Mitä ovat flarepurkaukset?

Flare on pohjimmiltaan jättimäinen räjähdys Aurinkomme pinnalla, joka tapahtuu, kun magneettikentän voimaviivat yhdistyvät auringonpilkuissa jolloin tapahtuu räjähdysmäinen purkaus. Flare määritellään äkilliseksi, nopeaksi ja voimakkaaksi kirkkauden vaihteluksi. Flarepurkaus tapahtuu, kun Auringon kaasukehään muodostunut magneettinen energia vapautuu yhtäkkiä. Materia kuumenee moniin miljooniin asteisiin muutamassa minuutissa, ja säteilyä emittoituu käytännössä koko sähkömagneettisen spektrin alueella, pitkäaaltoisista radioaalloista optiseen valoon ja edelleen röntgen- ja gammasäteisiin lyhyillä aallonpituuksilla. Vapautunut energiamäärä vastaa miljoonia ydinpommeja, jotka räjähtävät kaikki samanaikaisesti! Flarepurkauksia tapahtuu usein auringonpilkkumaksimin vuosina. Useita flarepurkauksia voi ilmaantua saman vuorokauden aikana! Aktiivisuusminimin aikaan flarepurkauksia ilmaantuu harvemmin kuin kerran viikossa. Voimakkaat flarepurkaukset ovat harvinaisempia kuin heikommat. Jotkut (enimmäkseen voimakkaammat) flarepurkaukset voivat aiheuttaa valtavia plasmapilviä avaruuteen, joita kutsumme koronan massapurkauksiksi. Kun koronan massapurkaus saapuu Maahan, se voi aiheuttaa geomagneettisen myrskyn ja voimakkaat revontulet.

Kuva: NASAn Solar Dynamics Observatoryn havaitsema upea flarepurkaus193 Ångströmin aallonpituudella.

Flarepurkausten luokitus

Flarepurkaukset luokitellaan A, B, C, M tai X -luokkiin 1–8 Ångströmin röntgensäteilyn aallonpituuden huippuvuon (watteina neliömetriä kohti, W/m²) mukaan lähellä Maata mitattuna GOES--satelliittin XRS-laitteella, joka on geostationaarisella kiertoradalla Tyynen valtameren yläpuolella. Alla olevassa taulukossa on esitetty eri flarepurkausten luokat:

Jokainen röntgenluokka on logaritminen, ja jokainen luokka on 10 kertaa voimakkaampi kuin edellinen. Kukin kategoria jaetaan vielä osiin 1–9, esimerkiksi: B1–B9, C1–C9 jne. Alunperin luokat rajoittuivat C, M ja X -luokkiin. Kun laitteet muuttuivat herkimmiksi vuosien aikana, voitiin havaita heikompia flarepurkauksia, jotka merkittiin A:lla ja B:llä. Vastaavasti Y ja Z -luokkia voidaan käyttää, jos havaittaan X10 tai voimakkaampia flarepurkauksia. Näitä ei ole kuitenkaan koskaan käytetty, vaan tutkijat laajensivat X-luokkaa voimakkaiden flarepurkausten merkitsemiseen (esimerkiksi X40 4.11.2003 eikä Y4)

A ja B -luokan flarepurkaukset

A ja B -luokat ovat heikoimpia flarepurkauksia. Ne ovat hyvin yleisiä eivätkä kovin mielenkiintoisia. Taustavuo (säteilyn määrä, kun ei ole flarepurkauksia) on usein B-alueella aktiivisuusmaksimin aikana ja A-alueella aktiivisuusminimin aikana.

C-luokan flarepurkaukset

C-luokan flarepurkaukset ovat pieniä, joilla ei ole juurikaan vaikutusta Maahan. Ainoastaan pitkäkestoiset C-luokan flarepurkaukset saattavat tuottaa koronamassapurkauksen, mutta ne ovat yleensä hitaita, heikkoja ja aiheuttavat harvoin merkittävää geomagneettista häiriötä täällä maapallolla. Taustavuo (säteilyn määrä, kun ei ole flarepurkauksia) voi saavuttaa C-luokan voimakkuuden, kun monimutkainen auringonpilkkualue sijaitsee Maan puoleisella auringonkiekolla.

