Aurinko. Tähtitieteen peruskurssi

Transkriptio

1 Aurinko K E S K E I S E T K Ä S I T T E E T : A T M O S F Ä Ä R I, F O T O S F Ä Ä R I, K R O M O S F Ä Ä R I J A K O R O N A G R A N U L A A T I O J A A U R I N G O N P I L K U T P R O T U B E R A N S S I T J A F L A R E - P U R K A U K S E T E N E R G I A N S I I R T Y M I N E N A U R I N K O T U U L I J A R E V O N T U L E T Tähtitieteen peruskurssi 1

2 Tähtitieteen peruskurssi 2 Auringon kromosfääri H-a suotimen läpi nähtynä

3 Tähtitieteen peruskurssi 3

4 Tähtitieteen peruskurssi 4

5 Auringon neutriino-ongelma Vasta viimeisten havaintojen tulokset, joiden mukaan neutriinot vaihtavat tilaansa selittivät Auringon neutriino-ongelman, jonka mukaan Auringosta havaittiin liian vähän neutriinoja. Vain elektronin neutriinoja pystyttiin mittaamaan varhaisilla laitteilla SNO:n tuloksen mukaan 65% Auringon e-neutriinoista muuttuu m- tai t-neutriinoiksi Neutrino+D 2 O Cherenkovin säteily

6 Auringon pinnan värähtelytiloja Siniset alueet liikkuvat meitä kohti ja punaiset liikkuvat meistä poispäin

7 Auringon energiantuotto Aurinko tuottaa fuusioreaktion avulla energiaa noin 4 x W teholla Joka sekunti 600 x 10 6 tonnia vetyä muuttuu 596 x 10 6 tonniksi heliumia, eli energiaa syntyy näiden massojen erotuksen 4 miljoonaa tonnia verran Pääsarjavaiheen aikana massan menetys on kuitenkin < 0.1% Auringon kokonaismassasta N. ¼ säteen sisäpuolella heliumin osuus kasvaa ja on ytimessä n. 60%. Aurinko on muuttanut vedystä heliumiksi noin 5%. Tähtitieteen peruskurssi 7

8 Energian siirtyminen fotonien satunnaissirontaprosessin kautta. Sironta tapahtuu elektroneista, protoneista ja atomeista, sekä molekyyleistä. Fotonin keskimääräinen sironta-aika on n vuotta keskustasta ulos.

9 Auringon efektiivinen pintalämpötila T eff =5778 K Tähtitieteen peruskurssi 9

10 Rotaation kulmanopeus: A- B 2 sin, missä on latitudi ekvaattorin suhteen ja A=14.5 ja B=2.9 astetta/päivä. Auringon pyöriminen on helppo havaita esim. tarkastelemalla auringonpilkkuja Pyörähdysaika on keskimäärin 27 päivää Sisäosa pyörii kuten kiinteä kappale Pyörimisakselin kaltevuus n. 7 astetta ekliptikaan nähden reunatummeneminen (sivusta nähdään viileämmät tummat kerrokset) Tähtitieteen peruskurssi 10

11 n. 1 eli n km Konvektio

12 Kaasu virtaa ylöspäin kirkkaissa fotosfäärin kohdissa Supergranulaatiosolut paljon suurempia n. 1

13 Tähtitieteen peruskurssi 13

14 Auringon pinnan granulaatiota ja pilkkuja Granulaatiota ja auringonpilkkuja Tähtitieteen peruskurssi granulaatio aiheutuu konvektiosta rakeiden läpimitta tyypillisesti n km (1 ) auringonpilkun kohdalla pintalämpötila n K alhaisempi, kuin muualla pinnalla. Pilkkujen magneettikenttä estää konvektion pilkun läpimitta n km pilkkujen elinaika muutamasta päivästä aina kuukausiin penumbra 14 umbra

15 Tähtitieteen peruskurssi 15

16 Auringonpilkut pilkkujen synty liittyy Auringon magneettikentiin n T. (Maassa 6x10-5 T) pilkkujen runsaudessa on keskimäärin 11 vuoden jakso (vaihteluväli 7-17 vuotta). Magneettisuuden jakso on 22 vuotta 1600-luvulla Maunderin minimi 1400-luvulla Spörerin minimi Viimeinen minimi 2006 Tähtitieteen peruskurssi 16

