Ilmiö Auringossa: Korona-aukot sekä synoptiset kartat

KAK – Olet varmasti joskus kuulut korona-aukoista ja niiden vaikutuksista. Tässä artikkelissa kerron tarkemmin korona-aukoista ja miten ne voivat vaikuttaa maapallon magneettikenttään niiden osuessa kohdalle. Toinen aiheeni on synoptiset kartat, jotka ovat tärkeä apuväline niin aurinkoharrastajalle kuin revontulibongaajille muutaman lähivuorokauden avaruussään ja mahdollisten revontilienennusteiden laatimiseksi.

 

Tässä kuvassa tummana näkyvä alue on korona-aukko. Valkoiset viivat ova magneetikentä vuoviivoja, joista suurin osa muodostaa silmukan ja päätyy takaisin Aurinkoon. Korona-aukon alueella magneetikenttä on avoi ja vuoviivat poistuvat avaruuteen. Kuva SDO/AIA 211.

Korona-aukot syntyvät Auringon pinnan magneettikenttien synnyttäminä. Tavallisesti Auringon pinnalla olevat magneettikentät muodostavat silmukoita, jotka kohoavat maksimissaan kolmensadantuhannen kilometrin korkeuteen fotosfääristä. Tällöin magneettikenttä on sulkeutunut ja niillä ei ole yleensä suurta vaikutusta Auringon ulkopuolelle. Silloin tällöin tapahtuu magneettisten uudelleen kytkentöjä, jotka näkyvät meille flarepurkauksina. Flarepurkauksen seurauksena magneettisen silmukan nostama plasmapilvi irtoaa ja poistuu avaruuteen, jolloin sitä kutsutaan koronamassapurkauksiksi (CME). Mutta se on kokonaan toinen juttu.

Auringon pintakerroksessa syntyy myös toisenlaisia magneettisia alueita. Niissä magneettikenttä ei muodosta silmukoita vaan suuntautuu suoraan poispäin Auringosta (kentän suunta on silloin positiivinen) tai suoraan kohti Aurinkoa (negatiivinen suunta). Näitä alueita, samoin kuin muitakin Auringossa tapahtuvia ilmiöitä kartoitetaan vähintään parikertaa vuorokaudessa. Satelliiteista Aurinkoa voidaan kuvatta jopa 10 sekunnin välein.

Aurinkotuuli ^[1] saa lisänopeutta säteilypaineen vaikutuksesta. Tämän lisäksi Auringosta suoraan avaruuteen suuntautuvat magneettikentät vaikuttavat voimakkaasti aurinkotuuleen. Koronan alueella magneettikentässä tapahtuvat ilmiöt, kuten switchback (takaisin kääntyminen) ja Alfvén aallot, kiihdyttävät aurinkotuulen hiukkasten nopeutta. Hiukkasten nopeus yleensä tuplaantuu hiukkasten saapuessa maapallonradan etäisyyteen Auringosta. Hiukkasten nopeuksia on mitattu ja todettu niiden olevan jopa 800 km/s tai enemmänkin joissakin tapauksissa.

Avoimeen magneettikenttään ja nopeaan hiukkasvirtaukseen liittyy myös aurinkotuulen tiheyden väheneminen, sillä edetessään Auringosta poispäin magneettikentän vaikutusala laajenee. Tästä seuraa se, että näiltä alueilta tulee vähemmän uv- ja röntgensäteilyä pinta-alayksikköä kohti, joten ne näkyvät SDO:n AIA-kameroissa ^[3] tummina alueina, joita kutsutaan korona-aukoiksi. 

