lauantai 31. toukokuuta 2014

Harrastajan tähtitaivas: Kesäkuu 2014



Kuu ja Mars ovat
lähekkäin 8.6. kello 1.30.
Piirros Kari A. Kuure.



Aurinko viipyy horisontin yläpuolella Juhannuksen aikoihin jopa 18 tuntia. Näin ollen hämärälle yölle ei kovinkaan montaa tuntia jää, sillä Aurinko on horisontin alapuolella enimmillään vain muutaman asteen. Kesäkuun yöt voivat olla vielä viileitä, joten kaukoputken ääressä täytyy olla lämpimästi pukeutunut ja useimmissa maastopaikoissa täytyy muistaa varustautua myös sääskikarkotteilla.

Kuu on kesäaikana sillä osalla taivasta, millä Aurinko on talvella. Tästä syystä se näkyy matalalla jopa silloin, kun se on ylittämässä meridiaania. Havainnot pitäisikin tehdä juuri Kuun ollessa korkeimmillaan eteläisellä taivaanosalla. Kuu on korkeimmillaan pohjoisessa (18°) 26.6. lähes uuden kuun aikaan ja syvimmällä eteläisellä taivaalla (–20°) 13.6. täydenkuun aikaan.

Kuun vaiheet: 5.6. kello 23.39 kasvava puolikuu, 13.6. kello 7.11 täysikuu, 19.6. kello 21.41 vähenevä puolikuu ja 27.6. kello 11.08 uusikuu.

Merkurius on näkyvissä kuukauden alkupäivinä iltahämärissä parin tunnin ajan. Ensimmäisen viikon jälkeen planeetan nousuaika kuitenkin siirtyy lähemmäksi auringonlaskua ja kuukauden puolivälissä kohteet painuvat horisonttiin yhtä aikaa. Merkuriuksen alakonjunktio on 20.6., joten senkään vuoksi se ei olisi kovin hyvin näkyvissä vaikka elongaatio Aurinkoon onkin 3,8°. Ensimmäisen kesäkuun viikon jälkeen Merkurius on horisontin yläpuolella vain päiväaikana.

Venus on näkyvissä 45 minuutista noin 1,5 tuntiin ennen auringonnousua. Planeetan kirkkaus ei ole suuren suuri (–3,8m) vaikkakin se on selvästi näkyvissä. Kulmahalkaisija on aivan tyydyttävät 13,9–12 kaarisekuntia, joten jo aivan pienellä kiikarilla sen vaiheet pitäisi näkyä.

Mars on edelleen horisontin yläpuolella lähes koko yön. Ainoastaan parin aamutunnin aikana ennen auringonnousua se on horisontin alapuolella. Planeetan kirkkaus on vähenemässä, kuukauden alussa se on vielä –0,5m mutta kuukauden lopulla vain 0m. Maan ja Marsin välisen etäisyyden kasvaessa, sen kulmahalkaisijakin pienenee kuukauden alun 11,8:sta kuukauden loppupuolen 9,5 kaarisekuntiin.

Kuu ja Saturnus ovat
lähekkäin 11.6.
kello 1.30. Piirros
Kari A. Kuure.

Jupiter on iltayöstä taivaalla ja laskee horisonttiin yön pimeimpinä hetkinä. Planeetan kirkkaus on edelleen –1,7m tietämillä, joskin se on hieman alenemaan päin. Samoin käy pienessä määrin kulmahalkaisijalle, se putoaa kuukauden alun 33:sta kuukauden loppuun siirryttäessä hieman alle 32 kaarisekuntiin.

Saturnus on myös yötaivaalla ja alkukuusta jopa etelässä illan hämärtyessä. Aamun koittaessa Saturnus laskee horisonttiin pari tuntia ennen auringonnousua. Planeetan sijainti taivaalla on hyvin etelässä (deklinaation – 15° tietämillä), joten kovin korkealle se ei etelässäkään ollessaan nouse. 

Saturnuksen kulmahalkaisija on siedettävät 18,5 kaarisekuntia, joten sen renkaat näkyvät hienosti pienelläkin kaukoputkella. Kirkkaus sen sijaan ei ole kovinkaan suuri, joten visuaalisesti planeetta etsivien tulisi tietää sen paikka taivaalla hyvin tarkasti.

