBAJ&pg=PA375 }}</ref> X-क्लास 10 से अधिक पीक फ्लक्स के साथ भड़कता है । | ||
यह प्रणाली मूल रूप से 1970 में तैयार की गई थी और इसमें केवल C, M और X अक्षर सम्मिलित थे। अन्य ऑप्टिकल वर्गीकरण प्रणालियों के साथ भ्रम से बचने के लिए इन अक्षरों को चुना गया था। 1990 के दशक में A और B कक्षाओं को बाद में जोड़ा जाएगा क्योंकि उपकरण कमजोर फ्लेयर्स के प्रति अधिक संवेदनशील हो गए थे। लगभग उसी समय, M-क्लास फ्लेयर्स के लिए मॉडरेट [[ संक्षिप्त नाम ]] और एक्स-क्लास फ्लेयर्स के लिए एक्सट्रीम का प्रयोग किया जाने लगा।<ref name="pietrow22">{{cite thesis |type=PhD |last=Pietrow |first=A.G.M. |date=2022 |title=Physical properties of chromospheric features: Plage, peacock jets, and calibrating it all. |publisher=Stockholm University| url=https://www.diva-portal.org/smash/record.jsf?aq2=%5B%5B%5D%5D&c=10&af=%5B%5D&searchType=LIST_LATEST&sortOrder2=title_sort_asc&query=&language=en&pid=diva2%3A1651858&aq=%5B%5B%5D%5D&sf=all&aqe=%5B%5D&sortOrder=author_sort_asc&onlyFullText=false&noOfRows=50&dswid=5451 | doi=10.13140/RG.2.2.36047.76968}}</ref> | यह प्रणाली मूल रूप से 1970 में तैयार की गई थी और इसमें केवल C, M और X अक्षर सम्मिलित थे। अन्य ऑप्टिकल वर्गीकरण प्रणालियों के साथ भ्रम से बचने के लिए इन अक्षरों को चुना गया था। 1990 के दशक में A और B कक्षाओं को बाद में जोड़ा जाएगा क्योंकि उपकरण कमजोर फ्लेयर्स के प्रति अधिक संवेदनशील हो गए थे। लगभग उसी समय, M-क्लास फ्लेयर्स के लिए मॉडरेट [[ संक्षिप्त नाम ]] और एक्स-क्लास फ्लेयर्स के लिए एक्सट्रीम का प्रयोग किया जाने लगा।<ref name="pietrow22">{{cite thesis |type=PhD |last=Pietrow |first=A.G.M. |date=2022 |title=Physical properties of chromospheric features: Plage, peacock jets, and calibrating it all. |publisher=Stockholm University| url=https://www.diva-portal.org/smash/record.jsf?aq2=%5B%5B%5D%5D&c=10&af=%5B%5D&searchType=LIST_LATEST&sortOrder2=title_sort_asc&query=&language=en&pid=diva2%3A1651858&aq=%5B%5B%5D%5D&sf=all&aqe=%5B%5D&sortOrder=author_sort_asc&onlyFullText=false&noOfRows=50&dswid=5451 | doi=10.13140/RG.2.2.36047.76968}}</ref> | ||
| Line 99: | Line 99: | ||
| 4 || > 1200 | | 4 || > 1200 | ||
|} | |} | ||
भड़कना तब S या एक संख्या को लेकर वर्गीकृत किया जाता है जो इसके आकार का प्रतिनिधित्व करता है और अक्षर जो इसकी चरम तीव्रता का प्रतिनिधित्व करता है, v.g .: Sn सामान्य सनफ्लेयर है।<ref>{{cite news | |||
| last = Tandberg-Hanssen | | last = Tandberg-Hanssen | ||
| first = Einar|author-link=Einar Tandberg-Hanssen | | first = Einar|author-link=Einar Tandberg-Hanssen | ||
| Line 139: | Line 139: | ||
==== चुंबकीय क्रोकेट ==== | ==== चुंबकीय क्रोकेट ==== | ||
बड़े सौर ज्वालाओं के कारण आयनमंडल की D और E परतों के बढ़े हुए आयनीकरण से विद्युत धाराओं के प्रवाह की अनुमति देने वाली इन परतों की विद्युत चालकता बढ़ जाती है। ये आयनमंडलीय धाराएं | बड़े सौर ज्वालाओं के कारण आयनमंडल की D और E परतों के बढ़े हुए आयनीकरण से विद्युत धाराओं के प्रवाह की अनुमति देने वाली इन परतों की विद्युत चालकता बढ़ जाती है। ये आयनमंडलीय धाराएं चुंबकीय क्षेत्र उत्पन्न करती हैं जिसे भू-आधारित चुंबकत्वमापी द्वारा मापा जा सकता है। इस घटना को चुंबकीय क्रोकेट या सौर भड़कना प्रभाव (एसएफई) के रूप में जाना जाता है।<ref>{{cite web |last1=Thompson |first1=Richard |title=एक सौर भड़कना प्रभाव|url=https://www.sws.bom.gov.au/Educational/3/1/1 |website=Space Weather Services |publisher=[[Bureau of Meteorology]] |access-date=12 May 2022}}</ref> पूर्व नाम [[क्रोशिया]] जैसा दिखने वाले मैग्नेटोमीटर पर इसकी उपस्थिति से निकला है। ये विक्षोभ भू-चुंबकीय तूफानों से प्रेरित विक्षोभों की तुलना में अपेक्षाकृत कम हैं। | ||
=== अंतरिक्ष में === | === अंतरिक्ष में === | ||
कम पृथ्वी की कक्षा में अंतरिक्ष यात्रियों के लिए | कम पृथ्वी की कक्षा में अंतरिक्ष यात्रियों के लिए सौर चमक के समय उत्सर्जित विद्युत चुम्बकीय विकिरण से अपेक्षित विकिरण खुराक लगभग 0.05 [[ ग्रे (इकाई) ]] है, जो अपने आप में तुरंत घातक नहीं है। अंतरिक्ष यात्रियों के लिए अधिक चिंता का विषय सौर कण घटनाओं से जुड़ा [[कण विकिरण]] है।<ref>{{cite journal |last1=Whittaker |first1=Ian |title=अदृश्य अंतरिक्ष हत्यारे - सौर मंडल के अंदर और बाहर दोनों जगह से अंतरिक्ष विकिरण के खतरे|journal=Physiology News Magazine |doi=10.36866/pn.117.36 |s2cid=214067105 |url=https://www.physoc.org/magazine-articles/the-invisible-space-killers/ |access-date=14 June 2022}}</ref> | ||
== अवलोकन == | == अवलोकन == | ||
{{Further|सौर अवलोकन}} | {{Further|सौर अवलोकन}} | ||
फ्लेयर्स विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम में विकिरण उत्पन्न करते हैं, चूँकि विभिन्न तीव्रता के साथ। वे दृश्यमान प्रकाश में बहुत तीव्र नहीं हैं, लेकिन वे विशेष [[वर्णक्रमीय रेखा]]ओं पर बहुत उज्ज्वल हो सकते हैं। वे सामान्यतः एक्स-रे में [[ब्रेकिंग विकिरण]] और रेडियो में [[सिंक्रोट्रॉन विकिरण]] उत्पन्न करते हैं। | फ्लेयर्स विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम में विकिरण उत्पन्न करते हैं, चूँकि विभिन्न तीव्रता के साथ। वे दृश्यमान प्रकाश में बहुत तीव्र नहीं हैं, लेकिन वे विशेष [[वर्णक्रमीय रेखा]]ओं पर बहुत उज्ज्वल हो सकते हैं। वे सामान्यतः एक्स-रे में [[ब्रेकिंग विकिरण]] और रेडियो में [[सिंक्रोट्रॉन विकिरण]] उत्पन्न करते हैं। | ||
=== इतिहास === | === इतिहास === | ||
==== ऑप्टिकल अवलोकन ==== | ==== ऑप्टिकल अवलोकन ==== | ||
[[File:Carrington Richard sunspots 1859.jpg|thumb|पहले रिकॉर्ड किए गए सोलर फ्लेयर का रिचर्ड कैरिंगटन का स्केच (ए और बी प्रारंभिक उज्ज्वल बिंदुओं को चिह्नित करते हैं जो गायब होने से पहले पांच मिनट के समय सी और डी में चले गए)<ref name="Carrington1859" />]] | [[File:Carrington Richard sunspots 1859.jpg|thumb|पहले रिकॉर्ड किए गए सोलर फ्लेयर का रिचर्ड कैरिंगटन का स्केच (ए और बी प्रारंभिक उज्ज्वल बिंदुओं को चिह्नित करते हैं जो गायब होने से पहले पांच मिनट के समय सी और डी में चले गए)<ref name="Carrington1859" />]]ब्रॉड-बैंड फिल्टर के माध्यम से ऑप्टिकल टेलीस्कोप द्वारा निर्मित सौर डिस्क की छवि को प्रोजेक्ट करके 1859 के सौर तूफान पर स्वतंत्र रूप से [[रिचर्ड क्रिस्टोफर कैरिंगटन]] और [[रिचर्ड हॉजसन (प्रकाशक)]] द्वारा सौर फ्लेयर्स को पहली बार देखा गया था। यह असाधारण रूप से तीव्र सफेद प्रकाश चमक थी, दृश्य स्पेक्ट्रम में उच्च मात्रा में प्रकाश उत्सर्जित करने वाली चमक थी।<ref name="Carrington1859">"[http://articles.adsabs.harvard.edu/full/1859MNRAS..20...13C Description of a Singular Appearance seen in the Sun on September 1, 1859]", ''[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]'', v20, pp13+, 1859</ref> | ||
चूंकि फ्लेयर्स H-अल्फा में प्रचुर मात्रा में विकिरण उत्पन्न करते हैं | चूंकि फ्लेयर्स H-अल्फा में प्रचुर मात्रा में विकिरण उत्पन्न करते हैं इस तरंग दैर्ध्य पर केंद्रित संकीर्ण (≈1 Å) पासबैंड फिल्टर को ऑप्टिकल टेलीस्कोप में जोड़ने से छोटे टेलीस्कोप के साथ बहुत उज्ज्वल फ्लेयर्स का अवलोकन नहीं हो पाता है। वर्षों के लिए Hα मुख्य था, यदि एकमात्र नहीं, तो सौर ज्वालाओं के बारे में जानकारी का स्रोत। अन्य पासबैंड फिल्टर का भी उपयोग किया जाता है। | ||
