Ilmiö Auringossa: Flarepurkaukset – suuret ja pienet

KAK — Aurinko ei ole mikään rauhallinen kaasupallo, vaan se on täynnä toimintaa, jota emme paljain silmin näe. Tässä artikkelissa sukellan Auringon purkausilmiöiden maailmaan: hurjista flarepurkauksista aina pienen pieniin nanoflareihin, joita on nimitetty leikillisesti ”leirinuotioiksi”. Kaikki nämä erikokoiset purkaukset ovat samankaltaisia ilmiöitä, vain vapautuva energiamäärä on merkittävin ero.

Tämän kuvan otin toukokuun 6. päivänä 2024. Kuvassa on parhaimmillaan X4,5 -luokan flarepurkaus menossa auringonpilkkualueella AR 13663. Se on toistaiseksi voimakkain flare, jonka olen nähnyt ja kuvannut. Tämä on jo harvinainen tapahtuma, sillä tämän luokan purkauksia ei kovin useinkaan tapahdu edes näin auringonpilkkujakson huippuaikoina. Lisäksi lisävaatimuksena on tietysti se, että satut olemaan juuri kuvaamassa, kun purkaus alkaa ja lisäksi vielä ymmärrät heti mistä on kyse. Kuva © Kari A. Kuure.

Flarepurkaukset

Aloitetaan energisimmistä flarepurkauksista. Ne ovat usein näyttäviä ja ne voivat vapauttaa valtavan määrän energiaa – jopa yli 10²⁵ joulea – vain minuuttien tai kymmenien minuuttien aikana. Se vastaa satojen miljoonien vetypommien räjäytystä samanaikaisesti. Flarepurkauksia on kestoltaan lyhytaikaisia (impulsive flare) ja pitempikestoisia (long duration). Lyhytkestoisten purkaus kehittyy muutamassa minuutissa maksimiinsa ja viimeistään kymmenen minuutin jälkeen purkauksen kirkkaus alkaa hiipua. Pidempikestoiset (yli 30 minuuttia kestävät) ovat hitaammin kehittyviä ja purkauksesta on usein havaittavissa kohonnutta röntgensäteilyä vielä tunninkin jälkeen. Purkauspaikan lämpötila laskee lähes kaikissa tapauksissa hitaasti, ne ovat usein havaittavissa vielä seuraavana päivänäkin.

Flaret syntyvät, kun voimakas ja monimutkainen magneettikenttäalue – usein auringonpilkun yhteydessä – järjestyy uudelleen eli käy läpi magneettisen uudelleen kytkennän (reconnection). Tällöin valtava määrä magneettikenttään varastoitunutta energiaa vapautuu välittömästi, jolloin purkauksen välittömässä läheisyydessä plasma kuumenee kymmeniin miljooniin asteisiin. Purkaus näkyy kirkkaana röntgen- ja uv-säteilyn aallonpituuksilla, mutta myös jossain määrin vety-alfa -aallonpituusalueen (656,28 nm) säteilynä. Laaja-alaisen näkyvän valon alueella flarepurkaukset eivät yleensä ole havaittavissa.

On olemassa myös erityinen ns. näkyvän valon flarepurkaus-tyyppi, mutta ne ovat harvinaisia. Niiden synnystä ei oikeastaan tiedetä mitään – ei oikeastaan sitäkään, että onko ne oikeasti flarepurkauksia? Itse olen kerran aurinkohavaitsijaurani aikana nähnyt visuaalisesti ilmiön, jota epäilen näkyvän valon flarepurkaukseksi. Siihen ei kuitenkaan liittynyt varsinaista flarepurkausta. Mistä siis ilmiössä on kyse, se on toistaiseksi arvoitus.  

NASAn Solar Dynamics Observatory otti tämän kuvan auringonpurkauksesta - kuten kirkkaasta välähdyksestä näkyy - noin kello 20.30 EDT 17. huhtikuuta 2016. Auringon oikeasta reunasta näkyy myös plasmasilmukka nousemassa ylös. Kuva NASA/SDO/Goddard.

Flarepurkaukset lähettävät sähkömagneettista säteilyä laaja-alaisesti radioaalloista gammasäteisiin. Röntgen- ja uv-säteily, sekä radiotaajuudet saavuttavat Maan lähes välittömästi (aikaa kuluu valonnopeudella hieman yli 8 minuuttia) ja voivat aiheuttaa ionosfäärin häiriöitä, kuten äkillisiä radiokatkoksia (sudden ionospheric disturbances, SID). Röntgen- ja gammasäteily paljastavat purkauksen voimakkuuden ja dynamiikan.

