Auringon magneettikenttä

Selite Auringonpilkkujen lukumäärän jaksollinen vaihtelu on merkki Auringon yleisen magneettikentän vaihtelusta. Uuden aktiivisuusjakson alkaessa pilkut ilmestyvät ensiksi näkyviin suunnilleen leveyksillä +-40°. Jakson edetessä pilkut esiintyvät yhä lähempänä ekvaattoria. Pilkkujen ilmestymisestä muodostuu näin karakteristinen kuvio, jota sanotaan perhosdiagrammaksi. Kun vanhan jakson pilkkuja on vielä ekvaattorin lähistöllä, uuden jakson pilkut ovat jo ilmestyneet korkeammille leveysasteille. Uuden jakson pilkut erottuvat vanhoista, koska niissä on vastakkainen napaisuus. (Vastakkaisilla pallonpuoliskoilla pilkuissa on myös vastakkaiset napaisuudet.) Koska kentän suunta kääntyy näin vastakkaiseksi kahden 11-vuotisen jakson välillä, koko Auringon magneettisuuden jakso on 22 vuotta.

Seuraava kvalitatiivinen yleiskuvaus Auringon magneettisyklin kulusta on Horace W. Babcockin esittämä. Auringonpilkkuminimissä magneettikenttä on suurin piirtein dipoli. Kuitenkin sähköä johtava väliaine, kuten Auringon kaasu, ei voi liikkua magneettikentän poikki, vaan kenttäviivat ovat "jäätyneet" plasmaan ja liikkuvat sen mukana. Tämän seurauksena differentiaalirotaatio venyttää kenttäviivat tiukaksi spiraaliksi. Samalla kentän voimakkuus kasvaa latitudista riippuvalla tekijällä.

Kun pinnan alla oleva kenttä kasvaa riittävän suureksi, kenttään liittyvä "magneettinen nostovoima" aiheuttaa magneettikentän purkautumisia pinnan yläpuolelle, jotka havaitaan bipolaarisina pilkkuryhminä. Samalla ulospäin laajenevat kenttäviivat kiertyvät Coriolis-voiman vaikutuksesta siten että ne kumoavat lähellä napoja vielä säilyneen dipolikentän. Lopputuloksena seuraavassa minimissä on magneettikenttä, joka on taas dipoli, mutta vastakkaissuuntainen edelliseen verrattuna.

Babcockin malli antaa selityksen perhosdiagrammalle, bipolaarisille pilkkuryhmille ja kentän napaisuuden vaihtumiselle kahden minimin välillä. Se on kuitenkin vain kvalitatiivinen kuvaus, ja vaihtoehtoisia malleja on esitetty. Magneettikenttien syntyä Auringossa ja muissa taivaankappaleissa tutkitaan dynamoteoriassa. Siinä pyritään konstruoimaan malleja, joiden avulla Auringon magneettiset ominaisuudet voidaan kvantitatiivisesti selittää ottamalla huomioon kaasun liikkeiden ja magneettikenttien välisiä monimutkaisia keskinäisiä vuorovaikutuksia. Täysin tyydyttävää mallia ei ole kuitenkaan toistaiseksi löytynyt. Esimerkiksi ei ole selvää, syntyykö kenttä kaikkialla konvektiokerroksessa, vai ainoastaan konvektiivisen ja radiatiivisen alueen välisessä rajakerroksessa, mitä eräät seikat tuntuvat tukevan.

Erikieliset vastineet

solar magnetic field

englanti (English)

Käytetyt lähteet

Zubenelgenubi

Alaviitteet

Lähdeviittaus tähän sivuun:
Tieteen termipankki 19.4.2024: Tähtitiede:Auringon magneettikenttä. (Tarkka osoite: https://tieteentermipankki.fi/wiki/Tähtitiede:Auringon magneettikenttä.)

Siirry tarkastelemaan sivun muokkaushistoriaa →