PUNCH-observatoriot lähdössä

PUNCH-observatorioiden laitekohtaiset havaintokohteet. Kuva NASA.

Polarimeter to UNify the Corona and Heliosphere, eli lyhyemmin PUNCH on NASA:n Small Explorer (SMEX) -tehtävä, jonka tarkoituksena on ymmärtää paremmin, miten Auringon koronan massa ja energia muuttuvat Aurinkokunnan täyttäväksi aurinkotuuleksi.

Joka sekunti yli 300 000 tonnia plasmaa lähtee Auringosta ja poistuu avaruuteen. Tästä poistuvasta plasmasta muodostuu aurinkotuuli ja se vaikuttaa kaikkeen Aurinkokunnassa, myös Maahan. Se aiheuttaa kauniit revontulet, se aiheuttaa myös avaruussään, joka pahimmillaan saattaa uhata sähköverkkoja, satelliitteja ja astronautteja. PUNCH seuraa ensimmäistä kertaa aurinkotuulta jatkuvasti koko avaruuden läpi, jotta voimme ymmärtää paremmin Aurinkoa, aurinkotuulta ja niiden vaikutuksia ihmiskuntaan.

Neljä PUNCH -observatorioita sijoitetaan aurinkosynkroniselle Maata kiertävälle radalle. Kuva NASA.

Kukin neljästä PUNCH-avaruusaluksesta on hieman yli metrin pituinen, ja siinä on yksi instrumentti +Z-kannella (jota pidetään lennon aikana zeniitin suuntaan). Kukin avaruusalus tukee kolmiakselista suuntausta (muutaman kaarisekunnin tarkkuudella), nopeaa tiedonvälitystä kaksikaistaisella downlinkillä, kiertoradan korjaustyöntövoimaa ja kehittynyttä autonomista vikakorjausta. Neljä avaruusalusta laukaistaan ja asetetaan kiertoradalle yhdestä kantoraketista.

PUNCH neljä observatoriota sijoitetaan 570 km korkeudella olevalle aurinkosynkroniselle radalle siten, että jokaisella luotaimelle on hyvä näkyvyys Auringon suuntaan. Lähdön jälkeen seuraa kolmen kuukauden jakso, jonka aikana laitteet otetaan käyttöön ja niiden toiminta tarkistetaan ja kalibroidaan. Sen jälkeen observatoriot siirretään lopulliseen asemaan Maan kiertoradalla ja kuvaaminen aloitetaan.

Kuvantamisen aikana kuvien kuvaussuuntaa käännetään synkronoidusti 30 astetta aina kun observatoriot ovat siirtyneet radallaan kolmekymmentä astetta.

Havaintolaitteet

Observatorioista yhdellä on kapeakenttäkamera (Narrow Field Imager, NFI), joka kuvaa rengasmaisen kuvakentän (FOV) Auringon ympäriltä. Kolmella observatoriolla on laajakenttäkamera (Wide Field Imager, WFI). Nämä kamerat ovat rakenteellisesti korografeja, sillä niiden kohde on Auringon korona ja jos Aurinko olisi näkyvissä kuvissa, niin silloin koronaa ei näkyisi.

PUNCH-observatorioiden kuvakentät, jotka ovat nimetty kameroiden mukaan. Keltainen piste kuvan keskellä on Aurinko ja kehät ovat kuvakenttien rajat. NFI-observatorion kuvakentässä oleva Aurinko on estetty näkymästä peitinlevyllä. WFI-oservatorioissa Aurinko ei suoranaisesti ole kuvakentässä mutta sen aiheuttama hajavalo on "sammutettu" kameran hajavalo estoilla (baffle) ja valoansoilla (light trap). Kuva NASA.

Kaikkien neljän observatorioiden toiminta on synkronoitu lennon aikana. Kahdeksan minuutin välein kukin PUNCH-luotain ottaa seitsemän kuvaa: yhden polarisoimattoman kuvan ja kuusi polarisoitua kuvaa kahdessa kolmen kuvan sarjassa. Kuvat yhdistetään maassa 3D-kuviksi. PUNCHilla on avoimen datan politiikka, ja kaikki tiedot ovat vapaasti kaikkien käytettävissä mihin tahansa tarkoitukseen.

Lisäksi yhdessä observatoriossa on opiskelijoiden toimittama röntgenspektrometri, STEAM. Se on sijoitettu NFI observatorioon.

