Mis on päikesepursked?

Päikesepurse on peamiselt meie Päikese pinnal tohutu plahvatus, mis tekib siis, kui päikesepleki kohal olevad magnetvälja jõujooned lähevad segamini ja purunevad. Päikesepurset on defineeritud kui äkilist, kiiret ja intensiivset heleduse variatsiooni. Päikesepurse tekib siis, kui päikese atmosfääri ümbritsev magnetenergia äkki vabaneb. Materjali kuumutatakse minutite jooksul paljude miljonite kraadideni ja kiirgus eraldub praktiliselt kogu elektromagnetilise spektri ulatuses, raadiolainetest pika lainepikkuse otsas, optilise emissiooni kaudu kuni röntgenkiirguse ja gammakiirguseni lühikese lainepikkuse otsas. Vabanenud energia on samaväärne miljonite tuumapommidega, mis kõik plahvatavad samal ajal! Päikesepurskeid esineb sagedamini, kui päike on päikese suurema aktiivsuse perioodis. Mitmed päikesepursked võivad sellel ajal ilmneda ühel ja samal päeval! Päikese väiksema aktiivsuse perioodi korral võivad päikesepursked tekkida vähem kui üks kord nädalas. Suured pursked on harvemad kui väiksemad. Mõned (enamasti tugevamad) päikesepursked võivad kosmosesse paisata tohutuid päikeseplasma pilvi, seda me nimetame päikese krooniaine massiliseks väljavooluks (ing. CME-coronal mass ejection). Kui maad tabab krooniaine massilisest väljavoolust tekkinud plasmapilv, võib see põhjustada geomagneetilise tormi ja intensiivse virmaliste tekkimise öötaevasse.

Pilt: Nägematu päikeseenergia, mida näeb NASA Päikese Dünaamika Vaatluskeskus (ing. SDO-Solar Dynamics Observatory) 193 Ångströmi lainepikkuses.

Päikesepursete klassifikatsioon

Päikesepursked liigitatakse A, B, C, M või X klassi vastavalt nende tippvoolule (mõõtühikuks on vatti ruutmeetri kohta, W/m²), mis on vahemikus 1–8 Ångströmit röntgenikiirgust Maa lähedal, seda mõõdetakse Vaikse ookeani kohal geostatsionaarsel orbiidil paikneva GOES satelliidi pardal oleva XRS-seadme abil. Allolev tabel näitab erinevaid päikesepursete klasse:

Klass	W/m² vahemikus 1 & 8 Ångströmi
A	<10-7
B	≥10-7 <10-6
C	≥10-6 <10-5
M	≥10-5 <10-4
X	≥10-4

Iga röntgenikiirgusklass on logaritmiline, kusjuures iga klass on 10 korda tugevam kui eelmine ja iga kategooria piires on see vahemikus 1 kuni 9. Näiteks: B1 kuni B9, C1 kuni C9 jne. Algselt piirdusid klassid tähistusega C, M ja X. Kuna instrumendid muutusid järgnevatel aastatel tundlikumaks, võis täheldada ka väiksemaid kiirgussähvatusi, mida tähistati A ja B. Samamoodi võisid X-le järgneda Y ja Z, kui avastati X10 või tugevamaid kiirgussähvatusii, kuid neid ei ole kunagi kasutatud. Selle asemel kasutasid teadlased jätkuvalt X-klassi väga suurte kiirgussähvatuste tähistamiseks (näiteks 4. novembri 2003. aasta X40, mitte Y4)

A & B-klassi päikesepursked

A ja B-klass on päikesepursete madalaim klass. Nad on väga levinud ja mitte väga huvitavad. Taustvoog (kiirguse hulk, kui pursked puuduvad) on päikese suurema aktiivsuse perioodil B-vahemikus ja A-vahemikus, kui on päikese aktiivsuse madalaim periood.

C-klassi päikesepursked

C-klassi päikesepursked on väikesed pursked, millel on Maa jaoks vähe mõju. Ainult C-klassi päikesepursked, mis on pika kestusega, võivad tekitada krooniaine massi väljavoolu, kuid need on tavaliselt aeglased, nõrgad ja põhjustavad siin Maa peal olulist geomagnetilist häiret. Taustavoog (kiirguse hulk, kui pursked puuduvad) võib olla madalamas C-klassi vahemikus, kui maa poole asuval päikeseketta asub keeruline päikeseplekkide piirkond.

