Продолжительность импульсной фазы солнечных вспышек обычно не превышает нескольких минут, а количество энергии, высвобождаемой за это время, может достигать миллиардов мегатонн в тротиловом эквиваленте. Энергию вспышки традиционно определяют в видимом диапазоне электромагнитных волн по произведению площади свечения в линии излучения водорода Нα, характеризующей нагрев нижней хромосферы, на яркость этого свечения, связанную с мощностью источника.
В последние годы часто используют также классификацию, основанную на патрульных однородных измерениях на серии ИСЗ, главным образом GOES[1], амплитуды теплового рентгеновского всплеска в диапазоне энергий 0,5—10 кэВ (с длиной волны 0,5—8 ангстрем). Классификация была предложена в 1970 году Д.Бейкером и первоначально основывалась на измерениях спутников «Solrad»[2]. По этой классификации солнечной вспышке присваивается балл — обозначение из латинской буквы и индекса за ней. Буквой может быть A, B, C, M или X в зависимости от величины достигнутого вспышкой пика интенсивности рентгеновского излучения[3][Комм 1]:
БукваИнтенсивность в пике (Вт/м2)Aменьше 10−7Bот 1,0×10−7 до 10−6Cот 1,0×10−6 до 10−5Mот 1,0×10−5 до 10−4Xбольше 10−4
Солнечная вспышка 14 декабря 2014 года: выброс отрывается от поверхности.
Индекс уточняет значение интенсивности вспышки и может быть от 1,0 до 9,9 для букв A, B, C, M и более — для буквы X. Так, например, вспышка 12 февраля 2010 года балла M8.3 соответствует пиковой интенсивности 8,3×10−5 Вт/м2. Самой мощной (по состоянию на 2010 год) зарегистрированной с 1976 года[4] вспышке, произошедшей 4 ноября 2003 года, был присвоен балл X28[5], таким образом, интенсивность её рентгеновского излучения в пике составляла 28×10−4 Вт/м2. Следует заметить, что регистрация рентгеновского излучения Солнца, так как оно полностью поглощается атмосферой Земли, стала возможной начиная с первого запуска космического аппарата «Спутник-2» с соответствующей аппаратурой[6], поэтому данные об интенсивности рентгеновского излучения солнечных вспышек до 1957 года полностью отсутствуют.
Измерения в разных диапазонах длин волн отражают разные процессы во вспышках. Поэтому корреляция между двумя индексами вспышечной активности существует только в статистическом смысле, так для отдельных событий один индекс может быть высоким, а второй низким и наоборот.
Солнечные вспышки, как правило, происходят в местах взаимодействия солнечных пятен противоположной магнитной полярности или, более точно, вблизи нейтральной линии магнитного поля, разделяющей области северной и южной полярности. Частота и мощность солнечных вспышек зависят от фазы 11-летнего солнечного цикла.
Объяснение:
Абу Наср ибн Мухаммед аль-Фараби[2][4], употребительное сокращение имени — аль-Фараби (в латинизированной форме — Alpharabius; 870 или 872[5], Фараб[6], совр. Казахстан — между 14 декабря 950 и 12 января 951[7], Дамаск[6], совр. Сирия) — философ, математик, теоретик музыки, учёный Востока. Один из крупнейших представителей средневековой восточной философии. Аль-Фараби — автор комментариев к сочинениям Аристотеля (отсюда его почётное прозвище «Второй учитель») и Платона. Его труды оказали влияние на ибн Сину, ибн Баджу, ибн Туфайля, ибн Рушда, а также на философию и науку средневековой Западной Европы. Ему приписывается создание Отрарской библиотеки.
СК - биссектриса ∟C, ∟KCD = 12 °.
Найдем ∟A i ∟B.
Рассмотрим ΔCKD.
∟CDK = 90 °, ∟KCD = 12 °.
∟CKD = 90 ° - ∟КCA, ∟CKD = 90 ° - 12 ° = 78 °.
Рассмотрим ΔСКВ.
∟ACK = ∟KCB = 90 °: 2 = 45 ° (СК - биссектриса).
∟B = 180 ° - (∟CKB + ∟KCB), ∟B = 180 ° - (78 ° + 45 °) = 57 °.
Рассмотрим ΔАВС.
∟C = 90 °. ∟A = 90 ° - ∟B, ZA = 90 ° - 57 ° = 33 °.
Biдповидь: ∟A = 33 °, ∟B = 57 °.