He leído que las erupciones solares son vistas habitualmente en luz H-alpha, como una iluminación temporal de una porción pequeña de la cromosfera.
¿Lo que todo se puede interpretar de esto? ¿Es porque la energía de la radiación de la llamarada se encuentra alrededor de esta longitud de onda? Y ¿por qué cromosfera?
El modelo básico para una llamarada solar se inicia con el campo magnético de la corona. Usted puede pensar en la topología del campo magnético a consistir en bucles que asomar por fuera de la fotosfera y se extienden a la corona. Sin embargo, la fotosfera del Sol es turbulento y en constante movimiento, debido a la convección y la rotación diferencial. Mientras que un bucle se puede formar en un mínimo de estado de energía, puede ser torcido y se destacó por estos movimientos.
En algún punto de una inestabilidad es alcanzado y el campo magnético puede someterse a una "reconexión" de eventos, a la vuelta de nuevo a una menor energía de configuración. Durante este evento, las partículas cargadas son aceleradas y viajan por las líneas de campo magnético hacia la fotosfera.
Antes de llegar allí, se encuentra la cromosfera, que es donde la mayor parte de la energía cinética de la partícula es depositado. Esto resulta en un exceso de H alfa de emisiones de material de 10 a 20 mil grados kelvin, pero algunos chromospheric material también se calienta y se evapora tal que se llena la bucles magnéticos con X-ray de emisión de plasma a temperaturas de más de un millón de grados kelvin. Algunas de las llamarada de energía también puede ser utilizada para acelerar material de distancia desde el Sol, en una "gran eyección de masa coronal".
Las erupciones pueden abeja visto en una amplia variedad de longitudes de onda. Hay firmas para ser visto en la luz blanca, ultra-violeta, duros y blandos, los rayos X y ondas de radio. En general se puede dividir esto entre térmica (luz blanca, UV, suave -ray) y no térmicos (duro de rayos X y ondas de radio) de los procesos. El total de las energías en las erupciones solares siga aproximadamente el poder de la ley de distribución tal que $dN/dE \propto E^{-\alpha}$,$\alpha \simeq 2.5$. El más grande de bengalas por lo tanto son muy poco frecuentes (en el Sol, pero no necesariamente para otras estrellas).
El mayor de los "últimos" de la llamarada fue el evento Carrington de 1859. Esta era una vez cada 100-500 año llamarada con un total de energía de aproximadamente un par de $10^{26}$ Julios. Se especula con que el más grande (y más raro) eventos son posibles y de hecho se ve en otras estrellas, que puede ser ordersof magnitud más activo. Otros grandes eventos solares asociados con las eyecciones de masa coronal (como se ha señalado por honeste_vivere a continuación) se han visto recientemente, y puede indicar que este es un límite inferior, y que estas muy enérgico eventos pueden ser algo más común de lo que pensaba.
Las erupciones solares, que ahora se distingue de las eyecciones de masa coronal, se define como un temporal abrupto, localizados espacialmente mejora en la radiación electromagnética en la parte superior de la atmósfera de una estrella. Normalmente la liberación de más de 10$^{27}$-10$^{32}$ ergios (o 10$^{20}$-10$^{25}$ joules) de la energía de nuestro sol (puede mucho mayor en extrasolares estrellas). En otras palabras, estos electromagnética arrebatos de la liberación de la energía equivalente a la explosión de >10$^{15}$ toneladas de TNT o ~100.000 veces los mundos anual de consumo de energía en 2010.
Para fines prácticos, las llamaradas solares son generalmente identificados mediante observaciones en rayos X por la VA de la nave espacial. Podemos y hacer observar con H$_{\alpha}$ de las emisiones. Esta emisión se tiende a ocurrir en la cromosfera, porque la densidad de hidrógeno neutro es mucho mayor (la cual es necesaria para H$_{\alpha}$ de las emisiones a ocurrir). En la corona, donde las temperaturas son mucho más altas y las densidades mucho más bajas, es muy difícil para el hidrógeno permanecer neutral. Por comparación, la mayoría de los rayos X y los rayos UV de la emisión se produce en la corona. Esto es generalmente debido a los gruesos y delgados de destino de la emisión de radiación de frenado. La delgada objetivo de emisión se produce a menudo de alta en el coronal y se observa como los suaves rayos X mientras que el grueso de destino se produce en la base de la corona como duro de rayos-X. El RHESSI misión fue diseñado para investigar el origen de estas emisiones.
Los procesos que conducen a las emisiones electromagnéticas son la aceleración de partículas cargadas, como se deduce de la fina y gruesa objetivo de radiación de frenado y observó in situ de la nave espacial tan impulsivo, partículas energéticas solares o Sep. Por lo que podemos y hacer observar las erupciones solares en muchas diferentes maneras, no solo H$_{\alpha}$ de las emisiones.
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