Inleiding
De GOES-satellieten observeren de Zon in het Rontgen-gebied tussen o.a. 0.1 en 0.8 nm. Hieruit kunnen de piekfluxen van de zonne-flares worden bepaald, evenals de globale achtergrondflux en de geintegreerde flux ("Flare-Fluence"). Flares (zonne-uitbarstingen) worden grotendeels veroorzaakt door verstoringen in het magnetisch veld van zowel zonnevlekkengroepen als filamenten. Ze worden opgedeeld naargelang hun pieksterkte. Zo hebben C-flares een piekflux tussen 10-6 en 10-5 W/m2, M-flares tussen 10-5 en 10-4 W/m2, en X-flares groter dan 10-4 W/m2. Hoog-energetische flares behoren tot de klasse M5 of groter en hebben dus een intensiteit van minstens 5*10-5 W/m2 (NOAA). Ze worden gelinkt aan zonnevlekkengroepen door gelijktijdige waarnemingen in Ha- licht. Dit artikel concentreert zich enerzijds op het aantal hoog-energetische flares (HEF) geproduceerd dusver door de 23ste zonnecyclus, en anderzijds op flare-actieve zonnevlekkengroepen. Tevens wordt het verband met de oppervlakte (Sunspot Area, SA) en de magnetische complexiteit (Classification Value, CV) van zonnevlekkengroepen in het kort aangehaald.
Bijzonder flare-energetische zonnevlekkengroepen in de 23ste cyclus
De 2 X-flares in Augustus 1999 waren de eerste X-flares in meer dan 8 maanden. Augustus was trouwens een vrij actieve maand wat flares betrof, want met 6 stuks verdubbelde ze zomaar eventjes het totaal aantal hoog-energetische flares zover gegenereerd in 1999 (van 5 naar 11)! Bovendien waren het de eerste HEFs in meer dan 2 maanden, ondanks de hoge waarden voor het Wolfgetal in Juni en Juli. Zeer opvallend was dat deze flares zich voordeden op het zuidelijk halfrond, daar waar -althans volgens de Wolfgetallen- het vooral de noordelijke zonne-hemisfeer is geweest die de zonne-activiteit dit jaar heeft gedomineerd. Tabel 1 geeft een overzicht van de 20 flare-actiefste groepen die de 23ste cyclus dusver heeft voortgebracht. Ze werden gerangschikt volgens het totaal van de diverse flare-maxima ("Flare-Fluence"). De echte flare-fluence wordt ietwat verschillend berekend, maar is helaas slechts beschikbaar sinds 1996, waardoor geen vergelijking met de vorige 2 cycli mogelijk was. Vermits een M-flare 10 maal krachtiger is dan een C-flare, en een X-flare 100 maal, betekent dit voor een groep die een C7-flare en een M3-flare produceerde, dat de flare-fluence 37 bedraagt (7 + 3*10). In tabel 1 verschijnt NOAA-groep 8100 (zuidelijke hemisfeer) aan de top. Deze groep was zichtbaar eind October - begin November 1997 en was verantwoordelijk voor de krachtigste X-flare dusver in de 23ste cyclus (een X9.4 op 6 November; zie figuren 1 tot 4). Hiermee worden de meeste andere flare-actieve groepen letterlijk overschaduwt wat de flare-fluence betreft. De groepen met de meeste HEFs (4 stuks) tot hier toe zijn NOAA 8674 (Zuid), die onlangs in Augustus 1999 ten tonele verscheen, en eveneens NOAA 8307 (Noord), die 3 X-flares produceerde een jaar voordien. Begin dit jaar produceerde NOAA 8440 (Noord) het meeste aantal flares, namelijk 65 (waarvan 59 C-flares, en geen HEFs). De 2 voorgaande cycli hebben echter al veel flare-actievere groepen geproduceerd, zoals duidelijk wordt met de tabellen 2 & 3. Tabel 2 geeft voor de periode van Januari 1976 tot September 1999 de top 50 van de flare-actieve groepen (bijna 3100 op meer dan 8100), gerangschikt volgens flare-fluence. Tabel 3 geeft over dezelfde periode de top 10 weer in de diverse flare-categoriešn (hoogste aantal C, M en X-flares, hoogste totaal aantal flares en hoogste aantal HEFs). Een van de meest indrukwekkende flare-groepen is ongetwijfeld NOAA 6659. In Juni 1991, tijdens zijn 2 weken durende transit over het noordelijke zonnehalfrond, produceerde deze supergroep (2200 MH of bijna 7 miljard km2, dat is 14 keer de aardoppervlakte!) 