Flarepurkauksiin liittyy Maahankin vaikuttava ilmiö, nimittäin nopeiden ja samalla energisten protonien syntyminen. Näitä nopeita protoneja kutsutaan aurinkoperäisiksi hiukkasmyrskyiksi (solar proton events, SPE), ja ne voivat olla haitallisia erityisesti avaruudessa oleville satelliiteille ja miehistöille. Protonit leviävät laajalti avaruuteen ja ne ovat havaittavissa aina siellä, missä on suora näköyhteys flarepurkaukseen.

Avaruudessa toimivat satelliittien kamerat, erityisesti niiden kuvasensorit ja muistipiirit kokevat merkittävään haittaa. Kameroiden kuvissa näkyy flarepurkausten aikana valtavasti kohinaa ja usein myös viiruja, jotka ovat syntyneet protonien kulkiessa laitteiden läpi. Samankaltainen ilmiö voi tapahtua muistipiireissä, mutta tehokkaat virheidenkorjausrutiinit pystyvät palauttamaan suurimman osan syntyneistä virheistä.

Satelliitit ovat rakennettu kestämään säteilyä, kriittisiä laitteita on kahdennettu tai jopa kolmekertaistettu jne. Säteilyn kanssa avaruudessa on vain tultava toimeen. Siitä huolimatta, joskus ja onneksi yhä harvemmin, hiukkasmyrskyn seurauksena koko satelliitti lakkaa toimimasta.

Flaret voivat vaikuttaa meihin konkreettisesti: ne voivat häiritä Maan ionosfääriä ja radioliikennettä, aiheuttaa sähköverkkohäiriöitä ja hankaloittaa tietoliikennettä, joka kulkee aina vain enenevässä määrin satelliittien kautta. Myös satelliittipaikannus voi häiriintyä voimakkaiden flarepurkausten aikana ja jonkin aikaa niiden jälkeen. Radioliikenne häiriintyy usein HF- ja VHF-aallonpituuksilla etenkin napa-alueiden läheisyydessä. Mitä voimakkaampi radiomyrsky on sitä lähemmäksi keskileveyksiä ja ekvaattoria radiohäiriöalueet ulottuvat.

Usein flarepurkaukseen liittyy myös koronamassapurkaus (CME), seuraukset voivat olla vielä merkittävämpiä. CME on kuitenkin oman artikkelinsa tasoinen tapahtuma, joten palaan siihen myöhemmässä artikkelissa.

Flaret luokitellaan röntgensäteilyn voimakkuuden perusteella (A, B, C, M, X-luokat). X-luokan flare on kaikkein suurin ja voi olla jopa tuhansia kertoja voimakkaampi kuin M-luokan tapahtuma.

Taulukko 1. Flarepurkausten numerotietoja

Alla olevassa taulukossa seuraava voimakkaampi purkausluokka on kymmenkertainen heikompaan purkaukseen verrattuna. Poikkeuksena on X-luokka, jollaisen purkauksen voimakkuus voi olla enemmän kuin kymmenkertainen verrattuna M-luokkien purkauksiin. Voimakkain X-luokan purkaus on ollut arviolta X48. Kunkin luokan sisällä säteilynvoimakkuus saa eteensä kertoimen (1,0 –9,9) riippuen vapautuvasta energiamäärästä. Esimerkiksi M1,5 -luokan purkauksessa vapautuva energiatehokkuus on 1,5×10^-5 W/m². X-luokassa kerroin voi olla suurempi kuin 9,9.

Flarepurkauksen voimakkuusluokka	Röntgensäteilyn (0,1 – 0,8 nm) voimakkuus [W/m2]
A	10-8
B	10-7
C	10-6
M	10-5
X	>10-4

 

Jos olet kiinnostunut näiden tapahtumien luokituksista, vaikutuksista, niiden mittaamisesta ja esiintymistaajuudesta, niin tutustu NOAA Space Weather Prediction Centerin julkaisemaan taulukkoon, jossa näitä asioita selvitellään tiivistetysti.

 

Mikroflaret: flaret hiljaisella liekillä

Mikroflaret ovat pienempiä kuin varsinaiset flarepurkaukset, mutta silti tarpeeksi isoja näkyäkseen röntgen- ja UV-observatorioilla, kuten RHESSI:llä tai SDO:lla. Maanpinnalta niiden havaitseminen harrastajavälinein on käytännössä mahdotonta.

Mikroflaret syntyvät usein aktiivisilla alueilla, auringonpilkkujen tai magneettisesti monimutkaisten rakenteiden läheisyydessä. Niiden energia voi olla luokkaa 10¹⁹ – 10²² joulea, eli murto-osa suurten flarepurkausten voimakkuudesta.

Mikroflaret voivat synnyttää paikallista plasmaa kuumentavia shokkeja, elektronisuihkuja sekä radio- ja röntgensäteilyä. Ne ovat keskeinen tutkimuskohde, kun selvitetään, kuinka paljon pienet purkaukset vaikuttavat Auringon kokonaissäteilyyn ja koronan lämpötilaan.