NFI-kamera muistuttaa eniten perinteistä kaukoputkea. Koronagrafiksi sen tekee Auringon peittävä peitinlevy. Kuva NASA.

Narrow Field Imager (NFI) on pienikokoinen ulkoisesti peittävä koronagrafi, jonka kuvakenttä on samanlainen kuin SOHO/LASCO-C3:n: 6 – 32 R_☉ taivaalla. Ulkoinen varjostin estää suoraa auringonvaloa pääsemästä optiseen pääaukkoon, joka tarkastelee Auringon ympärillä olevaa koronaa ja tähtikenttää yhdistelmälinssijärjestelmän avulla. Polarisaatio erotetaan käyttämällä polarisoivaa suodatinpyörää (PFW), ja kuvasensori on CCD-tyyppinen (CCA), jossa on 2k × 2k pikselin aktiivinen ilmaisinalue.

 

WFI-kameran "hallitsevana elementtinä" on sen hajavaloa estävät rakenteet. Kuva NASA.

Wide Field Imager (WFI) on STEREO/HI:hen perustuva laajakenttäinen heliosfäärikamera (HI). Se kuvaa taivasta 18 – 180 R_☉ alueelta. HI-mallit ovat analogisia koronagraafien kanssa, mutta niiden kuvan muoto on neliö eikä pyöreä. WFI heikentää suoraa auringonvaloa yli 16 suuruusluokkaa. Laajakenttäakromaattinen optiikka perustuu kuuluisaan Naglerin okulaariin käänteisellä geometrialla. Polarisaatiossa ja havaitsemisessa käytetään samoja PFW- ja CCA-malleja kuin NFI:ssä.

STEAM edistää ymmärrystä auringonpurkauksista ja auttaa selvittämään, miksi Auringon korona on paljon kuumempi kuin Auringon pinta, mittaamalla keskeisten alkuaineiden pitoisuuksia ja lämpötilaa auringonpurkauksissa ja aktiivisilla alueilla. Tämä tehdään mittaamalla Auringon röntgenspektriä hiljaisissa olosuhteissa, näkyvillä aktiivisilla alueilla ja auringonpurkausten aikana.

PUNC observatorioiden toiminta aika on noin 2 vuotta. Niiden piti lähteä avaruuteen jo kaksi vuotta sitten, mutta Covid-19 pandemia myöhästytti laitteiden valmistumista. Nyt aikaisin lähtöpäivä on helmikuun 27. päivä. Kantorakettina on SpaceX yhtiön Falcon 9 ja lähtö tapahtuu Vanderbergin avaruuskeskuksesta Kaliforniasta. Yhtä aikaa samalla kantoraketilla viedään avaruuteen myös SPHERex -observatorio.

 

Proba-3 aurinko-observatorio avaruuteen

ESA:n Proba-3-missio lähetettiin avaruuteen PSLV-XL-raketilla Satish Dhawanin avaruuskeskuksesta Sriharikotasta Intiasta torstaina 5. joulukuuta kello 10.34 UTC. Laukaisu tehtiin intialaisella kantoraketilla, sillä ESAlla ei ole käytössään tällä hetkellä juuri sopivaa kantorakettia: uusin Vega-C on laukaisukyvyltään liian pieni ja vastaavasti Ariane 6 liian tehokas ja kallis tälle tehtävälle. Proba-3 satelliittien yhteismassa on 550 kg.

Proba-3 satelliittien laitesijoittelu. Klikkaa kuvaa suuremmaksi. Kuva ESA.

Proba-3 on itse asiassa kaksi satelliittia, joista toinen toimii Auringon varjostimena ja havainnot tehdään tämän tuottamassa varjossa toisella satelliitilla. Tällaista rakennetta kutsutaan yleisesti koronagrafiksi, joskin tässä tapauksessa kyse on aivan poikkeuksellisesta ratkaisusta. Satelliittien välinen etäisyys on noin 150 metriä ja niiden keskinäinen asemointi havaintojen aikana täytyy tehdä millimetrin tarkkuudella. Varjostinosan halkaisija on 1,4 metriä ja havainto-osan etäisyydellä varjostimen tuottaman varjon halkaisija on vain 8 cm. Havaitsevan kameran objektiivin halkaisija on 5 cm. Ero varjon koon ja kameran objektiivin välillä on tarpeen varjostimen aiheuttaman diffraktion vuoksi. Jos objektiivi olisi samankokoinen varjon kanssa, kameraan päätyisi paljon hajavaloa ja havainnot vaikeutuisivat.

