Radioalueella tavallisen melko kaukana olevan tähden termisen säteilyn
aiheuttama säteilyvuon tiheys (R-J approksimaatio Planckin laista):
Sterm=2*k*T*OmegaS/lambda2
Tyypillisesti T < 105K, ja havaittavan kohteen koko <
10-2arcsec, eli se on radiohavainnoissa varsin heikko!
Jotta tähti olisi havaittavissa radioalueella, siinä on oltava melko
voimakkaita purkauksia (flares) tai räjähdyksiä (novat, supernovat) -->
radioalueella ei voida havaita tavallisia tähtiä, mutta voidaan havaita
sellaisia tähtiä, joissa ilmiöt ovat voimakkaampia (usein nuoria, vanhoja
tai kaksoistähtiä).
Aurinko on meitä lähinnä oleva tähti, ns. pääsarjan "tavallinen" tähti, spektriluokan G2 tähti. Aurinko sijaitsee lähellä, siksi sitä havaitaan helposti kaikilla aallonpituusalueilla. Auringosta havitaan sekä termistä säteilyä (pintaosista 6000 K ja koronasta paljon kuumempaa) että ei-termistä (synkrotroni, jarrutussäteily, erilaiset plasmailmiöt). Aurinko on tärkeä havaintokohde, koska sen avulla saadaan tietoa muista tähdistä, joita ei voida havaita yhtä tarkasti. Auringon avulla saadaan tietoa tähtien pyörimisestä, aktiivisuusilmiöistä (mm. tähdenpilkut, tähtituuli), magneettikentistä, pinnan rakenteesta, jne.
Aurigon energiantuotto perustuu hyvin pienellä alueella Auringon keskustassa tapahtuvaan pp-ketjuun (protoni-protoni). Noin 1/4 säteen sisäpuolella syntyy 99% sen energiasta. Aurinko tuottaa energiaa n 4*1026 W teholla --> joka sekunti n. 600 milj tonnia vetyä fuusioituu 596 milj tonniksi heliumia, ja erotus muuttuu energiaksi. Auringon massa on kuitenkin niin suuri, että massanmenetys on hyvin hidasta.
Auringon ikä on n. 5 miljardia vuotta. Aiemmin koostumus kaikkialla vastasi nykyistä pintaosien koostumusta (vety 71%, helium 27%, raskaammat 2%). Koska energiantuotto on voimakkaasti keskittynyt, on myös vedyn kulutus nopeinta aivan keskustassa. Auringon radiatiivinen keskusta, jossa siis energia etenee säteilemällä, ulottuu n. 0.7 säteen päähän keskipisteestä. Tämän ulkopuolella on Auringon konvektiivinen vaippa. (Konvektio alkaa kyseisellä alueella, koska kaasun opasiteetti kasvaa voimakkaasti.)
Aurinkofaktoja:
Massa m = 1.989*1030kg (333000 * Maan massa)
Säde R = 6.960*108m (109 * Maan säde)
Luminositeetti L = 3.9*1026W
Keskitiheys: 1409 kg/m3
Tiheys keskustassa: 1.6*105kg/m3
Efektiivinen lämpötila Teff = 5785 K
Keskustan lämpötila Tc = 1.5*107 K
Pintaosien koostumus: H 71%, He 27%, muut 2%
Keskustan koostumus: H 35%, He 63%, muut (C, N, O...) 2%
Ikä: 4.57*109v
Auringolle tyypillistä pyörähdysliikettä kutsutaan differentiaalirotaatioksi. Tällä tarkoitetaan sitä, että Aurinko pyörii eri leveyspiireillä eri nopeuksilla. Pyörähdysaika ekvaattorilla on selvästi nopeampi (n. 25 d) kuin navoilla (jopa 36 d, vaikeampi selvittää, koska napa-alueella ei ole auringonpilkkuja, joiden avulla pyörimisliikettä voi tarkkailla). Syynä differentiaalirotaatioon ovat Auringon kaasukoostumus ja konvektiokerroksen kaasun liikeet, mutta ihan tarkkaa selitystä ei vielä tunneta.