Uranus ja Neptunus ovat horisontin yläpuolella aamuhämärän aikaa, muta molempien planeettojen kirkkaudet ovat sitä luokkaa, että ilman goto-ohjattua kaukoputkea ne jäävät löytymättä ja näkemättä.



sunnuntai 25. toukokuuta 2014

Jupiterin Suuri punainen pilkku pienenee



Hubble-avaruuskaukoputken
HWFC3 -kameralla 21.4.2014
ottama kuva Jupiterista [2].
Jupiterin tunnetuin ”maamerkki” Suuri punainen pilkku [1] on pienenemässä. Pieneneminen ja siihen liittyvä pilkun muodon muuttuminen pyöreämmäksi on tunnettu jo 1930-alkaen. Avaruuskaukoputki Hubblella otetuista kuvista on selvästi nähtävissä, että pilkku on nyt pienempi kuin koskaan sitten sen löytämisen jälkeen 1600-luvulla.

Vielä 1800-luvulla pilkun pidemmäksi halkaisijaksi mitattiin noin 41 000 km. Nasan Voyager-luotaimien ottamista kuvista (vuonna 1979) sen halkaisijaksi mitattiin 23 335 km. Nykyisin mittaukset kertovat pilkun olevan vain 16 500 km halkaisijaltaan, joten se on vain hieman maapalloa suurempi. Jos pieneneminen jatkuu nykyistä vauhtiaan (noin 1 000 km vuodessa), pilkku katoaa ensi vuosikymmenen puolivälin jälkeen.

GRSn pieneneminen on selvästi
nähtävissä tästä kuvasarjasta
kahden vuosikymmenen ajalta.
Kuva Nasa/ESA.

Syytä Suuren punaisen pilkun pienenemiseen ei tiedetä. Tutkijat epäilevät muutoksen johtuvan Suuren punaisen pilkun sisäisen dynamiikan muutoksista, jotka puolestaan voivat johtua pilkun ympäristössä olevista pienemmistä pyörteistä. Muitakin hypoteeseja on esitetty vaikka niitäkään ei ole pystytty osoittamaan sen paremmin oikeaksi kuin vääräksi. Itse asiassa, Suuren punaisen pilkun syntyminen ja etenkin pitkäkestoisuus on osa suurta Jupiterin arvoitusta. 


Huomautukset

[1] Suuri punainen pilkku (GRS) on korkeapaine antisykloni Jupiterin eteläisellä pallonpuoliskolla. Kaasujen kiertoliike on vastapäivään, eli samoin kuin matalapaineet maapallon pohjoisella pallonpuoliskolla. Maapallolla tällaisia pyörimissuunaltaan antisykloneja ei esiinny. Pilkun punainen väri johtuu alempien pilvikerrostumien näkymisestä, sillä pilkun yläpuolella vain harvoin on vaaleita yläpilviä, jotka peittävät alemmat pilvet.

[2] Image credit: NASA, ESA, and A. Simon (Goddard Space Flight Center). Science Credit: A. Simon (Goddard Space Flight Center), G. Orton (Jet Propulsion Laboratory), J. Rogers (University of Cambridge, UK), and M. Wong and I. de Pater (University of California, Berkeley).

tiistai 20. toukokuuta 2014

Auringonpilkkujakso 24 maksimissaan?

Ron Tunerin kokoama kaavio
auringonpilkkujaksojen aktiivisuudesta
170-luvun puolivälistä alkaen.

Auringon toimintaa ja aktiivisuutta seuraavat tutkijat alkavat olla suunnilleen yhtä mieltä siitä, että auringon aktiivisuusjakso 24 on saavuttamassa tai on jo saavuttanut maksiminsa. Aivan varmoja asiasta ei kuitenkaan vielä olla, sillä aktiivisuuden maksimiajankohdan määrittämiseen käytetään ns. kolmentoista kuukauden keskiarvoa [1]. Menetelmästä johtuen tällä hetkellä tiedetään lokakuun 2013 aktiivisuutta kuvastavan auringonpilkkuluvun olevan arvossa 75,0. Marraskuulle 2013 ennustettua arvo on 73,6, mutta todellisen arvon tiedämme vasta kesäkuussa.