==== रेडियो अवलोकन ==== | ==== रेडियो अवलोकन ==== | ||
{{Further|सौर रेडियो उत्सर्जन}} | {{Further|सौर रेडियो उत्सर्जन}} | ||
द्वितीय विश्व युद्ध के समय, 25 और 26 फरवरी, 1942 को, ब्रिटिश राडार ऑपरेटरों ने विकिरण का अवलोकन किया जिसे [[जेम्स स्टेनली अरे]] ने सौर उत्सर्जन के रूप में व्याख्यायित किया। संघर्ष के अंत तक उनकी खोज सार्वजनिक नहीं हुई। उसी वर्ष [[जॉर्ज क्लार्क साउथवर्थ]] ने भी रेडियो में सूर्य का अवलोकन किया, लेकिन हे के साथ ही, उनके अवलोकन केवल 1945 के बाद ही ज्ञात थे। 1943 में [[बड़ा रेबर]] 160 मेगाहर्ट्ज पर सूर्य के रेडियोएस्ट्रोनॉमिकल अवलोकनों की रिपोर्ट करने वाले पहले व्यक्ति थे। [[ रेडियो खगोल विज्ञान ]] के तेजी से विकास ने सौर गतिविधि की नई विशेषताएँ प्रकट कीं जैसे तूफान और ज्वालाओं से संबंधित विस्फोट। आज भू-आधारित रेडियोटेलीस्कोप c से सूर्य का निरीक्षण | द्वितीय विश्व युद्ध के समय, 25 और 26 फरवरी, 1942 को, ब्रिटिश राडार ऑपरेटरों ने विकिरण का अवलोकन किया जिसे [[जेम्स स्टेनली अरे]] ने सौर उत्सर्जन के रूप में व्याख्यायित किया। संघर्ष के अंत तक उनकी खोज सार्वजनिक नहीं हुई। उसी वर्ष [[जॉर्ज क्लार्क साउथवर्थ]] ने भी रेडियो में सूर्य का अवलोकन किया, लेकिन हे के साथ ही, उनके अवलोकन केवल 1945 के बाद ही ज्ञात थे। 1943 में [[बड़ा रेबर]] 160 मेगाहर्ट्ज पर सूर्य के रेडियोएस्ट्रोनॉमिकल अवलोकनों की रिपोर्ट करने वाले पहले व्यक्ति थे। [[ रेडियो खगोल विज्ञान ]] के तेजी से विकास ने सौर गतिविधि की नई विशेषताएँ प्रकट कीं जैसे तूफान और ज्वालाओं से संबंधित विस्फोट। आज भू-आधारित रेडियोटेलीस्कोप c से सूर्य का निरीक्षण 15 मेगाहर्ट्ज 400 गीगाहर्ट्ज तक करते हैं।। | ||
==== अंतरिक्ष दूरबीन ==== | ==== अंतरिक्ष दूरबीन ==== | ||
| Line 165: | Line 165: | ||
=== बड़े सौर फ्लेयर्स के उदाहरण === | === बड़े सौर फ्लेयर्स के उदाहरण === | ||
{{See also|सौर तूफानों की सूची}} | {{See also|सौर तूफानों की सूची}} | ||
[[File:NASA's Fermi Detects the Highest-Energy Light from a Solar Flare.ogv|thumb|200px| मार्च 2012 तक सूर्य पर | [[File:NASA's Fermi Detects the Highest-Energy Light from a Solar Flare.ogv|thumb|200px| मार्च 2012 तक सूर्य पर विस्फोट से जुड़े उच्चतम-ऊर्जा प्रकाश का फर्मी का अवलोकन]] | ||
[[File:AR1515 Releases X1.1 Class Flare.ogv|thumb|200px|सक्रिय क्षेत्र 1515 ने 6 जुलाई 2012 को सूर्य के निचले दाएं भाग से X1.1-श्रेणी की चमक जारी की, जो 7:08 अपराह्न EDT पर चरम पर थी। इस चमक ने रेडियो ब्लैकआउट का कारण बना, जिसे राष्ट्रीय समुद्रीय और वायुमंडलीय प्रशासन पैमाने पर R3 के रूप में लेबल किया गया जो R1 से R5 तक जाता है।]] | [[File:AR1515 Releases X1.1 Class Flare.ogv|thumb|200px|सक्रिय क्षेत्र 1515 ने 6 जुलाई 2012 को सूर्य के निचले दाएं भाग से X1.1-श्रेणी की चमक जारी की, जो 7:08 अपराह्न EDT पर चरम पर थी। इस चमक ने रेडियो ब्लैकआउट का कारण बना, जिसे राष्ट्रीय समुद्रीय और वायुमंडलीय प्रशासन पैमाने पर R3 के रूप में लेबल किया गया जो R1 से R5 तक जाता है।]] | ||
[[File:ExtremeEvent 20120304-00h 20120317-24h.jpg|thumb|200px|अंतरिक्ष मौसम-मार्च 2012।<ref>{{cite web | title=अत्यधिक अंतरिक्ष मौसम की घटनाएँ| publisher=[[National Geophysical Data Center]] | url=http://sxi.ngdc.noaa.gov/sxi_greatest.html | access-date=May 21, 2012 | archive-date=May 22, 2012 | archive-url=https://web.archive.org/web/20120522031032/http://sxi.ngdc.noaa.gov/sxi_greatest.html | url-status=dead }}</ref>]]अब तक देखी गई सबसे शक्तिशाली चमक को 1859 के कैरिंगटन घटना से जुड़ी हुई चमक माना जाता है।<ref name=nasascience2008>{{cite web|url = https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/06may_carringtonflare/ |publisher =NASA|access-date=22 December 2012|date=6 May 2008|title=A Super Solar Flare}}</ref><ref name="nasasci">{{cite web |url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/06may_carringtonflare/ |title= एक सुपर सोलर फ्लेयर|last1=Bell |first1=Trudy E. |last2=Phillips |first2=Tony |publisher=[[NASA|Science@NASA]] |date=2008 |access-date=May 21, 2012}}</ref> जबकि उस समय कोई नर्म एक्स-रे मापन नहीं किया गया था, फ्लेयर से जुड़े चुंबकीय क्रोकेट को ग्राउंड-आधारित मैग्नेटोमीटर द्वारा रिकॉर्ड किया गया था जिससे घटना के बाद फ्लेयर की ताकत का अनुमान लगाया जा सके। इन मैग्नेटोमीटर रीडिंग का उपयोग करते हुए, इसका सॉफ्ट एक्स-रे वर्ग X10 से अधिक होने का अनुमान लगाया गया है।<ref>{{cite web|url=http://www.leif.org/research/1859%20Storm%20-%20Extreme%20Space%20Weather.pdf|title=The 1859 solar–terrestrial disturbance and the current limits of extreme space weather activity|last1=Cliver|first=E.W.|last2=Svalgaard|first2=L.|date=2004|access-date=2011-04-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20110811182410/http://www.leif.org/research/1859%20Storm%20-%20Extreme%20Space%20Weather.pdf|archive-date=2011-08-11|url-status=dead}}</ref> फ्लेयर का सॉफ्ट एक्स-रे वर्ग भी X50 के आसपास होने का अनुमान लगाया गया है।<ref>{{cite web |last1=Woods |first1=Tom |title=सोलर फ्लेयर्स|url=http://lasp.colorado.edu/media/education/reu/2011/docs/talks/Woods_Flare_Lecture_Jun11.pdf |access-date=24 November 2019}}</ref> | [[File:ExtremeEvent 20120304-00h 20120317-24h.jpg|thumb|200px|अंतरिक्ष मौसम-मार्च 2012।<ref>{{cite web | title=अत्यधिक अंतरिक्ष मौसम की घटनाएँ| publisher=[[National Geophysical Data Center]] | url=http://sxi.ngdc.noaa.gov/sxi_greatest.html | access-date=May 21, 2012 | archive-date=May 22, 2012 | archive-url=https://web.archive.org/web/20120522031032/http://sxi.ngdc.noaa.gov/sxi_greatest.html | url-status=dead }}</ref>]]अब तक देखी गई सबसे शक्तिशाली चमक को 1859 के कैरिंगटन घटना से जुड़ी हुई चमक माना जाता है।<ref name=nasascience2008>{{cite web|url = https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/06may_carringtonflare/ |publisher =NASA|access-date=22 December 2012|date=6 May 2008|title=A Super Solar Flare}}</ref><ref name="nasasci">{{cite web |url=https://science.nasa.gov/science-news/science-at-nasa/2008/06may_carringtonflare/ |title= एक सुपर सोलर फ्लेयर|last1=Bell |first1=Trudy E. |last2=Phillips |first2=Tony |publisher=[[NASA|Science@NASA]] |date=2008 |access-date=May 21, 2012}}</ref> जबकि उस समय कोई नर्म एक्स-रे मापन नहीं किया गया था, फ्लेयर से जुड़े चुंबकीय क्रोकेट को ग्राउंड-आधारित मैग्नेटोमीटर द्वारा रिकॉर्ड किया गया था जिससे घटना के बाद फ्लेयर की ताकत का अनुमान लगाया जा सके। इन मैग्नेटोमीटर रीडिंग का उपयोग करते हुए, इसका सॉफ्ट एक्स-रे वर्ग X10 से अधिक होने का अनुमान लगाया गया है।<ref>{{cite web|url=http://www.leif.org/research/1859%20Storm%20-%20Extreme%20Space%20Weather.pdf|title=The 1859 solar–terrestrial disturbance and the current limits of extreme space weather activity|last1=Cliver|first=E.W.|last2=Svalgaard|first2=L.|date=2004|access-date=2011-04-22|archive-url=https://web.archive.org/web/20110811182410/http://www.leif.org/research/1859%20Storm%20-%20Extreme%20Space%20Weather.pdf|archive-date=2011-08-11|url-status=dead}}</ref> फ्लेयर का सॉफ्ट एक्स-रे वर्ग भी X50 के आसपास होने का अनुमान लगाया गया है।<ref>{{cite web |last1=Woods |first1=Tom |title=सोलर फ्लेयर्स|url=http://lasp.colorado.edu/media/education/reu/2011/docs/talks/Woods_Flare_Lecture_Jun11.pdf |access-date=24 November 2019}}</ref> | ||
