Pilkkuryhmä AR 13738 tuotti viimein X-luokan flarepurkaukset

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.

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.

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.

 

 

X2.28 -luokan flare

Perjantaina 17.2.2023 kello 20.10 UTC aikaa (22.10 Suomen aikaa) Auringossa tapahtui X2.28 -luokan flarepurkaus pilkkuryhmässä AR3229 (N30E55). Magneettisesti se alue on luokkaa beeta ja Zyrichin pilkkumalliluokituksen mukaan DKO (kaksinapainen, epäsymmetrinen, laajuus <10° ja avoin). Yksinkertaistettuna: varsin tavanomainen ja yleensä hyvin käyttäytyvä pilkkuryhmä, jollaisia pilkkuryhmiä Auringossa esiintyy tämä tästä.

Kuva: SOHO AIA 094

Tällä hetkellä pilkkuryhmälle ennustetaan 15 % todennäköisyyttä tuottaa X-luokan flare lähimmän vuorokauden aikana.

Flarepurkaus aiheutti voimakkaan ionisoitumisen Pohjois- ja Etelä-Amerikan ja Tyynellä meren yllä ionosfäärissä. Tämän seurauksena lyhytaaltoradioaalloilla oli voimakas radio blackout (radiopimennys) yli tunnin ajan alle 30 MHz taajuudella. Sen lisäksi amatööriaallonpituuksilla esiintyi yllättävät radiokelit.

Video flarepurkauksesta. Kuva SOHO AIA 094.

Tsunami

Pitkäkestoinen flarepurkaus aiheutti Auringossa myös aurinkotsunamin, joka on nopeasti etenevä kuuma plasma-aalto Auringon pinnan yläpuolella. Ilmiö havaittiin ensikerran SOHO-observatorion kuvista vuonna 1997. Silloin sen arveltiin oleva CME varjo kirkasta Auringonpintaa vasten nähtynä.

Tässä kuvasarjassa nähdään MHD-aallon muodostuminen pitkäkestoisen flarepurkauksen seurauksena. Ylärivissä STERO A:n ottamat kuvat ja alakuvassa Stereo B:n ottama ja erotuskuviksi ^[1] tehdyt kuvat. Kuva  S. Patsourakis, George Mason University.

Helmikuussa 2009 STEREO-luotaimet onnistuivat kuvaamaan jälleen aurinkotsunamin. Etenkin STEREO A:n kuvista paljastui aallon sivuprofiili, joka paljasti aallon geometrian. Tutkijat olivat epätietoisia pitkään sen luonteesta ja epäilivät jopa sitä, että se voisi olla jonkinlainen optinen ilmiö luotainten kameroissa. Saman vuoden marraskuussa tutkijat kuitenkin olivat tulleet siihen tulokseen, että ilmiö on todellinen ja se sain nimekseen "fast-mode magnetohydrodynamical wave" tai lyhyemmin "MHD-aalto".

STEREOiden kuvaama MHD-aallon korkeus oli yli 100 000 km, etenemisnopeus 250 km/s ja energiaa sillä oli 2,4 miljoona tonnia TNT:tä

Huomautus

[1] Erotuskuva muodostetaan siten, että kaksi (tai useampia) kuvia pinotaan siten, että kuvassa näkyy vain tapahtuneet muutokset kuvien välillä. Menetelmä on tehokas tapa havaita muutos etenkin hyvin heikosti näkyvien ilmiöiden tai tapahtumien välillä ja menetelmä on eri muodoissaan käytössä laajasti havaitsevissa tieteissä ja tekniikassa.