Geomagnetismin historiasta

Transkriptio

1 Kompassi Kiinassa 1. vuosisadalla Euroopassa 1100-luvulla Kaivoskompassi Ruotsissa > Geomagnetismin historiasta Maan kentästä 720 Yi-Xing deklinaatio 1266 Roger Bacon N-S universaalisuus, 1269 Petrus Peregrinus "Epistola de Magnete" meridiaani, polariteetti 1510 Georg Hartmann deklinaatio " - inklinaatio 1600 William Gilbert "de Magnete" maapallo on magneetti 1692 Edmund Halley geomagn.kentän aiheuttaja maapallon sisäosissa tapahtuva aineen liike 1702 Edmund Halley 1. deklinaatiokartat 1768 Johan Carl Wilcke 1. koko maapallon inklin.kartta 1808 de Rossel geomagn. kentän intensit. kasvaa leveysasteen mukaan (d'entrecasteux retki ) von Humboldt geomagn. kentän intensit. kasvaa leveysasteen mukaan 1831 James Clark Ross Mgn. pohjoisnapa ( ) 1830-luku Carl Friedrich Gauss Magneettiset observatoriot "Allgemeine theorie der Erdmagnetismus" Delesse & Meloni Kivien magneettisuus 1909 David & Mawson Mgn etelänapa ( , 130 km) David; Brunhes Maan kentän kääntyminen 1954 Creer 1. napavaelluskäyrä 1955 Hospers Kentän kääntyminen & stratigrafia Khramov JGYG Idean KM-Geomagnetismi toteutus Vine & Matthews Magnetismi S-E ja laattatektoniikka Hjelt Ensimmäiset ihmiset magneettisella etelänavalla: Tohtori Mackay, Professorit David ja Douglas 1 Mawson. Geomagneettinen kenttä [W. Gilbert, de MAGNETE. engl käännös JGYG KM-Geomagnetismi 2

2 maantiet. pohjoinen Geomagneettinen kenttä X D H magn. meridiaani Z I alas Y T itä Kuva 8.1. Geomagneettinen kenttä T ja sen komponentit. a) H = vaakakomponentti, D = deklinaatio ja I = Inklinaatio. b) Z = pysty-, Y = itä- ja X = pohjoiskomponentti JGYG KM-Geomagnetismi 3 Geomagnetismi Peltoniemi (1988)

3 Maan magneettikenttä - Huomaa napaisuusja merkkisäännöt Maan magneettikenttä muistuttaa Maan pinnalla tarkasteltuna ominaisuuksiltaan sauvamagneettia 6 Geomagneettiset dipolit N Kuva 8.5. Maapallon sisäisen magneettikentän kuvaaminen keskeisdipolin ja ytimen pinnalla sijaitsevien lisädipolien avulla. S Maan magneettikentästä n. 80 % selittyy dipolikentällä ja loppu saadaan lisädipolien (4-pole, 8-pole, jne. avulla)

4 Geomagneettinen dynamo Maan magneettikentän synty selitetään yleensä dynamoteorialla *). Sen mukaan Maan ytimen lämmöstä ja Maan pyörimisestä johtuva sulan raudan osin säännöllinen virtaus synnyttää magneettikentän. Maapallon pyörimiseen liittyvä mekaaninen energia muuntuu sähköiseksi energiaksi, joka ylläpitää Maan magneettikenttää. Prosessi on käynnistynyt sähkömagneettisen induktion vaikutuksesta Maan ytimen liikkuessa planeettojen välisessä magneettikentässä. Käynnistyttyään dynamoilmiö ei nykymallien mukaan tarvitse ulkoista kenttää toimiakseen. Pyörimisliike ja ytimen sisäinen geometria synnyttävät yhdessä vallitsevaa kenttää vahvistavan lisäkentän. Tätä selitysmallia kutsutaan itseään ruokkivaksi dynamoksi (self-sustained dynamo). Ilman tätä vahvistavaa mekanismia Maan magneettikenttä vaimenisi olemattomiin vuoden kuluessa. *) Dynamoteorian mukaan taivaankappaleiden magneettikenttä syntyy sähköä johtavan aineen virtauksessa. Ionisoituneen tai muun sen kaltaisen sähköisen aineen virtaus synnyttää magneettikentän. Kun sähköinen aine toisaalla virtaa magneettikentän läpi, se synnyttää sähkövirtoja, jotka synnyttävät magneettikenttiä. Magneettikentät muuttavat puolestaan virtauksia. Näin syntyy mutkikas systeemi, jota sanotaan dynamoksi. Dynamo ylläpitää itse itseään. Taivaankappaleen pyöriminen järjestää magneettikentän suureksi osaksi kaksinapaiseksi dipoliksi. Eri taivaakappaleiden dynamot ovat hieman erilaisia. Magneettikenttä voi syntyä sulassa metallissa, metallisessa vedyssä, varautuneissa molekyylioneissa tai ionisoituneessa sähköisessä kaasussa syntyy magneettikenttä kaasun virratessa pyörimisestä johtuvan coriolisvoiman takia PALEOMAGNETISMIN TULOS 2: MERENPOHJAN MAGNEETTISUUS Frederick Vine, Drummond Matthews, and Lawrence Morley (1963) Mitattu magneettinen anomaliaprofiili (sininen käyrä) ja Tyynen valtameren selänteelle laskettu malliprofiili (punainen käyrä) muistuttavat toisiaan. Mallissa on otettu huomioon Maan magneettikentän napaisuuskäännökset 4 Ma:n ajalta ja oletettu merenpohjan liikkuvan vakionopeudella kumpaankin suuntaan keskiselänteestä poispäin. JGYG-MR-tektoniikka 11

