Magnetari synnytti nopean radiopurkauksen (FRB)

Nature -tiedelehdessä on julkaistu kolme tutkimusta Linnunradassa havaitusta nopeasta radiopurkauksesta, jotka tunnetaan paremmin lyhenteellä FRB (Fast Radio Burst). Purkaus havaittiin huhtikuun 28 päivänä tänä vuonna ja se sai tunnuksekseen FRB200428. Julkaistuissa artikkeleissa vahvistettiin aikaisempi näkemys^[1], jonka mukaan radiopurkaukset syntyvät nimenomaan magnetareissa tapahtuvissa flare-purkauksissa.

Taiteilijan näkemys radiopurskeen emittoivasta magnetarista. Kuva Sophia Dagnello, NRAO/AUI/NSF.

Huhtikuussa tapahtunut purkaus pystyi myös tunnistamaan purkauksen lähteen ja se osoittautui aikaisemman käsityksen mukaisesti magnetariksi, jonka luettelotunnus on SGR 1935 + 2154. Aikaisemmin huolimatta vahvoista viitteistä purkauksen aiheuttajasta, oli olemassa pieni epäilys purkauksen aiheuttajista.

Havaintoja purkauksesta tehtiin usealla eri menetelmällä. Yhdysvalloissa tutkijan Christopher Bochenek johtama tutkimusryhmä teki havainnot Survey for Transient Astronomical Radio Emission 2 (STARE2) -laitteistolla ja he raportoivat tutkimusta artikkelissa A fast radio burst associated with a Galactic magnetar [2]. Tässä tutkimuksessa osoitettiin magnetarin sijainti Linnunradassa. Bochenek arvioi, että purkaus oli sen verran voimakas, että tavallisella kännykällä se olisi voitu havaita, jos siinä olisi ollut havaitsemiseen soveltuva ohjelmisto!

Toinen tutkimusryhmä käytti Canadian Hydrogen Intensity Mapping Experiment (CHIME) FRB projektin laitteistoa. Tutkimusryhmä julkaisi artikkelin nimellä A bright millisecond-duration radio burst from a Galactic magnetar^[3] .

Kolmas tutkimusryhmä on kiinalainen ja se käytti extremely sensitive Five Hundred Meter Aperture Spherical Telescope (FAST) -radioteleskooppia havintoihin. Tutkiumus otsikoitiin No pulsed radio emission during a bursting phase of a Galactic magnetar^[4].

Näiden tutkimusten valossa magnetarin flaret ovat nopeiden radiopurkausten synnyttäjiä. Flaren aiheuttama shokkiaalto törmää tähteä ympäröivään väliaineeseen ja voimakkaat magneettikentät saavat hyvin nopeat elektronit ja protonit kiertoliikkeeseen ja siten säteilemään radiotaajuuksilla. Lisäksi shokkiaalto lämmittää plasmaa useiden miljoonien asteiden lämpötilaan, jolloin syntyy röntgensäteilyä ja pehmeää gammasäteilyä. Tapahtumaketjun aikana syntyy myös neutriinopurskeita.

 

Huomautukset

[1] Avaruusmagasiinissa on uutisoitu aiheesta aikaisemmin kahdessa artikkelissa:

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2020/05/nopeat-radiopurkaukset-magnetareista.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2017/01/tutkijat-loysivat-radiopurskeiden.html

[2] https://www.nature.com/articles/s41586-020-2872-x (maksumuurin takana) ja laaja pdf-formaattissa oleva artikkeli on osoitteessa https://arxiv.org/pdf/2005.10828.pdf.

[3] https://www.nature.com/articles/s41586-020-2863-y (maksumuuri) ja laaja pdf-formaatin raportti on osoitteessa https://arxiv.org/pdf/2005.10324.pdf.

[4] https://www.nature.com/articles/s41586-020-2839-y (maksumuuri) ja tämäkin tutkimusselostus löytyy arxiv-palvelusta mutta toisella nimellä Stringent upper limits on pulsed radio emission during an active bursting phase of the Galactic magnetar SGRJ1935+2154 https://arxiv.org/pdf/2005.11479.pdf.

Raju purkaus Auringossa 99 vuotta sitten

Garrington-tapahtuma vuonna 1859 on ollut tähän asti voimakkain tunnettu aurinkomyrsky, joka osui maapalloon. Nyt tutkijat ovat onnistuneet kaivamaan historian hämäristä toisen, kuta kuinkin saman voimakkuuden purkauksen, joka sekin aiheutti vakavia tuhoja etenkin lennätin ja puhelinverkoille.

Auringossa tapahtui 9.8.2011 voimakas flare-purkaus, joka ylivalotti Aurinkoa havaitsevien satelliittien kamerat. Kuva Wikimedia Commons.

Tapahtumat käynnistyivät 12.5.1921, kun Auringon aktiivisella alueella AR1842 auringonpilkkujakson 15 aikana tapahtui voimakkaita flare-purkauksia. Purkaukset vuorostaan aiheuttivat koronamassapurkauksia (CME), joiden suunta oli suoraan kohti maapalloa. Magneettisen myrskyn maksimi saavutettiin 15.5. kello 02.00 GMT, jolloin Ruotsissa puhelinkeskus vaurioitui ja syttyi palamaan. Tuntia myöhemmin sama toistui New Yorkin Brewster-nimisessä kylässä rautatieaseman kytkentätaulussa, jossa tulipalo tuhosi lopulta koko rakennuksen. Muitakin tulipaloja syttyi, esimerkiksi New Yorkin Grand Central -aseman rautatiehallin tornissa. Tämä viimeksi mainittu tuho antoi nimensä koko tapahtumasarjalla ja se tunnettiin sen jälkeen New York Railroud Superstorm’ina.