M-luokan flarepurkaukset

M-luokan flarepurkaukset ovat niitä, mitä me kutsumme keskisuuriksi flarepurkauksiksi. Ne aiheuttavat pieniä (R1) tai kohtalaisia (R2) radiokatkoksia Maan päiväpuolella. Jotkut purkautuvat M-luokan flaret voivat myös aiheuttaa aurinkomyrskyjä. Vahvat, pitkäkestoiset M-luokan flaret ovat todennäköisesti ehdokkaita koronan massapurkauksen aiheuttajaksi. Jos flarepurkaus tapahtuu lähellä maapalloa kohti olevan aurinkokiekon keskustaa ja aiheuttaa massapurkauksen planeettamme kohti, on suuri todennäköisyys, että tuloksena oleva geomagneettinen myrsky tulee olemaan riittävän vahva keskileveysasteiden revontulille.

X-luokan flarepurkaukset

X-luokan flarepurkaukset ovat kaikkein suurimpia ja vahvimpia. Keskimäärin tämän suuruisia flarepurkauksia tapahtuu noin 10 kertaa vuodessa, ja ne ovat yleisempiä aktiivisuusmaksimin kuin aktiivisuusminimi aikana. Voimakkaasta äärimmäiseen (R3 – R5) radion pimennys tapahtuu maapallon päiväpuolella flaren aikana. Jos flare on voimakas ja tapahtuu lähellä maapalloa kohti olevan aurinkokiekon keskustaa, se voi aiheuttaa voimakkaan ja pitkäaikaisen aurinkomyrskyn ja aiheuttaa merkittävän korona massapurkauksen, joka voi edelleen aiheuttaa voimakkaan (G4) äärimmäisen voimakkaan (G5) geomagneettisen myrskyn Maassa.

Kuva: X-luokan flarepurkaus NASA:n Solar Dynamics Observatoryn havaitsemalla 131 Ångströmin aallonpituudella.

Joten mikä on X9:n yläpuolella? X-luokka jatkuu X9:n jälkeen uuden kirjaimen saamisen sijaan, ja näitä kutsutaan usein nimellä '' Super X-luokan '' flarepurkauksiksi. X10-luokan saavuttavat tai jopa sen ylittävät flarepurkaukset ovat kuitenkin hyvin harvinaisia ja esiintyvät vain muutaman kerran auringonpilkkujakson aikana. On itse asiassa hyvä asia, että näitä voimakkaita purkauksia ei tapahdu niin usein, koska seuraukset maapallolle voisivat olla vakavia. Koronan massapurkaukset, jotka aiheutuvat tällaisista flarepurkauksista, tiedetään kykenevän aiheuttamaan ongelmia nykyaikaiselle tekniikalle, kuten satelliiteille ja voimalinjoille.

Huomaa, että super-X-luokan flarepurkausten X20-flare ei ole 10 kertaa niin voimakas kuin X10-flare. X10-flarepurkaus vastaa röntgensäteilyn vuota 0,001 W/m², kun taas X20-flaren vuo on 0,002 W/m² 1– 8 Ångstromin aallonpituudella.

Voimakkain koskaan kirjattu flarepurkaus sen jälkeen, kun satelliitit alkoivat mitata niitä vuonna 1976, arvioitiin olevan X40-flare 4. marraskuuta 2003 auringonpilkkujakson 23. aikana. GOES-12-satelliitin XRS-kanava saturoitui X24,86 -luokkaan purkauksen aikana 12 minuutiksi voimakkaan säteilyn vaikutuksesta. Myöhemmin käytettävissä olevien tietojen analyysin mukaan purkauksen huippuvuon voimakkuudeksi arvioitiin X40, mutta on tutkijoita, jotka ajattelevat, että tämä flarepurkaus oli jopa voimakkaampi kuin X40. Hyvä asia meille oli se, että tämän flarepurkauksen tuottanut auringonpilkkuryhmä oli jo kiertynyt suurelta osin Auringon reunan taakse X40-purkauksen tapahtuessa. On huomattava, että mikään flarepurkaus ei ole kyllästyttänyt XRS-kanavia uuden sukupolven GOES-satelliittien käyttöönoton jäkeen, vakka sen odotetaan tapahtuvan suunnilleen samalla vuon tasolla.

