Kirjauutuus: Koko universumi yksissä kansissa

Heikki Oja

Universumi

Ursa ry 2017

Nidottu 312 sivua

ISBN 978-952-5985-49-8

Tunnettu tähtitieteen popularisoija Heikko Oja on jälleen tuottanut uuden kirjan, joka käsittelee ei enempää eikä vähempää, kuin universumia! Yhden kirjan sisällöksi se on tietysti hyvin paljon mutta Heikin kokemus ja rutiini kirjojen tekemisessä on auttanut merkittävästi kirjoittamisessa. Näin ollen syvennyin kirjaan suurella mielenkiinnolla.

Kirjan idea on esitellä kaikki mahdolliset universumissa esiintyvät kohteet ja ilmiöt. Varmasti joku löytää jonkun ilmiön tai kohteen, joka olisi pitänyt vielä sijoittaa kirjaan mutta sellaiset kohteet ovat varmasti kuriositeetin koko luokkaa olevia. Sanomattakin on selvää, että kaikki mahdolliset kohteet ja ilmiöt universumissa ei kovin helposti yhteen kirjaan mahdu. Heikki ratkaisi asian siten, että jokaisesta kohteesta tai ilmiöstä on vain yksi aukeama.

Yksi aukeama saattaa tuntua hyvin vähältä ja tottahan se on. Yksittäin luettuna ilmiöiden tai kohteiden käsittely on pakostakin hyvin lyhyt ja ehkä hieman pinnalliseksi jäävä. Mutta kokonaisuus on toimiva, lukija saa kirjaa lukiessaan huomattavan tietopaketin hyvin monista kohteista ja ilmiöistä, joten kokonaisuutena kirjan idea on hyvin perusteltu.

Kirjan rakenne on hyvin yksiselitteinen. Varsinainen tekstisisältö on jaettu sivun mittaisiin lukuihin jossa esitellään vain yksi kohde tai ilmiö. Näitä tekstejä on kertynyt kaikkiaan 106. Aukeaman vasen lehti on omistettu tekstissä kerrottavan asian kuville. Kuvat ovat loistavia ja kirjan paperi hyvin väripainatukseen sopivaa, joten kuvat ovat laadukkaita.

Kirjan alareunassa kulkee kuvanauha, jonka Heikki on nimennyt Universumin tarinaksi. Yhdellä aukeamalla on 100 miljoonan vuoden pituinen jakso. Kuvanauhan teksteissä kerrotaan kunkin ajanjakson tärkeimmästä tapahtumasta. Yhteensä nämä kuvanauhat muodostavat koko universumin iän (13,8 miljardin vuotta) sekä 100 miljoona vuotta tulevaisuuteen.

Jälleen kerran Ursa on onnistunut julkaistavan kirjan valinnassaan erinomaisesti. Kirja sopii kenelle tahansa, olipa lukija sitten kokenut harrastaja tai vasta harrastuksensa ensimmäisiä askeleita ottava maallikko. Kirja toimii myös monella tasolla: se on lukukirja, mutta samalla loistavat kuvat tekevät siitä katselukirjan. Toimiipa kirja vielä jokin asteisena käsikirjana jos joku ilmiö tai kohde on hieman oudompi, kirjasta löytyy selitys sellaisessakin tapauksessa.

Kari A. Kuure

Timanttisadetta

Neptunus. Kuva NASA/Voyager 2.

Mitä yhteistä on timanteilla ja Uranus- ja Neptunus-planeetoilla? Vastaus saattaa olla yllättävä, sillä tietomme kummastakin planeetasta ovat suurelta osin Voyager 2 luotaimen ohilennolta 1980-luvulta. Vähäisistä tiedoista huolimatta tutkijat ovat ajatelleet, että niin Uranuksen kuin Neptunuksen olosuhteet voisivat olla sopivat timanttien muodostumiseen.

Kummankin planeetan ilmakehässä on saatavilla timantteihin tarvittavaa hiiltä. Hiili on peräisin metaanista, jota Neptunuksen ilmakehässä on noin 2 %. Sen lisäksi tarvitaan riittävän kova paine ja korkea lämpötila. Hiilen faasimuunnokset tunnetaan hyvin ja tiedämme, että kun lämpötila on noin 4500 K ja paine vähintään 10 GPa niin silloin hiilestä muodostuu timantteja. Neptunuksessa vaadittavat olosuhteet ovat vallitsevia noin 8050 km syvyydessä pilvipeitteen alapuolella.

