Введение 
 

      Изучение  Солнца во все времена было одной  из важнейших задач астрономии и многих других наук.  Как само Солнце, так и влияние его на Землю являются важнейшими объектами исследования.

      Интерес ученых к проблеме солнечно – земных связей вызван несколькими причинами. Прежде всего, по мере выяснения физических сторон влияния Солнца на Землю выявилось громадное прикладное значение этой проблемы для радиосвязи, магнитной навигации, безопасности космических полетов, прогнозирования погоды и так далее. Не менее важной была проблема влияния активности солнца на здоровье людей.

      В 1915 г. Александр Леонидович Чижевский(1897-1964 гг.) обратил внимание на циклическую связь между развитием некоторых эпидемий и пятнообразовательной деятельностью Солнца. А.Л.Чижевский установил влияние солнечной активности на возникновение заболеваний ещё в 20-х годах. Его считают основоположником науки гелиобиологии. С тех пор проводятся исследования, накапливаются научные данные, подтверждающие влияние солнечных и магнитных бурь на здоровье. Из всех заболеваний, которые подвержены воздействию магнитосферных бурь, сердечно–сосудистые были выделены, прежде всего, поскольку их связь с солнечной и магнитной активностью была наиболее очевидной. Необходимо отметить, что больной и здоровый организм по-разному реагирует на изменения космических и геофизических условий. Рассматривались эмоциональные проявления в периоды космических и геофизических возмущений, причем необходимо сказать о важном аспекте управления мышлением и эмоциональным состоянием.

      Отмечено, что психоэмоциональный настрой  на творческий труд является мощным стимулом активности внутренних резервов организма, позволяющим легче переносить экстремальные  воздействия природных факторов. Экстремальные космические и геофизические ситуации влияют также и на детей, на их нервную, эндокринную, сердечно–сосудистую, дыхательную и другие системы.

      Поэтому изучение Солнца и его влияния  на Землю крайне важно.

Солнце  и его влияние  на Землю

Глава 1. Солнце – общая  характеристика и  строение

1.1. Общая характеристика  Солнца 
 

    Солнце -  центральное тело Солнечной  системы, раскаленный плазменный шар, типичная звезда-карлик спектрального  класса G2. Среди звезд Солнце по размеру  и яркости занимает среднее положение, хотя в солнечной окрестности  большинство звезд имеет меньшие размеры и яркости. Поверхностная температура Солнца около 5800 K. Вращение Солнца вокруг оси происходит в том же направлении, что и Земли (с запада на восток), ось вращения образует угол 82 °45' с плоскостью орбиты Земли (эклиптикой). Один оборот относительно Земли совершается за 27,275 сут (синодический период обращения), относительно неподвижных звезд — за 25,38 сут (сидерический период обращения). Период вращения (синодический) изменяется от 27 сут на экваторе до 32 суток у полюсов. Химический состав, определенный из анализа солнечного спектра: водород — около 90%, гелий — 10%, остальные элементы — менее 0,1% (по числу атомов). Подобно всем звездам, оно представляет собой шар горячего газа, а источником энергии является ядерный синтез, происходящий в его недрах.  Земля, находящаяся на расстоянии 149,6 млн. км от Солнца, получает около 2.1017Вт солнечной лучистой энергии. Солнце — основной источник энергии для всех процессов, совершающихся на земном шаре. Вся биосфера, жизнь существуют только за счет солнечной энергии.

      Точные измерения показывают, что  диаметр Солнца в 1392000км не  постоянная величина. Около пятнадцати лет назад астрономы обнаружили, что Солнце худеет и полнеет на несколько километров каждые 2 часа 40 минут, причем этот период сохраняется строго постоянным. С периодом 2 часа 40 минут на доли процента меняется и светимость Солнца, то есть излучаемая им энергия.