Auringonpilkkujaksolle 24 on ollut tyypillistä pohjoisen ja eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuuksien eriaikaisuus [2]. Pohjoisen pallonpuoliskon aktiivisuusmaksimi saavutettiin vuoden 2011 lopulla. Sen jälkeen pohjoisen aktiivisuus on hiipunut. Eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuus on kuitenkin jatkanut nousuaan. Nousu ei kuitenkaan ole ollut tasaista vaan siinä on ollut lyhytaikainen maksimi vuoden 2012 alkupuolella. Tämän jälkeen aktiivisuus pysytteli tasaisena molemmilla pallonpuoliskoilla noin vuoden päivät. Tasanne oli myös aktiivisuudeltaan suunnilleen yhtä voimakasta (auringonpilkkuluku oli hieman alle 30) molemmilla pallonpuoliskoilla.

Douglas Bieseckerin kaavio
auringonpilkkujaksosta 24. Sininen
käyrä on Auringon pohjoisen ja
punainen eteläisen pallonpuoliskon
aktiivisuus käyrä.
Tilanne muuttui vuoden 2013 ensimmäisellä puoliskolla; pohjoisen pallonpuoliskon aktiivisuus jatkoi heikkenemistään ja eteläisen aktiivisuus kasvoi jopa pohjoisen alenemaa voimakkaammin. Kasvu on jatkunut siitä lähtien melkein suoraviivaisesti loka-marraskuun (2013) lukemiin: etelässä noin 50 ja pohjoisessa noin 25.

Tutkijat laativat Auringon tulevasta aktiivisuudesta jatkuvasti uusia ennusteita useilla erilaisilla menetelmillä. Siitä huolimatta jopa lähikuukausien ennustettavuus näyttäisi olevan erittäin heikko. Auringossa ei kuitenkaan tapahdu kovin nopeita muutoksia kuukausien aikajaksoissa tarkasteltuna, joten hyvällä tarkkuudella voimme ennustaa eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuuden jatkavan suunnilleen nykyisellä voimakkuudella ainakin seuraavat puolivuotta.

Mitä Auringossa on aikaisemmin tapahtunut? Tarkastelemalla jaksoja 22 ja nyt menossa olevaa jaksoa 24, voimme todeta, että nykyinen jakso on aktiivisuustasoltaan hyvin heikko. Esimerkiksi voimakkaampia kuin M1-luokan flare-purkauksia jaksossa 22 tapahtui noin 1750 kertaa; ja nyt jakson 24 puolivälissä vain noin 475 kertaa. Voimakkaampia X1-luokan flare-purkauksia jaksossa 22 esiintyi noin 140 kertaa ja nyt vain kolmisen kymmentä.

Auringon ja maapallon välistä magneettista kytkentää tarkastellessa nykyinen jakso 24 osoittautuu olevan todella heikko. Jaksojen 17–23 aikana vähintään G1-luokan magneettisia myrskyjä (Kp-indeksi 5 tai suurempi) esiintyi kutakuinkin tuhat kertaa jaksossa. Jakson 24 aikana tähän asti niitä on esiintynyt vain noin 300 kertaa. Voimakkaampia, vähintään G3-luokan myrskyjä jaksojen 17–23 aikana esiintyi noin 150 kertaa, kun taas nykyisen jakson aikana ollaan vasta parin kymmenen myrskyn lukemissa.

Kaikkein voimakkaimpia G5-luokan (Kp-indeksi 9) myrskyjä ei nykyisessä jaksossa ole esiintynyt lainkaan, kun taas aikaisemmissa jaksoissa niitä on ollut kymmenkunta kertaa jaksoa kohti. Revontuliharrastajien ei kuitenkaan vielä pitäisi olla huolissaan komeiden tulinäytelmien jäämisestä väliin, sillä parhaimmat reposet nähdään yleensä aktiivisuusjakson laskevalla reunalla.  Esimerkiksi jaksolla 17 ei esiintynyt G5-luokan myrskyä kertaakaan ennen aktiivisuusmaksimia, mutta jakson laskevalla reunalla niitä oli neljä.

