Aurinkotuuli

Wikipedia
Loikkaa: valikkoon, hakuun
Tämä artikkeli kertoo fysikaalisesta ilmiöstä. Elokuvasta kertoo artikkeli Aurinkotuuli (elokuva).
Aurinkotuuli ja Maan magneettikenttä.

Aurinkotuulella tarkoitetaan Auringon koronasta lähtöisin olevaa hiukkasvirtaa, joka pakenee Auringosta poispäin. Aurinkotuuli koostuu pääasiassa protoneista. Tällaista sähköisesti varautuneista hiukkasista koostuvaa kaasua kutsutaan plasmaksi. Aurinkotuuli kantaa mukanaan myös Auringosta peräisin olevaa magneettikenttää ja muodostaa siten heliosfäärin erilliseksi osaksi aurinkokuntaa ympäröivää avaruutta. Aurinkotuulta ei pidä sekoittaa Auringon säteilypaineeseen, joka on Auringon säteilemien fotonien liikemäärän aiheuttamaa.

Aurinkotuuli ja magnetosfäärin.

Jo 1800-luvulla ja 1900-luvun alussa eräät tutkijat huomasivat Auringon roihupurkausten aiheuttavan Maassa magneettisia häiriöitä ja revontulia. He esittivät, että vaikutuksen välittäjinä voisivat olla roihujen yhteydessä Auringosta avaruuteen syöksyvät hiukkaspilvet. Jatkuvan eli aina puhaltavan aurinkotuulen olemassaolo ennustettiin teoreettisesti 1950-luvulla (E.N. Parker 1958), ja venäläisten Luna 1 mittasi sen ensimmäisenä 1959. Lopullisesti aurinkotuulen olemassaolo hyväksyttiin 1960-luvulla.

Aurinkotuulta vastaava ilmiö tunnetaan myös muilla tähdillä. Tällöin sitä nimitetään tähtituuleksi. Aivan erityisen voimakas tähtituuli on kirkkailla ja suurimassaisilla tähdillä, kuten Wolfin–Rayetin tähdillä. Voimakas tähtituuli aiheuttaa tähden spektriin tyypillisiä P Cygni -profiileja.

Aurinkotuulen fysikaalisia ominaisuuksia[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

  • Koostumus:
    • noin 95 % ioneista on protoneja
    • 4 % alfahiukkasia eli täysin ionisoitunutta heliumia
    • 0,5 % muita ioneja (joita monesti kutsutaan nimellä "vähäisemmät ionit").
    • elektroneja yhtä paljon kuin ioneissa on protoneja yhteensä: aurinkotuuli on sähköisesti neutraalia.
  • Maan radan kohdalla hiukkastiheys on 5 protonia ja elektronia kuutiosenttimetrissä
    • Elektronien ja protonien tiheys vaihtelee yleensä välillä 3–20 cm-3
  • Hiukkasvirta nopeutuu etääntyessään Auringosta ja on keskimäärin 200 km/s 5 Auringon säteen päässä ja 300 km/s 30 auringon säteen päässä.
    • Maan radan kohdalla nopeus on keskimäärin 400 km/s, vaihteluväli 200–900 km/s.
  • Protonien keskimääräinen lämpötila 50 000 K (4 eV)
  • Elektronien keskimääräinen lämpötila 200 000 K (17 eV)
  • Auringon massan menetys eli massakato on 1×109 kg/s, joka vastaa noin viidennestä Auringon fuusioreaktion aiheuttamasta massakadosta.
  • Massakato on 1*10-13 Auringon massaa vuodessa.
  • Kaukaisessa menneisyydessä Auringon massakato oli 1000 kertaa suurempi eli 1×10-10 Auringon massaa vuodessa.
  • Aurinkotuuli tulee Maahan keskimäärin 4,5 vuorokaudessa.
  • magneettikentän voimakkuus Maan radan kohdalla 6 nT (vaihteluväli 1–10 nT)
  • Alfvénin nopeus (magneettisten häiriöitten etenemisnopeus) aurinkotuulessa on 60 km/s (vaihteluväli 30–150 km/s).

