Flaret voivat poiketa toisistaan paitsi voimakkuudeltaan, niin myös kestoltaan. Jotkut flarepurkaukset kestävät tunteja ja toiset vain muutaman minuutin. Pitkäkestoiseen flareen liittyy usein (mutta ei aina!) plasman sinkoutuminen avaruuteen. Tätä kutsutaan koronan massapurkaukseksi. Flaret, joiden kesto ei ole kovin pitkä (impulsiivinen), voivat myös laukaista koronan massapurkauksen, mutta tämä on melko harvinaista. Jos näin tapahtuu, korkonan massanpurkaukset eivät ole useinkaan yhtä voimakkaita kuin pitkäkestoisen flaren aiheuttama korona massapurkaukset.

Ei ole tarkkaa aikarajaa, jonka flaren on jatkuttava, jotta se voidaan luokitella pitkäaikaiseksi tapahtumaksi. Yhdysvaltalainen NOAA SWPC luokittelee flaren pitkäaikaiseksi tapahtumaksi, jos se on edelleen käynnissä 30 minuutin kuluttua sen alkamisesta.

Image: Example of an impulsive solar flare.

Image: Example of a long duration solar flare.

Kuva: Parkerin spiraali.

NASA:n Solar Dynamics Observatory on planeettamme geosynkronisella kiertoradalla. Sieltä on normaalisti keskeytymätön näkymä Aurinkoon. Kuitenkin kahdesti vuodessa tasauspäivien lähellä maapallo estää SDO:lta näkymän Aurinkoon ajoittain joinnakin päivinä. Nämä pimennykset ovat melko lyhyitä kolmen viikon pimennyskauden alussa ja lopussa, mutta kauden keskivaiheilla niiden kesto on jopa 72 minuuttia. Jos näet SDO-kuvan, joka on täysin musta, olet todennäköisesti katsomassa maapalloa!

Joskus saatat olla onnekas nähdäksesi paljon pienemmän kohteen NASA:n Solar Dynamics Observatoryn kuvissa: Kuun! Kuu voi näkyä kuvissa, mutta se ei koskaan estä koko Aurinkoa näkymästä kovin kauaa toisin kuin Maa.

Animaatio: Maa estää SDO:n näkymän Aurinkoon.

Animaatio: Kuu estää SDO:n näkymän Aurinkoon.

Magneettisen napaisuuden suunnan ja auringonpilkkuryhmän magneettisen luokituksen määrittämiseksi käytämme SDOn HMI-laitteen magnetogrammikuvia. Tämä on näkölinjamagnetogrammi, vaikka Auringon magneettikenttä on 3D. Tämä tekee mahdottomaksi määritellä tarkasti auringonpilkkualueen magneettista asettelua reunan lähellä projisointivaikutuksen vuoksi, joten auringonpilkkujen napaisuus näyttää muuttuvan reunan lähellä.

Kuva: Projektiovaikutus.

Erotuskuvat on luotu vähentämällä kuva sitä edeltäneestä kuvasta. Tämä tuo esille muutoksen kuvien ottamisen välillä, ja menetelmää käytetään yleisesti aurinkotapahtumien analysoinnissa. Koronan massapurkaukset ja niiden tarkka liikerata voivat joskus olla vaikea havaita käyttämällä tavallisia kuvia, mikä tekee erotuskuvien käytöstä usein korvaamattoman työkalun. Aurinkopurkaukset ovat myös paljon helpompi havaita ja analysoida erotuskuvista.

Animaatio: Erotuskuvia SDO:sta vuoden 2015 purkauksesta.

Animaatio: Erotuskuvia SOHO/LASCO:lta koronan massapurkauksesta vuodelta 2017.

Millä tahansa paikalla korkeilla leveysasteilla voi nähdä revontulia, joiden Kp on 4. Keskileveysasteilla tarvitaan Kp-arvo 7. Pienillä leveysasteilla tarvitaan Kp-arvoja 8 tai 9. Tarvittava Kp-arvo riippuu tietysti sijainnistasi maapallolla. Teimme kätevän luettelon, joka on hyvä opas mitä Kp-arvoa tarvitset missä tahansa paikassa revontuliovaalin näkemiseen.

Tärkeä! Huomaa, että alla olevat sijainnit antavat sinulle kohtuullisen mahdollisuuden nähdä revontulia annetulle Kp-indeksille edellyttäen, että paikalliset katseluolosuhteet ovat hyvät. Tämä sisältää muun muassa seuraavat: selkeä näkymä kohti pohjoista (tai eteläistä horisonttia eteläisellä pallonpuoliskolla), ei pilviä, ei valosaastetta ja täydellinen pimeys.

Kp5 ja G1 välillä ei ole eroa. NOAA käyttää viisitasoista järjestelmää nimeltä G-asteikko osoittamaan sekä havaitun että ennustetun geomagneettisen aktiivisuuden voimakkuutta. Tätä asteikkoa käytetään osoittamaan geomagneettisen myrskyn voimakkuutta. Tämä asteikko vaihtelee G1 – G5, G1 on alin ja G5 korkein taso. Myrskyn alapuolella olevat olosuhteet on merkitty G0:ksi, mutta tätä arvoa ei yleisesti käytetä. Jokaisella G-tasolla on tietty Kp-arvo. Tämä vaihtelee G1:stä, kun Kp-arvo on 5, ja G5:een, kun Kp-arvo on 9. Seuraava taulukko auttaa sinua tässä.

Maapallolla on noin 24 aikavyöhykettä. Sanomme "noin", koska jotkut maat tai alueet käyttävät paikallisia aikoja, jotka poikkeavat puoli tunntia näistä vyöhykkeistä. Heti kun puhumme avaruussäästä tai jopa tieteestä yleensä, on oikeastaan vain yksi aika, jolla on merkitystä, ja se on koordinoitu universaaliaika (UTC). Löydät tämän ajan kaikkialta verkkosivustoltamme. Käytä alla olevaa karttaa nähdäksesi UTC-ajan ja aikavyöhykkeen välisen eron. Napsauta kuvaa nähdäksesi suuremman version.

Kuva: Maailman normaalit aikavyöhykkeet. Source: Wikimedia Commons.

Tehdään esimerkkejä: kuvitellaan olevasi Kanadan Vancouverissa Tyynenmeren normaaliaikavyöhykkeellä. UTC-ajan mukaan se on 21 UTC. UTC-ajan muuntamiseksi paikalliseksi ajaksi meidän on vähennettävä 8 tuntia UTC-ajasta. 21 miinus 8 johtaa paikalliseen aikaan 13 PST. Kesäajan (Tyynenmeren kesäajan) aikana vähennämme 7 tuntia UTC-ajasta ja tuloksena on paikallista aikaa 14 PDT.

Yritetään uudelleen, mutta tällä kertaa olemme Amsterdamissa, Alankomaissa. Jos haluat muuntaa 21 UTC: n paikalliseksi ajaksi, lisätään 1 tunti, mikä johtaa paikalliseen aikaan 22 h. Kesäaikaan lisäämme 2 tuntia, mikä johtaa paikalliseen aikaan 23 h. Suomessa tarvittava ajanlisäys on 2 h ja kesäaikana 3 h.

Muista päivämäärä muunnettaessa UTC paikalliseen aikaan. Otamme jälleen kerran esimerkkinä Kanadan Vancouverin: kello on tällä hetkellä 14. marraskuuta kello 02 UTC. Tuloksena on 18h 13. marraskuuta paikallista aikaa Vancouverissa, Kanadassa.