Päikese loide

Päikese loide^[2]^[3] ehk päikesepurse on Päikese kroonis toimuv äkiline energia vabanemine, mis võib kesta mitmeid tunde või erandjuhtudel üle päeva.^[4] Päikese loide tekib, kui päikesepleki kohal olevad magnetvälja jõujooned lähevad segamini ja purunevad.^[5] Päikese loide on defineeritav kui äkiline, kiire ja intensiivne muutus päikesekiirguse tugevuses.^[5] Päikese loide tekib, kui päikese atmosfääris kogunenud magnetiline energia äkitselt vabaneb. Materjal kuumeneb mõne minuti jooksul miljonite kraadideni ja kiirgus eraldub praktiliselt kogu elektromagnetilise spektri ulatuses, raadiolainetest spektri pika lainepikkuse osa lõpus kuni optilise kiirgusena eralduvate röntgen- ja gammakiirteni spektri lühikese lainepikkuse osa lõpus. Vabanenud energia on võrreldav miljonite üheaegselt plahvatavate tuumapommide energiaga.^[5]

Päikese loiteid esineb sagedamini, kui päike on suurema aktiivsuse perioodis. Sel perioodil võib ühe päeva jooksul toimuda mitu Päikese loidet. Päikese väiksema aktiivsuse ajal võivad loited aset leida vähem kui üks kord nädalas. Suured loited on harvemad kui väiksemad. Mõned (enamasti tugevamad) päikese loited võivad kosmosesse paisata tohutuid päikeseplasma pilvi, seda nimetatakse päikese krooniaine massiliseks väljavooluks (ing CME – coronal mass ejection). Kui Maad tabab krooniaine massilisest väljavoolust tekkinud plasmapilv, võib see põhjustada geomagnetilise tormi ja intensiivse virmaliste tekkimise öötaevasse.

Loited saavad oma energia magnetväljades säilitatud energiast, nende täpne tekkemehhanism on tänaseni teadmata. Ühe teooria järgi tekivad loited, kui vastassuunaliste magnetväljade jõujooned taasühinevad.^[4]

Loidete klassifikatsioon

Päikese loited liigitatakse A-, B-, C-, M- või X-klassi vastavalt nende tippvoolule (mõõtühikuks on vatti ruutmeetri kohta, W/m²), mis on vahemikus 1–8 ongströmi röntgenikiirgust Maa lähedal, seda mõõdetakse Vaikse ookeani kohal geostatsionaarsel orbiidil paikneva GOES-15 satelliidi pardal oleva XRS-seadme abil. Allolev tabel näitab erinevaid Päikese loidete klasse:

Klass	W/m² vahemikus 1–8 ongströmi
A	<10–7
B	≥10–7 <10–6
C	≥10–6 <10–5
M	≥10–5 <10–4
≥10–4

Iga röntgenikiirguse klassi kategooria jaguneb logaritmiliseks skaalal 1–9. Näiteks: B1–B9, C1–C9 jne. X2 klassi loide on kaks korda võimsam kui X1 klassi loide ja neli korda võimsam kui M5 klassi loide. X-klassi kategooria numeratsioon on veidi erinev ja ei lõpe X9-s, vaid jätkub uue numbri lisamisega (X10 jne). X10 või tugevamaid päikesepurskeid nimetatakse mõnikord ka "super X-klassi ehk ekstreemseteks Päikese loideteks".

A- ja B-klassi loited

A- ja B-klass on Päikese loidete madalaimad klassid. Nad on väga levinud ja ei paku suuremat teaduslikku huvi. Taustvoog (Päikese pinnalt eralduva kiirguse hulk, kui loited puuduvad) on Päikese maksimumi ajal sageli B-vahemikus ja Päikese miinimumi ajal A-vahemikus.

C-klassi loited

C-klassi loited on väikesed loited, millel on Maale vähe mõju. Ainult pikaajalised C-klassi loited võivad tekitada krooniaine massilise väljavoolu (CME), kuid need on tavaliselt aeglased, nõrgad ja põhjustavad harva Maa peal olulist geomagnetilist häiret. Taustvoog (Päikese pinnalt eralduva kiirguse hulk, kui loited puuduvad) võib olla madalamas C-klassi vahemikus, kui Maa poole suunatud päikeseketta osal asub keeruline päikeseplekkide piirkond.