Tulipalot syttyivät sen vuoksi, että magneettinen myrsky indusoi pitkiin sähkö ja puhelinlinjoihin (avojohtoja) voimakkaita ylijännitteitä. Ylijännitteet olivat maksimissaan jopa 10 V/km, joten linjoihin kytketyt laitteet saattoivat kokea jopa useiden satojen volttien ylijännitteitä ja siitä aiheutuvia sähkövirtoja. Nämä sähkövirrat kuumentavat linjoihin kiinnitettyjä laitteita niin paljon, että lopulta niiden lämpötila sytyttää ne palamaan. Etenkin puhelinjärjestelmät tuohon aikaan olivat erittäin alttiita häiriövirroille ja ei olekaan mikään ihme, että erilaisia ongelmatilanteita, häiriöitä ja laiterikkoja koettiin kaikissa maanosissa Australiasta Eurooppaan ja Amerikkoihin asti.

Saman aikaisesti puhelin, lennätin ja sähköverkkojen ongelmien kanssa taivaalla nähtiin voimakkaita revontulia. Eteläisimmät revontulet nähtiin Teksasissa, Los Angelesissa ja Tyynen meren alueella Samoalla ja Tongalla. Nähtiinpä revontulia lähellä ekvaattoria merellä olleilla laivoillakin.

Vuoden 1921 suuta aurinkomyrskyä on tutkinut Jeffrey Love (Yhdysvaltain geologinen tutkimuslaitos) ja hänen kollegansa. Tutkimusraportti ^[1] on julkaisti Advancing Earth and Space Science -verkkojulkaisussa otsikolla Intensity and Impact of the New York Railroad Superstorm of May 1921. ja samasta aiheesta samassa julkaisussa on Mike Hapgood’in artikkeli ^[2] The Great Storm of May 1921: An Exemplar of a Dangerous Space Weather Event.

Jeffrey Love’n johtama tutkimusryhmä laski toukokuun 1921 tapahtuman myrskyindeksin (Dst). Tulos oli, että indeksin lukemaksi laskelmat antoivat -907 ± 132 nT toukokuun 15. päivälle myrskyn ollessa voimakkaimmillaan. Tämä on hyvin lähellä sitä, mitä on laskettu Carrington tapahtuman noin -900 nT -lukema. Viime vuosien suurin häiriöindeksin lukema -589 nT saavutettiin vuonna 1989.

Mike Hapggood tutki historiallisista asiakirjoista tapahtumien kronologista järjestystä. Hän toteaa, että maapalloon osui parin vuorokauden aikana useita CME-pilviä, jotka aiheuttivat voimakkaita häiriötiloja niin magneettikenttään kuin teknisiin järjestelmiin. Häiriöt olivat niin voimakkaita, että silloisten magneettisten mittausasemien mittarit ja piirturit ylittivät käytössä olevat asteikot.

Huomautukset

[1] https://doi.org/10.1029/2019SW002250

[2] https://doi.org/10.1029/2019SW002195

Lisää luettavaa

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2019/06/superflare-auringossa-on-mahdollinen.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2014/05/auringossa-piilee-vaara.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2018/02/proxima-centaurissa-valtava-flare.html

Superflare Auringossa on mahdollinen

.. vaikkakaan ei kovin todennäköinen. Pienilläkin todennäköisyyksillä on ikävä taipumus toteutua, jos aikaa on käytettävissä. Ja Auringon tapauksessa aikaa on, eli ihmiskunnan pitäisi ottaa superflaren mahdollisuus huomioon rakentaessaan infrastruktuuriaan.

Tämä flare ei ole superia, mutta tavaomaisenakin tällainen
vaikuttaa maapallon avaruussäähän merkittävästi.
Kuva NASA/SDO

Superflareja tapahtuu hyvin säännöllisesti nopeasti pyörivillä, nuorilla tähdillä, joiden magneettinen dynamo toimii voimakkaasti. Sen sijaan vanhoilla, hitaasti pyörivillä tähdillä, kuten Auringolla, superflareja esiintyy merkittävästi vähemmän, jopa niin paljon vähemmän, että jotkut tutkijat pitävät mahdollisuutta hyvin lähellä nollaa.

Uusin tutkimus aiheesta tulee Yatan yliopistosta, jossa Yuta Noitsun johtama tutkimusryhmä on selvitellyt superflarien esiintymistä juuri Auringon kaltaisilla tähdillä. Kepler-avaruuskaukoputken aineistosta on havaittu superflarien tapahtuvan suhteellisen säännöllisesti myös G-spektriluokan tähdillä, joskin paljon harvemmin kuin nuorilla tähdillä. Aineiston analysoinnissa käytettiin myös Gaia-avaruuskaukoputken ja Apache Pointin observatorion kokoamia havaintoja. Kaikkiaan superflareja havaittiin noin tuhat noin 300 Auringon kaltaisella tähdellä.

Aineisto on vielä tässä vaiheessa liian suppea varmojen päätelmien tekemiseen. Noitsu kuitenkin arvioi, että Auringossa superflare voisi tapahtua noin kerran tuhannessa vuodessa. Superflaren vaikutukset ulottuisivat Maahan noin 30 – 50 prosentissa tapauksista riippuen hieman siitä, mistä vaikutuksista on kyse. Näin ollen voitaneen olettaa, että merkittäviä tuhoja nykytekniikalle (sähköverkko, tietoliikenne niin maanpinnalla kuin avaruudessa, kaasu- ja öljyputkistot jne.) aiheutuisi vähintäänkin kerran 10 000 vuodessa. Useampikin kerta voisi olla mahdollista.

Superflare ei Auringossakaan ole aivan tuntematon ilmiö. Vuonna 1859 Carrington-ilmiön aikaansaama magneettinen myrsky rampautti sen aikaista tietotekniikkaa, eli lennätin linjoja kaikkialla pohjoisella pallonpuoliskolla missä niitä oli käytössä. Revontulia nähtiin parin vuorokauden aikana hyvinkin etelässä, kuten Havaijilla ja Kuubassa.