Auringon atmosfäärin alin osa on nimeltään fotosfääri, sen yläpuolella on kromosfääri ja ylimpänä korona (joka muuttuu ilman rajaa aurinkotuuleksi). Koronassa ja kromosfäärissä magneettikenttä kontrolloi kaasujen liikettä, kun taas fotosfäärissä tilanne on päinvastainen, eli magneettikenttä muuttuu aineen liikkuessa, osittain yllä mainitun differentiaalirotaation vaikutuksesta.
Fotosfääri: atmosfäärin sisin kerros, paksuus 300-500 km. Se muodostaa Auringon näkyvän "pinnan", tiheys kasvaa nopeasti syvemmälle mentäessä ja estää näkemästä sisemmälle. Fotosfäärin sisäreunoilla lämpötila on n. 8000 K ja ulkoreunoja kohti lämpötila laskee 4500 K asti. Konvektio nähdään Auringon pinnalla granuloina, epätasaisena ryynimäisenä rakenteena joka epätasaisesti muuttaa muotoaan. Kunkin granulan kirkkaassa keskiosassa kaasu virtaa ylöspäin ja rakenteiden tummat välialueet ovat alaspäin vieviä virtauksia. Fotosfäärissä on myös laajaskaalaisia supergranulaatioita.
Kromosfääri: n. 500 km paksuinen kerros, jossa lämpötila nousee n. 6000 K asti. Tämän yläpuolella on parintuhannen km paksuinen siirtymäkerros, jossa kromosfääri vaihtuu koronaksi ja jonka yläosien kineettinen lämpötila on jo noin miljoona astetta. Kromosfääri ei normaalisti näy lainkaan, koska sen säteily on paljon heikompaa kuin fotosfäärin. Täydellisissä auringonpimennyksissä kromosfääri havaitaan, kun Kuu peittää fotosfäärin. Vedyn Balmerin sarjan Halpha- viivan aallonpituudella 656.3 nm saadaan muulloinkin kuvia kromosfääristä. Halfa-kuvissa Auringon pinnalla näkyy kirkkaita alueita, joita reunustavat spikulat. Nämä ovat liekkimäisiä kohoumia, jotka nousevat jopa 10000 km korkeuteen ja kestävät parin minuutin ajan. Auringon kirkasta pintaa vasten ne näyttävät tummilta kuiduilta, reunoilla kirkkailta liekeiltä.
Korona: Kromosfääri vaihtuu vähitellen ilman selvää rajaa koronaksi. Se näkyy selvimmin täydellisen auringonpimennyksen aikana. Koronan spektristä löydettiin viime vuosisadalla voimakkaita spektriviivoja, jotka eivät sopineet yhteen minkään tunnetun alkuaineen kanssa, vaan sitä arveltiin kokonaan uudeksi aineeksi (jolle ehdittiin jo antaa nimeksi coronium). Viivat osoittautuivat kuitenkin moneen kertaan ionisoituneiden atomien aiheuttamiksi (esim. 13 kertaa ionisoitunut rauta). Koronan lämpötila on n. miljoona astetta, vaikka korona on alempia osia kauempana varsinaisesta energian tuotantolähteestä. Energiamekanismi ei ole ihan selvillä, mutta todennäköisesti liittyy Auringon magneettikenttään (aiemmin selityksinä on tarjottu myös magnetohydrodynaamisia aaltoja, akustisia aaltoja, tai magneettikentän muutosten indusoivaa sähkökenttää).
Koronaa voidaan havaita matalaenergisen röntgensäteilyn alueella (soft X-ray) ja radioalueella pitkän aallonpituuden alueella (n. metrialue). Koronan kirkkaus ei ole tasainen vaan keskittyy ekvaattorille silmukkarakenteina, jotka yhdistävät aktiivisia alueita.
Koronan kaasu virtaa jatkuvasti ulospäin ja muuttuu ilman selvää rajaa aurinkotuuleksi, joka kuljettaa hiukkasia poispäin Auringosta. Korona saa kromosfääristä ja Auringon pinnasa jatkuvasti uutta ainetta menetetyn aineen tilalle. Aurinkotuuli koostuu enimmäkseen elektroneista ja protoneista, mutta myös raskaammista hiukkasista.
