Auringonpilkku

Auringonpilkku on Auringon pinnassa eli valokehässä näkyvä tumma alue. Pilkut näyttävät tummilta niitä ympäröivää kuumaa, valtavan kirkasta valokehää vasten, sillä viileämmän kaasun pintakirkkaus on pienempi kuin kuumemman.
Auringonpilkun keskiosan lämpötila on noin 4 500 °C, kun muualla fotosfäärissä Auringon pintalämpötila on vajaat 6 000 °C. Pilkut aiheutuvat voimakkaista paikallisista magneettikentistä, ja niitä voi esiintyä joko yksin tai ryhminä. Ne näyttävät liikkuvan fotosfäärissä, koska Aurinko pyörii akselinsa ympäri. Pilkun ympäristöä alhaisempi lämpötila johtuu magneettikentästä, joka estää konvektion eli lämmön vaikutuksesta sisältä nousevat kaasuvirtaukset.

Esiintyminen ja rakenne

Suuri auringonpilkku näkyy jopa katsottaessa Auringon pintaa paljain silmin paksun sumun läpi. Aurinkoa ei saa koskaan katsoa suoraan kiikarilla tai kaukoputkella tai tuijottaa paljain silmin. Auringonpilkut ovat pyöreähköjä tai soikeita, mutta muodoltaan hyvin epäsäännöllisiä. Ne ovat kuoppia Auringon pinnassa, ja niiden kohdalla on laskuvirtaus.
Auringonpilkkujen koko vaihtelee suuresti, eikä tyypillistä kokoa ole. Keskimäärin niiden on sanottu olevan suunnilleen maapallon kokoisia. Auringonpilkkuryhmien elinikä vaihtelee, jotkut voivat elää jopa sata päivää mutta sellaiset ovat hyvin harvinaisia. Auringonpilkkuryhmän elinikä on suhteessa sen kokoon, isommat ryhmät elävät pitempään. Pienimpien elinikä voi olla tunteja.
Pilkuista voidaan usein erottaa syvä tumma umbra ja sitä ympäröivä vaaleampi osa, penumbra. Auringonpilkun tumman keskusosan umbran lämpötila on 2 200 °C. ja puolitumman reunuksen penumbran lämpötila jopa 3500 °C. Pilkun lämpötila alenee siis normaalista pinnan 6 000 asteesta noin 3 000 astetta. Koska kirkkaus on verrannollinen lämpötilan neljänteen potenssiin, pilkut ovat muuta aurinkoa tummempia. Penumbrassa on pilkun keskustasta ulospäin osoittavaa kuitumaista rakennetta, fibrillejä. Fibrillirakenne näkyy pilkun keskustasta katsoen säteittäisinä tummempina ja vaaleampina alueina. Umbrassa magneettikenttä on suunnilleen pystysuora, penumbrassa vaakasuora. Auringonpilkun aiheuttava magneettinen häiriö ulottuu ainakin kaksi kertaa penumbran läpimitan alapuolelle.
Auringonpilkut ovat magneettikentän napoja ja esiintyvät usein pareina, jotka ovat vaakasuorassa Auringon pyörimiseen nähden. Auringonpilkkuihin liittyvät magneettikentät aiheuttavat flareja eli roihuja ja muita Auringon purkauksia.
Myös muilla tähdillä on auringonpilkkuja vastaavia "tähdenpilkkuja", jotka saattavat olla hyvinkin suuria tähden kokoon nähden.