Saksalaisen Dominik Kraus’in (Helmholtz-Zentrum Dresden-Rossendorf)  tutkijaryhmä on nyt onnistunut jäljittelemään timanttien syntyä laboratoriossaan. Hiilen lähteenä he käyttivät polystryreeniä ja lämpötilan ja paineen he loivat kahdella voimakkaalla laserpulsilla. Kumpikin laserpulssi aiheutti polystyreeniin sokkiaallon, jotka yhdistyessään synnyttivät noin 5000 K lämpötilan ja noin 150 GPa paineen. Tämän seurauksena hiilen atomit muodostivat timantteja.

Hiilellä on kolme allotroopista kiderakennetta, joista kaksi on
kuvassa: kuutio timanteissa ja päälekkäiset hilatasot grafiitissa.
Kolmas allotroopinen muoto on fullereeni.
Kuva Wikimedia Commons.

Timanttien koko oli tietysti äärimmäisen pieni, vain muutamia nanometrejä, mutta niin oli myös timanttien muodostumisen mahdollistava aika hyvin lyhyt. Joka tapauksessa tutkijoiden mielestä timanttien muodostumishypoteesi Neptunuksen ilmakehässä on ainakin askeleen lähempänä tieteellistä teoriaa kuin aikaisemmin.

Tutkijat olettavat, että Neptunuksen olosuhteissa timanttien koko voi olla paljon suurempi ja että timantteja syntyy jatkuvasti. Näin ollen timantit muodostaisivat timanttisateen, jonka seurauksena Neptunuksen oletetun kivimineraaleista koostuvan ytimen ympärille olisi muodostunut timanteista paksukerros. Onko näin, se lienee hyvin vaikea osoittaa oikeaksi ainakin lähitulevaisuudessa!

Asteroidi (3122) Florence ohittaa Maan

Taiteilijan näkemys Florencen lähiohituksesta. Asteroidi
ei todennäköisesti ole kovinkaan pyöreä, pikemminkin
soikea peruna tai kumiankan muotoinen. Maa ja Kuu ovat
noin 7 miljoonan km etäisyydellä. Kuva © Kari A. Kuure.

Syyskuun 1. päivänä kello 15.06 Maapallon ohittaa suurehko asteroidi, joka tunnetaan nimellä Florence. Koko kivellä on noin 5 km ja nopeutta 13,7 km/s. Etäisyys on 7,1 miljoonaa kilometriä, eli 18,4-kertaisesti Kuun keskietäisyys.

Asteroidi on nimetty englantilaisen sairaanhoitajan Florence Nightingale’n (1820-1910) mukaan. Nightingalen aloitteesta aloitettiin Britanniassa sairaanhoitajien koulutus. Hänen elämästään on kerrottu Wikipediassa (https://fi.wikipedia.org/wiki/Florence_Nightingale).

Asteroidin periheli sijaitsee 1.02 ay:n etäisyydellä Auringosta, joten se on hyvin lähellä Maan rataa (1 au). Etäisyyttä on vähimmillään vain 0,04359 au eli noin 6,5 miljoonaa kilometriä. Tämänkertainen ohitus on vain aavistuksen tätä etäisyyttä pidempi.

Florence Nightingale. Kuva Wikimedia Commons.

Apheli etäisyys on 2,5 au, joten se käy joka kierroksella puolivälissä Jupiterin rataa, hieman Ceresin radan ulkopuolella. Yhteen kierrokseen Auringon ympäri kuluu aikaa noin 2 vuotta 4 kuukautta.

Asteroidi löydettiin 2 maaliskuuta 1981 Siding Spring observatoriossa (New South Wales, Australia) ja löytäjänä oli yhdysvaltalainen tähtitieteilijä Schelte John “Bobby” Bus (1956). Bus on löytänyt yksin tai yhdessä muiden tutkijoiden kanssa lähes 1700 asteroidia ja komeettaa.