Carrington-ilmiö ei kuitenkaan ollut supreflarien huippua, vaan ehkä keskinkertainen. Todellinen superflare voisi olla voimakkuudeltaan kymmenen- tai satakertainen. Säilyneistä historiallisista kirjoituksista on luettavissa merkillisistä tapahtumista, jotka nykytietämyksen valossa voisivat olla voimakkaiden supreflare-purkausten aiheuttamia. Jos näin on, niin silloin ihmiskunnan tunnetun historian aikana superflare on iskenyt maapallolle vähintäänkin puolenkymmentä kertaa. Tällöin voidaan odottaa superflaren esiintyvän kerran tuhannessa vuodessa.

Aiheesta lisää 

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2014/05/auringossa-piilee-vaara.html

http://avaruusmagasiini.blogspot.com/2018/02/proxima-centaurissa-valtava-flare.html

Proxima Centaurissa valtava flare-purkaus

Prixima Centauri. Kuva Wikimedia Commons.

Aurinkokuntaamme lähimpänä sijaitseva tähti, Proxima Centauri, on osoittautumassa erittäin aktiiviseksi tähdeksi. Viime vuoden maaliskuussa Atacama Large Millimeter / submillimeter Array, eli ALMA radioteleskoopilla^[1] tehtiin havainto^[2], joka on nyt saanut uuden tulkinnan.

Aikaisemman tulkinnan^[3] mukaan kirkastuma oli seurausta planeettajärjestelmän synnyn jälkeen jäljelle jääneestä pölyrenkaasta. Proximalla tiedetään olevan hieman Maata suurempi planeetta (massa noin 1,3 Maan massaa) Proxima b. Tutkijat pitävät mahdollisena, että järjestelmässä on myös toistaiseksi havaitsemattomia planeettoja.

Nyt uusi tutkimus^[4] on uudistanut kokonaan kirkastuman tulkinnan, johtuen erilaisesta datan käsittelystä. Uuden tulkinnan mukaan pari minuuttia kestänyt kirkastuma johtuikin valtavasta flarepurkauksesta Proximalla. Purkaus oli noin kymmenkertainen Auringossa esiintyneisiin flarepurkauksiin nähden. Purkauksen voimakkuus oli huikea, sillä Prixima on pieni punainen kääpiötähti, jonka massa on vain noin 12 % Auringon massasta.

Flarepurkaus asettaa uuteen valoon Proxima b:n elinkelpoisuuden. Usein toistuessaan flarepurkaukset ovat voineet johtaa siihen, että Proxima b -planeetalla ei ole ilmakehää jäljellä, jos sellainen olisi sille joskus kehittynyt. Näin ollen planeetta voi olla täysin steriili, ilmaton kivi avaruudessa. Muutoin Proxima b sijaitsee laskelmien mukaan elinkelpoisella vyöhykkeellä ja sen rata on sellainen, että se ei poistu elokehältä kierroksensa aikana.

Huolta voi herättää myös kysymys siitä, että kuinka pieni kääpiötähti voi tuottaa havaitun voimakkuuden mukaisen flarepurkauksen? Ja voisiko sellainen tapahtua Auringossa, joka on sentään paljon aktiivisempi kuin Proxima? Kysymys on aiheellinen ja siihen ei tiedetä vastausta.

Auringossa on havaittu voimakkaita purkauksia, esimerkiksi vuonna 1859. Garringtonin purkauksena tunnettu flare, joka aiheutti jos sen aikaisille sähkötyslinjoille paljon ongelmia ja laiterikkoja. Dendokronologisita tutkimuksista tiedetään, että Auringossa on tapahtunut aikaisemminkin voimakkuudeltaan Garringtonin purkaukseen verrattavia purkauksia. Jos Aurinko tuottaisi vielä näitäkin purkauksia kymmenkertaisen flarepurkauksen, voisi koko nykyinen elämä muuttua maapallolla, joutuisimme sovittamaan elämämme 1700-luvun tekniikan tasolle.

Huomautukset

[1] ALMA koostuu 66 yksittäisestä radioteleskoopista.

[2] Havaintoikkunaa käytettiin 21.1.–25.4.2017 ja varsinainen kirkastuminen havaittiin 24.3.2017.

[3] Espanjalaisen Institute of Astrophysics of Andalusia (IAA) tutkijaryhmän tutkimus.

[4] Tutkimusryhmän vetäjänä toimii  tohtori Meredith A. MacGregor (Carnegie Institution for Science, Department of Terrestrial Magnetism).

Lähde

https://www.sciencealert.com/proxima-centauri-monster-flare-means-no-evidence-for-planetary-system

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.

Trappist-1-planeetat tuskin elämälle kelvollisia

Kaavio Trappist-1-järjestelmästä. Kuva NASA/JPL-Caltech.

Unkarilaisen tähtitieteilijän Krisztián Vida:n^[1] johtama tutkija ryhmä on analysoinut hiljattain löydetyn aurinkokuntamme ”sisarplaneettakunnnan”^[2] olosuhteita. Havaintoaineisto on Keppler-observatorion K2-vaiheessa kokoamaa mittaustietoa tähden kirkkaudesta.

Analyysin mukaan tähdessä esiintyy voimakkaita flare-purkauksia. Voimakkaimmillaan purkaukset ovat samanlaisia kuin mitä oli Auringossa vuonna 1859 esiintynyt ns. Carringtonin tapahtuma ^[3]. Purkaukset ovat niin voimakkaita ja niin usein toistuvia, että planeettojen mahdolliset ilmakehät ovat pyyhkiytyneet pois jos niitä olisi edes koskaan päässyt syntymään.

Ainoa mekanismi, joka olisi säilyttänyt ilmakehät, olisi planeettojen voimakas magneettikenttä. Tutkijat päätyivät laskelmissaan, että magneettikenttien pitäisi olla vähintään kymmeniä tai satoja Gausseja. Maapallon magneettikentän voimakkuus on 0,5 Gaussia^[4]. Toistaiseksi ei tunneta ainoatakaan mekanismia, millä tavoin kiviplaneetta voisi kehittää näin voimakkaan magneettikentän.