Kaikkein selvin visuaalisesti nähtävistä Auringon aktiivisuuden muodoista ovat auringonpilkut. Ne havaittiin jo varhain luultavasti sumun läpi paljain silmin. Galilei havaitsi pilkkuja 1600-luvulla, mistä lähtien havaintoja on tehty jotakuinkin säännöllisesti. Auringonpilkun keskellä on tumma umbra, jonka lämpötila on n. 1500 K alhaisempi kuin ympäristön. Umbran ympärillä on vaalea penumbra. Auringonpilkkujen läpimitta on n. 10000 km, elinaika joitakin päiviä--kuukausia, ilmeisesti suuri koko johtaa pitkään ikään. Pilkut esiintyvät usein ryhmissä tai ainakin pareittain s.e. magneettiseti eri napaiset esiintyvät yhdessä. Magneettikenttää pitkin ainetta voi virrata pilkusta toiseen, jolloin havaitaan ns. silmukkaprotuberanssi.
Auringonpilkkujen määrän vaihtelua on seurattu säännöllisesti 250 v ajan ja sitäkin aiemmin on pilkuista tehty havaintoja. Lukumäärä vaihtelee keskimäärin 11 v jaksoissa, todellisuudessa jaksojen pituus on 7--17 vuotta. 1600- ja 1400-luvuilla oli pitkiä hiljaisia jaksoja (ns. Maunderin minimi, Spörerin minimi). Juuri nyt, 2006, Auringon aktiivisuus on erittäin matala. Edellinen maksimi oli 2000-2002 (poikkeuksellisen leveä maksimi).
Uuden aktiivisuusjakson aikana pilkut ilmaantuvat näkyviin n. 40 asteen leveyspiireillä ja aktiivisuusjakson edetessä pilkkujen esiintymisalueet siirtyvät kohti ekvaattoria. Vielä ei tiedetä, miksi auringonpilkkuja ei esiinny korkeammilla latitudeilla. Radioalueen aktiiviset alueet nimittäin voivat esiintyä myös napa-alueiden lähellä, ks. jäljempänä.
Auringonpilkuissa tiedetään esiintyvän jopa 0.45 teslan (4500 gaussin) magneettikenttiä. Auringonpilkkujen alhainen lämpötila johtuu magneettikentästä, joka estää konvektion. Myös jaksollinen vaihtelu johtuu kentästä: magneettiset kenttäviivat ovat "jäätyneet" plasmaan ja liikkuvat sen mukana--> differentiaalirotaatio venyttää kenttäviivoja, aiheuttaa häiriöitä ja magneettisuuden uudelleenjärjestäytymistä. Auringon magneettikentän napaisuus vaihtuu aina aktiivisuussyklistä toiseen.
Koronassa näkyviä hehkuvia kaasupilviä, jotka havaitaan parhaiten Auringon reunalla. T=10000-20000 K.
Fotosfäärin kirkkaita kohtia. Huom. polaarifakulat ehkä korreloivat radioalueen korkean latitudin aktiivisuusalueiden (napa-alueet) kanssa.
Kromosfäärin paikallisia kirkastumia. Ilmestyvät ennen lähelle syntyviä auringonpilkkuja ja katoavat pilkkujen hävittyä.
Roihupurkaukset eli flaret (engl. flares) ovat hyvin voimakkaita Auringon aktiivisuuden merkkejä. Ne ovat kirkkaita leimahduksia, jotka kestävät muutamasta sekunnista pariinkin tuntiin. Niissä purkautuu hetkessä suuri määrä energiaa, mutta tarkkaa energiantuottomekanismia ei vielä tunneta. Ensimmäinen flarehavainto tehtiin v 1859, kun Richard Carrington tarkkaili auringonpilkkuja ja havaitsi purkauksen: Description of a Singular Appearance seen in the Sun on September 1, 1859. by Richard C. Carrington, Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, vol. 20, 13-15, 1860.
