Harrastajan kaukoputki: Suodattimet – osa 5

Havaintokohteista Aurinko on sellainen, että sen katseleminen tarvitsee aina omat suotimensa. Jopa paljain silmin sen katseleminen voi vaurioittaa silmiä, ellei käytössä ole asianmukaista suodatinta^[1]. Erityisen vaarallisia ovat infrapunaisen ja ultravioletin valon aallonpituudet, mutta jo näkyvän valon liiallinen voimakkuus voi aiheuttaa ainakin väliaikaisesti sokeutumisen, joka tunnetaan lumisokeutena.

Harrastajien keskuudessa ehkä yleisin käytetty aurinkosuodatin on saksalaisen Baader Planetariumin valmistama AstroSolar-kalvo. Se on erikoisvalmisteinen tarkkuuskalvo, joka on päällystetty molemmin puolin ohuella alumiinikerroksella. Rakenne takaa sen, että kalvokerroksen rikkoontuessa tai ”reikiintyessä” vaurio on harvoin samassa kohdassa kalvon molemmin puolin. On tietysti sanomattakin selvää, että repeytynyttä tai muutoin rikkoontunutta kalvoa ei pidä käyttää.

AstroSolar-kalvosta valmistetaan myös auringonpimennysten katselemiseen tarkoitettuja ”silmälaseja”. Niiden runkona toimivat pahvikehykset, joiden silmäaukkoihin on kiinnitetty suodinkalvot. Aikaisemmin vastaavia suodinlaseja tehtiin käyttäen kehitettyä mustavalkoista röntgenfilmiä, mutta nykyisin niitä ei enää ole saatavissa. Hyvä niin, sillä nykyisissä negatiivifilmeissä ei ole riittävää määrää hopeayhdisteitä, jotta ne toimisivat riittävänä suodattimena^[2].

AstroSolar-kalvosta valmistettu aurinkosuodin on huokea, tehokas ja oikein tehtynä myös täysin turvallinen suodatin. Kalvo poistaa kaikki infrapunaiset ja ultraviolettivalon aallonpituudet ja näkyvän valon kirkkaus putoaa 1/100 000 osaan, joka on riittävä taso visuaaliseen katselemiseen ja valokuvaamiseen. Visuaalisesti havaitessa auringon väri säilyy neutraalin valkoisena, mutta valokuvatessa siitä tulee hieman siniviolettinen.

Lasimatriisiaurinkosuodin

AstroSolar-kalvo ei ole ainoa vaihtoehto aurinkosuotimeksi, sillä useat valmistajat tekevät niitä. Tavallisesti niiden suodatinosan matriisi on värjättyä lasia ja ne ovat myös päällystetty ainakin etupuoleltaan alumiinipinnoitteella. Näiden suodattimien läpäisemä valo on väriltään yleensä oranssia.

Kehyksenä on lähes poikkeuksetta alumiiniprofiili, joka sopii yleisimpiin kaukoputkikokoihin. Jos kehys on liian suuri ja siinä ei ole sormiruuveja kiinnitykseen, kehyksen sopivuutta voidaan korjata liimattavilla tiivistepaloilla. Sormiruuvien lisääminen onnistuu myös edes hieman askartelutaitoiselta helposti. Lopputulos on yleensä toimiva. Alumiini kehyksen haittapuolena on korkeahko hankintahinta, vaurioherkkyys etenkin jos aluminointi on vain suodattimen yhdellä pinnalla (reikiintyminen) ja suurehko massa.

Näiden kahden suodintyypin jonkinlaisena välimuotona on alumiiniprofiilista tehty kehys, mutta itse suodinmateriaali on AstroSolar-kalvoa tai vastaavia eri valmistajien versioita siitä. Tällä tavalla saadaan myyntihinta lasisia suotimia edullisemmaksi, mutta samalla suotimen vaurioherkkyys kasvaa. Onneksi vaurioituneen suodinmateriaalin voi korvata AstroSolar-kalvolla, jota myydään joko A4 kokoisena tai noin 1×0,5 m arkkeina.