Aurinkotuulia ja magneettikenttä muodostavat Parkerin spiraaliksi kutsutun järjestelmän, jonka spiraalikuvio on tulosta Auringon pyörimisestä. Kuvassa siniset yhtenäiset kaaret edustavat magneettikentän muotoa, vihreä nuolet ovat hidasta aurinkotuulta ja punaiset nuolet nopeaa, korona-aukon alueella syntynyttä aurinkotuulta. Nopea aurinkotuuli kompressoi edellä kulkevaa hitaampaa aurinkotuulta, jolloin syntyy tiheä, hyvin turbulenttinen ja vahvistuneen magneettikentän alue, jota kutsutaan lyhenteellä CIR. CIR alueen pyörimissuunnassa takana on harventuneen aurinkotuulen alue, kunnes hiljalleen vaihtuu hitaaksi aurinkotuuleksi, jonka tiheys on jonkin verran suurempi. Piirros © Kari A. Kuure.

 Auringon pyöriessä aurinkotuulen muoto muuttuu spiraaliksi ^[2], joita kutsutaan Parkerin spiraaleiksi. Niinpä maapallon magneettikentän kohtaava korona-aukko onkin lähtöisin noin 30° länteen Auringon keskilinjasta ja hiukkasten saapumiskulma on noin 44°.

Korona-aukon nopean hiukkasvirtauksen ja tavallisen hitaan aurinkotuulen rajapinta on mielenkiintoinen alue. Siihen syntyy aurinkotuulen hiukkasten tihentymä ja nopeuseroista johtuvia turbulenttisia pyörteitä. Plasman mukanaan tuoma magneettikenttä myös voimistuu. Tätä aluetta kutsutaan englanninkielisellä termillä co-rotating interaction region (CIR).

CIR-alueen kohdatessa maapallon magneettikentän syntyy usein magneettinen myrsky planeettamme magneettikentän puristuessa lähemmäksi maapalloa aurinkotuulen aiheuttamasta dynaamisesta paineesta johtuen. CIR-alueen pyörteisyydestä johtuen molempien magneettikenttien välillä tapahtuu uudelleen kytkentöjä ja aurinkotuulen energiset hiukkaset pääsevät tunkeutumaan maapallon magnetosfääriin. Tämä aiheuttaa yleensä epästabiilisuusalueita magneettikentän yöpuolelle, joista usein kehittyykin magneettinen myrsky revontulineen.

Auringon ekvaattoriseudun magneettikenttien erinapaiset sektorit ovat pitkäkestoisia. Ne muuttuvat muodoltaan ja voimakkuudeltaan, mutta muutokset ovat suhteellisen hitaita. Auringon pyörähtäessä kerran noin 27 vuorokaudessa, pitkäikäinen avoin magneettikenttä tulee usein uudelleen näkyviin uudella pyörähdyskerralla. Tämä ominaisuus tuo ennustettavuutta niin avaruussään kuin revontulien suhteen. Jos magneettinen myrsky on ollut erittäin voimakas, niin voimme noin 27 vuorokauden kuluttua odottaa uutta magneetista myrskyä.

Varsinaiset korona-aukot ekvaattoriseudulla voivat saavuttaa useiden viikkojen keston. Tavallisesti ne kuitenkin katoavat yhden tai viimeistään kahden Auringon pyörähdyksen aikana. Sen sijaan napa-alueilla esiintyvät korona-aukot ovat todella pitkäkestoisia, erityisesti Auringon aktiivisuusminimin aikana. Silloin niiden kesto voi olla useita vuosia.

Auringon aktiivisuusvaihtelun ja korona-aukkojen välillä on havaittu selkeä yhteys. Silloin kun Aurinko on aktiivinen, napa-alueiden korona-aukot katoavat ja ekvaattoriseudun korona-aukot ovat lyhytikäisiä ja niiden ennustettavuus on heikko. Aktiivisuuden vähetessä, napa-alueille syntyy pysyvät korona-aukot ja ekvaattoriseudulla ilmenevät korona-aukot ovat jo selvästi pitempikestoisia ja paremmin ennustettavissa.