आधुनिक समय में, उपकरणों के साथ मापी गई सबसे बड़ी सौर चमक हैलोवीन सोलर स्टॉर्म, 2003 को हुई। इस घटना ने जीओएनईएस डिटेक्टरों को संतृप्त कर दिया, और इस वजह से इसका वर्गीकरण केवल अनुमानित है। प्रारंभ में, जीओएनईएस वक्र को एक्सट्रपलेशन करते हुए, यह X28 होने का अनुमान लगाया गया था।<ref>{{cite web|url=http://sohowww.nascom.nasa.gov/hotshots/2003_11_04/ |title=सोहो हॉटशॉट्स|publisher=Sohowww.nascom.nasa.gov |access-date=May 21, 2012}}</ref> बाद में आयनमंडलीय प्रभावों के विश्लेषण ने इस अनुमान को X45 तक बढ़ाने का सुझाव दिया।<ref>{{cite web|url=http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=13844 |title=Biggest ever solar flare was even bigger than thought {{!}} SpaceRef – Your Space Reference |date=2004-03-15 |publisher=SpaceRef |access-date=May 21, 2012}}</ref> इस घटना ने 100 गीगाहर्ट्ज से ऊपर के नए स्पेक्ट्रल घटक का पहला स्पष्ट प्रमाण प्रस्तुत किया।<ref>{{cite journal|last1=Kaufmann|first1=Pierre|last2=Raulin|first2=Jean-Pierre|last3=Giménez de Castro|first3=C. G.|last4=Levato|first4=Hugo|last5=Gary|first5=Dale E.|last6=Costa|first6=Joaquim E. R.|last7=Marun|first7=Adolfo|last8=Pereyra|first8=Pablo|last9=Silva|first9=Adriana V. R.|date=March 10, 2004|title=एक नया सोलर बर्स्ट स्पेक्ट्रल घटक केवल टेराहर्ट्ज़ रेंज में उत्सर्जित होता है|url=http://www.guigue.gcastro.net/publicaciones/cientificas/Kaufmannetal2004.pdf|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=603|issue=2|pages=121–124|bibcode=2004ApJ...603L.121K|doi=10.1086/383186|access-date=November 22, 2014|first10=Emilia|last10=Correia|s2cid=54878789 }}</ref> | आधुनिक समय में, उपकरणों के साथ मापी गई सबसे बड़ी सौर चमक हैलोवीन सोलर स्टॉर्म, 2003 को हुई। इस घटना ने जीओएनईएस डिटेक्टरों को संतृप्त कर दिया, और इस वजह से इसका वर्गीकरण केवल अनुमानित है। प्रारंभ में, जीओएनईएस वक्र को एक्सट्रपलेशन करते हुए, यह X28 होने का अनुमान लगाया गया था।<ref>{{cite web|url=http://sohowww.nascom.nasa.gov/hotshots/2003_11_04/ |title=सोहो हॉटशॉट्स|publisher=Sohowww.nascom.nasa.gov |access-date=May 21, 2012}}</ref> बाद में आयनमंडलीय प्रभावों के विश्लेषण ने इस अनुमान को X45 तक बढ़ाने का सुझाव दिया।<ref>{{cite web|url=http://www.spaceref.com/news/viewpr.html?pid=13844 |title=Biggest ever solar flare was even bigger than thought {{!}} SpaceRef – Your Space Reference |date=2004-03-15 |publisher=SpaceRef |access-date=May 21, 2012}}</ref> इस घटना ने 100 गीगाहर्ट्ज से ऊपर के नए स्पेक्ट्रल घटक का पहला स्पष्ट प्रमाण प्रस्तुत किया।<ref>{{cite journal|last1=Kaufmann|first1=Pierre|last2=Raulin|first2=Jean-Pierre|last3=Giménez de Castro|first3=C. G.|last4=Levato|first4=Hugo|last5=Gary|first5=Dale E.|last6=Costa|first6=Joaquim E. R.|last7=Marun|first7=Adolfo|last8=Pereyra|first8=Pablo|last9=Silva|first9=Adriana V. R.|date=March 10, 2004|title=एक नया सोलर बर्स्ट स्पेक्ट्रल घटक केवल टेराहर्ट्ज़ रेंज में उत्सर्जित होता है|url=http://www.guigue.gcastro.net/publicaciones/cientificas/Kaufmannetal2004.pdf|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=603|issue=2|pages=121–124|bibcode=2004ApJ...603L.121K|doi=10.1086/383186|access-date=November 22, 2014|first10=Emilia|last10=Correia|s2cid=54878789 }}</ref> | ||
अन्य बड़ी सौर ज्वालाएं भी 2 अप्रैल 2001 (X20+) को घटित हुईं,<ref name=Soho1>{{cite web|url=http://sohowww.nascom.nasa.gov/hotshots/X17/|title=BIGGEST SOLAR X-RAY FLARE ON RECORD – X20|publisher=NASA|access-date=May 21, 2012}}</ref> 28 अक्टूबर 2003 (X17.2+ और 10),<ref>{{cite web|url=http://sohowww.nascom.nasa.gov/hotshots/2003_10_28/|title=X 17.2 AND 10.0 FLARES!|publisher=NASA|access-date=May 21, 2012}}</ref> 7 सितम्बर 2005 (X17),<ref name=Soho1 /> ia अगस्त 2011 (X6.9),<ref name="NASA1">{{cite web|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/news/News080911-xclass.html|title=Sun Unleashes X6.9 Class Flare|publisher=NASA Goddard Space Flight Center|last1 = Fox|first1 = Karen C. |last2=Hendrix | first2=Susan|date=August 9, 2011 |access-date=April 10, 2021}}</ref><ref>{{cite web|last=Bergen|first=Jennifer|url=http://www.geek.com/articles/geek-cetera/sun-fires-powerful-x6-9-class-solar-flare-20110810/|title=Sun fires powerful X6.9-class solar flare|publisher=Geek.com|access-date=May 21, 2012|archive-date=October 18, 2012|archive-url=https://web.archive.org/web/20121018194854/http://www.geek.com/articles/geek-cetera/sun-fires-powerful-x6-9-class-solar-flare-20110810/|url-status=dead}}</ref> 7 मार्च 2012 (X5.4),<ref>{{cite web|last=Zalaznick|first=Matt|title=Gimme Some Space: Solar Flare, Solar Storm Strike|date=8 March 2012|url=http://norwalk.dailyvoice.com/news/gimme-some-space-solar-flare-solar-storm-strike|publisher=The Norwalk Daily Voice|access-date=July 19, 2012}}</ref><ref>{{cite web|url=http://www.nasa.gov/mission_pages/sunearth/news/News030712-X5-4.html|title=भू-चुंबकीय तूफान की ताकत बढ़ जाती है|publisher=NASA|access-date=July 9, 2012}}</ref> और 6 सितंबर 2017 (X9.3)।<ref>{{cite web|url=https://www.nasa.gov/feature/goddard/2017/two-significant-solar-flares-imaged-by-nasas-sdo|title=नासा के एसडीओ द्वारा ली गई दो महत्वपूर्ण सौर लपटें|date=6 September 2017|access-date=6 September 2017}}</ref> | |||
== भविष्यवाणी == | == भविष्यवाणी == | ||
भड़कने की भविष्यवाणी के उपस्थिता विधियाँ समस्याग्रस्त हैं, और कोई निश्चित संकेत नहीं है कि सूर्य पर | भड़कने की भविष्यवाणी के उपस्थिता विधियाँ समस्याग्रस्त हैं, और कोई निश्चित संकेत नहीं है कि सूर्य पर सक्रिय क्षेत्र चमक उत्पन करेगा। चूँकि, सनस्पॉट्स और सक्रिय क्षेत्रों के कई गुण फ्लेयरिंग से संबंधित हैं। उदाहरण के लिए, डेल्टा स्पॉट कहे जाने वाले चुंबकीय रूप से जटिल क्षेत्र (रेखा की दृष्टि चुंबकीय क्षेत्र के आधार पर) सबसे बड़े फ्लेयर्स का उत्पादन करते हैं। मैकिन्टोश के कारण या फ्रैक्टल जटिलता से संबंधित सनस्पॉट वर्गीकरण की सरल योजना<ref>{{cite journal |last1= McAteer|first1= James|date= 2005|title= सक्रिय क्षेत्र जटिल के आंकड़े|journal= The Astrophysical Journal|volume= 631 |issue= 2|page=638|bibcode= 2005ApJ...631..628M |doi = 10.1086/432412 |doi-access= free}}</ref> सामान्यतः भड़कने की भविष्यवाणी के लिए प्रारंभिक बिंदु के रूप में उपयोग किया जाता है।<ref>{{cite journal |last1= Wheatland|first1= M. S.|date= 2008|title= सोलर फ्लेयर भविष्यवाणी के लिए बायेसियन दृष्टिकोण|journal= The Astrophysical Journal|volume= 609|issue= 2|pages= 1134–1139|doi= 10.1086/421261|arxiv = astro-ph/0403613 |bibcode = 2004ApJ...609.1134W |s2cid= 10273389}}</ref> भविष्यवाणियों को सामान्यतः 24 या 48 घंटों के अन्दर M- या X-श्रेणी के ऊपर भड़कने की संभावनाओं के संदर्भ में कहा जाता है। राष्ट्रीय महासागरीय और वायुमंडलीय प्रशासन | यू.एस. नेशनल ओशनिक एंड एटमॉस्फेरिक एडमिनिस्ट्रेशन (एनओएए) इस तरह के पूर्वानुमान जारी करता है।<ref>{{cite web |url=http://www.swpc.noaa.gov/ |title=अंतरिक्ष मौसम पूर्वानुमान केंद्र|publisher=NOAA |access-date=August 1, 2012}}</ref> | ||
