Ilmiö Auringossa: Plagealueet

KAK – Auringon aktiivisuus ei rajoitu pelkkiin pilkkuihin tai flare- tai CME-purkauksiin. Kromosfäärissä näkyvät plagealueet ovat selvä merkki siitä, että Aurinko on aktiivisessa tilassa. Plaget ovat CaK- ja Hα -havainnoissa ^[1] näkyviä kirkkaita alueita. Näiden lisäksi fotosfäärissä esiintyvät fakulat, jotka ovat yksi plage-ilmiön muodoista, näkyvät valkoisen valon aallonpituuksilla etenkin Auringon reunatummentuman alueella.

Auringon pintakerroksen rakenne. Näkemämme valo tulee fotosfääristä

 kun taas  H-alfa ja CaK -aallonpituudet tulevat kromosfääristä. Vastaavasti fakulat ovat fotosfäärissä ja plage-alueet ovat kromosfäärissä tapahtuvia ilmiöitä. Kuva © Kari A. Kuure.

Plaget liittyvät vahvistuneisiin paikallisiin magneettikenttiin, jotka voivat ilmaantua jo ennen kuin pilkut muodostuvat ja jatkua vielä sen jälkeen, kun pilkut ovat hävinneet. Plage-alueita havaitaan aktiivisilla alueilla, olipa ne pilkullisia tai pilkuttomia.

Plagealueet syntyvät Auringon magneettikentän noustessa konvektiosolujen, granuloiden, välistä fotosfääriin ja ylemmäksi kromosfääriin. Näissä Auringon pintakerroksissa magneettikentän suunta muuttuu vaakasuoraksi ja lopulta silmukka sulkeutuu magneettisen vuon suunnanmuutoksena kohti konvektiokerrosta, jonne se painuu jälleen konvektiosolujen reuna-alueilla. Tällaisen magneettisen silmukan vaakasuora osuus on se, josta havaittu sähkömagneettinen säteily emittoituu, tapahtuipa se sitten millä aallonpituudella tahansa.

Aurinko eri aallonpituuksilla, ylimmässä kuvassa CaK-aallonpituudella plagealueet näkyvät selvimmin

, H-alfa -aallonpituudella kuvassa plaget näkyvät hyvin mutta ei niin selkeästi kuin CaK-kuvassa. Alakuva on näkyvässä valossa kuvattu ja fakulat näkyvät himmeästi reunatummentuman alueella. Pane merkille että kaikissa kuvissa näkyvät vaaleat alueet sijaitsevat samoilla paikoilla. Kuva © Kari A. Kuure. 

Magneettikenttä silmukoinen ei tietystikään yksinään emittoi minkäänlaista säteilyä. Magneetivuo tuo mukanaan myös osan Aurin plasmasta, josta varsinainen valon säteileminen tapahtuu. Magneettisen silmukan vaakasuoralla osalla magneettivuon tiheys kasvaa ^[3], josta on seurauksena myös plasman lämpötilan nousu ja smg-säteilyn voimistuminen, jonka näemme alueen kirkastumisena. Tässä suhteessa ne poikkeavat filamenteista ja prominensseista. Näissä jälkimmäisissä ilmiöissä magneettikentän tiheys ei kasva, vaan harvenee, jolloin plasman tilavuuskin kasvaa ja tapahtuu (adiapaattista)jäähtymistä. Etenkin filamentit näkyvät tummina pilvimäisinä ilmiöinä Auringon kirkasta fotosfääriä vasten.

Harrastajalle plagealueet ovat erityisen mielenkiintoisia silloin, kun pilkkuaktiivisuus on vähäistä. CaK-kuvissa plaget ovat usein paras tapa havaita aktiivisuutta. Hα-kuvissa kannattaa kiinnittää huomiota aktiivisuusalueiden reunoihin ja tarkastella kuvia eri aallonpituuksilta ja aallonpituuden keskilinjan siivissä ^[2], sillä plagealueet korostuvat niissä parhaiten. Kun samasta alueesta on saatavilla kuvia sekä CaK:n ja  Hα:n aallonpituuksilla ja mahdollisesti myös valkoisessa valossa – voidaan rakentaa kokonaiskuva aktiivisuusalueen rakenteesta ja sen kehityksestä.

Jos valkoisen valon kuvassa ei näy mitään, mutta CaK-kuva paljastaa selkeän kirkastuneen alueen, kyseessä on todennäköisesti pilkuttoman aktiivisuusalueen plage. Tällaiset rakenteet osoittavat, että Auringon magneettinen aktiivisuus on edelleen käynnissä – vaikka pinta vaikuttaisi rauhalliselta.

 

Viittaukset

[1] Ca II K -säteilyn aallonpituus on 393,4 nm – siis juuri ja juuri sinisen valon lyhyemmällä puolella lähi-uv-säteilyn alueella. Hα -aallonpituus on 656,28 nm ja se sijoittuu punaisen valon aallonpituudelle.