Proba-3 on siis aurinko-observatorio, jonka tehtävänä on tehdä havaintoja Auringon keskikoronasta. Tämä alue sijoittuu 1,1 – 3× säteen etäisyyteen Auringosta. Tämä alue on hyvin tärkeä, kun tehdään havaintoja koronamassapurkauksista, mutta alue on tähän asti ollut erittäin vaikeasti havaittavissa, käytännössä vain täydellisten auringonpimennysten aikana. Auringonpimennyksiä, kuten tiedetään, tapahtuu noin 60 kertaa vuosisadassa, joten tutkimuksen kannalta se on liian harvoin. Ja silloinkin kun se olisi mahdollista, pisin mahdollinen havaintoaika olisi noin 7 minuuttia. Harvinaisen ja lyhyen havaintoajan lisäksi maapinnalla olevat observatoriot ovat yleensä aivan muualla kuin pimennysvyöhykkeellä ja sen lisäksi ne ovat kykeneviä havaintoihin vain, jos sää sen mahdollistaa. Niinpä ainoa vaihtoehto on, että havainnot tehdään avaruudesta.

Proba-3:ssa varsinaiset koronahavainnot tekee ASPIICS-koronagrafi kolmella eri aallonpituudella. Aallonpituudet ovat Fe XIV (530,4 nm), He I D3 (587,7 nm ja laajakaistaisesti näkyvän valon alueella 540 – 570 nm.

Keskikoronan havaitsemisen lisäksi Proba-3 satelliiteissa on havaintolaitteita^[1], joiden avulla yritetään ratkaista ikuisuuskysymystä koronan lämpötilasta. Millainen mekanismi lämmittää koronan miljoona asteen lämpötilaan, kun Auringon efektiivinen lämpötila on noin 5 800 K? Tämän lisäksi Proba-3:ssa on lähiavaruuden varattujen hiukkasten mittauslaite, jolla selvitellään hiukkasten nopeuksia, tiheyttä ja suuntia.

Proba-3:n kiertorata on 600 × 60 530 km, noin 59 asteen inklinaatiolla ekvaattoriin nähden. Yhteen kierrokseen satelliitilla kuluu aikaa 19 h 36 minuuttia. Proba-3 tekee havaintoja kuuden tunnin ajan jokaisella kierroksella Maan ympäri mutta vain 50 kertaa vuodessa. Pieneltä tuntuva määrä havaintoja johtuu siitä, että rata ei ole aurinkosynkroninen ja lähempänä Maata satelliittien asemat kelvollisten havaintojen tekemiseen muuttuvat liian nopeasti, jotta laitteisto voisi säätää satelliittien asemaa toisiinsa nähden riittävän nopeasti.

Satelliittien keskinäisen asemoinnin määrittämiseen^[2] käytetään tähtisuunnistusta, GPS-paikannusta (alle 20 200 km korkeudella), led-vilkkuvaloja, laseria ja heijastin peilejä. Kaikkiaan näitä asemointiin käytettäviä järjestelmiä on kolme: karkeasäätö, tarkempi säätö ja erittäin tarkka säätö. Varjostinosassa on kylmäkaasu (typpi) suuttimet, jotka synnyttävät hyvin heikon (n. 10 mN) työntövoiman. Tästä syystä korjauksia on tehtävä noin 10 sekunnin välein ja korjausliikkeet ovat hitaita. Käytettävissä olevan typen määrä siis rajoittaa tehtävän keston. Typen loputtua, asemien säätäminen on mahdotonta ja satelliitit ajautuvat erilleen ja tuhoutuvat maapallon ilmakehässä noin viidessä vuodessa.

Ensimmäiset havainnot saataneen noin 4 kuukauden kuluttua ja observatorion toiminta-ajaksi on suunniteltu kahta vuotta.

Lisätietoja

[1] ASPIICS-järjestelmän lisäksi Proba-2:lla lennetään digitaalista absoluuttista radiometriä (Digital Absolute Radiometer, DARA), jonka sveitsiläinen fyysinen meteorologinen observatorio Davos on toimittanut tehtävään. Occulter-satelliitin auringonpuoleiselle puolelle asennettu DARA mittaa jatkuvasti Auringon kokonaisenergiantuottoa, jota kutsutaan irradianssiksi ja joka on olennainen muuttuja ilmastotutkimuksissa.

