Ilmiö Auringossa: Auringon pitkäaikainen aktiivisuus ja sen vaihtelut

KAK – Auringon energia on maapallon ilmastojärjestelmän perusta ja sen ensisijainen energianlähde. Vaikka Auringon kokonaisenergiantuotannon (Total Solar Irradiance, TSI) vaihtelut ovat suhteellisen pieniä – tyypillisesti alle 0,1 % 11-vuotisen auringonpilkkujakson (myöhemmin aurinkosyklin) aikana – jopa alle 1 %:n pitkäkestoiset vaihtelut voivat vaikuttaa merkittävästi Maapallon ilmastoon.¹ Tämä johtuu siitä, että Maapallon ilmastojärjestelmä integroi näitä hienovaraisia energian epätasapainoja ajan kuluessa, mikä voi johtaa havaittaviin ja kestäviin ilmastomuutoksiin. Tämä osoittaa, että ilmastojärjestelmä reagoi myös hienovaraisiin, pitkäkestoisiin energian muutoksiin, ei ainoastaan suuriin ja äkillisiin pakotteisiin.

Tässä artikkelissa käsittelen Auringossa tapahtuvia toiminnallisia jaksoja, jotka ovat pitempi jaksoisia kuin aurinkosykli. Vaikka Auringon aktiivisuuden vaihtelujen kytkös maapallon ilmastoon olisi varmasti mielenkiintoista, tällä kertaa sitä en käsittelee yksittäisiä huomautuksia enempää.

Aurinkoaktiivisuuden perustekijät ja syklit

Aurinkoaktiivisuus viittaa Auringon dynaamisiin prosesseihin, jotka ovat seurausta sen sisäisestä kuumasta, pyörivästä plasmasta ja kaoottisista magneettikentistä.⁷ Nämä prosessit ilmenevät moninaisina ilmiöinä Auringon pinnalla ja sen kaasukehässä. Auringon aktiivisuus ei ole tasaista, vaan se vaihtelee ajan myötä syklisesti.

Keskeisiä aurinkoaktiivisuuden indikaattoreita ovat:

● Auringonpilkut: Nämä ovat tummia, viileämpiä alueita Auringon fotosfäärissä, joissa magneettikenttä on poikkeuksellisen voimakas, noin 2 500 kertaa Maapallon magneettikenttää voimakkaampi.⁸ Ne ovat keskeisiä visuaalisia indikaattoreita Auringon aktiivisista alueista.⁷

● Aktiiviset alueet: Nämä ovat Auringon pinnan alueita, joilla on jopa 1 000 kertaa Auringon keskimääräistä magneettikenttää voimakkaampi magneettikenttä. Useimmat aurinkomyrskyt, kuten aurinkopurkaukset ja koronamassapurkaukset (CME), saavat alkunsa näiltä alueilta.⁷ Auringonpilkut esiintyvät näillä aktiivisilla alueilla, mutta usein on myös alueita, joilla pilkkuja ei ole. Aktiiviset alueet on erityisen helppo havaita kalsiumin K-viivan aallonpituudella (393,4 nm).

● Magneettikentät: Auringon magneettikentät ovat kaiken aurinkoaktiivisuuden perusta. Niiden monimutkaiset muutokset ja uudelleenjärjestelyt ohjaavat kaikkia havaittavia ilmiöitä, kuten auringonpilkkuja ja purkauksia.⁷

Aurinkosyklit 400 vuoden ajalta. Kuva Wikimedia commons.

Auringon aktiivisuus noudattaa useita syklejä, joista tunnetuimmat ovat lyhyen aikavälin jaksot:

11-vuotinen Schwaben sykli (auringonpilkkujakso): Tämä on tunnetuin aurinkoaktiivisuuden sykli, joka kuvaa auringonpilkkujen määrän jaksollista lisääntymistä ja vähenemistä noin 11 vuoden aikana.⁷ Aktiivisina aikoina auringonpilkkuja ja aurinkomyrskyjä on runsaasti, kun taas minimissä niitä on vähän tai ei ollenkaan.⁷

22-vuotinen Halen sykli: 11-vuotinen auringonpilkkujakso on itse asiassa osa laajempaa 22-vuotista Halen sykliä. Tämä pidempi sykli käsittää kaksi 11 vuoden aurinkosykliä, joilla kummallakin on oma maksiminsa ja miniminsä.

