Vieraskynä: Aktiivinen Aurinkomme

20.5.2024 klo 10.50, kirjoittaja
Kategoriat: Ilmiön takana , Vieraskynä

Mari Pitkäranta

Alkuvuodesta Auringon pinnalla on saatu havaita jännittäviä ilmiöitä, joissa plasmaa roiskuu ulos avaruuteen. Maaliskuun lopulla havaittiin kaksi vahvaa purkausta, joita kutsutaan roihuiksi. Myös helmikuussa tehtiin havaintoja useasta erityisen vahvasta roihupurkauksesta. Havainnot tehtiin Nasan Solar Dynamics Observatory eli SDO-satelliitilla.

Nimitys roihu (myös soihtu tai flare) viittaa hätäsoihtua muistuttavaan leimahdukseen, mikä nähdään Auringon pinnalla, kun se vapauttaa intensiivisessä purkauksessa säteilyä avaruuteen. Roihut luokitellaan vahvuuden perusteella luokkiin B, C, M tai X. Luokkien välillä on 10-kertainen vahvuusero ja kirjaimen perään lisätään vahvuutta tarkentava luku. Näistä X-luokan purkaukset ovat kaikkein vahvimpia.

Useiden vahvojen roihujen ilmeneminen kielii Auringon magneettisen aktiivisuuden lisääntymisestä. Aktiivisuudella tarkoitetaan, että havaitaan paljon sellaisia ilmiöitä, mitkä syntyvät, kun Auringon magneettikentässä tapahtuu muutoksia. Näitä ilmiöitä ovat esimerkiksi erilaiset purkaukset sekä pinnalla näkyvät tummat täplät eli Auringon pilkut. Ne näyttävät tummemmilta mitä ovat; todellisuudessa ne loistavat täysikuun lailla, ja kirkas ympäristö vain korostaa niiden himmeyttä. Pilkut syntyvät kohtiin, joissa magneettikenttä on erityisen vahva.

Auringon kuumalla pinnalla ei esiinny aina roihunkaltaista toimintaa, vaan aktiivisuus vaihtelee jaksoittain vähäisestä toiminnasta dramaattisiin purkauksiin ja täplien koristelemaan pintaan. Auringon persoonallisuusoikuista on tehty havaintoja jo satojen vuosien ajan, mutta ymmärrys niiden magneettisesta luonteesta on uusi.

Vasemmalla näkyvä vahva roihupurkaus 22. helmikuuta klo 22.38 (UT). Kuva on otettu SDO:n AIA-kameralla 304 Å filtterillä. Kuva Nasa / SDO

Varhaisimmat ilmiöt, joita Auringossa on havaittu, ovat olleet Auringon pilkkuja. Niistä on tehty havaintoja tuhansien vuosien ajan, sillä suurimmat niistä voivat näkyä ilman teleskooppiakin. Vanhimmat kirjalliset merkinnät pilkuista tehtiin muinaiskiinassa jo yli 2 800 vuotta sitten. Kun kaukoputket sittemmin kehitettiin 1600 -luvun alussa, voitiin pilkkujen lukumäärää seurata systemaattisesti. Ensimmäiset kaukoputkella tehdyt pilkkuhavainnot mielletään englantilaisen tähtitieteilijän Thomas Harrietin tekemiksi, jonka merkinnät havainnoista ovat vuodelta 1610. Samoihin aikoihin myös Galileo Galilei teki omat havaintonsa itsekehittämällään kaukoputkimallilla. Galileon merkinnät pilkuista on kirjattu vasta muutama vuosi Harrietin jälkeen.

Pilkkujen lukumäärää seurattiin satojen vuosien ajan, mutta niiden fysikaalista alkuperää ei vielä tunnettu. Näistä pilkkukalentereista on voitu arvioida Auringon aktiivisuus viimeiseltä neljältä vuosisadalta. Myös teoreettisilla malleilla on pyritty arvioimaan aktiivisuutta jopa 11 000 vuotta taaksepäin. Vasta 1900-luvun alussa tähtitieteilijä George Ellery Hale yhdisti pilkut vahvaan paikalliseen magneettikenttään, mikä antoi pilkuille fysikaalisen perustan. Pilkut eivät olleet enää vain tummia täpliä Auringon pinnalla, vaan mysteerisen magneettikentän tuottamia ilmiöitä.

