Güneş patlamaları nedir?

Güneş lekesi manyetik alan çizgilerinin karışması ve patlamasıyla oluşan devasa bir patlamadır. Materyal, sadece birkaç dakika içinde milyonlarca dereceye ısınır ve radyasyon, uzun dalga boylarında radyo dalgalarından başlayarak optik emisyonlara, kısa dalga boylarında X-ışınları ve gama ışınlarına kadar neredeyse tüm elektromanyetik spektrum boyunca yayılır. Salınan enerjinin miktarı, tüm nükleer bombaların aynı anda patlamasına eşdeğerdir! Güneş maksimum aktivitesinde olduğu yıllarda Güneş lekeleri sıklıkla meydana gelir. Bu dönemde bir günde birçok Güneş lekesi oluşabilir! Güneş minimum aktivitesindeyken, Güneş lekeleri haftada bir kezden daha az oluşabilir. Büyük lekeler, küçük olanlardan daha az sıklıkta görülür. Bazı (çoğunlukla daha güçlü) güneş lekesi patlamaları, güneş plazmasının devasa bulutlarını uzaya fırlatabilir; buna bir koronal kütle atılımı denir. Bir koronal kütle atılımı Dünya'ya geldiğinde, manyetik fırtınalar ve yoğun kutup ışıkları oluşturabilir.

Resim: NASA'nın Güneş Dinamikleri Gözlemevi tarafından 193 Ångström dalga boyunda görülen etkileyici bir güneş patlaması.

Güneş patlamalarının sınıflandırılması

Güneş patlamaları, Pasifik Okyanusu üzerinde sabit bir yörüngede bulunan GOES uydusundaki XRS cihazı tarafından ölçüldüğü üzere, Dünya yakınındaki 1 ila 8 Ångström X-ışınlarının tepe akısına (metrekare başına watt, W/m² cinsinden) göre A, B, C, M veya X olarak sınıflandırılır. Aşağıdaki tablo bize farklı güneş patlaması sınıflarını göstermektedir:

Her X-ışını sınıfı logaritmiktir ve her sınıf bir öncekinden 10 kat daha güçlüdür. Olceklendirme kategorileri 1 ila 9 arasında değişir. Örneğin: B1'den B9'a, C1'den C9'a vb. Başlangıçta sınıflar C, M ve X ile sınırlıydı. Sonraki yıllarda aletler daha hassas hale geldikçe, A ve B olarak etiketlenen daha küçük parlamalar gözlemlenebildi. Aslinda, X10 seviyesi uzerindeki parlamalar tespit edildiginde, Y ve Z siniflandirmalari yapilabilirdi, ancak bunlar hiçbir zaman kullanılmadı. Bunun yerine bilim insanlari çok büyük patlamaları etiketlemek için X sınıfını kullanmaya devam ettiler (örneğin 4 Kasım 2003'teki X40, Y4 değil)

A & B-sınıfı güneş patlamaları

A & B-sınıfı, güneş patlamalarının en düşük sınıfıdır. Bu patlamalar çok yaygındır ve hiç ilginç değiller. Arka plan akışı (patlama olmadığında yayılan radyasyon miktarı) genellikle B-aralığında güneşin en maximum ve A-aralığında en minimum seviyesindedir.

C-sınıfı güneş patlamaları

C-sınıfı güneş patlamaları, Dünyaya çok az veya hiç etkisi olmayan küçük çaplı güneş patlamalarıdır. Sadece uzun süreli C-sınıfı güneş patlamaları bir koronal kütle atımı oluşturabiliyor ancak bu genellikle yavaş, zayıf ve nadiren Dünya'ya önemli jeomanyetik bozulmalara sebep oluyor. Arka plan akışı (patlama olmadığında yayılan radyasyon miktarı) Dünya'ya bakan güneş diskinde karmaşık güneş lekesi olduğunda, daha düşük C-sınıfı aralığında olabilir.

