Klikkaa kuvaa!FM Marjaana Lindborg esitelmöi Kirkkonummella. Kuva Seppo Linnaluoto.
Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa oli vuorossa maaliskuussa 2008 tutkija Marjaana Lindborg, jonka aiheena oli Uusi kuva Auringosta. Esitelmä pidettiin Kirkkonummen koulukeskuksen auditoriossa. Helsingin yliopiston Vapaan sivistystyön toimikunta rahoitti esitelmän. Esitelmällä oli 57 kuulijaa.
Esitelmässä perehdyttiin Auringon sisäosaan, konvektiokerrokseen, joka on magnetismin lähdealuetta. Tämä kaukoputkille näkymätön dynamotoiminta on mukana aiheuttamassa monet Maassakin havaittavat ilmiöt, kuten revontulet sekä radiolähetysten häirinnän.
Marjaana Lindborg tekee aurinkotutkimusta Helsingin yliopiston Tähtitieteen laitoksella. Esitelmässä hän toi esille uusia tuloksia magneettisista ilmiöistä sekä mahdollisesta kytköksestä maapallon ilmastonmuutokseen.
Klikkaa kuvaa!
FM Marjaana Lindborg esitelmöi Kirkkonummella. Kuva Seppo Linnaluoto.
Perustietoja Auringosta
Aurinko syntyi 4,6 miljardia vuotta sitten. Se syntyi kun edellisten sukupolvien tähtien räjähdysten uusilla alkuaineilla rikastama kaasupilvi romahti painovoimansa 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 15,6 miljoonaa astetta. Aurinko tuottaa siellä energiansa siten että vety muuttuu heliumiksi. Neljä miljoonaa tonnia ainetta muuttuu joka sekunti energiaksi.
Auringon aineesta on noin 75 % vetyä ja 25 % heliumia. Kaikkia muita aineita on hyvin vähäinen määrä. Auringon keskitiheys on 1,4 g/cm^3 eli se on keskimäärin vähän vettä tiheämpää kaasua.
Aurinko pyörii tavattoman hitaasti. Ekvaattorilla se pyörähtää ympäri kerran 25,4 päivässä. Navoilla se pyörii huomattavasti hitaammin, kerran 36 päivässä.
Aurinko on normaali keskiraskas spektriluokan G2 tähti. Sen pinnan lämpötila on 5800 Kelvin-astetta.
Kaavakuva Auringosta ja sen ilmiöistä. Kuva Wikipedia.
Magnetismin historiaa
1600-luvulla alettiin epäillä, että Maalla olisi magneettikenttä, koska kompassineulan huomattiin kääntyvän kohti pohjoista. Tuolloin uskottiin, että magneettikenttä aiheutuisi sauvamagneeteista.
1800-luvulla havaittiin, etteivät sauvamagneetit säilytä magneettisuuttaan kuin tiettyyn lämpötilaan asti, jota kutsutaan Curien pisteeksi.
1900-luvun alkupuolella löydettiin magneettikenttiä muilta avaruuden kappaleilta, kun käytettiin mittauksissa Zeemanin ilmiötä.
Auringonpilkuista on havaintoja jo vuodesta 1610. 1908 George Hale mittasi auringonpilkkujen magneettikenttiä, jolloin niitä löytyi ensimmäistä kertaa Maan ulkopuolelta.
Auringonpilkkumittauksista löytyi Auringon magneettinen jakso. Tämä ilmenee merkitsemällä ylös uusien pilkkujen leveyspiiri ajan funktiona, jolloin saadaan ns. perhosdiagrammi. Uuden syklin alkaessa pilkkuja ilmestyy ensin leveyspiirin 40 tienoille, mutta ajan kuluessa pilkut ilmestyvät aina vain lähempänä Auringon ekvaattoria, kunnes niitä ei enää juurikaan ilmesty lisää.
Kun auringonpilkkujen määrä on vähimmillään, niitä välillä ei ole ollenkaan. Sitten niiden runsaus lisääntyy suuresti ja sitten niiden määrä taas vähenee. Tämä auringonpilkkujen jakso kestää keskimäärin 11 vuotta.
Avaruussää
Avaruussäällä tarkoitetaan maapallon sähkömagneettisen ja hiukkasympäristön muutoksia noin 100 kilometrin korkeudesta ylöspäin Maan ioni- ja magneettikehissä. Se vaikuttaa myös jokapäiväiseen elämään.
Avaruussäähäiriöiden esiintymistiheys noudattaa Auringon magneettista aktiivisuutta, joka seuraa auringonpilkkujen esiintymisen 11-vuotista jaksollisuutta. Runsaiden pilkkujen aikaan Aurinko aiheuttaa enemmän häiriötä kuin vähäisten pilkkumäärien vallitessa.
Avaruussää aiheuttaa säteilyriskin lentokoneissa ja häiritsee radioyhteyksiä. Se häiritsee myös satelliittien sähköisiä toimintoja. Se aiheuttaa ongelmia sähkönsiirtojärjestelmissä ja maakaasuputkissa. Avaruussää aiheuttaa vaaratilanteita avaruudessa oleville avaruuslentäjille.