[https://www.uah.edu/cspar/research/mag4-page MAG4] स्पेस रेडिएशन के समर्थन से हंट्सविले में अलबामा विश्वविद्यालय में विकसित किया गया था | [https://www.uah.edu/cspar/research/mag4-page MAG4] स्पेस रेडिएशन के समर्थन से हंट्सविले में अलबामा विश्वविद्यालय में विकसित किया गया था | ||
| Line 183: | Line 183: | ||
सीएमई, और सौर ऊर्जावान कण घटनाएं।<ref>{{citation| last=Falconer| title=A tool for empirical forecasting of major flares,coronal mass ejections, and solar particle eventsfrom a proxy of active-region free magnetic energy|year=2011|url=https://solarscience.msfc.nasa.gov/papers/falcoda/Falconer_etal2011.pdf}}</ref> | सीएमई, और सौर ऊर्जावान कण घटनाएं।<ref>{{citation| last=Falconer| title=A tool for empirical forecasting of major flares,coronal mass ejections, and solar particle eventsfrom a proxy of active-region free magnetic energy|year=2011|url=https://solarscience.msfc.nasa.gov/papers/falcoda/Falconer_etal2011.pdf}}</ref> | ||
अंतरिक्ष-पृथ्वी पर्यावरण अनुसंधान संस्थान (आईएसईई), नागोया विश्वविद्यालय द्वारा | अंतरिक्ष-पृथ्वी पर्यावरण अनुसंधान संस्थान (आईएसईई), नागोया विश्वविद्यालय द्वारा भौतिकी-आधारित विधि प्रस्तावित की गई थी जो आसन्न बड़े सौर फ्लेयर्स की भविष्यवाणी कर सकती है।<ref>{{cite journal|last1=Kusano|first1=Kanya|last2=Iju|first2=Tomoya|last3=Bamba |first3=Yumi |last4=Inoue|first4=Satoshi|date=July 31, 2020|title=एक भौतिकी-आधारित विधि जो आसन्न बड़ी सौर ज्वालाओं की भविष्यवाणी कर सकती है|journal=[[Science (journal)|Science]]|volume=369|issue=6503|pages=587–591|bibcode= 2020Sci...369..587K|doi= 10.1126/science.aaz2511|pmid=32732427|doi-access=free}}</ref> | ||
== लोकप्रिय संस्कृति में == | == लोकप्रिय संस्कृति में == | ||
विज्ञान कथा कहानियों के लिए | विज्ञान कथा कहानियों के लिए सौर चमक मुख्य साजिश उपकरण रहा है: | ||
* फ्लेयर (उपन्यास), [[रोजर ज़ेलाज़नी]] और थॉमस थर्स्टन थॉमस का 1992 का उपन्यास | * फ्लेयर (उपन्यास), [[रोजर ज़ेलाज़नी]] और थॉमस थर्स्टन थॉमस का 1992 का उपन्यास | ||
* | * इनकॉन्स्टेंट मून, लेखक [[लैरी निवेन]] द्वारा [[शोटाइम (टीवी नेटवर्क)]] पर 1996 की आउटर लिमिट्स एपिसोड और [[माइकल सकल (अभिनेता)]] और [[जोआना ग्लीसन]] द्वारा अभिनीत | ||
* तमिल भाषा में [[रामप्रकाश रायप्पा]] द्वारा निर्देशित और [[नकुल]] अभिनीत 2015 की तमिल भाषा की फिल्म तमिझुकु एन ओंद्राई अझुथावुम | * तमिल भाषा में [[रामप्रकाश रायप्पा]] द्वारा निर्देशित और [[नकुल]] अभिनीत 2015 की तमिल भाषा की फिल्म तमिझुकु एन ओंद्राई अझुथावुम | ||
* एवरी लिटिल थिंग, रोनाल्ड डी. मूर, मैट वोलपर्ट और बेन नेदिवी द्वारा बनाई गई 2019 [[AppleTV+|एप्पल टीवी+]] सीरीज़ फ़ॉर ऑल मैनकाइंड (टीवी सीरीज़) का सीज़न दो प्रीमियर | * एवरी लिटिल थिंग, रोनाल्ड डी. मूर, मैट वोलपर्ट और बेन नेदिवी द्वारा बनाई गई 2019 [[AppleTV+|एप्पल टीवी+]] सीरीज़ फ़ॉर ऑल मैनकाइंड (टीवी सीरीज़) का सीज़न दो प्रीमियर | ||
* फ़िंच (फ़िल्म), [[मिगुएल सपोचनिक]] द्वारा निर्देशित और टॉम हैंक्स अभिनीत 2021 एप्पल टीवी+ फ़िल्म | * फ़िंच (फ़िल्म), [[मिगुएल सपोचनिक]] द्वारा निर्देशित और टॉम हैंक्स अभिनीत 2021 एप्पल टीवी+ फ़िल्म | ||
* स्टोववे [[जो पेन्ना]] और रेयान मॉरिसन द्वारा | * स्टोववे [[जो पेन्ना]] और रेयान मॉरिसन द्वारा 2021 की साइंस-फिक्शन थ्रिलर फिल्म है | ||
* कोबरा, | * कोबरा, 2020 ब्रिटिश टीवी श्रृंखला जिसमें रॉबर्ट कार्लाइल और विक्टोरिया हैमिल्टन अभिनीत यूके की पावर ग्रिड और नेविगेशन सिस्टम को हानि पहुंचाते हुए यूरोप में विशाल भड़क उठती है | ||
वे आपदा फिल्मों में | वे आपदा फिल्मों में लोकप्रिय प्रलय के दिन के परिदृश्य भी हैं, जहां पृथ्वी पर उनके प्रभाव अधिकांशतः बहुत ही अतिरंजित होते हैं।<ref>{{cite web | url=https://astroengine.com/2009/08/23/knowing-how-solar-flares-dont-work/comment-page-1/ | title="जानना" कैसे सोलर फ्लेयर्स काम नहीं करते| date=23 August 2009 }}</ref> | ||
| Line 236: | Line 236: | ||
{{Natural disasters}} | {{Natural disasters}} | ||
{{Doomsday}} | {{Doomsday}} | ||
[[Category: सौर घटनाएं | भड़कना]] [[Category: अंतरिक्ष प्लाज़्मा]] [[Category: प्लाज्मा भौतिकी]] [[Category: वीडियो क्लिप वाले लेख]] [[Category: लौकिक प्रलय]] | [[Category: सौर घटनाएं | भड़कना]] [[Category: अंतरिक्ष प्लाज़्मा]] [[Category: प्लाज्मा भौतिकी]] [[Category: वीडियो क्लिप वाले लेख]] [[Category: लौकिक प्रलय]] | ||
Revision as of 12:29, 18 April 2023
| Part of a series of articles about |
| Heliophysics |
|---|
 |
सौर ज्वाला सूर्य के तारकीय वातावरण में विद्युत चुम्बकीय विकिरण का तीव्र स्थानीय विस्फोट है।[1] फ्लेयर्स सक्रिय क्षेत्र में होते हैं और अधिकांशतः होते हैं, लेकिन हमेशा नहीं, कोरोनल मास इजेक्शन, सौर कण घटनाओं और अन्य सौर घटनाओं के साथ। सौर ज्वालाओं की घटना 11 साल के सौर चक्र के साथ बदलती रहती है।
सौर ज्वालाएं तब उत्पन्न होती हैं जब सूर्य के वातावरण में संग्रहीत चुंबकीय ऊर्जा आसपास के प्लाज्मा (भौतिकी) में आवेशित कणों को गति देती है। इसका परिणाम विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम में विद्युत चुम्बकीय विकिरण के उत्सर्जन में होता है।
सौर ज्वालाओं से उच्च-ऊर्जा विद्युत चुम्बकीय विकिरण पृथ्वी के ऊपरी वायुमंडल, विशेष रूप से आयनमंडल के दिन के उजाले पक्ष द्वारा अवशोषित होता है, और सतह तक नहीं पहुंचता है। यह अवशोषण अस्थायी रूप से आयनमंडल के आयनीकरण को बढ़ा सकता है जो शॉर्ट-वेव रेडियो संचार में हस्तक्षेप कर सकता है। सौर ज्वालाओं की भविष्यवाणी अनुसंधान का सक्रिय क्षेत्र है।
फ्लेयर्स अन्य सितारों पर भी होते हैं, जहां चमकीला तारा शब्द प्रयुक्त होता है।
विवरण
सौर ज्वालाएं सौर वातावरण की सभी परतों (फोटोस्फीयर, क्रोमोस्फीयर और कोरोना) को प्रभावित करती हैं। प्लाज्मा (भौतिकी) माध्यम को करोड़ों केल्विन तक गर्म किया जाता है, जबकि इलेक्ट्रॉन, प्रोटॉन और भारी आयन प्रकाश की गति के समीप त्वरित होते हैं।
फ्लेयर्स आकाशवाणी आवृति से लेकर गामा किरण तक, सभी तरंग दैर्ध्य पर विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम में विद्युत चुम्बकीय विकिरण उत्पन्न करते हैं। अधिकांश ऊर्जा दृश्य सीमा के बाहर आवृत्तियों में फैली हुई है अधिकांश ज्वालाएं नग्न आंखों से दिखाई नहीं देती हैं और केवल विशेष उपकरणों के साथ देखी जा सकती हैं।
