Jumalainen mutta arkinen – vakaa mutta hurja.

Aurinko on jossain roolissa jokapäiväisessä uutisoinnissa ainakin sääennusteissa ja auringon nousu- ja laskuaikojen raportoinnissa. Mutta siinä on muutakin kiinnostavaa kuin auringonpaiste tai sen puuttuminen. Suhteellisen tuoreisiin uutisiin ovat päässeet arviot mahdollisesta auringon aktiivisuuden heikkenemisestä ja auringonpilkkujen vähenemisestä, mikä myös on hieman virvoittanut spekulointia auringon aktiivisuuden vaikutuksista maapallon ilmastoon. Tuoreisiin uutisiin on päätynyt myös mysteeri auringon pinnan yläpuolisen koronan muodostavan harvan plasman korkeasta lämpötilasta: auringon näkyvä ”pinta” eli ns. fotosfääri on lämpötilaltaan n. 5800 kelvin-astetta, mutta lähinnä protoneista ja elektroneista koostuva korona on yli miljoona-asteista.

Ja kelvin-asteistahan saa celciuksia, kun niistä vähentää 273 astetta.

Mikä on aurinko ja miten se toimii? Miksi se säteilee näkyvää valoa, infrapunaa ja ultraviolettia? Miksi saamme sieltä varattuja hiukkasia ja magneettisia häiriöitä jopa siinä määrin, että tietoliikenne tai sähkönjakelu saattaa häiriintyä tai – positiivisella puolella – saamme ihailla komeita revontulia. Koetin ottaa asioista selvää, ja kirjasin oppimani muistiin parhaan ymmärrykseni mukaan.

Pari sataa vuotta sitten saksalainen Joseph von Fraunhofer mittasi auringon säteilyjakauman ja havaitsi siitä puuttuvan aallonpituuksia. Fraunhoferin spektri on ollut avain sekä auringon lämpötilan että sen koostumuksen määrittämiseen. Tämä spektri oli yksi tärkeimmistä kvanttimekaniikan syntyyn 1900-luvun alussa johtaneista kokeellisista havainnoista. Tieteellisen teorian mullistus puolestaan mahdollisti mittausten tulkitsemisen: kvanttifysiikkaan perustuva Planckin säteilylaki yhdistää yksinkertaisella tavalla kappaleen lämpötilan ja sen lähettämän säteilyjakauman. Tilastollisen fysiikan ja (tuolloin vielä kehittymässä olevan) kvanttiteorian avulla Cecilia Payne tulkitsi auringon olevan pääasiassa vetyä. 25-vuotiaan Paynen väitöskirjassaan esittämä tulos oli tavanomaisen viisauden vastainen, joten sen hyväksyntä vei tovin. Harvardissa vaikuttaneesta Paynesta tuli lopulta kolmekymmentä vuotta myöhemmin ensimmäinen nainen, joka nimettiin maineikkaan yliopiston professoriksi.

Nykyään yleisesti tunnettu fakta on, että aurinko massaltaan on ainakin 70-prosenttisesti vetyä, helium on alkuaineista selkeä kakkonen, ja jäännösosat jäävät hieman raskaammille alkuaineille. On myös yleisesti tunnettua, että aurinkon säteilemä energia on peräisin sen ytimessä tapahtuvista fuusioreaktioista, joissa joka sekunti yhdistyy 620 miljoonaa tonnia vetyä heliumiksi. Häviävä neljä miljoonaa tonnia ainetta vapauttaa energiaa (E=mc2) yhtä paljon kuin miljardi ydinvoimalaa tuottaisi miljardissa vuodessa.

Auringon sydämen gammasäteilystä pinnan hehkumaksi näkyväksi valoksi.

