Co jsou sluneční erupce?

Sluneční erupce je v podstatě obrovská exploze na povrchu našeho Slunce, ke které dochází, když se magnetické siločáry od slunečních skvrn zamotají a vybuchnou. Sluneční erupce je definována jako náhlá, rychlá a intenzivní změna jasu. Sluneční erupce nastává, když se náhle uvolní magnetická energie, která se vytvořila ve sluneční atmosféře. Materiál se během několika minut zahřeje na mnoho milionů stupňů a záření je emitováno prakticky v celém elektromagnetickém spektru, od rádiových vln na konci dlouhé vlnové délky, přes optické vyzařování až po rentgenové paprsky a paprsky gama na konci krátké vlnové délky. Množství uvolněné energie odpovídá milionům jaderných bomb explodujících současně! Sluneční erupce se často vyskytují, když je Slunce aktivní v letech kolem slunečního maxima. Během tohoto období se může vyskytnout mnoho slunečních erupcí během jediného dne! Kolem slunečního minima se mohou sluneční erupce vyskytovat méně než jednou týdně. Velké záblesky jsou méně časté než menší. Některé (většinou silnější) sluneční erupce mohou vypustit do vesmíru obrovské mraky sluneční plazmy, které nazýváme koronální hromadný výboj. Když na Zemi dorazí vyhozená koronální hmota, může to způsobit geomagnetickou bouři a intenzivní polární záře.

Obraz: Pozoruhodná sluneční erupce, jak ji pozoruje observatoř sluneční dynamiky NASA ve vlnové délce 193 Ångström.

Klasifikace slunečních erupcí

Sluneční erupce jsou klasifikovány jako A, B, C, M nebo X podle špičkového toku (ve wattech na metr čtvereční, W/m²) 1 až 8 Ångströms rentgenových paprsků v blízkosti Země, měřeno přístrojem XRS na palubě Satelit GOES, který je na geostacionární dráze nad Tichým oceánem. Níže uvedená tabulka nám ukazuje různé třídy slunečních erupcí:

Každá třída rentgenového záření je logaritmická, přičemž každá třída je 10krát silnější než předchozí a v rámci každé kategorie se pohybuje od 1 do 9. Například: B1 až B9, C1 až C9 atd. Původně byly třídy omezeny na C, M a X. Jak se přístroje v následujících letech stávaly citlivějšími, bylo možné pozorovat menší vzplanutí, která byla poté označena jako A a B. Podobně mohly po X následovat Y a Z, pokud byly detekovány X10 nebo silnější vzplanutí, ale ty nebyly nikdy použity. Místo toho vědci nadále používali třídu X pro označování velmi velkých vzplanutí (například X40 ze 4. listopadu 2003 a nikoli Y4)

Solární erupce třídy A a B

Třída A a B jsou nejnižší třídou slunečních erupcí. Jsou velmi časté a nejsou příliš zajímavé. Tok pozadí (množství vyzařovaného záření, když nejsou žádné záblesky) je často během slunečního maxima v pásmu B a během slunečního minima v pásmu A.

Solární erupce třídy C

Sluneční erupce třídy C jsou menší sluneční erupce, které mají malý nebo žádný vliv na Zemi. Pouze sluneční erupce třídy C, které mají dlouhé trvání, mohou produkovat výron koronální hmoty, ale jsou obvykle pomalé, slabé a zřídka způsobují významné geomagnetické poruchy zde na Zemi. Tok pozadí (množství radiace emitované, když nejsou žádné záblesky) může být v rozsahu nižší třídy C, když komplexní sluneční skvrna obývá sluneční disk směřující k Zemi.

Sluneční erupce třídy M

Sluneční erupce třídy M jsou tím, čemu říkáme středně velké sluneční erupce. Způsobují malé (R1) až středně silné (R2) výpadky rádiového signálu na denní straně Země. Některé erupční sluneční erupce třídy M mohou také způsobit bouře slunečního záření. Silné a dlouho trvající sluneční erupce třídy M jsou pravděpodobně kandidáty na zahájení výronu hmoty. Pokud se sluneční erupce odehrává poblíž středu Země obráceného solárního disku a spustí koronální hromadný výboj směrem k naší planetě, je velká pravděpodobnost, že výsledná geomagnetická bouře bude dostatečně silná pro polární záři ve středních zeměpisných šířkách.

Sluneční erupce třídy X

Solární erupce třídy X jsou největší a nejsilnější ze všech. V průměru se sluneční erupce této velikosti vyskytují přibližně 10krát ročně a jsou častější během slunečního maxima než slunečního minima. Během sluneční erupce dochází k silnému až extrémnímu (R3 až R5) výpadku rádiového signálu na straně Země za denního světla. Pokud je sluneční erupce,, erupční '' a probíhá v blízkosti středu slunečního disku obráceného k Zemi, mohlo by to způsobit silnou a dlouhotrvající bouři slunečního záření a uvolnit významné vyhození koronální hmoty, které může způsobit těžké (G4) až extrémní (G5) geomagnetické útoky na Zemi.

