Zakaj smo lahko gledali severni sij v Mehiki?

In zakaj to ni bil zgodovinski dogodek.

Nazaj

Noč med 10. in 11. majem je bila za znanstvenike, ki se posvečamo raziskovanju Sonca in z njim povezanimi pojavi, sanjska. Zgodil se je tisto, na kar smo čakali leta, še posebej med obdobji povečane Sončeve aktivnosti. Naša zvezda je pripravila neverjetno predstavo. Med 8. in 9. majem je Sonce proti Zemlji poslalo kar 4 »darilne pakete« v obliki izbruhov koronalne snovi (glej sliko 1). Ti so povzročili, da je nočno nebo nad skoraj polovico planeta zasijalo v živih barvah. Takšnega spektakla nismo doživeli že več kot 20 let. Zgodila se je za geomagnetna nevihta, ki se je na lestvici ameriške agencia NOAA, sicer za las, uvrstila v najvišji razred, G5. Podobni dogodki se v povprečju med Sončevim ciklom zgodijo le štirikrat. Družbena omrežja so se šibila pod količino spektakularnih fotografij nočnega neba. Podobe rdeče obarvanih nebes so prispele tudi iz mest, kot je Morelia v zvezni državi Michoacán v Mehiki, z geografsko širino le 19,7° severno. Mnogi so govorili o »zgodovinskem dogodku«. Pa vendar – najsi smo še tako uživali v sanjskem spektaklu, napeto strmeli v računalniški zaslon ali snemali nočno nebo, »zgodovinski« ta dogodek vseeno ni bil. Manjkala je namreč ena ključna sestavina.

Slika 1: Računalniška napoved prihoda koronalnih izbruhov snovi do Zemlje (zeleni krogec) narejena z modelom ENLIL. Vir: NOAA.

Geomagnetne nevihte

Izraz »magnetna nevihta« je skoval nemški znanstvenik Alexander Von Humboldt s čimer je poimenoval kratkotrajna, močna in hitra nihanja Zemljinega magnetnega polja. Von Humboldt ni bil prvi, ki je opazil te motnje. Ta zasluga gre angleškemu izdelovalcu ur Georgeu Grahamu, ki je leta 1725 kot prvi zaznal geomagnetno nevihto. Nekoliko pozneje, 1. marca 1741, je švedski astronom Olaf Hiorter prav tako opazil geomagnetno nevihto in pravilno napovedal, da bo tisto noč nebo osvetlil polarni sij. To je bila prva napoved povezana z vesoljskim vremenom.

Danes izrazu magnetna nevihta dodajamo predpono “geo-“, s čimer poudarimo, da gre za spremembe Zemljinega magnetnega polja. Ti dogodki spadajo med pojave, ki jih poznamo s skupnim imenom vesoljsko vreme. Povzročitelji najintenzivnejših geomagnetnih neviht so izbruhi koronalne snovi na Soncu, ki v medplanetarni prostor ponesejo ogromne oblake ioniziranega plina ter magnetnega polja iz Sončeve korone. Izbruhi nato po Osončju potujejo s hitrostmi, ki lahko presežejo 2000 kilometrov na sekundo, in če dosežejo naš planet, povzročijo motnje v njegovi okolici.

Slika 2.

Izbruhi koronalne snovi so pogostejši med maksimumi Sončeve aktivnosti, ko se vsak dan zgodi kar nekaj teh pojavov. Po drugi strani se med Sončevimi minimumi v povprečju zgodi le en izbruh na teden. Vsak izbruh ne povzroči geomagnetne nevihte. Prvi pogoj, da do tega pride, je seveda, da je izbruh usmerjen proti našemu planetu in ga sčasoma tudi doseže. Drugi pogoj je ćim višja hitrost izbruha. In tretji pogoj je pravilna konfiguracija magnetnega polja v samem izbruhu. Le-to mora biti čim bolj intenzivno ter vsaj deloma usmerjeno v smeri, ki je nasprotna orientaciji Zemljinega magnetnega polja. Za močnejše geomagnetne nevihte je potrebno, da taka konfiguracija vztraja čim dlje. Podrobnosti magnetnega polja v izbruhih koronalne snovi še ne znamo določiti na daljavo, zato je težko v naprej napovedati, če bo nek izbruh povzročil geomagnetno nevihto in kako intenzivna bo ta.