AstroSolar-kalvoa on saatavissa kahtena tiheytenä. Tavallisin on ND=5 tiheys, mutta lisäksi on tarjolla ainoastaan valokuvauskäyttöön muiden lisäsuotimien yhteydessä käytettäväksi tarkoitettua ND=3,8 tiheyksistä suodatin kalvoa. Se on yksin käytettynä liian vaaleaa visuaaliseen havaitsemiseen.

AstroSolar-kalvosta tehty suodin kiinnitetään kaukoputkeen tai teleobjektiiviin ennen objektiivia tai Newton-kaukoputkissa putken etupäähän. 

Kontinuum-suodin

Jos kaukoputken pääpeilin halkaisija on enemmän kuin 150 mm, käytettävää aukkoa pitää pienentää vaikkapa pahvimaskilla. Yleensä Auringon (granulaatiota lukuun ottamatta) kaikki havaittavissa olevat yksityiskohdat erottuvat jo 50 mm aukolla. Granulaatio erottuu yleensä jo 100 mm aukolla.

Toinen Auringon havaitsemiseen käytettävä suodatin on kontinuum-suodin. Se läpäisee 540 nm aallonpituudella suhteellisen kapean kaistan (kaistanleveys Baaderin valmistamassa suotimessa on vain 35 nm). Suodin voimistaa kontrastia ja erityisesti auringonpilkut, fakulat ja granulaatio tulevat helposti nähtäviksi. Suodatinta on saatavissa ainakin 1,25” ja 2” okulaareille. Kontinuum-suodin ei estä infrapunaista valoa pääsemästä lävitseen, joten valokuvauskäytössä esimerkiksi AstroSolar 3.8 -kalvon kanssa tarvitaan myös ir-block-suodin.

Useat valmistajat tarjoavat Auringon havaitsemiseen monia erilaisia kaukoputki- ja suodatinjärjestelmiä. Käsittelen niitä joskus tulevaisuudessa.

Huomautukset

[1] Asianmukainen suodatin on nimenomaan Auringon havaitsemiseen tehty suodatin, jota on testatusti turvallista käyttää. Minkäänlaiset omat viritykset, kuten mustavalkonegatiivifilmi, CD-levy tai musta muovi ei ole turvallisia, sillä ne läpäiset juuri ne vahingolliset aallonpituudet, jotka vaurioittavat silmiä vaikka ehkä himmentävätkin näkyvää valoa.

[2] Silmän vauriot eivät useinkaan ilmene välittömästi katselemisen jälkeen, vaan ne yleensä huomataan vasta silmälääkärin tutkimuksissa. Auringonvalon aiheuttamat vauriota ovat pysyviä, sillä ne eivät korjaannu koskaan. Pahimmassa tapauksessa silmä voi sokeutua kokonaan jos vauriokohta syntyy kaikkein arimpaan paikkaan näköhermokimpun päähän, jossa sijaitsee sokea piste eli siinä ei ole verkkokalvonsoluja.

Auringon magneettikenttä kääntyy

Ajankohtainen magnetogrammi
Auringosta. Piirroksen
käyrät edustavat magneettikentän
suuntaa (sinen pohjoinen, punainen
eteläinen kenttä) ja voimakkuutta
0, +-50, 100, 200 ... 2000 mikroteslaa.
Kuva SWO.

Nasan arvion mukaan Auringon magneettikentän kääntyminen kokonaisuudessaan tapahtuu viimeistään tämän vuoden loppuun mennessä. Pohjoisen pallonpuoliskon magneettikenttä on jo kääntynyt ja eteläisen pallonpuoliskon kentässä on selvät merkit meneillään olevasta muutoksesta.

Tällä hetkellä Auringon magneettikenttä näyttäsi muistuttavan moninapaista magneettia (tai pesäpallon pintalohkoja), mikä on tyypillistä kentän kääntymisvaiheelle. Täydellisen kääntymisen jälkeen kentällä on enemmän kaksinapaisen kuin moninapaisen kentän ominaisuuksia.