Korkean taajuuden (HF) radion yhteyskatkos, joka johtuu flarepurkauksista

Röntgen- ja äärimmäisen ultraviolettisäteilyn purkaukset, jotka emittoituvat flarepurkausten aikana ja voivat aiheuttaa ongelmia korkean taajuuden (HF) radiolähetyksille maapallon päiväpuolella ja ovat voimakkaimpia paikoissa, joissa Aurinko on suoraan yläpuolella. Tällaiset tapahtumat vaikuttavat enimmäkseen korkean taajuuden (HF) (3–30 MHz) radioviestintään, vaikka häipyminen ja heikentynyt vastaanotto voivat levitä erittäin korkealle taajuudelle (VHF) (30–300 MHz) ja jopa korkeammille taajuuksille.

Nämä yhteyskatkokset ovat seurausta flarepurkauksen aikaisesta kasvaneesta elektronitiheydestä alemmassa ionosfäärissä (D-kerros), mikä aiheuttaa radioaaltojen energiamenetyksen, kun ne kulkevat tämän kerroksen läpi. Tämä prosessi estää radioaaltoja pääsemästä paljon korkeampiin E-, F1- ja F2-kerroksiin, joista nämä radioaallot yleensä heijastuvat ja palautuvat takaisin maanpinnalle.

Flarepurkausten aiheuttamat radion yhteyskatkokset ovat yleisimmät avaruussään aiheuttamat vaikutukset, jotka vaikuttavat maapalloon ja myös nopeimmin meihin. Pieniä tapahtumia tapahtuu noin 2 000 kertaa jokaisessa auringonpilkkujaksossa. Flarepurkausten emittoima sähkömagneettinen säteily kulkee valon nopeudella, jolloin kuluu hieman yli 8 minuuttia matkaan Auringosta Maahan. Tämäntyyppiset radiokatkokset voivat kestää useista minuuteista useisiin tunteihin riippuen flarepurkauksen kestosta. Kuinka voimakas radion yhteyskatkos on, riippuu flarepurkauksen voimakkuudesta.

Korkein röntgensäteilyn vaikuttava taajuus (HAF) radion yhteyskatkoksen aikana paikallisen keskipäivän aikaan perustuu röntgensäteilyn vuon arvoon 1–8 Ångströmin välillä. Suurin vaikuttava taajuus (HAF) voidaan johtaa kaavalla. Alla on taulukko, josta näet, mikä on korkein taajuus (HAF) tietyn röntgenvuon aikana.

R-asteikko

NOAA käyttää viisitasoista järjestelmää, jota kutsutaan R-asteikoksi, osoittamaan röntgensäteilyyn liittyvän radion yhteyskatkoksen voimakkuutta. Tämä asteikko vaihtelee R1:stä pienessä radiokatkoksissa R5:een äärimmäisissä radionyhteyskatkoissa, jolloin R1 on alin ja R5 korkein taso. Jokaisella R-tasolla on tietty röntgensäteilyn voimakkuus. Tämä vaihtelee R1:stä M1:n röntgensäteilyn vuohon ja R5:sta X20:n röntgensäteilyn vuohon. Twitterissä lähetämme hälytyksiä heti, kun tietty radiokatkoskynnys on saavutettu. Koska jokainen katkostaso edustaa tiettyä GOES röntgenvuon voimakkuutta, voit liittää nämä hälytykset suoraan tuohon aikaan tapahtuvaan flarepurkaukseen. Voimme määritellä seuraavat radion yhteyskatkoksien luokat:

Alla olevassa kuvassa on X1 (R3-voimakas) flarepurkauksen vaikutukset maapalloon päiväpuolella. Voimme nähdä, että korkein taajuus (HAF) on noin 25 MHz siellä, missä Aurinko on suoraan yläpuolella. HAF:ää alemmat radiotaajuudet kärsivät vielä suuremmista häipymästä.

Kuva: NOAA SWPC - D Region Absorption Produc. D-alueen absorptioennustemallia käytetään oppaana ymmärtämään korkeiden taajuuksien (HF) radiohäipymää ja tiedonsiirron keskeytyksiä, joita tämä voi aiheuttaa.

<< Siirry edelliselle sivulle