Auringonpilkku

Aurinko pilkkuineen 22. kesäkuuta 2004.

Auringonpilkku on Auringon pinnassa eli valokehässä näkyvä tumma alue. Pilkut näyttävät tummilta niitä ympäröivää kuumaa, valtavan kirkasta valokehää vasten, sillä viileämmän kaasun pintakirkkaus on pienempi kuin kuumemman.

Suuren auringonpilkun lämpötila on 4 000–5 000 °C. Pilkut aiheutuvat voimakkaista paikallisista magneettikentistä, ja niitä voi esiintyä joko yksin tai ryhminä. Ne näyttävät liikkuvan fotosfäärissä, koska Aurinko pyörii akselinsa ympäri. Pilkun ympäristöä alhaisempi lämpötila johtuu magneettikentästä, joka estää konvektion eli lämmön vaikutuksesta sisältä nousevat kaasuvirtaukset.

Esiintyminen ja rakenne

Suuri auringonpilkku näkyy jopa katsottaessa Auringon pintaa paljain silmin paksun sumun läpi. Aurinkoa ei saa koskaan katsoa suoraan kiikarilla tai kaukoputkella tai tuijottaa paljain silmin. Auringonpilkut ovat pyöreähköjä tai soikeita, mutta muodoltaan hyvin epäsäännöllisiä. Ne ovat kuoppia Auringon pinnassa, ja niiden kohdalla on laskuvirtaus.

Pilkun koko on keskimäärin 10 000 km (2 500–50 000 km) eli ne ovat planeettojen kokoisia. Pilkkujen elinikä vaihtelee muutamasta päivästä kuukausiin siten, että suuret pilkut ovat pitkäikäisempiä. Suuret pilkut voivat olla 200 000–300 000 kilometrin kokoisia ja kestää jopa 200 vuorokautta. Pienet pilkuntapaiset ilmiöt, huokoset, voivat olla 2 500 km:n kokoisia ja kestää alle tunnin. Pilkuista voidaan usein erottaa syvä tumma umbra ja sitä ympäröivä vaaleampi osa, penumbra. Myös muilla tähdillä on auringonpilkkuja vastaavia "tähdenpilkkuja", jotka saattavat olla hyvinkin suuria tähden kokoon nähden.

Auringonpilkun tumman keskusosan umbran lämpötila on 4 300–4 500 K ja puolitumman reunuksen penumbran lämpötila hieman yli 5000 kelviniä. Penumbrassa on pilkun keskustasta ulospäin osoittavaa kuitumaista rakennetta, fibrillejä. Fibrillirakenne näkyy pilkun keskustasta katsoen säteittäisinä tummempina ja vaaleampina alueina. Umbrassa magneettikenttä on suunnilleen pystysuora, penumbrassa vaakasuora. Pilkun lämpötila alenee normaalista pinnan 5 800 K:sta jopa 1 500 (–2 500?) kelviniä. Auringonpilkun aiheuttava magneettinen häiriö ulottuu ainakin kaksi kertaa penumbran läpimitan alapuolelle. Auringonpilkku itse on noin sadan kilometrin syvyinen kuoppa Auringon pinnassa.

Auringonpilkut ovat magneettikentän napoja ja esiintyvät usein pareina, jotka ovat vaakasuorassa Auringon pyörimiseen nähden. Pyörimisen mukana edellä kulkevalla pilkulla on toinen napaisuus kuin jäljessä tulevalla. Pilkun magneettikenttä on 0,4 teslaa, jopa 1 tesla. Auringonpilkkuihin liittyvät magneettikentät aiheuttavat flareja eli roihuja ja muita Auringon purkauksia.

Luokittelu

• alfa: yksinapainen pilkku
• beta: moninapainen laaja pilkku, napaisuudet täysin erillään
• beta-gamma: kaksinapainen pilkkuryhmä, jossa ei ole tasaista rajaa napaisuuksien välillä
• gamma: positiiviset ja negatiiviset pilkut hajallaan
• delta: vastakkaiset umbrat, samannapaiset penumbrat

Auringonpilkkuluku

Auringon pilkkuisuus kullakin hetkellä ilmoitetaan auringonpilkkuluvulla, joka on auringonpilkkujen määrää kuvaava luku.

Zurichin auringonpilkkuluku

$Z = C ( s + 10 g )$

jossa

s = yksittäisten pilkkujen määrä

g = pilkkuryhmien määrä

C = havainto-olosuhteista riippuva vakio

Auringonpilkkujakso

Rekonstruktio auringonpilkkujen määrän vaihtelusta 11 400 vuoden aikana.

Kaavio auringonpilkkujen esiintymisestä.