Magneettikentän kääntyminen tapahtuu Auringon aktiivisuushuipun jälkeen kerran 11-vuotisen pilkkujakson aikana. Näin ollen Auringon magneettikentällä on 22 vuotta kestävä jaksonpituus. Tosin jaksonpituus vaihtelee aktiivisuusjaksojen kanssa, joten vaihtelu voi olla 7–14 vuoden välillä. 

Auringon magneettikentän vaihtuminen alkaa napojen magneettikentän heikkenemisellä aktiivisuuden ollessa nousussa. Aktiivisuushuipun aikana tai heti sen jälkeen muutos on suunnilleen puolivälissä. Suunnan muuttuminen jatkuu aktiivisuuden laskevalla reunalla ja aktiivisuusjaksojen vaihtuessa magneettikenttä on kokonaisuudessaan kääntynyt ja lähes kaksinapainen.

Auringon magneettikenttä ei rajoitu vain sen lähialueille, vaan ulottuu paljon planeettakunnan rajojen ulkopuolelle aina heliopaussiin asti. Viking 1 -luotain on juuri tällä rajalla ja sen pääsy tähtienväliseen avaruuteen odotetaan tapahtuvaksi lähiaikoina.

Fiktiivinen kuva virtavaipasta nousevan
aktiivisuuden aikana. Magneettikentän
suunnan vaihtuessa virtavaippa
muuttuu enemmän aaltoilevaksi.
Kuva SWO.

Auringon magneettikentän muutokseen liittyy ekvaattoritasoon planeettojen väliseen avaruuteen syntyvä virtavaippa (current sheet). Se muodostuu aurinkotuulen plasman varatuista hiukkasista ja Auringon hitaasti pyörivä (pyörähdysaika on sama kuin Auringon ekvaattoriseudun pyörähdysaika eli noin 28 vrk) magneettikenttä indusoi siihen sähkövirran. Vaikka virtatiheys on hyvin pieni (0,000 000 000 1 A/m²), niin virtavaipan paksuus (noin 10 000 km) ja leveys saavat aikaan se, että vaipassa kulkevan sähkövirran kokonaisvoimakkuus on hyvin suuri.

Magneettikentän kääntymisen aikaan virtavaippa muodostuu hyvin aaltoilevaksi. Maa kulkee radallaan tämä aaltoilevan virtavaipan lävitse, joten se vaikuttaa voimakkaasti maapallon lähiavaruuden avaruussäähän. Tässä on yksi syy auringonpilkkujen aktiivisuusjakson jälkipuoliskon suurempaan revontuliherkkyyteen ja revontulinäytelmien näyttävyyteen. Toinen syy on itse Auringossa; sekasortoinen ja vaihtumassa oleva magneettikenttä synnyttää merkittävästi enemmän voimakkaita flare- ja CME-purkauksia.

Aaltoilevan virtavaipan vaikutuksesta tähtienvälisestä avaruudesta tulevat kosmisen säteilyn hiukkaset^[1] eivät pääse tunkeutumaan aurinkokunnan sisäosiin lainkaan niin helposti kuin muina aikoina. Tällä on oma vaikutuksensa maapallolle, sillä kosminen säteily saa aikaan monia muutoksia maapallon ionosfäärissä ja ilmakehässä synnyttäen mm. pilvisyyttä.

Nasa tukee Stanford yliopiston Wilcox Solar Observatoriota (WSO), joka on yksi niistä harvoista observatorioista joissa tehdään havaintoja Auringon magneettikentästä.

Huomautukset

[1] Kosminen säteily on hiukkassäteilyä, joka syntyy osittain^[2] galaksiavaruudessa. Kaukaisissa galakseissa tapahtuvat supernovat ja aktiiviset galaksiytimet tuottavat hyvin nopeasti, jopa lähes valonnopeudella eteneviä varattuja hiukkasia, joiden energiasisältö on verrattavissa lentävään pesäpallon energiaan. Sähkövarauksensa vuoksi Auringon magneettikenttä ja plasmapilvet vuorovaikuttavat aurinkokuntaan tunkeutuvien hiukkasten kanssa estäen niitä pääsemästä kovin syvälle aurinkokunnan alueelle. Näin ollen kosmisen säteilyn määrä esimerkiksi maapallolla vaihtelee Auringon aktiivisuuden mukaisesti.