---
Tässä artikkelissa on lähteenä käytetty Douglas Bieseckerin (NOAA/SWPC) viime kuussa pidetyn Space Waether Wokshop esitelmän "Solar Maximum is here, finally." Power Point -kalvoja.  Samaan workshoppiin osallistunut Ron Turner (Analytic Service, Inc.) ei kuitenkaan jaksanut innostua sillä hänen mukaansa nykyinen jakso jatkuu ennätyksellisen heikkona (lähde Space Waether.com). Vain joitakin jaksoja 1800-luvulla on ollut vielä vaisumpia.

Huomautukset

[1] Kolmentoista kuukauden keskiarvo lasketaan siten, että kuluneen kuukauden auringonpilkkulukuun lisätään kuuden kuukauden kuukausikeskiarvot eteen ja taaksepäin, siis yhteensä kolmeltatoista kuukaudelta, ja lasketaan keskiarvo.

[2] Vastaavaa eriaikaisuutta on ollut havaittavissa aikaisemmissakin auringonpilkkujaksoissa, mutta nykyisessä jaksossa sen eriaikaisuus tuntuu korostuneen. Tämä johtunee pilkkujakson aktiivisuuden matalasta tasosta.



sunnuntai 11. toukokuuta 2014

Löytyykö uusi meteoriparvi

Tulipallo, joka näkyi 28.4.2010. Kuva
Wikimedia Commons/Thomas Grau.

Monien meteoriparvien [1] runsaus voi vaihdella runsaastikin vuosien varrella. Joskus joku parvi aiheuttaa meteorimyrskyn, mutta useimpina vuosina se tuottaa juuri ja juuri havaittavissa olevan parven. Hyvin harvoin pystytään määrittämään tai ns. löytämään täysin uusi meteoriparvi. Tässä kuussa (23–24.5.) se on hyvällä onnella kuitenkin mahdollista.

Mahdollisen parven (CAM, toukokuun camelopardalidit) maksimin odotetaan olevan 24. päivänä kello 9–11 Suomen aikaa. Edellisenä yönä ennen auringonnousua havaitsijat voivat kuitenkin tehdä hienoja tulipallohavaintoja [2]. Parven radiantti [3] on Kirahvin tähdistössä korkealla pohjoisella taivaalla.

Mahdollinen parven ajatellaan aiheutuvan komeetta 209P/LINEAR jälkeensä jättämästä pölystä ja hieman isommista jää- ja kivilohkareista [4]. Tavallisesti komeettojen radalla oleva pöly ajelehtii aurinkotuulen mukana ja jokainen periheliohitus tuo oman pölyvanansa. Jos joku pölyvana ajautuu maapallon radan tuntumaan, niin ilmakehään joutuvat kappaleet saavat aikaan meteoriksi kutsuttuja ilmiöitä ilmakehässä.

Meteori-ilmiö syntyy, kun avaruudesta ilmakehään syöksyvän kappaleen etupuolelle [5] muodostuu ilman kompressio. Sen seurauksen ilman lämpötila kohoaa useisiin tuhansiin asteisiin. Hehkuva ilma höyrystää kappaleen olipa se sitten kiveä tai jäätä. Vain suurimmat kappaleet päätyvät niin syvälle ilmakehään, että putoamista vastustava voima saa yhdessä lämpövaikutuksen kanssa kappaleeseen niin suuret sisäiset jännitteet, että se pirstoutuu. Riittävällä nopeudella kappaleeseen voi siis syntyä samanlaisia voimia kuin betonilattiaan murskautuvaan vesilasiin. Pistoutuminen näkyy bolidina, eli kirkkaana leimahduksena.

Komeetta 209P/LINEAR löydettiin helmikuussa 2004 [6, 7]. Sen jälkeen sitä on seurattu, koska sen perihelipiste on Maan radan sisäpuolella. Aikaisemmin sen rata on ollut riittävän kaukana, joten varsinaista törmäysvaaraa ei ole ollut. Ratalaskelmia tehtäessä taaksepäin, on selvinnyt, että komeetta oli noin vuosisata sitten sellaisella radalla, jolle radalle jääneet pöly ja kivet ovat nyt lähestymässä maapallon rataa.

