Ilmiö Auringossa: Differentiaalinen pyöriminen

KAK – Kun havaitsemme visuaalisesti Aurinkoa, se näyttää usein rauhalliselta ja muuttumattomalta. Kuitenkin pinnan alla tapahtuu jatkuvasti monimutkaisia liikkeitä. Aurinko ei ole kiinteä kappale kuten Maa, vaan pyörivä plasmapallo, jonka eri osat liikkuvat eri tavoin. Tässä artikkelissa keskityn kolmeen keskeiseen Auringon ominaisuuteen: sen erikoiseen pyörimistapaan (differentiaalinen rotaatio), hitaisiin laajamittaisiin virtauksiin (meridionaalikierto) ja tapaan, jolla pidetään kirjaa sen pyörähdyksistä (Carringtonin rotaatio).

Auringon differentiaalinen rotaatio muokkaan pohjois-etelä-suuntaisesta magneettikentästä toroidillisen kentän, jossa magneettivuo voimistuu ja nousee fotosfäärin alapuolelle. Saavutettuaan Auringon pinnan, magneettikenttä puhkaisee sen ja me näemme auringonpilkkujen syntyvän näihin kohtiin. Kuva NASA / IBEX:

Differentiaalinen rotaatio

Kenties hätkähdyttävin piirre Auringon pyörimisessä on sen differentiaalinen rotaatio: Aurinko ei pyöri yhtenä kappaleena, vaan ekvaattoriseutu pyörii nopeimmin (sideerinen jakso n. 25 vrk) ja napa-alueet hitaimmin (sideerinen jakso n. 34–36 vrk). Differentiaalinen pyöriminen ei kuitenkaan ole yksinomaan Auringon ominaisuus, vaan kakki kaasumaiset kappaleet pyörivät tällä tavoin. Tämä on helposti havaittavissa esimerkiksi Jupiterin pyörimisessä. Jupiterin pyörimisen havaitseminen on helppoa siitä syystä, että sen pilvipeitteen yksityiskohdat ovat helposti havaittavissa ja planeetan pyöriminen on nopeaa.

Auringon pinnan pyörimisnopeus eri leveysasteilla on alkuaan määritetty kokemuksen perusteella mutta nykyisin siihen on käytössä tarkempia menetelmiä. Ilmiön havaitsi ensimmäisenä Galileo Galilei seuraamalla auringonpilkkuja liikkeitä. Hän havaitsi, että auringonpilkut liikkuvat nopeammin ekvaattorin läheisyydessä kuin korkeammilla leveysasteilla.

Helioseismisten menetelmin on onnistuutu määrittelemään Auringon pyörimisnopeudet eri kerroksissa ja eri leveysasteilla. Konvektiivisen kerroksen pyörimisnopeudet eroavat Auringon muusta pyörimisestä ja tämä tapahtuu juuri takokliinissa, jossa nykyisen käsityksen mukaan myös Auringon magneettikenttä syntyy.

Nykyään Doppler-mittaukset ja erityisesti helioseismologia antavat tarkan kuvan. Helioseismologia on paljastanut, että differentiaalinen pyöriminen ulottuu koko konvektiovyöhykkeen läpi. Sen alla, säteilyvyöhykkeessä, Aurinko pyörii lähes kuin kiinteä kappale (~27 vrk jakso). Näiden alueiden rajalla, noin 0,7 Auringon säteen syvyydessä, sijaitsee suhteellisen ohut (vain muutama prosentti säteestä) mutta fysikaalisesti merkittävä kerros nimeltä takokliini. Siinä pyörimisnopeus muuttuu erittäin jyrkästi syvyyssuunnassa, luoden voimakkaan leikkausvirtauksen.

Nykyisen käsityksen mukaan differentiaalinen pyöriminen on aurinkodynamon moottori. Se venyttää ja voimistaa Auringon magneettikenttiä. Erityisesti takokliinin voimakas leikkausvirtaus katsotaan olevan pääasiallinen mekanismi, joka kiertää pohjois–eteläsuuntaista magneettikenttää muodostaen voimakkaita itä-länsisuuntaisia (toroidillisia) magneettikentän köysiä Auringon sisälle (ns. omega-efekti). Nämä toroidilliset köydet nousevat magneettisen nosteen vaikutuksesta pintaan ja muodostavat aktiivisia alueita ja auringonpilkkuja.