[2] Aurinko tuottaa myös kosmisesta hiukkassäteilyä.

Harrastajan tähtitaivas: Syyskuu

Kuu ja Jupiter ovat lähekkäin
1.9. päivän aamuna kello 4.35.
Taustataivas on tähän aikaan
jo vaalenemassa ja
Kravussa oleva Mars
ei varmastikaan näy.

Syyskuussa on jo riittävän pitkät ja pimeät yöt koko maassa havaintojen tekemiseen ja tähtitaivaan himmeimpienkin kohteiden valokuvaamiseen. Toisaalta yöt voivat olla vielä lämpimiä ja ainakaan eteläisessä Suomessa ei vielä yöpakkasista ole pelkoa vaikka sää olisi kirkas koko yön. Pohjoisessa sen sijaan lämpömittarin lukema voi kyllä olla selvästi pakkasen puolella.

Havaitsijaa voi kyllä häiritä kosteus. Se tiivistyy helposti juuri kaukoputkien linsseille ja peileille, joten huurtumisen estoon tulee kiinnittää huomiota. Onneksi nykyisin on saatavilla suhteellisen huokeita lämmityselementtejä monenlaisilla kaukoputkille ja okulaareille, joten niiden avulla voi jatkaa tehokasta havainnointia.

Illan hämärtyessä ja ensimmäisten tähtien alkaessa näkyä, tähtitaivas on suunnilleen samassa asennossa kuin elokuussakin. Tämä on seurausta kahdesta tapahtumasta: maapallon kiertoliikkeestä Auringon ympäri ja maapallon radan kallistumisesta ratatason kohtisuorasta. Ensimmäinen näistä muuttaa tähtitaivaan asentoa noin 4 minuutin verran aikaisemmaksi (maapallon pyörähdysaika tähtien suhteen on 23 h 56 min 4,09 s) verrattuna edelliseen vuorokauteen. Jälkimmäinen aiheuttaa Auringon näennäisen vaeltamisen tähtitaivaalla ± 23,5° taivaanekvaattorin molemmin puolin. Me näemme tämä keskipäivän auringonkorkeuden muutoksena eri vuodenaikoina.

Sattumalta nämä kaksi ilmiötä kumoavat toisensa. Syyskaudella tähtitaivaan asento saavuttaa saman asennon noin neljä minuuttia aikaisemmin ja auringonlasku tulee samoin noin neljä minuuttia aikaisemmin, joten hämärän aikaan tähtitaivas näyttää olevan samassa asennossa koko syksyn ajan. Tämä luonnollisesti helpottaa blogarin työtä, sillä uutta tähtitaivaan selostusta ei tarvitse kirjoittaa ennen joulukuun tähtitaivasta käsittelevää artikkelia. Sen kun vain viittaa elokuun tekstiin. 

Aurinkokunta

Aurinko on horisontin yläpuolella kuukauden alussa hieman yli 14 tuntia. Päivän pituus lyhenee lähestyttäessä syyspäiväntasausta (22.9. kello 23.44), jolloin sillä on pituutta hieman yli 12 tuntia. Tasan 12 tuntia se on 24. päivänä riippuen hieman ajan pyöristämisestä täyteen minuuttiin ja havaintopaikasta.

Kuu on perigemiumissa^[1] 15.9. kello 19 (etäisyys 371 257 km) ja apogemiumissa^[2] 27.9. kello 21 (etäisyys 401 620 km).

Kuun vaiheet: uusikuu on 5.9. kello 11.36, kasvava puolikuu on 12.9. kello 17.08, täysikuu on 19.9. kello 11.13, vähenevä puolikuu on 27.9. kello 3.56.

Merkurius on horisontin yläpuolella vain päivän aikana ja näin ollen ei ole nähtävissä.

Venus laskeutuu horisontin alapuolelle noin puolituntia auringonlaskun jälkeen. Tästä syystä planeetan havaitseminen täytyisi aloittaa iltapäivällä. Se pitäisi onnistua hyvin, sillä Venuksen kirkkaus on hieman kasvamaan päin, ollen noin –4^m. Loppukuuta kohti mentäessä myös Venuksen näennäinen koko kasvaa muutamalla kaarisekunnilla noin 16 kaarisekuntiin. Kulmaetäisyys Aurinkoon kasvaa 44,5°:een.

