Aurinkosanastoa

Fotosfääri	Auringon 'valokehä'. Auringon atmosfäärin alin, noin 500 km korkuinen kerros. Kun Auringon pintalämpötila on noin 6400 Kelviniä niin fotosfäärissä lämpötila tippuu noin 4400 Kelviniin. (Kelvin-asteikossa nollakohtana on -273.15 C, eli lämpötila Celsius-asteina = K - 273.15)
Kromosfääri	Auringon 'värikehä'. Fotosfäärin yläpuolella oleva noin 1500 km korkea kerros. Lämpötila nousee ensin tasaisesti, mutta kromosfäärin yläosassa, ns. siirtymäkerroksessa, lämpötila nousee hyvin nopeasti 20000 Kelvistä yli miljoonaan Kelviniin. Tämän 'lämmityksen' syntymekanismia ei varmuudella tiedetä.
Korona	Auringon 'kruunu', jossa lämpötila on useita miljoonia Kelvinejä ja aine on lähes täydellisesti ionisoitunutta (eli atomien elektronit ovat irronneet). Korona on kuitenkin hyvin harvaa verrattuna atmosfäärin sisempiin kerroksiin. Elektronit liikkuvat Auringon magneettikentän mukana, mutta osa poistuu aurinkotuulen vieminä ja esimerkiksi auringonpurkaukset voivat kiihdyttää hiukkasia niin suuriin nopeuksiin, että ne syöksyvät ulos Auringosta.
	Auringonpimennyksen aikana vuonna 1980 otettu valokuva Auringon koronasta. Auringon aktiivisuus oli silloin maksimissaan ja kuvassa näkyykin useita valovirtoja (streamer) ympäri Auringon kiekkoa. Kypärän muotoisia puolikaaria joista nousee kirkas valojuova (tässä hyvä esimerkki Auringon etelänavan kohdalla) kutsutaan yleisesti 'helmet streamereiksi'. Kuva High Altitude Observatory
	Auringonpimennyksen aikana 1988 otettu valokuva Auringon koronasta. Kuvanottoaikaan Auringon aktiivisuus oli lähellä minimiä, joten valovirtoja näkyy vähemmän ja ne ovat keskittyneet Auringon alemmille leveysasteille. Myös napa-alueiden koronan aukot (coronal holes) näkyvät tummina alueina. Auringon koronassa näkyvä valo on itse asiassa fotosfääristä tullutta valoa, joka on sironnut koronan elektroneista. Koronan valoisuusaste kertoo siten aineen paikallisesta tiheydestä. Kuva High Altitude Observatory
Koronan massapurkaus	Koronan massapurkauksessa suuri hiukkaspilvi syöksyy ulos Auringosta. Voimme kuvata ilmiötä näkyvän valon aallonpituudella, sillä auringon säteily siroaa liikkuvasta pilvimassasta. Massapurkaus vie mukanaan osan auringon magneettikenttää, eli usein puhutaankin magneettisista pilvistä. Massapurkausten nopeudet vaihtelevat välillä 10 km/s ... 2000 km/s. Massapurkausten lähteinä ovat prominenssipurkaukset, flare-purkausten aiheuttamat häiriöt, magneettikentän laajamittaiset muutokset, shokkiaaltojen vaikutukset ja monet muut ilmiöt, joita tutkitaan innokkaasti. Massapurkausten syntymekanismeja ei tunneta kovin tarkasti ja purkausten ennustaminen on keskeinen osa avaruussään ennustamista.
	Koronan massapurkaus SOHO LASCO C2 instrumentin kuvaamana. Koronan valovirtojen alla olevat filamentit (prominenssit) saattavat joskus purkautua ja syöksyä ulos Auringosta. Kuvan prominenssi säilytti kierteisen spiraalimuotonsa epätavallisen kauan - yleensä massapurkaukset nähdään loittonevina pilvimäisinä rakenteina. Kuva SOHO LASCO konsortio
Aurinkotuuli	Auringosta poistuu aurinkotuulen mukana ainetta yli miljoona tonnia sekunnissa. Koronan massapurkaukset vievät ainetta miljardeja tonneja kukin. Auringon kokonaismassaan verrattuna nämä poistumat ovat kuitenkin merkityksettömiä, Auringon kokonaismassan arvioidaan olevan noin 2 000 000 000 000 000 000 miljardia tonnia.
	Kuvan EIT/LASCO/Mauna Loa/Ulysses kompositiossa nähdään aurinkotuulen nopeus eri puolilla Aurinkoa: napa-alueilla se on noin 700-800 km sekunnissa ja ekvaattoritasossa noin 300-500 km/s. Valovirtojen (streamers) kohdalla magneettikenttä muodostaa suuria silmukoita ja aurinkotuulen nopeus on pieni. Myös elektronitiheys on suuri. Auringon napojen lähellä sitä vastoin magneettikenttä on avoin (kenttäviivat kulkevat ulos Auringosta) ja aurinkotuulen nopeus on suuri.
Koronan aukko	Koronan aukolla tai 'reiällä' tarkoitetaan aluetta, jossa magneettikenttä on avoin ja hiukkaset pääsevät karkaamaan pois Auringosta aurinkotuulen mukana. Koronan reiät näkyvät tietyillä aallonpituuksilla tummempina alueina Auringon pinnalla, koska elektronitiheys on aukoissa pienempi. Suurin osa aukoista sijaitsee Auringon napa-alueilla (missä puhaltaa voimakkain aurinkotuuli), mutta joskus aukot ulottuvat lähes yli koko Auringon kiekon. Koronan aukkojen koko vaihtelee Auringon noin 11 vuoden aktiivisuusjakson mukaan. Auringon pinnalla näkyy myös lukuisia pieniä 'reikiä', joita on kutsuttu mini-koronan aukoiksi. Varmuudella ei tiedetä, onko reikien syntymekanismi sama kuin suurempien aukkojen.
