Mis on päikesepurse?

Päikesepurse on peamiselt meie Päikese pinnal tohutu plahvatus, mis tekib siis, kui päikesepleki kohal olevad magnetvälja jõujooned lähevad segamini ja purunevad. Päikesepurset on defineeritud kui äkilist, kiiret ja intensiivset heleduse variatsiooni. Päikesepurse tekib siis, kui päikese atmosfääri ümbritsev magnetenergia äkki vabaneb. Materjali kuumutatakse minutite jooksul paljude miljonite kraadideni ja kiirgus eraldub praktiliselt kogu elektromagnetilise spektri ulatuses, raadiolainetest pika lainepikkuse otsas, optilise emissiooni kaudu kuni röntgenkiirguse ja gammakiirguseni lühikese lainepikkuse otsas. Vabanenud energia on samaväärne miljonite tuumapommidega, mis kõik plahvatavad samal ajal! Päikesepurskeid esineb sagedamini, kui päike on päikese suurema aktiivsuse perioodis. Mitmed päikesepursked võivad sellel ajal ilmneda ühel ja samal päeval! Päikese väiksema aktiivsuse perioodi korral võivad päikesepursked tekkida vähem kui üks kord nädalas. Suured pursked on harvemad kui väiksemad. Mõned (enamasti tugevamad) päikesepursked võivad kosmosesse paisata tohutuid päikeseplasma pilvi, seda me nimetame päikese krooniaine massiliseks väljavooluks (ing. CME-coronal mass ejection). Kui maad tabab krooniaine massilisest väljavoolust tekkinud plasmapilv, võib see põhjustada geomagneetilise tormi ja intensiivse virmaliste tekkimise öötaevasse.

A solar flare as captured by NASA's Solar Dynamics Observatory

Pilt: Nägematu päikeseenergia, mida näeb NASA Päikese Dünaamika Vaatluskeskus (ing. SDO-Solar Dynamics Observatory) 193 Ångströmi lainepikkuses.

Päikesepursete klassifikatsioon

Päikesepursked liigitatakse A-, B-, C-, M- või X-klassi vastavalt nende tippvoolule (mõõtühikuks on vatti ruutmeetri kohta, W/m2), mis on vahemikus 1–8 Ångströmit röntgenikiirgust Maa lähedal, seda mõõdetakse Vaikse ookeani kohal geostatsionaarsel orbiidil paikneva GOES-15 satelliidi pardal oleva XRS-seadme abil. Allolev tabel näitab erinevaid päikeseenergia klasse:

Klass W/m2 vahemikus 1 & 8 Ångströmit
A <10-7
B ≥10-7 <10-6
C ≥10-6 <10-5
M ≥10-5 <10-4
X ≥10-4

Iga röntgenkiirguse klassi kategooria jaguneb logaritmiliseks skaalal 1 kuni 9. Näiteks: B1 kuni B9, C1 kuni C9 jne. X2 purse on kaks korda võimsam kui X1 purse ja on neli korda võimsam kui M5 purse. X-klassi klassi kategooria on veidi erinev ja ei lõpe X9-s, vaid jätkub. X10 või tugevamaid päikesepurskeid nimetatakse mõnikord ka „Super X-klassi ehk ka ekstreemseteks päikese purseteks”.

A & B-klassi päikesepursked

A ja B-klass on päikesepursete madalaim klass. Nad on väga levinud ja mitte väga huvitavad. Taustvoog (kiirguse hulk, kui pursked puuduvad) on päikese suurema aktiivsuse perioodil B-vahemikus ja A-vahemikus, kui on päikese aktiivsuse madalaim periood.

C-klassi päikesepursked

C-klassi päikesepursked on väikesed pursked, millel on Maa jaoks vähe mõju. Ainult C-klassi päikesepursked, mis on pika kestusega, võivad tekitada krooniaine massi väljavoolu, kuid need on tavaliselt aeglased, nõrgad ja põhjustavad siin Maa peal olulist geomagnetilist häiret. Taustavoog (kiirguse hulk, kui pursked puuduvad) võib olla madalamas C-klassi vahemikus, kui maa poole asuval päikeseketta asub keeruline päikeseplekkide piirkond.

M-klassi päikesepursked

M-klassi päikesepurse on see, mida me nimetame keskmise suurusega purskeks. Nad põhjustavad väikeseid (R1) kuni mõõdukaid (R2) raadiohäireid Maa päevavalguse poolel. Mõned eruptiivsed M-klassi päikesepursked võivad põhjustada päikesekiirguse torme. Tugevad, pikaajalised M-klassi päikesepursked on tõenäoliselt kandidaadid krooniaine massilise väljavoolu põhjustajateks. Kui päikesepurse toimub maa poole asuva päikeseketta keskpunkti lähedal ja toimub meie planeedi suunaline krooniaine massiline väljavool, on suur tõenäosus, et sellest tulenev geomagnetiline torm on piisavalt tugev, et põhjustada virmaliste nähtavust keskmistel laiuskraadidel, see on ka sealhulgas Eestis.