CaK-aallonpituuden kuva. Klikkaa kuva suuremmaksi. Tässä kuvassa plagealueet näkyvät hyvin. Huomaa, että plagealue esiintyy myös pilkuttomalla alueella kuvan yläreunassa keskellä. Kuva © Kari A. Kuure.

CaK-havainnoissa plaget erottuvat ympäristöään selvästi kirkkaampina. Ne voivat näkyä rakeisina tai säikeisinä rakenteina aktiivisuusalueilla, ja toisinaan myös laajoina kirkastumina alueilla, joilla ei ole minkäänlaisia pilkkuja. Kapeakaistainen CaK-kuvaus – esimerkiksi alle 0,1 nm kaistaleveydellä – tuo nämä alueet hyvin esiin ja paljastaa aktiivisuutta, joka ei näy lainkaan valkoisen valon kuvissa.

H-alfa -aallonpituuden kuva Auringon kromosfääristä. Plagealueet näkyv kirkkaina erottuen taustasta. Vasemmalla ylhäällä on myös pieni flarepurkaus, jota ei pidä sekoittaa plagealueisiin. Kuva © Kari A. Kuure.

Hα-aallonpituudella plagealueet näkyvät parhaiten keskilinjan aallonpituuden siivissä (joissa kaistanleveys on hieman laajempi), tyypillisesti noin ±0,03–0,05 nm etäisyydellä keskilinjasta. Näillä aallonpituuksilla fotosfäärin vaikutus heikkenee ja kromosfääriset kirkastumat korostuvat. Keskilinjalla näkyvyys voi heiketä, jos alueella on absorboivia rakenteita, kuten filamentteja. Hα-kuvissa plaget sijaitsevat yleensä aktiivisuusalueiden reunoille, ja ne voivat näyttäytyä epämääräisinä kirkastumina muiden kromosfäärirakenteiden keskellä. Niiden ulkonäkö ja kirkkaus heijastavat ylempien kerrosten lämpö- ja magneettitilannetta.

[2] Hα -aallonpituuden keskilinjan siivet saa parhaiten näkyviin, kun virittää Hα-suotimen keskilinjalta (prominenssit näkyvät kirkkaimmin) hieman sivuun (prominenssit himenevät hivenen). Kts artikkelia ”Ellermanin pommit ja spektriviivojen siivet”.

[3] Magneettivuon tiheyden kasvu voi johtua useista syitä, joita voivat olla viereisten magneettisten silmukoiden luoma paine tai useammasta eripaikasta nousevien silmukoiden yhdistyminen. Lisäksi magneettikentissä tapahtuu uudelleen kytkeytymisiä, joista vapautuu energiaa ja plasman virratessa syntyy Alfvén-aaltoja ja akustisia paineaaltoja. Lopputuloksena on lämpötilan kohoaminen ja vedyn ja kalsiumin virittymisiä useammin kuin muilla alueilla. Viritystilan lauetessa smg -säteily emittoituu juuri Hα ja Ca II K -aallonpituuksilla.

Tässä näkyvässä valossa otetussa kuvassa fakulat näkyvät reunatummentuman alueella. Ne eivät ole yhtä silmiinpistävän kirkkaita kuin CaK-kuvissa, mutta kuitenkin helposti havaittavissa. Kuva © Kari A. Kuure.

 

Lähteitä ja tutkimusraportteja

1.       "Intensity contrast of solar plage as a function of magnetic flux at high spatial resolution" — Tämä tutkimus käyttää SUNRISE-observatorion päivällistä ja ilmaisua havainnollistamaan, miten plage-alueiden kirkkaus vaihtuu magneettikentän voimakkuuden mukaan eri aallonpituusalueilla (arXiv).

2.       "Magnetic fields in solar plage regions: insights from high-sensitivity spectropolarimetry" — DKIST-teleskoopilla saatuja korkeaherkkyyden spektropolarimetrisia mittauksia käytetään kromosfäärin magneettikentän profilointiin ja virtausdynamiikan tutkimiseen plage-alueilla (arXiv).

3.       "Energetics of magnetic transients in a solar active region plage" — SST-havainnot ja MURaM-simulaatiot paljastavat, että magneettisia transientteja nousee ja tuhoutuu plage-alueilla, mikä saattaa siirtää vaikuttavia energiamääriä yläilmakehään (arXiv).

4.       Kalibrointi: "Calibrating 100 years of polar faculae measurements" — Facula-havainnoista saadut pitkän aikavälin määrät korreloivat vahvasti polaarisen magneettikentän kanssa, tarjoten tavan tarkastella Auringon sykliä (iopscience.iop.org).

5.       "Two new methods for counting and tracking the evolution of polar faculae" — SDO/HMI-aineistoja hyödyntämällä on kehitetty moderneja menetelmiä napafakulojen laskemiseksi ja elinajan arvioimiseksi (~6 tunnin mediaani), mikä tukee niiden polaarisen magneettikentän ennustamisen arvoa (link.springer.com).

6.      Wikipedia