Kyösti Ryynänen Luento

Transkriptio

1 1. Aurinkokunta 2. Aurinko Kyösti Ryynänen Luento Maa-planeetan riippuvuus Auringosta 4. Auringon säteilytehon ja aktiivisuuden muutokset 5. Auringon tuleva kehitys 1 Kaasupalloja Tähdet pyrkivät kohti hydrostaatista tasapainotilaa gravitaatio pyrkii kutistamaan kaasun paine laajentamaan Aurinko on n. 5 mrd vuotta vanha jos kirkkaampi: Maapallon vedet haihtuisivat jos kylmempi: Maapallolla olisi jääkausi Aurinko kirkastunut n. 30% syntyajoistaan 2 1

2 Tähtien kehitys Tähtien synty kaasupilvestä pääsarjaan Pääsarja tähtien keski-ikä alempi pääsarja energian tuotto pp-ketjulla ylempi pääsarja hiili-typpi-happi (CNO)-sykli Jättiläisvaihe tähtien vanhuus Kehityksen päätepisteet (viileneminen, räjähtäminen täysin hajalle, neutronitähti, 3 musta-aukko) Tähtien kutistuminen pääsarjaan Kaasupilvi kutistuu potentiaalienergia muuttuu säteilyksi ja kineettiseksi energiaksi energia karkaa suurimmaksi osaksi Tiheys ja paine kasvaa, joten opasiteetti kasvaa säteilyn eteneminen vaikeutuu suurempi osa energiasta lämmöksi 4 2

3 Tähtien kutistuminen pääsarjaan Luhistuminen päättyy, kun kaasu suurimmaksi osaksi plasmaa tähti hydrostaattisessa tasapainossa kehitys termisessä aikaskaalassa Massa kasvaa edelleen: paine ja lämpötila nousee keskellä 5 Energian synty Fuusioreaktiot käynnistyvät lämpötila 10 miljoonaa astetta kevyet alkuaineet muodostavat raskaampia alkuaineita ja samalla vapautuu energiaa Energian tuotanto vetyfuusio: 4 protonia sisään, 1 helium ulos alfa-reaktiot Alkuainesynteesi (raskaampien alkuaineiden muodostuminen tähtien sisuksissa) 6 3

4 Tähtien ominaisuuksia Lämpötilat K Massat 0.08 M Aurinko 100 M Aurinko Säteet 0.01 R Aurinko 1000 R Aurinko Kemiallinen koostumus massasta n. 75% vetyä, n. 23% heliumia ja 2% raskaampia alkuaineita Aurinko 75%/25%, atomeista 92%/8%, raskaampia alkuaineita vain noin 7 0.1% Muuttuvat tähdet Muuttuviksi tähdiksi sanotaan tähtiä, joiden kirkkaus muuttuu selvästi havaittavan määrän muutaman vuosikymmenen kuluessa Ensimmäiset muuttujat löytyivät 1500-luvun lopulla Muuttujia tunnetaan yli kappaletta 8 4

5 Sykkivät muuttujat Tähden koko ja lämpötila muuttuu kirkkaus muuttuu jaksollisesti Jaksot alle vuorokaudesta useaan vuoteen kirkkauden muutoksen määrä riippuu jaksosta 9 PLANEETTA JA AVARUUS Maa-planeetta ei sijaitse tyhjiössä, vaan on muodostunut Linnunradan interstellaarisen aineen kaasu- ja pölypilvestä ja kiertää keskustähteään Linnunradassa Ympäröivän avaruuden tapahtumat osaltaan vaikuttavat Maa-planeetan ilmastoon Vaikutusyhteys planeetan ja avaruuden välillä voi muodostua ainakin muiden planeettojen aiheuttamista gravitaatiohäiriöistä vuorovesivoimista (Maa-Kuu-Aurinko) aurinkotuulesta Auringon säteilystä eri aallonpituuksilla Auringon magneettikentästä Auringon muusta aktiivisuudesta Maan magneettikentästä asteroidien ja komeettojen pöly ja kaasuvanojen osumisesta Maan radalle Linnunradassa kiitävistä kosmisista säteistä (suurenergisia varattuja ytimiä ja elektroneja) 10 5

6 AURINGON VAIKUTUS Säteilyn kautta Auringon säteilytehon vaihtelut eri aallonpituuksilla Maan radan muutokset Maan pyörimisakselin muutokset Aurinkotuulen kautta varattuja hiukkasia suurella nopeudella Magneettikentän kautta Auringon magneettikenttä ollut 1900-luvulla poikkeuksellisen voimakas useita vuosikymmeniä 11 AURINKO Auringon säteily tekee Maa-planeetasta elinkelpoisen Absoluuttisesti mitattuna Auringon energialla on täysin ylivoimainen rooli muihin ilmastoon vaikuttaviin tekijöihin nähden Auringossa tapahtuvilla säteilytehon, aktiivisuuden ja magneettisuuden muutoksilla on välitön vaikutus ilmastoon 12 6