Proba-3:n kolmas instrumentti, joka on sijoitettu Coronagraph-satelliitin toiselle puolelle sen aurinkosäteilymittarista, on 3D Energetic Electron Spectrometer. Belgian Louvainin katolisen yliopiston (UCLouvain) avaruussäteilykeskuksen, Belgian kuninkaallisen avaruustutkimusinstituutin ja ilmailu- ja avaruustekniikan valmistaja Redwire Spacen toimittama 3DEES mittaa elektronivirtoja niiden kulkiessa Maan säteilyvyöhykkeiden läpi, mikä antaa hyödyllistä tietoa avaruussäätutkimuksia ja astronauttien terveyttä varten.

[2] Aluksi tähtipaikantimet - tietokoneeseen kytketyt kamerat, jotka tunnistavat niitä ympäröivät tähtikuviot - kartoittavat kummankin satelliitin "asennon" eli senhetkisen suunnan avaruudessa. Molempien avaruusalusten satelliittinavigointivastaanottimet laskevat suhteelliset sijainnit kiertoradan alemmalla osalla suurella tarkkuudella, vaikka GPS-signaaleja käytetään toiminnallisesti vain GPS-satelliittiryhmän 20 200 kilometrin korkeuden alapuolella. Proba-3-parivaljakko vaihtaa myös jatkuvasti etäisyystietoja ja muita tietoja satelliittien välisten radiolinkkien välityksellä.

Aktiivisen muodostelmalennon aikaansaamiseksi tarvitaan vielä lisää, alkaen Proba-3:n Vision Based Sensor -järjestelmästä. Laajakulmakameran avulla seurataan toisen satelliitin LED-kuviota, joka antaa suhteellisen karkeaa tietoa satelliittien etäisyydestä toisistaan sekä täydentävää tietoa niiden asennosta. Tätä täydennetään kapeakulmaisella kameralla, joka lukittuu toiseen, paljon pienempään LED-kuvioon ja antaa suhteellista sijaintitietoa noin yhden senttimetrin tarkkuudella.

Tämäkään ei kuitenkaan yksinään riitä. Vielä tarkempi paikannus onnistuu Proba-3:n Occulter-avaruusaluksen FLLS-anturin (Fine Lateral and Longitudinal Sensor) avulla. Se valaisee laserilla Coronagraph-avaruusaluksen pinnalla olevaa kulmakuution heijastinta, joka puolestaan heijastuu takaisin Occulteriin. Tämä FLLS mahdollistaa suhteellisen paikannuksen jopa millimetrin tarkkuudella.

Lopuksi, tasaisen lukituksen varmistamiseksi varjon paikannusanturijärjestelmä - joka perustuu Coronagraph-teleskoopin halkaisijaltaan 5 cm:n aukkoisen linssin ympärille sijoitettuihin valodetektoreihin - varmistaa, että Occulterin halkaisijaltaan noin 8 cm:n kokoinen varjo pysyy oikealla tavalla heittyneenä kaikilta sivuilta. Kaikki poikkeamat aiheuttavat korjauksen.

[3] Proba 3 -operaatiota tukee 13 ESA:n jäsenvaltiota: Tärkeimmät rahoittajat ovat Espanja 38 %, Belgia 34 %, Puola ja Romania noin neljällä prosentilla sekä Itävalta, Luxemburg, Sveitsi, Tanska, Tšekki, Sveitsi ja Yhdistynyt kuningaskunta noin kolmella prosentilla, kun ESA:n yleisen tukiteknologiaohjelman (GSTP) kokonaisbudjetti on 200 miljoonaa euroa.

Aurinkotuuli lämpenee Alfvénin aalloista

ESA:n Solar Orbiter -luotain on havainnut ratkaisevan tärkeitä tietoja vastatakseen vuosikymmenien pituiseen kysymykseen siitä, mistä aurinkotuulta lämmittävä ja kiihdyttävä energia on peräisin. Tutkijat yhdistivät tutkimuksessaan myös NASA: n Parker Solar Probe -luotaimen kokoamat tiedot aurinkotuulesta ja päätyivät tulokseen, että tarvittava energia tulee Auringon magneettikentän suurista vaihteluista.