Komeetan pölyjäänteiden käyttäytymistä tutkinut Esko Lyytinen [8] kertoi Avaruusmagasiinille, että ulkomailla tehdyissä tutkimuksissa selvisi radalle jääneen pölyn olevan raekooltaan tavanomaista suurempaa. Tästä syystä osa meteoreista voi olla hyvinkin näyttäviä. Valitettavasti ennustetun maksimin aikaan Suomessa on päivä ja vaalea taivas estää muiden kuin kaikkein kirkkaimpien tulipallojen näkymisen. Joissakin arvioissa ZHR-luvuksi ennakoidaan jopa 200. Jos arviot ovat edes suuruusluokaltaan oikeita, parvi toteutuessaan olisi yksi merkittävimmistä meteoriparvista.

Huomautukset

[1] Meteoriparvia tunnetaan kaikkiaan 276, mutta vain 56 niistä tuottaa säännöllisiä ja havaittavia meteorisateita. Loput parvet voivat olla jo ammoin sitten tuhoutuneiden komeettojen jäänteitä, jotka silloin tällöin saattavat saada aikaan heikon meteorisateen. Parvet nimetään yleensä sen mukaan minkä tähdistön alueella niiden radiantti sijaitsee. 209P/LINEAR aiheutaman mahdollisen parven radiantti sijaitsee Kirahvin tähdistössä, jonka latinankielinen nimi on Camelopardalis.

[2] Meteoriparven maksimin ajankohdan ennakointi ei ole mahdollista tehdä kovinkaan tarkasti edes tunnetuille parville. Nyt kyseessä on mahdollinen (mutta ei varmistettu) ja ennen havaitsematon parvi, joten maksimin ajankohdan ja sen runsautta on käytännössä mahdoton arvioida kovinkaan tarkasti. Näin ollen parvi voi saavuttaa maksiminsa ennustetta aikaisemmin ja on parhaimmillaan Suomen yöaikana. Parvi voi myös viivästyä ja silloin se voikin olla näkyvissä vasta seuraavana yönä.

[3] Radiantti on kohta tai alue taivaalla, josta meteorit näyttäisivät tulevan, jos niiden ratoja jatkettaisiin tulosuuntaan taivaalla. Todellisuudessa meteoriparveen kuuluvat kappaleet tunkeutuvat maapallon ilmakehään samansuuntaisilla radoilla, mutta perspektiivi-ilmiö saa aikaan radiantin syntymisen. Ilmiö on sama kuin junanradassa, jossa kiskot ovat varmasti samansuuntaisia mutta horisontissa ne näyttävät yhtyvän samaan pisteeseen. Mahdollisen camelopardalien radiantin arvioidaan sijaitsevan kohdassa RA =  8 h (120°) , DEC = 79°.

[4] Komeetat ovat ”likaisia lumipalloja” tai ”lumisia likapalloja” miten kukin ne sitten haluaakaan määrittää. Niissä on vesijäähän sekoittuneena pölyä ja hienoa kivimurskaa, joiden kappalekoko on yleensä hyvin pieni. Periheliohituksen aikana komeetasta voi irrota isohkojakin jääkappaleita, jotka yleensä kuitenkin hajoavat edelleen pienemmiksi. Irronneet kappaleet jatkavat komeetan kanssa samalla radalla, mutta pölypilvien rata saattaa hieman muuttua auringon valon paineen ja aurinkotuulen vaikutuksesta.

[5] Usein näkee ja kuulee väitettävän että, meteori-ilmiö johtuu ilman ja avaruudesta tulevan kappaleen välisestä kitkasta. Kitka on kuitenkin suhteellisen pieni tekijä meteori-ilmiön aikana, sillä se ei pysty aikaansaamaan riittävää kuumentavaa vaikutusta. Vasta varsinaisen meteori-ilmiön jälkeen, jos höyrystymiseltä on jotakin jäänyt jäljelle, kitka tulee merkittäväksi kappaleen putoamisvauhtia hillitsevänä tekijänä. Tämä tapahtuu vasta sitten kun putoamisvauhti on vähentynyt lähemmäksi äänen nopeutta tai sen alle.

Syvemmällä ilmakehässä ja hitaammassa putoamisessa ilman viskositeeti ja kappaleen aerodynaaminen muoto nousee hyvin helposti määrääväksi tekijäksi vapaan putoamisliikkeen nopeutta määriteltäessä. Terminaalinopeus lähellä maanpintaa on noin 60–70 m/s riippuen kappaleen muodosta.

