Auringon aktiivisuusminimi lähestyy

Auringon aktiivisuutta kuvataan auringonpilkkuluvulla, joka
on sitä korkeampi mitä aktiivisempi Aurinko on. Kuva SILSO.

Vaikka päivittäinen kokemuksemme kertoo, että Aurinko on muuttumaton ja loistaa taivaalla kuten ennenkin, lähempi tarkastelu kertoo Auringossa tapahtuvista valtavista muutoksista. Muutokset liittyvät Auringon aktiivisuuteen, jonka moni tuntee niin sanottuna 11-vuoden auringonpilkkujaksona. Auringonpilkkujen määrä on runsain aktiivisuuden ollessa voimakkain ja pilkut käytännössä katoavat aktiivisuusminimin aikana.

Kuten artikkelin otsikossa kerrottiin, Auringon aktiivisuus on lähestymässä minimiään. Tämä on näkynyt auringonpilkkujen vähäisyydessä, pilkuttomia vuorokausia on kertynyt tänä vuonna jo 44 eli 24 % vuoden päivistä. Määrä on huomattava varsinkin, kun olemme vasta vuoden puolivälissä. Jos tilanne jatkuu (kuten on oletettavissa) täysin samanlaisena, koko vuoden saldoksi saadaan noin 100 pilkutonta vuorokautta. Tämä puolestaan tarkoittaisi sitä, että olemme virallisesta minimistä noin vuoden puolentoista päässä, eli minimi olisi vuoden 2018–2019 vaihteessa. Jos tämä toteutuu, päättymässä olevan jakson (numero 24) pituus olisi noin 10 vuotta^[1]. Auringonpilkkujaksoksi se on sieltä lyhyimmästä päästä, joskaan ei lyhyin.

Auringossa tapahtuvat ilmiöt

Auringon havaitsijoille aktiivisuusminimit ovat tylsää aikaa, sillä monia ilmiöitä esiintyy runsaimmin ja näyttävimmin silloin, kun aktiivisuus on voimakasta. Auringonpilkut on jo mainittu ja ne liittyvät nimenomaan Auringossa esiintyviin aktiivisuusalueisiin. Pilkkujen välittömässä läheisyydessä, samoilla aktiivisuusalueilla esiintyy myös monia muita mielenkiintoisia ilmiöitä.

Tunnetuimpia aktiivisuusalueiden ilmiöitä ovat flare-purkaukset, joita Auringon magneettikenttä synnyttää. Auringon fotosfääristä nousevat magneettiset silmukat törmäilevät toisiinsa ja aiheuttavat magneettisia oikosulkuja (virallisesti uudelleen kytkeytymisen). Tapahtuman seurauksen vapautuu merkittävä määrä magneetista energiaa ja se kuumentaa ympäröivän plasman kymmenienmiljoonien asteiden lämpötilaan. Kuumana hehkuva plasma säteilee energiansa hyvin nopeasti (10–20 minuutissa) kaikilla sähkömagneettisen säteilyn alueilla. Nämä sähkömagneettisen säteilyn voimme havaita lisääntyneenä gammasäteilynä ja ultraviolettisäteilynä, hieman kohonneena lämpösäteilynä ja lopulta myös voimistuneena radiosäteilynä.

Flare-purkauksiin liittyy toinenkin ilmiö hyvin läheisesti. Hyvin usein flarepurkausten läheisyydessä tapahtuu koronamassapurkaus (CME), jossa miljardeja tonneja plasmaa syöksyy avaruuteen magneettikentän kiihdyttämänä. Avaruudessa CME-pilvi laajenee ja aivan uusimman tutkimuksen mukaan etenee kuin aivastuksen aiheuttama pisarapilvi. Enenemisvauhti voi olla jopa viisinkertainen tavallisen aurinkotuulen nopeuteen verrattuna.

Hieno silmukkaprominenssi näkyi Auringossa 19.7.2012.
Kuva © Kari A. Kuure.

