การลุกจ้า

การลุกจ้า(Flare) คือการเกิดแสงสว่างวาบขึ้นภายในบรรยากาศชั้นโคโรนา(corona) และโครโมสเฟียร์(chromospheres) การลุกจ้าของดวงอาทิตย์ (solar flare) เกิดขึ้นเมื่อพลังงานภายในสนามแม่เหล็กที่ถูกสร้างขึ้นภายในชั้นบรรยากาศโครโมสเฟียร์ถูกปลดปล่อยอย่างรวดเร็ว พลังงานถูกปลดปล่อยออกมาในรูปคลื่นแม่เหล็กไฟฟ้าเกือบทุกย่านความถี่ตั้งแต่คลื่นที่มีความยาวคลื่นยาวอย่างคลื่นวิทยุ (radio wave) แสงที่ตามนุษย์มองเห็น (optical light) รังสีเอกซ์ (X-rays) ไปจนถึงคลื่นที่มีความยาวคลื่นสั้นอย่างรังสีแกมมา(gamma rays) ส่วนใหญ่การลุกจ้าจะเกิดในบริเวณกัมมันต์ (active regions) รอบๆ จุดดับ(sunspots) ที่ซึ่งมีสนามแม่เหล็กความเข้มสูงออกมาจากผิวดวงอาทิตย์ชั้นโฟโตสเฟียร์ (photosphere) สู่บรรยากาศชั้นโคโรนา โดยทั่วไปการลุกจ้าจะปล่อยพลังงานในระดับ 10²⁰ จูลต่อวินาที (Joules/second) สำหรับการลุกจ้าที่รุนแรงอาจมากถึง 10²⁵ จูล(Joules) เทียบเท่าระเบิดไฮโดรเจนหนัก 100 ล้านตัน ซึ่งระเบิดขึ้นมาพร้อมๆ กัน หรือคิดเป็นสิบล้านเท่าของพลังงานจากภูเขาไฟระเบิด แต่ก็ยังถือว่าน้อยกว่า 1 ใน 10 ของพลังงานทั้งหมดที่ดวงอาทิตย์แผ่ออกมาในหนึ่งวินาที

ภาพในย่านรังสีเอกซ์โดยยานอวกาศ Yohkoh ภาพซ้ายมือ คือ ภาพจากย่านรังสีเอกซ์พลังงานต่ำ (Soft X-rays)

ภาพขวามือ ขยายบริเวณที่เกิดการลุกจ้าแสดงเส้นขอบความเข้มของรังสีเอกซ์พลังงานสูง (Hard X-rays) เมื่อวันที่ 13 มกราคม 2535

พลังงานมหาศาลดังกล่าวสามารถทำให้พลาสมา (plasma) ร้อนขึ้นจนมีอุณหภูมิสูงกว่า 10 ล้านองศาเคลวิน(Kelvin) ส่วนอนุภาค เช่น อิเลคตรอน โปรตอน และนิวเคลียสของธาตุหนักอื่นๆ จะถูกเร่งความเร็วจนเข้าใกล้ความเร็วแสง(ประมาณ 3 x 10⁸ เมตรต่อวินาที) ภายในบรรยากาศชั้นโคโรนาของดวงอาทิตย์

การลุกจ้าถูกพบครั้งแรกเมื่อวันที่ 1 กันยายน ค.ศ. 1859 (พ.ศ. 2402) โดยนักดาราศาสตร์สมัครเล่นชาวอังกฤษ Richard C. Carrington (1826-75) พบปื้นสว่างสองจุดในย่านแสงที่ตามนุษย์มองเห็น (visible, optical, white light) ในขณะที่ Richard Hodgson ก็พบปรากฎการณ์ดังกล่าวเช่นกัน นอกจากนี้ยังมีรายงานการค้นพบออโรร่า(aurora) บริเวณใกล้ศูนย์สูตรอย่างประเทศคิวบา อีกทั้งหอสังเกตการณ์ Kew ยังพบความปั่นป่วนในสนามแม่เหล็ก ซึ่ง Carrington เสนอว่าเหตุการณ์เหล่านี้เกี่ยวข้องกัน

การลุกจ้าของดวงอาทิตย์เมื่อวันที่ 19 ตุลาคม 2546 ในย่านความยาวคลื่นที่ก๊าซไฮโดรเจนดูดกลืนแสง

ที่เรียกว่า H-alpha จะเห็นการลุกจ้าปรากฎเป็นปื้นสีขาวบริเวณซ้ายมือ

กระบวนการเกิดการลุกจ้าของดวงอาทิตย์(solar flare) มีสามระยะ ได้แก่

1. ระยะก่อนปรากฎการณ์(precursor stage) คือการกระตุ้นการปลดปล่อยพลังงานของสนามแม่เหล็ก รังสีเอกซ์พลังงานต่ำ (soft x-ray) จะแผ่ออกมาในระยะนี้

2. ระยะกระตุ้น (impulsive stage) โปรตอนและอิเล็กตรอนจะถูกเร่งจนมีพลังงานจลน์มากกว่า 1 MeV ในระยะนี้ คลื่นวิทยุ รังสีเอกซ์พลังงานสูง (hard x-ray) และรังสีแกมมา (gamma ray) จะแผ่ออกมา