Auringon sisustan ydinreaktioissa massa muuttuu gammasäteilyksi ja reaktiotuotteiden liike-energiaksi – lämpötila tuolla tiheässä sydämessä on yli 14 miljoonaa astetta. Onneksi aurinko on korkeaenergiselle säteilylle varsin läpinäkymätön, joten energia ehtii moneen kertaan muuttaa muotoaan, ennenkuin se voi säteillä näkyvänä valona, lämpösäteilynä tai ultraviolettivalona ympäröivään avaruuteen 5800 kelvinin lämpöiseltä pinnalta. Auringon sydämestä lämpö etenee ulospäin kuuman ytimen ja viileämmän pinnan välisen lämpötilaeron ajamana kaasun virtauksena, konvektiona. Pinnalla kuuma kaasu viilenee säteiltyään energiaansa avaruuteen ja painuu takaisin ”kiehuvaan” syvyyteen. Tämä lämmön matka auringon ytimestä pintaan kestää satojatuhansia vuosia.

Auringon säteilemä valo on monen mutkan kautta peräisin aurinkon sydämen

Auringon rakenne

fuusioreaktioista. Tämä säteily on mm. maapallon elämän lähde, se säätää maapallon peruslämpötilan, joka on n. -18 C – kasvihuonekaasujen kyky absorboida maapallolta poistuvaa pitkäaaltoista lämpösäteilyä hoitaa elämälle välttämättämän hienosäädön. Auringon lyhytaaltoinen säteily on myös entropiasisällöltään matalaa verrattuna maapallolta poistuvaan pitkäaaltoiseen säteilyyn – jalo energia muuttuu epäjalommaksi, eli järjestyksen muodostuminen maapallolla kytkeytyy väistämättä epäjärjestyksen kasvuun maailmankaikkeudessa.

Sähkömagneettisen säteilyn lisäksi aurinko lähettää hiukkassäteilyä – sieltä ”puhaltaa” lähinnä protoneista ja neutroneista muodostuva aurinkotuuli. Auringon pinnan yläpuolinen ns. korona on hyvin harvaa ja kuumaa plasmaa, jossa vety on hajonneena protoneiksi ja elektroneiksi. Korkea lämpötila tarkoittaa hiukkasten suurta liike-energiaa, joten auringon painovoima ei kykene kaasua vangitsemaan. Siksi auringosta poispäin käy jatkuva hiukkaspuhuri. Maapallon magneettikenttä estää aurinkotuulen puhaltamasta maan pinnalle, mutta kenttän muodostamaan ”magneettiseen pulloon” juuttuvat sähköisesti varatut hiukkaset muokkaavat maan magneettikentän muotoa.

Sähkömagneettisen säteilyn lisäksi varattuja hiukkasia ja magneettisia häiriöitä.

Mutta aurinko on monimutkaisempi otus kuin pelkkä sähkömagneettisen säteilyn lähetin. Tästä ovat osoituksena mm. komeat revontulet, auringon aiheuttamat häiriöt radioliikenteessä ja joskus jopa sähkönjakelussa, ja todennäköisesti osaltaan myös eräät vaihtelut maapallon sääolosuhteissa. Auringon magneettinen elämä on monimutkaista ja dramaattista.

Magneettikenttä kohdistaa poikittaisen voiman liikkuviin varattuihin hiukkasiin. Kuvaputken toiminta perustuu kiihdytettyjen elektronien poikkeuttamiseen magneettikentällä, myös mikroaaltouunin magnetronissa elektronit joutuvat spiraalin muotoiselle radalle magneettikentässä, mikä saa elektronit menettämään energiaansa n. 3 cm pituisina sähkömagneettisina aaltoina.

Revontulet aiheutuvat siitä, että auringosta saapuvat protonit ja neutronit maan magneettikenttään saapuessaan joutuvat eräänlaiseen kentän pakottamaan magneettiseen pulloon, jonka tiiviit päät ovat lähellä maapallon napa-alueita. Siellä magneettikenttä päästää auringosta saapuvat hiukkaset ilmakehän tiheämpiin kerroksiin, joissa ne virittävät typpi- ja happimolekyylien elektroneja. Nämä luovuttavat ylimääräisen energiansa sähkömagneettisen säteilyn kvantteina – fotoneina – tämän ilmiön me näemme revontulina.

Monimutkainen magneettikentän ja plasman vuorovaikutus.