M-klassi päikesepursked

M-klassi päikesepurse on see, mida me nimetame keskmise suurusega purskeks. Nad põhjustavad väikeseid (R1) kuni mõõdukaid (R2) raadiohäireid Maa päevavalguse poolel. Mõned eruptiivsed M-klassi päikesepursked võivad põhjustada päikesekiirguse torme. Tugevad, pikaajalised M-klassi päikesepursked on tõenäoliselt kandidaadid krooniaine massilise väljavoolu põhjustajateks. Kui päikesepurse toimub maa poole asuva päikeseketta keskpunkti lähedal ja toimub meie planeedi suunaline krooniaine massiline väljavool, on suur tõenäosus, et sellest tulenev geomagnetiline torm on piisavalt tugev, et põhjustada virmaliste nähtavust keskmistel laiuskraadidel, see on ka sealhulgas Eestis.

X-klassi päikesepursked

X-klassi päikesepursked on neist kõige suuremad ja tugevad. Sellise suurusega päikesepurskeid tekib keskmiselt umbes 10 korda aastas ja nad on päikese maksimaalse aktiivsuse ajal tavalisemad kui päikese minimaalse aktiivsuse perioodil. Päikese päevavalguse ajal tekivad päikesepurske ajal tugevad ja äärmuslikud (R3 kuni R5) raadiohäired. Kui päikeseenergia on eruptiivne ja toimub Maa poolse päikeseketta keskpunkti lähedal, võib see põhjustada tugeva ja kauakestva päikesekiirguse tormi ning vabastada olulise krooniaine massiline väljavoolu, mis võib põhjustada tõsiseid (G4) või äärmuslikke (G5) magnettorme maapinnal. Sellega kaasnevad tugevad virmalised öö taevas, mis levivad üle kogu keskmiste laiuskraadide.

Pilt: X-klassi päikesepurse, mida näeb NASA Päikese Dünaamika Vaatluskeskus (ing. SDO-Solar Dynamics Observatory) 131 Ångströmi lainepikkuses.

Niisiis, mis on üle X9? X-klass jätkub pärast X9-t uue numbri saamisega ja neid päikese purskeid nimetatakse sageli „Super X-klassi” päikesepurskeks. Päikesepursked, mis jõuavad X10 klassi või ületavad seda, on siiski väga haruldased ja esinevad ainult paar korda ühe päikese aktiivsustsükkli ajal (ca 11 aasta jooksul). Tegelikult on hea, et need võimsad päikesepursked ei esine nii tihti, sest tagajärjed Maale võivad olla tõsised. On teada, et selliste päikesepursete abil käivitatavad krooniaine massiline väljavoolud võivad tekitada probleeme meie kaasaegsele tehnoloogiale nagu satelliidid ja elektriliinid.

Üks asi, mida tuleb tähele panna super-X-klassi päikeseplahvatuste puhul, on see, et X20-klassi päikesepurse ei ole 10 korda nii tugev kui X10-klassi päikeseplahvatus. X10 päikesepurskel on 0,001 W/m² röntgenikiirgusvoog, samas kui X20 päikesepurskel on see 0,002 W/m² 1-8 Ångströmi lainepikkuses.

Suurim päikesepurse, mis on registreeritud pärast seda, kui satelliidid 1976. aastal neid mõõtma hakkasid, oli hinnanguliselt X40 päikesesähvatus, mis toimus 4. novembril 2003 päikesetsükli 23 ajal. GOES-12 satelliidi XRS-i pikk kanal oli küllastunud väärtusega X24,86 12 minutit intensiivse kiirgusega. Olemasolevate andmete hilisem analüüs annab hinnanguliselt tippvoo X40, kuid on teadlasi, kes arvavad, et see päikesepurske oli isegi tugevam kui X40. Meie jaoks oli hea, et päikeseplekkide rühm, mis tekitas selle päikesesähvatuse, oli X40 päikesepõletuse toimumise ajal juba suures osas Maa poole suunatud päikesekettast pöörlenud. Tuleb märkida, et pärast GOES-i uue põlvkonna satelliite ei ole XRS-i kanaleid küllastanud päikesekiirte vooge esinemist, kuid eeldatakse, et see küllastub ligikaudu samal voolutasemel.

Päikese pursetest põhjustatud suure sagedusega (HF) raadiohäired

Päikese purske ajal eralduvad röntgen kiirgused ja äärmuslik ultraviolettkiirgus, need võivad tekitada probleeme suure sagedusega (HF) raadiosides Maa päikese poolt valgustatud küljel ja on kõige intensiivsemad kohtades, kus Päike otseselt asub meie pea kohal. Need sündmused mõjutavad peamiselt kõrgsageduslikku (HF) (3–30 MHz) raadiosidet, kuigi hämardumine ja vähenenud vastuvõtt võivad sattuda ka ülespoole väga suure sagedusega (30–300 MHz)levialasse ja kõrgematele sagedustele.

