Auringon magneettikenttä kääntyy

Ajankohtainen magnetogrammi
Auringosta. Piirroksen
käyrät edustavat magneettikentän
suuntaa (sinen pohjoinen, punainen
eteläinen kenttä) ja voimakkuutta
0, +-50, 100, 200 ... 2000 mikroteslaa.
Kuva SWO.

Nasan arvion mukaan Auringon magneettikentän kääntyminen kokonaisuudessaan tapahtuu viimeistään tämän vuoden loppuun mennessä. Pohjoisen pallonpuoliskon magneettikenttä on jo kääntynyt ja eteläisen pallonpuoliskon kentässä on selvät merkit meneillään olevasta muutoksesta.

Tällä hetkellä Auringon magneettikenttä näyttäsi muistuttavan moninapaista magneettia (tai pesäpallon pintalohkoja), mikä on tyypillistä kentän kääntymisvaiheelle. Täydellisen kääntymisen jälkeen kentällä on enemmän kaksinapaisen kuin moninapaisen kentän ominaisuuksia.

Magneettikentän kääntyminen tapahtuu Auringon aktiivisuushuipun jälkeen kerran 11-vuotisen pilkkujakson aikana. Näin ollen Auringon magneettikentällä on 22 vuotta kestävä jaksonpituus. Tosin jaksonpituus vaihtelee aktiivisuusjaksojen kanssa, joten vaihtelu voi olla 7–14 vuoden välillä. 

Auringon magneettikentän vaihtuminen alkaa napojen magneettikentän heikkenemisellä aktiivisuuden ollessa nousussa. Aktiivisuushuipun aikana tai heti sen jälkeen muutos on suunnilleen puolivälissä. Suunnan muuttuminen jatkuu aktiivisuuden laskevalla reunalla ja aktiivisuusjaksojen vaihtuessa magneettikenttä on kokonaisuudessaan kääntynyt ja lähes kaksinapainen.

Auringon magneettikenttä ei rajoitu vain sen lähialueille, vaan ulottuu paljon planeettakunnan rajojen ulkopuolelle aina heliopaussiin asti. Viking 1 -luotain on juuri tällä rajalla ja sen pääsy tähtienväliseen avaruuteen odotetaan tapahtuvaksi lähiaikoina.

Fiktiivinen kuva virtavaipasta nousevan
aktiivisuuden aikana. Magneettikentän
suunnan vaihtuessa virtavaippa
muuttuu enemmän aaltoilevaksi.
Kuva SWO.

Auringon magneettikentän muutokseen liittyy ekvaattoritasoon planeettojen väliseen avaruuteen syntyvä virtavaippa (current sheet). Se muodostuu aurinkotuulen plasman varatuista hiukkasista ja Auringon hitaasti pyörivä (pyörähdysaika on sama kuin Auringon ekvaattoriseudun pyörähdysaika eli noin 28 vrk) magneettikenttä indusoi siihen sähkövirran. Vaikka virtatiheys on hyvin pieni (0,000 000 000 1 A/m²), niin virtavaipan paksuus (noin 10 000 km) ja leveys saavat aikaan se, että vaipassa kulkevan sähkövirran kokonaisvoimakkuus on hyvin suuri.

Magneettikentän kääntymisen aikaan virtavaippa muodostuu hyvin aaltoilevaksi. Maa kulkee radallaan tämä aaltoilevan virtavaipan lävitse, joten se vaikuttaa voimakkaasti maapallon lähiavaruuden avaruussäähän. Tässä on yksi syy auringonpilkkujen aktiivisuusjakson jälkipuoliskon suurempaan revontuliherkkyyteen ja revontulinäytelmien näyttävyyteen. Toinen syy on itse Auringossa; sekasortoinen ja vaihtumassa oleva magneettikenttä synnyttää merkittävästi enemmän voimakkaita flare- ja CME-purkauksia.

Aaltoilevan virtavaipan vaikutuksesta tähtienvälisestä avaruudesta tulevat kosmisen säteilyn hiukkaset^[1] eivät pääse tunkeutumaan aurinkokunnan sisäosiin lainkaan niin helposti kuin muina aikoina. Tällä on oma vaikutuksensa maapallolle, sillä kosminen säteily saa aikaan monia muutoksia maapallon ionosfäärissä ja ilmakehässä synnyttäen mm. pilvisyyttä.

Nasa tukee Stanford yliopiston Wilcox Solar Observatoriota (WSO), joka on yksi niistä harvoista observatorioista joissa tehdään havaintoja Auringon magneettikentästä.

Huomautukset

[1] Kosminen säteily on hiukkassäteilyä, joka syntyy osittain^[2] galaksiavaruudessa. Kaukaisissa galakseissa tapahtuvat supernovat ja aktiiviset galaksiytimet tuottavat hyvin nopeasti, jopa lähes valonnopeudella eteneviä varattuja hiukkasia, joiden energiasisältö on verrattavissa lentävään pesäpallon energiaan. Sähkövarauksensa vuoksi Auringon magneettikenttä ja plasmapilvet vuorovaikuttavat aurinkokuntaan tunkeutuvien hiukkasten kanssa estäen niitä pääsemästä kovin syvälle aurinkokunnan alueelle. Näin ollen kosmisen säteilyn määrä esimerkiksi maapallolla vaihtelee Auringon aktiivisuuden mukaisesti.

[2] Aurinko tuottaa myös kosmisesta hiukkassäteilyä.