Keskeinen ominaispiirre 22-vuotisessa syklissä on Auringon pohjoisen ja eteläisen pallonpuoliskon magneettikenttien napaisuuden vaihtuminen kahdesti, noin 11 vuoden välein. Magneettisen napaisuuden palautuminen alkuperäiseen suuntaansa merkitsee täydellistä magneettista aurinkosykliä.⁷

Tämä 22-vuotinen jakso, joka sisältää Auringon magneettisen napaisuuden vaihtelun, tarjoaa kattavimman ja fyysisesti perustavanlaatuisen ymmärryksen aurinkoaktiivisuudesta kuin pelkkä 11-vuotinen auringonpilkkujakso. Tämä ero korostaa, että aurinkoaktiivisuus ei ole vain auringonpilkkujen määrän vaihtelua, vaan Auringon globaalin magneettikentän syvällinen, syklinen muutos, joka sanelee kaikkien aurinkoilmiöiden luonteen ja voimakkuuden sekä niiden potentiaalisen vaikutuksen Maapalloon.

Aurinkoaktiivisuudessa on havaittu myös pidempiä, vuosisataisia ja vuosituhansia kestäviä syklejä, jotka vaikuttavat Maapallon ilmastoon pitkäaikaisemmin kuin lyhyemmät jaksot.¹⁰ Näitä ovat:

● Gleissbergin sykli: Noin 85 vuoden jakso.

● Suess-de Vriesin sykli: Noin 208 vuoden jakso, joka on usein havaittu radiocarbon-tiedoista.

● Eddyn sykli: Noin 1000 vuoden jakso.

● Bray-Hallstattin sykli: Noin 2300 vuoden jakso.

Auringon aktiivisuushistorian tutkimus, joka perustuu sekä suoriin havaintoihin (1600-luvulta alkaen) että kosmogeenisten isotooppien tutkimustietoihin, on tunnistanut useita pitkäaikaisia, poikkeuksellisen alhaisen auringonpilkkuaktiivisuuden jaksoja, joita kutsutaan "suuriksi aurinkominimeiksi".¹² Nämä minimit ovat usein korreloineet viileämpien ilmastojaksojen kanssa Maapallolla.

Taulukko 1. Merkittävimmät historialliset aurinkominimit.

Minimin nimi	Kesto (noin)	Keskeiset ominaispiirteet	Yhteys ilmastoon
Oortin minimi	1040 – 1080 jaa.	Matala aurinkoaktiivisuus	Ajoittuu Keskiajan lämpökauden loppupuolelle.
Wolfin minimi	1280 – 1350 jaa.	Matala aurinkoaktiivisuus	Ajoittuu Pienen jääkauden alkuun.
Spörerin minimi	1460 – 1550 jaa.	Matala aurinkoaktiivisuus	Osui samaan aikaan Pienen jääkauden kylmimpien vuosien kanssa osissa Eurooppaa.
Maunderin minimi	1645 – 1715 jaa.	Erittäin vähän auringonpilkkuja, alle 50 vuosina 1672–1699, verrattuna tyypilliseen 40 000 – 50 000:een vastaavana aikana nykyaikana. Korona heikko ja rakenteeton.	Osui samaan aikaan Pienen jääkauden kylmimpien vuosien kanssa osissa Eurooppaa.
Daltonin minimi	1790 – 1820 jaa.	Vähemmän voimakas minimi kuin Maunderin minimi.	Osui samaan aikaan Pienen jääkauden loppupuolelle.