Flareja nähdään kaikilla taajuusalueilla, myös radio ja röntgen ja jopa gammasäteilyn alueella. Radioalueella tunnetaan useita erityyppisiä purkauksia, joiden kanssa samanaikaisesti Auringosta purkautuu runsaasti hiukkasia, erityisesti protoneita ja elektroneja.
Roihupurkausten intensiteetti voi suuresti vaihdella. Heikot purkaukset ovat paljon tavallisempia kuin voimakkaat. Auringon aktiivisuusminimin aikanakin roihupurkauksia (usein melko heikkoja) voi tapahtua päivittäin, aktiivisuusmaksimin aikana kymmeniäkin päivässä. Määrä kuitenkin vaihtelee voimakkaasti, joskus aktiivisuusminimin aikana voi kulua useita vuorokausia ilman yhtäkään roihupurkausta, ja aktiivisuusmaksimin aikana samakin aktiivinen alue voi tuottaa useita peräkkäisiä purkauksia.
Flare syntyy, kun Auringon atmosfääriin kerääntynyt magneettinen energia vapautuu nopeasti. Flarella on tyypillisesti kolme vaihetta: esivaihe (precursor), impulsiivinen vaihe, ja hiipumisvaihe (decay). Radioalueella havaitaan erityisesti impulsiivisessa vaiheessa olevia purkauksia. Purkaukset voivat kestää sekunneista tuntiin. Flaret ulottuvat koronaan, jolloin koronan lämpötila nousee muutamasta miljoonasta asteesta tyypillisesti 10-20 miljoonaan tai jopa 100 milj. K asti.
Flaren varsinaista syntymekanismia ei vielä täysin tunneta. Useimmissa malleissa on mukana jonkinlainen magneettinen rekonnektio. Vaikka Auringon säteilyilmiöit yleensä ovat ei-relativistisia (gyrosynkrotronisäteily), flare-purkauksisssa plasman nopeudet voivat joskus olla lähes relativistisia, jopa luokkaa 0.7c.
Flarepurkausten esiintymistiheys korreloi Auringon 11-vuotisen aktiivisuussyklin kanssa ja ne esiintyvät yleensä aktiivisten alueiden/auringonpilkkujen kohdalla. Flareja voidaan kuitenkin havaita myös aikoina, jolloin auringonpilkkuja ei havaita. Näin tapahtuu tyypillisesti aktiivisten alueiden kasvun alkuvaiheissa, jolloin auringonpilkkuja ei ole vielä näkyvissä, mutta filamenttikaaret ovat jo alkaneet muodostua, tai aktiivisten alueiden kehityksen loppuvaiheissa, jolloin auringonpilkkuja ei enää ole näkyvissä.
Flare-purkausten yhteydessä tapahtuvilla hiukkaspurkauksilla on lukuisia vaikutuksia myös maanpäällä ja sen tuntumassa: hiukkaspurkaukset aiheuttavat häiriöitä lyhytaaltoradiolähetyksiin, lisäävät revontulia, vaikuttavat satelliittien ratoihin (ionosfääri laajenee --> satelliitti saattaa pudota alemmas) sekä esim. astronauttien avaruuskävelyihin (pukujen kestävyys mitoitettu keskivertotilanteen mukaan eikä purkausmaksimia varten) ja satelliittien komponentteihin.
Flareilmiöitä on olemassa ilmeisesti muissakin tähdissä ja fysiikaltaan jossakin määrin samankaltaisia ilmiöitä myös muissa kohteissa, ks. luennon radiotähti-osuus.
CME:t ovat ilmiöitä, joiden aikana plasmavirtaus Auringosta on jopa 2000 km/s. Niitä luultiin aikaisemmin flarejen aiheuttamiksi. Nyt oletetaan, että nämä eivät suoraan liity toisiinsa, vaikka voivatkin esiintyä yhtä aikaa.