Mikroflareista on julkaistu tutkimuksia, joita voi lukea vapaasti:

1.        https://arxiv.org/pdf/2011.04753; Juliana T. Vievering, Lindsay Glesener & all: FOXSI-2 Solar Microflares II: Hard X-ray Imaging Spectroscopy and Flare Energetics.

2.        https://arxiv.org/pdf/2201.00712;  Jonas Saqri1 , Astrid M & all: Multi-instrument STIX microflare study. 

 

Nanoflaret: pienet mutta pippuriset

ESA:n Solar Orbiter -luotaimen Extreme Ultraviolet Imager (EUI) -havaintolaite otti nämä kuvat 30. toukokuuta 2020. Ne näyttävät Auringon ulkonäön 17 nanometrin aallonpituudella, joka on sähkömagneettisen spektrin äärimmäisellä ultraviolettialueella. Tämän aallonpituuden kuvat paljastavat Auringon yläilmakehän, koronan, jonka lämpötila on noin miljoona astetta. EUI ottaa koko kiekon kuvia (ylhäällä vasemmalla) Full Sun Imager (FSI) -teleskoopilla sekä korkean resoluution kuvia HRI EUV -teleskoopilla. Kuvissa pinnan yksityiskohdat mm. ”leirinuotioiksi” kutsutut nanoflaret ovat noin 400 km kokoisia. Niitä havaitaan kaikkialla Auringon pinnalla ja niiden uskotaan olevan osatekijä Auringon koronan korkeisiin lämpötiloihin. Kuva ESA & NASA/Solar Orbiter/EUI-tiimi; CSL, IAS, MPS, PMOD/WRC, ROB, UCL/MSSL.

Nanoflareja kutsutaan usein ”Leirinuotioiksi”. Se ei ole kuitenkaan virallinen tieteellinen termi, mutta kuvaava se on. Nämä pikkuruiset purkaukset havaittiin kunnolla vasta vuonna 2020 Solar Orbiter -luotaimen mukana kulkevan EUI-instrumentin avulla. Ne näkyvät äärimmäisen kovan ultravioletin (EUV) aallonpituudella pieninä, kirkkaasti leimahtavina pisteinä rauhallisilla Auringon alueilla.

Leirinuotiot ovat hyvin pieniä: niiden koko on vain muutama sata kilometriä ja kesto sekunneista minuutteihin. Ne eivät näy kaukoputkella kotipihalta, mutta ne ovat tärkeitä. Kokoonsa nähden ne voivat tuottaa yllättävän runsaasti energiaa. Jos leirinuotioita esiintyy jatkuvasti ja tiheään, ne voivat yhteisvaikutuksellaan osallistua koronan kuumentamiseen.

Tällaiset minipurkaukset syntyvät todennäköisesti pienimuotoisista magneettisista uudelleen kytkeytymisiä, siis sama prosessi mikä aiheuttaa varsinaiset flarepurkaukset.  Nanoflaressakin paikallinen magneettikenttä järjestyy uudelleen ja vapauttaa samalla energiaa, joka lämmittää ympäristöä.

 

Taulukko 2. Flarepurkaukset tiivistetysti

Flarepurkaukset muodostavat jatkumon suuresta pienimpään tai päinvastoin:

Ilmiö	Tyyppipaikka	Energia (joulea)	Kesto
”Leirinuotio” nanoflare	Ei-aktiivinen alue	< 1017	sekunteja
mikroflare	Aktiivinen alue	1019 – 1022	minuutteja
flare	Aktiivinen alue	1023 – 1025	minuuteista yli 30 minuuttiin

Kaikkien voimakkuudeltaan erilaisten flarepurkausten yhteinen nimittäjä on magneettinen uudelleen kytkentä – prosessi, jossa Auringon magneettikenttä muuttuu, ja osa sen varastoimasta energiasta purkautuu ulos valona, lämpönä ja hiukkasvirtauksina.

Yksi suurista aurinkofysiikan kysymyksistä on edelleen se, kuinka merkittävä rooli näillä eri asteisilla purkauksilla on Auringon kaasukehän ja koronan lämmityksessä. Etenkin pienet purkaukset, joita esiintyy jatkuvasti, voivat pitkällä aikavälillä vaikuttaa yllättävän paljon.

Kun seuraavan kerran ihmettelet Hα-kuvaa tai katsot EUV-materiaalia Auringosta, muista: kaiken kirkkauden keskellä tapahtuu jatkuvasti purkauksia – pieniä ja suuria. Jotkut ovat niin vaatimattomia, että niistä ei jää jälkeäkään kotihavaitsijan kameraan. Toiset taas voivat häiritä satelliittipaikannusta tai pimentää lyhytaaltoverkon. Aurinko on kiehuva, räiskyvä ja joskus suorastaan vaarallinen kaasupallo tai ehkä paremminkin hyvin dynaaminen magneettipallo.

Silti, juuri siksi se on niin kiehtova.