Vaikka useat suuret aurinkominimit (Wolf, Spörer, Maunder, Dalton) ajoittuvat Pienen jääkauden (LIA) kanssa ¹², mikä viittaa Auringon vaikutukseen, on tärkeää huomata, että LIA alkoi jo ennen Maunderin minimiä.¹³ Tämä osoittaa, että aurinkoaktiivisuus oli todennäköisesti vain yksi tekijä LIA:n taustalla, eikä sen ainoa tai ensisijainen syy.

Auringon dynamoteoria ja Babcock-Leighton-mekanismi

Auringon magneettikenttä ja sen jaksollinen vaihtelu syntyvät Auringon sisäisessä dynamossa, joka muuntaa plasman kineettistä energiaa sähkömagneettiseksi energiaksi.⁹ Tämä itse itsensä ylläpitävä dynamo perustuu Auringon konvektiiviseen liikkeeseen ja differentiaaliseen rotaatioon.

Babcock–Leighton-prosessin demonstrointi. Kahden symmetrisesti kerrostuneen BMR:n hajoaminen ja dispersio 25° on esitetty kolmen vuoden ajalta. Huomaa, että äärellisten kallistusten vuoksi (~14°) (Joyn lain mukaisesti) BMR:ien lähellä napaa syntyy nettopoloidinen kenttä (katso heikko kenttä navan lähellä viimeisessä kuvassa). Kuvat on otettu 3D-mallista (Karak ja Miesch 2018 ), jossa meridionaalinen virtaus (pinnalla navoille päin), differentiaalinen rotaatio (nopea ekvaattori) ja turbulentti diffuusio 10¹² cm² s^-1 on määritelty. Vaikka magneettikenttä alkuperäisessä BMR:ssä on 3 000 G, se on kyllästynyt 0,1 G:ssä, mikä osoittaa heikon kentän lopussa. Kuva artikkeliusta Karak, B.B. Models for the long-term variations of solar activity. Living Rev Sol Phys 20, 3 (2023). https://doi.org/10.1007/s41116-023-00037-y

Babcock-Leighton-mekanismi on havainnoin vahvistettu ja Auringon poloidaalisen magneettikentän syntymisen pääasiallinen mekanismi.¹⁵ Siinä toroidaalinen magneettikenttä (Auringon ympäri kiertyvä kenttä) syntyy differentiaalisen rotaation leikkausvoimien vaikutuksesta Auringon konvektiovyöhykkeessä.⁹ Magneettisen kelluvuuden vuoksi tämä toroidaalinen kenttä nousee fotosfäärin läpi muodostaen bipolaarisia magneettisia alueita (BMR), eli auringonpilkkuja.⁹ Näiden BMR:ien hajoaminen ja leviäminen puolestaan synnyttävät uuden poloidaalisen magneettikentän, sulkien dynamokierron.¹⁵

Babcock-Leighton-mekanismin ymmärtäminen on avainasemassa selitettäessä, miksi Auringon aktiivisuus ei ole täysin säännöllistä ja miksi minimi- ja maksimijaksoja esiintyy. Mekanismin epäsäännölliset piirteet, kuten BMR:ien kallistuskulmien vaihtelu, aiheuttavat merkittäviä vaihteluita aurinkosykliin, mikä johtaa näihin pitkäaikaisiin aktiivisuuden muutoksiin.¹⁵ Tämä osoittaa, että pitkäaikainen aurinkoaktiivisuus ei ole vain ulkoisten tekijöiden sanelemaa, vaan se on Auringon sisäisen, monimutkaisen dynamon luontaista epäsäännöllisyyttä.