6 X-flares, maar 5 ervan waren zo krachtig dat ze de sensoren van de GOES-satellieten verzadigden (>X12)! Een andere memorabele groep was natuurlijk de supergroep van Maart 1989, die van alle flare-actieve groepen het hoogste aantal X-flares (11) en HEFs (18) produceerde, evenals het op 1 na hoogste totaal aantal flares (107). Dit betekent dat deze groep dagelijks gemiddeld een achttal flares produceerde, waarvan minstens 3 M- en 1 X-flare! De 23ste cyclus stelt op dat gebied maar weinig voor, teweten dat de flare-actiefste groep dusver slechts op een 27ste plaats staat. In de top 10-tabellen heeft de huidige cyclus trouwens maar 1 input, en dat is voor het totaal aantal C-flares. Slechts 5 groepen presteerden het in de afgelopen 2 decennia om meer dan 59 C-flares te produceren. Wat HEFs betreft, neemt NOAA 8307 de 31ste plaats in beslag. Vermits slechts 301 van de 3092 flare-producerende groepen erin slaagden om minstens 1 HEF te genereren, is dat toch geen onaardige prestatie! Spijtig genoeg waren er in de 23ste cyclus tothiertoe slechts een handvol van dat soort groepen, en dat maakt hem voorlopig weinig indrukwekkend. Misschien kent hij hetzelfde verloop dan de 21ste cyclus, waar de meer flare-energetische groepen tijdens de tweede helft van het maximum verschenen (de jaren 80-82, dus na het maximum van het afgegladde Wolfgetal in November 1979).
Hoog-energetische flares in zonnecycli
Grafieken 1 tot 5 geven een paar interessante eigenschappen van HEFs, en laten ook een vergelijking toe tussen de cycli 21, 22 & 23. Grafiek 1 toont het globale verloop van het totaal aantal HEFs sinds 1976 (dus ook die flares die niet aan een vlekkengroep konden worden toegewezen). Opvallend -maar begrijpelijk- zijn de lange perioden waarin HEFs volkomen afwezig zijn. Zo waren er van Februari 1994 tot Augustus 1997 slechts 2 HEFs! Augustus 1997 is trouwens de maand waarin de dagelijkse 10.7 cm Radio-fluxwaarden fors toenamen (zie de website van de werkgroep Zon). Ook opvallend is de overeenkomst tussen de 21ste en 23ste cyclus in hun beginfaze. In tegenstelling tot de 22ste cyclus, waar het aantal HEFs snel naar een eerste maximum opklom vlak voor en tijdens het zonnevlekkenmaximum, lijken deze hier eerder langzaam naar een maximum op te klimmen dat valt 1 jaar na het vlekkenmaximum. Zowel de 21ste als de 22ste cyclus vertonen een tweede maximum dat sterker is dan het eerste, en er ook een tweetal jaar achtervalt. Grafiek 2 laat het cumulatief aantal HEFs zien voor de 3 cycli, gerekend vanaf het moment van het minimum in het Meeus afgegladde Wolfgetal (Rmin). Opvallend hier is dat ALLE 3 cycli netjes 18 maanden na dit tijdstip een duidelijke stijging laten zien in HEFs. Niettemin duurt het dan nog eens zo'n 12 tot 18 maanden vooraleer een duidelijke trend in zonne-activiteit kan afgeleid worden. Voor de huidige cyclus valt die negatief uit. Cyclus 23 heeft tot October 1999 (41 maanden na het minimum) niet eens de helft van het aantal HEFs geproduceerd door cyclus 21, en haalt nauwelijks een kwart van cyclus 22. Noteer dat vermits er van 1975 tot 1979 geen flares van onbekende afkomst werden geregistreerd in de database, het verdict nog zwaarder uitvalt. "Onbekende" flares zijn flares waarvan geen visuele waarneming (in Ha) kon worden gedaan. Dit kan gebeuren omdat de flare zich voordeed in een gebied achter de rand van de zonneschijf, in filamenten, of omdat er gewoonweg geen professioneel waarnemingsstation was dat waarnemingen deed op het moment van de uitbarsting. Grafiek 3 laat zien dat ondanks het verschil in activiteits-niveau, het cumulatief aantal "onbekende" flares van cyclus 22 en 23 goed met elkaar correleren (beide beginnen trouwens toe te nemen zo'n 22 maanden na Rmin). Grafieken 4 en 5 geven een inzicht hoe de HEF-activiteit evolueert over de 2 zonne-hemisferen. Beide halfronden hebben ongeveer evenveel HEFs geproduceerd, en volgen redelijk goed de trend van het zuidelijk halfrond zoals in de 21ste cyclus. Dit in tegenstelling tot de Wolfgetallen, waar duidelijk het noordelijk halfrond het actiefst is. Let ook op het enorme verschil tussen beide halfronden in cycli 21 & 22, evenals het feit dat de 22ste cyclus in deze faze reeds zijn maximum gepasseerd was! Een ander interessant fenomeen dat zich lijkt voor te doen, is dat het aantal HEFs niet lineair of exponentieel, maar trapsgewijs lijkt toe te nemen. Grafiek 4 toont duidelijk dat de hoog-energetische flare-activiteit op een halfrond voor maanden constant kan blijven (geen of zeer weinig HEFs), om dan plots zeer sterk toe te nemen. Een extreem voorbeeld zijn de maanden 40 tot 50 in cyclus 22 (Januari-November 1990, overeenkomend met een "dip" in het Wolfgetal). Tijdens deze 11 maanden waren er slechts 5 HEFs, om er daarna in 3 maand 41 aan toe te voegen!