[6] Löytö tehtiin Lincoln Near-Earth Asteroid Research projektissa yhteistyössä NASAn, the Massachusetts Institute of Technology Lincoln Laboratory:n ja Yhdysvaltain ilmavoimien kanssa.

[7] 209P/Linear -komeetan kiertoaika on 5,02 vuotta ja arviot ytimen koosta ovat noin 0,8 km luokkaa. Lähimmillään maapalloa komeetta on 29.5., jolloin etäisyyttä on noin 8 290 000 km. Se on komeettojen yhdeksänneksi lähin ohitus. Lyhyestä etäisyydestä huolimatta komeetan arvioidaan olevan kirkkaudeltaan vain noin 11m, joten paljain silmin sen näkemiseen ei ole mitään mahdollisuuksia.

[8] Tutkijapari Esko Lyytinen ja Peter Jenniskens (NASA Ames Research Center) tutkivat komeettojen jättämien pölyvanojen ja Maan välisiä kohtaamisia.

maanantai 5. toukokuuta 2014

Auringossa piilee vaara


Olemme tottuneet siihen, että Aurinko loistaa taivaalla vakaasti ja turvallisesti. Tutkijat ja Auringon toimintaan perehtyneet harrastajat kuitenkin tietävät, että lähi tähdessämme voi tapahtua suuriakin purkauksia, vaikkakaan todella vaarallisia esiintyy erittäin harvoin. Nykypäivän yksi vaarallisimmista purkauksista tapahtui 23. heinäkuuta 2012. Sen voimakkuus oli verrattavissa Richard Carringtonin vuonna 1859 havaitsemaan purkaukseen.

Parin vuoden takainen purkaus poikkesi Carringtonin näkemästä siinä, että se tapahtui Auringossa meille näkymättömällä puolella. Sen aikaansaama koronamassapurkauspilvi (CME) sinkoutui Auringosta pois noin 3 000 km/s nopeudella aiheuttamatta sen suurempia ongelmia. Sen sijaan Carringtonin näkemän flare-purkauksen aikaansaama CME-pilvi törmäsi täydellä voimallaan maapallon magneettikenttään ja aiheutti ennen näkemättömän magneettisen myrskyn. Sen aikaan saamat revontulet näkyivät jopa trooppisilla leveyksillä, mm. Tahitilla. Yhteistä molemmille purkauksille oli, että ne tapahtuivat suhteellisen matalien ja toisiinsa verrattavissa olevien aktiivisuusjaksojen [1] huippukausina.

Carringotinin näkemän flare-purkauksen tarkempi analyysi puuttuu, sillä hän teki havaintonsa näkyvässä valossa visuaalisesti. Nykyisin havaitsemme Aurinkoa huomattavasti monipuolisemmin ja monilla eri kapeakaistaisilla aallonpituuksilla, joten meidän mahdollisuudet ymmärtää tapahtumia Auringossa ovat huomattavasti paremmat. Heinäkuun 2012 purkaus tapahtui vielä sellaiseen suuntaa, jossa Nasan Aurinkoa havaitseva Stereo A -luotain [2] oli. Sen havaintojen mukaan purkaus oli todellisuudessa kaksi purkausta  [3],  jotka tapahtuivat vain 15 minuutin välein samassa aktiivisuusalueessa. Purkaukset olivat suunnilleen yhtä voimakkaita ja niiden aiheuttamat CME-pilvet yhdistyivät yhdeksi rintamaksi.

Auringon aktiivisuutta kuvataan
perinteisesti auringonpilkkuluvulla,
joka lasketaan 13 kuukauden
jatkuvana keskiarvona (sininen käyrä).
Kuukausien keskiarvot oesitetty mustalla
murtoviivalla.
Teollinen yhteiskunta 1800-luvun puolivälin tietämillä oli huomattavasti yksinkertaisempi kuin nykyään. Tiedonvälitys perustui paljon yksinkertaisempaan tekniikkaan kuin nykyisin ja kaikkein edistynein menetelmä oli lennätin. Lennätin linjat olivat avolinjoja ja niihin indusoitu magneettisen myrskyn aikana voimakkaita häiriövirtoja. Ne saivat aikaan kipinöintiä ja laitteiden tuhoutumista, syttyipä jokunen tulipalokin lennätinasemille.

