Ilmiö Auringossa: Auringonpilkut – Magneettikenttien ilmentymät fotosfäärissä

KAK – Tässä avausartikkelissa käsittelen auringonpilkkuja – kenties tunnetuinta merkkiä Auringon magneettisesta aktiivisuudesta ja keskeistä indikaattoria sen sykliselle luonteelle. Vaikka pilkut ovat olleet havaintojen kohteena vuosisatoja, niiden fysikaalinen luonne avautuu magnetohydrodynamiikan (MHD) periaatteiden kautta.

 

Auringonpilkkuryhmiä Auringon pinnalla. Kuten tästä kuvassa näkyy, että auringopilkut ja niiden muodostavat ryhmät ovat kukin aivan omanlaisiaan. Tuskin kahta samanlaista löytyy, ellei lukuun lasketa yhdestä ainoasta suuresta pilkusta muodostunutta pilkkuryhmää. Tämä kuva on otettu näkyvällä ja laajakaistaisella aallonpituusalueella, vastaten suunnilleen sitä näkymää, jonka paljain silmin (muista kuitenkin aurinkosuodatin) kaukoputkella voi nähdä. Kuva © Kari A. Kuure.

 

Mitä auringonpilkut ovat ja missä ne sijaitsevat?

Auringonpilkut ovat väliaikaisia, tummina erottuvia muodostumia Auringon näkyvällä pinnalla, fotosfäärissä. Fotosfääri on se noin 5 800 Kelvinin (n. 5500 °C) lämpötilassa hehkuva kerros, josta suurin osa näkemästämme valosta on peräisin ja jonka pinnalla näkyy tyypillisesti konvektiosolujen muodostama rakeinen kuvio, granulaatio. Pilkut näyttävät tummilta, koska niiden lämpötila on merkittävästi ympäristöään alempi, tyypillisesti noin 4000 – 4500 K (n. 3700 – 4200 °C). Tämä lämpötilaero, vaikka absoluuttisesti pieni Auringon mittakaavassa, riittää tekemään niistä selvästi tummempia kirkasta taustaa vasten.

Rakenteellisesti pilkku koostuu usein tummasta keskuksesta, umbrasta, ja sitä ympäröivästä, hieman vaaleammasta ja säikeisestä penumbrasta.

 

Yksittäisessä auringonpilkkuryhmässä voi olla monenlaisia pilkkuja. Suurikokoisimmissa on yleensä tumman umbran lisäksi myös penumbra, jotka näkyvät vaaleampina tässä kuvassa. Pienemmissä pilkuissa yleensä penumbraa ei ole. Suurimmissa pilkuissa voi näkyä myös ns. valosiltoja, jollainen tämänkin ryhmän suurimassa pilkussa on kaksikin. Valosillat ovat plasmaputkia, jotka kurottuvat pilkun reunalta toiselle. Kuva © Kari A. Kuure.

Fysikaalinen perusta: Magneettikentän ja konvektion vuorovaikutus

Auringonpilkkujen olemassaolon avain on voimakas, paikallisesti keskittynyt magneettikenttä. Nämä kentät ovat peräisin Auringon sisäisestä dynamosta ja nousevat pintaan magneettisina vuoputkina. Fotosfäärissä pilkun umbrassa magneettikentän voimakkuus voi olla 0,2 – 0,4 Teslaa, mikä on tuhansia kertoja Maan magneettikenttää (noin. 50 000 nT) voimakkaampi.

Tämä intensiivinen magneettikenttä vaikuttaa Auringon plasman liikkeisiin magnetohydrodynamiikan lakien mukaisesti. Erityisesti se estää tehokkaasti konvektiota – kuuman plasman nousua Auringon sisältä ja jäähtyneen plasman laskeutumista – joka on pääasiallinen energiansiirtomekanismi Auringon ulommissa kerroksissa. Magneettinen paine vastustaa plasman liikettä (etenkin kohtisuoraan kenttäviivoja vastaan), hidastaen energiansiirtoa pilkun alueella ja aiheuttaen sen jäähtymisen. Umbrassa magneettikenttä on pääosin pystysuora, kun taas penumbrassa kenttäviivat ovat kaltevampia ja haarautuvat ulospäin, mikä selittää sen säikeisen rakenteen.

Magneettinen luonne, koko ja elinkaari

Pilkkujen magneettisuus ilmenee myös niiden esiintymisessä: ne muodostavat usein aktiivisia alueita, joissa on useita pilkkuja. Yksinkertaisimmat ovat bipolaarisia ryhmiä, joissa on kaksi pääpilkkua vastakkaisilla magneettisilla polariteeteilla (kuin magneetin N- ja S-napa). Niiden järjestys ja kallistuskulma noudattavat tiettyjä sääntöjä:

• Halen laki: Samalla Auringon pallonpuoliskolla tietyn syklin aikana edellä kulkevilla (Auringon pyörimissuunnassa) pilkuilla on sama magneettinen polariteetti, ja tämä polariteetti on vastakkainen toisella pallonpuoliskolla. Polariteetit vaihtuvat päinvastaisiksi seuraavan syklin alkaessa.
• Joyn laki: Bipolaaristen ryhmien akseli on tyypillisesti kallellaan siten, että edellä kulkeva pilkku on lähempänä päiväntasaajaa.

Pilkkujen koko vaihtelee pienistä huokosista (pores), jotka ovat granulaatiosolujen kokoluokkaa, valtaviin komplekseihin, joiden läpimitta voi olla yli 100 000 km – useita kertoja Maapallon halkaisija. Elinkaari vaihtelee päivistä (pienet pilkut) jopa kuukausiin (suuret, monimutkaiset ryhmät). Pilkut hajoavat tyypillisesti fragmentoitumalla ja magneettivuon hajaantuessa.

Indikaattorina Auringon syklisyydelle

Auringonpilkkujen määrä ja sijainti vaihtelevat systemaattisesti noin 11 vuoden jaksoissa (Schwaben sykli). Syklin alussa (aurinkominimi) pilkkuja on vähän tai ei lainkaan. Uuden syklin alkaessa pilkkuja alkaa ilmestyä keskileveysasteille (n. 25–30 astetta pohjoista ja eteläistä leveyttä). Syklin edetessä kohti maksimia pilkkujen määrä kasvaa ja niiden esiintymisalue siirtyy lähemmäs päiväntasaajaa. Tätä ilmiötä kuvaa kuuluisa perhoskuvio (Maunderin perhoskuvio), kun pilkkujen leveysaste piirretään ajan funktiona. Koska magneettiset polariteetit vaihtuvat joka syklin jälkeen (Halen laki), täysi magneettinen sykli (Halen sykli) kestää noin 22 vuotta.

Yhteenveto

Auringonpilkut ovat enemmän kuin vain kosmeettisia virheitä Auringon pinnalla. Ne ovat suoria ilmentymiä Auringon voimakkaista, syklisesti muuttuvista magneettikentistä ja keskeisiä tekijöitä sen aktiivisuudessa. Niiden tutkiminen auttaa ymmärtämään Auringon sisäistä dynamoa, magnetohydrodynamiikan periaatteita ja Auringon vaikutusta avaruussäähän, sillä aktiiviset alueet pilkkujen ympärillä ovat usein auringonpurkausten ja koronan massapurkausten (CME) syntypaikkoja.