Що таке сонячні спалахи?

Сонячний спалах - це, по суті, гігантський вибух на поверхні нашого Сонця, який відбувається, коли лінії магнітного поля від сонячних плям сплітаються і спалахують. Сонячний спалах визначається як раптова, швидка та інтенсивна зміна яскравості. Сонячний спалах виникає, коли магнітна енергія, що накопичилася в сонячній атмосфері, раптово вивільняється. За лічені хвилини матеріал нагрівається до багатьох мільйонів градусів і випромінюється практично весь електромагнітний спектр - від радіохвиль у довгохвильовому діапазоні через оптичне випромінювання до рентгенівського і гамма-випромінювання в короткохвильовому діапазоні. Кількість енергії, що вивільняється, еквівалентна мільйонам ядерних бомб, що вибухають одночасно! Сонячні спалахи - це часте явище, коли Сонце активне в роки навколо сонячного максимуму. У цей період протягом одного дня може статися багато сонячних спалахів! У період мінімуму сонячної активності спалахи можуть відбуватися рідше, ніж раз на тиждень. Великі спалахи трапляються рідше, ніж малі. Деякі (здебільшого сильніші) сонячні спалахи можуть запускати в космос величезні хмари сонячної плазми, які ми називаємо корональним викидом маси. Коли корональний викид досягає Землі, він може спричинити геомагнітну бурю та інтенсивні полярні сяйва.

Зображення: Вражаючий сонячний спалах, який спостерігала обсерваторія сонячної динаміки NASA, з довжиною хвилі 193 Ангстрема.

Класифікація сонячних спалахів

Сонячні спалахи класифікуються як A, B, C, M або X відповідно до пікового потоку (у ватах на квадратний метр, Вт/м²) рентгенівського випромінювання від 1 до 8 ангстремів поблизу Землі, виміряного інструментом XRS на борту супутника GOES, який знаходиться на геостаціонарній орбіті над Тихим океаном. У таблиці нижче представлені різні класи сонячних спалахів:

Клас	Вт/м² між 1 і 8 ангстремів
A	<10-7
B	≥10-7 <10-6
C	≥10-6 <10-5
M	≥10-5 <10-4
X	≥10-4

Кожен клас рентгенівського випромінювання є логарифмічним, причому кожен клас в 10 разів сильніший за попередній, а в межах кожної категорії - від 1 до 9. Наприклад: B1 - B9, C1 - C9 і т.д. Спочатку класи обмежувалися C, M і X. З роками, коли інструменти стали більш чутливими, можна було спостерігати менші спалахи, які були позначені як A і B. Аналогічно, Y і Z могли слідувати за X, якщо були виявлені спалахи X10 або сильніші, але ці класи ніколи не використовувалися. Замість цього вчений продовжив використовувати клас X для позначення дуже великих спалахів (наприклад, X40 від 4 листопада 2003 року, а не Y4).

Сонячні спалахи класів A і B

Клас A & B - це найнижчий клас сонячних спалахів. Вони дуже поширені і не дуже цікаві. Фоновий потік (кількість випромінювання, коли немає спалахів) часто знаходиться в діапазоні B під час сонячного максимуму та в діапазоні А під час сонячного мінімуму.

Сонячні спалахи класу С

Сонячні спалахи класу С - це незначні сонячні спалахи, які майже не впливають на Землю. Тільки сонячні спалахи класу С, що мають достатню тривалість, можуть призвести до викиду корональної маси, але вони зазвичай повільні, слабкі і рідко викликають значні геомагнітні порушення тут на Землі. Фоновий потік (кількість випромінювання, коли немає спалахів) може знаходитися в нижньому діапазоні класу С, коли складна сонячна пляма з’являється на оберненому до Землі сонячному диску.

Сонячні спалахи класу М

Сонячні спалахи класу М - це те, що ми називаємо середньовеликими сонячними спалахами. Вони спричиняють невеликі (R1) та помірні (R2) радіоперешкоди на денній стороні Землі. Деякі виверження сонячних спалахів класу М також можуть викликати сонячні радіаційні бурі. Сильні, тривалі сонячні спалахи класу М можуть стати кандидатами для викиду корональної маси. Якщо сонячний спалах зафіксований в районі центру сонячного диска, орієнтованого до Землі, і розпочинає викидання корональної маси у бік нашої планети, існує велика ймовірність того, що в результаті геомагнітна буря буде достатньо сильною для видимого Полярного Сяйва на середніх широтах.

Сонячні спалахи X класу

Сонячні спалахи X класу - найбільші та найсильніші з усіх. В середньому сонячні спалахи такої величини трапляються приблизно 10 разів на рік і частіше зустрічаються під час сонячного максимуму, ніж сонячного мінімуму. Ці спалахи викликають радіоперешкоди, від сильних до екстремальних (від R3 до R5), на денній поверхні Землі. Якщо сонячний спалах вивергається і знаходиться поблизу центру сонячного диска, оберненого до Землі, це може спричинити сильну і довготривалу сонячну радіаційну бурю та викликати значне викидання корональної маси, що може призвести до сильного (G4) та екстремального (G5) геомагнітного шторму на Землі.

Зображення: Сонячний спалах X класу, який спостерігається з Обсерваторії Сонячної Динаміки NASA на довжині хвилі 131 Ангстрем.

Отже, що вище за X9? Клас Х продовжується після Х9 замість того, щоб отримати нову літеру, і ці сонячні спалахи часто називають сонячними спалахами “Супер Х класу”. Однак сонячні спалахи, які досягають або навіть перевершують клас X10, дуже рідкісні і виникають лише кілька разів під час сонячного циклу. Насправді добре, що ці потужні сонячні спалахи трапляються не так часто, оскільки наслідки на Землі можуть бути серйозними. Відомо, що викиди корональних мас, які можуть бути запущені такими сонячними спалахами, можуть викликати проблеми з нашою сучасною технікою, такою як супутники та лінії електропередач.