Aktiivisuusminimin aikana napa-alueiden koronaukot ovat laajoja ja pysyviä. Ne eivät kuitenkaan vaikuta maapallon lähiavaruuden avaruussäähän. Ekvaattoriseudulla aukot ovat pitkäkestoisia, joten niiden ennustettavuus on hyvä. Aktiivisuusminimistä siirtyminen aktiiviseen kauteen muuttaa myös korkona-aukkojen esiintyvyyttä ja ennustettavuutta käänteisesti laskukauteen verrattuna.

Revontulien esiintyminen seurailee Auringon aktiivisuuden vaihtelua. Aktiivisuusmaksimin aikana revontulet ovat seurausta CME-pilvien aiheuttamien magneettisista myrskyistä ja korona-aukkojen aikaan saamat myrskyt ovat harvinaisia. Aktiivisuus minimin aikaan CME-purkauksia ei juurikaan esiinnyt, joten revontulet, joita silloinkin esiintyy, ovat seurausta lähes yksinomaan korona-aukkojen vaikutuksista maapallon magneettikentän kanssa.

Synoptiset kartat

Tutkijoiden ja avaruussään ennustettavuuden vuoksi Auringosta laaditaan ainakin kaksi kertaa vuorokaudessa synoptinenkartta. Siihen piirretään kaikki havaittavissa olevat Auringon ilmiöt auringonpilkuista magneettikenttien suuntiin asti. Synoptisista kartoista nähdään myös korona-aukkojen sijainnit, joskin niitä voidaan havaita SDO:n ottamista AIA-kameroiden kuvista, joissa ne näkyvät nimen oman tummina alueina. 

Kaksi synoptista karttaa Auringosta samalta päivältä. Ylempi kartta on tehty piirros-ohjelmalla ja alempi kartta on lyijykynäpiirros. Kuva NOAA SWPC.

Revontuliharrastajille on hyödyllistä tutustua viimeisimpään synoptiseen karttaan, sillä se kertoo paljon lähivuorokausien tulevasta avaruussäästä. NOAA SWPC, julkaisee netissä kartat pari kertaa vuorokaudessa ja saatavilla on myös aikaisemmat kartat.

Kuinka synopttisia karttoja tulkitaan?

Aktiiviset alueet auringonpilkkuineen. Aktiiviset alueet ovat paikallisia magneettikenttiä Auringossa. Alueet, joilla on voimakkaat tai intensiiviset magneettikentät, tuottavat energiaa auringonpurkauksille ja koronan massapurkauksille (CME), joten avaruussään aktiivisuuden tarkka ennustaminen edellyttää tarkkaa kuvaa näistä alueista. Aktiiviset alueet saavat viralliset numerot SWPC:ltä, ja piirroksiin sisältyy (vaakaviivalla erotettuna) kunkin aktiivisen alueen C-, M- ja X-luokan purkausten todennäköisyydet seuraavien 24 tunnin ajalle sekä protonitapahtumien todennäköisyys.

Korona-aukot. Korona-aukot ovat yksinapaisia magneettisia alueita. Ne ovat nopean aurinkotuulien lähde ja jotka ohjaavat magnetosfäärin toimintaa. Korona-aukot on historiallisesti tunnistettu He I (108,30 nm) Maasta tehtyjen havaintojen avulla. Nykyisin niitä kartoitetaan myös avaruudesta aurinko-observatorioiden avulla, jotka kuvaavat Aurinko eri aallonpituusalueilla säännöllisin väliajoin. Korona-aukkojen rajat on merkitty synoptisiin piirroksiin viivoina, joiden reunaviivalla on poikkiviivoitus korona-aukon puolella.

Magneettikentän neutraalirajat. Auringossa on laajoja alueita, joissa vallitse vain yhdensuuntainen magneettinen napaisuus. Näiden magneettisten alueiden välillä on "neutraaliraja". Neutraalirajoilla on usein filamentteja ja prominensseja silloin, kun ne ovat rauhallisella alueella.   Neutraalirajat on esitetty kartoissa katkoviivoina ja piirrokseen merkitään neutraalirajan kummallakin puolella olevan magneettikentän polariteetin merkeillä + (positiivinen) ja – (negatiivinen).