Hoog-energetische flares in functie van Sunspot Area en Classification Value
Het is al langer geweten dat de oppervlakte van zonnevlekken een maat is voor de sterkte van het magnetisch veld in die vlekken. Hoe groter de oppervlakte (SA), hoe groter de magnetische veldsterkte. De Classification Value daarentegen is gebaseerd op een classificatieschema ontwikkeld door de fysicus McIntosh, waarin aandacht wordt besteed aan de vorm en grootte van de hoofdpenumbra in een groep, evenals aan de lengte van en de vlekkendistributie binnen deze groep. Het komt er dus op neer dat de CV-waarde een idee geeft over de magnetische complexiteit binnen een zonnevlekkengroep. Het ligt dan ook voor de hand te veronderstellen dat de meeste HEFs worden geregistreerd tijdens periodes van maximale SA en CV. Figuur 5 geeft voor de periode Januari 1976 - September 1999 het aantal HEFs weer dat werd geregistreerd voor bepaalde maandwaarden van CV en SA. Duidelijk blijkt dat er nog een gebrek is aan gegevens (veel gebieden zonder sigma-waarden), en ook een zeer grote spreiding van het aantal HEFs voor een willekeurig gebied (hoge tot zeer hooge sigma-waarden). Het aantal HEFs neemt inderdaad toe met toenemende CV-en SA-waarden. Echter, maximum HEFs blijken niet te corresponderen met maximale waarden van CV en SA, maar eerder met zeer hoge SA-waarden en relatief geringere CV-waarden (maximum HEFs bij (SA, CV) = (2160, 144)). Voor nog hogere SAs en vooral CVs, lijkt het aantal HEFs af te nemen. In het algemeen ziet het er bovendien naar uit dat voor dezelfde SA-waarde, het aantal HEFs eerst lijkt toe te nemen voor toenemende CVs, om daarna geleidelijk af te nemen voor nog hogere CV-waarden. Dit is vooral merkbaar in de gebieden met hogere SAs. Het is trouwens best mogelijk dat de hoge spreiding afhangt van een hoop andere parameters, zoals het aantal grote, maar relatief inactieve groepen (bv. Eko, Fko) gedurende een maand, rijzende versus dalende faze in een zonnecyclus, activiteitsverschillen tussen de zonne-hemisferen, en magnetische fenomenen die niet in de McIntosh-classificatie vervat zitten maar toch aanleiding kunnen geven tot verhoogde flare-activiteit. Zo zijn er bijvoorbeeld magnetische delta-complexen, waarbij zich meerdere umbrae met tegengestelde polariteit bevinden in 1 penumbra, of kleine vlekken die voorlopen op een hoofdvlek, waarbij de kans op een magnetische kortsluiting (= energetische flare) geweldig toeneemt. Dit fenomeen zou bovendien kunnen verklaren waarom soms in maanden met relatief lage CV- en SA-waarden, er toch een hoop HEFs geproduceerd worden. Een en ander wordt nog maar eens geaccentueerd in figuur 6 (CV-SA-HEF voor de 23ste cyclus dusver), met 0 HEFs voor de hoogste waarden van CV en SA. Tenslotte zou een gelijkaardige tabel voor vlekkengroepen in plaats van maandwaarden ook wat meer duidelijkheid kunnen brengen.