3. ระยะสลายตัวของรังสี (decay stage) ความเข้มของรังสีเอกซ์พลังงานต่ำจะค่อยๆลดลง ภายในเวลาไม่กี่วินาทีหรือนานนับชั่วโมง การลุกจ้าจะขยายตัวสู่บรรยากาศชั้นโคโรนา (corona) อันเป็นบรรยากาศชั้นนอกสุดของดวงอาทิตย์ ประกอบด้วยแก๊ซที่มีความหนาแน่นต่ำแต่มีอุณหภูมิสูงนับล้านองศาเคลวิน (Kelvin) ส่วนการลุกจ้ามีอุณหภูมินับ 100 ล้านองศาเคลวิน ซึ่งสามารถมองเห็นได้ในย่านรังสีเอกซ์พลังงานต่ำ(soft x-rays)

บรรยากาศชั้นโคโรนาสามารถเห็นได้ในย่านรังสีเอกซ์พลังงานต่ำ (soft x-rays) และสว่างเป็นบางจุดไม่สม่ำเสมอ โดยจะสว่างมากบริเวณใกล้ศูนย์สูตรดวงอาทิตย์ (solar equator) เป็นรูปแบบคล้ายวงปิด (loop-shape) บ่วงสุกสว่างเหล่านั้นเชื่อมโยงระหว่างพื้นที่ที่มีสนามแม่เหล็กความเข้มสูงที่เรียกว่าบริเวณกัมมันต์ (active regions) หรือจุดดับ(Sun spot) และการลุกจ้าของดวงอาทิตย์ (solar flare) เกิดขึ้นในบริเวณดังกล่าวด้วย

การลุกจ้า (flare) เกิดขึ้นได้บ่อยครั้งเพียงใด ขึ้นอยู่กับว่าช่วงเวลานั้นดวงอาทิตย์มีกิจกรรมเชิงแม่เหล็กมากหรือน้อย ตามรอบวัฏจักรสุริยะ 11 ปี (solar cycle) ที่ดวงอาทิตย์เกิดจุดดับมาก การลุกจ้าแต่ละครั้งอาจเกิดห่างกันไม่กี่วัน แต่หากดวงอาทิตย์อยู่ในช่วงที่จุดดับน้อยๆ การลุกจ้าแต่ละครั้งอาจห่างกันเป็นสัปดาห์

สำหรับดวงอาทิตย์การแผ่รังสีเอกซ์ และรังสีอัลตราไวโอเลตจากการลุกจ้าสามารถรบกวนบรรยากาศชั้นไอโอโนสเฟียร์(ionosphere) ของโลกจนเกิดผลกระทบต่อการสื่อสารด้วยคลื่นวิทยุระยะไกล นอกจากนี้การแผ่คลื่นวิทยุโดยตรงจากการลุกจ้าที่ความยาวคลื่นประมาณ 0.1 เมตร สามารถรบกวนการทำงานของเรดาร์ (radar) และอุปกรณ์อื่นๆ ที่ทำงานในย่านความยาวคลื่นนี้

แสดงการแผ่รังสีเอกซ์จากดวงอาทิตย์อันเป็นผลมาจากการลุกจ้าเมื่อช่วงวันที่ 299 – 322 ของปี 2546

จะเห็นว่าค่าการแผ่รังสีที่มากที่สุดสามครั้งอยู่ในระดับ X และมีระดับที่รุนแรงน้อยลงมาที่ระดับ M

ระดับของการลุกจ้าของดวงอาทิตย์แบ่งออกเป็น A, B, C, M หรือ X ตามระดับความเข้มรังสีสูงที่สุด(ในหน่วย วัตต์ต่อตารางเมตร) ในช่วงความยาวคลื่น 0.1 – 0.8 นาโนเมตร ของรังสีเอกซ์ ซึ่งวัดได้บริเวณใกล้โลก โดยยานอวกาศ GOES ดังตาราง

ระดับการลุกจ้า (Class)	ความเข้มรังสีเอกซ์สูงที่สุด (วัตต์ต่อตารางเมตร) : W/m²
A	10^-8
B	10^-7
C	10^-6
M	10^-5
X	10^-4

นอกจากนี้ยังสามารถแบ่งระดับย่อยลงไปเป็นมาตราส่วนเชิงเส้นจาก 1 ถึง 9 ดังนั้นการลุกจ้าระดับ X2 (จึงเข้มข้นเป็นสองเท่าของ X1 และคิดเป็น 5 เท่า ของการลุกจ้าเป็นระดับ M5

โดยทั่วไปการลุกจ้าในระดับ M และ X มักเกี่ยวข้องกับการแปรเปลี่ยนของสภาพอวกาศในบริเวณใกล้โลก และยังสามารถพบได้บนดาวฤกษ์ดวงอื่นๆ ด้วยเรียกว่าการลุกจ้าของดาวฤกษ์(stellar flare)

การลุกจ้าสามารถสังเกตการณ์ได้ผ่านอุปกรณ์ทางวิทยาศาสตร์ที่ออกแบบมาเพื่อวัดสัญญาณการแผ่รังสีในขณะเกิดการลุกจ้า อาทิ ในย่านคลื่นวิทยุ(radio wave)และแสงที่ตามนุษย์มองเห็น(optical light) สามารถสังเกตการณ์ได้จากกล้องโทรทรรศน์ภาคพื้นดิน ทั้งแบบกล้องโทรทรรศน์เชิงแสงและกล้องโทรทรรศน์วิทยุ ส่วนรังสีพลังงานสูงอย่างรังสีเอกซ์และรังสีแกมมาซึ่งไม่สามารถผ่านชั้นบรรยากาศโลกนั้น สามารถตรวจวัดได้ด้วยกล้องโทรทรรศน์ที่อยู่ในอวกาศ