Ero sivun ”Auringonpilkku” versioiden välillä
| [katsottu versio] | [katsottu versio] |
Poistettu sisältö Lisätty sisältö
p →Syntyminen: linkki täsmennyssivuun fuusio using AWB |
→Auringonpilkkujakso: Korjattu sana 'pilkkukasoja' sanaksi 'pilkkujaksoja'. |
||
Rivi 54:
Auringonpilkkujen runsaus vaihtelee keskimäärin 11 vuoden jaksoissa, ja niiden määrä vaikuttaa maan päällä muun muassa radioyhteyksien olosuhteisiin. Jaksollisuuden havaitsi ensimmäisenöä [[Samuel Heinrich Schwabe]] vuonna 1845.<ref>{{kirjaviite | Tekijä = Hannu Karttunen, Heikki Oja, Pekka Kröger, Markku Poutanen | Nimeke = Tähtitieteen perusteet | Sivu = 345 | Julkaisija = Tähtitieteellinen yhdistys Ursa, Valtion painatuskeskus | Julkaisupaikka = Helsinki | Vuosi = 1984 | Tunniste = ISBN 951-859-367-1}}</ref> Jakson pituus vaihtelee, sen on havaittu olevan 8-15 vuotta. Jakson aiheuttaa Auringon magneettikentän kääntyily 22 vuoden jaksoissa.<ref name="IL"/> 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 [[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
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 name="arvoituksia" />. Nuoret tähdet pyörivät nopeammin ja silloin niiden dynamo tuottavaa lyhyen, epäsäännöllisen aktiivisuusjakson. Kun tähti vanhenee, siitä poistuu ajan mukana [[impulssimomentti]]a pois, ja sen pyörimisliike hidastuu. Pilkkujakso pitenee ja muuttuu säännölliseksi. Lopulta pilkkujakso häviää<ref>Tähtitaivaan arvoituksia, s. 217.</ref>. Samanikäiset Aurinkoa kevyemmät tähdet ovat magneettisesti "nuorempia", ja silloin niiden pilkkujakso säilyy luultavasti epäsäännöllisenä pidempään.
| |||