Magnetismi ei koskaan ole kovin yksinkertaista varsinkaan taivaankappaleiden

Maapallon magneettikentän vaste auringosta saapuvaan hiukkassäteilyyn.

magnetismi, mutta yksinkertaisinta lienee aloittaa maapallon magnetismista. Magneettikenttiä syntyy varattujen hiukkasten, kuten elektronien liikkeestä. Ja tähän ilmiöön perustuu mm. magneettikentän tuottaminen keloilla. Mutta elektroneilla (ja useilla muilla alkeishiukkasilla) on sisäinen magneettinen momentti, eli ykstitäinen elektroni on eräänlainen pieni kestomagneetti. Eräissä metalleissa, kuten raudassa nämä elektronien magneetit järjestäytyvät siten, että koko kappale saattaa olla magneettinen.

Maapallon ytimessä on mm. sulaa rautaa, minkä pyörimisliikkeeseen liittyviin virtauksiin maapallon magneettikenttä perustuu. Maa on siis eräänlainen dynamo, jonka lähiympäristössä vaikuttaa maan sulan ytimen aiheuttama kenttä.

Auringon magnetismi on paljon monimutkaisempaa, jopa melko sotkuista. Auringossa suuri osa atomeista on ionisoituneita. Sen ansiosta siellä liikkuu valtavia määriä negatiivisesti varautuneita elektroneita ja positiivisesti varautuneita protoneita. Liikkuvat varaukset synnyttävät magneettikentän, ja mitä monimutkaisempaa on varausten liike, sitä monimutkaisempi on kenttä. Auringon ytimessä fuusioreaktioissa vapautuva energia aikaansaa elektronien ja protonien muodostaman kuuman plasman virtauksen – toisaalta auringon pyörimisliike monimutkaistaa tätä liikettä. Näiden yhteisvaikutuksesta varattujen hiukkasten liike on monimutkaisella tavalla pyörteistä varsinkin auringon pinnan lähistöllä.

Tämän ansiosta auringon magneettikenttä on varsin monimutkainen ja elää elämää, joka vaikuttaa täällä 150 miljoonan kilometrin päässäkin. Auringon magneettikenttään liittyy 22 vuoden jaksollisuus, mikä näkyy 11 vuoden jaksona auringon aktiivisuudessa. Auringon aktiivisuuden vaihtelut näkyvät maapallolla prosentin murto-osien vaihteluna auringon kokonaissäteilyssä, mutta hieman suurempana ultraviolettisäteilyn vaihteluna. Lisäksi hiukkassäteily vaihtelee auringon aktiivisuuden ansiosta.

Auringon pinnan magnetismin omituisuudet näkyvät auringonpilkkuina, plasmapurkauksina (flaret ja protuberanssit), mutta myös auringon harvan kaasukehän käsittämättömän korkeana lämpötilana. Auringon pinnalla magneettikenttä saattaa muodostaa ylimääräisiä silmukoita sekä heikomman ja voimakkaamman magnetismin alueita.

Auringonpilkut havaitsi jo Galileo kaukoputkellaan (ja tärveli silmänsä), mutta tietenkään pilkkujen luonnetta ei moneen sataan vuoteen ymmärretty. Hollantilainen Pieter Zeeman (jonka väitöskirjan ohjaaja oli muuten sata vuotta sitten suprajohtavuuden löytänyt Heike Kamerling Onnes) oivalsi voimakkaan magneettikentän jakavan atomeja kiertävien elektronien kvanttitilat kahtia. Tämä jakautuminen oli nähtävissä auringonpilkuista mitatuissa spektreissä, mistä voitiin päätellä auringonpilkkujen olevan voimakkaan magneettisia – kenttä saattaa olla jopa kymmenen tuhatta kertaa suunnistajien kompassillaan havaitsemaa kenttää voimakkaampi. Auringonpilkut ovat suhteellisen viileitä alueita auringon pinnalla (3000-4500 kelviniä). Viileys johtuu siitä, että magneettikenttä jarruttaa sähköisesti varattujen hiukkasten liikettä (sama ilmiö toimii pyörrevirtajarruissa). Ja kun virtaus jarruuntuu, energiaa vapautuu säteilynä.