Vaikka Auringon differentiaalinen rotaatio on suhteellisen vakaa, aurinkosyklin epäsäännöllisyyttä ja pitkäaikaisia modulaatioita selittävät Babcock-Leighton-dynamomallin epälineaariset mekanismit ja stokastiset vaikutukset.¹⁵ Näitä ovat esimerkiksi magneettinen kelluvuus, leveysasteiden vaimennus (latitude quenching) ja kallistuksen vaimennus (tilt quenching).¹⁵ Nämä epälineaarisuudet pyrkivät vakauttamaan magneettista sykliä, mutta BMR:ien epäsäännölliset ominaisuudet aiheuttavat merkittäviä vaihteluita, johtaen suuriin minimi- ja maksimijaksoihin.¹⁵

Auringon dynamon sisäinen jännite vakauteen pyrkivien epälineaarisuuksien ja epäsäännöllisyyttä tuovien stokastisten vaikutusten välillä on syy aurinkosyklin luontaiseen epäsäännöllisyyteen. Tämä tarkoittaa, että vaikka Aurinko noudattaa perussykliä, sen pitkän aikavälin käyttäytyminen on luonnostaan kaoottista, mikä tekee tarkkojen, pitkäaikaisten ennusteiden tekemisestä haastavaa ja korostaa tarvetta jatkuvaan tutkimukseen. Tämä monimutkainen vuorovaikutus johtaa havaittuihin epäsäännöllisyyksiin ja pitkäaikaisiin modulaatioihin aurinkoaktiivisuudessa, mukaan lukien suuret minimit. Tämä monimutkaisuus korostaa perustavanlaatuisia haasteita Auringon pitkäaikaisen käyttäytymisen ja sen tarkan vaikutuksen ennustamisessa Maapallon ilmastoon.

Kosmogeeniset isotoopit

Aurinkoaktiivisuuden pitkäaikaisen vaihtelun ymmärtäminen edellyttää sekä historiallisten tietojen rekonstruointia että nykyaikaisia mittauksia.

Kosmogeeniset isotoopit, kuten beryllium-10 (¹⁰Be) ja hiili-14 (¹⁴C), ovat ratkaisevan tärkeitä Auringon menneen aktiivisuuden rekonstruoinnissa ennen suoria teleskooppihavaintoja, jotka alkavat noin vuodesta 1610 jaa. Nämä isotoopit syntyvät Maapallon ilmakehässä, kun galaktinen kosminen hiukkassäteily (CR) vuorovaikuttaa ilmakehän atomien kanssa.¹⁶ Auringon magneettikentän voimakkuus säätelee Maapallolle saapuvien kosmisen säteilyn määrää: Kun Auringon aktiivisuus on huipussaan, voimakkaampi magneettikenttä estää Aurinkokuntamme ulkopuolelta tulevia kosmista hiukkassäteilyä saavuttamasta Aurinkokunnan sisäosia. Tämä johtaa vähäisempään isotooppituotantoon, ja päinvastoin.¹⁶

Näiden isotooppien pitoisuuksia mitataan jääkairausnäytteistä (esim. Grönlannista ja Etelämantereelta) ja puun vuosirenkaista. Jääkairausnäytteiden ¹⁰Be-pitoisuus korreloi hyvin Maapallon lähellä olevan primääristen kosmisen hiukkassäteilyn vuon kanssa, noin 1 – 2 vuoden viiveellä.¹⁶

Aurinkoaktiivisuuden rekonstruointi perustuu fysikaalisten mallien kääntämiseen: isotooppipitoisuuksista päätellään kosmisen säteilyn vuo, sitten heliosfäärin modulaatiovoimakkuus, Auringon avoin magneettivuo ja lopulta auringonpilkkujen määrä.¹⁶ Tämä inversiomenetelmä on validoitu vertaamalla rekonstruoituja auringonpilkkulukuja suoraan havaittuihin tietoihin vuodesta 1610 alkaen, mikä osoittaa luotettavan rekonstruoinnin syklin keskiarvoisista auringonpilkkuluvuista aina vuoteen 850 jaa. asti.¹⁶ Menetelmä ottaa huomioon myös Maapallon magneettikentän muutosten mahdollisen vaikutuksen isotooppituotantoon.¹⁶