भड़कना सक्रिय क्षेत्र में होता है, अधिकांशतः सनस्पॉट के आसपास जहां तीव्र चुंबकीय क्षेत्र कोरोना को सौर इंटीरियर से जोड़ने के लिए फोटोस्फीयर में प्रवेश करते हैं। फ्लेयर्स कोरोना में संग्रहीत चुंबकीय ऊर्जा के अचानक (मिनट से दस मिनट के समय) रिलीज होने के कारण। एक ही ऊर्जा रिलीज कोरोनल मास इजेक्शन (सीएमई) भी उत्पन्न कर सकती है, चूँकि सीएमई और फ्लेयर्स के बीच संबंध अभी भी अच्छी तरह से समझ में नहीं आया है।
परिमाण के शक्ति-नियम स्पेक्ट्रम में सौर फ्लेयर्स होते हैं; सामान्यतः 1020 जूल की ऊर्जा रिलीज 20 ऊर्जा स्पष्ट रूप से देखने योग्य घटना उत्पन्न करने के लिए पर्याप्त है, जबकि बड़ी घटना 1025 जूल तक उत्सर्जित कर सकती है।[2]
सोलर फ्लेयर्स के साथ जुड़े फ्लेयर स्प्रे हैं।[3] उनमें विस्फोट की प्रमुखता की तुलना में सामग्री का तेजी से निष्कासन सम्मिलित है,[4] और 20 से 2000 किलोमीटर प्रति सेकंड के वेग तक पहुँचते हैं।[5]
आवृत्ति
सौर ज्वालाओं की घटना की आवृत्ति 11 वर्ष के सौर चक्र के साथ बदलती रहती है। यह सौर अधिकतम के समय प्रति दिन कई से लेकर सौर न्यूनतम के समय प्रति सप्ताह एक से कम तक हो सकता है। इसके अतिरिक्त, कमजोर लोगों की तुलना में अधिक शक्तिशाली फ्लेयर्स कम होते हैं। उदाहरण के लिए वर्गीकरण X10-श्रेणी (गंभीर) भड़कना प्रति चक्र औसतन लगभग आठ बार होता है, जबकि M1-श्रेणी भड़कना प्रति चक्र औसतन लगभग 2000 बार होता है।[6]
एरिच रीगर ने 1984 में सहकर्मियों के साथ कम से कम सौर चक्र 19 के बाद से गामा-किरण उत्सर्जक सौर ज्वालाओं की घटना में लगभग 154 दिन की अवधि की खोज की।[7] तब से अधिकांश हेलियोफिजिक्स डेटा और इंटरप्लेनेटरी चुंबकीय क्षेत्र में इस अवधि की पुष्टि की गई है और इसे सामान्यतः एरिच रिगर रिगर अवधि के रूप में जाना जाता है। हेलीओस्फीयर में अधिकांश डेटा प्रकारों से अवधि के अनुनाद हार्मोनिक्स की भी सूचना मिली है।
अवधि
सौर ज्वाला की अवधि इसकी गणना में प्रयुक्त विद्युत चुम्बकीय विकिरण की तरंग दैर्ध्य पर बहुत अधिक निर्भर करती है। यह विभिन्न प्रक्रियाओं के माध्यम से और सूर्य के वातावरण में अलग-अलग ऊंचाई पर अलग-अलग तरंग दैर्ध्य उत्सर्जित होने के कारण है।
भड़कने की अवधि का सामान्य उपाय जीओएनईएस अंतरिक्ष यान द्वारा मापी गई तरंग दैर्ध्य बैंड तरंग 0.05 to 0.4 and 0.1 to 0.8 nanometres (0.5 to 4 and 1 to 8 ångströms) के अन्दर नर्म एक्स-रे प्रवाह के आधे अधिकतम (एफडब्ल्यूएचएम) समय पर पूरी चौड़ाई है। भू-समकालिक कक्षा में मापा जाता है। एफडब्ल्यूएचएम का समय तब होता है जब फ्लेयर का प्रवाह पहली बार अपने अधिकतम प्रवाह और पृष्ठभूमि प्रवाह के बीच आधे रास्ते तक पहुंचता है और जब यह फिर से इस मूल्य तक पहुंच जाता है, तो भड़कना कम हो जाता है। इस उपाय का उपयोग करते हुए, फ्लेयर की अवधि क्रमशः 0.05 से 0.4 और 0.1 से 0.8 नैनोमीटर बैंड में लगभग 6 और 11 मिनट की औसत अवधि के साथ लगभग दस सेकंड से लेकर कई घंटों तक होती है।[8][9]
लगभग 30 मिनट से अधिक समय तक चलने वाली सौर ज्वालाओं को लंबी अवधि की घटनाएं (एलडीई) माना जाता है।[10][11]
विस्फोट के बाद के लूप और आर्केड्स
सौर भड़कना के विस्फोट के बाद, गर्म प्लाज्मा से बने पोस्ट-विस्फोट लूप, भड़कना के स्रोत के निकट विपरीत चुंबकीय ध्रुवीयता के क्षेत्रों को अलग करने वाली तटस्थ रेखा के पार बनने लगते हैं। ये लूप फोटोस्फीयर से कोरोना में ऊपर की ओर बढ़ते हैं और जैसे-जैसे समय बढ़ता है, स्रोत से अधिक से अधिक दूरी पर तटस्थ रेखा के साथ बनते हैं।[13] माना जाता है कि इन गर्म छोरों का अस्तित्व विस्फोट के बाद और भड़कने के क्षय चरण के समय लंबे समय तक उपस्थित रहने से जारी रहता है।[14]
पर्याप्त रूप से शक्तिशाली फ्लेयर्स में, सामान्यतः वर्गीकरण C-श्रेणी या उच्चतर में, लूप विस्तारित आर्क जैसी संरचना बनाने के लिए गठबंधन कर सकते हैं जिसे विस्फोट के बाद के आर्केड के रूप में जाना जाता है। प्रारंभिक भड़कने के बाद ये संरचनाएं कई घंटों से लेकर कई दिनों तक कहीं भी रह सकती हैं।[13] कुछ स्थितियों में, गहरे सूर्य की ओर यात्रा करने वाले प्लाज़्मा रिक्त स्थान, जिन्हें सुप्रा-आर्केड डाउनफ्लो के रूप में जाना जाता है, इन आर्केडों के ऊपर बन सकते हैं।[15]
कारण
भड़कना तब होता है जब त्वरित आवेशित कण, मुख्य रूप से इलेक्ट्रॉन, प्लाज्मा (भौतिकी) माध्यम से संपर्क करते हैं। साक्ष्य बताते हैं कि चुंबकीय पुनर्संयोजन की घटना आवेशित कणों के इस चरम त्वरण की ओर ले जाती है।[16]
सूर्य पर, चुंबकीय पुन: संयोजन सौर आर्कड्स पर हो सकता है - बल की चुंबकीय रेखाओं के बाद निकटवर्ती से होने वाली लूप की श्रृंखला बल की ये रेखाएँ जल्दी से छोरों के निचले आर्केड में जुड़ जाती हैं, जिससे चुंबकीय क्षेत्र का हेलिक्स शेष आर्केड से जुड़ा नहीं रहता है। इस पुन: संयोजन में ऊर्जा का अचानक विमोचन कण त्वरण का मूल है। असंबद्ध चुंबकीय पेचदार क्षेत्र और इसमें उपस्थित सामग्री हिंसक रूप से बाहर की ओर फैल सकती है जिससे कोरोनल मास इजेक्शन बन सकता है।[17] यह यह भी बताता है कि क्यों सौर ज्वालाएं सामान्यतः सूर्य पर सक्रिय क्षेत्रों से निकलती हैं जहां चुंबकीय क्षेत्र अधिक मजबूत होते हैं।
चूँकि चमक की ऊर्जा के स्रोत पर सामान्य सहमति है, इसमें सम्मिलित तंत्र अभी भी अच्छी तरह से समझ में नहीं आये हैं। यह स्पष्ट नहीं है कि चुंबकीय ऊर्जा कणों की गतिज ऊर्जा में कैसे परिवर्तित होती है, न ही यह ज्ञात है कि कैसे कुछ कणों को GeV रेंज (109 इलेक्ट्रॉन वोल्ट ) और उससे आगे त्वरित कणों की कुल संख्या के संबंध में भी कुछ विसंगतियां हैं, जो कभी-कभी कोरोनल लूप में कुल संख्या से अधिक प्रतीत होती हैं। वैज्ञानिक ज्वालाओं की भविष्यवाणी करने में असमर्थ हैं।
वर्गीकरण
शीतल एक्स-रे वर्गीकरण
सौर फ्लेयर्स के लिए आधुनिक वर्गीकरण प्रणाली वाट प्रति वर्ग मीटर (W/m2) में चरम प्रवाह के अनुसार अक्षरों A, B, C, M, या X का उपयोग करती है।) तरंग दैर्ध्य के साथ शीतल एक्स-रे 0.1 to 0.8 nanometres (1 to 8 ångströms), जैसा कि जीओईएस अंतरिक्ष यान द्वारा जियोसिंक्रोनस कक्षा में मापा जाता है।
| वर्गीकरण | 0.1-0.8 नैनोमीटर पर अनुमानित पीक फ्लक्स रेंज
(वाट/वर्ग मीटर) |
|---|---|
| A | < 10−7 |
| B | 10−7 – 10−6 |
| C | 10−6 – 10−5 |
| M | 10−5 – 10−4 |
| X | > 10−4 |
वर्ग के अन्दर घटना की ताकत 1 से लेकर, लेकिन 10 को छोड़कर संख्यात्मक प्रत्यय द्वारा नोट की जाती है।[18] जो कक्षा के अन्दर उस घटना का कारक भी है। इसलिए X2 फ्लेयर X1 फ्लेयर की ताकत से दोगुना है, X3 फ्लेयर X1 की तुलना में तीन गुना शक्तिशाली है, और X2 की तुलना में केवल 50% अधिक शक्तिशाली है।[19] M5 फ्लेयर की तुलना में X2 चार गुना अधिक शक्तिशाली है।[20] X-क्लास 10 से अधिक पीक फ्लक्स के साथ भड़कता है ।
यह प्रणाली मूल रूप से 1970 में तैयार की गई थी और इसमें केवल C, M और X अक्षर सम्मिलित थे। अन्य ऑप्टिकल वर्गीकरण प्रणालियों के साथ भ्रम से बचने के लिए इन अक्षरों को चुना गया था। 1990 के दशक में A और B कक्षाओं को बाद में जोड़ा जाएगा क्योंकि उपकरण कमजोर फ्लेयर्स के प्रति अधिक संवेदनशील हो गए थे। लगभग उसी समय, M-क्लास फ्लेयर्स के लिए मॉडरेट संक्षिप्त नाम और एक्स-क्लास फ्लेयर्स के लिए एक्सट्रीम का प्रयोग किया जाने लगा।[21]
H-अल्फा वर्गीकरण
पहले का भड़कना वर्गीकरण H-अल्फा वर्णक्रमीय टिप्पणियों पर आधारित था। योजना तीव्रता और उत्सर्जक सतह दोनों का उपयोग करती है। तीव्रता में वर्गीकरण गुणात्मक है, फ्लेयर्स का संदर्भ इस प्रकार है: बेहोश (f), सामान्य (n) या शानदार (b)। उत्सर्जक सतह को गोलार्द्ध के मिलियनवें के संदर्भ में मापा जाता है और नीचे वर्णित है। (कुल गोलार्द्ध क्षेत्र AH = 15.5 × 1012 कि.मी2.)