Auringonpilkkujen runsaus vaihtelee keskimäärin 11 vuoden jaksoissa, ja niiden määrä vaikuttaa maan päällä muun muassa radioyhteyksien olosuhteisiin. Jakson pituus voi vaihdella 7–17 vuoden välillä ja on keskimäärin 10,5 vuotta. Auringon aktiivisuus vaikuttaa ilmeisesti myös maapallon lämpötilaan ja otsonikerrokseen. Erityisesti Auringon aktiivisuus vaikuttaa kosmiseen säteilyyn ja hiili-14:n muodostumiseen. Vaikka pilkut ovat tummia, suurempi pilkkujen määrä merkitsee silti suurempaa aktiivisuutta ja suurempaa säteilyä ja kirkkaampaa Aurinkoa, koska pilkkuja ympäröivät alueet ovat aktiivisempia ja kirkkaampia.

Auringonpilkkujakson alussa pilkut ilmestyvät leveysasteelle 40 ja vaeltavat jakson edetessä kohti Auringon päiväntasaajaa. Muilla tähdillä on havaittu spektrimittauksissa auringonpilkkujaksoja muistuttavia muutoksia. Jo 1800-luvulla Charles A. Young löysi Auringosta ionisoituneen kalsiumin H- ja K-emissioviivat. Myöhemmin huomattiin nämä viivat vahvemmiksi Auringon magneettisesti aktiivisten alueiden yllä. Vuonna 1913 Gustav Eberhard ja Karl Schwarzschild löysivät H- ja K-viivat muilta tähdiltä, ja väittivät, että muiden tähtien mahdolliset pilkkujaksot näkyisivät näissä viivoissa. He eivät ehtineet tutkia väitettään. Vuonna 1966 Olin Wilson alkoi tutkia muiden tähtien mahdollisia pilkkujaksoja mittaamalla H- ja K-viivoja, ja monen vuoden tutkimuksen jälkeen löysikin pilkkukasoja rahoittajien ajoittaisesta pessimismistä huolimatta.

Näitä jaksoja voi kutsua tähdenpilkkujaksoiksi tai aktiivisuuskierroksi eli aktiivisuussykleiksi. Mitä nuorempi ja aktiivisempi tähti on, sitä voimakkaammat kalsiumin H- ja K-emissioviivat sillä on. Auringolla voimakkaat H- ja K-viivat tulevat kromosfääristä (Auringon kaasukehästä) pilkkujen yltä. Joillakin tähdillä H- ja K-viivojen voimakkuus vaihtelee noin vuoden jaksoissa, esim. HD 101501:llä. Toisilla tähdillä muutokset muistuttavat Auringon muutoksia, esimerkiksi HD 193095:llä on noin 7–8 vuoden jakso. Joillakin tähdillä, esim. HD 3795:llä, ei tapahdu lainkaan jaksollisia muutoksia spektriviivoissa.. Nuoret tähdet pyörivät nopeammin ja silloin niiden dynamo tuottavaa lyhyen, epäsäännöllisen aktiivisuusjakson. Kun tähti vanhenee, siitä poistuu ajan mukana impulssimomenttia pois, ja sen pyörimisliike hidastuu. Pilkkujakso pitenee ja muuttuu säännölliseksi. Lopulta pilkkujakso häviää. Samanikäiset Aurinkoa kevyemmät tähdet ovat magneettisesti "nuorempia", ja silloin niiden pilkkujakso säilyy luultavasti epäsäännöllisenä pidempään.

Syntyminen

Auringonpilkkujen synty liittyy Auringon magneettikenttään, joka syntyy Aurinkoon konvektiovirtauksissa dynamoteorian mukaisesti. Auringon aine on täysin ionisoitunutta eli sähköistä, joten siinä voi syntyä voimakkaita sähkö­virtoja ja magneettikenttiä kaasun virtauksen vaikutuksesta. Auringon energia syntyy sen ytimessä vedyn palaessa fuusioreaktiossa. Energia siirtyy ulospäin aluksi lähinnä säteilemällä. Auringon konvektiivinen kerros on ulompi kerros, jossa energia siirtyy ulospäin kaasun virtauksissa.

Auringonpilkkujakso liittyy magneettikentän vaihtumiseen pituuspiirien suuntaisesta leveyspiirien suuntaiseksi. Magneettikenttä syntyy konvektiovirtauksen pyörteisyydestä eli turbulenssista. Aurinko pyörii nopeammin päiväntasaajalla kuin navoilla: päiväntasaajalla yksi pyörähdys vie 25 päivää ja navoilla 29. Aluksi auringonpilkkuminimissä Auringolla on kaksinapainen magneettikenttä, jonka voimaviivat kulkevat Auringon pituuspiirin suunnassa. Auringon erilainen pyöriminen eri leveysasteilla, differentiaalirotaatio, venyttää magneettiset voimaviivat ensin V:n muotoisiksi siten, että V:n kärki osoittaa päiväntasaajalla Auringon pyörimissuuntaan. Magneettikenttä "jäätyy" kiinni aurinkoaineeseen. V:n kärki venyy pitkäksi sormea muistuttavaksi kärjeksi. Näin aluksi suorat magneettikentän viivat muistuttavat lopulta spiraaleja, jotka peittävät Auringon pintaa. Aluksi päiväntasaajaa vastaan pystysuorat voimaviivat muuttuvat lähes vaakasuoriksi viivojen venyessä differentiaalirotaation takia. Auringon edelleen pyöriessä kentän voimaviivat lähestyvät toisiaan. Magneettikentän viivojen tihentyminen vahvistaa magneettikenttää.