Havainnekuva Aurinkoa kiertävistä Parker Solar Probe ja Solar Orbiter -luotaimista. Kuva ESA.

Aurinkotuuli^[1] on jatkuva varautuneiden hiukkasten virta, joka poistuu Auringon kaasukehästä (koronasta) ja virtaa Maan ohi ja jatkaa matkaa aina Aurinkokuntamme ulkorajoille asti. Kummallista kyllä, aurinkotuuli poistuu Auringon koronasta pienemmillä nopeuksilla (noin 300 km/s), joten jokin nopeuttaa sitä liikkuessaan kauemmas (Maan kohdalla nopeus on usein noin 500 km/s). Miljoona-asteinen aurinkotuuli luonnollisesti jäähtyy (adiapaattinen kaasu), kun se laajenee suuremmaksi tilavuudeksi ja muuttuu tiheydeltään harvemmaksi. Kummallisinta on, että jäähtyminen tapahtuu hitaammin kuin se pitäisi laajenemisesta johtuen. Ainoa selitys on, että aurinkotuuli saa lisäenergiaa matkalla koronasta esimerkiksi Maan radalle.

Joten mistä tarvittava energia on peräisin aurinkotuulen nopeimpien osien kiihdyttämiseen ja lämmittämiseen? ESA: n Solar Orbiterin^[2] ja NASA: n Parker Solar Proben^[3] tiedot ovat antaneet vakuuttavia todisteita siitä, että vastaus on Auringon magneettikentän laajamittaiset värähtelyt, jotka tunnetaan nimellä Alfvénin aallot.

“Ennen tätä työtä Alfvénin aaltoja oli ehdotettu potentiaaliseksi energianlähteeksi, mutta meillä ei ollut lopullista todistusta” sanoo Yeimy Rivera (Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian, Massachusetts) tutkimusraportin^[4] ensimmäinen kirjoittaja.

Tavallisessa kaasussa, kuten Maan ilmakehässä, ainoat välittyvät aallot ovat ääniaaltoja. Kuumennettaessa kaasua poikkeuksellisiin lämpötiloihin (kuten Auringon kaasukehässä), se muuttuu plasmaksi ja reagoi magneettikenttiin. Tämä mahdollistaa Alfvénin aaltojen muodostumisen magneettikenttään. Nämä aallot varastoivat energiaa ja voivat tehokkaasti kuljettaa sen plasman läpi.

Normaali kaasussa energia varastoituu tiheyden, lämpötilan ja nopeuden muodossa. Plasmassa näiden lisäksi magneettikenttä varastoi myös energiaa. Sekä Solar Orbiter että Parker Solar Probe sisältävät tarvittavat instrumentit plasman ominaisuuksien mittaamiseksi, mukaan lukien sen magneettikenttä.

Vaikka kaksi avaruusalusta toimivat eri etäisyyksillä Auringosta, ja hyvin erilaisilla kiertoradoilla, helmikuussa 2022 avaruusalus sattuivat havaitsemaan samaa aurinkotuulen virtausta.

Parker, joka toimi 13,3 Auringon säteen (noin 9 miljoonaa km) etäisyydestä Auringosta aivan koronan ulkoreunoilla, läpäisi virtauksen ensin. Solar Orbiter, joka toimi 128 auringon säteellä (89 miljoonaa km), läpäisi saman virtauksen pari vuorokautta myöhemmin. “Tämä työ oli mahdollista vain siksi, että kaksi avaruusalusta, jotka ottivat näytteitä samasta aurinkotuulen virrasta sen matkan eri vaiheissa Auringosta, oli hyvin erityinen linjaus”, sanoo Yeimy.

Hyödyntäen täysin tätä harvinaista kohdistusta, ryhmä vertasi saman plasmavirran mittauksia kahdessa eri paikassa. He muunsivat mittaukset ensin neljäksi keskeiseksi energiamääräksi, jotka sisälsivät magneettikentässä varastoidun energian mittauksen, jota kutsutaan aaltoenergiavuoksi.

Koska energiaa ei voida luoda eikä tuhota, vain muuntaa muodosta toiseen, tiimi vertasi lukemia Parkerista Solar Orbiter havaitsemiin tietoihin. He tekivät tämän vertailun ottaen huomioon magneettisen energian ja ilman sitä.

