Ero sivun ”Auringonpilkku” versioiden välillä

[arvioimaton versio][arvioimaton versio]
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
Tämä kappale sopii luontevammin osioon "Vaikutus säähän ja ilmastoon"
p linkkejä
Rivi 13:
Auringonpilkun tumman keskusosan umbran lämpötila on 4 300–4 500 K ja puolitumman reunuksen penumbran lämpötila hieman yli 5000 kelviniä. Penumbrassa on pilkun keskustasta ulospäin osoittavaa kuitumaista rakennetta, fibrillejä. Fibrillirakenne näkyy pilkun keskustasta katsoen säteittäisinä tummempina ja vaaleampina alueina. Umbrassa magneettikenttä on suunnilleen pystysuora, penumbrassa vaakasuora. Pilkun lämpötila alenee normaalista pinnan 5 800 K:sta jopa 1 500 (–2 500?) kelviniä. Auringonpilkun aiheuttava magneettinen häiriö ulottuu ainakin kaksi kertaa penumbran läpimitan alapuolelle. Auringonpilkku itse on noin sadan kilometrin syvyinen kuoppa Auringon pinnassa.
 
Auringonpilkut ovat magneettikentän napoja ja esiintyvät usein pareina, jotka ovat vaakasuorassa Auringon pyörimiseen nähden. Pyörimisen mukana edellä kulkevalla pilkulla on toinen napaisuus kuin jäljessä tulevalla. Pilkun magneettikenttä on 0,4 teslaa[[tesla]]a, jopa 1 tesla. Auringonpilkkuihin liittyvät magneettikentät aiheuttavat flareja eli roihuja ja muita Auringon purkauksia.
 
==Luokittelu==
Rivi 43:
Auringonpilkkujen runsaus vaihtelee keskimäärin 11 vuoden jaksoissa, ja niiden määrä vaikuttaa maan päällä muun muassa radioyhteyksien olosuhteisiin. Jakson pituus voi vaihdella 7–17 vuoden välillä ja on keskimäärin 10,5 vuotta. Auringon aktiivisuus vaikuttaa ilmeisesti myös maapallon lämpötilaan ja [[otsonikerros|otsonikerrokseen]]. Erityisesti Auringon aktiivisuus vaikuttaa [[kosminen säteily|kosmiseen säteilyyn]] ja hiili-14:n muodostumiseen. Vaikka pilkut ovat tummia, suurempi pilkkujen määrä merkitsee silti suurempaa aktiivisuutta ja suurempaa säteilyä ja kirkkaampaa Aurinkoa, koska pilkkuja ympäröivät alueet ovat aktiivisempia ja kirkkaampia.
 
Auringonpilkkujakson alussa pilkut ilmestyvät leveysasteelle 40 ja vaeltavat jakson edetessä kohti Auringon päiväntasaajaa. Muilla tähdillä on havaittu [[spektri]]mittauksissa auringonpilkkujaksoja muistuttavia muutoksia. Jo 1800-luvulla [[Charles A. Young]] löysi Auringosta ionisoituneen kalsiumin[[kalsium]]in H- ja K-emissioviivat. Myöhemmin huomattiin nämä viivat vahvemmiksi Auringon magneettisesti aktiivisten alueiden yllä. Vuonna 1913 [[Gustav Eberhard]] ja [[Karl Schwarzschild]] löysivät H- ja K-viivat muilta tähdiltä, ja väittivät, että muiden tähtien mahdolliset pilkkujaksot näkyisivät näissä viivoissa. He eivät ehtineet tutkia väitettään. Vuonna 1966 [[Olin Wilson]] alkoi tutkia muiden tähtien mahdollisia pilkkujaksoja mittaamalla H- ja K-viivoja, ja monen vuoden tutkimuksen jälkeen löysikin pilkkukasoja rahoittajien ajoittaisesta pessimismistä huolimatta.<ref name="arvoituksia">Tähtitaivaan arvoituksia, Ursan julkaisuja 23, Luku magneettinen Aurinko, alaluku Muut auringot, sivu 216</ref>
 
Näitä jaksoja voi kutsua tähdenpilkkujaksoiksi tai aktiivisuuskierroksi eli aktiivisuussykleiksi. Mitä nuorempi ja aktiivisempi tähti on, sitä voimakkaammat kalsiumin H- ja K-emissioviivat sillä on. Auringolla voimakkaat H- ja K-viivat tulevat [[kromosfääri]]stä (Auringon kaasukehästä) pilkkujen yltä. Joillakin tähdillä H- ja K-viivojen voimakkuus vaihtelee noin vuoden jaksoissa, esim. [[HD 101501]]:llä. Toisilla tähdillä muutokset muistuttavat Auringon muutoksia, esimerkiksi [[HD 193095]]:llä on noin 7–8 vuoden jakso. Joillakin tähdillä, esim. [[HD 3795]]:llä, ei tapahdu lainkaan jaksollisia muutoksia spektriviivoissa.<ref>arvoituksia, sivu 216</ref>. Nuoret tähdet pyörivät nopeammin ja silloin niiden dynamo tuottavaa lyhyen, epäsäännöllisen aktiivisuusjakson. Kun tähti vanhenee, siitä poistuu ajan mukana impulssimomenttia[[impulssimomentti]]a pois, ja sen pyörimisliike hidastuu. Pilkkujakso pitenee ja muuttuu säännölliseksi. Lopulta pilkkujakso häviää<ref>arvoituksia, sivu 217</ref>. Samanikäiset Aurinkoa kevyemmät tähdet ovat magneettisesti "nuorempia", ja silloin niiden pilkkujakso säilyy luultavasti epäsäännöllisenä pidempään.
 
