Aurinkotuuli ja koronan massapurkaukset

Mikä on aurinkotuuli?

Aurinkotuuli on plasmaa eli kevyiden ionien ja elektronien seosta, joka lähtee Auringosta kaikkiin suuntiin. NASA:n mukaan Eugene Parker havaitsi sen olemassaolon vuonna 1958. Tuuli kulkee tyypillisesti 300–700 km/s nopeudella, ja Maan läheisyydessä sen nopeus on noin 400 km/s. Ulysses-luotain havaitsi, että nopeus kaksinkertaistuu Auringon korkeilla leveysasteilla.

Tuulen tyyppejä on kaksi. Hidas tuuli on noin 400 km/s. Nopea tuuli, noin 750–800 km/s, on peräisin koronan aukoista eli Auringon alueilta, joissa magneettikenttä aukeaa avaruuteen. Ursan mukaan napojen yllä tuuli on Auringon aktiivisuuden minimin aikana nopeaa (700–800 km/s) ja melko tasaista. Aurinkotuuli muodostaa heliosfäärin, Auringon ympärille avautuvan hiukkas- ja magneettikenttäkuplan. Ursan mukaan tuuli pysähtyy lopulta tähtienväliseen kaasuun, ja kohtaa kutsutaan heliopaussiksi.

Mikä on koronan massapurkaus?

Koronan massapurkaus eli CME on Auringon koronasta lähtevä suuri plasman ja magneettikentän ulospurkaus. SWPC:n mukaan se voi sisältää miljardeja tonneja koronan ainetta. Purkaus alkaa usein silloin, kun jännittyneet, kierteiset magneettirakenteet järjestyvät uudelleen, ja energia vapautuu usein roihupurkauksena. Massapurkauksia syntyy myös protuberanssien ja filamenttien purkautuessa.

Massapurkaukset eroavat tuulesta kolmella tavalla:

• Nopeus on suurempi ja vaihtelevampi: noin 250 km/s:sta lähes 3 000 km/s:iin.
• Purkaus on kertaluonteinen, kun aurinkotuuli on jatkuva.
• Pilvi laajenee matkalla. SWPC:n mukaan suurimmat ovat Maan kohdalla lähes neljänneksen Maan ja Auringon etäisyydestä.

Nopeimmat Maahan suunnatut massapurkaukset saapuvat 15–18 tunnissa, hitaammat useassa päivässä. Siksi ensimmäinen merkki Auringosta on usein roihupurkaus, ja revontulet seuraavat vasta tunteja tai päiviä myöhemmin. Roihupurkausten ja myrskyn suhdetta käsitellään sivulla aurinkomyrsky.

Mikä on shokkiaalto avaruudessa?

Shokkiaalto syntyy, kun massapurkaus liikkuu taustalla olevaa aurinkotuulta nopeammin. SWPC:n mukaan tällainen shokki voi kiihdyttää varattuja hiukkasia purkauksen edellä ja kasvattaa säteilymyrskyn mahdollisuutta. Maan ja Auringon välisessä Lagrangen pisteessä L1 oleva DSCOVR-satelliitti havaitsee shokin saapumisen, ja varoitusaika on usein 15–60 minuuttia.

Shokkiaalto näkyy aurinkotuulen mittareissa äkillisenä hyppäyksenä nopeudessa, tiheydessä ja magneettikentässä. Tämä on tarkin hetki, jolloin tiedät, että muutos on alkamassa. Mittareiden tulkinta on sivulla avaruussää.

Miten ketju etenee Auringosta revontuliin?

Ketju on viisivaiheinen:

1. Aurinko: aktiivisella alueella magneettikenttä järjestyy uudelleen, usein auringonpilkkuryhmän kohdalla. Tausta on sivulla auringonpilkut.
2. Purkaus: roihupurkaus ja koronan massapurkaus, tai pysyvämpi nopea virta koronan aukosta.
3. Shokkiaalto: nopea pilvi työntää edellään shokin, joka saapuu satelliitin ohi Maan edessä.
4. Maa: jos pilven tai virran magneettikenttä osoittaa etelään ja pysyy sellaisena tuntikausia, energiaa siirtyy tehokkaasti magnetosfääriin, ja syntyy geomagneettinen myrsky.
5. Revontulet: elektronit virittävät ilmakehän happea ja typpeä, ja ne säteilevät valoa 80–500 kilometrin korkeudessa SWPC:n mukaan.

Ursan mukaan nopea tuuli tai massapurkaus synnyttää yleensä revontulia, mutta vain jos planeettainvälinen magneettikenttä on suotuisa. Siksi suuntaa kuvaava Bz-luku on revontulien kannalta ratkaiseva. Saapumisaikaa arvioidaan NOAA:n WSA-ENLIL-simulaatiolla.

Mitä nopea tuuli ja massapurkaus tarkoittavat sinulle?