CME voi Maassa aiheuttaa geomagneettisen myrskyn, josta voi seurata sähkökatkoja ja vaurioita tietoliikennesatelliiteille. Näin tapahtuu, koska CME:n edellä kulkee iskuaalto josta hiukkasille saadaan energiaa. Flare taas itsessään tuo hiukkasia ja aiheuttaa samankaltaisia ilmiöitä. "Space weather"-ennustuksissa on huomioitava sekä flaret että CME:t.
Aurinko on voimakkain havaitsemamme avaruuden radiosäteilijä. Se havaittiin ensimmäistä kertaa sattumalta 1942, jolloin Auringon aktiivisuuden aiheuttamia häiriöitä sotilaallisiin radioyhteyksiin luultiin ensiksi vieraan vallan toiminnaksi. Aurinkotutkimus osoittautui pian kuitenkin varsin hedelmälliseksi radioastronomian osa-alueeksi.
Eri radiotaajuuksilla "nähdään" Auringossa eri syvyydelle. Millimetrialueella tehdään havaintoja kromosfäärin syvemmistä osista ja metrialueella koronasta. Säteilymekanismeina milllimetrialueella vaikuttavat ainakin synkrotronisäteily (nopeammat purkaukset) ja jarrutussäteily (hitaammat ilmiöt). Auringon tapauksessa synkrotronisäteilyssä on tavallisesti kyse ei-relativistisesta eli gyrosynkrotronisäteilystä. Muillakin säteily- ja absorptiomekanismeilla lienee merkitystä Auringon radioalueen tapahtumiin, mm. käänteisellä Compton-sironnalla.
Metsähovissa havaitaan Auringon radiosäteilykarttoja 22, 37 ja 87 GHz:llä, tutkitaan aktiivisten alueiden käyttäytymistä ja kerätään purkausdataa (radioflaret). Kesäisin aurinkohavainnoissa päästään Metsähovissa erittäin pitkiin havaintojaksoihin, jolloin voidaan tutkia mm. aktiivisten alueiden elinikää ja kehitystä. Aktiivisuusminimien aikana voidaan tutkia myös mm. heikkoja napalähteitä tai radiokartoissa havaittavia ns. kylmiä (vähemmän aktiivisia) alueita. Metsähovin tutkimustuloksia vertaillaan muilla aallonpituusalueilla tehtyihin havaintoihin ja näiden perusteella pyritään entistä paremmin ymmärtämään Auringon säteilyilmiöiden syntymekanismeja.
Metsähovin aurinkokartta-arkisto v. 2002 asti.
Metsähovin radiokartat (kromosfäärin alaosat) korreloivat yleisesti muiden aallonpituusalueiden ilmiöistä parhaiten Halpha- säteilyn kanssa, eli vedyn Balmerin sarjan viivan kanssa, jonka aallonpituus on 656.3 nm. Se on yksi kromosfäärin voimakkaimpia emissioviivoja. Kuvattaessa Aurinkoa Halpha-suotimella (kapeakaistainen suodin, joka päästää lävitseen vain Halpha- viivan säteilyä) saadaan kuva Auringon kromosfääristä.
Latitudeilla 0°-40° havaitaan Metsähovin radiokartoissa aktiivisia alueita, jotka yleensä sijaitsevat samoilla suunnilla kuin auringonpilkkualueet (käytännössä kuitenkin ylempänä Auringon atmosfäärissä) ja joiden esiintyminen muutenkin korreloi Auringon normaalin aktiivisuussyklin kanssa.
Metsähovissa havaituissa mikroaaltokartoissa nähdään "tavallisten" aktiivisuusalueiden lisäksi lähellä napa-alueita (yli 50°) olevia ns. high latitude-aktiivisuusalueita. Näin korkeilla latitudeilla ei auringonpilkkuja havaita. Nämä millimetrialueella aktiiviset, joskaan ei kovin kirkkaat, napa-alueet näyttävät korreloivan optisella alueella havaittavien polaarifakuloiden (polar faculae) kanssa. Niiden esiintyminen näyttää myös olevan antivaiheessa auringonpilkkusyklin kanssa.
