Parin viimeviikon aikana Auringossa ollut pilkkuryhmä AR
13738 on tuottanut odotetut kaksi X-luokan flarepurkausta. Pilkkuryhmä
ilmaantui fotosfääriin 5. heinäkuuta. Pilkkuryhmän koko ja pilkkujen määrä
kasvoi tasaisesti aina 14. heinäkuuta asti, jolloin sen kooksi mitattiin 1 140
ppm (miljoonasosaa). Yksittäisiä pilkkuja ryhmässä oli tällöin 40, aikaisemmin
niitä oli maksimissaan 83 10. heinäkuuta. Samana päivänä pilkkuryhmä saavutti ”paljain
silmin” -näkyvyyden rajan.
![](https://blogger.googleusercontent.com/img/a/AVvXsEjyfYbiNzCZNDSuYArEu8UR4OSocE-8GOrRmtWCD0xDTBLBvDXRw_dxfywqM0kDlmDXcwu4HrLgxRx44XPjPNE7JjfkkF0HM97Weypd7ZS23Oofe12kc-aDCdTbzzGQLy2fkazT4FUT96LZNrL7FdLpNMZzG8275JzIMpaF0g9DXNsSjUj1rEVqvKhXqjOQ=w640-h547) |
X1.9 -luokan flarepurkaus pilkkuryhmässä AR 13738. Kuva SDO. |
X-luokan flareja alettiin odottaa viimeistään 13. heinäkuuta,
jolloin pilkkuryhmän magneettiseksi luokitukseksi määriteltiin beeta–gamma–delta,
mikä on yleensä sellainen rakenne, jossa voimakkaita flarepurkauksia esiintyy.
Suurimman kokonsa jälkeen pilkkuryhmä alkoi nopeasti
regeneroitua ja vain parissa vuorokaudessa pilkkuryhmän koko putosi 450 ppm (16.7.2024).
Vaikka pilkkuryhmän koko pieneni, sen magneettinen rakenne pysyi samana.
Heinäkuun 10. päivästä alkaen ryhmä on tuottanut useita
M-luokan flarepurkauksia, joten sen odotettiin tuottavan lähiaikoina myös voimakkaampia
X-luokan purkauksia. Näin tapahtuikin 14. heinäkuuta, jolloin kello 02.23 –
2.34 – 2.48 UTC (alku – maksimi – päättyi). Purkauksen maksivoimakkuus oli X1.2.
Tässä vaiheessa pilkkuryhmä alkoi jo olla hyvin lähellä
Auringon länsireunaa. Mutta ennen kiertymistään reunan taakse pilkkuryhmä
tuotti vielä yhden voimakkaan flarepurkauksen. Se tapahtui 16.7. kello 13.11 –
13.26 – 13.36 UTC ja oli voimakkuudeltaan X1.9. Tähän purkaukseen näyttää liittyvän
myös halo(II)-CME, mutta sen suunta vie sen maapallon ohi liikesuunnassa
etupuolelta.
![](https://blogger.googleusercontent.com/img/a/AVvXsEgaRdhhyUH65x33XYjp9WQ3-k4K16j3p0r_0mf1M0vuQSY4OWsR7vBiPzuRgjPjQRm8ci6JC0DoSrluctZftKNZRbjBN2J4_GdEB7F8RYv09cERZm-UIXvnox4arwb8qo_XpxrS74vHm4NHIbPexU0JyDQveuE6AOu_qMvawmNDsEd6lTdY7i7SgN4BrJX8=w640-h428) |
Pilkkuryhmä AR 13738 heinäkuun 10. päivänä, jolloin se saavutti "paljain silmin" -näkyvyyden rajan. Kuva © Kari A. Kuure. |
Flarepurkaukset
Flarepurkaukset ovat Auringossa kromosfäärissä tai sen
yläpuolella tapahtuvia magneettikentän uudelleen kytkeytymisiä. Uudelleen
kytkennässä vapautuu merkittävä määrä magneettikenttiin varautunutta energiaa,
joka säteilee kaikilla sähkömagneettisen säteilyn aallonpituuksilla. Purkauksessa
plasma fotos- ja kromosfäärissä kuumentuu yli 10 miljoona asteen lämpötilaan.
Osa vapautuvasta energiasta kiihdyttää varautuneita
hiukkasia (protonit ja elektronit) hyvin suureen nopeuteen (=energiaan), jotka
tavoittavat maapallon radan yleensä vähemmässä kuin 20 minuutissa. Toistaiseksi
ei kuitenkaan tunneta hiukkasten nopeutta kiihdyttävää prosessia kovinkaan
tarkasti.
Energiset hiukkaset voivat aiheuttaa merkittäviä häiriöitä
maapallon kiertoradalla oleville satelliiteille, jopa vaurioittaen niitä
silloin tällöin. Ne näkyvät myös avaruudessa olevien observatorioiden ottamassa
kuvissa merkittävänä kohinan määrän kasvuna. Ilmakehään tunkeutuvat hiukkaset
ionisoivat ionosfääriä laajalti ja aiheuttaa yleensä napa-alueiden läheisyydessä
radioyhteyksiin voimakkaita häiriöitä ja yhteyskatkoksia. Jos flarepurkaukset
ovat riittävän voimakkaita, radiohäiriöt voivat ulottua aivan ekvaattoriseudulle
asti.
Flarepurkaukset, joita tapahtuu kaiken aikaa, jaotellaan
niiden voimakkuuden mukaan. Vähäisimmät purkaukset, jotka muodostavat
käytännössä röntgensäteilytaustan ovat luokat A ja B. Luokkien ero
voimakkuudessa on kymmenkertainen. Keskivoimakkuuden purkaukset ovat C ja
M-luokaan kuuluvia ja kaikkein voimakkaimmat ovat X-luokkaan kuuluvia. X-luokan
purkauksien voimakkuudelle ylärajaa ei ole määritelty, joten X10.0 ja
voimakkaampia purkauksia tapahtuu silloin tällöin, keskimäärin kahdeksan kertaa
pilkkujakson aikana. Heikommissa luokissa purkausten voimakkuutta kuvataan
luvuilla 1.0 – 9.9.
Observatoriot
Auringon toimintaa maanpinnalla olevien observatorioiden
lisäksi tarkkaillaan avaruusobservatorioilla, joista merkittävin on NASAn Solar
Dynamicsin observatorio (SDO), joka on ollut toiminnassa vuodesta 2010 lähtien.
Observatorio on sijoitettu geosynkroniselle radalle, josta sillä on lähes jatkuva
näkyvyys Aurinkoon. Sen havaintoinstrumentteina ovat Helioseismic and Magnetic
Imager (HMI), Atmospheric Imaging Assembly (AIA) ja Extreme Ultraviolet
Variability Experiment (EVE). Näillä laitteilla havaitaan Aurinkoa monilla
aallonpituusalueilla näkyvästä valosta äärimmäiseen ultraviolettiin asti.
Toinen, jo vanhempi aurinko-observatorio on ESA/NASA Solar
and Heliospheric Observatory (SOHO). Sen LASCO -kamerat (Large Angle and
Spectrometric Coronagraph) kuvaavat Auringon koronaa, joka saadaan näkyville
käyttämällä kameroissa Auringon peittävää levyä. Tällaista rakennetta kutsutaan
koronagrafiksi. Molempien ja muutaman muun observatorion ottamia kuvia on
julkaistu Internetissä esimerkiksi SpaceWeatherLive.com sivustolla.
Muita avaruudessa olevia aurinko-observatorioita ovat
STEREO, PROBA-2 sekä GOES16 ja GOES18 -satelliitit.