Auringonpilkkujakso

Auringonpilkkujen runsaus vaihtelee keskimäärin 11 vuoden jaksoissa, ja niiden määrä vaikuttaa maan päällä muun muassa radioyhteyksien olosuhteisiin. Jaksollisuuden havaitsi ensimmäisenä Samuel Heinrich Schwabe vuonna 1845. Jakson pituus vaihtelee, sen on havaittu olevan 8–15 vuotta. Jakson aiheuttaa Auringon magneettikentän kääntyily 22 vuoden jaksoissa. Auringon aktiivisuus vaikuttaa ilmeisesti myös maapallon lämpötilaan ja otsonikerrokseen. Erityisesti Auringon aktiivisuus vaikuttaa kosmiseen säteilyyn ja hiili-14:n muodostumiseen. Vaikka pilkut ovat tummia, suurempi pilkkujen määrä merkitsee silti suurempaa aktiivisuutta ja suurempaa säteilyä ja kirkkaampaa Aurinkoa, koska pilkkuja ympäröivät alueet ovat aktiivisempia ja kirkkaampia.
Auringonpilkkujakson alussa pilkut ilmestyvät leveysasteelle 40 ja vaeltavat jakson edetessä kohti Auringon päiväntasaajaa. Muilla tähdillä on havaittu spektrimittauksissa auringonpilkkujaksoja muistuttavia muutoksia. Jo 1800-luvulla Charles A. Young löysi Auringosta ionisoituneen kalsiumin H- ja K-emissioviivat. Myöhemmin huomattiin nämä viivat vahvemmiksi Auringon magneettisesti aktiivisten alueiden yllä. Vuonna 1913 Gustav Eberhard ja Karl Schwarzschild löysivät H- ja K-viivat muilta tähdiltä, ja väittivät, että muiden tähtien mahdolliset pilkkujaksot näkyisivät näissä viivoissa. He eivät ehtineet tutkia väitettään. Vuonna 1966 Olin Wilson alkoi tutkia muiden tähtien mahdollisia pilkkujaksoja mittaamalla H- ja K-viivoja, ja monen vuoden tutkimuksen jälkeen löysikin pilkkujaksoja rahoittajien ajoittaisesta pessimismistä huolimatta.
Näitä jaksoja voi kutsua tähdenpilkkujaksoiksi tai aktiivisuuskierroksi eli aktiivisuussykleiksi. Mitä nuorempi ja aktiivisempi tähti on, sitä voimakkaammat kalsiumin H- ja K-emissioviivat sillä on. Auringolla voimakkaat H- ja K-viivat tulevat kromosfääristä (Auringon kaasukehästä) pilkkujen yltä. Joillakin tähdillä H- ja K-viivojen voimakkuus vaihtelee noin vuoden jaksoissa, esim. HD 101501:llä. Toisilla tähdillä muutokset muistuttavat Auringon muutoksia, esimerkiksi HD 193095:llä on noin 7–8 vuoden jakso. Joillakin tähdillä, esim. HD 3795:llä, ei tapahdu lainkaan jaksollisia muutoksia spektriviivoissa. Nuoret tähdet pyörivät nopeammin ja silloin niiden dynamo tuottavaa lyhyen, epäsäännöllisen aktiivisuusjakson. Kun tähti vanhenee, siitä poistuu ajan mukana impulssimomenttia pois, ja sen pyörimisliike hidastuu. Pilkkujakso pitenee ja muuttuu säännölliseksi. Lopulta pilkkujakso häviää. Samanikäiset Aurinkoa kevyemmät tähdet ovat magneettisesti "nuorempia", ja silloin niiden pilkkujakso säilyy luultavasti epäsäännöllisenä pidempään.