Avaruussään haittavaikutuksia havaitaan magneettisten myrskyjen aikana. Ne saavat alkunsa Auringossa tapahtuvista energia- ja hiukkaspurkauksista, jotka kulkeutuvat aurinkotuulen mukana maapalloa ympäröivän magneettikehän reunoille kymmenien tuhansien kilometrien etäisyydelle maanpinnasta ja sieltä vähitellen syvemmälle näiden kehien sisäosiin.
Tutuimpia magneettisten myrskyjen aiheuttamat ilmiötä ovat varmaankin revontulet, joita on näkyvissä molemmilla napa-alueilla.
Klikkaa kuvaa!
Valokuva Auringosta 7.6.1992. Kuva Wikipedia.
Auringon magnetismi
Auringonpilkkujen synnyn tiedetään liittyvän Auringon magnetismiin. Voimakas paikallinen magneettikenttä estää kuumaa kaasua nousemasta Auringon pinnalle. Auringonpilkun alueella aine on noin 1500 astetta ympäristöä kylmempää.
Hale löysi 1900-luvun alussa tekemistään mittauksista auringonpilkkujen polariteettilain, joka on hyvin tärkeässä osassa Auringon magnetismin tutkimuksessa. Sen mukaan uudet pilkut ilmestyvät useimmiten pareittain siten, että niillä on eri napaisuudet. Lisäksi pilkkuparien napaisuus vaihtuu toisella puolella ekvaattoria. Eli jos pohjoisella puoliskolla ”vasemmalla” pilkulla on negatiivinen napaisuus ja ”oikealla” pilkulla positiivinen, niin eteläisellä puoliskolla tilanne on päinvastainen.
Esitelmöitsijä selosti laajasti Auringon magnetismin selittävää dynamoteoriaa. Se on kuitenkin toistaiseksi hyvin kiistanalainen, mikä jakaa tutkijat eri koulukuntiin. Esitelmöitsijä on mukana Helsingin yliopistossa dynamoteoriaa tutkivassa työryhmässä.
Klikkaa kuvaa!
Marjaana Lindborgin esitelmää kuunteli 57 henkilöä. Kuva
Seppo Linnaluoto.
SOHO-satelliitti
SOHO eli Solar Heliospheric Observatory on satelliitti, joka on avaruudessa Maasta katsottuna Auringon puoleisella suunnalla 1,5 miljoonan kilometrin etäisyydellä Lagrangen pisteessä.
Sen tarkoituksena on tutkia Aurinkoa syvältä ytimestä alkaen aina uloimpaan kaasukehään saakka sekä koronaa ja aurinkotuulta.
SOHOn tutkimus auttaa meitä ymmärtämään paremmin Auringon ja Maan lähiympäristön vuorovaikutuksia. Tulosten toivotaan selventävän mekanismia mm. koronan kuumenemista ja aurinkotuulen hiukkaskiihdytystä.
Auringon sisäosissa syntyy ääniaaltoja, jotka syntyvät konvektiokerroksessa tai pinnan roihuilun seurauksena. Pinnan värähtelyjen avulla voidaan tutkia esim. pinnanalaisen plasman virtauksia.
Ääniaallot aiheutuvat energiasta, joka nousee Auringon ytimestä ja liikuttaa pinnan läheistä plasmaa. Kaasun liikkeet aiheuttavat paine-eroja, joiden seurauksena ääniaallot syntyvät.
Ääniaallot etenevät erinomaisesti kaasussa ja koska Aurinko on kaasupallo, on helioseismologia nykyään keskeinen tutkimusmenetelmä Auringon sisäosien tutkimuksessa. Helioseismologia on periaatteessa samankaltainen tutkimusmenetelmä kuin kotoinen seismologia.
Tulokset osoittavat, että sekä konvektiokerroksen pohjalla, että lähellä pintaa esiintyy voimakkaan differentiaalirotaation alueita, joilla uskotaan olevan tärkeä merkitys Auringon magneettikentän synnyssä.
Dynamomallin tulevaisuus
Auringonpilkkusyklin pituus näyttäisi korreloivan positiivisesti maapallon ilmakehän globaalin lämpötilan kanssa, kun samalla Auringon magneettikenttä on havaintojen mukaan 1900-luvun aikana kaksinkertaistunut.
Tällä hetkellä Auringon magneettikenttä ei näyttäisi voimistuvan vaan pikemminkin päinvastoin, joten tämänhetkisenä haasteena on kehittää dynamomalli luotettavaksi seuraavia auringonpilkkusyklejä ennustavaksi työkaluksi, sillä jos pienikin yhteys Auringon magneettisuuden ja ilmastonmuutoksen kanssa todistetaan, tulee dynamotoiminnasta myös poliittisesti kiehtova fysiikan ilmiö.
Seuraavana Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa on vuorossa Helsingin yliopiston dosentti Eero Rauhala, joka kertoo aiheesta Mitä fysiikka kertoo todellisuudesta. Esitelmä on Kirkkonummen koulukeskuksen auditoriossa tiistaina 22.4. klo 18.30 alkaen. Vapaa pääsy.
Seppo Linnaluoto