Obstajata dva indeksa s katerima merimo jakost geomagnetnih neviht merimo. Prvi je indeks Dst (Disturbance Storm Time), s katerim merimo stopnjo globalnega povprečja nihanja vodoravne komponente Zemljinega magnetnega polja. Indeks temelji na meritvah izbranih magnetnih observatorijev, ki se nahajajo na nizkih geografskih širinah (blizu ekvatorja). Dst ima enake enote kot magnetno polje, med mirnimi obdobji pa je njegova vrednost med -20 ter 20 nanoTesel (nT). Ko se zgodi geomagnetna nevihta, postanejo vrednosti tega indeksa negativne. Glede na minimalno vrednost, ki jo indeks Dst doseže med geomagnetno nevihto, le-te razvrstimo med šibke (Dst > -50 nT), zmerne (−50 nT > Dst > −100 nT), intenzivne (−100 nT > Dst > −200 nT, 20), hude (−200 nT > Dst > −350 nT) in ekstremne (Dst < −350 nT). Dst je v uporabi šele od leta 1957, za zgodnejše geomagnetne nevihte pa pogosto uporabljamo računske ocene tega indeksa.

Razred	Dst	Delež (%)
Šibke	> -50	44,4
Zmerne	−50 > Dst > −100	31,9
Intenzivne	−100 > Dst > −200	20,0
Hude	−200 > Dst > −350	4,1
Ekstremne	< −350	0,55

Drugi pomemben indeks je Kp, ki prav tako temelji na meritvah vodoravne komponente Zemljinega magnetnega polja. Med mirnimi obdobji je njegova vrednost med 2 do 3, med geomagnetnimi nevihtami pa je višja. NOAA razvršča geomagnetne nevihte v 5 razredov z oznakami od G1 do G5. Vrednost indeksa Kp med najšibkejšimi nevihtami v razredu G1 je 5, medtem ko je za uvrstitev v razred G5 potrebna vrednost Kp 9 ali več. V povprečju se med enim ciklom Sončeve aktivnosti z dolžino 11 let zgodi 1700 geomagnetnih neviht razreda G1 in le štiri nevihte razreda G5.

Razred	Indeks Kp	Število dogodkov na Sončev cikel (11 let)	Število dni na Sončev cikel (11 let)
G1 (šibke)	5 – 6	1700	900
G2 (zmerne)	6 – 7	600	360
G3 (intenzivne)	7 – 8	200	130
G4 (hude)	8 – 9	100	60
G5 (ekstremne)	> 9	4	4

V noči od 10. na 11. maj je indeks Dst dosegel minimalno vrednost -412 nT, indeks Kp pa 9 (spodnja slika). Oboje uvršča to geomagnetno nevihto med ekstremne dogodke. Nazadnje smo podobnim geomagnetnim nevihtam bili priča 30. oktobra ter 20. novembra 2003 (Dst = -383 ter -422 nT). Geomagnetna nevihta, ki se je zgodila med praznovanjem obletnice francoske revolucije (Dan Bastille) julija leta 2000 je povzročila padec vrednosti indeksa Dst na -301 nT. Leta 1989 pa je prišlo do geomagnetne nevihte med katero je indeks Dst dosegel vrednosti -589 nT. Ta dogodek je postal znan predvsem po dejstvu, da je povzročil večurni električni mrk v celotni kanadski provinci Quebec.

