Aurinkoa sanoin ja kuvin

	Auringon kehitys tähtenä: Kaasupilvi kutistuu kasaan, alkaa pyöriä ja muodostaa lopulta prototähden, jolla on hyvin voimakas magneettikenttä. Suuret voimakkaat auringonpilkut hallitsevat nuoren tähden pintaa. Keski-iässä (nyt, noin 4.5 miljardia vuotta syntymästä) tähti polttaa vetyvarastojaan tasaisesti ja auringonpilkut ovat huomattavasti pienempiä. Tätä vaihetta kestää vielä noin 6.5 miljardia vuotta. Vetyvarastojen ehtyessä Auringon koko alkaa kasvaa, konvektiokerroksen granuloiden koko suureta, ja lopulta Auringosta tulee punainen jättiläinen. Kaikki energiavarastonsa kuluttanut tähti sammuu lopulta kylmäksi kääpiötähdeksi. (Kuva Karel Schrijverin 'viileät tähdet' sivulta)
	Galileo Galilei aloitti auringonpilkkuhavaintojen teon hyvin pian kaukoputken keksimisen jälkeen. Tässä hänen piirroksensa vuodelta 1612 (kuva Rice University). Viimeisimmän auringonpilkkukuvan (ja monia muita kuvia) näet esimerkiksi Big Bear observatorion sivulta
	Auringon sisäosien rakenne: ydinreaktioilla tähdelle energiaa tuottava ydin, energiaa säteilemällä siirtävä radiatiivinen kerros ja energiaa konvektion avulla siirtävä konvektiokerros. (Kuva Marshall Space Flight Center)
	Auringon eri kerrokset: ydinreaktioilla tähdelle energiaa tuottava ydin, energiaa säteilemällä siirtävä radiatiivinen kerros, energiaa konvektion avulla siirtävä konvektiokerros sekä Auringon kaasukehän eri kerrokset (fotosfääri, kromosfääri ja korona). Kaaviokuvaan on piirretty myös näkyvän valon aallonpituudella fotosfäärissä havaittavia auringonpilkkuja, ultraviolettialueen ääripäässä näkyvä koronan reikä Auringon eteläisellä pallonpuoliskolla, kaikilla aallonpituuksilla näkyvä auringonpurkaus ('flare') sekä korkealla Auringon kaasukehässä leijuva prominenssi, joka näkyy hyvin kylmää taivasta vasten. Kuva SOHO Classroom
	Auringonpilkku ja konvektiokerroksen synnyttämiä ryynimäisiä granuloita. Pilkun tumma sisäosa, umbra, ja sisäosan ympärille viuhkamaisesti leviävä penumbra, ovat huomattavasti kylmemmässä lämpötilassa kuin Auringon pinta. Auringonpilkkujen koko vaihtelee suuresti, ne voivat olla välillä 1500-50000 km. Granulat ovat halkaisijaltaan noin 1000 km luokkaa.
	SOHO MDI instrumentin avulla kuvattu auringonpilkun 'alapuoli'. Voimakas magneettikenttä estää konvektion pilkun alla ja toimii tulppana energian siirtymiselle ylöspäin, auringonpilkun alue siis jäähtyy.
	Miesch et al. (Astrophysical Journal, 2000) ovat tehneet simulaatioita konvektiokerroksen rakenteesta. Sininen väri kuvaa alaspäin vajoavaa plasmaa ja keltainen väri ylöspäin kohoavaa plasmaa. Konvektiokerroksessa aine on koko ajan liikkeessä ja ympäristöään kuumemmat ja kevyemmät materiaelementit pyrkivät kohoamaan ylöspäin - energia siis siirtyy kohti Auringon pintaa.
	Auringon magneettikentän uskotaan syntyvän syvällä Auringon sisässä, säteilykerroksen ja konvektiokerroksen rajapinnan tuntumassa. Sieltä se nousee ylös Auringon pinnalle, konvektion ja pintakerrosten liikkeen muokkaamana. Kuva Caligari, Moreno-Insertis, Schussler (Astrophysical Journal, 1995)
	Dynamoteorian mukaan Auringon magneettikenttä syntyy syvällä Auringon sisällä ja nousee sieltä pintaan. Kuva SOHO MDI/SOI tutkimusryhmä
	Auringon magneettikenttä kiertyy kerälle differentiaalirotaation (eli eri osat Auringossa pyörivät eri nopeuksilla) seurauksena ja kenttä palaa takaisin alkutilanteeseen 22 vuoden jaksoissa. Auringon aktiivisuuden noin 11 vuoden jakso perustuu siten magneettiseen jaksollisuuteen. Auringon pyörähdysaika akselinsa ympäri on ekvaattoritasolla noin 27 päivää ja napojen lähellä noin 33 päivää. Samanlainen differentiaalirotaatio on havaittu myös Auringon sisäosissa, konvektiokerroksessa. (Kuva J-F. Donatin dynamo-sivuilta)