Carringtonin aikaan yhteiskunta ei ollut lainkaan tai korkeintaan oli hyvin vähän riippuvainen lennätinlaitteiden toiminnasta. Toisin on nyt, kaikki kehittyneet ja kehittyvät valtiot ovat lähes kaikissa toiminnoissaan erittäin riippuvaisia sähköisestä tiedonvälityksestä ja kansainvälisistä tietoverkoista. Pienikin häiriö niissä saa helposti aikaan kauaskantoisia seurauksia.

Oli suuri onni, että heinäkuun 2012 purkaus ei tapahtunut viikkoa aikaisemmin, jolloin purkauksen aiheuttanut aktiivinen alue oli suuntautunut kohti maapalloa. Yhdysvaltalaisen National Academy of Sciences -tutkimuslaitoksen tekemän arvion mukaan purkauksen aikaansaamat vauriot maailmanlaajuisesti olisivat olleet arvoltaan noin 2000 miljardia dollaria. Lisäksi olisi otettava huomioon, että tieto- ja sähköverkkojen korjaamiseen olisi kulunut hyvin pitkä aika.

Auringon aktiivisuutta pyritään
ennustamaan hyvin monenlaisilla
menetelmillä. Tässä yksi ennuste.
Ilman Stereo A ja B -luotaimia, emme koskaan olisi saanut tietää, että heinäkuun purkaus oli todellinen ”superpurkaus” [4]. Tieto siitä, että Auringossa voi tapahtua laitteistojamme vaurioittavia purkauksia on merkittävä ja erittäin tärkeä kaikille magneettisille myrskyille alttiina olevien laitteistojen ylläpitäjille. Jo pelkkä tietoisuus tällaisesta suuntaa laitekehitystä vikasietoisempaan ja kestävämpään suuntaa.

Huomautukset

[1] Auringonpilkkujaksot ovat numeroitu 1700-luvun alusta lähtien. Nykyinen jakso on numeroltaan 24 ja Carringotin purkauksen aikainen jakso oli numero 10. Molempien aktiivisuusjaksojen huiput olivat auringonpilkkuluvuiltaan siinä sadan tuntumassa.

[2] Stereo A ja Stereo B ovat luotain pari, joiden tehtävänä on tehdä havaintoja Auringosta.  Ne ovat samalla Aurinkoakiertävällä radalla Maan kanssa; Stereo A etenee hieman nopeammin ja Stereo B hieman hitaammin kuin maapallo. Näin ollen ne etääntyvät maapallosta kaiken aikaa ja lopulta ne ohittavat toisensa Auringon takan ja tulevat esiin sen jälkeen vastakkaisilla puolilla Aurinkoa.

[3] Tutkimuksen tekivät Janet G. Luhmann ja Ying D. Liu Kalifornian yliopiston Berkeleyn  tutkimuslaitoksesta ja se julkaistiin Nature Communications -tiedejulkaisussa. Tarkempi analyysi osoitti, että heinäkuun 23. päivän purkausta samaa kulkureittiä oli kulkenut edellinen CME-pilvi vain neljä vuorokautta aikaisemmin, ja se oli tyhjentänyt alueen tavanomaisesta aurinkotuulen hiukkasista. Tästä syystä kaksois-CME-pilvi säilytti purkauksessa saamansa nopeuden ja oli merkittävästi nopeampi kohdatessaan Stereo A -luotaimen kuin tavanomaisesti hidastuvat CME-pilvet.

[4] Tämäkään purkaus ei ollut varsinainen superpurkaus, jollaisia on havaittu jonkin verran viime vuosina Aurinkoamme nopeammin pyörivissä tähdissä. Tosin jonkin verranhavaintoja todellisista superpurkauksista on myös tähdistä, joiden pyörähdysaika ja samalla magneettikentän voimakkuus ovat verrattavissa Aurinkoon. Näin ollen ei ole mitään syytä tuudittautua uskoon, että Auringossa ei voisi tapahtua todellisia superpurkauksia, joiden voimakkuus voisi olla kymmeniä tai jopa satoja kertoja suurempi kuin Carringtonin ja heinäkuun 23. päivän purkaukset. Niitä tapahtuu vain tuhansien tai jopa miljoonan vuoden välein.