Za geomagnetne nevihte pred letom 1957 lahko indeks Dst samo ocenimo. Ocena za Dst za najmočnejšo geomagnetno nevihto 20. stoletja, ki se je zgodila maja 1921, znaša -907 nT, za Carringtonov dogodek iz leta 1859 pa ocene gibljejo med -850 ter -1600 nT. Slednji velja za najintenzivnejšo geomagnetno nevihto moderne dobe.

Omeniti velja še največji izmerjeni medplanetarni izbruh koronalne snovi, ki ga je julija 2012 zaznala sonda STEREO A. Na srečo izbruh ni potoval v smeri proti Zemlji, zato ni povzročil geomagnetne nevihte. Smo pa takrat izračunali, da če bi dosegel naš planet, bi se vrednost indeksa Dst gibale med -600 in -1154 nT, kar bi pomenilo dogodek, podoben Carringotnovemu.

Slika 3. Zgoraj: Indeks Dst v mesecu maju. Minimalna vrednost je 11. maja dosegla -412 nT. Vir: World Data Center for Geomagnetism, Kyoto. Spodaj: Indeks Kp med 10. in 13. majem 2024. Vir: NOAA.

Polarni sij

Polarni siji so ena najlepših manifestacij vesoljskega vremena. Lahko se pojavijo tudi med obdobji brez Sončeve aktivnosti, vendar je pogostost polarnih sijev višja, ko je Sonce bolj aktivno. Najintenzivnejši polarni siji se se pojavijo med geomagetnimi nevihtami.

Slika 4. Levo: Oval južnega polarnega sija. Vir: NASA. Desno: Napoved za oval južnega sija za 11. maj 2024. Vir: NOAA.

Vzrok za nastanek polarnih sijev je vstop nabitih delcev iz Sončevega vetra v Zemljino atmosfero. Ti delci trčijo z atomi in molekulami kisika ter dušika v ozračju, zaradi česar slednji zasvetijo.

Čeprav je v poimenovanju beseda “polarni”, pa je že kapitan John Franklin (1786-1847) odkril, da se število polarnih sijev zmanjša v neposredni bližini Zemljinih magnetnih polov. Siji se namreč ne zgodijo neposredno nad tečaji, temveč vzdolž dveh ovalov, ki okrožata Zemljina magnetna pola. Med geomagnetnimi nevihtami se tako velikost kot debelina ovalov močno povečata.

Če se nahajamo na območju neposredno pod ovalom polarnega sija, bomo sij videli natanko nad nami (v zenitu). Lahko pa polarni sij opazujemo tudi iz drugih krajev. Razlog je v višini, na kateri sij nastane.

Polarni sij se pojavlja v več barvah in na različnih višinah. Na okoli 100 kilometrih delci Sončevega vetra trkajo z molekulami dušika, ki zasvetijo v vijolični barvi. Na višini med približno 120 km in 200 km nevtralni delci kisika oddajajo intezivno zeleno svetlobo, medtem ko rdeči polarni sij nastaja vse do 250 kilometrov nad tlemi.

Slika 5. Višina in barve polarnih sijev. Vir: nord norge.

Na višini 250 km se horizont nahaja na razdalji približno 1800 kilometrov, medtem ko je razdalja na površju med krajem nastanka polarnega sija in horizontom nekaj več kot 1600 kilometrov. To je razdalja, do katere lahko opazujemo polarni sij. Prav v tem dejstvu tiči razlog, zakaj je v Sloveniji ponavadi viden rdeči polarni sij, saj ta nastaja najviše v atmosferi in se ga da opazovati iz največje razdalje. Na fotografijah, ki so bile posnete v noči iz 10. na 11. maj, je opazen tudi zeleni sij, kar kaže na to, da se je tokrat oval polarnega sija približal Sloveniji bolj kot ponavadi.

Slika 6. Vidnost polarnega sija. Vir: nord norge.

Povejmo še, da je popularni izraz aurora borealis skoval Galileo Galilei leta 1619. Beseda aurora prihaja iz imena rimske boginje zarje, Aurore, beseda borealis pa iz imena grškega boga severnega vetra, Boreasa.