17 Auringonpilkut jakson alussa pilkkuja esiintyy enemmän korkeilla leveysasteilla ja jakson edetessä pilkut siirtyvät lähemmäs ekvaattoria Tähtitieteen peruskurssi 17

18 Tähtitieteen peruskurssi 18

19 Kromosfääri ja korona kromosfäärin punainen: Ha emissio. T= K Kromosfäärin emissioviivat tulevat esille auringonpimennyksen aikana kaasu kuumenee koronassa aina T~1x10 6 K kuumenemisen syynä on magneettikenttien ja sähkövirtojen aiheuttama ionien liike Koronassa on moninkertaisesti ionisoituneita alkuaineita (esim. 13 kertaa ionisoitunut rauta) Tähtitieteen peruskurssi 19

20 Aurinko: korona Tähtitieteen peruskurssi 20

21 hehkuvia kaasupilviä T= K Protuberanssi=prominenssi Frare-purkaus tai prominenssi ->Koronan massapurkaus (vaihteluväli: muutama viikossa -useita päivässä) Korona 1s-1h Atmosfääri Kromosfääri Fotosfääri Opasiteetti kasvaa voimakkaasti (atomit eivät enää täysin ionisotuneita) ja energian siirtymistapa muuttuu Tähtitieteen peruskurssi 21

22 Kirkkaat silmukat yhdistävät usein auringonpilkkuja toisiinsa

23 Magneettisen toiminnan aiheuttamat flarepurjaukset havaitaan hyvin röntgen alueella ja niissä purkautuu avaruuteen suuri määrä varattuja hiukkasia

24 Flare-purkaus: purkausten hiukkasten nopeus jopa 0.3 c Tähtitieteen peruskurssi 24

25 Tähtitieteen peruskurssi 25

26 Koronan massapurkaukset

27 Aurinkotuuli Koronasta lähtevä kuuma plasma (sähköisesti neutraali ionien ja elektronien sekoitus) etenee tyypillisesti 450 km s -1, eli se saavuttaa Maan muutaman päivän kuluessa. Tiheys Maassa n kpl/cm 3 Koostuu enimmäkseen elektroneista ja protoneista, mutta mukana on myös helium ytimiä. Auringon napa-alueilla nopeus n. 800 km/s ja ekvaattorilla n. 300 km/s Aurinko menettää vuodessa massaansa aurinkotuulen mukana 2-3x10-14 Auringon massaa. Aurinkotuulen osuessa maan magneettikenttään syntyvät Van Allenin vyöt ja revontulet. Nykyisin laaditaan ns. avaruussää ennusteita. 27 Tähtitieteen peruskurssi

28 Tähtitieteen peruskurssi 28

29 Aurinkotuulen reaaliaikaisia mittauksia (n. 1h ennen saapumista Maahan) 29 protonitiheys nopeus Tähtitieteen peruskurssi

30 Spaceweather.com: Avaruussääennusteet 30 Tähtitieteen peruskurssi

31 Revontulia esiintyy eniten aurinkomaksimin aikana, jolloin Auringon pinnalla esiintyy runsaasti auringonpilkkuja! Silloin myös magneettiset myrskyt ja aurinkotuuli ovat hyvin voimakkaita. Revontulet syntyvät ilmakehässä n.100 km korkeudessa ionosfäärissä, kun Maan magneettikentän kiihdyttämät sähköiset hiukkaset - protonit ja neutronit - iskeytyvät ilmamolekyyleihin. Nämä luovuttavat osan saamastaan lisäenergiasta näkyvänä valona. Tavallisin revontulien väri on vihreä ja se on peräisin happimolekyyleistä kuten harvinaisempi punainen väri. Sininen ja violetti väri syntyvät typpimolekyyleistä. Tähtitieteen peruskurssi 31

32 Tähtitieteen peruskurssi 32

33 Tähtitieteen peruskurssi 33