	Skylab-tutkimussatelliitin vuonna 1973 röntgenaaltoalueella kuvaama suuri koronan aukko (tumma saappaan muotoinen alue), joka säilyi lähes muuttumattomana kesäkuusta lokakuuhun asti. Koronan aukot ('reiät') ovat alueita, joissa elektronitiheys on pieni - plasma ei ole kiinni magneettikentän silmukoissa ja kaarissa kuten muualla Auringossa, vaan hiukkaset pääsevät karkaamaan aurinkotuulen mukana avoimia magneettikentän kenttäviivoja pitkin.
Filamentti	Vedyn alfa-viivan valossa oletuissa kuvissa näkyy Auringon pinnalla tummia filamentteja. Tummuus johtuu siitä, että filamenteissä oleva aine on kylmempää ja tiheämpää kuin sen alla oleva aine - filamentit näkyvät siis absorptiona. Filamentteja pitävät kiinni Auringossa vahvat magneettikentät, sidoskohdat näkyvät usein haarukkamaisina kiinnitysjalkoina (footpoints).
Prominenssi	Jos filamentti sijaitsee Auringon reunalla, se näkyy kirkkaana taivasta vasten (filamentti on tiheää vaikkakin verrattain kylmää ainetta). Tällöin filamenttia nimitetään prominenssiksi (engl. prominence) tai protuberanssiksi (ransk. protuberance), mutta fysikaalisesti kyseessä on siis sama rakenne. Kiinnitysjalan irtoaminen voi johtaa filamentin karkaamiseen Auringon pinnalta: tällöin puhutaan prominenssipurkauksesta (engl. prominence eruption, filament eruption) tai protuberanssipurkauksesta (ransk. protuberance, disparition brusque).
	Auringon prominenssi kuvattuna Big Bear Solar Observatoryssa vuonna 1970.
	Auringon filamentti vedyn alfa-viivan valossa. Kiinnikkeet, jotka sitovat filamentin Aurinkoon, näkyvät kynsimäisinä ulokkeina (footpoints). VTT Teneriffa (Kiepenheuer Institut fur Sonnenphysik)
	Purkautuva prominenssi (eli siis filamentti nähtynä Auringon reunalla taivasta vasten) SOHO EIT instrumentin kuvaamana. Prominenssin Auringon pintaan sitoneet kiinnikkeet (magneettiset silmukat) ovat jostakin syystä katkenneet ja prominenssi on irronnut Auringon pinnasta. Prominenssipurkaukset liittyvät usein massiivisiin koronan massapurkauksiin. SOHO EIT konsortio
	Kaaviokuva Auringon pinnalla kiinni olevasta filamentista/prominenssista (viivoitettu alue jota kenttäviivat 'pitävät kiinni') ja mahdollisista magneettikentän konfiguraatioista auringonpurkauksen yhteydessä. Kuvassa on esitetty sekä suljetun (confined) että ulos purkautuvan (ejective) purkauksen kaavio. Purkauksen yhteydessä filamentin kiinnitys yleensä irtoaa ja se pääsee 'karkaamaan'. Katkoviiva kuvaa neutraaliviivaa eli aluetta jossa magneettinen napaisuus vaihtuu (toisella puolella plus-, toisella puolella miinus-merkkinen kenttä). Kuvassa olevat serpentiinimäiset tummat nauhat (ribbons) kirkastuvat purkauksen yhteydessä. Puhutaan myös 'kaksinauha'-purkauksista (two-ribbon flares). Kuva Moore et al. (Astrophysical Journal, Vol. 552, 2001)
	TRACE satelliitin kuvaama auringonpurkaus ja filamenttipurkaus. Yläkuvassa näkyy Auringosta ulos syöksyvä filamentti ja alakuvassa näkyvät kromosfäärin kirkkaat nauhat (ribbons). TRACE kuvia
Flare eli auringonpurkaus	Auringonpurkaus (flare) on määritelmän mukaan äkillinen, nopea ja suuri kirkkauden muutos Auringon pinnalla. Flare-purkauksessa magneettinen energia muuttuu nopeasti lämmitykseksi, hiukkaskiihdytykseksi ja plasmavirtauksiksi aktiivisen alueen läheisyydessä. Purkauksen aiheuttamaa sähkömagneettista säteilyä voidaan yleensä havaita koko spektrin alueella (eli optisella, röntgen-, radio- ja gamma-aalloilla). Magneettikenttiin sitoutunut energia vapautuu purkauksessa yhtäkkiä, räjähdyksenomaisesti. Tavallinen auringonpurkaus vastaa miljoonien 100-megatonnin vetypommien samanaikaista räjähdystä. Purkaukset tapahtuvat tavallisesti alueilla, joissa magneettikentän napaisuus on monimutkainen. Purkauksen yhteydessä lähellä sijainneet filamentit/prominenssit voivat irrota Auringon pinnasta (mutta vielä emme ole varmoja siitä, mikä on syy ja mikä seuraus). Flare-purkaus voi kuumentaa ja liikuttaa plasmaa koronassa, kromosfäärissä ja fotosfäärissä, mutta aina eivät kiihdyttyneet hiukkaset ja materia pääse karkaamaan ulos auringosta (flare-purkaus ei siis ole koronan massapurkaus).

Katso myös Auringon rakenne sivuja

Keräsi ja kommentoi Silja Pohjolainen