        Указания на то, что диаметр  Солнца испытывает еще и очень  медленные колебания со значительным  размахом, были получены путём анализа результатов астрономических наблюдений многолетней давности. Точные измерения продолжительности солнечных затмений, а также прохождения Меркурия и Венеры по диску Солнца показали, что в XVII веке диаметр Солнца превышал нынешний примерно на 2000 км, то есть на 0,1%.

    Среднее расстояние от Земли до Солнца составляет 149.6 миллионов км. Так как Земля  обращается вокруг Солнца по эллиптической  орбите, то в январе она ближе  к нему на 2.5 миллиона км, а в июле – настолько же дальше. Радиус Солнца  R  = 696 000 км, масса m = 1.99 10  г, средняя плотность p = 1,41 г/см. Полное количество энергии излучаемой, Солнцем, составляет L = 3.86 10  эрг/сек или L = 3.86 10  Вт. Но Земля получает лишь 5 10 долю всей излучаемой Солнцем энергии.

    Солнце  вращается не как твёрдое тело, его угловая скорость по мере удаления от экватора уменьшается .. Такое вращение получило название дифференциального или зонального вращения. По наблюдениям многих тысяч пятен установлено, что w = 14.4 – 2.7    sin b,где - угловое расстояние от экватора, гелиографическая широта период вращения Солнца изменяется от 25 суток на экваторе до 30 суток вблизи полюсов. Линейная скорость вращения на экваторе близка к 2 км/с.

    Протяжённость хромосферы составляет около 10 000 км. Было найдено, что плотность в ней изменяется с высотой медленнее, чем в фотосфере. Подтверждение сказоному является присутствие в спектре хромосферы линий ионизированного гелия

       В то же время в спектре  хромосферы видны также линии  бальмеровской серии водорода, которые могут образовываться лишь в случаях низкой температуры излучающего газа.

       Эти противоречивые данные можно  согласовать, если в хромосфере  одновременно присутствуют и холодные, и горячие элементы газа. Поэтому модель хромосферы выглядит следующим образом. В нижней её части температура равна 4500 – 4800 К. на высоте около 2000 км появляются горячие струи – спикулы, температура которых достигает 50 000 К и которые окружены более холодным газом с температурой 20 000 К (рис.4.). Высота отдельной спикулы достигает нескольких тысяч километров, толщина - около одной тысячи километров. Со скоростями порядка 20 км/сек спикулы движутся вверх и растворяются в короне.

       У основания короны плотность  равна 10 г/см (соответствующая концентрация частиц N = 10 см), а температура очень резко возрастает до 100 000 К. на высоте h = 70 000 км Т = 2 млн. градусов.       

    1.2. Строение Солнца 

    Солнце  состоит из следующих элементов:

    ЯДРО -  где температура в центре равна 27 млн. K, здесь протекает ядерный  синтез. В процессе превращения водорода в гелий ежесекундно аннигилируется 4 млн. т солнечного вещества. Выделяемая при этом энергия и является источником солнечной энергии. В общепринятой теоретической модели Солнца (так называемой "Стандартной модели") предполагается, что подавляющая часть энергии вырабатывается реакциями прямого синтеза водорода c образованием гелия, и только лишь 1,5% - реакциями так называемого цикла CNO, в котором в процессе реакции углерод циклически превращается сначала в азот и кислород, после чего реакция снова приводит к образованию углерода.

      Поверх ядра расположена ЗОНА  ИЗЛУЧЕНИЯ, где образовавшиеся  в процессе ядерного синтеза фотоны с высокой энергией сталкиваются с электронами и ионами, порождая повторное световое и тепловое излучение.

      С внешней стороны зоны излучения  лежит КОНВЕКТИВНАЯ ЗОНА (во внешнем  слое толщиной 150-200 тыс. км, расположенный  непосредственно под фотосферой), в который нагретые газовые  потоки направляются вверх, отдают  свою энергию поверхностным слоям  и, стекая вниз, повторно нагреваются. Конвективные потоки приводят к тому, что солнечная поверхность имеет ячеистый вид, солнечные пятна, спикулы и т. д. Интенсивность плазменных процессов на Солнце периодически изменяется (11-летний период – солнечная активность).

