Ilmiö Auringossa: Koronat

KAK — Auringon uloin kaasukehä, korona, on yksi aurinkofysiikan keskeisimmistä tutkimuskohteista. Se ulottuu miljoonien kilometrien päähän Auringon pinnasta ja on havaittavissa joko auringonpimennyksen aikana tai erikoislaittein, kuten koronagrafein tai avaruusinstrumentein.

 

K-korona näkyy tässä kuvassa selvästi. Huomaa magneettikentän aiheuttamat kirkkauden vaihtelut etenkin magneettisten napojen läheisyydessä. Ekvaattoriseudulla ja keskileveyksillä näkyy streemejä ja Auringon yläreunassa kohoaa punaisena prominenssi. Prominenssien näkyminen ilman erikoislaitteita on mahdollista vain täydellisen auringonpimennyksen aikana. Tämä auringonpimennys kuvattiin Turkin Belekissä 29. maaliskuuta 2006. Kuva © Kari A. Kuure.

Koronassa esiintyy useita erilaisia rakennepiirteitä, kuten silmukoita, aukkoja ja purkauksia, mutta myös sen säteilyn alkuperä ja koostumus vaihtelevat. Nämä rakennepiirteet liittyvät suoraan Auringon magneettikentän toimintaan. Koronasilmukat näkyvät erityisesti aktiivisilla alueilla, joissa kuuma plasma noudattaa magneettikentän kaarevia voimalinjoja. Korona-aukot puolestaan ovat alueita, joissa magneettikenttä avautuu avaruuteen, ja niistä lähtee usein nopeaa aurinkotuulta.

Kolme koronaa

Auringon korona muodostuu kolmesta erilaisesta koronasta, jotka ovat nekin eri etäisyydellä Auringosta.

K-korona ("kontinuumikorona") syntyy, kun fotosfäärin valo siroutuu vapaista elektroneista koronan plasmassa. Tämä ns. Thomsonin sironta tuottaa jatkuvan spektrin ilman spektriviivoja, ja se on havaittavissa erityisesti auringonpimennyksissä tai koronagrafin avulla. Koska sironta riippuu elektronien lukumäärästä, K-korona antaa tietoa koronan elektronitiheydestä. Sen kirkkaus heikkenee nopeasti etäisyyden kasvaessa Auringosta.

K-koronan rakenteet näkyvät pimennyksissä usein säteittäisinä kirkastumina tai virtaviivaisina juovina, joita kutsutaan yleisesti streemeiksi. Nämä streemit ^[1] syntyvät pitkien, virtaavien magneettikenttäviivojen ohjaamana, ja ne korostuvat erityisesti, kun koronassa on suuria, hitaasti muuttuvia magneettisia rakenteita. Streemien muodot vaihtelevat auringonaktiivisuuden mukaan: aktiivisuuden minimissä ne muodostavat usein symmetrisiä rakenteita päiväntasaajan suunnassa, kun taas maksimissa koronasta voi ulottua useita epäsäännöllisiä juosteita eri suuntiin.

Tämä auringonpimennys kuvattiin Exmouth:ssa Australiassa huhtikuun 20. päivänä 2024. Kuvassa on korostettu vihreällä värillä koronassa näkyvät silmukkakenttien streemit ja punaisella avoimen magneettikentän streemit. Lisäksi kuvaan on lisätty magnetogrammi, jossa valkoiset ja mustat alueet kertovat erinapaisista voimakkaista magneettikentistä aktiivisilla alueilla. Kuva NSF/NSO/AURA. 

 

Täydellisen auringonpimennyksen aikana streemit tulevat parhaiten esiin, sillä K-koronan elektronisironnan tuottama säteily voidaan tällöin erottaa kirkkaasta fotosfääristä. Visuaalisesti streemit näyttäytyvät usein pehmeinä, säteittäisinä juosteina, jotka seuraavat Auringon globaaleja magneettikenttälinjoja. Ne ovat pimennyshavaintojen näyttävimpiä piirteitä ja antavat samalla vihjeitä siitä, miten Auringon magnetismi ulottuu heliosfääriin saakka.

F-korona ("Fraunhofer-korona") syntyy, kun fotosfäärin valo siroutuu aurinkokunnan pölyhiukkasista. Tämä pöly sijaitsee hyvin lähellä Aurinkoa ja tuottaa spektrin, joka sisältää Fraunhoferin absorptioviivat. F-korona on huomattavasti laajempi kuin K-korona ja ulottuu jopa kymmenien Auringon säteiden päähän. Sen intensiteetti ei ole riippuvainen Auringon aktiivisuudesta, vaan heijastaa pääasiassa aurinkokunnan sisäosan pölyjakautumaa.

EUV- ja röntgensäteilevä korona: Emissiospektroskopiaa avaruudessa

Kolmas ja modernin tutkimuksen kannalta keskeisin komponentti on EUV- ja röntgensäteilevä korona. Tämä säteily syntyy, kun koronan harva, mutta äärimäisen kuuma plasma (1 – 10 miljoonaa kelviniä) emittoi säteilyä ionisoituneiden alkuaineiden spektriviivoina. Esimerkiksi rautaa eri ionisaatiotiloissa (Fe IX – Fe XXIV) esiintyy runsaasti, ja sen viivat mahdollistavat tarkan diagnostiikan.