Auringon pinnan alle syntyy kenttäviivojen tihentyessä putkimaisia tai lankamaisia magneettikenttärakenteita, joita syntyy ja kuolee jatkuvasti. Magneettiputki pyrkii kyllin vahvistuttuaan nousemaan Auringon sisuksista pintaa kohti, koska sen sisäinen magneettikenttä harventaa siinä olevaa kaasua.

Joillain alueilla käy niin, että monia pystysuoria lankamaisia kenttiä kietoutuu yhteen, jolloin syntyy köyttä muistuttava, pitkäikäinen rakenne, auringonpilkku.

Lopussa Auringon kaksinapainen kenttä kääntyy vastakkaiseksi. Auringonpilkuissa esiintyy jopa 0,45 teslan magneettikenttiä.

Riippuvuus Auringon pyörimisnopeudesta

Auringonpilkkujakson pituus riippuu Auringon pyörimisnopeudesta. Teorioiden mukaan Auringon pyöriminen on hidastunut huomattavasti ajan mukana. Pyörimistä ovat hidastaneet auringon magneettikenttä ja Auringosta puhaltava hiukkasvirta, aurinkotuuli. Lähitähtiä tutkimalla tiedetään joillakin nuorilla nopeasti pyörivillä tähdillä olevan auringonpilkkujaksoja, jotka ovat vain noin vuoden mittaisia ja epäsäännöllisiä. Toisaalta joillakin Aurinkoa vanhemmilla hitaasti pyörivillä tähdillä ei havaita spektriviivoista auringonpilkkujaksoja lainkaan. Aurinkoa kylmemmän pääsarjan tähden konvektiivinen kerros on paksumpi mutta virtaus siinä hitaampaa. Tällainen Aurinkoa vanhempi hitaasti pyörivä tähti voi olla Aurinkoa magneettisesti aktiivisempi ja "nuorempi".

Vaikutus säähän ja ilmastoon

Joidenkin tutkijoiden mukaan Auringon aktiivisuus, varsinkin oletettu pitkä 80-vuotinen jakso vaikuttaa ilmastoon. Auringonpilkkujaksojen ja sään välille ei ole selitetty fysikaalista mekanismia, vain tilastollisia vastaavuuksia, jotka nekin perustuvat varsin lyhyisiin havaintosarjoihin.

Sanotaan että kun auringonpilkkuja on vähän, sää on kolea ja sateinen Suomen leveyksillä 50. leveyspiirin pohjoispuolilla. Kun auringonpilkkuja on paljon, on lämmintä. Auringonpilkkujen aiheuttamat muutokset perustuvat ehkä niiden mukana vaihtelevan ultraviolettisäteilyn aiheuttamiin muutoksiin otsonikerroksessa. Lämpiminä kausina pohjoisia leveyksiä lämmittävät lisääntyneet pohjois-eteläsuuntaiset virtaukset. Tällöin auringon aktiivisuuden vaihtelut muuttavat suursäätiloja.^lähde?

Ns. Maunderin miniminä tunnetaan ajanjakso 1645–1715, kun auringonpilkut olivat hyvin harvinaisia. Sama ajanjakso tunnetaan myös niin sanottuna pienenä jääkautena, jolloin Eurooppa ja Pohjois-Amerikka kärsivät kylmistä talvista. Maapallo on saattanut viiletä tuolloin jopa yhden asteen. Erikoisesti vuodet 1695-1697 tunnetaan Suomessa suuren nälänhädän vuosina, jolloin huomattava osa kansasta kuoli nälkään ja tauteihin.

Katso myös

• Avaruussää
• Auringon aktiivisuus
• Magneettinen myrsky

Aiheesta muualla

• Auringossa tapahtunut valtaisa hiukkaspurkaus Ilmatieteen laitos 21.1.2005
• Voimakas magneettinen myrsky on raivonnut jo viisi päivää Ilmatieteen laitos 27.7.2004
• Esitelmä auringonpilkuista Kirkkonummen Komeetta ry 3.4.2007
• Solar Cycle Progression The National Oceanic and Atmospheric Administration 8.5.2009 (englanniksi)