 

Meridionaalikierto

Differentiaalisen pyörimisen lisäksi Auringossa vaikuttaa hidas ja laajamittainen virtauskuvio, meridionaalikierto.

Kaaviollinen esitys meridionaalivirtauksesta. Kuva Mausumi Dikpati
High Altitude Observatory

Meridionaalisessa kierrossa Auringon pinnalla plasma virtaa ekvaattorilta kohti napoja nopeudella, joka on vain noin 10 – 20 metriä sekunnissa. Se on äärimmäisen hidasta verrattuna pyörimisnopeuteen. Lähellä napa-aluetta virtauksen uskotaan kääntyvän kohti konvektiokerroksen pohjaa ja palaavan ekvaattorin läheisyyteen, muodostaen yhden suuren kiertoliikkeen solun kummallekin pallonpuoliskolle (vaikka myös monimutkaisempia, useamman solun malleja on esitetty). Paluuvirtauksen nopeus ja tarkka reitti ovat vielä epävarmoja. Joka tapauksessa yhteen kierrokseen kuluu aikaa vuosikymmeniä.

Hitaan nopeuden vuoksi havaitseminen on vaikeaa. Menetelmiin kuuluvat pienten magneettisten elementtien tai supergranulaation liikkeiden pitkäaikainen seuranta pinnalla, tarkat Doppler-kartoitukset sekä helioseismiset tekniikat kuten aika-etäisyys-helioseismologia ja rengasdiagrammianalyysi, joilla pyritään kartoittamaan pinnan alaisia virtauksia. Erityisesti syvän paluuvirtauksen havaitseminen on haastavaa.

Meridionaalikierron uskotaan toimivan kuin "liukuhihna": Se kuljettaa hajonneiden aktiivisten alueiden magneettivuota (erityisesti seuraavien pilkkujen polariteettia) kohti napoja. Tämä prosessi on ratkaiseva Auringon globaalin poloidikentän kumoamisessa ja kääntämisessä aurinkopilkkujakson maksimin jälkeen.

Syvä, päiväntasaajalle suuntautuva virtaus saattaa säädellä auringonpilkkujakson pituutta ja "muistia" kuljettamalla magneettista informaatiota syvällä ja vaikuttamalla siihen, milloin ja missä seuraavan syklin aktiivisuus alkaa. Se voi myös vaikuttaa jakson voimakkuuteen.

 

Carringtonin rotaatio

Koska Aurinko pyörii differentiaalisesti, tarvitaan jonkinlainen standardijärjestelmä sen rakenteellisten yksityiskohtien (mm. pilkut) seuraamiseen. Carringtonin rotaatio on tämä järjestelmä.

Tunnettu englantilainen tähtitieteilijä Richard Carrington määritteli järjestelmän 1850-luvulla. Se perustuu keskimääräiseen synodiseen pyörähdysaikaan (siis Maasta havaittuna), joka on 27,2753 vuorokautta. Tämä vastaa sideeristä pyörähdysaikaa (suhteessa tähtiin) 25,38 vuorokautta, mikä on tyypillinen pyörähdysaika noin 16° leveysasteilla.

Synodista jaksoa käytetään, koska se on käytännöllinen Maasta tehtäville havainnoille. On huomattava, että se on viitejärjestelmä, ei minkään tietyn Auringon osan todellinen pyörähdysaika.

Carringtonin rotaatio numeroi Auringon pyörähdyksiä (rotaatioiden laskennan alkupiste on 9.11.1853) ja määrittelee Auringon pituusasteet (longitudi) 0 – 360°. Tätä kirjoittaessani Carringtonin rotaation järjestysluku on 2296. Se alkoi maaliskuun 29. päivänä 2025 kello 19.28 UTC. Seuraava kierros alkaa huhtikuun 26. päivänä kello 1.58.00 UTC aikaan. Voit laskea itse Carringtonin rotaation numeron mille tahansa päivämäärälle tällä laskurilla!

Nollameridiaani määriteltiin sen sijainnin mukaan aloitusajankohtana. Järjestelmä mahdollistaa aktiivisten alueiden, korona-aukkojen jne. sijainnin ja kehityksen seurantaan pitkällä aikavälillä. Sen lisäksi synoptisten karttojen piirtäminen on mahdollista. Kartoissa koko Auringon pinta on piirretty yhdelle kartalle perustuen yhteen Carringtonin rotaatioon. Edelleen: havaintojen vertailu ja data-arkistojen järjestäminen on muita menetelmiä helpompaa.

