Auringonpilkut

Auringonpilkut ovat Auringon pinnalla näkyviä tummia läiskiä. Ne ovat tyypillisesti muutaman tuhannen kilometrin läpimittaisia, suurimmat kymmenien tuhansien kilometrien eli usean maapallon halkaisijan kokoisia. Pilkut esiintyvät useimmiten pareittain tai pieninä ryhminä. Pienimmät voivat ilmestyä ja kadota tuntien kuluessa, isompien pilkkujen ja pilkkuryhmien elinikä vaihtelee päivistä viikkoihin.

Auringonpilkkuja muodostuu kohtiin, joissa Auringon pinnan läpäisee voimakas magneettikenttä. Se estää plasman virtailun, joka normaalisti nostaa lämpöä syvyyksistä. Pinnalle jumiin jäänyt kaasu säteilee energiaansa avaruuteen, jäähtyy ja muuttuu ympäristöään tummemmaksi. Pilkku on syntynyt. Kun magneettikenttä heikkenee tai hajaantuu, Auringon sisuksista alkaa taas kummuta kuumaa kirkasta plasmaa ja pilkku katoaa.

Pilkun tumminta keskiosaa kutsutaan umbraksi. Latinankielinen nimitys tarkoittaa varjoa ja on peräisin ajalta, jolloin pilkkujen todellista luonnetta ei tunnettu. Varsinkin isommissa pilkuissa erottuu yleensä umbran ympärillä vaaleampi penumbra eli 'puolivarjo', jonka voi riittävän tarkalla kaukoputkella nähdä olevan säteittäisesti juovikas. Juovikkuus kertoo siitä, että pilkkua ympäröivä kuumempi plasma pääsee penumbran alueella virtaamaan kohti pilkun keskiosaa.

 

Suuri pilkkuryhmä vaeltaa Auringon kiekon poikki maalis-huhtikuussa 2001 Auringon pyörimisen mukana. Yläkuvissa sama pilkkuryhmä päivän välein, alakuvassa näkyy laajempi osa Aurinkoa 30.3.2001.
Kuva: Soho (Esa ja Nasa).

Auringonpilkkuluku

Auringonpilkkujen määrää kuvataan yleisesti Rudolf Wolfin vuonna 1848 määrittelemällä suhteellisella auringonpilkkuluvulla R. Se lasketaan kaavasta R = k (10 g + f). Siinä g on pilkkuryhmien lukumäärä (myös yksinäiset pilkut lasketaan ryhmiksi) ja f kaikkien näkyvissä olevien pilkkujen määrä. k on observatoriokohtainen  kalibrointikerroin, jonka avulla eri paikoissa ja eri aikakausina tehdyt havainnot pyritään muuntamaan keskenään vertailukelpoisiksi. Muutenhan laitteiden parantuessa saataisiin aina entistä suurempia lukuja, kun pystytään erottamaan entistä pienempiä pilkkuja. Nykyaikaisilla observatorioilla k on yleensä ykköstä pienempi luku.

Auringonpilkkuluku ei siis ole kerralla näkyvissä olevien pilkkujen määrä. Karkeana nyrkkisääntönä voidaan sanoa, että se on noin 15-kertainen pienellä kaukoputkella havaittavissa olevien pilkkujen määrään verrattuna.

Auringonpilkkuluku on tunnetuin ja myös tieteellisissä yhteyksissä edelleen suosittu Auringon aktiivisuuden mitta. Näköhavaintoihin perustuvana ja jossain määrin mielivaltaisen määritelmänsä vuoksi se ei ole kovin täsmällinen, mutta sen ansiona on pitkä aikasarja: auringonpilkkuhavaintoja on tehty säännöllisesti 1600-luvulta lähtien. Auringonpilkkuluku kuvaa melko hyvin myös Auringon muun aktiivisuuden vaihtelua, kuten roihujen ja massapurkausten määrää. Samoin se kuvaa näiden ilmiöiden Maassa aiheuttamien avaruussäähäiriöiden yleistä tasoa, revontulien esiintymistiheyttä ja magneettisia myrskyjä.

Pilkkuluvun jaksollinen vaihtelu

Auringonpilkut 1600-2015

Auringonpilkkuluku vuosina 1600–2010.
 

Auringonpilkkujen määrä vaihtelee noin 11 vuoden jaksolla. Tämä johtuu Auringon magneettikentän kääntyilystä. Aurinkominimin aikaan, jolloin pilkkuluku on lähellä nollaa, Auringon magneettikenttä on samanlainen melko säännöllinen dipolikenttä kuin Maankin magneettikenttä. Auringossa plasman virtaukset kuitenkin sotkevat kenttää ja saavat sen pulpahtelemaan pinnan läpi pilkkuja synnyttäen.

Pilkkumaksimin aikaan magneettikenttä on sotkuisimmillaan, ja alkaa sitten järjestyä dipoliksi, joka on suunnaltaan vastakkainen lähtötilanteeseen nähden. Seuraavan pilkkumaksimin aikana kenttä kääntyy takaisin alkuperäiseen asentoonsa. Pilkkuluvun vaihtelun taustalla oleva magneettinen jakso on siis oikeastaan 22-vuotinen, mutta koska magneettikentän suunnalla ei ole merkitystä pilkkujen määrään tai Auringon muuhun aktiivisuuteen, puhutaan yleensä mieluummin 11-vuotisesta auringonpilkkujaksosta.

Pilkkujakson pituus ei ole aina tasan 11 vuotta, se on vain jakson keskimääräinen kesto. Havaittu vaihteluväli on 8–15 vuotta. Myös maksimien suuruus vaihtelee. 1900-luvun loppupuolella Aurinko oli hyvin aktiivinen ja pilkkumaksimit poikkeuksellisen voimakkaita. Nyt 2000-luvun alkaessa Auringon magneettinen aktiivisuus näyttäisi olevan rauhoittumassa ja seuraavista pilkkumaksimeista odotetaan pienempiä. Pilkkulukua ei kuitenkaan osata luotettavasti ennustaa.

Eräiden tutkimuksien mukaan auringonpilkkujen esiintyminen saattaa tulevina vuosikymmeninä vähetä merkittävästi. Se ei kuitenkaan vaikuta maapallon ilmastonmuutokseen kuin hyvin pienellä osuudella. Nykyilmastonmuutoksen keskeinen tekijä on ihmiskunnan aiheuttama kasvihuoneilmiön vahvistuminen. 

Tunnetuin suuri poikkeama pilkkuluvun 11-vuotisesta vaihtelusta oli Maunderin minimi vuosina 1645–1715, jolloin auringonpilkkuja näkyi erittäin vähän. Pilkuttomimmillaan Aurinko oli kauden loppupuolella 1690-luvulla. Ensimmäiset suuret avaruussäämyrskyt havaittiin 1707–08, joten silloin palautuminen syvimmästä minimistä oli jo alkanut.

Epäsuorien todisteiden perusteella tiedetään, ettei Maunderin minimi ollut mitenkään ainutlaatuinen jakso, vaan vastaavanlaisia "suuria minimejä" on esiintynyt viimeisten kymmenentuhannen vuoden aikana parikymmentä.

 

 

Auringonpilkku lähikuvassa.
Auringonpilkku. Kuvassa erottuvat hyvin tumma keskiosa eli umbra sekä sitä ympäröivä vaaleampi penumbra. Pilkun ympärillä näkyy Auringon "kiehumisesta" johtuvaa pinnan rakeisuutta eli granulaatiota. Yksittäisten rakeiden läpimitta on noin 1000 km.
Kuva: Nasa

 

Auringonpilkkuluku nyt: