Kas yra Saulės blyksniai?

Saulės blyksnis iš esmės yra milžiniškas sprogimas mūsų Saulės paviršiuje, kuris įvyksta, kai Saulės dėmių magnetinio lauko linijos susipainioja ir išsiveržia. Saulės blyksnis apibrėžiamas kaip staigus, greitas ir intensyvus ryškumo pokytis. Saulės pliūpsnis įvyksta, kai staiga išsiskiria Saulės atmosferoje susikaupusi magnetinė energija. Medžiaga įkaista iki daugybės milijonų laipsnių per kelias minutes, o spinduliuotė skleidžiama praktiškai visame elektromagnetiniame spektre – nuo radijo bangų ilgojo bangos ilgio gale iki rentgeno ir gama spindulių trumpojo bangos ilgio gale. Išleidžiamos energijos kiekis prilygsta milijonams vienu metu sprogstančių branduolinių bombų! Saulės blyksniai dažnai įvyksta, kai Saulė yra aktyvi tais metais, kai pasiekia savo maksimumą. Daug Saulės pliūpsnių tuo laikotarpiu gali įvykti net per vieną dieną! Saulės minimumo metu blyksniai gali įvykti rečiau nei kartą per savaitę. Dideli žybsniai pasitaiko rečiau nei mažesni. Kai kurie (dažniausiai stipresni) Saulės blyksniai gali paleisti į kosmosą didžiulius Saulės plazmos debesis, kuriuos vadiname vainikinės masės išmetimu. Kai į Žemę patenka vainikinės masės išmetimas, jis gali sukelti geomagnetinę audrą ir intensyvias pašvaistes.

Vaizdas: Įspūdingas Saulės blyksnis, kurį mato NASA Saulės dinamikos observatorija 193 Ångström bangos ilgiu.

Saulės žybsnių klasifikacija

Saulės žybsniai skirstomi į A, B, C, M arba X kategorijas pagal didžiausią nuo 1 iki 8 Ångströms rentgeno spindulių srautą (vatais kvadratiniam metrui, W/m²) netoli Žemės, išmatuotą XRS prietaisu GOES palydove, kuris yra geostacionarioje orbitoje virš Ramiojo vandenyno. Toliau pateiktoje lentelėje parodytos skirtingos Saulės žybsnių klasės:

Kiekviena rentgeno spinduliuotės klasė yra logaritminė, kiekviena klasė yra 10 kartų stipresnė už ankstesniąją, o kiekvienoje kategorijoje reikšmės svyruoja nuo 1 iki 9. Pavyzdžiui, nuo B1 iki B9, nuo C1 iki C9 ir t. t. Iš pradžių klasės apsiribojo C, M ir X. Kadangi vėlesniais metais prietaisai tapo jautresni, buvo galima pastebėti mažesnius žybsnius, kurie vėliau buvo žymimi A ir B. Panašiai po X klasių galėjo sekti Y ir Z klasės, jei buvo aptikta X10 arba stipresnių žybsnių, tačiau jos niekada nebuvo naudojamos. Vietoj to mokslininkai ir toliau naudojo X klasę labai dideliems žybsniams žymėti (pavyzdžiui, 2003 m. lapkričio 4 d. naudota X40, o ne Y4)

A ir B klasės saulės blyksniai

A ir B klasės yra žemiausia Saulės blyksnių klasė. Jie yra labai dažni ir nelabai įdomūs. Foninis srautas (radiacijos kiekis, skleidžiamas, kai nėra blyksnių) dažnai būna B diapazone Saulės maksimumo metu ir A diapazone Saulės minimumo metu.

C klasės Saulės blyksnis

C klasės Saulės blyksniai yra nedideli Saulės blyksniai, kurie Žemę veikia mažai ar visai neveikia. Tik ilgai trunkantys C klasės Saulės blyksniai gali sukelti vainikinės masės išmetimą, tačiau dažniausiai jie yra lėti, silpni ir retai sukelia reikšmingus geomagnetinius trikdžius Žemėje. Fono srautas (radiacijos kiekis, skleidžiamas, kai nėra blyksnių) gali būti žemesnio C klasės diapazono, kai sudėtingas Saulės dėmės regionas yra į Žemę nukreiptame Saulės diske.