5 Geomagnettisen kentän napaisuuden käännös: Valtameren pohja (Ahvenisto ja muut, Geofysiikka, tunne maapallosi. WSOY, 191 s.) Paleomagnetismin tulos: Fennoskandian vaellus - keskimääräinen N-S-suuntainen nopeus on 2,4 cm/a - kiertymä n. 0,3 /Ma JGYG KM-Geomagnetismi LÄHDE: LJ Pesonen GTK & HY teoksessa Kakkuri & Hjelt,

6 IGRF Lambert projection JGYG KM-Geomagnetismi 18

7 Geomagnettinen sekulaarivaihtelu: Sodankylän geofysikaalisen observatorion mittaukset F [nt] H [nt] vuosi Kuva 8.11a. Magneettikentän sekulaarivaihtelu Sodankylässä [Kakkuri, 1991 / H. Nevanlinna-Ilmatieteen laitos] JGYG KM-Geomagnetismi 19 Geomagnettinen sekulaarivaihtelu: Sodankylän geofysikaalisen observatorion mittaukset D [astetta] I [astetta] vuosi Kuva 8.11b. Magneettikentän deklinaation ja inklinaation vaihtelut Sodankylässä [Kakkuri, 1991 / H. Nevanlinna-Ilmatieteen laitos] JGYG KM-Geomagnetismi 20

8 Magneettisten napojen liike vuosina H. Nevanlinna, Geomagnetismin ABC-kirja.] NASA Educational Brief Subject:Solar Activity and the Earth Topic:How and Why We Monitor Solar Activity - pintalämpötila 5780 K - massa 1, kg - säteilyn teho 3, W [2] - säde km - keskitiheys noin kg/m 3[7] 23

9 AURINKOTUULI Aurinkotuulella tarkoitetaan Auringon koronasta lähtöisin olevaa hiukkasvirtaa, joka pakenee Auringosta poispäin. Aurinkotuuli koostuu pääasiassa protoneista. Tällaista sähköisesti varautuneista hiukkasista koostuvaa kaasua kutsutaan plasmaksi. Aurinkotuuli kantaa mukanaan myös Auringosta peräisin olevaa magneettikenttää ja muodostaa siten heliosfäärin erilliseksi osaksi aurinkokuntaa ympäröivää avaruutta. Koostumus: noin 95 % ioneista on protoneja 4 % alfahiukkasia eli täysin ionisoitunutta heliumia 0,5 % muita ioneja (joita monesti kutsutaan nimellä "vähäisemmät ionit"). elektroneja yhtä paljon kuin ioneissa on protoneja yhteensä: aurinkotuuli on sähköisesti neutraalia. Maan radan kohdalla hiukkastiheys on 5 protonia ja elektronia kuutiosenttimetrissä Elektronien ja protonien tiheys vaihtelee yleensä välillä 3 20 cm-3 Hiukkasvirta nopeutuu etääntyessään Auringosta ja on keskimäärin 200 km/s 5 Auringon säteen päässä ja 300 km/s 30 auringon säteen päässä. Maan radan kohdalla nopeus on keskimäärin 400 km/s, vaihteluväli km/s. Protonien keskimääräinen lämpötila K (4 ev) Elektronien keskimääräinen lämpötila K (17 ev) Auringon massan menetys eli massakato on kg/s, joka vastaa noin viidennestä Auringon fuusioreaktion aiheuttamasta massakadosta. Massakato on 1*10-13 Auringon massaa vuodessa. Auringon massa on 1,989x1030 kg, eli n kertaa Maan massa. Kaukaisessa menneisyydessä Auringon massakato oli 1000 kertaa suurempi eli Auringon massaa vuodessa. Aurinkotuuli tulee Maahan keskimäärin 4,5 vuorokaudessa. magneettikentän voimakkuus Maan radan kohdalla 6 nt (vaihteluväli 1 10 nt) Alfvénin nopeus (magneettisten häiriöitten etenemisnopeus) 24 aurinkotuulessa on 60 km/s (vaihteluväli km/s Geomagnetismi Taiteilijan näkemys auringon ja Maan magneettikentän vuorovaikutuksesta JGYG KM-Geomagnetismi 25