== Syntyminen ==
 
Auringonpilkkujen synty liittyy Auringon [[magneettikenttä]]än, joka syntyy Aurinkoon [[konvektio]]virtauksissa [[dynamoteoria]]n mukaisesti. Auringon aine on täysin ionisoitunutta[[ioni]]soitunutta eli sähköistä, joten siinä voi syntyä voimakkaita sähkövirtoja[[sähkövirta|sähkö­virtoja]] ja magneettikenttiä kaasun virtauksen vaikutuksesta. Auringon energia syntyy sen ytimessä vedyn palaessa fuusioreaktiossa[[fuusio]]reaktiossa. Energia siirtyy ulospäin aluksi lähinnä säteilemällä. Auringon konvektiivinen kerros on ulompi kerros, jossa energia siirtyy ulospäin kaasun virtauksissa.
 
Auringonpilkkujakso liittyy magneettikentän vaihtumiseen pituuspiirien suuntaisesta leveyspiirien suuntaiseksi. Magneettikenttä syntyy konvektiovirtauksen pyörteisyydestä eli turbulenssista[[turbulenssi]]sta. Aurinko pyörii nopeammin päiväntasaajalla kuin navoilla: päiväntasaajalla yksi pyörähdys vie 25 päivää ja navoilla 29. Aluksi auringonpilkkuminimissä Auringolla on kaksinapainen magneettikenttä, jonka voimaviivat kulkevat Auringon pituuspiirin suunnassa. Auringon erilainen pyöriminen eri leveysasteilla, differentiaalirotaatio, venyttää magneettiset voimaviivat ensin V:n muotoisiksi siten, että V:n kärki osoittaa päiväntasaajalla Auringon pyörimissuuntaan. Magneettikenttä "jäätyy" kiinni aurinkoaineeseen. V:n kärki venyy pitkäksi sormea muistuttavaksi kärjeksi. Näin aluksi suorat magneettikentän viivat muistuttavat lopulta spiraaleja, jotka peittävät Auringon pintaa. Aluksi päiväntasaajaa vastaan pystysuorat voimaviivat muuttuvat lähes vaakasuoriksi viivojen venyessä differentiaalirotaation takia. Auringon edelleen pyöriessä kentän voimaviivat lähestyvät toisiaan. Magneettikentän viivojen tihentyminen vahvistaa magneettikenttää.
 
Auringon pinnan alle syntyy kenttäviivojen tihentyessä putkimaisia tai lankamaisia magneettikenttärakenteita, joita syntyy ja kuolee jatkuvasti. Magneettiputki pyrkii kyllin vahvistuttuaan nousemaan Auringon sisuksista pintaa kohti, koska sen sisäinen magneettikenttä harventaa siinä olevaa kaasua.
Rivi 67:
 
Joidenkin tutkijoiden mukaan [[Auringon aktiivisuus]], varsinkin oletettu pitkä 80-vuotinen jakso vaikuttaa ilmastoon.
Kun auringonpilkkuja on vähän, sää on kolea ja sateinen Suomen leveyksillä 50. leveyspiirin pohjoispuolilla. Kun auringonpilkkuja on paljon, on lämmintä<ref>Artturi Similän sääkirja, sivu 77</ref>. Auringonpilkkujen aiheuttamat muutokset perustuvat ehkä niiden mukana vaihtelevan [[ultraviolettisäteily]]n aiheuttamiin muutoksiin otsonikerroksessa. Lämpiminä kausina pohjoisia leveyksiä lämmittävät lisääntyneet pohjois-eteläsuuntaiset virtaukset. Tällöin auringon aktiivisuuden vaihtelut muuttavat [[suursäätila|suursäätiloja]].
 
Ns. [[Maunderin minimi]]nä tunnetaan ajanjakso 1645–1715, kun auringonpilkut olivat hyvin harvinaisia. Sama ajanjakso tunnetaan myös niin sanottuna [[Pieni jääkausi|pienenä jääkautena]], jolloin Eurooppa ja Pohjois-Amerikka kärsivät kylmistä talvista. Maapallo on saattanut viiletä tuolloin jopa yhden asteen. Erikoisesti vuodet [[1695]]-[[1697]] tunnetaan Suomessa [[Suuret kuolonvuodet|suuren nälänhädän]] vuosina, jolloin huomattava osa kansasta kuoli nälkään ja tauteihin.