Щодо спалахів супер X-класу слід зазначити, що сонячний спалах X20 не в 10 разів потужніший за спалах X10. Спалах X10 дорівнює потоку рентгенівського випромінювання 0,001 Вт/м², тоді як спалах X20 дорівнює 0,002 Вт/м² в діапазоні довжин хвиль від 1 до 8 ангстрем.

Найбільшим сонячним спалахом, коли-небудь зафіксованим відтоді, як супутники почали їх вимірювати в 1976 році, був сонячний спалах X40, що стався 4 листопада 2003 року під час 23-го сонячного циклу. Довгий канал XRS на супутнику GOES-12 був насичений інтенсивним випромінюванням в точці X24.86 протягом 12 хвилин. Пізній аналіз наявних даних дав оцінку пікового потоку X40, однак є вчені, які вважають, що цей сонячний спалах був навіть сильнішим за X40. Для нас добре те, що група сонячних плям, яка спричинила цей спалах, на момент спалаху X40 вже обернулася на більшу частину зверненого до Землі сонячного диска. Варто зазначити, що з появою нового покоління супутників GOES не було сонячних спалахів, які б перенасичували канали XRS, але очікується, що вони будуть перенасичуватися приблизно на тих самих рівнях потоку.

Високочастотні радіоперешкоди, викликані сонячними спалахами

Сплески рентгенівського та екстремального ультрафіолетового випромінювання, які трапляються під час сонячних спалахів і можуть спричинити проблеми з радіопередачами високої частоти (ВЧ) на сонячній стороні Землі та найбільш інтенсивні в місцях, де Сонце знаходиться над головою. Під час таких подій порушується радіозв’язок високої частоти (ВЧ) (3-30 МГц), хоча згасання та зменшення рівня прийому може траплятись на дуже високих частотах (УКВ) (30-300 МГц) та навіть вище.

Ці блекаути є результатом підвищеної електронної щільності в нижньому шарі іоносфери (D-шарі) під час сонячних спалахів, що спричиняє значне збільшення кількості енергії, яку радіохвилі втрачають при проходженні через цей шар. Цей процес не дає радіохвилям досягти значно вищих шарів E, F1 і F2, де ці радіосигнали зазвичай заломлюються і відбиваються назад на Землю.

Радіоперешкоди, спричинені сонячними спалахами, є найпоширенішими подіями космічної погоди, які впливають на Землю, а також такими, що найбільше впливають на нас. Незначні події відбуваються приблизно 2000 разів за кожен сонячний цикл. Електромагнітне випромінювання, яке утворюється під час спалахів, рухається зі швидкістю світла, займаючи трохи більше 8 хвилин для подорожі від Сонця до Землі. Цей тип радіоперешкод може тривати від декількох хвилин до декількох годин, залежно від тривалості сонячного спалаху. Наскільки сильні радіоперешкоди - залежить від сили сонячного спалаху.

Найвища частота, що зазнала впливу (HAF) під час радіоперешкод від рентгенівського випромінювання під час місцевого полудня базується на поточному значенні потоку рентгенівського випромінювання між 1-8 Ангстрема. Найвища частота, що зазнала впливу (HAF) може бути отримана за формулою. Нижче ви знайдете таблицю, де можна побачити, якою є HAF під час конкретного рентгенівського потоку.

Рентгенівський клас та потік GOES	Найвища частота, що зазнала впливу
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-шкала

NOAA використовує п’ятирівневу систему, яку називають шкалою R, щоб показувати ступінь інтенсивності радіоперешкод, пов’язаних з рентгенівськими променями. Ця шкала коливається від R1 для незначних радіоперешкод до R5 для дуже сильних радіоперешкод, при цьому R1 є найнижчим рівнем, а R5 - найвищим рівнем. Кожен R-рівень має певну рентгенівську яскравість, пов’язану з ним. Вона коливається від R1 для рентгенівського потоку M1 до R5 для рентгенівського потоку X20. У Twitter ми надсилаємо сповіщення, як тільки досягнуто певний поріг радіоперешкод. Оскільки кожен рівень радіоперешкод асоціюється з певним рівнем яскравості рентгенівського випромінювання GOES, ви можете пов’язувати ці сповіщення безпосередньо із сонячним спалахом, що відбувається в цей момент. Ми можемо визначити наступні класи радіоперешкод:

R-шкала	Опис	Рентгенівський поріг GOES за класом та потоком	Середня частота
R1	Слабка буря	M1 (10-5)	2000 на цикл (950 днів на цикл)
R2	Помірна буря	M5 (5×10-5)	350 на цикл (300 днів на цикл)
R3	Сильна буря	X1 (10-4)	175 на цикл (140 днів на цикл)
R4	Жорстка буря	X10 (10-3)	8 на цикл (8 днів на цикл)
R5	Екстремальна буря	X20 (2×10-3)	Менше, ніж 1 протягом циклу

На зображенні нижче показано вплив сонячного спалаху X1 (рівень R3) на освітленій сонцем стороні Землі. Ми можемо бачити, що найвища частота, що зазнала впливу (HAF) - приблизно 25 МГц там, де Сонце знаходиться безпосередньо над головою. Радіочастоти, нижчі за HAF, зазнають ще більшого впливу.

Зображення: NOAA SWPC - продукт поглинання D-області. Модель прогнозування поглинання D-області використовується як керівництво для розуміння високочастотної (HF) радіодеградації та перебоїв зв’язку, які це може спричинити.

<< На попередню сторінку