X-klassi päikesepursked

X-klassi päikesepursked on neist kõige suuremad ja tugevad. Sellise suurusega päikesepurskeid tekib keskmiselt umbes 10 korda aastas ja nad on päikese maksimaalse aktiivsuse ajal tavalisemad kui päikese minimaalse aktiivsuse perioodil. Päikese päevavalguse ajal tekivad päikesepurske ajal tugevad ja äärmuslikud (R3 kuni R5) raadiohäired. Kui päikeseenergia on eruptiivne ja toimub Maa poolse päikeseketta keskpunkti lähedal, võib see põhjustada tugeva ja kauakestva päikesekiirguse tormi ning vabastada olulise krooniaine massiline väljavoolu, mis võib põhjustada tõsiseid (G4) või äärmuslikke (G5) magnettorme maapinnal. Sellega kaasnevad tugevad virmalised öö taevas, mis levivad üle kogu keskmiste laiuskraadide.

X-class solar flare as seen by NASA's Solar Dynamics Observatory in the 131 Ångström wavelength

Pilt: X-klassi päikesepurse, mida näeb NASA Päikese Dünaamika Vaatluskeskus (ing. SDO-Solar Dynamics Observatory) 131 Ångströmi lainepikkuses.

Niisiis, mis on üle X9? X-klass jätkub pärast X9-t uue numbri saamisega ja neid päikese purskeid nimetatakse sageli „Super X-klassi” päikesepurskeks. Päikesepursked, mis jõuavad X10 klassi või ületavad seda, on siiski väga haruldased ja esinevad ainult paar korda ühe päikese aktiivsustsükkli ajal (ca 11 aasta jooksul). Tegelikult on hea, et need võimsad päikesepursked ei esine nii tihti, sest tagajärjed Maale võivad olla tõsised. On teada, et selliste päikesepursete abil käivitatavad krooniaine massiline väljavoolud võivad tekitada probleeme meie kaasaegsele tehnoloogiale nagu satelliidid ja elektriliinid.

Super X-klassi pursete puhul tuleb märkida, et X20 päikesepurse ei ole 10-korda tugevam kui X10 päikesepurse. X10 päikesepurske röntgenkiirguse hulk on võrdne 0,001 W/m2, samal ajal kui X20 röntgenkiirguse hulk on 0,002 W/m2 1-8 Åstrstromi lainepikkuses.

Suurim päikesepurse, mis kunagi on registreeritud alates sellest kui satelliidid hakkasid neid 1976. aastal mõõtma, oli hinnanguliselt 23.-nda päikese aktiivsustsükkli ajal, 4. novembril 2003. a toimunud X28 intensiivsusega päikesepurse. GOES-12 satelliidi seadme XRS pikk kanal oli intensiivse radiatsiooni käes küllastunud tasemeni X17 juba 12 minutiga ning kättesaadavate andmete hilisem analüüs annab hinnangulise tippvoo tasemeks X28. Samas on olemas ka teadlasi, kes arvavad, et see päikesepurse oli isegi tugevam kui X28. Meie jaoks oli hea see, et päikeseplekkide grupp, mis selle päikesepurske tekitas, oli selle X28 päikesepurske tekkimise hetkel juba suurel määral pöördunud maa suunast eemale. Tähelepanu tuleb pöörata sellele, et alates 2017. aasta märtsist ei ole uuema GOES-15 satelliidi XRS-kanaleid veel küllastatud päikesepursked, kuid eeldatakse, et see küllastub umbes sama kiirguse vooluhulga taseme juures.

Päikese pursetest põhjustatud suure sagedusega (HF) raadiohäired

Päikese purske ajal eralduvad röntgen kiirgused ja äärmuslik ultraviolettkiirgus, need võivad tekitada probleeme suure sagedusega (HF) raadiosides Maa päikese poolt valgustatud küljel ja on kõige intensiivsemad kohtades, kus Päike otseselt asub meie pea kohal. Need sündmused mõjutavad peamiselt kõrgsageduslikku (HF) (3–30 MHz) raadiosidet, kuigi hämardumine ja vähenenud vastuvõtt võivad sattuda ka ülespoole väga suure sagedusega (30–300 MHz)levialasse ja kõrgematele sagedustele.

Need raadiohäired on tingitud suuremast päikesepaistega kaasnevast elektronide tihedusest madalamas ionosfääri kihis (D-kiht), mis omakorda põhjustab selle kihi läbimiseks vajamineva raadiosageduste energia suurenemise vajaduse, seetõttu raadiolained sumbuvad ja võivad tekkida sidekatkestused . See protsess takistab raadiolainete jõudmist palju kõrgematesse E, F1 ja F2 kihtidesse, kus need raadiosignaalid tavaliselt murduvad ja põrkuvad tagasi Maa peale.