IF–THEN-ohje havaitsijalle:

• Jos uutisoidaan Maahan suuntautuvasta massapurkauksesta, odota revontulien mahdollisuutta noin yhdestä kolmeen vuorokauden päästä, mutta älä luota tarkkaan aikaan: Ursan mukaan ajoituksen epävarmuus on yleensä vähintään puolesta kahteen vuorokauteen.
• Jos mittarit näyttävät iskuaallon saapuneen, seuraa Bz:tä seuraavan tunnin ajan.
• Jos mikään ei ole tulossa, Lapissa revontulia voi silti nähdä, sillä tuuli on aina olemassa.

Ajankohtaisen tilanteen näet revontuliennusteesta, ja Kp-luvun merkityksen löydät sivulta Kp-luku. Aurinko tähtenä esitellään sivulla Aurinko: sen etäisyys Maasta on noin 150 miljoonaa kilometriä ja halkaisija noin 1,4 miljoonaa kilometriä.

Kuinka kauas aurinkotuuli ulottuu?

Aurinkotuuli täyttää koko heliosfäärin, jonka mitat tunnetaan luotainmittauksista. Ursan mukaan tuulen nopeus alkaa pudota rajashokissa noin 90 tähtitieteellisen yksikön etäisyydellä Auringosta. Neptunus on noin 30 yksikön päässä. Heliopaussi, jossa tuuli kohtaa tähtienvälisen aineen, on noin 150 yksikön päässä. Voyager 1 saavutti rajashokin vuonna 2004 ja Voyager 2 vuonna 2007.

Tuulen magneettikenttä muodostaa Ursan mukaan spiraalin, koska Aurinko pyörii hitaasti. Spiraalin vuoksi nopea virta voi osua Maahan uudelleen Auringon pyörimisen tahdissa, noin 27 vuorokauden välein, kuten SWPC kuvaa aktiivisten alueiden ja koronan aukkojen toistuvuutta.

Miten aurinkotuulta on tutkittu?

Aurinkotuulen havaitsivat ensin luotaimet: Ursan mukaan Luna 1 havaitsi sen vuonna 1959 ja Mariner 2 vuonna 1962. Ulysses mittasi vuosina 1990–2008 ensimmäisenä Auringon napojen yläpuolella, ja sen mittaukset osoittivat tuulen nopeuden kaksinkertaistuvan korkeilla leveysasteilla. Nykyisin Maan ja Auringon välinen DSCOVR-satelliitti mittaa tuulta jatkuvasti, ja sen data näkyy sivuston avaruussää- ja ennuste-paneeleissa.

Mistä revontulia synnyttävät elektronit tulevat?

Voisi luulla, että aurinkotuulen elektronit lentävät suoraan ilmakehään. SWPC:n revontulioppaan mukaan revontuliin johtavat elektronit tulevat kuitenkin magnetosfääristä, ei suoraan aurinkotuulesta. Voimakas tuuli ja etelään osoittava kenttä siirtävät magnetosfääriin enemmän energiaa ja kiihdyttävät sinne enemmän elektroneja. Elektronit törmäävät ilmakehän atomeihin ja molekyyleihin yli noin 100 kilometrin korkeudessa, jolloin ne virittyvät ja säteilevät valoa. Siksi aurinkotuuli on revontulien energianlähde, ei suora valon lähde. Syntymistä käsitellään tarkemmin sivulla mitä revontulet ovat.

Mikä on korona ja miksi tuuli lähtee sieltä?

Korona on Auringon uloin kaasukehä. Ursan mukaan se on 1–2 miljoonan celsiusasteen kuumaa, täysin ionisoitunutta ja hyvin harvaa kaasua. Aurinkotuuli on peräisin koronasta. Magneettikenttä ohjaa tuulen lähtöä: avoimet kenttäviivat eli koronan aukot päästävät nopean tuulen ulos, kun taas suljetun alueen tuuli on hitaampaa.

Koronan alakerroksista lähtee myös massapurkauksia. Ursan mukaan ne ovat noin miljardin tonnin plasmapilviä, ja SWPC:n mukaan ne voivat sisältää miljardeja tonneja ainetta. Luvut vaihtelevat lähteittäin, joten tarkkaa massaa ei kannata pitää kiinteänä: ne kertovat suuruusluokasta.

Aurinkotuuli ja massapurkaus vierekkäin

Taulukon luvut ovat NASA:n, SWPC:n ja Ursan julkaisemia, ja ne kertovat tyypilliset alueet, ei ehdottomia rajoja. Taulukon viimeinen rivi perustuu SWPC:n toteamukseen, että suurimmat myrskyt liittyvät massapurkauksiin ja nopeat virrat tuottavat usein heikompia mutta pidempään energiaa tuovia myrskyjä.

Lähteet

• NASA: Basics of space flight, Chapter 1: The Solar System
• NOAA SWPC: Coronal mass ejections
• NOAA SWPC: Geomagnetic storms
• NOAA SWPC: Aurora
• Ursa: Aurinko – mihin sen vaikutus ulottuu?
• Ursa: Revontulien ennusteet ja seuranta