"Flare"@sv . . . . "Une \u00E9ruption solaire ou temp\u00EAte solaire est un \u00E9v\u00E9nement primordial de l'activit\u00E9 du Soleil. La variation du nombre d'\u00E9ruptions solaires permet de d\u00E9finir un cycle solaire d'une p\u00E9riode moyenne de 11,2 ans. La premi\u00E8re \u00E9ruption solaire observ\u00E9e le fut par l'astronome britannique Richard Carrington, le 1er septembre 1859, lorsqu'il constata l'apparition d'une tache tr\u00E8s lumineuse \u00E0 la surface du Soleil (qui dura cinq minutes)."@fr . "26378"^^ . . "\u00C9ruption solaire"@fr . . . "35"^^ . . . . . . . "Erupci\u00F3n solar"@an . . . . . . . . . . . . "Solar flare"@en . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . "Erupci\u00F3 solar"@ca . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . "Une \u00E9ruption solaire ou temp\u00EAte solaire est un \u00E9v\u00E9nement primordial de l'activit\u00E9 du Soleil. La variation du nombre d'\u00E9ruptions solaires permet de d\u00E9finir un cycle solaire d'une p\u00E9riode moyenne de 11,2 ans. Elle se produit p\u00E9riodiquement \u00E0 la surface de la photosph\u00E8re et projette au travers de la chromosph\u00E8re des jets de mati\u00E8re ionis\u00E9e qui se perdent dans la couronne \u00E0 des centaines de milliers de kilom\u00E8tres d'altitude.Elle est provoqu\u00E9e par une accumulation d'\u00E9nergie magn\u00E9tique dans des zones de champs magn\u00E9tiques intenses, au niveau de l'\u00E9quateur solaire, probablement \u00E0 la suite d'un ph\u00E9nom\u00E8ne de reconnexion magn\u00E9tique. Les \u00E9ruptions solaires suivent trois stades, chacun d'eux pouvant durer de quelques secondes \u00E0 quelques heures selon l'intensit\u00E9 de l'\u00E9ruption. Durant le stade pr\u00E9curseur, l'\u00E9nergie commence \u00E0 \u00EAtre lib\u00E9r\u00E9e sous la forme de rayons X. Puis les \u00E9lectrons, protons et ions acc\u00E9l\u00E8rent jusqu'\u00E0 approcher la vitesse de la lumi\u00E8re[r\u00E9f. souhait\u00E9e] lors du stade impulsif. Le plasma se r\u00E9chauffe rapidement, passant de quelque 10 millions \u00E0 100 millions de kelvins[r\u00E9f. souhait\u00E9e]. Une \u00E9ruption donne non seulement un flash de lumi\u00E8re visible et une projection relativement dirig\u00E9e dans l'espace circum-stellaire de plasma, mais \u00E9met \u00E9galement des radiations dans le reste du spectre \u00E9lectromagn\u00E9tique : des rayons gamma aux ondes radio, en passant bien s\u00FBr par les rayons X. Le stade final est le d\u00E9clin, pendant lequel des rayons X mous sont \u00E0 nouveau les seules \u00E9missions d\u00E9tect\u00E9es.Du fait de ces \u00E9missions de plasma, certaines \u00E9ruptions solaires qui atteignent la Terre peuvent perturber les transmissions radio\u00E9lectriques terrestres (orage magn\u00E9tique) et provoquent l'apparition des aurores polaires en entrant en interaction avec le champ magn\u00E9tique terrestre et la haute atmosph\u00E8re. La premi\u00E8re \u00E9ruption solaire observ\u00E9e le fut par l'astronome britannique Richard Carrington, le 1er septembre 1859, lorsqu'il constata l'apparition d'une tache tr\u00E8s lumineuse \u00E0 la surface du Soleil (qui dura cinq minutes)."@fr . "Erupcion solara"@oc . . . . . . "Rozb\u0142ysk s\u0142oneczny"@pl . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . "2"^^ . . . . . . "13606"^^ . . . . . "190149813"^^ . . "\u0627\u0646\u0641\u062C\u0627\u0631 \u0634\u0645\u0633\u064A"@ar . . . . . . . . . . . "Sonvlam"@af . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . . "Brillamento"@it . . . . . . . .