Hienoimpia Auringossa ilmeneviä ilmiöitä ovat ilman muuta prominenssit, magneettikentän muodostamia kaaria joihin ajautuu plasmaa. Prominenssit näkyvät vety-alfa-viivan aallonpituudella ja voimakkaimmillaan esiintyessään ulottuvat jopa 1/3 Auringon säteen etäisyyteen avaruuteen. Tosin näin voimakkaat prominenssit ovat harvinaisia, mutta hieman vähäisemmätkin ovat hienoa katsottavaa.

Aktiivisuuskauden laantuessa minimiksi edellä kuvatut ilmiöt vähenevät ja niiden voimakkuus pienenee. Lopulta vuosi ennen minimiä ne näyttävät katoavan lähes täysin. Minimivuosien aikana niitä esiintyy vaatimattomina versioina harvakseltaan.

Minimiin kuitenkin liittyy ilmiö, jota tavallinen auringonhavaitsijan on vaikea havaita; korona-aukot. Korona-aukot ovat magneettikentän Auringosta poispäin suuntautuneita magneettikenttiä ja ne eivät sulkeudu takaisin Aurinkoon vaan etenevät aurinkokunnan ulkorajalle asti. Korona-aukossa aurinkotuulen hiukkastiheys on harventunut mutta vastaavasti hiukkasten nopeus on kasvanut. Yleensä hiukkasnopeus on noin kaksinkertainen normaaliin aurinkotuulen nopeuteen verrattuna.

Samaan aikaan maapallolla

Maapallo ei ole erillinen saareke aurinkokunnassa, vaan Auringossa tapahtuvat ilmiöt vaikuttavat suuresti moniin asioihin. Auringon ja maapallon magneettikentät eivät ole erillisiä, vaan ne kytkeytyvät yhteen joko voimakkaammin tai hieman heikommin riippuen siitä missä aktiivisuusvaiheessa ollaan.

Auringossa tapahtuvat flare-purkaukset aiheuttavat maapallon ionosfäärissä häiriöitä, jotka vaikuttavat radioliikenteeseen. Häiriöt ilmenevät jo noin 20 minuutin kuluttua Auringossa esiintyneestä voimakkaasta flare-purkauksesta ja voivat jatkua useita vuorokausia, riippuen flare-purkauksen voimakkuudesta.

Maapallo joutuu hyvin usein vastaanottamaan CME-purkauspilven tai tarkemmin pienen osan siitä. Pilven törmäyksen seurauksena maapallon magneettikenttä joutuu häiriötilaan, jolloin puhutaan magneettisesta myrskystä. Magneettinen myrsky voi jatkua useita vuorokausia, riippuen CME-pilven suuruudesta ja suunnasta avaruudessa. Tavallisesti magneettisten myrskyjen aikana pohjoisilla ja eteläisillä leveyksillä nähdään revontulia, joiden kirkkaus, kesto ja aktiivisuus riippuvat CME-pilven tuomien varattujen hiukkasten (elektronien) määrästä ja lähiavaruuden magneettikentän suunnasta.

Vaikka edellä kerrotut kaksi ilmiötä ovatkin näkyviä merkkejä maapallolla, on vielä muita ilmiötä, joihin Auringon aktiivisuuden vaihtelu vaikuttaa. Aktiivisina aikoina Aurinko säteilee runsaasti uv-sätelyä^[2]. Se imeytyy ilmakehän yläosaan ja lämmittää sitä. Seurauksena on ilmakehän laajeneminen. Tällä puolestaan on oma vaikutus maapalloa kiertäviin satelliitteihin.