Päikesepursete poolt põhjustatud raadiohäired on kõige levinumad ilmastikunähtused, mis mõjutavad Maad ja ka samuti meid kõige kiiremini mõjutavad. Väikesed sündmused toimuvad umbes 2000 korda iga päikese aktiivsuse tsükli kohta. Põlemisel tekkiv elektromagnetiline kiirgus liigub valguse kiirusega, mis kulgeb päikese ja maapinna vahel veidi üle 8 minuti. Seda tüüpi sidekatkestused võivad sõltuvalt päikese purske kestusest ja tugevusest kesta mitu minutit kuni mitu tundi. Kui tõsine on raadioside katkestus sõltub loite tugevusest.

Keskpäeva aegne röntgen kiirguse poolt põhjustatud raadioside katkestus kõrgeimal mõjutatud sagedusel (HAF) põhineb praegusel röntgenikiirguse väärtusel vahemikus 1-8 Ångströmi. Kõrgeima mõjuga sagedust (HAF) saab tuletada valemiga. Allpool on tabel, kus saab näha, milline on kõrgeim mõjutatud sagedus (HAF) konkreetse röntgenkiirguse ajal.

GOES röntgenkiirte klass ja vool Kõrgeim mõjutatud sagedus
M1.0 (10-5) 15 MHz
M5.0 (5×10-5) 20 MHz
X1.0 (10-4) 25 MHz
X5.0 (5×10-4) 30 MHz

R-skaala

NOAA kasutab R-skaala viie tasandilist süsteemi, röntgenkiirgusest tulenevate raadioside katkestuse tõsiduse näitamiseks. See skaala ulatub R1-st väikese raadioside katkestuse korral kuni R5-ni äärmusliku raadioside katkestuse korral, kusjuures R1 on madalaim tase ja R5 on kõrgeim tase. Igal R-tasemel on sellega seotud teatud röntgenkiirguse heledus. See ulatub R1-st röntgenkiirguse vooluhulga madalaima taseme puhul M1-st kuni R5-ni X20 röntgenkiirguse vooluhulga jaoks. Twitteris pakume teateid niipea, kui on saavutatud teatav raadioside katkestuse lävi. Kuna iga sidekatkestuse tase kujutab endast teatavat GOES-i röntgenkiirguse heledust, saate neid hoiatusi seostada otsekohe päikese pursetega. Saame määratleda järgmised raadioside katkestuse klassid:

R-skaala Kirjeldus GOES röntgenkiirte künnis klasside ja voolude järgi Keskmine sagedus
R1 Madal M1 (10-5) 2000 tsükli kohta (950 päeval tsükli jooksul)
R2 Mõõdukas M5 (5×10-5) 350 tsükli kohta (300 päeval tsükli jooksul)
R3 Tugev X1 (10-4) 175 tsükli kohta (140 päeval tsükli jooksul)
R4 Tõsine X10 (10-3) 8 tsükli kohta (8 päeval tsükli jooksul)
R5 Ekstreemne X20 (2×10-3) Vähem kui 1 tsükli kohta

Allpool olev pilt näitab X1-klassi (R3-tugev) päikesepurske mõju Maa päikese poolt valgustatud küljele. Näeme, et kõrgeim mõjutatud sagedus (ingl. HAF-Highest Affected Frequency) on umbes 25 MHz seal, kus päike on otseselt pea kohal. Kõrgeima mõjutatud sageduse (HAF-i) madalamad raadiosagedused kannatavad veelgi suurema kao tõttu.

X-ray radio blackout

Pilt: NOAA SWPC - D Region Absorption Product. D-regiooni neeldumise ennustamismudelit kasutatakse juhisena, et mõista kõrgsagedusliku (HF) raadio degradatsiooni ja sidekatkestusi, mida see võib põhjustada.

<< Mine eelmisele lehele

Viimane uudis

Toeta SpaceWeatherLive.com-i!

Paljud inimesed külastavad SpaceWeatherLive lehte selleks, et jälgida, mis toimub Päikesel või, kas on oodata virmalisi. Suurema liiklusega on serveri koormus ning maksumus kõrgem. Kui sulle meeldib see, mida me sinu heaks teeme, siis saad sa sellele ka ise natukene kaasa aidata, annetades selle lehe käigus hoidmise ja arendamise heaks. Ette tänades SpeaceWeatherLive meeskond!

100%

Viimane teavitus

Hankige koheselt teateid!

Fakte kosmose ilmast

Viimane X-loide:10 /09 /2017X8.2
Viimane M-loide:20 /10 /2017M1.0
Viimane geomagnetiline torm:02 /09 /2019Kp5 (G1)
Päikese plekivabade päevade arv 2019 -is:184
Praegused järjestikused päikeseplekkideta päevad:14

See päev ajaloos*

Päikesepursked ehk loited
12000M5.9
22001M5.6
32005M4.4
42005M3.5
52000M3.3
ApG
1200334G2
2199931G2
3200029G2
4201728G1
5200419
*alates 1994

Sotsiaalvõrgustikud