M klasės Saulės blyksnis

M klasės Saulės blyksniai yra tai, ką mes vadiname vidutinio dydžio Saulės blyksniais. Jie sukelia mažą (R1) ar vidutinį (R2) radijo užtemimą dienos šviesos Žemės pusėje. Kai kurie išsiveržę M klasės Saulės blyksniai taip pat gali sukelti Saulės spinduliuotės audras. Tikėtina, kad stiprūs, ilgai trunkantys M klasės Saulės blyksniai gali pradėti vainikinės masės išmetimą. Jei Saulės pliūpsnis įvyksta netoli į Žemę atgręžto Saulės disko centro ir paleidžia vainikinės masės išmetimą link mūsų planetos, yra didelė tikimybė, kad kilusi geomagnetinė audra bus pakankamai stipri pašvaistei vidutinėse platumose.

X klasės Saulės blyksnis

X klasės Saulės blyksniai yra didžiausi ir stipriausi iš visų. Vidutiniškai tokio masto Saulės blyksniai įvyksta maždaug 10 kartų per metus ir dažniau būna Saulės maksimumo metu nei Saulės minimumo. Saulės žybsnio metu dienos šviesos Žemės pusėje įvyksta stiprus ir ekstremalus (R3 iki R5) radijo užtemimas. Jei Saulės blyksnis išsiveržia ir įvyksta netoli į Žemę atgręžto Saulės disko centro, jis gali sukelti stiprią ir ilgalaikę Saulės spinduliuotės audrą ir išleisti reikšmingą vainikinės masės išmetimą, dėl kurio gali kilti didelė (G4) arba net ekstremali (G5) Geomagnetinė audra Žemėje.

Vaizdas: X klasės Saulės blyksnis, kurį matė NASA Saulės dinamikos observatorija 131 Ångström bangos ilgiu.

Taigi, kas yra virš X9? X klasė tęsiasi ir po X9, užuot gavusi naują raidę, o šie Saulės blyksniai dažnai vadinami „Super X klasės“ Saulės blyksniais. Tačiau Saulės blyksniai, pasiekiantys ar net pranokę X10 klasę, yra labai reti ir pasitaiko tik kelis kartus per Saulės ciklą. Iš tikrųjų gerai, kad šie galingi Saulės blyksniai nepasitaiko taip dažnai, nes pasekmės Žemėje gali būti sunkios. Yra žinoma, kad vainikinės masės išmetimai, kuriuos gali paleisti tokie Saulės blyksniai, gali sukelti problemų mūsų šiuolaikinėms technologijoms, tokiomis kaip palydovai ir elektros linijos.

Vienas dalykas į kurį reikia atkreipti dėmesį super X klasės žybsniuose yra tai, kad X20 Saulės žybsnis nėra 10 kartų stipresnis už X10 Saulės žybsnį. X10 Saulės žybsnis prilygsta 0,001 vato/m² rentgeno spindulių srautui, o X20 Saulės žybsnis – 0,002 vato/m² 1–8 Ångstromo bangos ilgio diapazone.

Didžiausias kada nors užfiksuotas Saulės žybsnis nuo 1976 m., kai palydovai pradėjo matuoti žybsnius, buvo įvertintas kaip X40 Saulės žybsnis, įvykęs 2003 m. lapkričio 4 d. per 23-ą Saulės ciklą. GOES-12 palydovo XRS ilgasis kanalas dėl intensyvios spinduliuotės 12 minučių buvo prisotintas X24,86 lygiu. Vėliau, išanalizavus turimus duomenis, apskaičiuotas didžiausias X40 spinduliuotės srautas, tačiau yra mokslininkų, kurie mano, kad šis Saulės žybsnis buvo dar stipresnis nei X40. Gerai tai, kad Saulės dėmių grupė sukėlusi šį Saulės žybsnį jau buvo apsukusi didžiąją dalį į Žemę nukreipto Saulės disko, kai įvyko X40 Saulės žybsnis. Reikia atkreipti dėmesį į tai, kad nuo naujos kartos GOES palydovų pasirodymo nebuvo Saulės žybsnio, kuris prisotintų XRS kanalus, tačiau manoma, kad jie būtų prisotinti maždaug ties tokiu pačiu srauto lygiu.