Obraz: Sluneční erupce třídy X, jak ji vidí observatoř sluneční dynamiky NASA ve vlnové délce 131 Ångström.

Co je tedy nad X9? Třída X pokračuje i po X9, místo aby dostávala nové písmeno, a tyto sluneční erupce jsou často označovány jako sluneční erupce třídy „X“. Sluneční erupce, které dosahují nebo dokonce překračují třídu X10, jsou však velmi vzácné a vyskytují se během solárního cyklu jen několikrát. Ve skutečnosti je dobré, že se tyto silné sluneční erupce nevyskytují tak často, protože následky na Zemi mohou být vážné. Je známo, že výrony koronální hmoty, které lze spustit takovými slunečními erupcemi, mohou způsobovat problémy s naší moderní technologií, jako jsou satelity a elektrické vedení.

U erupcí třídy X je třeba si uvědomit, že erupce X20 není desetkrát silnější než erupce X10. Sluneční erupce X10 se rovná rentgenovému toku 0,001 W/m², zatímco sluneční erupce X20 se rovná 0,002 W/m² ve vlnové délce 1-8 Ångströmů.

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.

Vysokofrekvenční (HF) výpadky rádia způsobené slunečními erupcemi

Výbuchy rentgenového záření a extrémního ultrafialového záření, které jsou emitovány během slunečních erupcí a mohou způsobit problémy s vysokofrekvenčním (HF) rádiovým přenosem na sluncem zalité straně Země a jsou nejintenzivnější v místech, kde je Slunce přímo nad hlavou. Během těchto událostí je ovlivněna většinou vysokofrekvenční (HF) (3–30 MHz) rádiová komunikace, i když blednutí a snížený příjem se mohou projevovat i na velmi vysoké frekvenci (VHF) (30–300 MHz) a i vyšší frekvence.

Tyto výpadky proudu jsou výsledkem zvýšené hustoty elektronů ve spodní ionosféře (D-vrstvě) během sluneční erupce, což způsobuje velké zvýšení množství energie, kterou ztratí rádiové vlny, když prochází touto vrstvou. Tento proces brání rádiovým vlnám v dosažení mnohem vyšších vrstev E, F1 a F2, kde se tyto rádiové signály normálně lámou a odrážejí zpět na Zemi.

Výpadky rádia způsobené slunečními erupcemi jsou nejčastějšími událostmi vesmírného počasí, které ovlivňují Zemi, a také nejrychleji ovlivňují nás. Drobné události se vyskytují přibližně 2 000krát za každý sluneční cyklus. Elektromagnetická emise produkovaná během vzplanutí se pohybuje rychlostí světla, přičemž jí cesta ze Slunce na Zemi trvá jen něco málo přes 8 minut. Tyto typy výpadků rádiového signálu mohou trvat několik minut až několik hodin v závislosti na délce sluneční erupce. Jak silný je rádiový výpadek, závisí na síle sluneční erubce.

Nejvyšší ovlivněná frekvence (HAF) během rentgenového rádiového výpadku během poledne je založena na aktuální hodnotě rentgenového toku mezi 1-8 Ångström. Nejvyšší ovlivněná frekvence (HAF) může být odvozena vzorcem. Níže naleznete tabulku, kde uvidíte, jaká je nejvyšší ovlivněná frekvence (HAF) během konkrétního rentgenového toku.

R-scale

NOAA používá pětúrovňový systém zvaný stupnice R, který indikuje závažnost výpadku rádiového záření souvisejícího s rentgenovými paprsky. Tato stupnice se pohybuje od R1 pro malou událost výpadku rádiového signálu do R5 pro extrémní událost výpadku rádiového signálu, přičemž R1 je nejnižší úroveň a R5 je nejvyšší úroveň. Každá úroveň R má určitý rentgenový jas. To se pohybuje od R1 pro rentgenový tok M1 až po R5 pro rentgenový tok X20. Na Twitteru poskytujeme výstrahy, jakmile bude dosaženo určité prahové hodnoty rádiového výpadku. Protože každá úroveň zatemnění představuje určitý rentgenový jas GOES, můžete tato upozornění spojit přímo se sluneční erupcí, ke které v daném okamžiku dochází. Můžeme definovat následující třídy zatemnění rádia:

Obrázek níže ukazuje účinky sluneční záře X1 (silné R3) na sluncem zalitou stranu Země. Vidíme, že nejvyšší ovlivněná frekvence (HAF) je asi 25 MHz tam, kde je Slunce přímo nad hlavou. Rádiové frekvence nižší než HAF trpí ještě větší ztrátou.

Obraz: NOAA SWPC - D Region Absorption Product. Model predikce absorpce oblasti D se používá jako vodítko k pochopení vysokofrekvenční (HF) rádiové degradace a komunikačních přerušení, které to může způsobit.

<< Přejít na předchozí stránku