 |
| Auringon kromosfäärissä esiintyy monia erilaisia tapahtumia joista osa on koronaan kuumentavia. Kuvassa oikealla auringonpilkku, vaaleat alueet ovat plage-aluita, joissa tapahtuu pieniä flare-purkauksia, tummat "köynnokset" ovat filamentteja eli kromosfäärin edessä olevia prominensseja ja "karvoituksen kaltaiset" lyhyet tummat alueet ovat spiguloita, eli Auringosta kohoavia plasmasuihkuja, joiden on ajateltu osaltaan lämmittävän koronaa. Kuva © Kari A. Kuure. |
Tutkijat ovat yrittäneet selvittää jo 1940-luvulta alkaen
Auringon koronan korkean lämpötilan salaisuutta. Auringon efektiivinen
lämpötila on hieman alle 6000 K mutta samaan aikaan koronan lämpötila on jopa
useita miljoonia Kelvin-asteita. Mistä lämpö koronaa tulee?
Vuosien varrella tutkijat ovat kehittäneet useita erilaisia
malleja koronan lämmittämiseen. Ongelma vain on ollut, että koronan muodostama
plasma[1] on hyvä lämmönjohdin ja näin ollen lämpö jakautuu nopeasti
ja tasaisesti koko koronaan, vain Auringon etäisyyden muuttuessa lämpötila
näyttää myös muuttavan.
Tutkijat ovat arvioineet, että koronan korkean lämpötilan
aiheuttajia olisikin useita erilaisia prosesseja. Laajan kannatuksen näistä
malleista on saanut plasma-aallot, jotka kohoavat alemmista Auringon pinta-alueen
kerroksista koronaan mutta romahtavat sitten alas. Samalla kuitenkin plasma-aaltojen sisältämä
energia jäisi koronaan.
Toisessa mallissa Auringossa tapahtuvat pienet
flare-purkaukset[2] lämmittäisivät koronaa. Pieniä flare-purkauksia
on lukumääräisesti paljon, joten niiden ympäristöään lämmittävä teho nousee
helposti hyvin suureksi. Näitä pieniä flare-purkausten aikaansaamaa lämmitystä
tutkija nimittävät ”lämpöpommeiksi”.
NASA laukaisi kesäkuussa[3] 2013 uuden Aurinkoa
havaitseva Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS) avaruusobservatorion,
joka pystyy tekemään aikaisempaa suuremmalla erotuskyvyllä havaintoja
Auringosta. IRISn havaintojen mukaan kromosfäärin ja koronan välisessä siirtymäkerroksessa[4]
nähdään kuuman plasman liikkuvan ylös ja alas pitkin koronan magneettikenttää. Havainto
on yhteensopiva Oslon yliopistossa kehitetyn ”lämpöpommi”-mallin kanssa.
Tutkijat kuitenkin korostavat sitä, että havainnoilla ei suljeta
pois muita koronan lämpötilan selitykseksi kehitettyjä malleja ja mekanismeja.
Tämä voidaan tehdä vain lisätutkimuksen ja havaintojen avulla.
Huomautukset
[1] Plasma on kaasua, jonka atomit ovat menettäneet osan tai
kaikki elektroninsa. Ilmiö tunnetaan ionisoitumisena. Auringon plasma on
suurelta osin vetyä (yksi elektroni) ja heliumia (kaksi elektronia) mutta
näiden lisäksi siinä on hyvin pieniä määriä raskaampia alkuaineita. Raskaammat
alkuaineet eivät ole täysin ionisoituneita, vaan atomi ovat säilyttäneet osan
elektroneistaan.
[2] Flare-purkaus syntyy kahden erillisen magneettivuon
iskeytyessä yhteen, syntyy ”magneettinen oikosulku”, joka vapauttaa
ympäristöönsä huomattavan määrän magneettikentän sisältämästä energiasta.
Energia poistuu purkauskohdasta laajakirjoisena sähkömagneettisena säteilynä (gammasäteilystä
infrapunasäteilyyn ja radioaaltoihin asti). Suurin osa tästä
sähkömagneettisesta säteilystä imeytyy ympäristön plasmaan, kuumentaen sen
hyvin korkeaan lämpötilaan. Tutkijoiden mukaan ympäristön plasman lämpötila voi
kohota jopa 20 miljoonaan Kelvin-asteeseen. Pienen flare-purkauksen tapauksessa ”lämpöpommi”
laajenee ja katoaa näkyvistä hyvin nopeasti, jolloin lämmitysvaikutus näyttäisi olevan tasaista.
[3] 27.6.2013
[4] Auringon ”pinta” muodostuu useasta eri kerroksessa,
joiden lämpötila ja tiheys vaihtelevat hyvin suuresti. Pintana näkemämme kerros
on fotosfääri, jonka paksuus on noin
500 km. Kerroksen lämpötila alaosassa on noin 8000 K ja yläosassa vain noin 4500
K. Kerros säteilee suurimmaksi osaksi näkyvää valoa.
Fostosfäärin yläpuolella on kromosfääriksi nimetty kerros. Sen paksuus on myös noin 500 km ja lämpötila
kohoaa 4500 K:stä noin 6000 Kelviniin. Kerroksen säteilemä valo on osaksi
näkyvällä aallonpituusalueella. Erityisen voimakas säteily on 656,3 nanometrin
aallonpituudella. Plasma on kuitenkin niin harvaa, että näkyvän valon kirkkaus
on vähäinen, joten se voidaan nähdä vain täydellisen auringonpimennyksen aikana
vaaleanpunaisena hehkuna tai erikoiskaukoputkilla.
Kromosfäärin yläpuolella on noin 2000 km paksuinen siirtymäkerros, jossa lämpötila kohoaa
noin 6 000 Kelvinistä noin 30 000 Kelvin-asteeseen. Tästä kerroksesta
lähtevää sähkömagneettista säteilyä voimme havaita vain avaruusteleskoopeilla
ja hyvin kapeakaistaisilla aallonpituusalueilla.
Siirtymäkerroksen yläpuolella sitten onkin jo korona, jonka lämpötila voi olla 4 000 000
K. Koronan voimme nähdä täydellisen auringonpimennyksen aikana, jolloin sen
kirkkaus vastaa suunnilleen täysikuuta. Muulloin se peittyy fotosfäärin
kirkkauteen, joka on noin 10 miljoonaa kertaa kirkkaampi.
Ei kommentteja:
Lähetä kommentti