“Huomasimme, että jos emme sisällyttäneet laskelmiin Parkerin aaltoenergiaa, tulokset eivät vastanneet sitä, kuinka paljon energiaa meillä on Solar Orbiterissa”, sanoo tutkija Samuel Badman, (Center for Astrophysics, Harvard & Smithsonian, Massachusetts).

Lähellä Aurinkoa, jossa Parker mittasi virtausta, noin 10 % kokonaisenergiasta oli magneettikentässä. Solar Orbiterilla tämä luku oli laskenut vain 1 %:iin, mutta plasma oli kiihtynyt ja jäähtynyt odotettua hitaammin.

Numeroita vertaillen ryhmä päätteli, että menetetty magneettinen energia oli kiihdyttämässä hiukkasten nopeutta ja hidastanut plasman jäähtymistä.

Kaavio aurinkotuulesta ja luotaimien sijoittumista eri etäisyyksille havaintojen aikana Kaaviossa on esitetty myös paluumutkat (patches of switchbacks), jotka ovat Alfvénin aaltoja ja kiihdyttävät aurinkotuulen hiukkaset suurempiin nopeuksiin ja lämmittävät sitä. Klikkaa kuvaa suurentaaksesi sen! Kuva ESA.

Tiedot osoittavat magneettikentän kääntyvän takaisin päin. Näitä kutsutaan englanniksi "patches of switchbacks" -termillä. Vakiintunutta suomenkielistä käännöstä ei tietääkseni ole, mutta sen voisi suomentaa paluukäännökseksi tai -mutkaksi. Mutkat ovat suuria taipumia Auringon magneettikentässä ja ne ovat esimerkkejä Alfvénin aalloista. Niitä on nähty 1970-luvulta lähtien (luotaimilla), mutta niitä on havaittu useammin, kun Parker Solar Probe oli ensimmäinen luotain, joka lensi Auringon koronan läpi vuonna 2021 tehden runsaasti havaintoja niistä.

Tämä uusi työ vahvistaa, että nämä paluumutkat sisältävät tarpeeksi energiaa, jotta ne voivat olla vastuussa nopean aurinkotuulen kiihtyvyyden ja lämmityksen puuttuvasta osasta.

“Tämä uusi työ kokoaa asiantuntevasti joitain suuria paloja aurinkopulmasta. Solar Orbiterin, Parker Solar Proben ja muiden tehtävien keräämien tietojen yhdistelmä osoittaa meille, että erilaiset aurinkoilmiöt todella toimivat yhdessä tämän poikkeuksellisen magneettisen ympäristön rakentamiseksi”, sanoo Daniel Müller (ESA Project Scientist for Solar Orbiter).

”Eikä se kerro meille vain Aurinkokunnastamme. Aurinkomme on maailmankaikkeuden ainoa tähti, jossa voimme mitata sen aurinkotuulen. Joten se, mitä opimme Auringostamme, pätee mahdollisesti ainakin muihin Auringon tyyppisiin tähtiin ja ehkä muihin tähtiin, joilla on tähtituulia”, sanoo Samuel.

Tiimi pyrkii parhaillaan laajentamaan analyysiään aurinkotuulen hitaampiin muotoihin nähdäkseen, onko Auringon magneettikentän energialla merkitystä myös niiden kiihtymisessä ja lämmityksessä.

Viittaukset

[1]  Auringon korona on aurinkotuulen lähde. Aurinkotuuli on jatkuva varautuneiden hiukkasten virtaus, joka virtaa ulospäin Auringosta ja kulkee läpi koko aurinkokunnan. Koronan avoimet magneettikenttälinjat (Parkkerin spiraalit) tarjoavat väylän, jonka kautta nämä hiukkaset pääsevät pakenemaan avaruuteen. Aurinkotuuli vaikuttaa aurinkokunnan magneettisiin kenttiin, erityisesti Maan magnetosfääriin, ja se voi aiheuttaa avaruussään ilmiöitä, kuten geomagneettisia myrskyjä.

[2] ESA:n Solar Orbiter lähetettiin Aurinkoa kiertävälle radalle 10.2.2020. Se on suunniteltu tekemään yksityiskohtaisia mittauksia sisemmästä heliosfääristä ja alkavasta aurinkotuulesta. Luotain tekee myös havaintoja Auringon napa-alueista, joita on vaikea tehdä Maasta. Nämä havainnot ovat tärkeitä tutkittaessa, miten Aurinko luo ja hallitsee heliosfääriään.