| वर्गीकरण | ठीक किया गया क्षेत्र
(गोलार्द्ध के लाखोंवें) |
|---|---|
| S | < 100 |
| 1 | 100–250 |
| 2 | 250–600 |
| 3 | 600–1200 |
| 4 | > 1200 |
भड़कना तब S या एक संख्या को लेकर वर्गीकृत किया जाता है जो इसके आकार का प्रतिनिधित्व करता है और अक्षर जो इसकी चरम तीव्रता का प्रतिनिधित्व करता है, v.g .: Sn सामान्य सनफ्लेयर है।[22]
प्रभाव
स्थलीय
सौर ज्वालाओं द्वारा उत्सर्जित एक्स-रे और अत्यधिक पराबैंगनी विकिरण पृथ्वी के वायुमंडल के दिन के उजाले पक्ष द्वारा अवशोषित होते हैं और पृथ्वी की सतह तक नहीं पहुंचते हैं। इसलिए, सौर ज्वालाएं पृथ्वी पर मनुष्यों के लिए कोई सीधा खतरा उत्पन नहीं करती हैं। चूँकि, उच्च-ऊर्जा विद्युत चुम्बकीय विकिरण का यह अवशोषण ऊपरी वायुमंडल के आयनीकरण को अस्थायी रूप से बढ़ा सकता है, जो शॉर्ट-वेव रेडियो संचार में हस्तक्षेप कर सकता है, और पृथ्वी के बाहरी वातावरण को अस्थायी रूप से गर्म और विस्तारित कर सकता है। यह विस्तार कम पृथ्वी की कक्षा में उपग्रहों पर खिंचाव बढ़ा सकता है, जिससे समय के साथ कक्षीय क्षय हो सकता है।[23]
रेडियो ब्लैकआउट्स
पृथ्वी के वायुमंडल के दिन के उजाले पक्ष के आयनीकरण में अस्थायी वृद्धि, विशेष रूप से आयनमंडल की D परत, शॉर्ट-वेव रेडियो संचार में हस्तक्षेप कर सकती है जो आकाश की लहर प्रचार के लिए आयनीकरण के स्तर पर निर्भर करती है। स्काईवेव, या स्किप, आयनित आयनमंडल से परावर्तित या अपवर्तित रेडियो तरंगों के प्रसार को संदर्भित करता है। जब आयनीकरण सामान्य से अधिक होता है, तो मुक्त इलेक्ट्रॉनों के साथ अधिक लगातार टकराव से ऊर्जा खोकर रेडियो तरंगें कम हो जाती हैं या पूरी तरह से अवशोषित हो जाती हैं।[1]
वातावरण के आयनीकरण का स्तर नरम एक्स-रे विकिरण में संबद्ध सौर भड़कने की ताकत से संबंधित है। एनओएए रेडियो ब्लैकआउट्स को संबंधित भड़कने की चरम नरम एक्स-रे तीव्रता से वर्गीकृत करता है।
| वर्गीकरण | एसोसिएटेड सोलर फ्लेयर | विवरण[24] |
|---|---|---|
| R1 | M1 | Minor radio blackout |
| R2 | M5 | Moderate radio blackout |
| R3 | X1 | Strong radio blackout |
| R4 | X10 | Severe radio blackout |
| R5 | X20 | Extreme radio blackout |
चुंबकीय क्रोकेट
बड़े सौर ज्वालाओं के कारण आयनमंडल की D और E परतों के बढ़े हुए आयनीकरण से विद्युत धाराओं के प्रवाह की अनुमति देने वाली इन परतों की विद्युत चालकता बढ़ जाती है। ये आयनमंडलीय धाराएं चुंबकीय क्षेत्र उत्पन्न करती हैं जिसे भू-आधारित चुंबकत्वमापी द्वारा मापा जा सकता है। इस घटना को चुंबकीय क्रोकेट या सौर भड़कना प्रभाव (एसएफई) के रूप में जाना जाता है।[25] पूर्व नाम क्रोशिया जैसा दिखने वाले मैग्नेटोमीटर पर इसकी उपस्थिति से निकला है। ये विक्षोभ भू-चुंबकीय तूफानों से प्रेरित विक्षोभों की तुलना में अपेक्षाकृत कम हैं।
अंतरिक्ष में
कम पृथ्वी की कक्षा में अंतरिक्ष यात्रियों के लिए सौर चमक के समय उत्सर्जित विद्युत चुम्बकीय विकिरण से अपेक्षित विकिरण खुराक लगभग 0.05 ग्रे (इकाई) है, जो अपने आप में तुरंत घातक नहीं है। अंतरिक्ष यात्रियों के लिए अधिक चिंता का विषय सौर कण घटनाओं से जुड़ा कण विकिरण है।[26]
अवलोकन
फ्लेयर्स विद्युत चुम्बकीय स्पेक्ट्रम में विकिरण उत्पन्न करते हैं, चूँकि विभिन्न तीव्रता के साथ। वे दृश्यमान प्रकाश में बहुत तीव्र नहीं हैं, लेकिन वे विशेष वर्णक्रमीय रेखाओं पर बहुत उज्ज्वल हो सकते हैं। वे सामान्यतः एक्स-रे में ब्रेकिंग विकिरण और रेडियो में सिंक्रोट्रॉन विकिरण उत्पन्न करते हैं।
इतिहास
ऑप्टिकल अवलोकन
पहले रिकॉर्ड किए गए सोलर फ्लेयर का रिचर्ड कैरिंगटन का स्केच (ए और बी प्रारंभिक उज्ज्वल बिंदुओं को चिह्नित करते हैं जो गायब होने से पहले पांच मिनट के समय सी और डी में चले गए)[27]
ब्रॉड-बैंड फिल्टर के माध्यम से ऑप्टिकल टेलीस्कोप द्वारा निर्मित सौर डिस्क की छवि को प्रोजेक्ट करके 1859 के सौर तूफान पर स्वतंत्र रूप से रिचर्ड क्रिस्टोफर कैरिंगटन और रिचर्ड हॉजसन (प्रकाशक) द्वारा सौर फ्लेयर्स को पहली बार देखा गया था। यह असाधारण रूप से तीव्र सफेद प्रकाश चमक थी, दृश्य स्पेक्ट्रम में उच्च मात्रा में प्रकाश उत्सर्जित करने वाली चमक थी।[27]
चूंकि फ्लेयर्स H-अल्फा में प्रचुर मात्रा में विकिरण उत्पन्न करते हैं इस तरंग दैर्ध्य पर केंद्रित संकीर्ण (≈1 Å) पासबैंड फिल्टर को ऑप्टिकल टेलीस्कोप में जोड़ने से छोटे टेलीस्कोप के साथ बहुत उज्ज्वल फ्लेयर्स का अवलोकन नहीं हो पाता है। वर्षों के लिए Hα मुख्य था, यदि एकमात्र नहीं, तो सौर ज्वालाओं के बारे में जानकारी का स्रोत। अन्य पासबैंड फिल्टर का भी उपयोग किया जाता है।
रेडियो अवलोकन
द्वितीय विश्व युद्ध के समय, 25 और 26 फरवरी, 1942 को, ब्रिटिश राडार ऑपरेटरों ने विकिरण का अवलोकन किया जिसे जेम्स स्टेनली अरे ने सौर उत्सर्जन के रूप में व्याख्यायित किया। संघर्ष के अंत तक उनकी खोज सार्वजनिक नहीं हुई। उसी वर्ष जॉर्ज क्लार्क साउथवर्थ ने भी रेडियो में सूर्य का अवलोकन किया, लेकिन हे के साथ ही, उनके अवलोकन केवल 1945 के बाद ही ज्ञात थे। 1943 में बड़ा रेबर 160 मेगाहर्ट्ज पर सूर्य के रेडियोएस्ट्रोनॉमिकल अवलोकनों की रिपोर्ट करने वाले पहले व्यक्ति थे। रेडियो खगोल विज्ञान के तेजी से विकास ने सौर गतिविधि की नई विशेषताएँ प्रकट कीं जैसे तूफान और ज्वालाओं से संबंधित विस्फोट। आज भू-आधारित रेडियोटेलीस्कोप c से सूर्य का निरीक्षण 15 मेगाहर्ट्ज 400 गीगाहर्ट्ज तक करते हैं।।
अंतरिक्ष दूरबीन