Besluiten
Qua hoog-energetische flares heeft de 23ste cyclus nog maar weinig laten zien. De HEFs zijn zowel in aantal als in intensiteit een stuk minder indrukwekkend dan in de voorgaande 2 cycli, hoewel alle cycli op hetzelfde moment zijn beginnen toenemen in HEF-activiteit (18 maanden na het Meeus afgegladde Rmin). Het aantal HEFs is vrij gelijkmatig verdeeld over beide halfronden, hoewel de Wolfgetallen op de noordelijke hemisfeer tot hiertoe een stuk hoger lagen. HEFs lijken bovendien eerder trapsgewijs i.p.v. gelijkmatig toe te nemen. Indien het aantal HEFs in verband wordt gebracht met CV en SA, blijkt er een grote spreiding te bestaan. Zich zuiver baserend op deze 2 parameters, bemoeilijkt dit dus voorspellingen op korte en lange termijn voor wat betreft het aantal HEFs.
Data courtesy
Voor de periode 1975-1998 werden de aantallen flares in de diverse categoriën (C1-X10) per groep en per hemisfeer berekend door de heer Ed H. Erwin van het NGDC/NOAA. Vanaf 1999 werden deze door de auteur bepaald, gebaseerd op de wekelijkse rapporten van de NOAA (PRF).
Dank ook aan Frank Schurmans die de macro schreef ter bepaling van de maandelijkse Sunspot Areas uit de Greenwich-bestanden.
Alle oorspronkelijke (d.i. onbewerkte) data zijn beschikbaar op de volgende websites:
http://ngdc.noaa.gov.stp/ (X-flares)
http://science.msfc.nasa.gov/ssl/pad/solar/greenwch.htm (Sunspot Area)
http://www.cv-helios.net/ (Classification Values - USAF)
Uitleg bij de figuren en tabellen:
Tabel 1: Flare-actieve groepen in de 23ste cyclus, gerangschikt volgens flare-fluence.
Figuren 1 tot 4: NOAA 8100 zoals gefotografeerd door het BBSO op 06 November 1997 in wit licht, Ha-licht en het magnetogram voor deze groep. De foto in Ha werd gespiegeld om een eenvoudiger vergelijking tussen de 3 beelden mogelijk te maken (Noord is steeds onderaan en Oost is rechts). De groep verscheen voor het eerst op 27 Oct 97 als een eenvoudig C-groepje, en bleef de eerste week op een totale oppervlakte tussen 200 en 300 MH steken. Op 3 en 4 November was er een spectaculaire toename in oppervlakte waarbij NOAA 8100 net 1000 MH bereikte en daarmee ook het status van supergroep. Tegelijkertijd ontwikkelde ze een sterk magnetische delta-configuratie (umbrae met tegengestelde polariteiten in dezelfde penumbra, < 2 graden van elkaar) in de oostelijke vlek (de hoofdvlek rechts bovenaan). Het was dan ook hier dat de eerste X-flare plaats had (een X2.1 proton flare in de morgen van 04 November). De magnetische structuur vereenvoudigde vervolgens wat rond de hoofdvlek, en de groep werd ook wat minder heet (zie afnemende X-ray achtergrondflux in Figuur 4, maar nog steeds rond C1-niveau!). Ondertussen echter was er een analoog scenario begonnen in de westelijke portie van de groep (Figuur 1, 5-tal vlekken in kruisvorm in dezelfde penumbra), met daarbovenop dat zich een kleinere vlek voor de zich uitbreidende hoofdumbra met tegengestelde polariteit bevond. Dit moest op korte termijn natuurlijk resulteren in een belangrijke uitbarsting, die er met een impulsieve X9.4 proton flare ook kwam op de middag van 06 November. Hoewel het magnetogram in figuur 3 een paar uur later werd genomen (dus na de uitbarsting), kunnen in deze regio nog steeds positieve (witte) en negatieve (zwarte) magnetische gebieden zeer dicht in mekaars buurt worden waargenomen. De wetenschappers hadden het dan ook niet gemakkelijk om de verdere activiteit te voorspellen, vermits NOAA 8100 zich vlakbij de zonnerand bevond zodat alle vlekken en polariteiten zich schijnbaar dicht bij elkaar bevonden. Zich baserend op waarnemingen in Ha (figuur 2), en de voortdurende afname in aantal zonnevlekken en X-ray achtergrondflux (NOAA 8100 was de enige groep van betekenis op dat moment), werd opnieuw een correcte voorspelling gedaan. NOAA 8100 verdween zonder verdere noemenswaardige activiteit achter de westelijke zonnerand. Het is belangrijk te noteren dat niet alle E-F/h-k/c groepen magnetische delta-configuraties ontwikkelen, en ook dat deze delta's niet beperkt zijn tot dit soort complexe groepen. Ook is het niet zo dat een X-flare per definitie een zware verstoring van het geomagnetisch veld inhoudt. Dit hangt immers o.a. af van de locatie van de flare op de zonneschijf, en de orišntatie van het magnetisch veld in de door de flare uitgestoten deeltjeswolk. Op de onmiddellijke impact van de hoog-energetische protonen na, had de X9.4 flare nauwelijks enig geomagnetisch effect.
