Rozbłyski słoneczne

Jak czytać wykres rozbłysków słonecznych?

Wykres pokazuje zmiany strumienia promieniowania rentgenowskiego emitowanego przez Słońce w paśmie 0,1-0,8 nm. Pomiary wykonują czujniki XRS znajdujące się na satelitach meteorologicznych GOES. To właśnie te dane są podstawą powszechnie stosowanej klasyfikacji rozbłysków słonecznych na klasy A, B, C, M i X.

Linia na wykresie przedstawia poziom promieniowania rentgenowskiego docierającego w okolice Ziemi. W spokojnych okresach zmienia się on stosunkowo niewiele. Gdy na Słońcu dochodzi do rozbłysku, strumień promieniowania może gwałtownie wzrosnąć, tworząc charakterystyczne wzniesienie lub ostry szczyt. Im wyżej znajduje się maksimum takiego wzrostu, tym silniejszy był rozbłysk.

Co oznaczają klasy A, B, C, M i X?

Oś pionowa wykresu wykorzystuje skalę logarytmiczną. Oznacza to, że przejście do kolejnej głównej klasy odpowiada dziesięciokrotnemu wzrostowi strumienia promieniowania rentgenowskiego.

Klasy odpowiadają następującym poziomom:

• A - od około 10⁻⁸ W/m²

• B - od 10⁻⁷ W/m²

• C - od 10⁻⁶ W/m²

• M - od 10⁻⁵ W/m²

• X - od 10⁻⁴ W/m²

Dlatego rozbłysk klasy M nie jest tylko trochę silniejszy od rozbłysku klasy C. Początek zakresu M odpowiada strumieniowi dziesięć razy większemu niż początek zakresu C i sto razy większemu niż początek zakresu B.

Do litery dodawana jest również liczba określająca dokładniejszą siłę rozbłysku. Na przykład C5 oznacza strumień około 5 × 10⁻⁶ W/m², a M5 około 5 × 10⁻⁵ W/m². W przypadku klasy X skala może być kontynuowana powyżej X9, dlatego wyjątkowo silny rozbłysk może zostać oznaczony na przykład jako X10 lub X20.

Co właściwie widać na wykresie?

Warto zwracać uwagę nie tylko na najwyższy punkt wykresu, ale również na jego kształt. Początek szybkiego wzrostu może wskazywać moment rozpoczęcia rozbłysku, najwyższy punkt odpowiada jego maksymalnej intensywności w paśmie rentgenowskim, a późniejszy spadek pokazuje stopniowe wygaszanie zjawiska.

Nie każdy niewielki skok linii jest jednak osobnym, istotnym rozbłyskiem. Słońce przez cały czas emituje promieniowanie rentgenowskie, a jego poziom tła zmienia się wraz z aktywnością słoneczną. W okresach dużej aktywności wykres może pozostawać przez dłuższy czas na poziomie klasy C, a kolejne rozbłyski mogą nakładać się na już podwyższone tło.

Pomiary GOES obejmują całe Słońce widziane z otoczenia Ziemi. Sam wykres pokazuje więc, że ilość promieniowania rentgenowskiego wzrosła, ale nie wskazuje bezpośrednio miejsca, w którym powstał rozbłysk. Do określenia aktywnego regionu na powierzchni Słońca potrzebne są dodatkowe obserwacje.

Dlaczego interesują nas szczególnie rozbłyski M i X?

Rozbłyski klasy A i B są na ogół przejawem niewielkiej aktywności. Zdarzenia klasy C są częste podczas aktywnych okresów słonecznych i zazwyczaj mają niewielkie znaczenie dla warunków w otoczeniu Ziemi.

Większą uwagę zwracają rozbłyski klasy M, a szczególnie klasy X. Silny wzrost promieniowania rentgenowskiego i ekstremalnego ultrafioletu może szybko wpłynąć na górne warstwy ziemskiej atmosfery. Po stronie Ziemi oświetlonej przez Słońce mogą wtedy wystąpić między innymi zakłócenia propagacji fal radiowych.

Sam silny rozbłysk nie oznacza jednak automatycznie, że pojawi się zorza polarna. Zorze są związane przede wszystkim z późniejszym oddziaływaniem materii i pola magnetycznego ze Słońca z magnetosferą Ziemi. Rozbłysk może towarzyszyć koronalnemu wyrzutowi masy, CME, ale nie każdy rozbłysk powoduje wyrzut skierowany w stronę naszej planety.

Dane na żywo i lista rozbłysków

W SkyLep wykres jest tworzony na podstawie minutowych pomiarów XRS. Jeżeli pojedynczy pomiar chwilowo nie dotrze ze źródła, wykres może do czasu pojawienia się nowych danych korzystać z ostatniej prawidłowej wartości. Z tego powodu krótkie, idealnie poziome fragmenty wykresu nie zawsze oznaczają, że aktywność Słońca rzeczywiście pozostawała całkowicie niezmienna.

Pod wykresem znajduje się lista wykrytych rozbłysków. Dla każdego zdarzenia mogą być podawane między innymi czas rozpoczęcia, moment maksimum, czas zakończenia oraz klasa rozbłysku. Dostępność tych informacji zależy od danych przekazanych przez źródło. Brak któregoś czasu albo klasy nie oznacza wartości zerowej, a jedynie brak tej informacji w aktualnie dostępnych danych.

Dzięki temu wykres można traktować jako szybki podgląd bieżącej aktywności Słońca. Pozwala od razu zobaczyć, czy nasza gwiazda pozostaje spokojna, czy trwa właśnie rozbłysk oraz jak jego siła wypada na tle aktywności z ostatnich godzin lub dni.