Plagealueet. Plagealueet muodostavat suurimman osan aktiivisesta alueesta ja näkyvät kirkkaana tummien auringonpilkkujen yhteydessä. Plagealueilla on voimakkaat magneettikentät, mutta ne ovat kaottisia, toisin kuin auringonpilkkujen hyvin järjestäytyneet kentät. Synoptisissa piirroksissa plagealueet on värjätty punaisiksi. On melko normaalia, että plagealueilla ei ole auringonpilkkuja, eikä niille anneta virallista numeroa, koska niitä ei pidetä aktiivisina alueina ja ne eivät todennäköisesti tuota auringonpurkauksia. Plagealueet ovat kuitenkin tärkein lähde auringon UV-säteilyn vaihteluille.

Filamentit ja prominenssit. Alhaisen tiheyden koronan erittäin stabiileja alueita, joissa kaasun tiheys on suuri, kutsutaan filamenteiksi. Kun nämä esiintyvät lähellä reunaa ja näkyvät Auringon kiekon ulkopuolella, usein näyttävästi, niitä kutsutaan prominensseiksi (tai protuberansseiksi). Kun ne purkautuvat, ne voivat aiheuttaa geomagneettisen myrskyn, mutta purkaukset ovat yleensä hitaita eivätkä usein aiheuta suuria myrskyjä. Filamentit ja prominenssit on piirretty ääriviivoina, joissa on viivoja kuvaamassa kapeita purkauksia.

Synoptisenkartan lehdellä on muitakin tietoja. Näitä ovat

Auringon koordinaatit

·         L_t: Nykyinen Carringtonin pituuspiiri (pohjoisesta etelään) Auringon kiekon keskilinjan kohdalla.

·         B_t: Kutsutaan B-kulmaksi. Kulma on Auringon ekvatorin kallistuskulma Maan suhteen. Kulma vaihtelee välillä + tai – 7,23 astetta.

·         P_t: Kutsutaan sijaintikulmaksi. Kulma ilmoittaa Maan geosentrisen pohjoisnavan ja Auringon pohjoisnavan välillä. Vaihteluväli on + tai – 26,31 astetta.

Auringonpilkkuryhmien merkitseminen: Ryhmät merkitään niille varatulla NOAA SWPC -numerolla. Numeron alla on neljä todennäköisyyslukua (1–100 %) C-luokan, M-luokan ja X-luokan auringonpurkauksille sekä energisille protonitapahtumille.

Korona-aukkojen merkitseminen. Korona-aukot merkitään niille annetulla numerolla. Numeron alla on plus- tai miinusmerkki, joka edustaa korona-aukon napaisuutta. Numeron vieressä on luku 1–4, joka edustaa korona-aukon analyysin luotettavuutta (4 = hyvä; 3 = tyydyttävä; 2 = heikko; 1 = epävarma).

Karttalehdille on merkitty joitakin muitakin tietoja, kuten kartan piirtämisaika, ja sen laatija, tuleva Garringtonin rotaation numero, seuraavan korona-aukon numero ja eri aallonpituuksilla tehtyjen havaintojen ajankohdat. Lisäksi revontuli- tai aurinkoharrastajan kannalta mielenkiintoinen tieto on ennuste seuraavan 24 tunnin ajalle. Se kertoo flarepurkausten todennäköisyydet purkausluokittain.

Osa synoptisen kartan laatijoista tekee kartan perinteisesti lyijy- ja värikynällä käsin piirtäen. Osa laatijoista käyttää piirrosohjelmaa, jolloin tietysti kartta on teknisesti selkeämpi, koska piirtäjän käsiala ei vaikuta lopputulokseen.

 

Viittaukset

[1] Kts. Ilmiö Auringossa: Aurinkotuuli

[2] Kts. Ilmiö Auringossa: Yhteiskiertoinen vuorovaikutusalue (CIR)

[3] NASA:n SDO:n kuvat julkaistaan SDO:n sivuilla internetissä.