Lähi etäisyys ohituksessa merkitsee sitä, että asteroidi on epätavallisen kirkas. Tätä kirjoittaessani elokuu puolivälissä, asteroidin kirkkaus oli noin Mv=11,5. Toisin sanoa se olisi näkyvissä helpostikin harrastajien kaukoputkella tai jopa kiikarilla, jos havaitsija sattuisi tekemään havaintojaan Australiassa. Se on nimittäin vielä hyvin syvällä eteläisellä taivaanpuoliskolla Tukaanin tähdistössä. Mutta ei kauaa!

 Asteroidin liike on kohti pohjoista. Viikon kuluttua se on Etelänristissä ja kirkkaus on kasvanut, ollen Mv=10,1. Muutama vuorokausi eteenpäin ja 28 elokuuta se on jo Etelän kaloissa ja korkeimmillaan vain 5 astetta horisontin alapuolella. Seuraavana päivän se onkin jo horisontin yläpuolella kello 0.28 ja asteroidin korkeus on silloin vähän yli 1 aste. Kirkkaus on Mv=9,0.

Pari yötä myöhemmin(31.8.) se on etelässä ja samalla korkeimmillaan kello 23.50 ja korkeus 25 astetta. Asteroidi siirtyy siis vauhdilla kohti pohjoista. Lähiohituksen jälkeisenä iltana, eli syyskuun 1 päivänä asteroidi on Delfiinissä sen korkeus on 34 astetta horisontista. Tämä onkin parasta aikaa kuvata, sillä asteroidin kirkkaus on vain Mv=8,9, ei näkyvissä paljain silmin mutta jo pienelläkin kiikarilla se löytyisi, jos vain tietää missä se on. Kirkkain tähti noin 4 asteen etäisyydellä kello 7 suunnassa on epsilon Equulei.

Siding Spiriing observatorio. Kuva Wikimedia Commons.

Astreroidi laskee horisonttiin aamulla ja seuraavana yönä se edelleen Delfiinissä. Tällä kertaa lähempänä Delfiinin kirkkaimpia tähtiä: delta Delphini noin 2 asteen etäisyydessä kello 2 suunnassa. Hyvän paikanmäärityksen saa myös tehtyä tähtien ypsilon Delphini ja Rotanev tähtien muodostaessa suoran kulman, jonka 90-asteen kulmassa on Florence. Kaikki mainitut tähdet jäävät asteroidista ylös oikealle. Tässä vaiheessa asteroidi on jo himmentynyt jonkin verran, sillä sen kirkkaus on Mv=9,1.

Seuraavana yönä asteroidin onkin sitten jo Ketun tähdistössä noin 2 astetta tähden 29 Vulpeculae’n pohjoispuolella. Kirkkaus on tässä vaiheessa jo Mv=9,4.

Mutta vielä ohilennon tarkkailu ei vielä ole päättynyt jos vain havaintokelejä riittää. Seuraavan yönä Florence on siirtynyt Joutsenen tähdistön alueelle ja sen kirkkaus on Mv=9,7. Joutsenen tähdistön laajuus ja asteroidin näennäisesti hidastuva matkanteko pitää sen vielä tähdistössä muutaman vuorokauden ajan.

Syyskuun 6 päivän iltana asteroidi on jo ohittanut Joutsenen Sadr-tähden ja asteroidin kirkkaus on pudonnut arvoon Mv=10,3. Se voi olla liian vähän vielä iltataivaan hämyssä. Havainnot pitäisikin ajoittaa yön pimeimpään hetkeen (7.9. kello 1.30,) jolloin asteroidin korkeus (57 astetta) on vielä riittävä niin valokuvaamiseen kuin visuaaliseen havainnointiin.

Syyskuun 10 päivän aamuyöstä asteroidin kirkkaus on jo pudonnut Mv=11.1, joten se ei enää ole kovinkaan helppokohde. Kuvausvälineistön suuntaaminen ja kohteen jäljen näkyminen kuvissa on kuitenkin kohtuullisen varmaa, kun käyttää asteroidin kuvausajankohdan koordinaatteja. Tarvittaessa voi käyttää valosaastesuotimia, jotka tosin hieman vaativat pidemmän valotuksen.