10 Aurinkotuulen vaikutus maan magneettikenttään Koska aurinkotuulen hiukkaset ovat sähköisesti varautuneita, Maan magneettikenttä ohjaa tavallisesti suurimman osan aurinkotuulesta maapallon ohitse. Samalla aurinkotuuli litistää Maan magneettikenttää päiväpuolella ja venyttää sitä yöpuolella muotoillen sen magnetosfääriksi. Pieni osa aurinkotuulen hiukkasista pääsee vuotamaan magnetosfäärin sisään, jossa ne voivat jäädä loukkuun esimerkiksi Van Allenin vyöhykkeisiin. Erityisesti voimakkaiden Auringon aktiivisuuspiikkien aikana tai Maan magneettikentän ollessa heikko aurinkotuulen hiukkasia pääsee ilmakehään, missä ne reagoidessaan ilman hapen ja typen kanssa synnyttävät revontulia. Educational Brief Subject: Solar Wind Effects on Earth Topic: Earth's Invisible Boundaries, Auroras

11 Nopeat geomagneettiset vaihtelut Kuva Maan magneettikentän nopeiden vaihteluiden rekisteröintejä. a) vuorokausivaihtelu (pieni magneettinen aktiivisuus); b) mikropulsaatioita; c) magneettinen myrsky. [Peltoniemi, 1988/ Breiner 1973] JGYG KM-Geomagnetismi 30 Understanding weather and climate [E Aguado & JE Burt, 1999] Fig 1 / Box 2-2 Maunderin minimi vuosina oli kausi, jolloin auringonpilkut olivat hyvin harvinaisia. Tällöin oli menossa kylmä pieni jääkausi. Uskotaan auringonpilkkujen vähyyden aiheuttaneen ilmaston kylmenemisen, mutta tutkijat kiistelevät siitä millä tavoin tämä tapahtui. Maunderin minimiä edelsi hieman miedompi, mutta yhtä lailla kylmää tuonut Spörerin minimi. Maunderin minimin jälkeen tuli Daltonin minimi Auringonpilkku on Auringon pinnassa eli valokehässä näkyvä tumma alue. Pilkut näyttävät tummilta niitä ympäröivää kuumaa, valtavan kirkasta valokehää vasten, sillä viileämmän kaasun pintakirkkaus on pienempi kuin kuumemman. Auringonpilkun keskiosan lämpötila on noin C, kun muualla fotosfäärissä Auringon pintalämpötila on noin C. [1] Pilkut aiheutuvat voimakkaista paikallisista magneettikentistä, ja niitä voi esiintyä joko yksin tai ryhminä. Ne näyttävät liikkuvan fotosfäärissä, koska Aurinko pyörii akselinsa ympäri. Pilkun ympäristöä alhaisempi lämpötila johtuu magneettikentästä, joka estää konvektion eli lämmön vaikutuksesta sisältä nousevat kaasuvirtaukset.