Vaikka satelliitit ovat radoillaan avaruudessa, aivan täysin tyhjiö tila ei kuitenkaan ole. Vähäiset ilmakehän rippeet hidastavat^[3] aina kiertoradoilla olevien satelliittien ja avaruusalusten liikettä ja ne vajoavat hiljalleen alaspäin. Laajentunut ilmakehä voimistaa jarrutusta ja satelliitit vajoavat alaspäin entistä nopeammin. Jos ratakorjauksia ei tehtäisi, satelliitit päätyisivät lopulta niin syvälle ilmakehään että ne tuhoutuisivat. Näin käy avaruusromulle, mutta valitettavasti vain niille kappaleille, jotka ovat jo valmiiksi matalilla kiertoradoilla. Yli 600 km korkeudessa olevat avaruusromu ei käytännössä poistu lainkaan.

Auringon aktiivisuus vaikuttaa myös Auringon magneettikentän voimakkuuteen ja suuntaan. Kentän suunta vaihtuu kahden aktiivisuussyklin jaksoissa ja vaikuttaa siihen, kuinka paljon tähtienvälisestä ja galaksienvälisestä avaruudesta tulevaa kosmista säteilyä pääsee tunkeutumaan aurinkokunnan sisäosiin. Minimien aikana kosmisen säteilyn määrä kasvaa ja vastaavasti vähenee aktiivisina kausina.

Lisääntyvästä kosmisesta säteilystä on paljon haittaa esimerkiksi maapalloa kiertäville satelliiteille. Niiden vikaantuminen lisääntyy merkittävästi aktiivisuusminimien aikana ja näin aiheuttaa lisäkustannuksia niin tietoliikenne- ja sääsatelliittien ylläpitäjille. Luonnollisesti kiertoradalla olevan Kansainvälisen avaruusaseman miehistön terveys voi vaarantua lisääntyneen kosmisen säteilyn vuoksi.

Kosminen säteily lisääntyy myös ilmakehässä. Maanpinnalla siitä ei ole juuri haittaa mutta esimerkiksi korkealla lentävien lentokoneiden matkustajat ja henkilökunta joutuvat tahtomattaan vastaanottamaan lisääntyneen säteilyannoksen. Vaikka nyt ei puhuta mistään kuolemaan johtavasta säteilymääristä, pitkällä aikavälillä lentohenkilökunnan terveys saattaa pettää lisääntyneen säteilykuormituksen myötä. Silloin tällöin lentokoneissa matkustavien ei tarvitse olla huolissaan oman terveytensä puolesta!

Katso NASAn julkaisema video aiheesta https://www.youtube.com/watch?v=kBKJkU06ICQ

Huomautukset

[1] Edellinen minimi oli tammikuun 4. vuonna 2008. Jakson 24 ensimmäinen maksimi saavutettiin 2011 ja toinen maksimi 2014.

[2] Uv-säteily synnyttää maapallon ilmakehässä otsonia (O₃), joka toimii suojaavana kerroksena ja estää suurimmaksi osaksi uv-säteilyä saavuttamasta maanpintaa. Ilmakehään tunkeutunut uv-säteily myös vaikuttaa radioaktiivisen hiili-14 syntyyn, jonka perusteella pystymme määrittämään Auringon aktiivisuutta satoja tuhansia vuosia taaksepäin. Hiili-14 käytetään myös orgaanisten fossiililöydösten ikämäärityksiin.

[3] Hidastava voima syntyy osittain kitkasta ja paine-erosta satelliitin menosuunnan ja jättösuunnan välillä. Kitka syntyy ilmamolekyylien hangatessa satelliitin rakenteita. Paine-ero syntyy ilman kompressoituessa satelliitin edessä kun taas jättöpuolella on käytännössä täydellinen tyhjiö.

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.

Helmikuu oli Auringon toistaiseksi aktiivisin kuukausi

Aurinkopilkkulukujen vaihtelu kuukausittain. Kuvan oikealla
puolella on oleva punainen viiva on ennuste pilkkuluvun
tulevasta kehityksestä. Kuva NOAA/SWPC.

Auringon aktiivisuus vaihtelee tunnetulla ns. 11-vuoden jaksolla[1]. Todellisuudessa jakson pituus vaihtelee laajasti[2] ja vain harvoin aktiivisuusjakso sattuu olemaan juuri 11 vuotta pitkä.  