M-klassi loited

M-klassi päikese loidet kutsutakse keskmise suurusega loiteks. Nad põhjustavad väikeseid (R1) kuni mõõdukaid (R2) raadiohäireid Maa Päikese poole suunatud küljel. Mõned eruptiivsed M-klassi loited võivad põhjustada ka päikesekiirguse torme. Tugevad, pikaajalised M-klassi Päikese loited omavad potentsiaalii krooniaine massiliseks väljavooluks. Kui Päikese loide toimub Päikese Maa poole suunatud külje keskpunkti lähedal ja aset leiab meie planeedi suunaline krooniaine massiline väljavool (CME), on suur tõenäosus, et sellest tulenev geomagnetiline torm on piisavalt tugev toomaks virmalised nähtavale keskmistel laiuskraadidel, sealhulgas Eestis..

X-klassi loited

X-klassi päikese loited on loidete hulgas kõige suuremad ja tugevamad. Sellise suurusega Päikese loide esineb keskmiselt ligikaudu 10 korda aastas ja nad on Päikese aktiivsuse maksimumi ajal tavalisemad kui Päikese aktiivsuse miinimumperioodil. Maa Päikese poole suunatud küljel tekivad Päikese X-loite ajal R3–R5 klassi raadiohäired (tugevatest äärmuslikeni). Kui loide on eruptiivne ja toimub Päikese Maa poole suunatud külje keskpunkti lähedal, võib see põhjustada tugeva ja kauakestva päikesekiirguse tormi ning vallandada märkimisväärse tugevusega krooniaine massilise väljavoolu, mis võib põhjustada tõsiseid (G4) või äärmuslikke (G5) magnettorme maapinnal. Sellega kaasnevad tugevad virmalised öötaevas, mis levivad üle kogu keskmiste laiuskraadide ulatuse.

X-klassi numeratsioon jätkub pärast X9-t uue numbri andmisega ja neid, iseäranis tugevaid Päikese loiteid nimetatakse sageli "super X-klassi" loideteks. Päikese loited, mis küündivad X10 klassi või üle selle, on siiski väga haruldased ja esinevad ainult paar korda ühe päikese aktiivsustsükli ajal (see on, ligikaudu korra 11 aasta jooksul). Inimeste seisukohast on hea, et need võimsad loited ei esine nii tihti, sest nende tagajärjed Maale võivad olla tõsised. On teada, et selliste loidete käigus vallandunud krooniaine massilised väljavoolud võivad põhjustada häireid meie kaasaegse tehnoloogia (nagu satelliidid ja elektriliinid) toimimises.

Päikese loidetest põhjustatud raadiohäired raadioside kõrgsagedusalas (HF)

Päikese loite ajal eralduvad röntgenikiired ja äärmuslik ultraviolettkiirgus võivad põhjustada Maa päikesest valgustatud küljel häireid raadioside kõrgsagedusalas (HF). Need häired on kõige intensiivsemad kohtades, kus Päikese kiired langevad Maa pinnale rõhtsas asendis. Päikesel toimuvad sündmused mõjutavad peamiselt kõrgsageduslikku (HF) (3–30 MHz) raadiosidet, kuigi hägustumine ja vähenenud vastuvõtt võivad kanduda ka ülespoole väga suure sagedusega (30–300 MHz) levialasse ja kõrgematele sagedustele.

Need raadiohäired on tingitud suuremast päikesekiirgusega kaasuvast elektronide tihedusest madalamas ionosfääri kihis (D-kiht), mis omakorda põhjustab selle kihi läbimiseks vajamineva raadiosageduste energia suurenemise vajaduse, seetõttu raadiolained sumbuvad ja võivad tekkida sidekatkestused. See protsess takistab raadiolainete jõudmist palju kõrgematesse E, F1 ja F2 kihtidesse, kus need raadiosignaalid tavaliselt murduvad ja põrkuvad tagasi Maa peale.