M-sınıfı güneş patlamaları

M-sınıfı güneş patlamaları, bizim orta büyüklükteki güneş patlamalarına verdiğimiz sınıftır. Dünyanın gündüz tarafında küçük (R1) ila orta (R2) seviyede radyo blokajlarına neden olurlar. Bazı M-sınıfı güneş patlamaları da ayrıca güneş radyasyonu fırtınalarına sebep olabilir. Güçlü, uzun süreli M-sınıfı güneş patlamaları, koronal kütle atımı başlatmaya adaydırlar. Eğer bu güneş patlaması, Dünya'ya doğru bakan güneş diskinin ortalarında, gezegenimize doğru koronal kütle atımı başlatırsa, bu büyük olasılıkla orta enlemde kuzey ışıkları oluşturabilecek seviyede jeomanyetik fırtına ile sonuçlanabilir.

X-sınıfı güneş patlamaları

X-sınıfı güneş fırtınaları hepsinin en büyük ve en güçlü olanıdır. Ortalama olarak, bu büyüklükteki güneş fırtınaları yılda yaklaşık 10 kez meydana gelir ve güneş minimum dönemine göre güneş maksimum döneminde daha yaygındır. Güneş fırtınası sırasında Dünya'nın gündüz yüzünde güçlü veya aşırı (R3 ila R5) radyo kesintileri meydana gelir. Eğer güneş fırtınası patlayıcı bir şekilde gerçekleşirse ve Dünya'ya doğru yüzeyin merkezine yakın bir bölgede gerçekleşirse, güçlü ve uzun süreli bir solar radyasyon fırtınası oluşturabilir ve ciddi (G4) veya aşırı (G5) düzeyde jeomanyetik fırtınalara yol açabilir.

Resim: NASA'nın Güneş Dinamiği Gözlemevi tarafından 131 Ångström dalga boyunda görülen bir X-sınıfı güneş patlaması.

Peki X9'dan sonra ne var? X9'dan sonra X sınıfı devam eder ve yeni bir harf almak yerine bu güneş fırtınalarına genellikle "Süper X sınıfı" güneş fırtınaları denir. X10 sınıfına ulaşan veya hatta aşan güneş fırtınaları çok nadirdir ve güneş döngüsü boyunca sadece birkaç kez meydana gelir. Bu güçlü güneş fırtınalarının çok sık meydana gelmemesi aslında iyi bir şeydir çünkü Dünya üzerindeki sonuçları ciddi olabilir. Bu tür güneş patlamalarıyla fırlatılan koronal kütle atılımları, uydu ve güç hatları gibi modern teknolojimizde sorunlara neden olabilmektedir.

Süper X sınıfı patlamalarda dikkat edilmesi gereken nokta, X20 güneş patlamasının X10 güneş patlamasından 10 kat daha güçlü olmamasıdır. Bir X10 güneş patlaması m² basina 0,001 Watt'lik bir X-ışını akışına eşitken, bir X20 güneş patlaması 1-8 Ångstrom dalga boyunda oldugundan m² basina 0,002 Watt'a eşittir.

The largest solar flare ever recorded since satellites started to measure them in 1976 was estimated to be an X40 solar flare which occurred on November 4th, 2003 during Solar Cycle 23. The XRS long channel on the GOES-12 satellite was saturated at X24.86 for 12 minutes by the intense radiation. A later analysis of the available data yield an estimated peak flux of X40 however there are scientists who think that this solar flare was even stronger than X40. A good thing for us was that the sunspot group which produced this solar flare had already rotated largely of the Earth-facing solar disk when the X40 solar flare occurred. A thing to note is that there has not been a solar flare that saturated the XRS channels since the new generation of GOES satellites but it is expected that it will saturate at about the same flux levels.