7 AURINGON SÄTEILY Maa-planeetta on Auringon atmosfäärin ja magneettikentän sisällä Auringon säteilytehosta tarkkoja ilmakehän ulkopuolella tehtyjä mittauksia vasta viimeisen 30 vuoden ajalta Aurinko kirkastunut syntyajoistaan 25-30% fuusioreaktiot kiihtyneet, kun ydin tiivistynyt ja kuumentunut 13 Aurinko Ikä noin 5 mrd. vuotta Ytimessä vetyä n. 40% ja heliumia 60%, kun alussa määrät olivat n. 73% ja 25% Auringon koko vetymäärästä on kulunut noin 5% Sisärakenne radiatiivinen keskusta 0.7R saakka konvektiivinen vaippa 14 7

8 Aurinko Energia syntyy ydinfuusiossa pienellä alueella ytimessä Protoni-protoni-reaktio: 600M tonnia vetyä fuusioituu 596M tonniksi heliumia. Erotus energiaksi (E=mc 2 ). Auringon teho on 4 x W Massan menetys alle 0.1% pääsarjavaiheen aikana 15 Aurinko Pyöriminen differentiaalirotaatio ekvaattori 25vrk, navoilla 30vrk konvektiivisen alueen kaasun liikkeet pitävät yllä Värähtelyjen avulla tutkittu konvektiivisen alueen pyörimistä (helioseismologia) Radiatiivisen alueen pyörimisestä epävarmoja tuloksia voi pyöriä kuin kiinteä kappale 16 8

9 Aurinko atmosfääri Fotosfääri näkyvä pinta paksuus km lämpötila laskee 8000 kelvinistä 4500 kelviniin granulaatio Kromosfääri värikehä paksuus noin 500 km lämpötila nousee 4500 kelvinistä 6000 kelviniin spikulat 17 AURINKON ATMOSFÄÄRI Reunatummeneminen Auringon reunoilta tuleva valo pääasiassa lähtöisin pintakerroksesta, jonka lämpötila on alempi Korona lämpötila noin 10 6 astetta mm. rauta on 13 x ionisoitunutta muuttuu ulko-osistaan aurinkotuuleksi 18 9

10 Auringon aktiivisuus Protuberanssit eri tyyppisiä lämpötilat K Flare-purkaukset kirkkaita leimahduksia suuri määrä energiaa purkautuu hetkessä havaitaan eri aallonpituuksilla avaruussää matka-aika Maahan 2 vuorokautta 19 Fakulat Auringon aktiivisuus fotosfäärissä olevia kirkastumia Plage-alueet auringonpilkkujen yhteydessä olevia hehkuvan kaasun alueita ilmestyvät ennen pilkkuja ja katoavat niiden jälkeen magneettikentän voimistuminen 20 10

11 Röntgen- ja UV-säteily Röntgensäteily Säteilynvaihtelut kertaisia Liittyy aktiivisiin alueisiin Kirkkaita röntgenalueita ja pisteitä Sisempi korona napojen korona-aukoissa säteily vähäistä UV-säteily Aktiiviset alueet näkyvät selvästi 21 Radiosäteily Aurinko on voimakkain radiosäteilijä havaintoja 1940-luvulta lähtien Eri aallonpituudet antavat kuvan eri kohdista millimetrialue atmosfäärin sisäosista pitkät aallot yläkerroksista Radiosäteily ei ole tasaista myrskyjen aikana voi kertaistua 22 11

12 Auringon aktiivisuus Auringon pilkut Auringon aktiivisuuden selvin muoto Kaksiosainen rakenne ulompi penumbra, lämpötila n K sisempi umbra, lämpötila n K Pilkku koko n km elinikä päivästä kuukausiin pareittain tai ryhmissä 23 Auringon pilkut Havaintoja 1700-luvun alusta aikaisemminkin, mutta satunnaisesti Pilkkumaksimi nykyisin n. 11 vuoden välein vaihdellut 7 17 vuoden välissä aktiivisuudessa lisäksi vaihtelevia pitempiä jaksoja huonosti tunnetut pitkät syklit, magneettikenttä vahvistuu noin 200 ja 1400 vuoden välein aktiivisuusminimejä Spörerin minimi 1400-luvulla Maunderin minimi 1600-luvulla 24 12

13 SÄÄN ENNUSTAMINEN AURINGON AVULLA Auringonpilkkujen on perinteisesti ajateltu ennustavan lämmintä säätä Pienen jääkauden aikana auringonpilkkuja oli vähän Auringonpilkuista ennustettu tulevien kuukausien säätä 25 LÄHDEKIRJALLISUUS Maailmankaikkeus nyt kurssimateriaali (HY) John Houghton: Global Warming, The Complete Briefing, Cambridge University Press, 2004 (1994) Hannu Karttunen, : Ilmakehä, sää ja ilmasto, Ursa, 2008 Henrik Svensmark & Nigel Calder: The Chilling Stars, A New Theory of Climate Change, Icon Books Ltd., 2007 Maan ytimestä avaruuteen, Suomalaisen Tiedeakatemian 100 vuotta 2008 juhlaseminaari , esitelmät ja esitelmätiivistelmät 26 13