Päikese loidete põhjustatud raadiohäired on kõige levinumad Maad mõjutavad kosmoseilma nähtused ja nende mõju tabab meid ka kõige kiiremini. Väikesed sündmused toimuvad umbes 2000 korda iga päikese aktiivsuse tsükli jooksul. Põlemisel tekkiv elektromagnetiline kiirgus liigub valguse kiirusel, mille liikumiskiirus Päikeselt Maale on veidi üle 8 minuti. Seda tüüpi sidekatkestused võivad sõltuvalt päikese loite kestusest ja tugevusest kesta mitu minutit kuni mitu tundi. Kui tõsine on raadioside katkestus sõltub loite tugevusest.

Keskpäevaaegne röntgenikiirguse põhjustatud raadioside katkestus kõrgeimal mõjutatud sagedusel (HAF) põhineb praegusel röntgenikiirguse väärtusel vahemikus 1–8 ongströmit. Kõrgeima mõjuga sagedust (HAF) saab tuletada valemiga. Allpool on tabel, kus saab näha, milline on kõrgeim mõjutatud sagedus (HAF) konkreetse röntgenikiirguse ajal.

GOES röntgenikiirte klass ja vool	Suurim mõjutatud sagedus
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-skaala

NOAA kasutab röntgenikiirgusest tulenevate raadioside katkestuse tõsiduse näitamiseks R-skaala viietasandilist süsteemi. See skaala ulatub R1-st väikese raadioside katkestuse korral kuni R5-ni äärmusliku raadioside katkestuse korral, kusjuures R1 on madalaim ja R5 kõrgeim tase. Igal R-tasemel on sellega seotud teatud röntgenikiirguse heledus. See ulatub R1-st röntgenikiirguse vooluhulga madalaima taseme puhul M1-st kuni R5-ni X20 röntgenikiirguse vooluhulga jaoks. Määratleda saab järgmised raadioside katkestuse klasse:

R-skaala	Kirjeldus	GOES röntgenikiirte künnis klasside ja voolude järgi	Keskmine sagedus
R1	Madal	M1 (10–5)	2000 tsükli kohta (950 päeval tsükli jooksul)
R2	Mõõdukas	M5 (5×10–5)	350 tsükli kohta (300 päeval tsükli jooksul)
R3	Tugev	X1 (10–4)	175 tsükli kohta (140 päeval tsükli jooksul)
R4	Tõsine	X10 (10–3)	8 tsükli kohta (8 päeval tsükli jooksul)
R5	Ekstreemne	X20 (2×10–3)	Vähem kui 1 tsükli kohta

^[5]

Viited

↑ "NASA Goddard Space Flight Center". Flickr (Ameerika inglise). Vaadatud 28. augustil 2023.
↑ ERR, Jaan-Juhan Oidermaa | (9. september 2017). "TTÜ teadlased hiljutistest päikeseloidetest: paanikaks pole põhjust". ERR. Vaadatud 28. augustil 2023.
↑ "Päikese krooni müsteerium « Astronoomia.ee". Vaadatud 28. augustil 2023.
↑ ^4,0 ^4,1 Ridpath, Ian (2003). A Dictionary of Astronomy (inglise) (Teine, parandatud trükk). Oxford, New York: Oxford University Press. Lk 162. ISBN 019-860513-7.
↑ ^5,0 ^5,1 ^5,2 ^5,3 SpaceWeatherLive. "What are solar flares?".

[1] "NASA Goddard Space Flight Center". Flickr (Ameerika inglise). Vaadatud 28. augustil 2023.

[2] ERR, Jaan-Juhan Oidermaa | (9. september 2017). "TTÜ teadlased hiljutistest päikeseloidetest: paanikaks pole põhjust". ERR. Vaadatud 28. augustil 2023.

[3] "Päikese krooni müsteerium « Astronoomia.ee". Vaadatud 28. augustil 2023.

[:1-4] 4,0 ^4,1 Ridpath, Ian (2003). A Dictionary of Astronomy (inglise) (Teine, parandatud trükk). Oxford, New York: Oxford University Press. Lk 162. ISBN 019-860513-7.

[:0-5] 5,0 ^5,1 ^5,2 ^5,3 SpaceWeatherLive. "What are solar flares?".

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]