         В противовес данной теории, что  наше Солнце состоит главным  образом из водорода, 10 января 2002г  обсуждалась гипотеза профессора  кафедры ядерной химии из университета  Миссури-Роллана Оливер Мануэль  (Oliver Manuel) на 199-й конференции Американского  астрономического общества, утверждающая, что основную массу Солнца составляет не водород, а железо.  В статье «Происхождение солнечной системы с "железным" Солнцем") он утверждает, что реакция синтеза водорода, которая дает часть солнечного тепла, происходит вблизи поверхности Солнца. Но основное тепло выделяется из ядра Солнца, которое состоит главным образом из железа.  Изложенную в статье теорию происхождения Солнечной системы из взрыва сверхновой, после чего из ее сжавшегося ядра образовалось Солнце, а из выброшенной в космос материи - планеты, выдвинул в 1975г  вместе с доктором Дварка Дас Сабу.

    1.3. Солнечная атмосфера.  Фотосфера, хромосфера, корона 

    Вся солнечная атмосфера постоянно  колеблется. В ней распространяются как вертикальные, так и горизонтальные волны  с длинами в несколько тысяч километров. Колебания носят резонансный характер и происходят с периодом около 5 минут (от 3 до 10 минут). Скорости колебаний чрезвычайно малы - десятки сантиметров в секунду.

    Фотосфера – это видимая поверхность Солнца. Достигает толщины около 0,001 RD (200-300 км), плотность 10-9 — 10-6 г/см3, температура убывает снизу вверх от 8 до 4,5 тыс. К. Фотосфера представляет собой зону, где характер газообразных слоев меняется от полностью непрозрачных для излучения до совершенно прозрачных. Фактически фотосфера излучает весь видимый свет. Температура фотосферы Солнца около 5800 K, причем к основанию хромосферы она падает примерно до 4000 K. Линии поглощения в спектре Солнца формируются в результате поглощения излучения и рассеяния именно в этом слое. Явления, характерные для активного Солнца, такие как солнечные пятна, вспышки и факелы, также возникают в фотосфере.  Быстрые атомные частицы, высвобождаемые при вспышках, движутся сквозь пространство, воздействуя на Землю и ее окрестности. В частности, они вызывают радиопомехи, геомагнитные бури и полярные сияния.

      Новые снимки края солнечного  диска в 2002г шведским Солнечным  телескопом 1-m, установленном на острове Ла-Пальма (Канарские острова), позволили обнаружить ландшафты из гор, долин и огненных стен, впервые показав трехмерную структуру солнечной поверхности. Новые снимки позволили разглядеть смещающиеся пики и низины сверхгорячей плазмы – разница в высоте их может достигать сотни километров. 

    Грануляция - видимая в телескоп зернистая структура солнечной фотосферы. Представляет собой совокупность большого числа тесно расположенных гранул — ярких изолированных образований диаметром 500-1000 км, покрывающих весь диск Солнца. Отдельная гранула возникает, разрастается и затем распадается за 5-10 мин. Межгранульное расстояние достигает в ширину 300-500км. Одновременно на Солнце наблюдается около миллиона гранул.

    Поры - темные округлые образования диаметром  несколько сот километров, возникающие  группами в промежутках между  фотосферными гранулами. Некоторые поры, увеличиваясь, превращаются в солнечные пятна. 

    Факел - яркая область фотосферы Солнца (цепочки ярких гранул, обычно окружающих группу солнечных пятен).

    Появление факелов связано с последующим  возникновением в их окрестности солнечных пятен и вообще с солнечной активностью. Они имеют размер около 30000 км и температуру на 2000К выше окружающей. Факелы – зазубренные стены, высота которых достигает 300 километров. Причем эти стены излучают гораздо больше энергии, чем предполагали астрономы. Возможно даже, что именно они и вызывали эпохальные изменения в земном климате.  Суммарная площадь цепочек (волокон фотосферных факелов) в несколько раз больше площади пятен, и существуют фотосферные факелы в среднем дольше, чем пятна - иногда 3-4 месяца. В годы максимума солнечной активности фотосферные факелы могут занимать до 10% всей поверхности Солнца.