Syntyminen

Auringonpilkkujen synty liittyy Auringon magneettikenttään, joka syntyy Aurinkoon konvektiovirtauksissa dynamoteorian mukaisesti. Auringon aine on täysin ionisoitunutta eli sähköistä, joten siinä voi syntyä voimakkaita sähkövirtoja ja magneettikenttiä kaasun virtauksen vaikutuksesta. Auringon energia syntyy sen ytimessä vedyn palaessa fuusioreaktiossa. Energia siirtyy ulospäin aluksi lähinnä säteilemällä. Auringon konvektiivinen kerros on ulompi kerros, jossa energia siirtyy ulospäin kaasun virtauksissa.
Auringonpilkkujakso liittyy magneettikentän vaihtumiseen pituuspiirien suuntaisesta leveyspiirien suuntaiseksi. Magneettikenttä syntyy konvektiovirtauksen pyörteisyydestä eli turbulenssista. Aurinko pyörii nopeammin päiväntasaajalla kuin navoilla: päiväntasaajalla yksi pyörähdys vie 25 päivää ja navoilla noin 36. Aluksi auringonpilkkuminimissä Auringolla on kaksinapainen magneettikenttä, jonka voimaviivat kulkevat Auringon pituuspiirin suunnassa. Auringon erilainen pyöriminen eri leveysasteilla, differentiaalirotaatio, venyttää magneettiset voimaviivat ensin V:n muotoisiksi siten, että V:n kärki osoittaa päiväntasaajalla Auringon pyörimissuuntaan. Magneettikenttä "jäätyy" kiinni aurinkoaineeseen. V:n kärki venyy pitkäksi sormea muistuttavaksi kärjeksi. Näin aluksi suorat magneettikentän viivat muistuttavat lopulta spiraaleja, jotka peittävät Auringon pintaa. Aluksi päiväntasaajaa vastaan pystysuorat voimaviivat muuttuvat lähes vaakasuoriksi viivojen venyessä differentiaalirotaation takia. Auringon edelleen pyöriessä kentän voimaviivat lähestyvät toisiaan. Magneettikentän viivojen tihentyminen vahvistaa magneettikenttää.
Auringon pinnan alle syntyy kenttäviivojen tihentyessä putkimaisia tai lankamaisia magneettikenttärakenteita, joita syntyy ja kuolee jatkuvasti. Magneettiputki pyrkii kyllin vahvistuttuaan nousemaan Auringon sisuksista pintaa kohti, koska sen sisäinen magneettikenttä harventaa siinä olevaa kaasua. Joillain alueilla käy niin, että monia pystysuoria lankamaisia kenttiä kietoutuu yhteen, jolloin syntyy köyttä muistuttava, pitkäikäinen rakenne, auringonpilkku. Lopussa Auringon kaksinapainen kenttä kääntyy vastakkaiseksi.

Riippuvuus Auringon pyörimisnopeudesta

Auringonpilkkujakson pituus riippuu Auringon pyörimisnopeudesta. Teorioiden mukaan Auringon pyöriminen on hidastunut huomattavasti ajan mukana. Pyörimistä ovat hidastaneet auringon magneettikenttä ja Auringosta puhaltava hiukkasvirta, aurinkotuuli. Lähitähtiä tutkimalla tiedetään joillakin nuorilla nopeasti pyörivillä tähdillä olevan auringonpilkkujaksoja, jotka ovat vain noin vuoden mittaisia ja epäsäännöllisiä. Toisaalta joillakin Aurinkoa vanhemmilla hitaasti pyörivillä tähdillä ei havaita spektriviivoista auringonpilkkujaksoja lainkaan. Aurinkoa kylmemmän pääsarjan tähden konvektiivinen kerros on paksumpi mutta virtaus siinä hitaampaa. Tällainen Aurinkoa vanhempi hitaasti pyörivä tähti voi olla Aurinkoa magneettisesti aktiivisempi ja "nuorempi".

Vaikutus säähän ja ilmastoon

Joidenkin tutkijoiden mukaan Auringon aktiivisuus, varsinkin oletettu pitkä 80-vuotinen jakso vaikuttaa ilmastoon. Auringonpilkkujaksojen ja sään välille ei ole selitetty fysikaalista mekanismia, vain tilastollisia vastaavuuksia, jotka nekin perustuvat varsin lyhyisiin havaintosarjoihin.
Sanotaan että kun auringonpilkkuja on vähän, sää on kolea ja sateinen Suomen leveyksillä 50. leveyspiirin pohjoispuolilla. Kun auringonpilkkuja on paljon, on lämmintä. Auringonpilkkujen aiheuttamat muutokset perustuvat ehkä niiden mukana vaihtelevan ultraviolettisäteilyn aiheuttamiin muutoksiin otsonikerroksessa. Lämpiminä kausina pohjoisia leveyksiä lämmittävät lisääntyneet pohjois-eteläsuuntaiset virtaukset. Tällöin auringon aktiivisuuden vaihtelut muuttavat suursäätiloja.
Ns. Maunderin miniminä tunnetaan ajanjakso 1645–1715, kun auringonpilkut olivat hyvin harvinaisia. Sama ajanjakso tunnetaan myös niin sanottuna pienenä jääkautena, jolloin Eurooppa ja Pohjois-Amerikka kärsivät kylmistä talvista. Maapallo on saattanut viiletä tuolloin jopa yhden asteen. Erikoisesti vuodet 1695–1697 tunnetaan Suomessa suuren nälänhädän vuosina, jolloin huomattava osa kansasta kuoli nälkään ja tauteihin.