Tähtitiede:Auringon aktiivisuus
Auringon aktiivisuus
| Auringon aktiivisuus |
Tyypillisen auringonpilkun läpimitta on noin 10000 km ja elinaika koosta riippuen muutamasta päivästä jopa kuukausiin. Mitä suurempi pilkku on, sitä luultavammin se on pitkäikäinen. Usein pilkut esiintyvät pareittain tai suuremmissa ryhmissä.
Pilkkujen määrän vaihtelua on seurattu lähes 250 vuoden ajan. Pilkkujen runsautta kuvaamaan käytetään Zürichin auringonpilkkulukua. Pilkkujen määrä vaihtelee keskimäärin 11 vuoden jaksoissa. Todellisuudessa jakson pituus voi vaihdella noin 7 ja 17 vuoden välillä. Viime vuosikymmeninä se on ollut noin 10.5 vuotta. Aktiivisuuden nousu huippuunsa tapahtuu yleensä 3-4 vuodessa, ja lasku on sitten hieman hitaampaa.
Auringonpilkkujen määrän vaihtelu on ollut melko säännöllistä 1700-luvun alusta alkaen. Näin ei ole kuitenkaan aina ollut asianlaita. Esimerkiksi 1600-luvulla oli pitkiä ajanjaksoja, jolloin auringonpilkkuja ei näkynyt käytännöllisesti katsoen lainkaan. Tätä aktiivisuuden hiljaista kautta sanotaan Maunderin minimiksi. Vastaavanlainen Spörerin minimi sattui 1400-luvulla, ja samanlaisia kausia on tunnistettu aikaisemmiltakin ajoilta. Aktiivisuusminimien aiheuttajaa ei tunneta, mutta ilmeisesti Aurinko ei toimi yhtä säännöllisesti kuin vielä jokin aika sitten ajateltiin.
\fig{8.8cm}{\frame{0 0 11 8.5
Erikieliset vastineet
| solar activity | englanti (English) |
Alaviitteet
Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 15.11.2024: Tähtitiede:Auringon aktiivisuus. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:Auringon aktiivisuus.)
{\ii{Auringonpilkku}parien kohdalla \ii{magneettikentän} voimaviivat tekevät silmukan pinnan ulkopuolelle. Silmukoita pitkin virtaava aine voi muodostaa \ii{silmukkaprotuberansseja}. (Mt. Wilson Observatory)}
Zeemanin ilmiön perusteella tiedetään auringonpilkuissa esiintyvän jopa 0.45 teslan (4500 gaussin) magneettikenttiä. (Maapallon magneettikentän voimakkuus maanpinnalla on noin $6\times 10^{-5}$ T). Pilkkujen ympäristöä alhaisempi lämpötila johtuu magneettikentästä, joka estää konvektion. Myös pilkkujen määrän jaksollinen vaihtelu johtuu magneettikentästä.
Pilkut esiintyvät usein pareittain siten että toisen pilkun napaisuus on erilainen kuin toisen. Tämä johtuu siitä, että magneettikentän voimaviivat tekevät tällä kohdalla silmukan pinnan ulkopuolella. Magneettikentän silmukkaa pitkin virtaa usein ainetta pilkusta toiseen. Se voidaan nähdä \i{silmukkaprotuberanssina}.