Voimakkaat flare-purkaukset ovat niin yleisiä järjestelmässä, että niitä havaittiin 80 vuorokauden havaintojaksossa tapahtuvan 42 kertaa. Tämä lisäksi tietysti tulevat merkittävästi vähäisemmät flarepurkaukset, jotka tuovat oman lisänsä lähes valonnopeudella kiitävään protonivuohon ja CME -purkausten aiheuttamaan tähtituuleen.

Tutkijat laskevat, että mahdolliselta ilmakehältä kuluisi yhden purkauksen aiheuttaman vaurioista toipumiseen peräti 30 000 vuotta. Purkausten väli oli kuitenkin vain 28 tuntia, jossa ajassa minkäänlaista toipumista ei ehdi tapahtua. Niinpä todennäköisesti Trappist-1-järjestelmän elokehällä olevat planeetat ovat ilmakehättömiä, muistuttaen enemmän Merkuriusta kuin Maata.

Huomautukset

[1] Konkoly Observatorio (Unkari).

[2] Trappist-1 tähtikunta sijaitsee noin 39 valovuoden etäisyydellä aurinkokunnastamme Vesimiehen tähdistössä. Tähti on punainen kääpiötähti, spektriluokaltaan M8V ja sen massa on 0,08 M_☉ eli se on juuri sillä rajalla, että se kykenee ylläpitämään vedyn fuusiota ytimessään. Tähden efektiivinen lämpötila on vain 2550 K, sen säteilyvoimakkuus on 0,04 % Auringon säteilymäärästä ja tähden ikä on alle miljardi vuotta.

Aurinkokunnan kaltaiseksi järjestelmän tekee sen löydetyt seitsemän planeettaa, joista kolmen kiertorata on ns. elämän vyöhykkeellä. Näiden kolmen (c, d ja e) planeetan laskennallinen lämpötila on sellainen, että vesi voi esiintyä niiden pinnalla nestemäisenä. Kaikki havaitut planeetat kuitenkin kiertävät tähteään niin lähellä, että niiden pyöriminen on täytynyt vuorovesilukkiutua kiertoaikaan, toisin sanoen planeettojen sama puoli on aina suuntautunut tähteen.

Trappist-1 järjestelmä löysivät belgialaiset Michaël Gillon, Emmanuël Jehin (Institut d’Astrophysique et de Géophysique, Université de Liège) + al syksyllä 2015 ja löytö julkistettiin toukokuussa 2016 Nature-tiedejulkaisussa . Artikkelin verkkoversio http://www.eso.org/public/archives/releases/sciencepapers/eso1615/eso1615a.pdf

[3] kts. artikkeli ” Auringossa piilee vaara” http://avaruusmagasiini.blogspot.fi/2014/05/auringossa-piilee-vaara.html

[4] Vaihteluväli on paikasta riippuen 0,2–0,6 Gs (Gaussia, 20 000 – 60 000 nT).

Mikä lämmittää Auringon koronaa?

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.

Voimakas flare-purkaus

Tässä kuvassa vielä merkitsemätön
AR11990 sijaitsee Auringon kiekon
vasemmalla reunalla. Kuva Nasa/SDO.

Tänään (25.2.2014) kello 00.39 (UT) käynnistyi Auringon aktiivisella alueella AR11990 voimakas flare-purkaus, joka saavutti maksimin kello 00.49. Maksimin voimakkuus oli X4.9 [1], joka on tämän vuoden voimakkain purkaus tähän asti.

Purkaus tapahtui paikassa 12° S 77° E, joten sen synnyttämä CME-pilvi ei saavuta maapalloa. Jos alue pysyy aktiivisena vielä noin viikon ajan, sen synnyttämät CME-pilvet voivat päätyä maapallon lähiavaruuteen ja tällöin revontulien näkyminen on mahdollista.



Uudelleen näkyviin tullut
pilkkuryhmä AR11990
on hyvin aktiivinen. Kuvassa
näkyvä purkaus on voimak-
kuudeltaan X4.9.

AR11990 on jo vanha tuttu [2], sillä se on aloittanut kolmannen kierroksen Auringon ympäri. Aikaisemmin se tunnettiin tunnuksilla AR11967 ja AR11944 [3]. Aktiiviset alueet luetteloidaan uudelleen aina kun ne kiertyvät näkyville. On erittäin harvinaista, että yksi ja sama a ktiivinen alue pysyy voimissaan kolme Auringon kierroksen ajan.

Tunnettu aurinkotutkija Waldmeier [4] on kehittänyt kokemusperäisen kaavan, jonka perusteella aktiivisen ryhmän odotettavissa olevalle kestolle saadaan ennuste. Kaava on hyvin yksinkertainen, sillä kesto vuorokausina on kymmenesosa pilkkuryhmän maksimin pinta-alasta. Pinta-ala lasketaan Auringon näkyvän puolen miljoonasosina.



Purkaunut CME-pilvi on kuvassa
vasemmalla. Kuva Nasa/SDO.

Pilkkuryhmä AR11967 oli paljain silmin näkyvä, jolloin sen pinta-ala ylitti 700 miljoonasosan rajan. Tällöin odotettavissa oleva pilkkuryhmän kesto on noin 70 vuorokautta eli noin 2,5 kierrosta, eli tämä nyt näkyvä Auringon pinnan ylitys jäisi ryhmän viimeiseksi. Pilkkuryhmän tarkkaa kestoa ei kuitenkaan voi ennustaa, sillä Waldmeierin kaava antaa vain hyvin karkean arvion kestosta.

Huomautukset

[1] 4,9×10^-4 W/m² aallonpituusalueella 0,1–0,8 nm.

[2] The National Oceanic and Atmospheric Administration (NOOA) on numeroinut Auringossa esiintyvät aktiiviset alueet riippumatta siitä, onko niissä näkyviä pilkkuja vai ei. Numerointi on juokseva ja aktiivinen alue saa sellaisen kun kansainvälisessä yhteistyöprojektissa kaksi observatoriota on aktiivisen alueen havainnut.