      Солнечное пятно - область на  Солнце, где температура ниже (области  с сильным магнитным полем) , чем  в окружающей фотосфере. Поэтому  солнечные пятна кажутся относительно более темными. Эффект охлаждения вызывается наличием сильного магнитного поля, сконцентрированного в зоне пятна. Магнитное поле препятствует образованию конвективных потоков газа, которые переносят к поверхности Солнца горячее вещество из нижележащих слоев.  Солнечное пятно состоит из перекручивающихся магнитных полей в мощном плазменном вихре, видимая и внутренняя области которого вращаются в противоположных направлениях. Солнечные пятна формируются там, где магнитное поле Солнца имеет большую вертикальную компоненту. Солнечные пятна могут возникать индивидуально, но часто они образуют группы или пары противоположной магнитной полярности. Развиваются из пор, могут достигать 100 тыс. км (самые маленькие 1000-2000км) в поперечнике, существуют в среднем 10-20 суток. В темной центральной части солнечного пятна (тени, где силовые линии магнитного поля направлены вертикально, а напряженность поля, как правило, в несколько тысяч раз больше, чем у поверхности Земли), температура составляет около 3700 K по сравнению с 5800 K в фотосфере, вследствие чего они в 2-5 раз темнее фотосферы. Внешняя и более яркая часть солнечного пятна (полутень) состоит из тонких длинных сегментов.  Особенно выделяется наличие темных сердцевин в светлых участках на солнечных пятнах.   

    Минимум Маундера - интервал протяженностью около 70 лет, начиная примерно с 1645г, в течение которого солнечная активность постоянно была на низком уровне, а солнечные пятна наблюдались редко. В течение 37 лет не было зарегистрировано ни одного полярного сияния.

    Бабочки Маундера -  диаграмма, представляющая изменения гелиографической широты, на которой появляются солнечные пятна в течении солнечного цикла. Впервые диаграмма была построена в 1922 г. Э. В. Маундером. На графике в качестве вертикальной оси взята гелиографическая широта, а в качестве горизонтальной оси - время (в годах). Далее для каждой группы солнечных пятен, относящихся к некоторой широте, и каррингтоновского номера строятся вертикальные линии, покрывающие один градус широты. Получаемая картина  напоминает крылья бабочки, что и дало диаграмме это популярное название.

    Гелиографическая  долгота - долгота, измеренная для точек  на поверхности Солнца. На Солнце нет  фиксированной нулевой точки, так  что гелиографическая долгота отсчитывается от номинального эталонного большого круга: солнечного меридиана, который прошел через восходящий узел солнечного экватора на эклиптике 1 января 1854 г. в 12.00 UT. Относительно этого меридиана долгота рассчитывается в предположении равномерного сидерического вращения Солнца с периодом 25,38 суток. В справочниках для наблюдателей помещаются таблицы положений солнечного эталонного меридиана для данной даты и времени.

    Каррингтоновский  номер- номер, присваиваемый каждому  обороту Солнца. Отсчет был начат Р.К. Каррингтоном  9 ноября 1853г с первого номера. Он взял за основу среднюю величину периода синодического вращения солнечных пятен, который определил как 27,2753 дня. Поскольку Солнце не вращается как твердое тело, фактически этот период меняется с широтой. 

    Хромосфера

    Газообразный  слой Солнца, лежащий выше фотосферы  толщиной 7-8 тыс. км, отличается значительной неоднородностью температуры (5-10 тыс. К). С увеличением расстояния от центра Солнца температура слоев фотосферы уменьшается, достигая минимума. Затем в вышележащей хромосфере снова начинает постепенно повышаться до 10000 K. Название означает буквально “цветная сфера”, поскольку при полном солнечном затмении, когда свет фотосферы закрыт, хромосфера видна в виде яркого кольца вокруг Солнца как розоватое сияние. Она динамична, в ней наблюдаются вспышки, протуберанцы. Элементы структуры — хромосферная сетка и спикулы. Ячейки сетки — динамические образования диаметром 20 — 50 тыс. км, в которых плазма движется от центра к периферии.