Kapitan James Cook (1728-1779) je prvi poročal o pojavu polarnih sijev na južni polobli, ki jih danes imenujemo z izrazom aurora australis. Beseda australis prihaja iz imena rimskega boga južnega vetra, Austerja.

Izbruhi koronalne snovi

Na posnetkih vesoljskih observatorijev imajo izbruhi koronalne snovi običajno obliko, ki nekoliko spominja na klasične žarnice (glej sliko spodaj, levo). Ko tak izbruh opazimo s sondami, ki krožijo v tirnici okoli Zemlje, lahko sklepamo, da ne bo povzročil geomagnetne nevihte, saj ni usmerjen neposredno proti nam. Medtem ko se izbruh oddaljuje od Sonca, postaja večji, njegov sij pa se zmanjšuje, pri čemer se ohranja približno podobna oblika.

Po drugi strani, izbruhi tipa halo na posnetkih (slika spodaj, desno) v veliki meri obdajajo Sonce saj potujejo vzolž zveznice Sonce-Zemlja, bodisi neposredno v smeri proti našemu planetu, bodisi stran od nas in lahko povzročijo najintenzivnejše geomagnetne nevihte.

Izbruhi koronalne snovi prihajajo iz območij na Soncu z visoko koncentracijo magnetnega polja. To so tako imenovana aktivna območja, ki so pogosto vidna v najbolj zunanji plasti Sončeve atmosfere, koroni. Na posnetkih narejenih v ekstremni ultraviolični svetlobi, so aktivna območja zaradi povišane temperature svetlejša od okolice (slika spodaj, levo). Podrobni posnetki teh območij kažejo njihovo nenavadno strukturo v obliki številnih zank, ki razkrivajo prisotnost magnetnih polj.

Slika 7. Levo: Izbruh koronalne snovi kot ga je 27. februarja 2000. Desno: Izbruh koronalne snovi tipa halo, ki je bil opažen 14. julija leta 2000. Vir: SOHO.

Aktivna območja so nekakšen podaljšek Sončevih peg, torej temnih lis, ki jih že več kot 400 let opazujemo v Sončevi fotosferi. Prvi je te lise sistematično opazoval Galileo Galilei, sporadična poročila o njih pa obstajajo tudi iz bolj daljne preteklosti. Sončeve pege so temne ravno zaradi močne koncentracije magnetnega polja v njih, ki preprečuje prenos energije iz Sončeve notranjosti proti površju.

Izbruhi koronalne snovi se zgodijo, ko se sprosti del energije nakopičene v magnetnem polju v Sončevih pegah oziroma z aktivnih območjih. Del te energije se pretvori v kinetično energijo izbruhov, ki je povezana z njihovo hitrostjo.

Začetne potovalne hitrosti koronalnih izbruhov snovi so zelo različne. Nekateri izmed njih v bližini Sonca dosežejo le okrog sto kilometrov na sekundo. Tisti najhitrejši so lahko pospešeno do neverjetnih 3000 kilometrov na sekundo. To pa je meja, ki jo je do sedaj presegla le peščica izbruhov, razlogi za to pa še niso popolnoma pojasnjeni.

Slika 8. Levo zgoraj: Aktivna območja na Soncu 8. maja 2024. Desno zgoraj: Podroben posnetek aktivnih območij iz katerih so izvirali proti Zemlji usmerjeni koronalni izbruhi snovi med 7. in 11. majem 2024. Levo spodaj: Sončeve pege na dan 8. maja 2024. Desno spodaj: Sončeve pege povezane z zgoraj prikazanimi aktivnimi območji. Vir: Solar Dynamics Oservatory/JHelioviewer.