SolO tekee havaintoja Auringosta eksentriseltä kiertoradalta, joka liikkuu niinkin lähellä kuin 60 auringon säteet (R_S)tai 0,284 au. Tehtävän aikana kiertoradan inklinaatio nostetaan noin 24°:een.

[3] NASAn Parker Solar Probe lähetettiin Aurinkoa kiertävälle radalle 12.8.2018 tehtävänään tehdä havaintoja ulkokoronasta ja Auringosta. Lähimmillään Aurinkoa sen rata on vain 6,9 miljoona km etäisyydellä. Luotaimen havaintolaitteet on sijoitettu suojakilven taakse, jotta Auringon voimakas lämpösäteily ei tuhoaisin niitä.

[4] Science: In situ observations of large-amplitude Alfvén waves heating and accelerating the solar wind, https://www.science.org/doi/10.1126/science.adk6953#con1 (maksumuuri).

Auringonpimennyksen aikana hyvin harvinainen tilanne valokuvattavaksi

Ensi maanantaina 8.4. tapahtuu täydellinen auringonpimennys, jollainen tuskin koskaan toistuu. Itse auringonpimennyksessä ei ole mitään kummallista, reilun neljänminuutin kestoltaan (täydellisen pimennyksen kesto) sijoittuu keskikastiin. Sen sijaan taivaalla täydellisen pimennysvaiheen aikana on nähtävissä hyvin paljon muuta. Valitettavasti emme pysty näkemään pimennystä täällä Suomessa, mutta puolen sataa suomalaista on Yhdysvalloissa Ursan järjestämällä pimennysmatkalla, joten ehkäpä saamme myös tuoreita terveisiä siitä mitä todella taivaalla näkyi.

Täydellisen pimennyksen reitti  on piirretty kaavioon sinisellä viivalla ja Kuun varjon muotoa kuvaavilla ellipseillä. Kuva NASA/Eclipse We Site.

Täydellinen pimennysalue kulkee Meksikosta koilliseen ylittäen Yhdysvallat ja Kanadan itärannikkoa ja päättyy Pohjois-Atlantille. Pimennys on pitkäkestoisin Meksikon pohjoisosassa ja se tapahtuu 21.17.44 Suomen aikaa.

Varsinaisesti pimennys alkaa eteläisellä Tyynellämerellä kello 16.38.44 UT aikaa Kuun varjon koskettaessa merenpintaa. Varjo siirtyy kohti koillista ja saavuttaa Meksikon rannikon hieman ennen pimennyksen pisintä kestoa, joka tapahtuu kello 18.17.13 UT aikaa. Varjon liike jatkuu tämän jälkeen Yhdysvaltojen puolelle, josta se siirtyy Kanadan rajan yli noin kello 19.20 UT. Kanadan Atlantin puoleisen rannikon varjo jättää taakseen noin kello 19.40 UT ja varjo erkaantuu jälleen merenpinnasta kello 19.55.29 UT aikaa Pohjois-Atlantilla. Islannissa on mahdollisuus havaita pimennyksen viimeisiä hetkiä auringonlaskun aikaa, jolloin noin 50 % Auringosta on peittyneenä Kuun taakse.

Kuvakaappaus Skysafari-ohjelman ruudulta, jossa näkyy runsaasti kohteita pimentyneen Auringon ympärillä. Tämä on todella harvinainen tilanne, joka tuskin koskaan tulee toistumaan. Kuva © Kari A. Kuure/SkySafari7.

Täydellisellä pimennysvyöhykkeellä on taivaalla näkyvissä myös muita kohteita. Kuun takaa loistavan koronan lisäksi siitä ylös ja oikealla pitäisi näkyä komeetta 12P/Pons-Brook, joka viimeisimpien havaintotietojen mukaan on kirkastunut paljain silmin näkyväksi. Sen vieressä vasemmalla on kirkkaana näkyvä Jupiter, jota voi käyttää kiintopisteenä komeetan etsinnässä, jos komeetan kirkkaus ei aivan silmiin pistävä olisikaan. Jupiterista hieman ylös ja vasemmalle on Uranus, jonka sinivihreä väri paljastaa planeetaksi paljain silmin katselevalle. Kiikarilla se tietysti näkyisi loistavasti, jos joku malttaisi koronan ihastelulta sitä taivaalta etsiä.