Aukšto dažnio (HF) radijo užtemimai, kuriuos sukelia Saulės blyksniai

Rentgeno spinduliuotės ir ekstremalios ultravioletinės spinduliuotės pliūpsniai, kurie sklinda Saulės žybsnių metu ir gali sukelti problemų dėl aukšto dažnio (HF) radijo transliacijų Saulės apšviestoje Žemės pusėje, o intensyviausi jie yra tose vietose, kur Saulė yra tiesiai virš galvos. Tokių įvykių metu dažniausiai nukenčia aukšto dažnio (HF) (3-30 MHz) radijo ryšys, nors silpnėjantis ir susilpnėjęs priėmimas gali persimesti į labai aukšto dažnio (VHF) (30-300 MHz) ir aukštesnius dažnius.

Šie užtemimai atsiranda dėl padidėjusio elektronų tankio apatinėje jonosferos dalyje (D sluoksnyje) Saulės žybsnio metu, todėl labai padidėja energijos kiekis, kurį praranda radijo bangos, praeidamos pro šį sluoksnį. Šis procesas neleidžia radijo bangoms pasiekti daug aukštesnių E, F1 ir F2 sluoksnių, kuriuose šie radijo signalai paprastai lūžta ir atsispindi atgal į Žemę.

Saulės žybsnių sukeliami radijo ryšio sutrikimai yra dažniausi kosminių orų reiškiniai Žemėje ir greičiausiai paveikia mus. Mažesni įvykiai įvyksta maždaug 2000 kartų per kiekvieną Saulės ciklą. Elektromagnetinė spinduliuotė, atsirandanti per žybsnius, sklinda šviesos greičiu ir iš Saulės į Žemę nukeliauja per 8 minutes. Tokie radijo ryšio sutrikimai gali trukti nuo kelių minučių iki kelių valandų, priklausomai nuo Saulės žybsnio trukmės. Radijo ryšio užtemimo stiprumas priklauso nuo Saulės žybsnio stiprumo.

Didžiausias paveiktas dažnis (angl. Highest Affected Frequency, HAF) per Rentgeno spinduliuotės užtemimą vietinio vidurdienio metu nustatomas pagal dabartinę Rentgeno spinduliuotės srauto vertę tarp 1-8 Ångströmo. Didžiausias paveiktas dažnis (HAF) gali būti apskaičiuotas pagal formulę. Toliau rasite lentelę, kurioje galite pamatyti, koks yra didžiausias paveiktas dažnis (HAF) konkretaus Rentgeno spindulių srauto metu.

R skalė

NOAA naudoja penkių lygių sistemą, vadinamą R skale, pagal kurią nustatomas su Rentgeno spinduliais susijusio radijo ryšio užtemimas. Ši skalė svyruoja nuo R1 - nedidelis radijo ryšio užtemimas iki R5 - ekstremalus radijo ryšio užtemimas; R1 - žemiausias lygis, o R5 - aukščiausias lygis. Su kiekvienu R lygiu yra susijęs tam tikras Rentgeno spinduliuotės ryškumas. Jis svyruoja nuo R1, kai Rentgeno spindulių srautas yra M1, iki R5, kai Rentgeno spindulių srautas yra X20. Socialiniame tinkle "Twitter" pateikiame perspėjimus, kai tik pasiekiama tam tikra radijo užtemimo riba. Kadangi kiekvienas užtemimo lygis atitinka tam tikrą GOES Rentgeno spindulių ryškumą, šiuos perspėjimus galite tiesiogiai susieti su tuo metu vykstančiu Saulės žybsniu. Galime apibrėžti šias radijo ryšio užtemimo klases:

Toliau pateiktame paveikslėlyje matyti X1 (R3 stiprumo) Saulės žybsnio poveikis Saulės apšviestoje Žemės pusėje. Matome, kad ten kur Saulė yra tiesiai virš galvos, didžiausias paveiktas dažnis (HAF) yra apie 25 MHz. Žemesni nei HAF radijo dažniai patiria dar didesnius nuostolius.

Vaizdas: NOAA SWPC - D regiono absorbcijos produktas. D regiono sugerties prognozavimo modelis naudojamas kaip gairės, padedančios suprasti aukšto dažnio (VF) radijo ryšio pablogėjimą ir dėl to galinčius atsirasti ryšio sutrikimus.

<< Eiti į ankstesnį puslapį