12 AURINGONPILKUT JA MAGN. AKTIIVISUUS JGYG KM-Geomagnetismi 32 AURINGONPILKKUAKTIIVISUUS vuosina (Nevanlinna, Geomagnetismin ABC-kirja)

13 Suurin tunnettu aurinkomyrsky sattui elo-syyskuussa 1859, jolloin revontulia nähtiin aina tropiikkia myöten, mikä on erittäin harvinaista. Maapallon silloinen lennätinjärjestelmä oli lamaantunut monen päivän ajan. Eniten suuria myrskyjä on esiintynyt tiuhaan tahtiin 1950-luvun lopulla ja 1960-luvun alussa, jolloin auringonpilkkujen määrät olivat suurimmillaan useaan sataan vuoteen. Sen jälkeen supermyrskyjen esiintymistiheys on selvästi laskenut. (Nevanlinna, Ilmatieteen laitos, 2012) Ohessa kuvio, joka näyttää aurinkomyrskyjen voimakkuudet maapallolla niinkin kaukaa kuin vuodesta 1844 nykyhetkeen. Kyseessä on maan magneettikentän vaihtelujen rekisteröintien perusteella laskettu päiväkohtainen myrskyindeksiluku. Mukana indeksin määrityksessä ovat myös Ilmatieteen laitoksen magneettiset havainnot 1800-luvun puolivälistä lähtien Maan magneettikentän muutokset Ahvenisto ja muut (2004)

14 AURINKOTUULEN VAHINGOT Induktiovirrat kaasu- ja öljyjohdoissa korroosion lisääntyminen Voimalinjoihin indusoituneet virtapulssit (GIC) ylijännitesuojien laukeaminen Muuntajat korkeilla leveyksillä ylijännitesuojien laukeaminen Rautateiden turvajärjestelmät Tietoliikenne lisääntynyt absorptio maa-satelliittiyhteyksissä lyhytaaltoliikenne Satelliittien elektroniikka komponenttivauriot Avaruussäämyrskyjen aikana lähiavaruuden sähkövirrat ovat erityisen voimakkaita ja nopeasti vaihtelevia. Voimakkaiden magneettisten vaihteluiden lisäksi ne aiheuttavat sähkökentän, jolloin maanpinnan eri pisteiden välille syntyy jännite. Vaikka nämä jännitteet ovat yleensä hyvin pieniä, alle 1 voltti kilometrillä, ne voivat aiheuttaa satojen kilometrien pituisiin johdinjärjestelmiin usean sadan voltin jännitteitä. Näiden jännitteiden synnyttämiä häiriövirtoja kutsutaan geomagneettisesti indusoituneiksi virroiksi (GI-virrat, tai GIC englanninkielisen termin "geomagnetically induced currents" mukaisesti). Vaikka GIvirralla viitataan yleensä vain ihmisen rakentamiin johdinjärjestelmiin, myös maaperässä kulkee aivan samalla periaatteella syntyviä virtoja. IONOSFÄÄRIVIRRAN INDUKTIOVAIKUTUKSET Ionosfäärin virrat: kuumentavat ionosfääriä revontulet Virran muutokset: induktiovirrat (GIC) maan kuoressa valtamerissä teknisissä järjestelmissä * valtamerikaapelit * kaasu- ja öljyputket * voimalinjaverkot JGYG KM-Geomagnetismi 37

15 KAASUJOHDOISTA Nykyaikaiset kaasujohdot ovat: - saumattomia - yhtenäinen pituus tuhansia km, pisimpiä: USA: km km haaroja Venäjä: km (Siperia - Itä-Eurooppa); km Siperia - Kekski-Eurooppa) - kompressoriasemia km välein Putkivaurioiden syitä: - jäätyminen - kaatosade - maaperän eroosio - korroosio Magneettikentän ajallinen muutos - aiheuttaa kaikkiin johteisiin induktiovirtoja - kaasuputkissa virrat lisäävät korroosiota - suurin korkeilla leveyksillä - riippuu myös putken suunnasta JGYG KM-Geomagnetismi 38 MUUNTAJAN YLIJÄNNITE Muuntajan pääosat ovat käämit; rautasydän; jäähdytysaines (öljy) Muuntajassa tapahtuu jännite- ja virtatason muutos. Tulo (eli ensiö-)- ja lähtö- (eli toisio-)puoli ovat galvaanisesti erillään toisistaan. Muuntosuhde (toisio- ja ensiöjännitteiden suhde) riippuu käämikierrosten suhteesta Kytkentä tapahtuu rautasydämen kautta, johon ensiökäämin virta synnyttää (indusoi) sydämeen magneettivuon, joka puolestaan indusoi toisiokäämiin virran. Teho P = UxI on sama ensiö- ja toisiopuolella (lukuunottamatta rautasydämessä tapahtuvaa häviötä) Jos ensiöpuolen jännite tai ylimääräinen magneettivuo (kuva) kasvaa liian suureksi, muuntajan sydän kyllästyy: -->> muuntajan häviöt kasvavat voimakkaasti -->> toisiojännite vääristyy 39