Güneş patlamalarının neden olduğu Yüksek Frekanslı (HF) radyo kesintileri

Güneş patlamaları sırasında yayılan X-ışınları ve aşırı ultraviyole radyasyon patlamaları, Dünya'nın gün ışığı alanındaki yüzünde Yüksek Frekanslı (HF) radyo iletişimlerinde sorunlara neden olabilir ve Güneş'in doğrudan tepemizde olduğu yerlerde en yoğun şekilde hissedilir. Genellikle bu olaylar sırasında etkilenen iletişim türü Yüksek Frekanslı (HF) (3-30 MHz) radyo iletişimidir, ancak azalmış alım ve sinyal kaybı Çok Yüksek Frekanslı (VHF) (30-300 MHz) ve daha yüksek frekanslara da sıçrayabilir.

Bu kesintiler, güneş patlaması sırasında alt iyonosferdeki (D tabakası) artan elektron yoğunluğundan kaynaklanan bir sonuçtur. Bu durum, radyo dalgalarının bu katmandan geçerken kaybettiği enerjinin büyük ölçüde artmasına neden olur. Bu süreç, radyo dalgalarının normalde kırılıp Dünya'ya geri yansıdığı çok daha yüksek E, F1 ve F2 tabakalarına ulaşmasını engeller.

Güneş patlamaları nedenli radyo karartmaları Dünya'yı etkileyen en yaygın uzay hava olaylarıdır ve bizi en hızlı etkileyen olaylardır. Her bir güneş döngüsünde yaklaşık 2000 kez hafif radyo karartmaları meydana gelir. Patlamalar sırasında üretilen elektromanyetik yayın ışık hızında seyahat eder ve Güneş'ten Dünya'ya 8 dakikadan biraz daha fazla bir sürede ulaşır. Bu tür radyo karartmaları, güneş patlamasının süresine bağlı olarak birkaç dakikadan birkaç saate kadar sürebilir. Radyo karartmasının şiddeti, güneş patlamasının gücüne bağlıdır.

Yerel öğle saatleri baz alınarak X-ışını radyo karartmasının etkilediği en yüksek frekans (HAF), 1-8 Ångström aralığındaki mevcut X-ışını akısı değerine dayanır. En yüksek etkilenen frekans (HAF), bir formülle elde edilir. Aşağıda, belirli bir X-ışını akısı sırasında En Yüksek Etkilenen Frekans'ın (HAF) ne olduğunu gösteren bir tablo bulacaksınız.

R-ölçeği

NOAA, X-ışını ile ilgili radyo karartma olaylarının şiddetini belirtmek için R-ölçeği adı verilen beş seviyeli bir sistem kullanır. Bu ölçek R1, yani en düşük seviye olan bir az radyo karartması olayından R5, yani en yüksek seviye olan bir aşırı radyo karartması olayına kadar uzanır. Her R-seviyesi ile belirli bir X-ışını parlaklığı ilişkilidir. Bu, M1 için R1'den X20 için R5'e kadar değişir. Twitter'da, belirli bir radyo karartması eşiğine ulaşıldığında derhal uyarılar sağlıyoruz. Her karartma seviyesi, belirli bir GOES X-ışını parlaklığı temsil ettiğinden, bu uyarıları doğrudan o anda meydana gelen bir güneş patlamasıyla ilişkilendirebilirsiniz. Aşağıdaki radyo karartma sınıflarını tanımlayabiliriz:

Aşağıdaki görüntü, güneşin aydınlık yüzünde bir X1 (R3-güçlü) güneş fırtınasının etkilerini göstermektedir. Güneş doğrudan tepede olduğu yerde, En Yüksek Etkilenen Frekans (HAF) yaklaşık 25 MHz'dir. En Yüksek Etkilenen Frekans'dan daha düşük radyo frekansları daha büyük kayıplar yaşar.

Resim: NOAA SWPC - D Bölgesi Soğurma Ürünü. D bölgesi soğurma tahmin modeli, HF radyo bozulmasını ve bu durumun neden olabileceği iletişim kesintilerini anlamak için bir rehber olarak kullanılır.

<< Önceki sayfaya git