\fig{5.8cm}{\frame{0 0 11 5.5}}{\ii{Auringonpilkkuja} esiintyy aktiivisuusjakson alussa korkeilla leveysasteilla, ja jakson edetessä pilkut siirtyvät lähemmäs ekvaattoria. (Heikki Virtasen piirros perustuu Greenwichin observatoriossa tehtyihin havaintoihin)}
\fig{4.8cm}{\frame{-2 0 11 4.5}}{Koska Auringon pinta pyörii ekvaattorilla nopeammin kuin navoilla, \ii{Auringon magneettikentän} voimaviivat kiertyvät vähitellen Auringon ympärille tiukaksi keräksi.}
\fig{6.3cm}{\frame{-0.4 0 5.35 6}\frame{5.65 0 11.4 6}}{ Aurinko näkyvässä valossa (vas.) ja vedyn \ii{H$_\alpha$-viivan} valossa (oik.). Pilkkujen ja pilkkuryhmien ympärillä H$_\alpha$-kuvassa näkyviä kirkkaita alueita sanotaan \ii{plageiksi}. (Yerkes Observatory)}
Auringon pinnassa näkyy pilkkujen ohella monia muitakin aktiivisuuden merkkejä: fakuloita ja plage-alueita, protuberansseja, flarepurkauksia.
Fakulat ovat fotosfäärissä olevia kirkkaita kohtia, plaget taas kromosfäärin paikallisia kirkastumia. Plage-alueiden havaitsemiseksi Aurinkoa on kuvattava H$_\alpha$-viivan tai kalsiumin K-viivan aallonpituudella. Plaget tavallisesti ilmestyvät ennen lähelle syntyviä auringonpilkkuja ja katoavat vasta pilkkujen hävittyä. Niissä magneettikentän tihentymät ilmeisesti saavat kaasun hehkumaan.
Protuberanssit ovat Auringon ilmiöistä näyttävimpiä. Ne ovat koronassa näkyviä hehkuvia kaasupilviä, ja niitä on helpoin havaita Auringon reunalla. Protuberansseja on erityyppisiä: hiljaisia protuberansseja, joissa kaasua hiljakseen vajoaa alaspäin magneettikentän voimaviivoja pitkin, \ii{silmukkaprotuberansseja}, joita esiintyy auringonpilkkuihin liittyvissä magneettikentän silmukoissa ja harvinaisempia purkautuvia protuberansseja, joissa Auringosta sinkoutuu kaasua ylöspäin.
Protuberanssien lämpötila on noin 10 000--20 000 K. Kromosfääristä otetuissa H$_\alpha$-valokuvissa protuberanssit näkyvät tummina kuituina, filamentteina, Auringon pintaa vasten.
\i{Flare-purkaukset} ovat voimakkaimpia Auringon aktiivisuuden merkkejä. Ne nähdään kirkkaina leimahduksina, jotka kestävät muutamasta sekunnista vajaaseen tuntiin. Flaressa purkautuu hetkessä suuri määrä magneettikenttään varastoitunutta energiaa, joskaan purkautumismekanismia ei vielä tunneta.
\fig{6.8cm}{\frame{0 0 11 6.5}}{Pienten auringonpilkkujen lähelle syntynyt voimakas purkaus, \ii{flare}. (Sacramento Peak Observatory)}
\rightfig{11cm}{0cm}{4cm}{\frame{4.5 0 11 11}} {\ii{Flare-purkaus} voidaan radiosäteilyn aallonpituuksilla nähdä\break kirkkaana alueena, joka etenee nopeasti poispäin Auringosta. (CSIRO)}
Flare-purkaukset nähdään kaikilla aallonpituusalueilla. Niiden yhteydessä Auringon kirkkaus kovien röntgensäteiden alueella voi kasvaa 100-kertaiseksi. Radioalueella tapahtuu useita erityyppisiä purkauksia. Auringosta sinkoutuu samalla runsaasti hiukkasia, lähinnä elektroneja ja protoneja.
Flaret aiheuttavat maapallolla useita häiriöitä. Röntgensäteiden vaikutuksesta Maan \ii{ionosfäärissä} tapahtuu muutoksia, jotka mm.\ aiheuttavat radion lyhytaaltolähetysten kuuluvuuden huomattavaa heikkenemistä. Noin kaksi vuorokautta purkauksen jälkeen saavuttavat ulossingonneet hiukkaset maapallon ja aiheuttavat voimakkaita \ii{revontulia}.
|lähteet=Zubenelgenubi}}