 

Tämä kanava (samoin kuin AIA 211) korostaa Auringon ulomman ilmakehän aktiivista aluetta, koronaa. Aktiiviset alueet, auringonpurkaukset ja koronan massapurkaukset näkyvät kirkkaina. Tummat alueet eli korona-aukot ovat paikkoja, joissa säteilyä lähtee hyvin vähän, mutta jotka ovat kuitenkin aurinkotuulen hiukkasten tärkein lähde. Kuva NASA/SDO.
Kuvan tiedot: 

Missä: Koronan aktiiviset alueet

Aallonpituus: 335 Å (0,0000000335 m) = äärimmäinen ultravioletti.

Ensisijaiset ionit: 15 kertaa ionisoitunut rauta (Fe XVI).

Ominaislämpötila: 2,8 miljoonaa K (5 miljoonaa F).

Tämä emissio ei ole havaittavissa Maan pinnalta, vaan se edellyttää avaruusteleskooppeja, kuten NASA:n SDO:n (Solar Dynamics Observatory) AIA-instrumenttia. AIA kuvaa Aurinkoa useilla EUV-kanavilla, jotka on valittu vastaamaan eri ionien viivoja ja siten eri lämpötiloja. Esimerkiksi 171 Å (Fe IX) paljastaa hiljaisen koronan rakenteita noin 0,6 miljoonan kelvinin lämpötilassa, kun taas 94 Å (Fe XVIII) paljastaa flarien kuuman plasman, jonka lämpötila on yli 6 miljoonassa kelviniä. Näin voidaan koostaa kattava kuva koronan lämpörakenteesta ja sen dynaamisesta kehityksestä.

Pseudostreemit ^[1] ovat koronan säteilyrakenteita, jotka muistuttavat muodoltaan ja kirkkaudeltaan varsinaisia streemejä, mutta syntyvät eri fysikaalisista olosuhteista. Ne esiintyvät suljetuissa magneettikenttäalueissa, eivätkä liity aurinkotuulen lähteisiin kuten korona-aukkojen reuna-alueet.

Pseudostreemit havaitaan erityisesti EUV-kuvissa avaruusinstrumentein. Ne näyttäytyvät kapeina ja säteittäisinä kirkastumina, jotka nousevat korkealle koronan yläosiin. Visuaalisesti ne voivat muistuttaa nopean aurinkotuulen streemejä, mutta koska niistä ei lähde aurinkotuulta, niiden luonne paljastuu vain magneettikenttämallinnuksen ja monikanavaisen havainnoinnin avulla. Pseudostreemit korostavat tarvetta erottaa näennäisesti samannäköiset rakenteet eri fysikaalisten prosessien perusteella.

Yhteenveto

Koronan kokonaiskuva rakentuu useasta eri havainnointitavasta ja fysikaalisesta mekanismista:

• K-korona kertoo koronan elektronitiheydestä sironnan kautta.
• F-korona kertoo aurinkokunnan sisäosan pölyjakautumasta.
• EUV-/röntgenkorona paljastaa kuuman plasman ominaisuudet ja dynaamiset prosessit.

Nämä kolme komponenttia eivät ole vaihtoehtoisia tai kilpailevia selityksiä, vaan ne muodostavat toisiaan täydentävän kokonaisuuden, jonka kautta voidaan ymmärtää Auringon uloimman kaasukehän rakenne, koostumus ja kehitys. Ilman tätä monikerroksista lähestymistapaa koronasta olisi näkyvissä vain heikko, utuinen kehrä auringonpimennyksen aikaan – nyt se on yksi aurinkofysiikan monipuolisimmista tutkimusalueista.

Viitteet

[1] Streemit ja pseudostreemit: Rakenteelliset ja fysikaaliset erot

Perinteiset streemit, jotka näkyvät K-koronan kirkkaissa juovissa, sijaitsevat avoimilla magneettikenttäalueilla eli korona-aukkojen ympäristössä. Näiden kenttälinjat avautuvat avaruuteen, ja niistä virtaa voimakas aurinkotuuli. Streemit muodostuvat elektronien Thomsonin sironnasta, minkä vuoksi ne näkyvät erityisen kirkkaasti täydellisen auringonpimennyksen aikana tai koronagrafeissa. Niiden muoto on usein säteittäinen ja virtaviivainen, ja ne liittyvät heliosfäärin ja aurinkotuulen rakenteisiin.

Sen sijaan pseudostreemit ovat suljetun magneettikentän alueilla esiintyviä rakenteita, joissa magneettokenttälinjat palaavat takaisin Auringon pintaan. Pseudostreemit näkyvät ensisijaisesti avaruusteleskooppien EUV-kuvissa, joissa niiden emissio muistuttaa muodoltaan streemejä. Niihin ei liity merkittävää plasma-aineksen virtausta avaruuteen, joten ne eivät ole aurinkotuulen lähteitä. Pseudostreemit heijastavat koronan monimutkaista ja dynaamista suljettua magneettirakennetta.