Numerointi aloitettiin 5. tammikuuta 1972 ja on edennyt siitä lähtien siten, että aktiivinen alue 10 000 saavutettiin kesäkuussa 2000. Perinteisesti numeroinnissa on käytetty neljää numeroa ja tästä käytännöstä ei haluttu luopua vuoden 2000 jälkeenkään. Nykyisin erilähteissä ilmoitettuihin nelinumeroisiin numeroihin pitäisi siis lisätä luku 10 000. Tällaista käytäntöä eräät tutkimuslaitokset käyttävätkin ja ilmoittavat havaitsemansa aktiiviset alueet viisinumeroisina.

Aktiivisten alueiden tunnuksena käytetään kirjainyhdistelmää AR (Active Region) (AR 1234) ja auringonpilkuille SP (SP 1234) asiayhteydestä riippuen.

[3] http://avaruusmagasiini.blogspot.fi/2014/01/jattipilkku-uudelleen-nakyviin.html

[4] Sveitsiläinen Max Waldmeier (1912–2000) on yksi tunnetuimmista 20. vuosisadan aurinkotutkijoista. Hän työskenteli Zürichin yliopistossa vuodesta 1945 vuoteen 1979. Waldmeier tutki Auringon aktiivisuutta ja koronaa. Hänen havaintonsa ulottuivat usean vuosikymmenen ajalle ja hänen löytöjään ovat mm. aktiivisten alueiden siirtyminen kohti ekvaattoria, hän loi pilkkuryhmien luokittelun ja havaitsi myös flare-purkausten liittyvän auringonpilkkuihin, joten niillä täytyi olla magneettinen alkuperä jne. Hän myös päätteli, että geomagneettisten myrskyjen esiintyminen voitiin päätellä koronahavainnioista.

---

Oletko hankkimassa kaukoputkea tai varusteita? Täältä löytyy lähes mitä vain:


(banneria klikatessasi salli evästeiden lataus!)

---

Tärkeä avaruussää

Auringon ja Maan välinen yhteys
näkyy avaruussäänä
lähiavaruudessamme. Kuva Nasa.

Tiedätkö mitä on avaruussää? Ei se mitään, ei moni muukaan siitä ole kuullut puhuttavankaan. Siitä huolimatta se on vähintään yhtä tärkeä kuin ilmakehässä vallitsevan säätilan, ja ennen kaikkea tulevan säätilan tuntemus. Uskaltaisinpa väittää, että avaruussään ennustaminen tulee tulevaisuudessa olemaan, ei pelkästään hyödyllistä vaan jopa elintärkeää yhteiskuntajärjestelmämme toimivuudelle.

Avaruussää on lähiavaruutemme tila, joka koostuu monista tekijöistä. Tärkein näistä tekijöistä on aurinkotuulen hiukkastiheys ja nopeus. Molemmat tekijät vaihtelevat suuresti Auringon aktiivisuusjakson mutta myös Auringossa päivittäin tapahtuvien flare- ja CME-purkausten avaruuteen sinkoamien sähkövarautuneiden hiukkasten määrän ja energian mukaan. 

Ei tarvita kovinkaan vilkasta mielikuvitusta ymmärtämään, että sähkövarautuneet hiukkaset vaikuttavat suoraan maapalloa kiertävien satelliittien toimintaan. Tiheä hiukkaspilvi ei voi olla vaikuttamatta satelliittien tietoliikenteeseen. Erityisesti Auringossa tapahtuvat voimakkaat purkaukset tuottavat runsaasti suurenergisiä hiukkasia, jotka päätyvät planeettojen väliseen avaruuteen ja sitä tietä osa niistä päätyy myös maapallon vaikutuspiiriin. 

Suurenergiset hiukkaset ja herkät elektroniset laitteet eivät ole hyvä yhdistelmä samassa tilassa. Vahvoista suojauksista huolimatta, aina silloin tällöin (itse asiassa hyvin usein) elektroniikassa esiintyy häiriöitä. Osa niistä on harmittomia, ohimeneviä tapauksia, mutta joukkoon mahtuu laiterikkoja ja jopa satelliittien täydellisiä ja korjaamattomia vaurioita. Tällöin useiden kymmenien tai satojen miljoonien arvoiset laitteet menetetään. Satelliittien muutaman vuosikymmenen mittaisella aikakaudella on menetetty satoja laitteistoja tästä syystä.

Avaruussään vaikutus ei pääty vain lähiavaruuteemme, vaan ne ulottuvat jopa maanpinnalle. Mielenkiintoiset ja kauniit revontulet ovat vain näiden vaikutusten pittoreski ilmenemismuoto, mutta todelliset vaikutukset näkyvät niin öljy- ja kaasuputkistojen sekä sähkölinjojen toiminnassa. Lähiavaruutemme miljoonien ampeerien sähkövirrat ja niissä tapahtuvat äkilliset muutokset indusoivat sähkövirtoja maanpäällisiin verkostoihin. Näiden seurauksena putkistot ruostuvat ”alta aikayksikön” ja sähköverkoissa esiintyy kymmenien tai satojen ampeerien häiriövirtoja, jotka tuhoavat laitteistoja. 

Lähiavaruuden avaruussää
Quebecin pimentymisen
aikana. Kuva Wikimedia Commons.

Äärimmäisenä esimerkkinä näistä tuhoista on Kanadan Quebecissä vuonna maaliskuussa 1989 esiintynyt [1] laaja sähkökatkos. Episodin perimmäisenä syynä pidetään Auringossa tapahtunutta voimakasta purkausta, jonka seurauksena sähköverkostoon syntyi häiriövirtoja, jotka puolestaan pudottivat useita voimalaitoksia ja muuntoasemia pois verkosta yksi toisensa perään. 

Avaruussäätä on pyritty ennustamaan jo vuosikymmeniä. Niinpä tietämyksemme siitä on kasvanut ja viimein aletaan olla tilanteessa, jossa voidaan julkaista avaruussääennusteita siinä missä tavallisiakin sääennusteita. Brittiläinen Met Office aloittaa tulevana keväänä 24 tunnin ennustepalvelun, joka tarjoaa avaruussäätilaennusteita niin satelliitti-, tietoliikenne- ja sähköyhtiöiden tarpeisiin. Ennusteiden avulla operaattorit voivat siirtää satelliittinsa suojatilaan, sähköyhtiöt voivat valmistautua korjaamaan verkoissa tapahtuvia vikoja ja radioliikenne voi etsiä korvaavia tiedonvälitysmenetelmiä.