V medplanetarnem prostoru te dogodke zaznajo posebni observatoriji, ki merijo njihove lastnosti. Tam jih imenujemo medplanetarni izbruhi koronalne snovi. Njihova hitrost se spreminja z oddaljenostjo od Sonca. Lahko se zgodi, da najpočasnejše izbruhe doseže hitrejši Sončev veter in jih nato potiska v smeri stran od Sonca, zaradi česar njihova hitrost naraste. Za najhitrejše izbruhe je zgodba ravno nasprotna, saj Sončev veter na njih deluje podobno kot zračni upor na premikajoča se telesa na Zemlji – zavira njihovo gibanje, zato se hitrost izbruhov zmanjšuje.

Magično mejo 3000 kilometrov na sekundo v bližini Sonca je presegel izbruh leta 2012, ki Zemlje ni dosegel. Ko je prispel na razdaljo približno ene astronomske enote, je hitrost Sončevega vetra, ki jo je izmerila sonda STEREO A ,dosegla neverjetnih 2246 kilometrov na sekundo, kar je obsolutni izmerjeni rekord. Ta izbruh je omenjeno razdaljo tako prepotoval v le 18,6 urah. Za primerjavo, izbruh koronalne snovi, ki je povzročil Carringtonov dogodek, je za pot do Zemlje potreboval le 17,6 ur.

Štrije izbruhi povezani z nedavno geomagnetno nevihto so imeli v bližini Sonca veliko nižje hitrosti. Za najhitrejša med njimi je bila izmerjena maksimalna hitrost 1950 kilometrov na sekundo. Čas, ki je minil od prvega izbruha pa njihovega prihoda do Zemlje (v medplanetarnem prostoru so se ti izbruhi zlili v enega samega) je bil kar 53 ur. Hitrost Sončevega vetra v bližini Zemlje, ki jo je izmerila sonda ACE se je dvignila na »le« okoli 900 kilometrov na sekundo.

Najmočnejši izbruhi koronalne snovi pa so povezani s še enim tipom pojavov na Soncu – s Sončevimi blišči. Gre za nenadne kratkotrajne (nekaj ur) pojave, ko del Sonca zasveti veliko močneje od okolice. Leta 1859 je britanski astronom Richard Carrinton kot prvi v zgodovini zaznal Sončev blišč, medtem ko je v svojem domačem observatoriju opazoval pege na Soncu.

Med Sončevimi blišči se sprosti ogromno elektromagnetne energije v vseh delih spektra, od radijskih valov, vidne svetlobe pa do rentgenskih žarkov. Predvsem rentgenska svetloba lahko povroči, da se močno poveča stopnja ionizacije plasti D Zemljine ionosfere, ki se nahaja na višinah med 48 km in 90 km. To lahko vpliva na propagacijo radijskih valov, zaradi česar prihaja do poslabšanja ali prekinitve radijskih signalov.

Sončeve blišče razvrščamo glede na njihovo jakost v rentgenskih žarkih (valovne dolžine med 1 in 9 nanometri), ki jo izmerijo sateliti GOESS. Razrede označimo s črkami A, B, C, M in X. Vsak razred ima deset podrazredov, ki jih označimo s številkamo od 0 do 9. Izjema je razred X, katerega podrazredi nimajo zgornje meje. V povprečju pride do blišča razreda M1 2000 krat med Sončevim ciklom, blišč razreda X1 pa se med istim obdobjem zgodi le osemkrat.

Razred	Jakost (W/m2)
A	< 10−7
B	10−7 – 10−6
C	10−6 – 10−5
M	10−5 – 10−4
X	> 10−4

Tabela 3: Razvsrtitev Sončevih bliščev.

Najbolj intenziven blišč, ki smo ga kadar koli izmerili, je bil klasificiran kot X45 in se je zgodil 28. oktobra 2003, sočasno z že omenjeno geomagnetno nevihto. Ta izjemno močan blišč je celo povzročil zasičenje detektorjev misije GOESS. Blišč, povezan z izbruhom julija 2012, je bil razvrščen, nekoliko presenetljivo, kot X2,5, medtem ko ocene za blišč, ki je spremljal Carringtonov dogodek, segajo od X45 do X80. Najmočnejši blišč, ki je bil povezan z nedavno geomagnetno nevihto, je bil ocenjen kot X5,8.

Obstajajo dokazi o bliščih iz veliko bolj oddaljene preteklosti, ki so spremljali tako imenovane Miyakijine dogodke. Blišč iz leta 774 je bil ocenjen kot X285±140, kar nakazuje na neverjetno močno Sončevo aktivnost.

Manjkajoča sestavina

Če povzamemo, majski medplanetarni zbruh koronalne snovi je začel svojo pot proti Zemlji z začetno hitrostjo okoli 1950 kilometrov na sekundo, vendar se je njegova hitrost v bližini našega planeta zmanjšala na približno 900 kilometrov na sekundo. Največja jakost magnetnega polja, ki jo je izmerila misija ACE, je bila približno 70 nT. Orientacija tega polja je bila ugodna za nastanek geomagnetne nevihte, kar je s prekinitvami trajalo kar 23 ur.

Slika 9. Meritve misije ACE med 9. in 12. majem 2024.

Primerjajmo to z izbruhom, ki ga je leta 2012 zaznala misija STEREO A. Ta je imel začetno hitrost okoli 3100 kilometrov na sekundo, , medtem ko je na razdalji ene astronomsko enote najvišja izmerjena hitrost dosegla 2246 kilometrov na sekundo, ob tem pa je jakost magnetnega polja dosegla kar 109 nT. Dogodek iz leta 2012 je bil tako v vseh pogledih ektremnejši od letošnjega. Pri tem pa bode v oči ravno njegova visoka hitrost na razdalji ene astronomske enote.

Danes velja prepričanje, da je za izjemno geomagnetno nevihto potrebno več kot le eden izjemen izbruh koronalne snovi. Tako leta 2012 kot letos sta izbruha nastala z zlitjem več zaporednih izbruhov v medplanetarnem prostoru. Hitrejši izbruhi, ki so svoje potovanje začeli pozneje, so dosegli počasnejše predhodne izbruhe, kar je povzročilo njihovo kompresijo, s tem pa povišane vrednosti jakosti magnetnega polja. Je pa dogodek iz leta 2012 zaznamovala še ena posebnost.

Hitrost tega izbruha se je zmanjšala od 3100 do 2246 kilometrov na sekundo zaradi dejstva, da je potoval skozi Sončev veter, ki je imel izjemno nizko gostoto, medplanetarno magnetno polje pa je bilo usmerjeno radialno stran od Sonca. Izbruhi letos so potovali v veliko manj ugodnih medplanetarnih pogojih. Sila upora, ki jo je zaradi Sončevega vetra občutil izbruh iz leta 2012, je bila tako mnogo manjša, kar je povzročilo, da se je njegova hitrost zmanjševala veliko počasneje.

Razlog za ugodne pogoje leta 2012 leži v tem, da so le nekaj dni pred tem izbruhom v medplanetarni prostor poleteli predhodni izbruhi koronalne snovi. Ti so za sabo pustili prazen prostor ter ugodno »počesano« medplanetarno magnetno polje. Temu danes znanstveniki rečemo »preconditioning«. Za popolno nevihto so torej potrebni predhodni izbruhi koronalne snovi, ki izbruhom, ki se zgodijo pozneje, pripravijo teren. In to je tista sestavina, ki je neizogibno potrebna za »zgodovinsko« geomagnetno nevihto, in ki letos ni bila prisotna.

Kaj lahko pričakujemo v prihodnje

Na spetni strani agencije NOAA je napoved, da bo Sončeva aktivnost dosegla svoj vrhunec v prvi polovici leta 2025. Do konca leta 2027 se bo aktivnost Sonca zmanjšala na trenutno raven. Obstaja torej možnost, da bo Sonce ponovilo majski spektakel in ga morda celo preseglo, vendar je verjetnost za to dokaj nizka. Tako trenutni cikel, označen s številko 25, kot tudi njegov predhodnik, sta namreč veliko šibkejša od ciklov, ki smo jih doživljali v 20. stoletju, kar pomeni manj Sončevih peg in posledično manj izbruhov. Toda, pustimo se presenetiti.