क्योंकि पृथ्वी का वायुमंडल अवशोषण (विद्युत चुम्बकीय विकिरण) सूर्य द्वारा उत्सर्जित विद्युत चुम्बकीय विकिरण का 300 एनएम से कम तरंग दैर्ध्य के साथ होता है, अंतरिक्ष-आधारित दूरबीनों को पहले से अप्रकाशित उच्च-ऊर्जा वर्णक्रमीय रेखाओं में सौर ज्वालाओं के अवलोकन के लिए अनुमति दी जाती है। 1970 के दशक के बाद से, उपग्रहों की जीओएनईएस श्रृंखला लगातार नर्म एक्स-रे में सूर्य का अवलोकन कर रही है, और उनके अवलोकन फ्लेयर्स के मानक माप बन गए हैं, जिससे H-अल्फा वर्गीकरण का महत्व कम हो गया है। इसके अतिरिक्त, अंतरिक्ष-आधारित टेलीस्कोप बहुत लंबी तरंग दैर्ध्य के अवलोकन की अनुमति देते हैं - कुछ किलोमीटर तक - जो आयनमंडल के माध्यम से फैल नहीं सकते।
बड़े सौर फ्लेयर्स के उदाहरण
अंतरिक्ष मौसम-मार्च 2012।[28]
अब तक देखी गई सबसे शक्तिशाली चमक को 1859 के कैरिंगटन घटना से जुड़ी हुई चमक माना जाता है।[29][30] जबकि उस समय कोई नर्म एक्स-रे मापन नहीं किया गया था, फ्लेयर से जुड़े चुंबकीय क्रोकेट को ग्राउंड-आधारित मैग्नेटोमीटर द्वारा रिकॉर्ड किया गया था जिससे घटना के बाद फ्लेयर की ताकत का अनुमान लगाया जा सके। इन मैग्नेटोमीटर रीडिंग का उपयोग करते हुए, इसका सॉफ्ट एक्स-रे वर्ग X10 से अधिक होने का अनुमान लगाया गया है।[31] फ्लेयर का सॉफ्ट एक्स-रे वर्ग भी X50 के आसपास होने का अनुमान लगाया गया है।[32]
आधुनिक समय में, उपकरणों के साथ मापी गई सबसे बड़ी सौर चमक हैलोवीन सोलर स्टॉर्म, 2003 को हुई। इस घटना ने जीओएनईएस डिटेक्टरों को संतृप्त कर दिया, और इस वजह से इसका वर्गीकरण केवल अनुमानित है। प्रारंभ में, जीओएनईएस वक्र को एक्सट्रपलेशन करते हुए, यह X28 होने का अनुमान लगाया गया था।[33] बाद में आयनमंडलीय प्रभावों के विश्लेषण ने इस अनुमान को X45 तक बढ़ाने का सुझाव दिया।[34] इस घटना ने 100 गीगाहर्ट्ज से ऊपर के नए स्पेक्ट्रल घटक का पहला स्पष्ट प्रमाण प्रस्तुत किया।[35]
अन्य बड़ी सौर ज्वालाएं भी 2 अप्रैल 2001 (X20+) को घटित हुईं,[36] 28 अक्टूबर 2003 (X17.2+ और 10),[37] 7 सितम्बर 2005 (X17),[36] ia अगस्त 2011 (X6.9),[38][39] 7 मार्च 2012 (X5.4),[40][41] और 6 सितंबर 2017 (X9.3)।[42]
भविष्यवाणी
भड़कने की भविष्यवाणी के उपस्थिता विधियाँ समस्याग्रस्त हैं, और कोई निश्चित संकेत नहीं है कि सूर्य पर सक्रिय क्षेत्र चमक उत्पन करेगा। चूँकि, सनस्पॉट्स और सक्रिय क्षेत्रों के कई गुण फ्लेयरिंग से संबंधित हैं। उदाहरण के लिए, डेल्टा स्पॉट कहे जाने वाले चुंबकीय रूप से जटिल क्षेत्र (रेखा की दृष्टि चुंबकीय क्षेत्र के आधार पर) सबसे बड़े फ्लेयर्स का उत्पादन करते हैं। मैकिन्टोश के कारण या फ्रैक्टल जटिलता से संबंधित सनस्पॉट वर्गीकरण की सरल योजना[43] सामान्यतः भड़कने की भविष्यवाणी के लिए प्रारंभिक बिंदु के रूप में उपयोग किया जाता है।[44] भविष्यवाणियों को सामान्यतः 24 या 48 घंटों के अन्दर M- या X-श्रेणी के ऊपर भड़कने की संभावनाओं के संदर्भ में कहा जाता है। राष्ट्रीय महासागरीय और वायुमंडलीय प्रशासन | यू.एस. नेशनल ओशनिक एंड एटमॉस्फेरिक एडमिनिस्ट्रेशन (एनओएए) इस तरह के पूर्वानुमान जारी करता है।[45]
MAG4 स्पेस रेडिएशन के समर्थन से हंट्सविले में अलबामा विश्वविद्यालय में विकसित किया गया था
जॉनसन स्पेस फ़्लाइट सेंटर (नासा/एसआरएजी) में M- और X-क्लास फ़्लेयर, सीएमई, तेज़ पूर्वानुमान के लिए विश्लेषण समूह
सीएमई, और सौर ऊर्जावान कण घटनाएं।[46]
अंतरिक्ष-पृथ्वी पर्यावरण अनुसंधान संस्थान (आईएसईई), नागोया विश्वविद्यालय द्वारा भौतिकी-आधारित विधि प्रस्तावित की गई थी जो आसन्न बड़े सौर फ्लेयर्स की भविष्यवाणी कर सकती है।[47]
लोकप्रिय संस्कृति में
विज्ञान कथा कहानियों के लिए सौर चमक मुख्य साजिश उपकरण रहा है:
- फ्लेयर (उपन्यास), रोजर ज़ेलाज़नी और थॉमस थर्स्टन थॉमस का 1992 का उपन्यास
- इनकॉन्स्टेंट मून, लेखक लैरी निवेन द्वारा शोटाइम (टीवी नेटवर्क) पर 1996 की आउटर लिमिट्स एपिसोड और माइकल सकल (अभिनेता) और जोआना ग्लीसन द्वारा अभिनीत
- तमिल भाषा में रामप्रकाश रायप्पा द्वारा निर्देशित और नकुल अभिनीत 2015 की तमिल भाषा की फिल्म तमिझुकु एन ओंद्राई अझुथावुम
- एवरी लिटिल थिंग, रोनाल्ड डी. मूर, मैट वोलपर्ट और बेन नेदिवी द्वारा बनाई गई 2019 एप्पल टीवी+ सीरीज़ फ़ॉर ऑल मैनकाइंड (टीवी सीरीज़) का सीज़न दो प्रीमियर
- फ़िंच (फ़िल्म), मिगुएल सपोचनिक द्वारा निर्देशित और टॉम हैंक्स अभिनीत 2021 एप्पल टीवी+ फ़िल्म
- स्टोववे जो पेन्ना और रेयान मॉरिसन द्वारा 2021 की साइंस-फिक्शन थ्रिलर फिल्म है
- कोबरा, 2020 ब्रिटिश टीवी श्रृंखला जिसमें रॉबर्ट कार्लाइल और विक्टोरिया हैमिल्टन अभिनीत यूके की पावर ग्रिड और नेविगेशन सिस्टम को हानि पहुंचाते हुए यूरोप में विशाल भड़क उठती है
वे आपदा फिल्मों में लोकप्रिय प्रलय के दिन के परिदृश्य भी हैं, जहां पृथ्वी पर उनके प्रभाव अधिकांशतः बहुत ही अतिरंजित होते हैं।[48]
यह भी देखें
संदर्भ
- ↑ 1.0 1.1 "Solar Flares (Radio Blackouts) | NOAA / NWS Space Weather Prediction Center". www.swpc.noaa.gov. Retrieved 11 November 2021.
- ↑ "What is a Solar Flare?". NASA. Retrieved May 12, 2016.
- ↑ Morimoto, Tarou; Kurokawa, Hiroki. "सौर फिलामेंट्स और कोरोनल मास इजेक्शन के त्वरण पर चुंबकीय और गुरुत्वाकर्षण बल का प्रभाव" (PDF). Archived from the original (PDF) on 2011-06-11. Retrieved 2009-10-08.
- ↑ Tandberg-Hanssen, E.; Martin, Sara F.; Hansen, Richard T. (March 1980). "फ्लेयर स्प्रे की गतिशीलता". Solar Physics (in English). 65 (2): 357–368. Bibcode:1980SoPh...65..357T. doi:10.1007/BF00152799. ISSN 0038-0938. S2CID 122385884.
- ↑ "NASA Visible Earth: Biggest Solar Flare on Record". nasa.gov. 15 May 2001.