Aurinkotuuli irtautuu Auringon kuumasta koronasta, kaasukehän hajaantumisvyöhykkeestä saavuttaen koronan äänennopeuden 200 km/s viiden Auringon säteen päässä. Aurinkotuuli ei ole tasaista, vaan siinä on puuskaisuutta ja myrskyjä. Hidas aurinkotuuli irtautuu Auringon päiväntasaajaa lähellä olevilta alueilta, koska siellä Auringon magneettikenttä muodostaa suljettuja silmukoita, jotka pidättelevät kaasun pakoa koronasta. Nopea aurinkotuuli saa alkunsa Auringon napa-alueilta ja ns. koronan aukoista, sillä siellä magneettikentän kenttäviivat ovat avoimia. Siksi aurinkotuuli on planeettojen ratatason ulkopuolella selvästi nopeampaa, tyypillisesti 600–800 km/s. Jos lähellä Auringon päiväntasaajaa sattuu olemaan koronan aukko, se synnyttää nopean aurinkotuulen puuskia planeettojen ratatasoon Auringon pyörimisen tahdissa.

Aurinkotuuli etenee säteittäisesti suoraan Auringosta poispäin, mutta sen mukanaan kuljettama magneettikenttä on tyvestään kiinni Auringossa. Kun kenttäviivojen tyvet seuraavat Auringon pyörimistä, aurinkotuulen magneettikenttä (jota kutsutaan myös planeettainväliseksi magneettikentäksi) kiertyy spiraaliksi. Mitä kauemmas Auringosta edetään, sitä tiukemmalle spiraali on kiertynyt. Maan radan kohdalla magneettikentän kulma aurinkotuulen etenemissuunnan kanssa on keskimäärin 44°. Sen voimakkuus on Maan radan kohdalla tyypillisesti muutama nanotesla eli kymmenestuhannesosa Maan magneettikentän voimakkuudesta maanpinnalla.

Aurinkotuuli hidastuu äänen nopeutta vastaavaan arvoon 50–100 AU:n etäisyydellä, minkä jälkeen se sekoittuu tähtienväliseen aineeseen. Aurinkotuuli siis synnyttää tähtienväliseen aineeseen eräänlaisen kuplan, jota kutsutaan heliosfääriksi.

Koronan massapurkaukset[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Auringon roihupurkausten yhteydessä Auringon pinnalta irtoaa toisinaan voimakkaasti magnetoitunut plasmapilvi. Tällaista tapahtumaa kutsutaan koronan massapurkaukseksi. Pilvi etenee aurinkotuulen seassa avaruuteen. Voimakkaissa koronan massapurkauksissa magneettiset pilvet syöksyvät usein matkaan muuta aurinkotuulta selvästi nopeammin, jolloin ne muodostavat tuuleen puuskia. Nopeimmillaan pilvi voi edetä Auringosta Maahan vuorokaudessa, yleensä 2–4 vuorokaudessa. Lisäksi pilvien magneettikenttä on usein paljon voimakkaampi kuin aurinkotuulessa muutoin esiintyvä, jolloin ne voivat aiheuttaa Maassa rajuja magneettisia häiriöitä.

Aurinkotuulen vaikutus Maahan[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]

Koska aurinkotuulen hiukkaset ovat sähköisesti varautuneita, Maan magneettikenttä ohjaa tavallisesti suurimman osan aurinkotuulesta maapallon ohitse. Samalla aurinkotuuli litistää Maan magneettikenttää päiväpuolella ja venyttää sitä yöpuolella muotoillen sen magnetosfääriksi. Pieni osa aurinkotuulen hiukkasista pääsee vuotamaan magnetosfäärin sisään, jossa ne voivat jäädä loukkuun esimerkiksi Van Allenin vyöhykkeisiin. Erityisesti voimakkaiden Auringon aktiivisuuspiikkien aikana tai Maan magneettikentän ollessa heikko aurinkotuulen hiukkasia pääsee ilmakehään, missä ne reagoidessaan ilman hapen ja typen kanssa synnyttävät revontulia.

Katso myös[muokkaa | muokkaa wikitekstiä]