Apua

Tältä sivulta löydät yleiskatsauksen avaruussäästä. Saat yksityiskohtaisemman selityksen kuvista ja muista hyödyllisistä työkaluista kehotamme sinua klikkaamaan linkkejä, jotka löydät kunkin kappaleen alta. Jos sinulla on vielä tärkeitä kysymyksiä, jätä viesti foorumillemme ja teemme parhaamme auttaaksemme sinua.

Avaruussään perusteet

Avaruussää alkaa Auringosta. Aurinko on paljon enemmän kuin hehkuva kuuma pallo keskellä aurinkokuntamme. Aurinko on hyvin dynaaminen ja sillä on keskeinen rooli koko aurinkokunnassa.

Ensimmäinen asia, joka meidän on ymmärrettävä, on, että avaruus ei ole niin tyhjä kuin miltä se näyttää. Avaruudessa on jatkuva virtaus, joka koostuu voimakkaasti varautuneista hiukkasista (elektronista), jotka tulevat Auringosta. Tätä virtausta kutsumme aurinkotuuleksi. Planeettamme ympäröivä magneettikenttä varmistaa, että kaikki täällä asuvat ovat suojattuja aurinkotuulelta. Jos planeettamme ympärillä ei olisi magneettikenttää, maapallo olisi täsmälleen samanlainen kuten Mars: karu planeetta ilman ilmakehää, jossa me ihmiset emme pystyisi selviytymään. Vaikka on hienoa, että tämä magneettikenttä on planeettamme ympärillä suojaamassa meitä, magneettikenttämme ei ole 100 % tiivis. Aurinkotuuli pystyy edelleen tunkeutumaan ilmakehäämme planeettamme magneettisten napojen läheisyydessä olevien alueiden kautta. Aurinkotuuli törmää siellä happi- ja typpiatomeihin, jotka muodostavat ilmakehämme pääasiassa 80 – 600 kilometrin korkeudessa. Kun aurinkotuuli törmää näiden atomien kanssa, ilmakehämme atomit saavat lisäenergiaa. Tämä energia saa ilmakehässämme olevat atomit vapauttamaan satunnaisesti fotoneja, minkä näemme valona. Nämä atomit lähettävät tätä valoa, kunnes ne rauhoittuvat. Näiden atomien lähettämä valo on revontulia, joita näemme yötaivaalla.

Aurinkotuuli on ensimmäinen palapelin pala, josta meidän on tunnettava, jotta voimme täysin ymmärtää, mitä avaruussää on. Palapelin toinen pala liittyy Auringon magneettikenttään. Tätä kutsutaan planeettojen väliseksi magneettikentäksi. Aurinkotuuli kuljettaa planeettojen välistä magneettikenttää koko aurinkokunnassa ja sen ominaisuudet muuttuvat jatkuvasti. Planeettojen välinen magneettikenttä muuttuu jatkuvasti sekä voimakkuudeltaan että suunnaltaan. Revontulia varten haluamme, että planeettojen välisen magneettikentän kokonaisvahvuus on mahdollisimman suuri (Bt) ja että planeettojen välisen magneettikentän Z-komponentti (Bz) kääntyy etelään. Sivustollamme olevasta kaaviosta näet negatiivisen arvon, kun planeettojen välisen magneettikentän Z-komponentti (Bz) kääntyy etelään.

Mutta miksi on niin tärkeää, että planeettojen välisen magneettikentän Z-komponentti kääntyy etelään? Se on itse asiassa melko helppo ymmärtää, jos olet koskaan leikkinyt tankomagneeteilla. Jos otat kaksi tavallista tankomagneettia ja yrität laittaa niiden pohjois- (tai etelä-) napat yhteen, huomaat, että magneetit hylkivät toisiaan. Jos laitat pohjoisen ja etelänavat yhteen, huomaat, että ne vetävät toisiaan! Vastakkaiset napaisuudet vetävät toisiaan! Aivan sama periaate tapahtuu avaruudessa, jossa planeettojen välinen magneettikenttä ja maapallon magneettikenttä kohtaavat, kun maapallon magneettikentän voimaviivat osoittavat etelästä pohjoiseen. Tämä on maapallon magneettikentän Z-komponentti, joka osoittaa aina pohjoiseen. Kun planeettojen välisen magneettikentän Z-komponentti osoittaa myös pohjoiseen, näemme, että aivan kuten tankomagneetit, aurinkotuuli hylkii ja ei muodosta yhteyttä maapallon magneettikenttään, mikä vaikeuttaa hiukkasten sisäänpääsyä ilmakehään.

Oletetaan nyt, että planeettojen välisen magneettikentän Z-komponentti (Bz) on kääntynyt etelään. Tiedämme nyt, että koska maapallon magneettikenttä osoittaa pohjoiseen, planeettojen välisellä magneettikentällä, jossa on etelään suuntautuva Z-komponentti, on paljon helpompaa muodostaa yhteys planeettamme magneettikenttään. Ajattele tankomagneetteja! Etelä ja pohjoinen vetävät toisiaan! Tämän yhteyden avulla aurinkotuulen on paljon helpompaa päästä ilmakehään. Kaaviosta, jonka löydät sivustoltamme, haluamme siis nähdä negatiivisen arvon. Tämä tarkoittaa, että planeettojen välisen magneettikentän Z-komponentti (Bz) osoittaa etelään.