Slika 10. Črna črta pikazuje število sončevih peg od leta 2012 do danes, rdeča krivulja pa je napoved za Sončev cikel 25. Spodnja slika prikazuje Sončeve cikle od 18. stoletja do danes Vir: NOAA.

Nadaljna čtiva za najbolj radovedne

1. William B. Cade III, The First Space Weather Prediction, SPACE WEATHER, VOL. 11, 330–332, doi:10.1002/swe.20062, 2013.
2. A Millennium of Geomagnetism, NASA, https://pwg.gsfc.nasa.gov/earthmag/milchron.html.
3. Olof Hiorter, Wikipedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Olof_Hiorter.
4. George Graham, Wikipedia, https://en.wikipedia.org/wiki/George_Graham_(clockmaker).
5. Alexander von Humboldt, Wikipedia, https://en.wikipedia.org/wiki/Alexander_von_Humboldt.
6. C. A. Loewe and G. W. Prolss, Classification and mean behavior of magnetic storms, J. Geophys. Res. 102, 14209 (1997).
7. E. Paouris, H. Mavromichalaki, Effective Acceleration Model for the Arrival Time of Interplanetary Shocks driven by Coronal Mass Ejections, Solar Phys (2017) 292:180
   DOI 10.1007/s11207-017-1212-2.
8. G. Michalek · N. Gopalswamy · S. Yashiro, Expansion Speed of Coronal Mass Ejections, Solar Phys (2009) 260: 401–406 DOI 10.1007/s11207-009-9464-0
9. Kosuke Kihara et al 2020, Statistical Analysis of the Relation between Coronal Mass Ejections and Solar Energetic Particles, ApJ 900 75
10. ACE Real-Time Solar Wind, https://www.swpc.noaa.gov/products/ace-real-time-solar-wind
11. World Data Center for Geomagnetism, Kyoto, https://wdc.kugi.kyoto-u.ac.jp/dst_realtime/
12. Solar Flares, NOAA, https://www.swpc.noaa.gov/phenomena/solar-flares-radio-blackouts
13. E. W. Cliver, C. J. Schrijver, K. Shibata and I. G. Usoskin, Extreme solar events, Living Reviews in Solar Physics (2022) 19:2, https://doi.org/10.1007/s41116-022-00033-8
14. Fosilizirana drevesa razkrivajo izbruh na Soncu izpred 14.300 let, https://soncniblog.com/fosilizirana-drevesa-razkrivajo-izbruh-na-soncu-ki-se-je-zgodil-pred-14-300-leti/.
15. Hayakawa et al., Magnitude Estimates for the Carrington Flare in 1859 September: As Seen from the Original Records, The Astrophysical Journal Letters, 954:L3 (10pp), 2023.
16. Cliver EW, Hayakawa H, Love JJ, Neidig DF (2020b) On the size of the flare associated with the solar proton event in 774 AD. Astrophys J 903:41. https://doi.org/10.3847/1538-4357/abad93.
17. Y. D. Liu1, J. G. Luhmann2, P. Kajdič et al., Observations of an extreme storm in interplanetary space caused by successive coronal mass ejections, Nature Communications, 5:3481, DOI: 10.1038/ncomms4481.
18. What are the northern lights?, nord norg, https://nordnorge.com/en/artikkel/what-are-the-northern-lights/.
19. Solar Cycle Progression, NOAA, https://www.swpc.noaa.gov/products/solar-cycle-progression.
20. Dst Super Storm Examples, Verisk, https://www.aer.com/science-research/space/space-weather/space-weather-index/dst-storm-time/