Auringonpilkkuihin kytkeytyy muitakin magneettisen kuplinnan aiheuttamia ilmiöitä. Protuberanssit ovat suhteellisen rauhallisia auringon pinnan yläpuolelle nousevia magneettikentän kannattelemia kaasuriekaleita. Auringossa otetuissa kuvissa ne näyttävät jonkinlaisilta tulenlieskoilta, mutta todellisuudessa ne ovat ympäristöään viileämpää kaasua. Auringonpilkkujen läsnäollessa riekaletta otteessaan pitävä magneettikenttä saattaa äkillisesti muuttua, minkä ansiosta siitä voi purkautua hiukkassäteilyä avaruuteen. Roihut eli flaret ovat rajumpia auringon monimutkaisen magneettikentän muutoksiin liittyviä purkauksia, jotka lähettävät korkeaenergistä hiukkassäteilyä sekä ultraviolettia, röntgensäteilyä ja gammakvantteja sisältävää sähkömagneettista säteilyä.

Sinänsä auringon aktiivisuuden vaihtelut muuttavat auringon säteilyn

Revontulia Antarktiksella.

intensiteettiä korkeintaan promillen luokkaa kumpaankaan suuntaa. Säteilylakien perusteella tämä suora vaikutus voi heilutella maapallon lämpötilaa vain asteen kymmenesosia. Pohdittaessa auringon aktiivisuuden vaikutusta maapallon ilmastoon ollaan epäsuoria syy-seurausketjuja käsittelevien hypoteesien maailmassa. Auringonpilkkujaksot näyttäisivät vaikuttavan sääolosuhteisen vaihteluun. Tämän vakuudeksi yleensä muistutetaan 1600-luvun puolenvälin jälkeisestä viileästä jaksosta, joka osui yksiin auringon erityisen passiivisuuden kanssa.

Ilmeisesti ilmakehään saapuvat hiukkaset tai vaihtelut ultraviolettisäteilyssä vaikuttavat kemiallisiin reaktioihin, jotka ohjaavat pilvipisaroiden muodostumista. Vertailtaessa erilaisia ilmastoon vaikuttavia tekijöitä on syytä muistaa, että auringon aktiivisuuteen verrattuna hiilidioksidin ja muiden kasvihuonekaasujen ilmastovaikutusten fysikaaliset perusmekanismit ovat huomattavasti yksinkertaisemmat. Mutta kummassakin tapauksessa asioita monimutkaistaa mm. pilvien muodostuminen ja muut veden eri olomuotojen kiertoon liittyvät asiat.

Mutta tämä onkin sitten jo toinen juttu.

Luettavaa aiheesta:

http://ilmatieteenlaitos.fi/aurinko

Golub & Pasachoff: Lähin Tähtemme – Tutkimuskohteena Aurinko, Ursa 2004.

Kuvien lähteet (Wikimedia Commons):

http://en.wikipedia.org/wiki/File:Magnetosphere_rendition.jpg

http://en.wikipedia.org/wiki/File:Sun_parts_big.jpg

http://en.wikipedia.org/wiki/File:Aurore_australe_-_Aurora_australis.jpg

Tietoja joukonieminen

Jouko Nieminen Vuosikertaa 1962. Naimisissa oleva lapsellinen ihminen - lapset puolestaan ovat täysi-ikäisiä ihmisiä. Mielipiteiltäni vapaamielinen agnostikko, mutta elämäntavoiltani rajoittunut kaappikalvinisti. Tieteentekijä, -lukija ja -näkijä.
This entry was posted in tiede and tagged , , . Bookmark the permalink.

Vastaa

Täytä tietosi alle tai klikkaa kuvaketta kirjautuaksesi sisään:

WordPress.com-logo

Olet kommentoimassa WordPress.com -tilin nimissä. Log Out / Muuta )

Twitter-kuva

Olet kommentoimassa Twitter -tilin nimissä. Log Out / Muuta )

Facebook-kuva

Olet kommentoimassa Facebook -tilin nimissä. Log Out / Muuta )

Google+ photo

Olet kommentoimassa Google+ -tilin nimissä. Log Out / Muuta )

Muodostetaan yhteyttä palveluun %s