Mars nousee koko kuukauden noin kello 1.30, ja on etelässä hieman ennen kello 12:sta. Horisontin alapuolelle se painuu puolisen tuntia ennen auringonlaskua. Marsin kirkkaus on noin 1,6^m ja kulmahalkaisija noin 4,2 kaarisekuntia, eikä kulmaetäisyys Aurinkoon ole kovinkaan suuri, noin 40° ja se on hieman kasvussa.

Jupiter nousee hieman ennen puoltayötä ja laskee iltapäivällä. Sen kirkkaus on noin –2^m, joten kohteena sen pitäisi olla helposti tunnistettavissa tähtitaivalta Kaksosten tähdistöstä. Planeetan kulmahalkaisija on noin 36 kaarisekuntia, joten yksityiskohtia suurella suurennuksella on hyvä havainnoida.

Saturnus on iltataivaan kohde. Se laskee horisonttiin hieman yli tunti auringonlaskun jälkeen. Planeetan kirkkaus on 0,8^m joten erityisen kirkas se ei ole. Heti alkuillasta havaintoja tehtäessä sen etsimiseen on syytä käyttää goto-ohjausta. Saturnuksen kulmahalkaisija on hieman alle 16 kaarisekuntia ja renkaat tuplasti tämä arvo. Näin ollen suurella suurennuksella hyvällä kelillä se on loistava näky vaikkakaan ei aivan kaikki parhaimmillaan. Saturnus on Neitsyen tähdistössä.

Uranus on koko yön näkyvissä ja etelämeridiaanin se ylittää aamuyön tunteina. Planeetan kirkkaus on noin 5,7^m , joten pimeässä paikassa se näkyy paljain silmin. Etsiessä varmasti on hyödyllistä käyttää kiikaria ja hyvää sijaintikarttaa apuna. Planeetta on Kaloissa.

Neptunus nousee noin puolisen tuntia ennen auringonlaskua ja etelässä se on puolenyön aikoihin. Horisonttiin se painuu aamuhämärässä ja loppukuusta hieman ennen pimeyden päättymistä. Neptunuksen kirkkaus on 7,8^m, joten kaukoputki on välttämätön havaintoväline. Planeetan kulmahalkaisija on vain 2,6 kaarisekuntia. Neptunus on Vesimiehessä.

Meteoriparvet. Syyskuussa näkyy pariin heikkoon parveen kuuluvia meteoreja. Aivan kuukauden alussa (jo elokuun puolellakin) näkyy aurigidit, joiden maksimin ennakoidaan olevan. 1.9. Toinen parvi aloitta edellisen parven loppuessa ja sen nimi on epsilon-perseidit. Parven maksimi on 9.9., jolloin voi parhaimmillaan nähdä muutaman meteorin tunnissa.

Revontulet. Auringon aktiivisuus on ollut heikkoa ja se on vaihdellut aika voimakkaasti. Vaikka tämänkertainen maksimi jäi voimakkuudeltaan selvästi aikaisempia maksimeja vähäisemmäksi, silti Auringossa tapahtuu edelleen silloin tällöin flare- ja CME-purkauksia. Ne voivat aiheuttaa maapallon ilmakehään revontulia, jotka voivat olla voimakkaitakin aika ajoin. Tilastollisesti revontulia esiintyy runsaimmin tasauspäivien molemmin puolin noin kuukauden ajan.

Huomautukset

[1] perigeum on Kuun radan Maata lähinnä oleva piste.

[2] apogemium on Kuun radan suurin etäisyys Maasta.

Mikä ihmeen nova?

Fiktiivinen näkemys kaksoistähdestä
ennen novana purkautumista.
Piirros Kari A. Kuure.

Tähtitaivaan tapahtumat ovat jälleen päässeet otsikoihin, tällä kertaa aivan aiheesta. Delfiinin tähdistöön on kirkastunut nova^[1], jonka kirkkaus mahdollisti sen näkemisen paljain silmin. Tämä on suhteellisen harvinaista, joten se on aivan aiheellisesti noteerattu eri medioissa.