Magneettikentän synty

Aurinko on positiivisista ja negatiivisista varauksista koostuvaa kaasua eli plasmaa. Sen uloimmat kerrokset (noin 30 % Auringon paksuudesta) siirtävät lämpöenergiaa menetelmällä, jota kutsutaan konvektioksi. Kuten kiehuvassa vesikattilassa, pohjasta pulpahtelee kuplia pinnalle, kun kuumat kuplat pyrkivät viileään ilmaan. Samoin Auringossa plasmakuplista eli konvektiokuplista kuumemmat kohoavat alakerroksista pinnalle ja siirtävät mukanaan valoa ja lämpöä. Tämä pinnan konvektio yhdessä Auringon pyörimisliikkeen kanssa tuottavat sille magneettikentän. Mekanismia kutsutaan nimellä dynamo, ja sen täsmällistä muotoa ei vielä tunneta.

Aurinko on kuin valtava sauvamagneetti, jonka magneettikenttä voidaan kuvata viivoina. Viivat kiertävät magneetin ympäri lähtien pohjoisnavasta (pluspäästä) etelänapaan (miinuspäähän). Auringon kenttäviivat ovat kuitenkin monimutkaisesti järjestäytyneet solmuihin ja silmukoihin, ja alati muutoksessa. Magneettikentän muutokset tuottavat havaitsemamme ilmiöt Auringon pinnalla. Kun niitä tapahtuu paljon, sanotaan Auringon olevan aktiivinen.

Auringon magneettikenttää havainnollistavat viivat piirrettynä UV-kaistakuvan päälle. Magneettikenttäviivat ovat järjestyneet sotkuisasti. Aktiivisilla alueilla ne ovat tiheimpiä. Kuva Nasa / SDO

Aktiivisuuden ilmentymät

Roihu- eli flarepurkaus syntyy, kun solmussa olevat magneettikenttäviivat yhtäkkisesti uudelleenjärjestyvät vapauttaen suuren määrän energiaa. Tätä viivojen järjestäytymistä kutsutaan magneettiseksi rekonnektioksi, mikä käytännössä havaitaan vahvana energiapurkauksena. Roihu kestää vain muutamia minuutteja, mutta siinä ehtii vapautua paljon säteilyä ja varattuja hiukkasia. Roihussa vapautunut energia voi vastata miljoonaa tulivuorenpurkausta, vaikka Auringon normaalista energiantuotannosta se on vain muutamia prosentteja.

Roihujen lisäksi Auringolla esiintyy muitakin ilmiöitä. Prominenssit (toiselta nimeltään protuberanssit) ovat Auringon pinnalta nousevia plasmasilmukoita. Ne syntyvät, kun magneettikentän silmukka johdattaa plasmaa pinnasta ulos. Ne ovat tyypillisesti säiemäisiä ja voivat olla satoja tuhansia kilometrejä korkeita.

Usein eri ilmiöitä havaitaan samanaikaisesti toistensa läheisyydessä. Esimerkiksi roihujen ja prominenssien yhteydessä tavataan joskus koronan massapurkauksia, jolloin Aurinko raivokkaasti aivastaa suuren määrän hiukkasia atmosfääristään eli koronastaan ulkoavaruuteen. Ilmiöiden välinen teoreettinen yhteys on kuitenkin vielä epäselvä.

Kaikkein helpoiten havaittavissa oleva ilmiö on pilkku. Pilkku syntyy, kun vahva paikallinen magneettikenttä hidastaa plasman virtausta eli konvektiota Auringon syvemmistä kerroksista pinnalle. Tällöin lämpö siirtyy siinä heikommin, mikä himmentää ja jäähdyttää pinnan muutamalla tuhannella asteella. Himmentynyt pilkku näyttää kirkasta ympäristöään vasten tummalta täplältä. Auringon pintalämpötila on keskimäärin noin 5 600 °C, kun taas pilkun lämpötila on luokkaa 3 000 – 4 000 °C. Pilkku koostuu tummemmasta ytimestä eli umbrasta, ja yleensä sitä ympäröi haaleampi penumbra. Ne esiintyvät usein pareina, joiden magneettikenttä on erisuuntainen, ja muodostavat myös suurempia ryhmiä. Auringon ollessa aktiivinen pilkkuja esiintyy usein joitakin kymmeniä ja suurimmillaan niitä voi olla yli sata.

Vaikka kaikki edellä kuvatut ilmiöt ovat aktiivisuudesta johtuvia, pilkuilla on erityinen rooli aktiivisuuden seurannassa.