Tavallisille ihmisille avaruussääennusteet telenevat tutuksi lehtien revontuliennusteina. Tämän blogin lukijoiden ei kuitenkaan tarvitse odottaa lehtien revontulienennusteita, vaan sellaisen voi tehdä itselleen omaan käyttöön tästä linkistä avautuvalla sivulla[2]. Sivusto on osa Tampereen Ursan kurssitarjontaan kuuluvaa Aurinko- ja revontulet-kurssia, mutta se on käytettävissä vapaasti kenelle tahansa asiasta kiinnostuneelle. Sivuston asiatiedot ovat esitetty hyvin tiivistetysti, joten hyvään lopputulokseen pääsemiseen vaaditaan paljon muutakin[3] tietoa. Hyvään alkuun kuitenkin sivulta pääsee.

Huomautukset

[1] Maaliskuun 10. päivänä 1989 Auringossa tapahtui voimakas (X15) luokan flare-purkaus. Purkaus aiheutti massiivisen koronamassapurkauspilven (CME) jonka suuntautui suoraan maapalloa kohti, jonka se saavutti 13. päivänä. Tätä ennen oli Hydro-Quebecin sähköverkossa havaittu voimakkaita häiriöitä, mutta varsinainen verkon ”pimentyminen” tapahtui (13.3.1989) kello 2.44 paikallista aikaa. Sähkökatkos kesti vähintään 9 tuntia, mutta monin paikoin vielä pidempään ennen kuin verkon viat oli saatu korjattua.

[2] http://taursansaakamera.dyndns.org:2222/revontulet/omarevontuliennuste.html

[3] Revontuliennusteita voi saada monista muista Internet-sivustoilta. Tässä muutamia esimerkkejä:

Auroras now! http://aurora.fmi.fi/public_service/

Ilmainen revontulihälytys http://aurora.fmi.fi/public_service/suomi/Revontulialertti.html

Sapaceweather. com http://www.spaceweather.com/

Alaskan yliopiston geofysiikan instituutti http://www.gi.alaska.edu/AuroraForecast , joka laatii revontuliennusteita myös Eurooppaan http://www.gi.alaska.edu/AuroraForecast/Europe/

Mikä on flare-purkaus?

15.5. tapahtunut 1X-luokan flare
Nasan SDO-observatorion
kuvaamana. Kuva Nasa/SDO.

Viikon 20 alkupuolella (13.–15.5.2013) Auringossa tapahtui uutiskynnyksen ylittäviä flare-purkauksia. Uutisissa kerrottiin tapahtumasta hyvin suppeasti ja siitä mistä oikeastaan oli kysymys ei kerrottu lainkaan! Esimerkiksi BBC News Word'in tv-uutisia seuraavalle jäi epäselväksi, etenkin kun samaan aikaan näytettiin kuvaa koronamassapurkauksesta (CME) joka on aivan eri asia, vaikka liittyykin Auringossa esiintyviin ilmiöihin.

Auringossa näkyvät ilmiöt, mukaan lukien flare-purkaukset ovat olennaiselta osiltaan magneettikentän aikaan saamia ilmiöitä. Tavallisin tähän ilmiöryhmään kuuluvista ilmiöistä ovat auringonpilkut, jotka näkyvät joskus jopa paljain silmin, tai tarkemmin sanottua ilman optista suurennusta.

Auringonpilkut syntyvät Auringon magneettisesti aktiivisille alueille, ja samoille alueille syntyvät myös flare-purkaukset. Flare-purkaukset eivät kuitenkaan näy kuin erittäin harvinaisissa tapauksissa paljain silmin, jolloin sellaisen täytyy olla erittäin voimakas. Tavallisimmin flaret näkyvät Auringon voimistuneena röntgen- ja uv-säteilynä ja kromosfäärin lämpötilan äkillisenä paikallisena nousuna jopa usean miljoonan asteen lämpötilaan. Ne näkyvät myös erikoiskaukoputkilla vedyn alfa-viivan aallonpituudella kromosfäärin paikallisena kirkastumisena.

Mitä magneettikentässä tapahtuu flare-purkauksen aikana? Kyse on perimmiltään magneettisesta oikosulusta, joka on analoginen tapahtuma sähkökentän oikosulun kanssa, johon jokainen meistä on varmasti tutustunut palaneina sulakkeina sähköverkossa. Magneettisen oikosulun saa aikaan magneettikentän erisuuntaisten magneettisten voimaviivojen joutuminen toistensa läheisyyteen. Ulkoisen dynaamisen paineen vaikutuksesta erisuuntaiset magneettikentät lähestyvät toisiaan ja lopulta yhtyvät. Seurauksena on magneettikenttään varastoituneen energian vapautuminen. Se aiheuttaa voimakkaan röntgen- ja uv-säteilyn emission ja suuren protonimäärän kiihtymisen noin puoleen valonnopeudesta.

Flare-purkauksen voimakas sähkömagneettisen säteilyn emissio kuumentaa lähialueen plasmaa miljoonien asteiden lämpötilaan, ja nopeasti muuttuvat magneettikentät kiihdyttävät protonit suureen nopeuteen, jotka lopulta syöksyvät avaruuteen noin puolella valonnopeudesta. Yksittäinen episodi menee yleensä hyvin nopeasti ohi, mutta aktiivisen pilkkuryhmän potentiaali tuottaa uusia purkauksia alenee vain hieman ja lyhyeksi ajaksi. Usein sama aktiivinen alue tuottaa useita voimakkuudeltaan erilaisia purkauksia, joista ensimmäinen ei yleensä ole kaikkein voimakkain.