Novan löysi japanilainen Koichi Itagaki elokuun 14. päivän kello 18 UT aikaan ottamastaan valokuvasta.

Mikä se nova sitten on? 

Se on kaksoistähtipari, joista novana räjähtävä tähti on valkoinen kääpiö ja toinen on punainen jättiläinen. Valkoinen kääpiö on noin maapallon kokoinen mutta tähden massainen kohde, joka on syntynyt Auringon kaltaisten tähtien energiatuotannon loppuessa. Tähti on sitä ennen menettänyt avaruuteen osan ylemmästä kuorikerroksestaan ja sisäosa on luhistunut energiantuotannon aiheuttaman sisäisen paineen puuttuessa valkoiseksi kääpiöksi. Tähden pintalämpötila voi olla jopa 100 000 K tai jopa enemmän. Ajan kuluessa tähden pintalämpötila alenee, koska uutta energiaa ei vapaudu tähden ytimessä, tähti säteilee vain jäännöslämpöä ja luhistumisessa vapautunutta energiaa.

Toinen kaksoistähden komponenteista on punainen jättiläinen. Se on kehityskaarensa viimeisestä edeltävässä vaiheessa. Tätä vaihetta kutsutaan heliumleimahdukseksi ja sen tai niiden aikana tähti laajenee vähintään satakertaiseksi alkuperäisestä koostaan. Aurinkokin tulee noin viiden miljardin vuoden kuluttua tähän vaiheeseen ja laajenee silloin niin, että sen ulkoreuna (=pinta?) on kutakuinkin maapallo nykyisen radan tuntumassa. Maapallon on siinä vaiheessa jo hieman ulommalla radalla, johtuen Auringon aikaisemmin tapahtuneesta massan menetyksestä.

Jos kaksoistähden komponentit kiertävät toisiaan riittävän lähellä, punaiseksi jättiläiseksi laajentunut tähti luovuttaa kumppanilleen uloimmaisista kerroksistaan vetyä ja heliumia. Massansiirto johtaa siihen, että valkoisen kääpiön pinnalle kertyy fuusiokelpoista vetyä, jonka kerrosvahvuus kasvaa ajan myötä. Lopulta, kun riittävästi massaa on kertynyt, vedyn fuusio käynnistyy valtavana vetypommina. 

Vaikka vety fuusioituu räjähtävästi, tapahtuma ei juuri vaikuta valkoisen kääpiön rakenteeseen ja se säilyy lähes koskemattomana. Myöskään sen kumppani, punainen jättiläinen, ei nova-purkauksesta kärsi ja massansiirto alkaa uudelleen purkauksen jälkeen. Kuluu satoja tai jopa miljoonia vuosia ennen kuin seuraavan kerran purkaus on mahdollinen.

Kirkastuminen tapahtuu muutamasta tunnista pariin vuorokauteen ja himmeneminen on yleensä tätä hitaampaa. Kirkastuminen tapahtuu vedyn fuusion voimasta tähden ympärille syntyvän kaasukuoren laajenemisesta ja lämpötilasta. Laajenemisnopeus on yleensä 200–3500 km/s.Alkuvaiheessa laajenevan pilven pinta-ala kasvaa ja nova näyttää kirkastuvan. Laajeneminen aiheuttaa kaasun lämpötilan ja tiheyden laskun, josta syystä sen säteilemän valon määrä vähenee ja novan kirkkaus kääntyy laskevaksi. Himmeneminen tapahtuu hitaammin ja tuloksena on kirkkauden toispuoleinen kello-käyrä.

Tätä kirjoittaessani tuoreimpien tietojen mukaan nova olisi himmentynyt jo viidenteen kirkkausluokkaan. Huippu, joka oli noin 4,3^m, saavutettiin 16.8 kello 12 UT aikaan. Ensi yönä novan kirkkaus tulee olemaan arviolta noin 5,5^m ja seuraava noin 6,2^m.