Pilkkujaksoon liittyy Auringon magneettikentän suunnan muuttuminen noin kahden jakson pituuden mittaisella syklillä. Tästä on seurauksena, että magneettikenttä on vastakkainen kahden perättäisen pilkkujakson aikana. Magneettikentän suunnan muuttuminen tapahtuu aktiivisuusjakson laskevalla reunalla.

Tilanne tulee vielä monimutkaisemmaksi jos tarkastellaan Auringon eteläistä ja pohjoista pallonpuoliskoja erikseen. Edellinen auringonpilkkujakso 23 saavutti maksimin vuosina 2000–2002. Maksimi oli kaksiosainen ja se jakaantui pohjoisen pallonpuoliskon vuoden 2000 ensimmäisellä puoliskolla ja eteläisen pallonpuoliskon vuonna 2002 loppuvuodesta esiintyneisiin maksimeihin. Maksimin kaksiosaisuus on havaittavissa myös jaksoissa 22 ja 21. Jakso 20 ei ollut enää ole kovinkaan selkeästi kaksiosainen, vaikkakin joitain siihen viittaavia piirteitä siitä on löydetty.

Auringon aktiivisuusjaksot viimevuosikymmeninä.
Vihreä ilmaisee pohjoisen pallonpuoliskon
voimakkaampaa aktiivisuutta ja punain puolestaan
eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuutta.
Kuva NOAA/SWPC.

Vuonna 1958 maksiminsa saanut auringonpilkkujakso oli selkeästi yksiosainen ja vielä niin, että pohjoinen pallonpuolisko oli selkeästi aktiivisempi kuin eteläinen.  Pohjoisen suurempi aktiivisuus oli valitseva tilanne myös seuraavassa jaksossa 20, kunnes aivan sen loppupuolella oli havaittavissa merkkejä eteläisen pallonpuoliskon selvästä aktivoitumisesta.

Pallonpuoliskojen selvästi erilainen aktiivisuus oli havaittavissa myös 20–23 jaksoissa. Eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuus on selkeästi ollut voimakkaampaa etenkin kokonaisaktiivisuuden laskevalla reunalla.  Jakso 23 oli tästä puhdasoppinen esimerkki, sillä eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuusmaksimin jälkeen kokonaisaktiivisuuden minimiin (loppuvuodesta 2008) asti eteläinen pallonpuolisko oli aktiivisempi.

Nykyinen aktiivisuusjakso 24 on myös jakaantunut selkeästi pallonpuoliskojen välillä. Pohjoisen pallonpuoliskon maksimi saavutettiin vuoden 2011 lopulla. Sen jälkeen aktiivisuus pohjoisella puoliskolla on hiipunut mutta etelässä aktiivisuuden kasvu on jatkunut. Helmikuussa 2014 ylitettiin pohjoisen aktiivisuusmaksimi, jolloin auringonpilkkuluku oli 102,8 (pohjoinen 21,4 ja eteläinen 81,4), kun marraskuussa 2011 se oli 96,7 (pohjoinen 66,1 ja eteläinen 30,6).

Auringon aktiivisuuden ennustaminen on monimutkainen juttu. Siihen on kehitetty useita erilaisia menetelmiä, mutta yhdenkään yksittäisen menetelmän tarkkuus ei vielä ole kovin hyvä.  Auringon eteläisen pallonpuoliskon aktiivisuus jatkunee lähikuukausien ajan korkeana, mutta jatkuuko se kasvu edelleen – on vain arvausten varassa. Ennakoimattomuutta lisää vielä sekin, että koko jakso 24 on ollut heikompi kuin edeltäjänsä ja kokonaisaktiivisuus voi kääntyä hyvin nopeasti laskevaksi.

Huomautukset

[1] Pilkkujakson havaitsi ensimmäisenä saksalainen tähtitieteilijä Samuel Heinrich Schwabe (1789–1875) vuonna 1845.

[2] jakson pituus on vaihdellut 8–15 vuoden mittaisena.