Klikkaa kuvaa!
Dosentti Maarit Korpi esitelmöi Kirkkonummella. Kuva Seppo Linnaluoto.
Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa oli vuorossa dosentti Maarit Korpi, jonka aiheena oli Auringon aktiivisuus. Esitelmä pidettiin16.3.2010 Kirkkonummen koulukeskuksessa. Helsingin yliopiston Vapaan sivistystyön toimikunta rahoitti esitelmän. Esitelmällä oli 62 kuulijaa.
Luennossa käsiteltiin Auringon magneettisen aktiivisuussyklin yleis-ja erityispiirteitä suorien (esim. auringonpilkkuluku, magnetogrammit)ja epäsuorien (esim. puun vuosirenkaiden radiohiilimäärät) havaintojen pohjalta. Elämme auringonpillkujen kannalta hyvin mielenkiintoista aikaa: edellisen syklin vaihtuminen uuteen kesti pitempään kuin tavallista ja juuri alkanut uusi sykli vaikuttaa aktiivisuustasoltaan odotettua alhaisemmalta vastoin suurinta osaa ennusteista. Mitä siis oikein ymmärrämme Auringon käyttäytymisestä?
Klikkaa kuvaa!
Dosentti Maarit Korpi esitelmöi Kirkkonummella. Kuva Seppo Linnaluoto.
Maarit Korpi on akatemiatutkija ja tähtitieteen dosentti Helsingin yliopistossa. Hän on väitellyt 1999 supernovien aiheuttamasta turbulenssista tähtienvälisessä aineessa. Sen jälkeen hän on työskennellyt Astrofysiikan laboratoriossa Toulousessa, Norditassa Kööpenhaminassa ja Observatoriolla, tutkimusaiheena magneettinen aktiivisuus kaikenlaisissa kosmisissa objekteissa. Yksi hänen tutkimustensa painopistealueista on Auringon magneettisen aktiivisuuden ymmärtäminen mallinnuksen ja aktiivisuusilmiöiden aikasarjojen analysoinnin avulla.
Aurinko
Aurinko syntyi 4,6 miljardia vuotta sitten. Se syntyi kun edellisten tähtisukupolvien supernovaräjähdysten uusilla alkuaineilla rikastama kaasupilvi romahti gravitaationsa vaikutuksesta ja aurinkokunta muodostui.
Auringon etäisyys Maasta on 150 miljoonaa km. Auringon massa on kaksi miljardia triljoonaa tonnia eli 330.000 kertaa Maan massa. Auringon halkaisija on 1,4 miljoonaa km eli 109 kertaa Maan halkaisija. Kuun etäisyys Maasta on vajaat 400.000 km eli Aurinko on paljon sitä suurempi.
Auringon keskipisteessä lämpötila on yli 15 miljoonaa astetta. Aurinko tuottaa siellä energiansa siten, että vety muuttuu heliumiksi. Neljä miljoonaa tonnia ainetta muuttuu joka sekunti energiaksi.
Kaavakuva Auringosta ja sen ilmiöistä.
Energia siirtyy kohti pintaa alkuun säteilemällä. Se on kuitenkin hyvin hidasta, matka-aika on miljoonia vuosia. Lähempänä pintaa alkaa konvektio. Siinä kuuma kaasu nousee ylös ja viileä kaasu painuu alas. Se on hyvin tehokasta. Mekanismi on hieman samanlainen kuinkiehuvassa kattilassa.
Muutaman sadan kilometrin paksuisessa fotosfäärissä Auringon kaasu muuttuu lopulta läpinäkyväksi ja säteily pääsee valon nopeudella ympäristöön. Fotosfäärin lämpötila on enää noin 5800 celciusastetta.
Auringolla on magneettikenttä
Auringonpilkun alueella jokin estää kuumaa kaasua nousemasta Auringon pinnalle. Mutta mikä?
George Hale löysi magneettikentän 1908 nimenomaan auringonpilkuista Zeemanin ilmiön avulla.
Klikkaa kuvaa!
Dos. Korven esitelmää kuunteli yli 60 kuulijaa. Kuva Seppo Linnaluoto.
Auringon magneettikenttä on monimutkainen. Auringolla on koko pallonlaajuinen heikko poloidaalinen magneettikenttä ja siinä on voimakkaita vaihteluja.
Auringon dynamo monistaa olemassaolevaa kenttää. Siinä liike-energia muuttuu magneettiseksi energiaksi vähän kuten polkupyörän dynamossa.
Syklin alussa (minimissä, kuten nyt) magneettikentällä on selvät navat eli kenttä on koko Auringon laajuinen. Koska Aurinko päiväntasaajan seuduilla pyörii ympäri nopeammin kuin napaseuduilla, magneettikenttä pyrkii kiertymään Auringon ympäri.