Uusi komposiittikuvaus (CPMDF1, sininen) ilman wavelet-suodatinta CPMDF2 (oranssi) ja sen kanssa, joka perustuu 41 vuoden TSI-mittausten yhdistämiseen. Vertailun vuoksi myös C3 ( Fröhlich , 2006) on esitetty (harmaa viiva). CPMDF1:n 30 päivän liukuva keskiarvo on esitetty keltaisena/violettina katkoviivana. Oranssit laatikot liittyvät taulukossa 2 kuvattuihin kunkin aurinkosyklin aurinkominimiin (SM). Kontekstin vuoksi myös kuukausittaiset auringonpilkkumäärät on esitetty. Kuva Dr. Wolfgang Finsterle, Dr. Jean-Philippe Montillet: Solar Constant: Construction of a Composite Total Solar Irradiance (TSI) Time-Series from 1978 to the Present, Physikalisch-Meteorologisches Observatorium Davos (PMOD/WRC).

Satelliittihavainnot

Nykyään Auringon kokonaisenergiantuotantoa (Total Solar Irradiance,TSI) mitataan erittäin tarkasti satelliittipohjaisilla radiometreillä. Instrumentit, kuten Total Irradiance Monitor (TIM) SORCE- ja TCTE-avaruusaluksissa, sekä VIRGO SOHO-avaruusaluksessa, ovat tuottaneet TSI-tietoja vuosikymmenten ajan.¹⁷ Nämä mittaukset ovat erittäin tarkkoja ja tarjoavat päivittäisiä, kuukausittaisia ja vuosittaisia tietoja, jotka kattavat yli 35 vuotta.¹⁷

Satelliittimittausten avulla on voitu rakentaa yhdistelmätietokantoja, kuten PMOD, jotka kattavat TSI-tiedot vuodesta 1978 nykypäivään.¹⁷ Vaikka yksittäisten instrumenttien tarkkuus on korkea ja ne pystyvät havaitsemaan suuret päivittäiset muutokset Auringossa (esim. auringonpilkkujen kulku), absoluuttisen tarkkuuden ja pitkäaikaisen vakauden saavuttaminen on ollut haastavaa. Eri tietokantojen välillä on pieniä eroja, yleensä alle 1 %.¹⁷ Nämä TSI-tiedot ovat kriittisiä ilmastotutkimuksille ja Auringon energiantuotannon pitkäaikaisten trendien seurannalle.

Nykyinen tilanne ja ennusteet

Aurinkoaktiivisuuden ennustaminen on tärkeää avaruussään ja sen Maapalloon kohdistuvien vaikutusten ymmärtämiseksi. Nykyinen auringonpilkkujakso, jakso 25, alkoi joulukuussa 2019.⁷ Ennusteiden mukaan jakso 25 saavuttaa maksiminsa, näihin aikoihin heinäkuussa 2025, noin kahdeksan kuukauden virhemarginaalilla.⁷ Itse asiassa, havainnoista on saatu vahvoja viitteitä siitä, että maksimi olisi jo saavutettu viime lokakuussa (Australian Space Weather Forecasting Centre:n tiedote 1. heinäkuuta 2025). Mitään “virallista” lausuntoa asiasta ei kuitenkaan ole julkaistu.

NOAA / NWS Space Weather Prediction Center (SWPC) tarjoaa jatkuvasti päivitettyjä ennusteita aurinkosyklin etenemisestä, mukaan lukien auringonpilkkuluvut ja F10,7 cm -radiovuon.¹⁸ Ennusteet perustuvat havaittujen kuukausiarvojen epälineaariseen käyränsovitukseen, ja niissä esitetään myös epävarmuusalueita.¹⁸ Nämä aurinkosyklien ennusteet ovat elintärkeitä useille tahoille, kuten satelliittien eliniän määrittämiselle matalalla Maapallon kiertoradalla (koska satelliittien vastus korreloi aurinkosyklin kanssa) ja avaruussäämyrskyjen (radiohäiriöt, geomagneettiset myrskyt, säteilymyrskyt) odotetun tiheyden arvioimiseen.¹⁸ Kun jakso 25 lähestyy ja ohittaa huippunsa, Maapallolla odotetaan lisääntyvän geomagneettisia myrskyjä ja tiheämpiä revontulia sekä pohjoisella että eteläisellä pallonpuoliskolla.⁷