	Perhosdiagrammilla kuvataan auringonpilkkujen syntymistä eri Auringon latitudeille noin 11 vuoden jaksoissa. Myös pilkkujen kokonaisala Auringon pinnalla noudattaa samaa (magneettista) jaksoa. Pilkkujen kehitystä on seurattu ja tilastoitu jo 1700-luvun lopulta asti. Lisää auringonpilkuista Wikipedian sivuilta.
	Edellinen Auringon aktiivisuusjakson huippu nähtiin vuosina 2000-2002. Auringonpilkkujen lukumäärä ja Auringon aktiivisuus hiipui todella alhaiselle tasolle vuosina 2008-2009, ja seuraavaa aktivisuusmaksimia odotetaan vuosien 2013-2014 paikkeille. Ennusteen mukaan aktiivisuuden taso jää silloin aika matalalle. Taustakuvana tässä on Aurinko röntgensäteilyn valossa (japanilaisen Yohkoh satelliitin kuvaamana). Auringon uloimman kaasukerroksen, koronan, lämpötila on miljoonia asteita ja se hehkuu kuvassa punaisena.
	Auringon aktiivisuusjakso näkyy myös Compton Gamma Ray Observatoryn BATSE-instrumentin havaitsemissa flare-purkausten määrissä.
	Auringon magneettikentän voimaviivat nousevat pintaan aktiivisten alueiden kohdalla (keltaiset viivat). SOHO EIT instrumentilla havaitut todelliset plasmakaaret on merkitty punaisilla, vihreillä ja sinisillä viivoilla. (Kuva Achwanden et al., Astrophysical Journal, 2000)
	Plasma (ionisoitunut kaasu) liikkuu magneettisia kaaria (eli magneettikentän voimaviivoja) pitkin muodostaen erikokoisia silmukoita Auringon pinnalle. Magneettikentän voimaviivat voivat joutua kosketuksiin toistensa kanssa (esim. alla vellovan konvektion liikuttamina) ja seurauksena voi olla auringonpurkaus. Sen voimakkuus riippuu magneettikenttiin sitoutuneesta energiasta. Kuva TRACE Science Team . Lisää TRACE-satelliitin ottamia kuvia ja kertomuksia Auringon aktiivisuudesta (englanniksi) TRACE arkistossa.
	Auringon reunalla kylmää taivasta vasten nähdyt prominenssit saattavat olla jättiläismäisen suuria. Kuvassa 'Granddaddy' vuodelta 1946 joka ulottui noin 200 000 km korkeuteen Auringon pinnasta (High Altitude Observatory Archive). Prominenssia pitävät kiinni Auringossa magneettikentän kaaret - joskus kiinnitys irtoaa ja seurauksena on prominenssipurkaus.
	Auringonpurkauksia ('flare') havaitaan aktiivisuusmaksimin aikana useita, jopa kymmeniä, päivittäin. Keväällä 2001 nähtiin sarja massiivisia X-luokan purkauksia, joista tässä yksi esimerkki (kuvan linkki Montanaan Yohkoh Science Nuggets sivuille). Valkoiset alueet kuvassa ovat röntgendetektorin saturaatiota, eli purkauksen voimakkuus ylitti havaintolaitteen rekisteröintiasteikon. Filmissä nähdään kuinka aktiivisen alueen uloimmat plasmakaaret sinkoavat ulos Auringosta. Purkauksen yhteydessä havaittiin myös suuri koronan massapurkaus.
	Auringossa tapahtuvat purkaukset johtavat usein koronan massapurkauksiin, jolloin suuri määrä materiaa ja suurenergisiä hiukkasia sinkoaa maata kohti. Maan suojana on oma magneettikenttä, mutta hiukkaset pääsevät tunkeutumaan läpi suojauksen erityisesti napojen alueella - näin syntyvät revontulet. Myös maata kiertävät satelliitit ja avaruuskävelyllä olevat astronautit ovat vaarassa. Vaarojen välttämiseksi purkauksia pyritään ennustamaan ja niiden etenemistä seuraamaan, puhutaan avaruussäästä ja avaruussääennusteista. Kuva Best of SOHO Gallery

Miltä Aurinko näyttää nyt? Kuvia ja dataa viimeisiltä 72 tunnilta

Katso myös Aurinkosanastoa

---

Kuvat kokosi Silja Pohjolainen