Carringtonin rotaatio on nimenomaan standardoitu viitejärjestelmä ja keskimääräinen jakso, joka on käytännöllinen yksityiskohtien seuraamiseen. Auringon todellisen, differentiaalisen pyörimisen mittaamiseen ja kuvaamiseen käytetään kuitenkin useita muita menetelmiä ja jaksoja. Tässä lyhyet kuvaukset tärkeimmistä.

Sideerinen pyörähdysaika: Aika, joka kuluu Auringon tietyltä kohdalta tehdä täysi 360 asteen kierros suhteessa kaukaisiin tähtiin. Koska Aurinko pyörii differentiaalisesti, tämä aika riippuu leveysasteesta: ekvaattorilla n. 25 vuorokautta ja napa-alueilla n. 34 – 36 vuorokautta.

Synodinen pyörähdysaika: Aika, joka kuluu Auringon tietyltä kohdalta palata samaan asentoon suhteessa Maahan. Koska Maa kiertää Aurinkoa samaan suuntaan kuin Aurinko pyörii, Maasta katsottuna Auringon kohta näyttää palaavan lähtöpisteeseen hitaammin kuin se todellisuudessa pyörii. Synodinen jakso on siis sideeristä pidempi ja riippuu myös leveysasteesta siten, että ekvaattorilla se on n. 27 vuorokautta ja napa-alueilla n. 36 – 38 vuorokautta. Edellä käsitelty Carringtonin rotaatio (27,2753 vrk) on yksi kiinteä, keskimääräinen synodinen jakso, joka vastaa suunnilleen 16 – 26 asteen leveyttä.

Pinnan yksityiskohtien seuranta

Historiallisesti tärkein menetelmä (ja Carringtonin käyttämä) mittaus ja seuranta tapa perustuu auringonpilkkuihin. Mitataan aika, joka kuluu pilkun tai ryhmän kulkea Auringon kiekon yli tai yhteen täyteen kierrokseen.

Yksinkertaisimmillaan seurataan pilkun sijaintia (pituus- ja leveysaste) päivittäin ja lasketaan sen etenemisnopeus asteina/vrk. Tästä saadaan laskettua jakso tietylle leveysasteelle.

Tässä seurantavassa on omat haasteensa: auringonpilkut eivät ole kiinteitä pisteitä (niillä on omaa liikettä), niiden elinikä on rajallinen, ja ne esiintyvät vain tietyillä leveysasteilla. Lisäksi niitä voi käyttää vaan niille leveysasteille missä pilkku on.

Auringon pilkut eivät ole ainoita yksityiskohtia, jolta voidaan seurata. Auringon pilkkujen ohella voidaan nähdä kirkkaita fakuloita tai magneettikentän keskittymiä. Näidenkin seurannassa on samat haasteet kuin auringonpilkuissa.

Auringon pinnan yksityiskohtia voidaan seurata monissa eri kerroksissa, jotka saadaan näkyviin käyttäen eri aallonpituuksia. Tässä CaK -aallonpituudella (UV) otetussa kuvassa auringonpilkut ja niihin liittyvät aktiiviset alueet ovat selkeästi näkyvissä. Huomaa, että kaikissa aktiivisissa alueissa ei ole auringonpilkkuja. Kuva © Kari A. Kuure.

Yllättäen myös Auringon koronan yksityiskohtia käyttäen voidaan seurata korona-aukkojen tai muiden pitkäikäisten koronan rakenteiden pyörimistä (esim. EUV- tai röntgenkuvista). Napa-alueiden korona-aukot pyörivät usein hitaammin kuin pinta alemmilla leveyksillä.

Lisäksi tutkijoiden käytössä on jo aikaisemmissa tämä blogin artikkeleissa käsiteltyihin menetelmiin perustuvia mittaustapoja. Menetelmät ovat spektroskooppiset Doppler-mittaukset ja helioseismologiset mittaukset.

Valinta siitä, mitä pyörähdysaikaa käytetään, riippuu siis täysin käyttötarkoituksesta: halutaanko standardoitu viitekehys (Carrington), mitataanko tietyn piirteen näennäistä kiertoa Maasta (synodinen tracer-jakso), vai tutkitaanko Auringon todellista fysikaalista pyörimistä pinnalla (Doppler-pohjainen sideerinen) tai sen sisällä (helioseisminen sideerinen)?