      Вспышка - самое мощное проявление солнечной активности, внезапное местное выделение энергии магнитных полей в короне и хромосфере Солнца (до 1025 Дж при наиболее сильных солнечных вспышках), при котором вещество солнечной атмосферы нагревается и ускоряется. При солнечных вспышках наблюдаются: увеличение яркости хромосферы (8-10 мин), ускорение электронов, протонов и тяжелых ионов (с частичным выбросом их в межпланетное пространство), рентгеновское и радиоизлучение.

       Вспышки связаны с активными  областями Солнца и представляют собой взрывы, в которых вещество разогревается до температур в сотни миллионов градусов.

    Сгустки солнечного вещества, выброшенные с  поверхности светила, могут быть поглощены другими сгустками, когда  оба выброса происходят в одной  и той же области солнечной поверхности, причем второй выброс движется с большей скоростью, чем первый.  Солнечное вещество выбрасывается с поверхности Солнца со скоростью от 20 до 2000 километров в секунду. Его масса оценивается в миллиарды тонн. В случае, когда сгустки вещества распространяются в направлении Земли, на ней происходят магнитные бури. Специалисты полагают, что в случае космического "каннибализма" магнитные бури на Земле имеют большую, чем обычно силу, и их труднее прогнозировать.

    Спикулы - отдельные столбы (похожие на шипы структуры) светящейся плазмы в хромосфере, видимые при наблюдении Солнца в монохроматическом свете (в спектральных линиях Н, Не, Са+ и др.), которые наблюдаются в лимбе или около него.

    Флоккулы - (лат. flocculi, от floccus — клочок) (факелы хромосферные), тонкие волокнистые образования в хромосферном слое центров солнечной активности, имеют большую яркость и плотность, чем окружающие участки хромосферы, ориентированы вдоль силовых линий магнитного поля; являются продолжением факелов фотосферных в хромосфере.  Флоккулы можно видеть, когда солнечная хромосфера отображается в монохроматическом свете, например, в свете однократно ионизированного кальция.

    Протуберанец (от лат. protubero — вздуваюсь) - термин, используемый для разнообразных по форме структур (похожих на облака или вспышки) в хромосфере и короне Солнца. Они имеют более высокую плотность и более низкую температуру, чем окружающая их среда, на солнечном лимбе выглядят как яркие детали короны, а в проекции на солнечный диск имеют вид темных волокон, а на его краю — в виде светящихся облаков, арок или струй.

    По  данным двух исследовательских спутников TRACE и SOHO, которые ведут постоянные наблюдения за Солнцем, потоки электрически заряженного газа движутся в атмосфере Солнца почти со скоростью звука в данных условиях. Их скорость может достигать 320 тыс. км/час. То есть сила ветра на Солнце "перебивает" гравитационную силу при определении плотности атмосферы, а ведь на Солнца сила гравитационного притяжения в 28 раз больше, чем на поверхности Земли. 

      Корона

    Самая внешняя часть атмосферы Солнца, состоит из горячей (1-2 млн. К) разреженной  высокоионизованной плазмы, которая  во время полного солнечного затмения видна как яркое гало. Корона простирается на расстояние, во много раз превышающее радиус Солнца, и переходит в межпланетную среду (в несколько десятков радиусов Солнца и постепенно рассеивается в межпланетном пространстве). Протяженность и форма короны изменяются в течение солнечного цикла, главным образом благодаря потокам, образующимся в активных областях.