Flare-purkaus
 

Flare-purkaus etenee vaiheittain: aluksi voidaan havaita parisenkymmentä minuuttia kestävä esipurkaus. Tätä seuraa muutaman minuutin mittainen pääpurkaus ja lopuksi kuumentunut plasma säteilee tunteja tai jopa muutaman vuorokauden ympäristöään voimakkaammin lähes kaikilla sähkömagneettisen säteilyn aallonpituuksilla.

Tutkimustarkoitukseen on kehitetty flare-purkausten luokitus, jota käytetään yleisesti kuvaamaan ilmiön voimakkuutta. Luokittelu perustuu satelliiteilla vastaanotettuun röntgensäteilyn vuon intensiteettiin [W/m²]. Intensiteetin kasvaessa kymmenkertaiseksi, luokka kasvaa yhdellä. Aurinko säteilee kaiken aikaa jonkin verran röntgensäteilyä ja tämä muodostaa luokituksen kolme heikointa luokkaa A–C (< 10^–8–10^–5 W/m²). C-luokan tapahtuma yksittäisenä ilmiönä määritetään jo heikoksi flareksi.

Keskivoimakas flare on M-luokkaa (10^–5–10^–4 W/m²) ja voimakas flare (10^–4–10^–3 W/m²). Kaikkein voimakkain ja samalla harvinaisin flare-ilmiö on Y-luokkaa, jolloin röntgensäteilyn vuon tiheys on suurempi kuin 10^–3 W/m². Luvut sinällään eivät auta meitä hahmottamaan itse ilmiötä sen paremmin, mutta tutkijoille niiden merkitys on täysin selvä ja välttämätön työkalu.

Havaitseminen

Flare-purkauksia voidaan havaita monella tapaa. Tavallisin tapa on suora: visuaalinen tai valokuvaaminen Auringon katseluun soveltuvilla ja vety-alfa-viivan kapeakaistaisen aallonpituusalueen läpäisevällä kaukoputkella.

Toinen tapa on havaita Aurinkoa röntgen-, uv- ja radiotaajuuksilla. Tämä kuitenkin on yleensä mahdollista vain ammattilaisten käyttämillä laitteistoilla. Kolmas ja nykyisin myös tähtiharrastajien käyttämä menetelmä on havaita maapallon ionosfäärissä tapahtuvia radiotaajuuksien heijastumismuutoksia. Menetelmä on lähes yhtä tarkka kuin Auringon suora radiotaajuinen havainnointi, mutta radioantennin ei tarvitse olla suunnattava. Menetelmä sopii siis hyvin pienellä budjetilla toimiville harrastajille.

Flare-purkausten visuaalinen havaitseminen ja valokuvaaminen on mahdollista vety-alfa-viivan aallonpituudella toimivilla kaukoputkilla. Nykyisin niitä valmistaa myyntiin muutama kaukoputken valmistaja, eikä pienimpien kaukoputkien hinnat ole kovinkaan korkeat, joten miltei lähes jokaiselle sellaisen kaukoputken hankinta on mahdollista.

Aurinkokaukoputket näyttävät paljon muita kromosfäärin ilmiöitä, joten pelkkiä flare-purkausten havainnointiin suunniteltuja laitteita ne eivät ole. Kromosfäärissä näkyvät auringonpilkut, mutta niiden lisäksi filamentit ja prominenssit (=protuberanssit), magneettikentän aikaan saamat plasma kuviot, kuumat plaget ja tavalliset flaret, mutta myös niiden hieman harvinaisempi muoto ns. Hyderin flare, jossa prominenssin (filamentin) plasma pudotessaan takaisin Aurinkoon kuumentaa putoamiskohdan aineen ympäristöä kuumemmaksi. Mekanismi on siis poikkeava tavallisesta flare-purkauksesta, mutta lopputulos verrattavissa pieneen flareen.

Maapallolla

Flare-purkausten vaikutus maapallolla ja lähiavaruudessamme riippuu paljolti siitä, kuinka voimakkaasta purkauksesta on kysymys. Heikkojen purkausten vaikutus on luonnollisesti vähäisin, mutta X- ja Y-luokkien purkauksien vaikutukset voivat olla merkittäviä. Yleensä vaikutukset rajoittuvat ionosfääriin ja Maata kiertävien satelliittien vioittumiseen. Itse röntgensäteily ei ilmakehän läpi pääse, joten vaikutukset ovat välillisiä.

Yleisin flaren vaikutus on ionosfäärissä tapahtuvat muutokset ja niistä johtuvat poikkeukselliset radioaaltojen leviämiset ja tai voimakkaat radiohäiriöt tietyillä radiotaajuuksilla. Tilanne voi kestää flare-purkauksen jälkeen useita tunteja, joskus jopa useita vuorokausia.

Avaruus on tyly paikka kaikenlaiselle elektroniikalle; kosmisen säteilyn hiukkaset, Van Allenin vyöhykkeiden sähkövarautuneet hiukkaset ja Auringon röntgensäteily pystyvät vaurioittamaan herkkiä laitteita pysyvästi. Koko "avaruuskauden" aikana on menetetty satoja satelliitteja näiden ilmiöiden aiheuttamista vaurioista johtuen.

Maanpinnalla me ihmiset olemme suojassa toistaiseksi havaittujen flare-purkausten vaaroilta. Sen sijaan rakentamamme sähkölinjat, kaasu- ja öljyputkistot jne. kaikki sähköä johtavat rakenteet voivat vaurioitua flare-purkausten ja etenkin niihin tavallisesti liittyvien koronamassapurkausten (CME) aiheuttamien indusoituneiden sähkövirtojen vaikutuksesta.

Aivan kaikki Auringossa tapahtuvien purkausten vaikutukset eivät ole ikäviä tai vaarallisia. Kirkkaat, kauniit ja voimakkaasti leimuavat revontulet ovat seurausta Auringossa tapahtuvista purkauksista. Niistä kuitenkin enemmän joskus toisella kertaa.

Tähtiharrastajan kaukoputki: Mitä kaukoputkella voi nähdä: Kuu ja Aurinko?