Courtesy Figuren 1 tot 3: Big Bear Solar Observatory; Figuur 4: NOAA/SEC (Space Environment Center).
Tabel 2: Flare-actieve groepen sinds Januari 1976, gerangschikt volgens flare-fluence.
Tabel 3: Flare-actieve groepen sinds Januari 1976, gerangschikt volgens een aantal flare-parameters. De 23ste cyclus heeft nog niet veel flare-actieve groepen van betekenis geproduceerd.
Grafiek 1: Verloop van het totaal aantal HEFs (piekflux > M5) over de periode Januari 1976 - October 1999. Er blijkt relatief weinig activiteit in de 23ste cyclus dusver.
Grafiek 2: Het aantal geaccumuleerde HEFs sinds het tijdstip van het Meeus afgegladde Wolfgetal minimum voor de 21ste, 22ste en 23ste cyclus. Opvallend is dat de HEF-activiteit voor de 3 cycli precies 18 maanden na Rmin begint toe te nemen.
Grafiek 3: Het aantal HEFs dat visueel (Ha) niet kon worden toegekend aan een zonnevlekkengroep. De eerste jaren (1975-1979) werden deze flares niet in de NOAA/GOES database opgenomen (onwaarschijnlijk dat er gewoon geen flares van dit type waren). Deze database bevat trouwens nogal wat meer (kleine) onvolmaaktheden, zodat sinds begin dit jaar de aantallen flares door de auteur zelf werden bepaald (gebaseerd op de wekelijkse NOAA-rapporten).
Grafiek 4: Het aantal geaccumuleerde HEFs per zonne-hemisfeer sinds het tijdstip van het Meeus afgegladde Wolfgetal minimum voor de 21ste, 22ste en 23ste cyclus. Let op de trapsgewijze toename in sommige gevallen, evenals op het gelijkaardig verloop van beide halfronden in cyclus 23 met dat van de zuidelijke hemisfeer in de 21ste cyclus.
Grafiek 5: Het huidig aantal geaccumuleerde flares per halfrond voor de 3 cycli, telkens 41 maand na Rmin. Cyclus 22 was toen reeds z'n cyclusmaximum voorbij, en was juist begonnen aan een relatief zeer kalme periode (1990). Voor de 21ste cyclus bleef de HEF-activiteit vrij gelijkmatig stijgen, waarbij het zuidelijk halfrond aan een langzame inhaalbeweging begon.
Figuur 5: Het gemiddeld aantal HEFs (en hun sigma's) dat verscheen in een maand voor bepaalde waarden van Sunspot Area (horizontaal) en Classification Value (verticaal). Bijvoorbeeld: In een gebied met SA-waarden tussen 1260 en 1440 MH en met CV-waarden tussen 198 en 216, verschenen er gemiddeld 4 flares, met een deviatie van 2. Indien er geen sigma's staan vermeld bij de gemiddelden, betekent dit dat er slechts 1 data-punt beschikbaar was in dit gebied. De periode loopt van Januari 1976 tot September 1999. Opvallend is de grote spreiding op de gemiddelden, evenals een gebied met hoge HEFs nabij (SA, CV) = (2160, 144). Er lijkt zich trouwens een band van oplopende hoge HEF-waarden te bevinden tussen (1800, 198) en (2340, 126). Er zijn echter nog te weinig data voorhanden om hier al definitief uitsluitsel over te kunnen geven.
Figuur 6: Analoog als in figuur 5, deze keer voor de maanden van de 23ste cyclus. Opvallend hier zijn de 2 maanden met hoge gemiddelde SA tussen 1080 en 1260 MH, maar zonder HEFs te hebben geproduceerd (Juni- Juli 1999).
Nog vragen of bedenkingen? Jan Janssens zal U zeker verder helpen.