    Корона  состоит из следующих частей:

    K-корона (электронная корона или непрерывная  корона). Видна как белый свет  фотосферы, рассеиваемый высокоэнергетическими  электронами при температуре порядка миллиона градусов. K-корона неоднородна, она содержит различные структуры, такие как потоки, уплотнения, перья и лучи. Поскольку электроны движутся в высокой скоростью, фраунгоферовы линии в спектре отраженного света стерты. F-корона (фраунгоферова корона или пылевая корона) - свет фотосферы, рассеиваемый более медленными частицами пыли, движущимися вокруг Солнца. В спектре видны фраунгоферовы линии. Продолжение F-короны в межпланетное пространство наблюдается как зодиакальный свет.

    E-корона (корона эмиссионных линий) образуется  светом в дискретных эмиссионных линиях сильно ионизированных атомов, особенно железа и кальция. Она обнаруживается на расстоянии двух солнечных радиусов. Эта часть короны излучает также в крайнем ультрафиолетовом и мягком рентгеновском диапазонах спектра. 

      Фраунгоферовы линии

    Темные  линии поглощения в спектре Солнца и, по аналогии, в спектре любой  звезды. Впервые такие линии были выделены Йозефом фон Фраунгофером (1787-1826), который обозначил самые заметные линии буквами латинского алфавита. Некоторые из этих символов все еще используются в физике и астрономии, особенно линии натрия D и линии кальция H и K.

    Корональные линии - запрещенные линии в спектрах многократно ионизованных Fe, Ni, Ca, Al и других элементов, возникают в солнечной короне и указывают на высокую (ок. 1,5 млн. К) температуру короны.

      Выброс корональной массы (ВКМ) - эрупция вещества из солнечной  короны в межпланетное пространство. ВКМ связан с особенностями  магнитного поля Солнца. В периоды  высокой солнечной активности  каждый день происходит один или два выброса, возникающих в самых разных солнечных широтах. В периоды спокойного Солнца они происходят существенно реже (примерно один раз каждые 3 -10 дней) и ограничиваются более низкими широтами. Средняя скорость выброса изменяется от 200 км/сек при минимальной активности до величин примерно вдвое больших в максимуме активности. Большинство выбросов не сопровождается вспышками, а в тех случаях, когда вспышки происходят, они обычно начинаются после начала ВКМ. ВКМ представляют собой наиболее мощные из всех нестационарных солнечных процессов и оказывают заметное влияние на солнечный ветер. Большие ВКМ, ориентированные в плоскости земной орбиты, ответственны за геомагнитные бури.

    Солнечный ветер - поток частиц (в основном протонов и электронов), истекающих за пределы Солнца со скоростью до 900 км/сек. Солнечный ветер фактически представляет собой горячую солнечную корону, распространяющуюся в межпланетное пространство. На уровне орбиты Земли средняя скорость частиц солнечного ветра (протонов и электронов) около 400 км/с, число частиц — несколько десятков в 1 см3.

    Сверхкорона - наиболее удаленные (на несколько  десятков радиусов от Солнца) области  солнечной короны, наблюдаются по рассеянию ими радиоволн от далеких  источников космического радиоизлучения (Крабовидной туманности и др.) 
 
 

    Глава 2. Влияние Солнца на Землю 

    2.1. Солнечная активность 

    Солнечная активность - различные регулярные возникновения в атмосфере Солнца характерных образований, связанные  с выделением большого количества энергии, частота и интенсивность которых циклически изменяются: солнечных пятен, факелов в фотосфере, флоккулов и вспышек в хромосфере, протуберанцев в короне, выбросы корональной массы. Области, где в совокупности наблюдаются эти явления, называются центрами солнечной активности. В солнечной активности (росте и спаде числа центров солнечной активности, а также их мощности) существует приблизительно 11-летняя периодичность (цикл солнечной активности), хотя имеются свидетельства существования и других циклов (от 8 до 15 лет). Солнечная активность влияет на многие земные процессы.

