Mitä ovat korona-aukot?

Kun tarkastelemme NASAn Solar Dynamics Observatoryn (SDO) aurinkokuvia äärimmäisessä ultraviolettisäteilyssä aallonpituudella 193 tai 211 Ångström, voimme nähdä Auringon kaasukehän kuumat ulkokerrokset. Tätä Auringon ulointa kerrosta kutsutaan koronaksi. Auringon magneettikentällä on tärkeä rooli näissä kuvissa näkemämme kannalta. Näiden kuvien kirkkaat alueet osoittavat meille kuumaa ja tiheää kaasua, jonka Auringon magneettikenttä on kaapannut. Pimeät ja tyhjät näköiset alueet ovat paikkoja, joissa Auringon magneettikenttä ulottuu avaruuteen, ja joiden kautta kuumat kaasut voivat poistua. Näille alueille on ominaista paljon alhaisemmat lämpötilat ja pienemmät tiheydet verrattuna ympäristöönsä, mikä saa korona-aukot näyttämään tummilta. Korona-aukot eivät siis ole kirjaimellisia reikiä Auringossa, se näyttää vain siltä tietyillä äärimmäisissä ultraviolettivalon aallonpituuksilla!

Korona-aukon magneettikenttä on erilainen kuin muu Auringon magneettikenttä. Pinnalle palaamisen sijaan nämä magneettikentän voimaviivat pysyvät avoimina ja ulottuvat avaruuteen. Tällä hetkellä emme vielä tiedä, missä ne muodostavat yhteyden uudelleen. Sen sijaan, että pitävät kuumaa kaasua yhdessä, nämä avoimet magneettikentän voimaviivat muodostavat korona-aukon, jossa aurinkotuuli voi paeta suurella nopeudella. Kun korona-aukko sijaitsee lähellä maapalloa kohti olevan aurinkokiekon keskustaa, nämä kuumat kaasut virtaavat kohti Maata suuremmalla nopeudella kuin tavallinen aurinkotuuli ja aiheuttaa geomagneettisia häiriöitä ja revontuliaktiivisuutta. Riippuen korona-aukon koosta ja sijainnista voidaan odottaa enemmän tai vähemmän revontulitoimintaa. Suuret korona-aukot aiheuttavat usein nopeamman aurinkotuulen kuin pienemmät. Korona-aukot eivät yleensä ole mielenkiintoisia keskileveysasteiden revontulihavaitsijoille sillä ne aiheuttavat vain satunnaisesti geomagneettisia myrskyjä.

Korona-aukot voivat kehittyä milloin tahansa ja missä tahansa Auringossa. Auringon napojen korona-aukot ovat vakaimpia varsinkin auringonpilkkujakson minimin vuosina, mutta ne vaikuttavat harvoin planeettamme. Vain jos nämä korona-aukot kasvavat ja laajenevat kohti matalampia leveysasteita, koemme joskus nopean aurinkotuulen virtauksen, joka tulee näistä napojen korona-aukoista. Nämä matalammille leveysasteille laajentuvat korona-aukot voivat joskus irrota napojen korona-aukoista ja tulla itsenäisiksi erillisiksi rakenteeksi. Korona-aukot kestävät usein viikkoja tai kuukausia ja muuttuvat muotoaan ja kokoaan ajan myötä. Korona-aukot voivat myös kehittyä erillään napojen korona-aukoista, mikä on yleisintä juuri ennen auringonpilkkujakson minimiä ja sen jälkeen.

Kuinka tunnistan korona-aukon virtauksen?

Toisin kuin koronan massapurkaus, korona-aukon nopea virtaus (CH HSS) saapuu hitaasti ja aluksi aurinkotuulen tiheys kasvaa tasaisesti muutaman tunnin kuluessa. Tämä aurinkotuulen tiheyden kasvu tapahtuu, koska nopeampi aurinkotuuli tiivistää hitaammat aurinkotuulihiukkaset edessään. Tätä ilmiötä kutsutaan usein virtauksen vuorovaikutusalueeksi (SIR) tai samanaikaisesti pyöriväksi vuorovaikutusalueeksi (CIR), ja siihen liittyy melkein aina planeettojen välisen magneettikentän kokonaisvoiman (Bt) kasvu. Kun tämä tihentyneen aurinkotuulen raja on ohittanut Maan, näemme, että aurinkotuulen nopeus alkaa kasvaa samalla kun planeettojen välisen magneettikentän kokonaisvoima (Bt) ja aurinkotuulen tiheys pienenevät.

<< Siirry edelliselle sivulle