NP thread

Onpas tuolla ulkona aurinkoinen ilma...

Aurinko:aurinkokunnan keskuskappale, spektriluokkaan G2 kuuluva tähti, joka lukeutuu ns. keltaisiin kääpiötähtiin. Auringon näennäinen visuaalinen suuruusluokka on -26,78, mikä vastaa absoluuttista suuruusluokkaa +4,79. Auringon säteilemä energia syntyy sen keskustassa ydinfuusioreaktioissa, joissa vetyä muuttuu heliumiksi. Tähden massa pienenee ydinreaktioiden seurauksena 4 mrd. t sekunnissa. Aurinko on säteillyt n. 5 mrd. vuotta, ja sen sisältämä vety riittää pitämään fuusioreaktiot käynnissä ainakin toiset 5 mrd. vuotta. Auringon keskietäisyys Maasta on 149 600 000 km. Maan radan epäkeskisyyden vuoksi etäisyys vaihtelee: lähinnä Aurinkoa Maa on tammikuussa, kauimpana heinäkuussa.

Auringon läpimitta on 109 kertaa Maan läpimitta eli 1 392 000 km, massa 333 000 kertaa Maan massa. Keskitiheydeksi tulee siten 1 409 kg/m3. Aurinko on kauttaaltaan kaasumainen, ja sen lämpötila ja paine kohoavat pinnalta keskustaa kohti. Keskustassa aineen tiheys on n. 160 000 kg/m3 ja lämpötila n. 15 milj. ºC. Auringon sisäosista saadaan tietoa tutkimalla sen värähtelyjä helioseismologian avulla ja tekemällä havaintoja keskustan ydinreaktioissa syntyvistä neutriinoista. Myös Auringon pyöriminen kuvastaa sen kaasumaista luonnetta; eri leveysasteilla pyörähdysaika on erilainen. Ekvaattorilla se on 25 d, ja leveysasteen mukaan se kasvaa siten, että navoilla se on 31 d.

Auringon atmosfäärin eli kaasukehän alinta osaa, josta suurin osa säteilystä on lähtöisin, sanotaan fotosfääriksi eli valokehäksi. Auringon fotosfäärin lämpötila on n. 5 500 ºC, mutta sen alaosissa n. 400 km:n syvyydellä jo n. 8 000 ºC. Fotosfäärin granulaatio eli rakeisuus johtuu pystysuorista kaasuvirtauksista. Pintaan noussut kuuma kaasu näkyy ympäristöään kirkkaampana, n. 1 000 km:n läpimittaisena »rakeena»; rakeet ilmestyvät ja häviävät muutamassa minuutissa. Fotosfäärin yläpuolella on n. 500 km:n paksuinen kromosfääri eli värikehä, jossa lämpötila nousee fotosfäärin ulko-osien 4 500 ºC:sta n. 6 000 ºC:seen. Sen ulkopuolella on n. 2 000 km:n kerros, jossa kromosfääri vähitellen vaihtuu koronaksi. Se muodostuu moninkertaisesti ionisoituneista atomeista sekä elektroneista, ja sen lämpötila on 1–1,5 milj. ºC. Korona ulottuu jopa 15 Auringon läpimitan etäisyydelle. Etäämmälle mentäessä se muuttuu vähitellen varattujen hiukkasten muodostamaksi aurinkotuuleksi, jonka vaikutus ulottuu kauas aurinkokunnan ulko-osiin.

Fotosfäärissä olevia tummia alueita kutsutaan auringonpilkuiksi. Niiden alueella lämpötila on n. 1 500 ºC ympäristön lämpötilaa alhaisempi. Auringonpilkut esiintyvät tav. pareittain tai ryhmissä ja niihin liittyy voimakkaita magneettikenttiä. Pilkut syntyvät magneettikentän hidastaessa kaasun pystysuoria virtauksia, jolloin kaasun lämpötila pinnalla laskee. Auringonpilkut ovat harvinaisia ekvaattorin lähistöllä ja alueilla, joiden leveysaste on yli 45º. Etenkin auringonpilkkujen lähistöllä näkyy laajoja ympäristöään vaaleampia alueita, fakuloita eli soihtuja. Niiden lämpötila on n. 1 000 ºC korkeampi kuin ympäröivän fotosfäärin. Aktiivisia auringonpilkkuja ympäröivien vaaleiden alueiden kirkkaus saattaa hetkessä kasvaa huomattavasti, jolloin kyseessä on flare-purkaus. Sen yhteydessä Aurinko lähettää mm. voimakasta hiukkas- ja radiosäteilyä. Auringosta purkautuvat varatut hiukkaset aiheuttavat muutoksia Maata ympäröivissä Van Allenin säteilyvyöhykkeissä. Kun varattuja hiukkasia syöksyy Maan ilmakehään, ne aiheuttavat mm. revontulia.

Kromosfääristä kohoaa ajoittain kaasupurkauksia eli protuberansseja, jotka niin ikään esiintyvät usein auringonpilkkujen yhteydessä. Protuberanssit saattavat ulottua satojen tuhansien kilometrien korkeudelle. Auringon pintaa vasten ne näkyvät tummina nauhamaisina juovina eli filamentteina. Auringonpilkkujen lukumäärässä ja muussakin Auringon aktiivisuudessa esiintyy jaksollisuutta. Keskimääräinen jakson pituus on 11,1 vuotta; edellinen Auringon aktiivisuuden maksimi oli 1989–90.
 
You must log in or register to reply here.
Top Bottom
Back