On esitetty myös mahdollista korrelaatiota high latitude- radioalueiden ja UV-alueen ilmiöiden kanssa, mutta ainakin tyypillinen aikaskaalojen erilaisuus saattaa olla tässä ongelma. SOHO-satelliitin EIT-instrumentin ääriultraviolettikuviin (EUV) Metsähovin dataa verrattaessa löydettiin EUV-alueella havaittuja kirkastumia vastaavia radiokirkastumia. Tämä viittaisi siihen, että jotkut radiokirkastumista saavat alkunsa Auringon atmosfäärin alemmissa kerroksissa.
Mm. röntgen- ja He 10830 Å -alueilla napojen tuntumassa havaitaan vähemmän aktiivisia alueita, korona-aukkoja, jotka näyttävät korreloivan mikroaaltokarttojen "hiljaisten" alueiden kanssa.
Auringon nopeiden flare-purkausten aikana mikroaaltosäteily korreloi hämmästyttävän hyvin kovan röntgensäteilyn kanssa. Flaret alkavat tyypillisesti kovan röntgensäteilyn alueella ja hyvin nopeasti (luokkaa sekunnin viiveellä) sama ilmiö havaitaan myös mikroaaltoalueella. Mikroaalto- ja kovan röntgensäteilyn käyttäytyminen ja aikaskaalat ovat koko purkauksen ajan hyvin samanlaisia, kun taas selviä yhteyksiä muihin aallonpituusalueisiin ei havaita.
Hitaissa purkauksissa, ns. gradual rise and fall (GRF) -purkauksissa, mikroaaltosäteily korreloi hyvin pehmeän röntgensäteilyn (< 10 keV) kanssa. GRF-purkauksissa säitelymekanismi lienee ennen kaikkea jarrutussäteilyä.
Metsähovin datoja käytetään myös mm. tutkittaessa flare-purkausten ja CME-purkausten välisiä yhteyksiä. Tällöin verrataan toisiinsa Metsähovin dataa, pidempiaaltoista radiodataa (Nancayn 150-450 MHz) sekä röntgendataa.
Aurinkotuuli on Auringosta tulevien varattujen hiukkasten, ennen kaikkea elektronien ja protonien, virta. Aurinkotuulen nopeus Maan kohdalla on keskimäärin 400 km/s ja hiukkastiheys 10 hiukkasta/cm3, mutta kumpikin vaihtelee Auringon aktiivisuuden mukaan. Maan magnetosfäärin muotokin riippuu aurinkotuulen voimakkuudesta. Magnetosfäärissä on Auringon puolella, muutaman kymmenen Maan säteen päässä, iskurintama, johon aurinkotuulen hiukkaset törmäävät. Iskurintaman läpi päässeet hiukkaset jäävät magneettikentän vangeiksi. Runsaiten varattuja hiukkasia on säteilyvöissä, joita Maan magneettikentän tapauksessa nimitetään van Allenin vöiksi. Lähellä magneettisia napoja varatuista hiukkasista osa pääsee "vuotamaan" ilmakehään aiheuttaen revontulia.
Revontulien spektri ulottuu infrapunasta ultraviolettisäteilyyn. Näkyvän valon spektri on useimmiten valkoinen tai vihreä, happimolekyylien aiheuttama, tai joskus harvemmin punainen, typpimolekyylien aiheuttama.
Avaruussääksi kutsutaan Auringon aktiivisuuden aiheuttamaa Maan läheisyydessä havaittavaa säteilyä ja ennen kaikkea sen vaikutuksia Maan lähistössä. Säteily voi olla sähkömagneettista säteilyä (yleensä radioalueella ja peräisin flare-purkauksista) tai hiukkasia. Flaren aiheuttamat radiopurkaukset havaitaan Maan tuntumaan ensimmäisinä, ja ne saattavat vaikuttaa mm. kommunikaatio- ja navigointisatelliitteihin. Korkeaenergiset hiukkaset saapuvat 20 minuutin - usean tunnin kuluttua, ja aiheuttavat uhkaa ennen kaikkea satelliittien ja avaruussukkulan elektroniikalle sekä astronauteille. Suurin osa plasmasta sekä niiden mukana kulkeva magneettikenttä saapuu 30 - 72 tunnin kuluttua tapahtumasta (flare tai CME). Tämä aiheuttaa geomagneettisia myrskyjä, ja mm. virtauksia magnetosfääriin, revontulia, ilmakehän lämpenemistä, indusoituneita virtoja esim. öljyputkiin ja johtoihin (mistä seuraa korroosiota), jne. Nykyisin avaruussään ennustamista pidetään varsin tärkeänä ja avaruussäätutkimus kehittyy jatkuvasti. Netistä löytyy runsaasti avaruussäähän liittyvää materiaalia, ks. esim: Mikä on avaruussää tällä hetkellä?