Need raadiohäired on tingitud suuremast päikesepurskega kaasnevast elektronide tihedusest madalamas ionosfääri kihis (D-kiht), mis omakorda põhjustab selle kihi läbimiseks vajamineva raadiosageduste energia suurenemise vajaduse, seetõttu raadiolained sumbuvad ja võivad tekkida sidekatkestused. See protsess takistab raadiolainete jõudmist palju kõrgematesse E, F1 ja F2 kihtidesse, kus need raadiosignaalid tavaliselt murduvad ja põrkuvad tagasi Maa peale.

Päikesepursete poolt põhjustatud raadiohäired on kõige levinumad ilmastikunähtused, mis mõjutavad Maad ja ka samuti meid kõige kiiremini mõjutavad. Väikesed sündmused toimuvad umbes 2000 korda iga päikese aktiivsuse tsükli kohta. Põlemisel tekkiv elektromagnetiline kiirgus liigub valguse kiirusega, mis kulgeb päikese ja maapinna vahel veidi üle 8 minuti. Seda tüüpi sidekatkestused võivad sõltuvalt päikese purske kestusest ja tugevusest kesta mitu minutit kuni mitu tundi. Kui tõsine on raadioside katkestus sõltub loite tugevusest.

Keskpäeva aegne röntgen kiirguse poolt põhjustatud raadioside katkestus kõrgeimal mõjutatud sagedusel (HAF) põhineb praegusel röntgenikiirguse väärtusel vahemikus 1-8 Ångströmi. Kõrgeima mõjuga sagedust (HAF) saab tuletada valemiga. Allpool on tabel, kus saab näha, milline on kõrgeim mõjutatud sagedus (HAF) konkreetse röntgenkiirguse ajal.

GOES röntgenkiirte klass ja vool	Kõrgeim mõjutatud sagedus
M1.0 (10-5)	15 MHz
M5.0 (5×10-5)	20 MHz
X1.0 (10-4)	25 MHz
X5.0 (5×10-4)	30 MHz

R-skaala

NOAA kasutab R-skaala viie tasandilist süsteemi, röntgenkiirgusest tulenevate raadioside katkestuse tõsiduse näitamiseks. See skaala ulatub R1-st väikese raadioside katkestuse korral kuni R5-ni äärmusliku raadioside katkestuse korral, kusjuures R1 on madalaim tase ja R5 on kõrgeim tase. Igal R-tasemel on sellega seotud teatud röntgenkiirguse heledus. See ulatub R1-st röntgenkiirguse vooluhulga madalaima taseme puhul M1-st kuni R5-ni X20 röntgenkiirguse vooluhulga jaoks. Twitteris pakume teateid niipea, kui on saavutatud teatav raadioside katkestuse lävi. Kuna iga sidekatkestuse tase kujutab endast teatavat GOES-i röntgenkiirguse heledust, saate neid hoiatusi seostada otsekohe päikese pursetega. Saame määratleda järgmised raadioside katkestuse klassid:

R-skaala	Kirjeldus	GOES röntgenkiirte künnis klasside ja voolude järgi	Keskmine sagedus
R1	Väike	M1 (10-5)	2000 tsükli kohta (950 päeva tsükli kohta)
R2	Mõõdukas	M5 (5×10-5)	350 tsükli kohta (300 päeva tsükli kohta)
R3	Tugev	X1 (10-4)	175 tsükli kohta (140 päeva tsükli kohta)
R4	Suur	X10 (10-3)	8 tsükli kohta (8 päeva tsükli kohta)
R5	Ekstreemne	X20 (2×10-3)	Vähem kui 1 tsükli kohta

Allpool olev pilt näitab X1-klassi (R3-tugev) päikesepurske mõju Maa päikese poolt valgustatud küljele. Näeme, et kõrgeim mõjutatud sagedus (ingl. HAF-Highest Affected Frequency) on umbes 25 MHz seal, kus päike on otseselt pea kohal. Kõrgeima mõjutatud sageduse (HAF-i) madalamad raadiosagedused kannatavad veelgi suurema kao tõttu.

Pilt: NOAA SWPC - D Region Absorption Product. D-regiooni neeldumise ennustamismudelit kasutatakse juhisena, et mõista kõrgsagedusliku (HF) raadio degradatsiooni ja sidekatkestusi, mida see võib põhjustada.

<< Mine eelmisele lehele