Klikkaa kuvaa!
Fil. tri Thomas Hackman esitelmöi Kirkkonummella. Kuva Seppo Linnaluoto.
Kirkkonummen Komeetan esitelmäsarjassa oli vuorossa fil. tri Thomas Hackman, jonka aiheena oli tähtien magneettinen aktiivisuus. Esitelmä pidettiin 11.5. Kirkkonummen koulukeskuksen auditoriossa. Helsingin yliopiston Vapaan sivistystyön toimikunta rahoitti esitelmän. Esitelmällä oli noin 30 kuulijaa.
Klikkaa kuvaa!
Fil. tri Thomas Hackman esitelmöi Kirkkonummella. Kuva Seppo Linnaluoto.
Auringon ja muiden tähtien magneettinen aktiivisuus ilmenee mm. pilkkuina ja koronana. Auringon aktiivisuus vaikuttaa monella tavalla maapalloon. FT Thomas Hackman Helsingin yliopistosta kertoi mistä Auringon ja muiden tähtien aktiviisuus johtuu, miten sitä voidaan havaita ja mitä hyötyä tutkimustyöstä on.
FT Thomas Hackman toimii tähtitieteen tutkijana Helsingin yliopiston Fysiikan laitoksella. Hänen erikoisalansa on tähtien aktiivisuus ja optinen spektrometria.
Mikä on tähti
Tähdet ovat suuria kaasupalloja, joissa on noin 2/3 vetyä ja noin 1/3 heliumia. Kaikkia muita alkuaineita on korkeintaan muutama prosentti. Tämä on aivan luonnollista, koska vety ja helium ovat kaikkein kevyimpiä ja yksinkertaisimpia aineita. Ne ovat myös maailmankaikkeuden alkuperäistä ainetta, valtaosa muista alkuaineista on syntynyt tähdissä.
Koska tähdet ovat suuria, niissä on korkea lämpötila. Koska kaasu on kuumaa, aine on plasman muodossa.
Jos kappale on riittävän suuri, lämpötila keskustassa nousee tarpeeksi korkeaksi ydinreakstioille. Tällöin kappaleesta tulee tähti.
Tähdet ovat (likimain) hydrostaattisessa tasapainossa. Painovoima pyrkii painamaan kaasua kohti tähden keskipistettä, mutta kaasun paine pyrkii laajentamaan sitä. Nämä kaksi voimaa ovat tasapainossa joka kohdassa tähteä.
Ydinreaktiot tapahtuvat yleensä tähden keskustassa (myöhäisissä kehitysvaiheissa myös muissa osissa tähteä). Energia siirtyy ulos joko säteilemällä (radiatiivisesti) tai konvektiolla eli kaasuvirtausten mukana.
Auringon tapauksessa sisäosa on radiatiivinen ja ulko-osa konvektiivinen.
Kaavakuva Auringosta.
Aurinko
Aurinko syntyi 5 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 Kuun etäisyyttä suurempi.
Aurinko silloin, kun siinä oli runsaasti pilkkuja. Pilkussa magneettikenttä
estää kuumaa kaasua nousemasta pintaan.
Auringon keskipisteessä lämpötila on 15 miljoonaa astetta. Aurinko tuottaa siellä energiansa siten, että vety muuttuu heliumiksi. Neljä miljoonaa tonnia ainetta muuttuu joka sekunti energiaksi.
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 samantapainen kuin kiehuvassa kattilassa.
Muutaman sadan kilometrin paksuisessa fotosfäärissä Auringon kaasu muuttuu lopulta läpinäkyväksi ja säteily pääsee valon nopeudella ympäristöön. Fotosfäärin lämpötila on enää noin 5800 celciusastetta.
Aurinko pyörii ympäri hyvin hitaasti, kerran noin neljässä viikossa. Koska Aurinko on kaasupallo, sen eri osat pyörivät eri nopeudella. Auringon ekvaattori pyörii napaseutuja nopeammin. Myös syvyyssuunnassa nopeus vaihtelee.
Klikkaa kuvaa!
Fil. tri Hackmanin esitelmä kuunteli n. 30 henkeä. Kuva Seppo Linnaluoto.
Tähtien magneettikentät
Kuumien tähtien magneettikentät voivat olla hyvin voimakkaita ja pysyviä.
Viileämmillä tähdillä kuten Auringolla ei pinnalla ole muuttumattomia magneettikenttiä, vaan pinnan läpi tunkeutuvat magneettikentät vaihtelevat ja voivat olla hyvin paikallisia.
Auringon magneettisella aktiivisuudella on monia ilmenemismuotoja. On auringonpilkkuja, plage-alueita, protuberansseja sekä flare- ja koronapurkauksia.
Auringonpilkussa kylmempi pinta-alue muodostuu kun magneettikenttä estää kuumaa kaasua nousemasta pintaan. Magneettikenttä pilkussa huomataan spektrin Zeemanin ilmiöstä. Siinä spektriviiva hajoaa useaksi komponentiksi.
Avaruusobservatorio SOHO on tutkinut vuodesta 1995 monipuolisesti Aurinkoa.
Monien muuttuvien tähtien kirkkauden muutokset voivat johtua magneettisesta aktiivisuudesta. Esim. jos tähdessä on suuri pilkku, sen kirkkaus muuttuu kun tähti pyörii. Myös spektri muuttuu tähden pyöriessä.
Tähtien magneettista aktiivisuutta tutkitaan juuri havaitsemalla pilkkujen aiheuttamia muutoksia kirkkaudessa ja spektreissä. Spektrihavaintoja voi esimerkiksi hyödyntää Doppler-kuvauksessa, jossa tähden spektrin muuttumisesta voidaan laskea pintakuva tähdestä. Tähdistä on muuten yleensä mahdotonta saada pintakuvia niiden suuren etäisyyden vuoksi. Yhdistämällä vielä polarisaatiohavaintoja spektrihavaintoihin voidaan jopa kartoittaa tähtien magneettikenttiä.
Nuori Aurinko on pyörinyt nopeasti ja sillä on ollut voimakas magneettinen aktiivisuus.
Onko tutkimuksesta hyötyä?
Kun saadaan enemmän tietoa eri tähtien magneettisesta aktiivisuudesta, saadaan kehitettyä parempia malleja. Ja niiden perusteella saadaan ennustettua paremmin Auringon aktiivisuutta. Auringon aktiivisuus taas vaikuttaa maapalloon ja sen ilmastoon.
Seppo Linnaluoto
Thomas Hackman