    Активная  область - область во внешних слоях  Солнца, где возникает солнечная активность. Активные области образуются там, где из подповерхностных слоев Солнца появляются сильные магнитные поля. Солнечная активность наблюдаются в фотосфере, хромосфере и короне. В активной области имеют место явления типа солнечных пятен, флоккул и вспышек. Возникающее излучение занимает весь спектр, от рентгеновского диапазона до радиоволн, хотя в солнечных пятнах видимая яркость несколько меньше из-за пониженной температуры. По размерам и продолжительности существования активные области сильно различаются - они могут наблюдаться от нескольких часов до нескольких месяцев. Электрически заряженные частицы, как и ультрафиолетовое и рентгеновское излучение активных областей, воздействуют на межпланетную среду и верхние слои атмосферы Земли.

    Волокно - характерная деталь, наблюдаемая  в изображениях активных областей Солнца, сделанных в линии альфа водорода. Волокна имеют вид темных полос шириной 725-2200 км и средней длиной 11000 км. Время жизни отдельного волокна составляет 10-20 мин., хотя общий рисунок области волокон мало меняется в течение нескольких часов. В центральных зонах активных областей Солнца волокна соединяют пятна и флоккулы противоположной полярности. Регулярные пятна окружены радиальным узором волокон, называемым сверхполутенью. Они представляют собой вещество, втекающее в пятно со скоростью около 20 км/сек.  

    2.1. Солнечные вспышки 

    Наиболее  мощным проявлением солнечной активности являются вспышки, во время которых за очень короткий промежуток времени (до 1000 с) выделяется очень большое количество энергии эквивалентное выделяемому при взрыве нескольких десятков миллионов (а в редких случаях и сотни миллионов) водородных бомб.

       В годы максимальной активности  может быть около 10 вспышек  в сутки, в минимуме на протяжении  многих месяцев их может не  быть ни одной. 

       Чаще всего вспышки возникают  в так называемых нейтральных  областях между пятнами, имеющими  противоположную полярность. Размеры области, охваченной вспышкой, меньше 1000км. Процесс развития не большой вспышки продолжается 5-10 мин. Самых мощных – несколько часов. Обычно вспышки начинаются с внезапного выделения энергии в верхней хромосфере или нижней короне, причём за 1–2мин, а для очень больших вспышек за 10 – 60 мин. количество освобождённой энергии достигает 10  – 10   Дж.

       Основные эффекты, проявляющиеся  при вспышке, - это нагрев большого  объёма солнечной плазмы до  очень высокой температуры (до 100 млн. К) и ускорение значительного числа частиц до релятивистских энергий (генерация солнечных космических лучей). Проявление вторичных эффектов при вспышке связанно с распространением нагретого газа и ускоренных частиц вдоль силовых линий магнитного поля в хромосферу, что вызывает интенсивное излучение в оптическом и ультрафиолетовом диапазонах. Кроме того, горячий газ испускает тепловое рентгеновское излучение, а энергичные электроны, тормозясь в плотной плазме хромосферы, дают рентгеновское излучение с нетепловым спектром (в котором интенсивность излучения изменяется с частотой по степенному закону).

      Исследования ультрафиолетового  и рентгеновского (нетеплового) излучения  вспышек, проведённые в последние  годы с помощью ракет и спутников,  позволили установить, что это излучение отчётливо разделяется на две компоненты – медленно изменяющуюся и импульсивную. ''Медленная'' компонента обычно с начала слабо, а затем всё быстрее возрастает и после достижения максимума постепенно спадает. Импульсивная компонента появляется в момент быстрого роста медленно меняющейся и состоит обычно из одного или нескольких отдельных всплесков.

       Таким образом, излучение вспышки  практически во всех диапазонах  спектра состоит из множества различных всплесков различной продолжительности, а, следовательно, характер изменения теплового рентгеновского излучения и эмиссии в линии Н  не может быть объяснён медленным нагревом и постепенным охлаждением всей области, занимаемой вспышкой. Это заставляет предположить тонкую структуру области вспышки, где процессы ускорения и нагрева частиц происходят в отдельных, сравнительно не больших объёмах плазмы с магнитным полем. Появление же всплесков рентгеновского излучения может быть связано с лучами быстрых частиц, имеющих степенное распределение по энергиям.