Auringon konvektiovirtaus työntää kaasua ja mangeettivuota ylöspäin, kenttä pullahtaa pintaan ja syntyy auringonpilkkupari. Tilanne on eniten tällainen pilkkumaksimin aikaan, seuraavan kerran noin vuonna 2012.
Tämän jälkeen kenttä palaa poloidaaliseksi, mutta etelä-ja pohjoisnavat ovat vaihtaneet paikkaa. Paluu takaisin alkuperäiseen kestää 22 vuotta. Tämä on Auringon magneettinen jakso, jota nimitetään Halen jaksoksi.
Minimiä seuraavan pilkkujakson alussa auringonpilkut ovat korkeilla Auringon leveyspiireillä. Siitä ne siirtyvät kohti Auringon ekvaattoria, jota ne lähestyvät seuraavassa minimissä. Muotonsa perusteella kuvaa nimitetään perhosdiagrammiksi.
Klikkaa kuvaa!
Kuva Seppo Linnaluoto.
Auringon jaksot
Auringonpilkkujakso on keskimäärin 11 vuoden pituinen, mutta se voi vaihdella. Maksimissaan pilkkujen määrä vaihtelee runsaasti.
1600-luvun jälkipuoliskolla oli noin 50 vuoden mittainen Maunderin minimi, jolloin pilkkuja ei ollut juuri lainkaan. Samaan aikaan oli ns. pikku jääkausi, jolloin Keski-Euroopassakin vedet jäätyivät talvisin.
Luulisi, että pilkkujen runsas esiintyminen pienentäisi Auringon säteilyä, mutta näin ei ole. Se johtuu siitä, että kun Aurinko on aktiivinen ja siis on runsaasti pilkkuja, Auringossa on runsaasti normaalia kirkkaampia alueita.
Näinä aikoina Auringon aktiivisuustaso on korkea. On ennustettu, että nykyisen korkean aktiivisuustason jatkuminen vielä seuraavat 50 vuotta todennäköisyys on 8 % ja seuraavat 100 vuotta alle 1 %.
Uuden auringonpilkkusyklin alku on viivästynyt. Sen ennustettiin alkavan vuoden 2006 loppupuolella, mutta se alkoi vasta tammikuussa 2008. Edellinen sykli jatkui ennustettua pidempään. Se loppui vasta vuoden 2008 lopulla.
Aktiivisuustaso on ennustettua alhaisempi (viralliset ennusteet menivät uusiksi useaan otteeseen). Syklin nousu on alkanut, mutta pilkkumaksimi näyttäisi viivästyvän. Sen on alunperin ennustettu tapahtuvaksi 2010, tämänhetkiset ennusteet ovat 2012-2013.
Aurinko silloin kun siinä on runsaasti auringonpilkkuja.
Toisaalta on mahdollista, että olisi tulossa uusi pysyvä minimi. Auringonpilkkujen magneettikenttien voimakkuuksia on mitattu systemaattisesti vuodesta 1992. Niissä näkyy selkeä heikkenevä trendi. Ne ovat heikenneet noin 3000:sta 2000:een gaussiin. Seuraava auringonpilkkusykli näyttäisi kuitenkin alkavan.
Auringon mallinnus
Auringon aktiivisuuden mallinnuksella pyritään selittämään Auringonmagneettikentän syntyä ja säilymistä konvektiokerroksessa sekämagneettisen syklin säännöllistä osaa ja syitä epäsäännölliseen käyttäytymiseen. Tavoitteena on mallien kehittäminen niin realistisiksi, että niillä voisi ennustaa Auringon tulevaa aktiivisuutta.
Mallinnus tapahtuu nykyään supertietokoneiden avulla: magneettikentän ja plasman aikakehitystä kuvaavat osittaisdifferentiaaliyhtälöt ratkaistaan numeerisesti käyttäen jopa yli tuhatta prosessoria rinnakkain. Kaikista haastellisinta mallinnuksessa on konvektiokerroksen turbulenttisten liikkeiden tarpeeksi tarkka kuvaus - ilman tätä tietämystä ei Auringon dynamon toimintaa voida tarkasti ymmärtää.
Helsingin yliopiston Observatoriolla on tehty aurinkotutkimusta jo vuosikymmeniä. Professori Jaakko Tuominen aloitti sen1950-luvulla. Hän seuraajineen tutki Auringon pyörimistä, meridionaalista sirkulaatiota ja aktiivisuusilmiöiden longitudijakaumaa. Dosentti Juhani Huovelinin ryhmä tutkii Auringon röntgen- ja hiukkassäteilyä avaruusluotaimilla ja kehittävät niihin instrumenttejä.
Seuraavana Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa on vuorossa professori Esko Valtaoja, jonka aiheena on Maailmankaikkeuden harmoniat. Esitelmä alkaa Kirkkonummen koulukeskuksen auditoriossa torstaina 15.4. klo 18.30. Vapaa pääsy, tervetuloa!
Seppo Linnaluoto