- ↑ "NOAA Space Weather Scales | NOAA / NWS Space Weather Prediction Center". www.swpc.noaa.gov. Retrieved 20 November 2021.
- ↑ Rieger, E.; Share, G. H.; Forrest, D. J.; Kanbach, G.; Reppin, C.; Chupp, E. L. (1984). "A 154-day periodicity in the occurrence of hard solar flares?". Nature. 312 (5995): 623–625. Bibcode:1984Natur.312..623R. doi:10.1038/312623a0. S2CID 4348672.
- ↑ Reep, Jeffrey W.; Knizhnik, Kalman J. (3 April 2019). "What Determines the X-Ray Intensity and Duration of a Solar Flare?". The Astrophysical Journal. 874 (2): 157. arXiv:1903.10564. Bibcode:2019ApJ...874..157R. doi:10.3847/1538-4357/ab0ae7. S2CID 85517195. Retrieved 18 April 2022.
- ↑ Reep, Jeffrey W.; Barnes, Will T. (October 2021). "चल रहे सोलर फ्लेयर की शेष अवधि का पूर्वानुमान लगाना". Space Weather. 19 (10). arXiv:2103.03957. Bibcode:2021SpWea..1902754R. doi:10.1029/2021SW002754. S2CID 237709521. Retrieved 18 April 2022.
- ↑ "Space Weather Glossary | NOAA / NWS Space Weather Prediction Center". www.swpc.noaa.gov. Retrieved 18 April 2022.
- ↑ "The duration of solar flares | STCE". www.stce.be. Retrieved 18 April 2022.
- ↑ Brian, Handy; Hudson, Hugh. "सुपर क्षेत्र". solar.physics.montana.edu. Retrieved 23 December 2021.
- ↑ 13.0 13.1 Livshits, M. A.; Urnov, A. M.; Goryaev, F. F.; Kashapova, L. K.; Grigor’eva, I. Yu.; Kal’tman, T. I. (October 2011). "Physics of post-eruptive solar arcades: Interpretation of RATAN-600 and STEREO spacecraft observations". Astronomy Reports. 55 (10): 918–927. Bibcode:2011ARep...55..918L. doi:10.1134/S1063772911100064. S2CID 121487634. Retrieved 23 December 2021.
- ↑ Grechnev, V. V.; Kuzin, S. V.; Urnov, A. M.; Zhitnik, I. A.; Uralov, A. M.; Bogachev, S. A.; Livshits, M. A.; Bugaenko, O. I.; Zandanov, V. G.; Ignat’ev, A. P.; Krutov, V. V.; Oparin, S. N.; Pertsov, A. A.; Slemzin, V. A.; Chertok, I. M.; Stepanov, A. I. (July 2006). "Long-lived hot coronal structures observed with CORONAS-F/SPIRIT in the Mg XII line". Solar System Research. 40 (4): 286–293. Bibcode:2006SoSyR..40..286G. doi:10.1134/S0038094606040046. S2CID 121291767. Retrieved 23 December 2021.
- ↑ Savage, Sabrina L.; McKenzie, David E. (2011-04-01). "विस्फोटित सौर फ्लेयर्स में सुप्रा-आर्केड डाउनफ्लो के एक बड़े नमूने की मात्रात्मक परीक्षा". The Astrophysical Journal. 730 (2): 98. arXiv:1101.1540. Bibcode:2011ApJ...730...98S. doi:10.1088/0004-637x/730/2/98. S2CID 119273860.
- ↑ Zhu et al., ApJ, 2016, 821, L29
- ↑ "The Mysterious Origins of Solar Flares", Scientific American, April 2006
- ↑ "Strong M9.9 solar flare erupted from AR 1936". The Watchers. January 2014. Retrieved 29 October 2021.
- ↑ Garner, Rob (6 September 2017). "सूर्य महत्वपूर्ण चमक के साथ प्रस्फुटित होता है". NASA. Retrieved 2 June 2019.
- ↑ Schrijver, Carolus J.; Siscoe, George L., eds. (2010), Heliophysics: Space Storms and Radiation: Causes and Effects, Cambridge University Press, p. 375, ISBN 978-1107049048
- ↑ Pietrow, A.G.M. (2022). Physical properties of chromospheric features: Plage, peacock jets, and calibrating it all (PhD). Stockholm University. doi:10.13140/RG.2.2.36047.76968.
- ↑ Tandberg-Hanssen, Einar; Emslie, A. Gordon (1988). Cambridge University Press (ed.). "The physics of solar flares".
- ↑ "फ्लेयर्स का प्रभाव". Retrieved 23 December 2021.
- ↑ "NOAA Space Weather Scales". NOAA SWPC. Retrieved 14 January 2022.
- ↑ Thompson, Richard. "एक सौर भड़कना प्रभाव". Space Weather Services. Bureau of Meteorology. Retrieved 12 May 2022.
- ↑ Whittaker, Ian. "अदृश्य अंतरिक्ष हत्यारे - सौर मंडल के अंदर और बाहर दोनों जगह से अंतरिक्ष विकिरण के खतरे". Physiology News Magazine. doi:10.36866/pn.117.36. S2CID 214067105. Retrieved 14 June 2022.
- ↑ 27.0 27.1 "Description of a Singular Appearance seen in the Sun on September 1, 1859", Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, v20, pp13+, 1859
- ↑ "अत्यधिक अंतरिक्ष मौसम की घटनाएँ". National Geophysical Data Center. Archived from the original on May 22, 2012. Retrieved May 21, 2012.
- ↑ "A Super Solar Flare". NASA. 6 May 2008. Retrieved 22 December 2012.
- ↑ Bell, Trudy E.; Phillips, Tony (2008). "एक सुपर सोलर फ्लेयर". Science@NASA. Retrieved May 21, 2012.
- ↑ Cliver, E.W.; Svalgaard, L. (2004). "The 1859 solar–terrestrial disturbance and the current limits of extreme space weather activity" (PDF). Archived from the original (PDF) on 2011-08-11. Retrieved 2011-04-22.
- ↑ Woods, Tom. "सोलर फ्लेयर्स" (PDF). Retrieved 24 November 2019.
- ↑ "सोहो हॉटशॉट्स". Sohowww.nascom.nasa.gov. Retrieved May 21, 2012.
- ↑ "Biggest ever solar flare was even bigger than thought | SpaceRef – Your Space Reference". SpaceRef. 2004-03-15. Retrieved May 21, 2012.
- ↑ Kaufmann, Pierre; Raulin, Jean-Pierre; Giménez de Castro, C. G.; Levato, Hugo; Gary, Dale E.; Costa, Joaquim E. R.; Marun, Adolfo; Pereyra, Pablo; Silva, Adriana V. R.; Correia, Emilia (March 10, 2004). "एक नया सोलर बर्स्ट स्पेक्ट्रल घटक केवल टेराहर्ट्ज़ रेंज में उत्सर्जित होता है" (PDF). The Astrophysical Journal. 603 (2): 121–124. Bibcode:2004ApJ...603L.121K. doi:10.1086/383186. S2CID 54878789. Retrieved November 22, 2014.
- ↑ 36.0 36.1 "BIGGEST SOLAR X-RAY FLARE ON RECORD – X20". NASA. Retrieved May 21, 2012.
- ↑ "X 17.2 AND 10.0 FLARES!". NASA. Retrieved May 21, 2012.
- ↑ Fox, Karen C.; Hendrix, Susan (August 9, 2011). "Sun Unleashes X6.9 Class Flare". NASA Goddard Space Flight Center. Retrieved April 10, 2021.
- ↑ Bergen, Jennifer. "Sun fires powerful X6.9-class solar flare". Geek.com. Archived from the original on October 18, 2012. Retrieved May 21, 2012.
- ↑ Zalaznick, Matt (8 March 2012). "Gimme Some Space: Solar Flare, Solar Storm Strike". The Norwalk Daily Voice. Retrieved July 19, 2012.
- ↑ "भू-चुंबकीय तूफान की ताकत बढ़ जाती है". NASA. Retrieved July 9, 2012.
- ↑ "नासा के एसडीओ द्वारा ली गई दो महत्वपूर्ण सौर लपटें". 6 September 2017. Retrieved 6 September 2017.
- ↑ McAteer, James (2005). "सक्रिय क्षेत्र जटिल के आंकड़े". The Astrophysical Journal. 631 (2): 638. Bibcode:2005ApJ...631..628M. doi:10.1086/432412.
- ↑ Wheatland, M. S. (2008). "सोलर फ्लेयर भविष्यवाणी के लिए बायेसियन दृष्टिकोण". The Astrophysical Journal. 609 (2): 1134–1139. arXiv:astro-ph/0403613. Bibcode:2004ApJ...609.1134W. doi:10.1086/421261. S2CID 10273389.
- ↑ "अंतरिक्ष मौसम पूर्वानुमान केंद्र". NOAA. Retrieved August 1, 2012.
- ↑ Falconer (2011), A tool for empirical forecasting of major flares,coronal mass ejections, and solar particle eventsfrom a proxy of active-region free magnetic energy (PDF)
- ↑ Kusano, Kanya; Iju, Tomoya; Bamba, Yumi; Inoue, Satoshi (July 31, 2020). "एक भौतिकी-आधारित विधि जो आसन्न बड़ी सौर ज्वालाओं की भविष्यवाणी कर सकती है". Science. 369 (6503): 587–591. Bibcode:2020Sci...369..587K. doi:10.1126/science.aaz2511. PMID 32732427.
- ↑ ""जानना" कैसे सोलर फ्लेयर्स काम नहीं करते". 23 August 2009.
बाहरी संबंध
Wikimedia Commons has media related to Solar flares.
- NOAA Space Weather Prediction Center's near real-time solar flare data and resources:
- NASA Astronomy Picture of the Day: An X Class Flare Region on the Sun (6 November 2007)
Categories
