Ulottuva Aurinko Auringon hallitsema avaruus

Transkriptio

1 Ulottuva Aurinko Auringon hallitsema avaruus Akatemiatutkija Rami Vainio Fysiikan laitos, Helsingin yliopisto Sisältö Aurinko ja sen havainnointi Maan pinnalta Auringon korona, sen muoto ja magneettikenttä sekä aktiiviset ilmiöt optisella alueella Auringon ja heliosfäärin havainnointi avaruudesta Auringontutkimussatelliitteja ja luotaimia Aurinkotuulen tutkimusluotaimia Heliosfäärin rakenne STEREO: Aurinko kolmiulotteisena 1

2 Aurinko tavallinen tähti Ikä: 4.6 miljardia vuotta Aiemmpien sukupolvien tähtien räjähdysjätteestä syntynyt kaasupilvi romahti painovoimansa vaikutuksesta ja aurinkokunta muodostui Etäisyys Maasta: 150 milj. km Massa: kg Maan massa Halkaisija: 1.4 miljoonaa km 109 Maan halkaisija Hallitsee painovoimallaan aluetta, joka ulottu satojen miljardien kilometrien päähän Auringon energialähteenä fuusio Teho: 3.86 x W 60 miljoonaa 1000 MW voimalaa jokaista maapallon asukasta kohti pintalämpötila: 5777 K energialähteenä fuusiovoima: - 4 vety-ydintä 1 helium-ydin - 4 miljoonaa tonnia materiaa energiaksi sekunnissa 2

3 Auringon havainnointi Maan pinnalta Intensiteettivaihtelu [%] Stix (1986) Auringon intensiteettivaihtelut suurimmat lyhytaaltoisessa UV-, röntgen- ja gammasäteilyssä ja toisaalta radioaalloilla. Myös matalataajuisimmat radioaallot (f < 10 MHz, eli > 30 m) absorboituvat (ionosfääriin). lyhytaaltoinen säteily absorboituu kokonaan ilmakehään Aurinkoa havainnoidaan Maan pinnalta näkyvän valon aallonpituuksilla sekä yli 10 MHz:n radiotaajuksilla. Näkyvän valon alueessa vaihtelut saadaan näkyviin parhaiten havainnoimalla spektriviivoja, kuten vedyn ns. Balmer-sarjan -viivaa (656,3 nm). Auringon ilmakehä Säteilylämpötila 5500 o C Auringon reuna tummunut sillä on ilmakehä pääasiassa vetyä ja heliumia Fotosfääri (0 500 km) lämpötila laskee 4000 o C Kromosfääri ( km) lämpötila kohoaa o C Korona (2000 km yläpuolella) 3

4 Fotosfäärin ilmiöt: auringonpilkut Pilkut tummia, koska muuta pintaa kylmempiä Erittäin voimakas magneettikenttä (n Maan magneettikenttä) estää lämmön nousun pintaan sisäosista Esiintyminen jaksollista: 11 vuoden pilkkujakso sekä pidempiaikaiset vaihtelut Syynä Auringon magneettiset vaihtelut Protuberanssit, filamentit ja roihut 4

5 Auringon korona Auringon uloin kaasukehä Harvaa kaasua (n ~ /cm 3 ), näkyy vain kirkkaan pinnan ollessa peitettynä (sironnutta valoa) auringonpimennys koronagrafi Kuumaa kaasua (1 2 milj. o C) Elektronit irtoavat atomeista plasma Koronan muoto: Auringon magneettikenttä suljetun kentän alueet koronan kaaret ja streamerit kirkkaita koronagrafin kuvassa tiheys suuri ( /cm 3 ) S N S N lämpötila n. 2 miljoonaa astetta avoimen kentän alueet ns. koronan aukot himmeämpiä koronagrafin kuvassa tiheys pieni ( /cm 3 ) lämpötila n. miljoona astetta 5

6 Aurinkotuuli jatkuva kaasuvirta Auringosta Ionipyrstö Pölypyrstö Ensimmäiset kokeelliset vihjeet komeettojen pyrstöjä analysoimalla (L. Biermann 1951) E.N. Parker (1958) ennusti: korona ei tasapainossa vaan laajenee jatkuvasti Ääntä nopeampi kaasuvirtaus auringosta Aurinkotuuli havaittiin venäläisten Luna 1:llä (1959) ja amerikkalaisten Mariner 2:lla (1962): avaruusaikaan Auringon havainnointi avaruudesta Miksi havainnoida Aurinkoa ja aurinkotuulta avaruudesta käsin? Ei ilmakehän absorptiota - havainnoitavissa koko taajuuskaistalla gamma-säteilystä radioaalloille Sopivalla luotainradalla Aurinko teleskoopin näkökentässä koko ajan Auringon kaasukehä ulottuu aurinkotuulena kauas planeettojen ratojen ulkopuolelle - Hiukkas- ja kenttämittaukset aurinkotuulessa antavat suoraa tietoa kaasukehän koostumuksesta 6

7 Auringontutkimusluotaimet 1 ESAn ja NASAn SOHO (1995 ) Kiertää Aurinkoa Maan ja Auringon muodostaman systeemin L1-pisteen läheisyydessä (1,5 milj. km Maasta kohti Aurinkoa) 12 tieteellistä instrumenttia - Koronaa kuvantavat laitteistot - Aurinkotuulta tutkivat laitteistot - mm. kaksi suomalaislaitetta ERNE (Tku) ja SWAN (Hki) - Helioseismologiset laitteistot Modernin aurinkotutkimuksen kivijalka Auringontutkimussatelliitteja Maan kiertoradalla Japanilais-amerikkalainen Yohkoh ( ) Röntgensatelliitti Tuotti röntgenalueen kuvia Auringosta NASAn TRACE (1998 ) EUV-satelliitti Tuottaa erittäin tarkkoja EUV-alueen kuvia Auringosta NASAn RHESSI (2002 ) Röntgen- ja gammasatelliitti Tuotti ensimmäiset gamma-alueen kuvat Auringosta Japanilais-amerikkalainen Hinode (2006 ) Röntgensatelliitti Yohkoh'n työn jatkaja, modernisoitu instrumentaatio 7