Huomautus

[1] Novaa ei pidä sekoittaa supernovaan, joka on voimakkuudeltaan ja kirkkaudeltaan aivan erilainen, tähden tuhoava räjähdys. Novan kirkastumista kutsutaan purkaukseksi, sillä siinä valkoinen kääpiö ei tuhoudu.

Harrastajan tähtitaivas: Revontulet

Revontulet voivat olla rauhallisia mutta
joskus ne kehittyvät erittäin näyttäväksi
näytelmäksi joka jää mieleen vuosi-
kausiksi.

Öiden pimentyessä revontulibongaajat voivat taas aloittaa harrastuksensa. Syyskauden ensimmäiset revontulet on nähty Pirkanmaalla ja kauden edetessä niitä nähdään yhä enemmän. Auringon aktiivisuus on laantumassa, mutta revontulien esiintyminen voi jopa lisääntyä. Mistä siis on kysymys?

Saattaa hieman tuntua oudolta, että revontulien esiintymismäärät voisivat kasvaa vaikka Auringon aktiivisuus menee alamäkeä. Näin kuitenkin on tilastoja tarkasteltaessa. Runsaimmat ja aktiivisimmat revontulet nähdään juuri nykyisen kaltaisessa tilanteessa, jossa Auringon aktiivisuus on alenemassa.

Auringon aktiivisuus saavutti huippunsa marras–joulukuussa 2011. Sen jälkeen on aktiivisuus vähentynyt ja vaikka Nasa ennusti maksimin olevan kaksihuippuinen, odotettua nousua ei ole tapahtunut toukokuun aikana nousseesta aktiivisuudesta huolimatta.  Kesä- ja heinäkuun aktiivisuus on ollut selvästi heikompi, eikä tästä elokuustakaan näytä tulevan näitä parempi. Tosin tilanne saattaa vielä muuttua, mutta sen nähdään tulevina kuukausina.

Revontulien esiintymismäärät siis oletettavasti lisääntyvät tilastollisesti. Tälle on oikeastaan suhteellisen helppo selitys, tiedä sitten kuinka oikea se on. Se liittyy aktiivisuusalueiden muutoksen auringonpilkkujakson aikana:

Pilkkujakson alkaessa uudet aktiiviset alueet syntyvät Auringon keskileveyksille. Jakson kuluessa aktiivisuusalueet siirtyvät kohti ekvaattoria ja jakson päättyessä ne ovat lähes ekvaattorilla. Jakson lopulla pilkkuryhmät syntyvät noin 5° leveyspiirille.

Aktiivisuusalueiden siirtyminen lähemmäksi ekvaattoria johtaa siihen, että koronamassapurkaukset (CME) syntyvät myös lähempänä ekvaattoria. Tästä syystä CME-pilvet ja erityisesti niiden tiheät ytimet osuvat useammin maapallon magneettikenttään kuin keskileveyksiltä lähtevien CME-pilvien. Näin ollen pienempikin CME-pilvi saa aikaan riittävän suuren häiriön Maan magneettikentässä ja se puolestaan näkyy revontulien määrän kasvuna.

Kokeneet revontulibongaajat osaavat ennakoida ja ennustaa revontulien esiintymistä seuraamalla internetin alan sivustoja. Aloittelevalle revontuliharrastajalle tehtävä ei ole kovinkaan helppo, sillä tiedot ovat aika tavalla hajallaan ja sopivia koontisivuja on vähän. Joitakin sivuja toki on, mutta tiedot eivät välttämättä ole kovin ymmärrettävästi esitetty ja englanninkielinen sanasto saattaa olla outoa.

Itse havaitsin ongelman valmistellessani revontulikurssia kansalaisopistoon joitakin vuosia sitten. Kurssin käyttöön tein koontisivun suomenkielisin selityksin. Sen jälkeen olen vielä kehittänyt sivua ja nyt sen avulla maallikkokin voi ainakin yrittää arvioida lähivuorokausien revontulien esiintymisen mahdollisuutta. Mitä useampi tekijä on vaikuttamassa revontulien esiintymisen puolesta sitä todennäköisempää niiden esiintyminen on. Tee oma revontuliennuste -sivu löytyy tästä linkistä.