Komeettaa ja Jupiteria lähempänä Auringon koronaa on Merkurius, joka sekin pitäisi helposti näkyä paljain silmin. Auringosta oikealle ja alas on näkyvissä kirkas Venus, josta ei voi erehtyä. Edelleen samaan suuntaan mentäessä seuraavana on vuorossa Neptunus, joka kuitenkin on aivan liian himmeä näkyäkseen paljain silmin. Samaan suuntaan edetessä seuraavana ovat Saturnus ja Mars, jotka ovat hyvin lähellä toisiaan. Kaikki nämä kohteet ovat siis hyvin lähellä zeniittiä, joten paras havaintoasento on makuullaan tai ainakin puolimakaavassa asennossa esimerkiksi retkituolissa istuen.

Monipuolisen ja monikohteisen havainnoinnin ongelmaksi voi osoittautua, että havaintoaika jää vain reilun 4 minuutin mittaiseksi ja itse koronan ilmiöitäkin pitäisi ehtiä havaitsemaan ja ihastelemaan. Ratkaisun voisi tuoda valokuvaaminen ja videoiminen. Kamera raksuttelemaan kuvia peräjälkeen omia aikojaan tai videota tallentamaan tai molemmat). Neptunus saattaa näilläkin keinoin olla vaikea kohde saada kuviin, sillä kaikkien kohteiden kirkkaudet ovat hyvin erilaisia ja vaativat erilaisia valotuksia. Tarvittaneen kaksi kameraa erilaisilla valotusajoilla kuvia ottamaan. Neptunus ja Uranus ovat himmeimpiä mutta ei Marsin ja Saturnuksenkaan kirkkaudet kovin suuria ole. Aina kuitenkin kannattaisi yrittää, sillä tämä tilanne ei toistu ehkä koskaan.

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.

Kuunpimennys on auringonpimennys Kuussa

Oletko tullut ajatelleeksi, että kuunpimennys on auringonpimennys jos havaintopaikkasi sijaitsee Kuussa? Auringonpimennys Kuussa on hieman erinäköinen kuin Maassa, sillä ilmakehättömyys muuttaa pimennyksen näkymistä jonkin verran. Suurin ero kuitenkin on Auringon peittävän Maan koko, joka on näennäisesti kolminkertainen Auringon kokoon verrattuna. Maan näennäinen koko tekee auringonpimennyksestä pidemmän kuin koskaan Maasta nähdyissä pimennyksissä.

Auringonpimennyksen täydellisen vaiheen alku
Tycho-kraatterista nähtynä. Piirros Kari A. Kuure.

Muitakin eroja pimennyksissä on nähtävissä: merkittävin ero on maapallon ilmakehän hehkuminen auringonlaskun punaisena. Vaikka Aurinko onkin Kuusta katsottuna maapallon takana, osa auringonvalosta tunkeutuu ilmakehän lävitse ja valaisee Kuuta. Tästä syystä Kuun väri kuunpimennyksen aikana Maasta katsottuna on punainen tai kuparin ruskea.

Auringonpimennyks päättymisvaihe. Piirros Kari A. Kuure.

Kolmas eroavaisuus on Auringon koronan näkyminen kirkkaampana ja laajempana kuin Maasta nähtynä. Tähän on syynä jälleen ilmakehättömyys. Kaiken lisäksi koronan voi ainakin teoriassa saada näkymään vaikka varsinaisesti pimennys ei olisikaan meneillään yksinkertaisesti peittämällä Auringon vaikka avaruuspuvun kädellä. Tosin koronan näkymistä vaikeuttaa silmän sopeutumattomuus pimeään, sillä ympäröivä kuunmaisema on edelleen kirkkaassa auringonvalossa. Maiseman ja himmeän koronan välinen kirkkausero on niin paljon suuri, että korona ei paljain silmin varmastikaan näkyisi.

Oheisissa kuvissa on lauantaina 4.4.2015 näkynyt kuunpimennys Kuusta nähtynä simuloituna. Havaintopaikaksi valitsin Tycho-kraatterin Kuun eteläisellä pallonpuoliskolla, jossa pimennyksen kesto ja tummuus oli kaikkein suurin.

Ennen kuin auringonpimennyksen osittainen vaihe ehti päättyä,
maapallo ehti peittämään myös Uranus-planeetan. Piirros Kari A. Kuure.

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.