Ilmiö Auringossa: Kun pilkun voi nähdä paljain silmin

KAK – Aurinko, tuo tuttu valon ja lämmön lähde taivaallamme, näyttää useimmille meistä tasaisen kirkkaalta kiekolta. Kuitenkin sen pinta on jatkuvassa myllerryksessä, ja joskus siellä tapahtuvat ilmiöt ovat niin valtavia, että ne voivat rikkoa tämän tasaisuuden kuvan – jopa ilman kaukoputkea. Puhumme nyt niistä harvinaisista, mutta sitäkin vaikuttavimmista kerroista, kun auringonpilkku tai pilkkuryhmä kasvaa niin suureksi, että sen voi havaita paljain silmin.

Tämä pilkkuryhmä AR 12780 (kuvan alaosassa) sijoittuu sijalle 24. suurimpien pilkkuryhmien sarjassa. Kokoa tällä on 1280 MSH (miljoonasosaa). Kuva © Kari A. Kuure.

Jotta auringonpilkku erottuisi ihmissilmällä (turvallisen suodattimen läpi), sen on oltava huomattavan kookas. Silmän erotuskyky asettaa rajat. Yleisenä nyrkkisääntönä voidaan pitää, että pilkun tai etenkin sen tummimman osan, umbran, läpimitan tulisi olla vähintään noin 30 000 – 40 000 kilometriä. Tämä vastaa noin 2,5 – 3 kertaa maapallon halkaisijaa! Usein näkyvä kohde ei olekaan yksi pyöreä pilkku, vaan laaja ja monimutkainen pilkkuryhmä, jonka koko voi olla vieläkin suurempi.

Tähtitieteessä pilkkujen kokoa mitataan usein yksikössä MSH (Millionths of Solar Hemisphere), eli miljoonasosina Auringon näkyvän pallonpuoliskon pinta-alasta. Paljain silmin näkyvän ryhmän pinta-ala voi olla helposti 700 – 1000 MSH tai enemmän. Mittaushistorian suurin pilkkuryhmä on AR 12192, joka savutti 2 750 MSH koon lokakuun 27. 2014.

Historia tuntee useita tapauksia valtavista auringonpilkuista:

• Carringtonin tapahtuma (1859): Richard Carrington havaitsi valtavan pilkkuryhmän ja samalla ensimmäistä kertaa dokumentoidusti valkoisen valon auringonpurkauksen. Ryhmä oli selvästi nähtävissä paljain silmin ja se liittyi yhteen voimakkaimmista tunnetuista geomagneettisista myrskyistä.
• Suuri auringonpilkku (1947): Tämä on yksi suurimmista koskaan valokuvatuista pilkkuryhmistä, saavuttaen yli 4 000 MSH koon (joidenkin arvioiden mukaan jopa 6 000 MSH).
• Viimeaikainen esimerkki: Nykyisessä auringonpilkkujaksossa 25, pilkkuryhmä AR 13664 toukokuussa 2024 oli poikkeuksellisen suuri ja aktiivinen. Kuten muistetaan, se sai aikaan todella voimakkaan magneettisen myrskyn toukokuun 10. illasta alkaen. Olen käsitellyt tätä tapahtumaa yksityiskohtaisesti ylläpitämässäni Avaruusmagasiinissa.

Toukokuun 2024 "Äitienpäivämyrskyn" aiheuttanut pilkkuryhmä on oikealla alhaalla ja se on varustettu tunnuksella 3664. Tämä kuva on otettu noin 30 tuntia ennen suurta purkausta. Kuva © Kari A. Kuure.

Miksi pilkut kasvavat jättiläisiksi?

Auringonpilkkujen synty liittyy voimakkaiden magneettisten vuoputkien nousuun Auringon konvektiovyöhykkeestä pintaan. Miksi jotkut näistä putkista muodostavat niin valtavia ja pitkäikäisiä rakenteita, ei ole täysin selvää, mutta siihen vaikuttavat todennäköisesti:

• Alkuperäisen magneettivuon voimakkuus: Syvemmältä Auringosta nouseva, poikkeuksellisen suuri ja vahva magneettinen köysi voi muodostaa laajan aktiivisen alueen.
• Nousuolosuhteet: Jos magneettikenttä pääsee nousemaan suhteellisen vakaasti ja ehjänä pintaan ilman välitöntä pirstoutumista pienemmiksi osiksi, se voi muodostaa suuren, yhtenäisemmän rakenteen.
• Yhdistyminen: Joskus useampi lähekkäin nouseva magneettikenttä voi yhtyä pinnalla tai sen alla, muodostaen laajemman ja monimutkaisemman kompleksin.
• Aurinkodynamo: Pohjimmiltaan kyky tuottaa näin voimakkaita magneettikenttiä liittyy Auringon sisäisen dynamon tehokkuuteen kyseisessä syklissä ja paikassa.