Asteroidin jatkaa matkaansa pohjoisella tähtitaivaalla: Joutsenesta se siirtyy Lohikäärmeeseen ja sieltä Pikku karhuun. Tosin asteroidin kirkkaus saavuttaa Mv=13 arvon syyskuun 22. päivän aamuyöllä, joka on ainakin jonkinlainen raja-arvo Tampereen Ursan pääkaukoputkelle. Tästä eteenpäin Florencen valokuvaaminen onnistuu vain pitkillä valotusajoilla. Tässä vaiheessa asteroidin etäisyys on kasvanut 3,5-kertaiseksi lähiohitukseen verrattuna.

Florence ei tule maapallon läheisyyteen vuosiin. Seuraavan kerran välimatka on lyhin vuoden 2097 syyskuun 10 päivänä kello 23, jolloin etäisyyttä on 23,3 miljoona kilometriä.

Uusi ja hämmästyttävä tutkimustulos Auringosta

Auringon sisäinen rakenne nykykäsityksen mukaan. Kuvaan
on merkitty eri kerrokset ja niissä etenevät helioseismiset
aallot. Kuva ESA/Kari. A. Kuure.

Auringon differentaalinen pyöriminen on tunnettu vuosikymmeniä. Sen sijaan Auringon sisäisten rakenteiden ja niiden pyöriminen on ollut mahdollista havaita vasta pari vuosikymmentä sen jälkeen kun opittiin havaitsemaan ja tulkitsemaan helioseismisiä värähtelyjä (p-waves)^[1]. Uusimman tutkimustuloksen^[2] mukaan nyt on onnistuttu havaitsemaan ja tulkitsemaan vähäisiä kaikuja Auringon ytimessä syntyviä g-moodin helioseisimisiä värähtelyjä Auringon pinnalla.

Tutkimuksen johtajana toimi ranskalaisessa Côte d'Azur Observatory työskentelevä tähtitieteilijä Eric Fossat.  Tutkimusryhmän havainnot perustuvat SOHO-luotaimen keräämiin tietoihin yli 16 vuoden ajalta. Tutkitut g-moodin (g-waves) värähtelyiltä kului aikaa 4 tuntia 7 minuuttia läpäistä Auringon ydin. Tutkimuksen mukaan ytimellä kuluu 7 vrk pyörähtää kerran ympäri.

Pyörimisnopeus on siis 3,8-kertainen verrattuna ekvaattorialueen pyörähdysaikaan, joka on noin 25,05 vrk. Differentiaalisesta pyörimisestä johtuen korkeammilla leveysasteilla pyöriminen on hitaampaa ja navoilla yhteen kierrokseen kuluu noin 34,3 vrk. Aikaisempien tulosten mukaan oletettiin ytimen pyörivän samalla nopeudella kuin napa-alueet.

Ytimen nopea pyöriminen on mitä ilmeisimmin jäännös Auringon syntyajoilla, jolloin juurisyntynyt tähti pyörii hyvin nopeasti itsensä ympäri. Nopea pyöriminen hidastuu protoplanetaarisen kiekon kehittymisen myötä. Tutkimus on tietysti vain yhden tutkimusryhmän tulos, mutta sitä pidetään kuitenkin hyvin luetettavana. Varmentuessaan tuloksella on hyvin suuri merkitys tuleviin tutkimuksiin etenkin erilaisiin helioseimisiin värähtelyihin perustuviin mutta myös magneettikentän ja sen käyttäytymistä käsitteleviin tutkimuksiin. Näyttääkin siltä, että tutkimuksen myötä aurinkotutkijoilla on avautumassa aivan uusi ikkuna selvitellessään tähtemme salaisuuksia.

Huomautukset

[1] Auringossa syntyy kahdenlaisia helioseismisiä värähtelyjä: p-aallot (p-moodi), jotka syntyvät konvektiokerroksessa ja ovat suhteellisen helposti havaittavissa ja g-aallot (g-moodi), jotka syntyvät ytimessä ja eivät varsinaisesti pääse Auringon pinnalle kuin vähäisessä määrässä.

[2] Tutkimus julkaistiin Astronomy & Astrophysics tiedejulkaisussa 1.8.2017 ja löytyy osoitteesta https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2017/08/aa30460-17/aa30460-17.html

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.