Pilkkuryhmä kuvattu Auringon pinnalla vuonna 2012. Pilkku koostuu sisemmästä tummasta umbrasta, ja sitä ympäröivästä vaaleammasta penumbrasta. Kuva Nasa, Alan Friedman (2012)

Auringon syklit

Aurinko tuottaa pilkkuja sykleissä, joiden aktiivisessa osassa syntyy paljon uusia pilkkuja ja hiljaisessa osassa hyvin vähän. Kun pilkkuja syntyy eniten, puhutaan aktiivisuuden maksimista, ja vastaavasti kun niitä syntyy vähiten, puhutaan minimistä. Minimin ja maksimin välistä aikaa kutsutaan Auringon sykliksi, ja sen pituus on keskimäärin 11 vuotta. Syklin vahvuus määräytyy siitä, kuinka paljon sen aikana havaitaan pilkkuja ja muita aktiivisuusilmiöitä Auringon pinnalla.

Sykli alkaa minimistä. Hiljaisen ajan jälkeen pilkkuja alkaa ilmestyä Auringon pinnalle. Niiden lukumäärä kasvaa nopeasti, ja ne muodostuvat Auringon napojen lähettyville. Yksittäiset pilkut kestävät muutamia päiviä tai viikkoja, ennen kuin kenttäviivat purkautuvat ja pilkku sotkeutuu ympärillä olevaan plasmaan. Pilkkuryhmät voivat olla havaittavissa joitakin kuukausia. Aktiivisena aikana havaitaan myös muita ilmiöitä kuten roihuja ja koronan massapurkauksia. Syklin lopussa pilkkuja syntyy vähemmän, ja ne sijaitsevat lähempänä Auringon päiväntasaajaa. Minimin aikana aktiivisuus on niukkaa, ja havaintoja pilkuista ei välttämättä tehdä moneen päivään.

Magneettikenttä kääntyy syklin aikana ympäri, yleensä maksimin tienoilla. Se palautuu alkuperäiseen suuntaansa siis kahden syklin aikana. Tätä kutsutaan Halen sykliksi ja sen kesto on noin 22 vuotta. Halen sykli on magneettikentän ”todellinen” syklin pituus, sillä tällöin kenttä palaa alkuperäiseen suuntaansa. Kuitenkin yleisesti puhutaan Auringon syklistä 11 vuoden jaksoina.

Ensimmäinen sykli alkoi 1755, jolloin Auringon syklien löytäjä Rudolf Wolf pystyi havainnoista jäljittämään selvän syklisyyden. Joulukuussa 2019 hiljaisen ajanjakson jälkeen alkoi nykyinen sykli nro. 25, joka kestänee vuoteen 2030. Yhdysvaltain valtameri- ja ilmakehätutkimusorganisaatio NOAA ennustaa syklin maltilliseksi edellisen syklin lailla. Yksittäisiä vahvoja ilmiöitä voi aina silti tapahtua. Pilkkujen huippumääräksi ennustetaan 115.

Aktiivisuuden aikana vapautuneet varatut hiukkaset kulkeutuvat Maahan aurinkotuulena. Aurinkotuuli virtaa maapallon napoja kohti, joissa se kohtaa ilmakehän, mikä tuottaa esimerkiksi näkemämme revontulet. Suurin osa säteilystä ei läpäise Maan ilmakehää. Aktiivinen Aurinko kuitenkin vapauttaa tavallista enemmän suurienergisiä hiukkasia ja säteilyä, joiden vaikutukset voivat olla haitallisia. Suurimmat roihupurkaukset voivat mm. häiritä radiosignaaleja tai navigaatiolaitteita. Aurinkotuuli voi myös olla riski satelliiteille sekä astronauteille. Maan päällä meitä onneksi suojelee ilmakehä, joten
saamme kokea Auringostamme vain suotuisat puolet.

Aktiivisuussyklin 25 roihuja voi seurata Nasan blogissa: https://blogs.nasa.gov/solarcycle25/2024/03/

Muita avaruussään ilmiöitä voi seurata NOAA:n avaruussääsivulta: https://www.spaceweather.gov/

Kirjoittaja on fysikaalisten tieteiden kandiohjelman opiskelija Helsingin yliopistossa.

Teksti on kirjoitettu osana Helsingin yliopiston opintojaksoa Kerro tähtitieteestä (Työelämätaidot II), jossa opiskeltiin tähtitieteen popularisointia ja yleistajuisten tekstien tuottamista. Ursa julkaisee kurssin harjoitustöiden parhaimmistoa.

Vastaa

Sähköpostiosoitettasi ei julkaista. Pakolliset kentät on merkitty *