SOHO (SOlar and Heliospheric Observatory), luotaimen omat webbisivut. SOHO on aurinkoluotain Maan ja Auringon välisessä Lagrangen pisteessä L1, 1.5 milj. km Maasta. Maa ei siis häiritse havaintoja pimennyksillä yms. Kyseessä on ESAn ja NASAn projekti, jossa on mukana suomalaisia mm. laiterakennuksessa ja datankäsittelyssä (erityisesti Turun avaruusfysiikan laitos). SOHO laukaistiin 2.12.1995, ja se toimii edelleen (2006).
SOHO on havainnut mm. Auringon magneettikenttää, ja havaintojen
perusteella magneettikentän rakenne on vielä aiemmin oletettua
monimutkaisempi. Koronan kuumenemiseen vaikuttaa mahdollisesti
magneettikentän pienen mittakaavan ("ruohonjuuri") rakenne, joka uusiutuu
täysin 48 tunnissa.
Sohon havainnoista on myös nähty, että flareja seuraavat seismiset aallot
ja auringonjäristykset. Havainnoissa on esiintynyt myös "tornadoja"
etenkin napa-alueilla. Näillä on ehkä oma merkityksensä aurinkotuulelle,
etenkin koronan reikien läheisyydessä.
Ulysses, Ulysseksen webbisivut, laukaistiin 6.10.1990 ja toimii edelleen (2006). Luotaimen pääasiallisena tehtävänä on ollut Auringon magneettikentän, aurinkotuulen ja koronan tutkiminen korkeilla latitudeilla. Ulysseksen avulla pyritään mm. selvittämään, miksi auringonpilkkuja esiintyy vain matalilla latitudeilla (<40 astetta) ja mitä ovat napa-alueen tummentumat koronassa. Ulysses on myös havainnut aurinkotuulta ja selvittänyt, että aurinkotuulen nopea (700 km/s) komponentti esiintyy tasaisena napojen lähellä ja on merkittävämpi kuin on aikaisemmin oletettu, sillä aiemmin oletettiin hitaan komponentin (300 km/s) olevan aurinkotuulen peruskomponentti. Ulysseksen havaintojen mukaan Auringon magneettikenttä ei ole selkeä dipoli vaan paljon monimutkaisempi kuin on aiemmin luultu.
Tulevaisuuden aurinkoluotainprojekteista toteutunee ainakin ESA:n Solar Orbiter , jonka on tarkoitus jatkaa SOHO:n aloittamaa korkeatasoista eurooppalaista luotainpohjaista aurinkotutkimusta.
Vaikka Aurinko sijaitseekin astronomiseksi tutkimuskohteeksi varsin
lähellä ja sitä on näin ollen helppo tutkia, on aurinkotutkimuksessakin
vielä lukuisia avoimia kysymyksiä. Nykypäivän aurinkotutkimuskin perustuu
enimmäkseen monitaajuushavaintoihin, eli eri aallonpituusalueilla
havaitsevien luotainten ja maanpäällisten instrumenttien datan
yhdistelemiseen.
Silja Pohjolaisen
kattava aurinkolinkkikokoelma, mm. aurinkotutkimukseen käytettäviä
teleskooppeja ja instrumentteja, aurinkotutkimusta tekeviä laitoksia,
tutkimuksen esittelyä tieteellisesti ja kansantajuisemminkin.
Päivitetty viimeksi: 2006-11-06 / mtt.
Takaisin luentosivulle.
Takaisin kurssin
pääsivulle.