Aurinko pilkkuineen 22. kesäkuuta 2004.
**Auringonpilkku** on Auringon pinnalla näkyvä tumma läiskä.

Muodostuminen ja rakenne
------------------------

Auringonpilkussa on tumma keskusta ja vaaleampi reuna.
Auringonpilkkuja muodostuu Auringon pinnan kohtiin, joissa voimakas magneettikenttä estää lämpöä Auringon syvyyksistä nostavan plasman virtailun. Kun kaasu jää pinnalle jumiin, kohta säteilee energiaansa avaruuteen, jäähtyy ja tummenee. Pilkku katoaa, kun magneettikenttä heikkenee ja hajaantuu, jolloin kuuma ja kirkas plasma pääsee jälleen nousemaan pinnalle.

Pilkusta voidaan usein erottaa syvä tumma *umbra* ja sitä ympäröivä vaaleampi osa, *penumbra*. Tumman keskusosan lämpötila on 2 200 °C. ja puolitumman reunuksen penumbran lämpötila jopa 3 500 °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.

Tyypillinen auringonpilkku on läpimitaltaan muutaman tuhatta kilometriä, ja suurimmat auringonpilkut ovat kymmenien tuhansien kilometrien levyisiä.

Auringonpilkut esiintyvät yleensä pareittain tai pieninä ryhminä. Lyhytikäisimmät auringonpilkut kestävät vain muutaman tunnin, mutta isoimmat voivat kestää jopa viikkoja.

Luokittelu
----------

* alfa: yksinapainen pilkku
* beta: moninapainen laaja pilkku, napaisuudet täysin erillään
* beta-gamma: kaksinapainen pilkkuryhmä, jossa ei ole tasaista rajaa napaisuuksien välillä
* gamma: positiiviset ja negatiiviset pilkut hajallaan
* delta: vastakkaiset umbrat, samannapaiset penumbrat
* beta-delta: ryhmä, jossa on beta-magneettisuus ja delta-pilkkuja
* beta-gamma-delta: ryhmä, jossa on beta-gamma-magneettisuus ja delta-pilkkuja
* gamma-delta: ryhmä, jossa on gamma-magneettisuus ja delta-pilkkuja

Auringonpilkkuluku
------------------

Auringonpilkkujen määrää kullakin hetkellä kuvataan suhteellisella auringonpilkkuluvulla, jossa otetaan huomioon eritasoisilla laitteilla tehtyjen havaintojen erot. Pilkkuluvun avulla seurataan Auringon aktiivisuutta.

Zürichin auringonpilkkuluku:

{\displaystyle Z=C(s+10g)}
jossa

**s** = yksittäisten pilkkujen määrä
**g** = pilkkuryhmien määrä
**C** = havainto-olosuhteista riippuva vakio

Vaihtelu
--------

Auringonpilkkujen määrän vaihtelu viimeisten 11 400 vuoden aikana. Vuosi 1950 on kaavion vasemmassa reunassa.Auringonpilkkujen esiintyminen vuosien 1870–2013 välillä. Nykyaika kaavion oikeassa reunassa.
Auringonpilkkujen määrä vaihtelee 8–15 vuoden, keskimäärin 11 vuoden jaksolla, kun Auringon magneettikenttä kääntyy. Jakson aiheuttaa Auringon magneettikentän kääntyily 22 vuoden jaksoissa. Aurinkominimin aikana pilkkuja ei ole juuri lainkaan. Pilkkuja on eniten silloin, kun Auringon magneettikenttä on sotkuisimmillaan. Maksimien voimakkuus vaihtelee, ja 2000-luvulla Auringon magneettinen aktiivisuus on vähentynyt 1990-luvun loppupuolen ajoista. Niin sanotun Maunderin minimin aikana 1645–1715 auringonpilkkuna nähtiin erittäin vähän. Vastaavanlaisia pilkuttomia jaksoja on viimeisten 10 000 vuoden aikana esiintynyt parikymmentä.

Katso myös
----------

* Avaruussää

Lähteet
-------

1. 1 2 3 4 5  Auringonpilkut Ilmatieteen laitos. Viitattu 1.3.2023.
2. ↑  Sunspots from A to B - Solar magnetism *Sun Earth Day*.  2007. NASA. Viitattu 1.3.2023. (englanniksi)
3. ↑  The magnetic classification of sunspots *SpaceWeatherLive.com*. Viitattu 1.3.2023.
4. ↑  Auringonpilkkuluku *Astro.utu.fi*. Viitattu 7.11.2018.

Aiheesta muualla
----------------

CommonsCommons
Wikimedia Commonsissa on kuvia tai muita tiedostoja aiheesta **Auringonpilkku**.
* Linnaluoto, Seppo: Esitelmä auringonpilkuista *URSA*.  3.4.2007. Viitattu 7.11.2018.