Artikkelisarjassa Mitä kaukoputkella voi nähdä on käsittelyvyorossa Kuu ja Aurinko. Nämä kohteet ovat ehkä liiankin tuttuja, jotta niitä ajattelisi tähtiharrastuksen kaukoputkella havaitsemisen kohteina. Ne ovatkin aivan selvästi aliarvostettuja, sillä todellisuudessa niissä näkyvät kohteet ovat hyvkin mielenkiintoisia joiden havaitsemisessa kyllä haastetta riittää.

Kuu

Kuu on aloittelevalle tähtiharrastajalle luonnollisin ja
samalla helpoin kohde havaittavaksi. Kuva Kari A. Kuure.

Kuu on kaikille tuttu kohde, joka on helppo paikantaa taivaalta silloin kun se on näkyvissä. Paljain silmin kuunvaiheiden lisäksi Kuusta voi havaita tummia alueita, joita sanotaan meriksi tai mare-alueiksi. Vettähän ne eivät ole, vaan tummaa basalttikiveä.

Kiikarilla Kuusta voi erottaa edellisten kohteiden lisäksi suurimmat kraatterit, kuten Tycho ja Kopernikus. Parhaiten ne ovat näkyvissä silloin, kun valon ja varjon raja kulkee niiden kautta tai on niiden läheisyydessä.

Pienellä kaukoputkella, tai pienellä suurennuksella näkyvien kraatterien määrä kasvaa ja vuoristot tulevat näkyville. Nyt voit tehdä havaintoja mare-alueiden muodoista ja pinnalla risteilevistä säteistä, jotka saavat alkunsa suurista k

raattereista. Usein polarisaatio- ja kuusuodattimesta on apua näiden pinnan yksityiskohtien havaitsemisessa, etenkin silloin, kun suuri osa Kuusta on valaistuneena.

Suurella kaukoputkella ja tai suurella suurennuksella aina vain pienempien kraatterien lisäksi voit havaita rillejä, jokien kaltaisia vajoamia, siirroslinjoja, domeja (kupumaisia muodostumia) sekä monen moisia muita kohteita. Hyvä kuukartta on välttämätön apuväline suunniteltaessa illan havainto-ohjelmaa. Kuun tutkimisesta tulee huomattavasti mielenkiintoisempaa, kun pystyt tunnistamaan näkemäsi kohteet.

Kuunpimennykset toistuvat usean kerran vuodessa, joten sään suosiessa niitä on mahdollista seurata lähes joka vuosi. Kuunpimennyksen aikana tehdään havaintoja pimentymisen syvyysasteesta (Kuun kirkkaudesta) ja eri pinnanmuotojen näkymisestä pimennyksen kuluessa.

Aurinko

Täydellinen auringonpimennys on kokeneellekin
tähtiharrastajalle mieliinpainuva kokemus.
Kuva Kari A. Kuure.

Aivan ensimmäiseksi varoitus! Aurinkoa ei saa milloinkaan katsella millään optisella laitteella, tai edes paljain silmin, ellei laitteessa ole asianmukaista aurinkosuodatinta. Suodattamaton auringonvalo vaurioittaa silmän verkkokalvoa pysyvästi, ja seurauksena on näkökyvyn joko osittainen tai täydellinen vahingoittuminen, siis sokeutuminen!

Asianmukaisella suodattimella varustetulla kaukoputkella Auringosta voi havaita pilkkuja. Niiden määrä vaihtelee noin yhdentoista vuoden jaksoissa nollan ja usean kymmenen välillä. Pilkkumäärän vaihtelu on myös päivittäistä tai jopa lyhyempää, joten niiden havaitseminen tarjoaa aina mielenkiintoista ja erilaista nähtävää.

Auringonpilkkujen lisäksi etenkin reunatummentuman alueella voi havaita kirkkaita kuitumaista verkkoa tai pilkkujen lähistöllä kirkkaan valkeita alueita. Kyseessä on fakulaksi nimetty magneettikentän aikaansaama ilmiö, jossa pintalämpötila on ympäristöään korkeampi. Fakulat liittyvät usein erikoiskaukoputkilla tai -suodattimilla havaittaviin plage-alueisiin.

Erikoiskaukoputkilla voidaan tehdä havaintoja kromosfäärissä olevista kohteista. Näitä ovat granulaatio, flarepurkaukset, prominenssit (protuberanssit), filamentit ja spigulat. Fakuloiden vastine kromosfäärissä ovat plaget, ja ne näkyvät helposti vedyn alfaviivan aallonpituudella ja H-alfa-suodattimella.

Auringonpimennykset tietyllä havaintopaikalla ovat harvinaista nähtävää, ja ne toistuvat pitkien väliaikojen välein. Täydellisen pimennykset sattuminen tietylle havaintopaikalle on käytännössä lähes mahdotonta ihmiselämän mittaisella ajanjaksolla. Nykyisin helpottunut matkustaminen kuitenkin antaa mahdollisuuden seurata täydellistä auringonpimennystä milloin missäkin päin maapalloa. Jokaisen tulisikin ainakin kerran elämässään matkustaa täydellistä auringonpimennystä havainnoimaan.

Useimmin nähtäviä pimennyksiä ovat osittaiset pimennykset. Niisä vain osa Auringosta peittyy Kuun taakse. Tällaiset pimennykset ovat nähtävissä laajoilla alueilla ja tietyllä paikkakunnalla niitä nähdään keskimäärin muutaman vuoden välein.

Auringonpimennyksen havaitsemisessa tulee noudattaa aivan samoja turvallisuussääntöjä kuin muulloinkin Aurinkoa havaittaessa. Osittaisen vaiheen aikana käytetään aina asianmukaista suodatusta, ja vasta täydellisen vaiheen aikana suodattimen voi (ja pitääkin) irrottaa, jotta havaintoja voisi tehdä koronasta, Auringon uloimmasta osasta. Koronan kirkkaus on sen verran pieni, että sen havaitseminen muulloin kuin täydellisen auringonpimennyksen aikana on mahdotonta.