8 Röngen- ja EUV-korona Yohkoh / SXT SOHO / EIT Mikä kuumentaa koronan yli miljoonan asteen lämpötilaan? Roihut ja purkautuvat protuberanssit Yohkoh / SXT SOHO / EIT 8

9 Koronan massapurkaukset SOHO / LASCO Massapurkaus koronan alakerroksista Noin miljardi tonnia plasmaa purkautuu lyhyessä ajassa avaruuteen Nopeus km/s Aurinkotuuliluotaimet Helios-1 ja -2 Saksalais amerikkalaset luotaimet luvulla loivat modernin kuvan aurinkotuulesta Luotaimien rata soikio (0.3 1 AU:ta) Ulysses ( ) Ensimmäiset mittaukset Auringon napojen yläpuolelta Lisäksi runsaasti tietoa NASA:n aurinkokuntaluotaimista Voyager 1 ja 2 sekä Pioneer 10 ja 11 9

10 Aurinkotuulen rakenne Auringon aktiivisuusminimin aikana Napojen yllä aurinkotuuli nopeaa ( km/s) Peräisin koronan aukoista Suhteellisen tasaista Ekvaattorilla hidasta aurinkotuulta ( km/s) Peräisin koronan suljetulta alueelta (kaaret ja streamerit) Aurinkotuulen syntymekanismit? Spektroskooppiset mittaukset Auringon navoilla sijaitsevilla suurilla aukoilla: Nopeaa virtausta ulospäin pinnan solurakenteen rajoilta Kiihdyttäjänä todennäköisesti magneettikentän aaltoliike Hitaan aurinkotuulen syntymekanismi vielä hyvin epäselvä SOHO 10

11 Planeettainvälinen magneettikenttä Nopeaa tuulta navoilta Aurinkotuuli kantaa koronan magneettikentän kauas Auringosta Aurinkotuulen magneettikentän suunta vastakkainen eri pallonpuoliskoilla Hidasta tuulta ekvaattorilta Heliosfäärin virtalevy B = µ 0 I Aurinko pyörii Aurinkotuulen Magneettikenttä on spiraalirakenne Auringon magneettisten aktiivisuusvaihteluiden vaikutus aurinkotuuleen 11

12 Heliosfääri missä aurinkotuuli törmää tähtienväliseen aineeseen? Astrosfääri LL Orionis Hubblen kuvaamana 12

13 Aurinkotuulen törmäys tähtienväliseen aineeseen Tähtienvälinen aine Bow shock Heliosfäärin keulashokki Heliopausi ~ AU (?) Heliosfäärin turbulentti välivyöhyke aliäänisen virtauksen alue Kaasun virtausviivat Magneettikentän voimaviivat AU ~150 AU (?) yliääninen aurinkotuuli Aurinkotuulen rajashokki Voyager -luotaimet ohittivat aurinkotuulen rajashokin , ja tekevät siis tällä hetkellä mittauksia välivyöhykkeessä Voyager-luotaimet rajashokilla Voyager-luotaimet laukaistiin 1977 V-1 saapui aurinkotuulen rajashokille 2004 ja V Matkaa oli taittunut molemmilta jo yli 10 miljardia km (V-1: 94 AU; V-2: 84 AU) 13

14 Lavuaarishokkianalogia Kokonaiskuva: astrosfäärin rajashokki 14

15 IBEX laukaistaan avaruuteen vielä lokakuussa Interstellar Boundary Explorer: Tutkii heliosfäärin rajaseutua ns. korkea-energiaisia neutraaleja atomeja (ENA) havainnomalla Luotaa taivaan ENA-vuota eri suunnissa Eri heliosfäärimallit ennustavat erilaisen vuon Vertaamalla malleja mittauksiin saadaan väärät eliminoitua Auringontutkimusluotaimet 2 NASAn STEREO (2006 ) STEREO-luotainten sijainti Kaksi Aurinkoa kiertävää luotainta - STEREO-A (ahead) kiertää Aurinkoa hieman Maan radan sisäpuolella ajautuu edelle - STEREO-B (behind) kiertää Aurinkoa hieman Maan radan ulkopuolella jää jälkeen Instrumentaatio koronan ja aurinkotuulen havainnointiin Identtisen instrumentaation ansiosta pystyivät aluksi tuottamaan strereokuvia Auringon koronasta 15

16 STEREO-luotainten koronagrafit Maa Aurinko EUV-korona ja kuu STEREO / EUV 16

17 Aurinkotuulta ja massapurkaus STEREO / COR2 Aurinkotuuli helmikuu 2008 STEREO / HI1 17

18 Komeetta Encke aurinkotuulessa STEREO / HI1 Aurinkotuulen ja komeetan vuorovaikutus Komeetta kulkee aurinkotuulessa pyrstö lepattaen, kunnes massapurkaus repii pyrstön irti! STEREO / HI1 18

19 STEREO/SECCHI korona kolmiulotteisena STEREO / EUV 19

20 STEREO / EUV STEREO / EUV 20

21 STEREO / EUV STEREO / EUV 21

22 STEREO / EUV STEREO / EUV 22

23 STEREO / EUV 23