Auringonpilkut
Auringonpilkut ovat Auringon pinnalla näkyviä tummia läiskiä. Ne ovat tyypillisesti muutaman tuhannen kilometrin läpimittaisia, suurimmat kymmenien tuhansien kilometrien eli usean maapallon kokoisia. Pilkut esiintyvät useimmiten pareittain tai pieninä ryhminä. Pienimmät voivat ilmestyä ja kadota tuntien kuluessa, isompien 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.
Auringonpilkkuluku
Auringonpilkkujen määrää kuvataan yleisesti Rudolf Wolfin vuonna 1848 määrittelemällä suhteellisella auringonpilkkuluvulla R. Se lasketaan kaavalla R = k (10 g + f). Siinä g on pilkkuryhmien lukumäärä (yksinäinen pilkku lasketaan myös ryhmäksi) ja f kaikkien näkyvissä olevien pilkkujen määrä. k on havaitsijan henkilökohtainen kerroin, jonka avulla eri ihmisten erilaisilla laitteilla tekemät havainnot pyritään tekemään keskenään vertailukelpoisiksi. Muutenhan laitteiden parantuessa saataisiin aina entistä suurempia lukuja, kun pystytään erottamaan entistä pienempiä pilkkuja. Nykyaikaisilla observatorioilla k on yleensä ykköstä pienempi luku.
Pilkkuluku 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.
Pilkkuluku on tunnetuin ja myös tieteellisissä yhteyksissä edelleen suosittu Auringon aktiivisuuden mitta. Kovin täsmällinen suure se ei ole, mutta sen ansiona on pitkä aikasarja: havaintoja on tehty säännöllisesti 1600-luvulta lähtien. Pilkkuluku kuvaa melko hyvin myös Auringon muun aktiivisuuden vaihtelua, kuten roihujen ja massapurkausten määrää. Samoin se kuvaa näiden ilmiöiden Maassa aiheuttamien avaruussään häiriöiden yleistä tasoa, revontulten esiintymistiheyttä ja magneettisia myrskyjä.
Pilkkuluvun jaksollinen vaihtelu
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 pilkkujaksosta.
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-luvulla Auringon magneettinen aktiivisuus näyttäisi olevan vähenemässä. Pilkkulukua ei kuitenkaan osata luotettavasti ennustaa.
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.