Näkyvyyden ja pilkkuryhmän kesto

Vaikka jättiläispilkku tai -ryhmä ilmestyisi Auringon kiekolle, se ei ole siellä ikuisesti. Auringon pyörähdys akselinsa ympäri (keskimäärin n. 27 vrk Maasta katsottuna) tarkoittaa, että yksittäinen kohta kulkee näkyvän kiekon poikki noin 13 – 14 vuorokaudessa. Paljain silmin näkyvä kohde on siis havaittavissa korkeintaan tämän ajan, jos se säilyttää kokonsa koko ylikulun ajan.

Suuri pilkkuryhmä voi kuitenkin olla paljon pitkäaikaisempi. Suurimmat ja monimutkaisimmat ryhmät voivat säilyä useita viikkoja tai jopa kuukausia (useamman Auringon pyörähdyksen ajan), mutta niiden koko ja muoto muuttuvat jatkuvasti. Ne eivät välttämättä ole paljain silmin nähtävissä koko aikaa, vain suurimman kokonsa ja kehitysvaiheensa ajan.

Nyrkkisääntönä voidaan pitää: mitä suurempi ja magneettisesti monimutkaisempi pilkkuryhmä, sitä todennäköisemmin se on aktiivinen. Erityisesti niin sanotut deltaluokan pilkut, joissa vastakkaiset magneettiset polariteetit (umbra ja penumbra) sijaitsevat hyvin lähellä toisiaan saman penumbran sisällä, ovat otollisia voimakkaille purkauksille.

Valtavat pilkkuryhmät ovatkin usein M- ja X-luokan röntgenpurkausten (voimakkaimmat luokat) ja suurten koronan massapurkausten (CME) lähteitä. Ne ovat siis merkittäviä avaruussään aiheuttajia, ja niiden ilmestyminen on signaali mahdollisesti lisääntyneestä geomagneettisesta aktiivisuudesta myös Maassa (revontulet, satelliittihäiriöt jne.).

Useimmiten paljain silmin nähtävä kohde on laaja pilkkuryhmä, jossa on useita umbria ja laaja yhteinen penumbra. Koko ryhmän kontrasti ja laajuus tekevät sen helpommin havaittavaksi. On kuitenkin mahdollista, että yksittäisen auringonpilkun umbra kasvaa niin suureksi (yli Maapallon kokoiseksi), että sekin voisi teoriassa näkyä pienenä pisteenä – tämä on kuitenkin harvinaisempaa kuin suuren ryhmän näkyminen.

Onko pilkkuryhmä koolla ylärajaa?

Tämä on kiehtova kysymys, johon ei ole yksiselitteistä vastausta. Teoreettista ylärajaa auringonpilkun tai -ryhmän koolle ei tarkasti tunneta. Havaintohistoria antaa meille kuitenkin jonkinlaisen kuvan:

• Suurin mitattu pinta-ala on vuoden 1947 ryhmällä, joka ylsi yli 4 000 – 5 000 MSH:n, vastaten noin 0,4 – 0,5 % Auringon näkyvästä pinta-alasta.
• On mahdollista, että Auringon sisällä voi syntyä vielä suurempia magneettisia rakenteita, mutta fysiikan lait saattavat estää niitä nousemasta pintaan vakaasti tai ne pirstoutuvat noustessaan. Magneettisen nosteen, vakauden ja plasman paineen välinen tasapaino asettaa todennäköisesti käytännön rajoja.

Joten, vaikka emme tiedä absoluuttista maksimia, tiedämme niiden voivan kasvaa todella valtaviksi – moninkertaisiksi maapallon kokoon verrattuna.

Paljain silmin näkyvien pilkkujen tai -ryhmien tilastoja ei ole olemassa. Tällaisten pilkkuryhmien näkyminen kuitenkin keskittyy auringonpilkkujakson aktiivisiin vuosiin, siis noin 3 – 5 vuoden ajalle. Jos iso pilkkuryhmä kehittyy muutaman kuukauden välein, niin silloin jakson aikana niitä voi esiintyä suuruusluokaltaan parikymmentä kertaa. Auringonpilkkujaksot eivät ole kuitenkaan toistensa kopioita, joten vaihtelu on suurta, ja siten myös paljain silmin näkyvien ryhmien esiintyvyys vaihtelee suuresti.

Myös muissa tähdissä on pilkkuja!

Auringonpilkut eivät ole ainutlaatuisia. Tähtitieteilijät ovat havainneet ja tutkineet pilkkuja lukuisilla muillakin tähdillä, ja niitä kutsutaan yleisesti tähtipilkuiksi (starspots). Erityisesti Auringon kaltaisilla tähdillä (G-tyypin pääsarjan tähdet) niiden tutkiminen on auttanut ymmärtämään omaa Aurinkoamme laajemmassa kontekstissa.

Koska tähdet (Aurinkoa lukuun ottamatta) näkyvät meille vain valopisteinä, emme voi suoraan nähdä niiden pinnan yksityiskohtia kaukoputkella samaan tapaan kuin auringonpilkkuja. Havainnot perustuvatkin epäsuoriin menetelmiin:

1. Fotometria (Valonmittaus): Tämä on yleisin tapa. Kun tähti pyörii akselinsa ympäri ja suuri, tumma tähtienpilkku kulkee tähden näkyvän kiekon yli kohti meitä, tähden kokonaiskirkkaus himmenee hieman. Kun pilkku siirtyy kiekon reunalle tai pois näkyvistä, kirkkaus palaa ennalleen. Seuraamalla tähden kirkkauden jaksollisia muutoksia (luomalla valokäyrä), voidaan päätellä pilkkujen olemassaolo, karkea koko, sijainti (pituusaste) ja lämpötilaero ympäröivään pintaan verrattuna. Avaruusteleskoopit kuten Kepler ja TESS ovat olleet erittäin tehokkaita tässä.
2. Spektroskopia:
• Lämpötilaherkät spektriviivat: Hyvin viileissä pilkuissa tietyt molekyylit (kuten titaanioksidi, TiO) voivat absorboida valoa tehokkaammin kuin tähden kuumemmassa osassa. Näiden molekyylien spektriviivojen voimistuminen voi paljastaa suurten, viileiden pilkkujen läsnäolon.
• Zeeman-ilmiö: Tähtienpilkkujen voimakkaat magneettikentät (samoin kuin Auringonpilkuissa) jakavat atomin energiatasoja ja siten myös spektriviivoja. Zeeman-ilmiö aiheuttaa spektriviivojen levenemistä tai jakautumista, jota mittaamalla voidaan arvioida pilkkualueiden keskimääräistä magneettikentän voimakkuutta.
3. Doppler-kuvantaminen: Tämä kehittyneempi tekniikka toimii parhaiten nopeasti pyörivillä tähdillä. Koska tähden eri osat liikkuvat meitä kohti tai meistä poispäin eri nopeuksilla pyörimisen vuoksi, niiden lähettämän valon aallonpituus siirtyy hieman (Doppler-siirtymä). Analysoimalla tarkasti spektriviivojen siirtymiä ja sen muutoksia pyörimisen aikana voidaan rekonstruoida kartta tähden pinnan lämpötilajakaumasta – eli nähdään pilkkujen sijainti ja muoto.

Tähtienpilkut ovat usein suhteellisesti paljon suurempia kuin auringonpilkut. Kun Auringon pinta-alasta on pilkkujen peitossa suurimmillaankin alle 1 %, muilla tähdillä (etenkin nuorilla ja nopeasti pyörivillä) pilkut voivat peittää jopa 10 – 30 % tai enemmänkin tähden näkyvästä pinta-alasta. On puhuttu jopa ”superpilkuista”.

Tähtipilkkujen ja auringonpilkkujen syntymekanismi on hyvin pitkälle samankaltainen. Tähtipilkut ovat ympäröivää fotosfääriä viileämpiä (satoja tai tuhansia Kelvineitä), koska voimakas magneettikenttä estää konvektiota.

Auringonpilkut ovat keskileveyksien eteläpuolella lähellä ekvaattoria. Nopeasti pyörivillä tähdillä ne keskittyvät usein korkeammille leveysasteille, jopa lähelle napoja. Hitaammin pyörivillä, Auringon kaltaisilla tähdillä sijainti voi olla lähempänä Auringon tilannetta.

Tähtipilkkuja havaitaan yleisesti G-tyypin tähdillä. Niiden tähtien, jotka pyörivät suunnilleen samaa vauhtia tai hieman nopeammin kuin Aurinko, pilkkupeitto ja aktiivisuus ovat usein verrattavissa Aurinkoon. Sen sijaan hyvin nuoret ja nopeasti pyörivät G-tähdet voivat olla huomattavasti Aurinkoa aktiivisempia ja niillä voi olla paljon suurempia pilkkuja. Vanhemmilla ja hitaammin pyörivillä G-tähdillä aktiivisuus voi olla Auringon kaltaista tai jopa vähäisempää.

Pitkäaikainen tähtien kirkkauden tai niiden kromosfäärin aktiivisuutta kuvaavien indikaattorien (kuten Kalsium H ja K -viivojen emission) seuranta on paljastanut, että monilla Auringon kaltaisilla tähdillä on aktiivisuussyklejä, jotka muistuttavat Auringon 11-vuotista auringonpilkkujaksoa. Syklien pituudet vaihtelevat tähdestä toiseen, tyypillisesti muutamasta vuodesta muutamaan kymmeneen vuoteen. Jotkut tähdet näyttävät olevan pitkiä aikoja hyvin vähäisen aktiivisuuden tilassa, joka muistuttaa Auringon Maunderin minimiä (kymmenien vuosien ajanjakso 1600-luvun lopulla, jolloin auringonpilkkuja ei juuri ollut).

Tähtienpilkut ovat siis yleinen ilmiö, ja niiden uskotaan syntyvän pohjimmiltaan saman magneettisen mekanismin kautta kuin auringonpilkutkin: tähden sisäisen dynamon luomat voimakkaat magneettikentät nousevat pintaan ja estävät paikallisesti energian kuljetusta konvektiolla. Niiden tutkiminen muilla tähdillä, erityisesti Auringon kaltaisilla, auttaa meitä ymmärtämään tähtien magneettista aktiivisuutta ja dynamoita yleisemmin sekä asettamaan oman Aurinkomme käyttäytymisen laajempaan perspektiiviin.