Aurinkotuuli ja planeettojen välinen magneettikenttä eivät ole vakioita voimakkuudeltaan, suunnaltaan, tiheydeltään ja nopeudeltaan. Nämä arvot voivat olla dramaattisesti erilaisia hetkestä toiseen. Täällä Maan läheisyydessä olevan aurinkotuulen nopeus on noin 300 km/s normaaleissa olosuhteissa. Tämä nopeus voi kuitenkin kasvaa voimakkaasti tiettyjen Auringossa tapahtuvien ilmiöiden vaikutuksesta 1 000 km/s tai joskus jopa enemmän! Aurinkotuulentiheys (aurinkotuulen hiukkasten määrä neliösenttimetriä kohden) voi myös olla täysin erilainen hetkestä toiseen. Jopa planeettojen välinen magneettikenttä voimakkuus voi kasvaa dramaattisesti, mikä puolestaan voi aiheuttaa paljon dramaattisemman vaikutuksen, kun se on vuorovaikutuksessa maapallon magneettikentän kanssa. Suuri aurinkotuulen nopeus ja tiheys sekä voimakas etelään suuntautuva planeettojen välinen magneettikenttä voi aiheuttaa maapallon magneettikentän muodon muutoksen, mikä puolestaan aiheuttaa yhä enemmän aurinkotuulihiukkasten pääsyä ilmakehään. Revontulet kirkastuvat ja revontuliovaali laajenee normaalia matalammille leveysasteille. Kun tämä tapahtuu, puhumme geomagneettisesta myrskystä. Palataan tähän myöhemmin, koska meidän on ensin opittava, mikä aiheuttaa nämä muuttuneet avaruussääolosuhteet. Tämän syyn löytämiseksi meidän on tietysti keskityttävä jälleen kerran Aurinkoon. Meillä on kaksi erillistä ilmiötä, jotka meidän on tunnettava: korona-aukot ja koronan massapurkaukset.

Korona-aukot

Aloitamme korona-aukoista. Korona-aukko on alue, jossa Auringon magneettikentän voimaviivat ulottuvat pitkälle avaruuteen. Tämä aiheuttaa aukon muodostumisen koronaan, Aurinkomme uloimpaan kerrokseen. Nämä korona-aukot ovat alueita, joista aurinkotuuli voi paeta normaalia suuremmalla nopeudella. Kun tällainen alue on Maata kohti, tällaisen korona-aukon aurinkotuuli tavoittaa tavallisen aurinkotuulen, joka on usein huomattavasti hitaampaa kuin korona-aukon aurinkotuuli. Tämä aiheuttaa iskuaallon muodostumisen siellä, missä aurinkotuulella on suurempi tiheys ja joka kuljettaa mukanaan myös paljon vahvemman planeettojen välisen magneettikentän. Kun iskuaalto on ohi, näemme, että tiheys ja planeettojen välinen magneettikentän voimakkuus pienenevät ja aurinkotuulen nopeus kasvaa. Korona-aukot ovat usein pienten tai kohtalaisten geomagneettisten myrskyjen aiheuttajia Maassa.

Koronan massapurkaukset

Dramaattisimmat avaruussäävaikutukset johtuvat ns. koronan massapurkauksista. Koronan massapurkaukset (tai lyhyesti CME) on pohjimmiltaan jättimäinen plasmapilvi, jossa on mukana magneettikenttä, ja jotka poistuvat Auringosta dramaattisten tapahtumien, kuten flare- tai filamenttipurkauksen aikana. Myöhemmin katsomme, mitä flare- ja filamenttipurkaukset tarkalleen ovat, mutta on viisasta muistaa nämä kaksi termiä, koska niitä käytetään usein analyyseissämme!

Mutta katsotaanpa tarkemmin koronan massapurkauksia. Koronan massapurkaus on valtava aurinkotuulihiukkasten pilvi, joka on usein paljon nopeampi ja tiheämpi kuin ympäröivä aurinkotuuli. Planeettojen välinen magneettikenttä tällaisen koronan massapurkauksen sisällä on usein myös paljon vahvempi. Planeettojen välisen magneettikentän kokonaisvoimakkuus (Bt) on normaalisti noin 6 nanoTeslaa täällä maapallon läheisyydessä, mutta koronan massapurkauksen sisällä tämä voi nousta 40 nT:aan tai jopa enemmän! Voit kuvitella, että maapallon magneettikenttä voi reagoida rajusti, kun planeettojen välisen magneettikentän voimakkuus kasvaa niin paljon!

Tärkeä asia, joka meidän on ymmärrettävä, on se, että koronan massapurkaus voi tapahtua mihin tahansa suuntaan. Useimmiten ne ohjautuvat pois Maasta. Jos olemme onnekkaita, että tällainen plasmapilvi on tulossa kohti planeettamme, niin pienellä onnella voimme nauttia upeista revontulista usein paljon pienemmillä leveysasteilla kuin normaalisti.

Auringonpilkut, flarepurkaukset ja filamentit

Tiedämme nyt, mikä on koronan massapurkaus, mutta kuinka Aurinko poistaa nämä valtavat plasmapilvet? Siksi me tietysti käännymme jälleen kerran Auringon puoleen. Voimakkain koronan massapurkaus on melkein aina seurausta flarepurkauksesta. Flarepurkaukset ovat voimakkaita räjähdyksiä Auringossa, jotka tapahtuvat monimutkaisilla auringonpilkkualueilla. Flarepurkaus on niin uskomattoman voimakas, että meillä on vaikea kuvitella niiden voimaa. Yhdellä flarella on miljoonien ydinpommien voima. Nämä räjähdykset voivat katkaista magneettikentän voimaviivat lähellä auringonpilkkualuetta ja työntää osan kaasukehästä (koronasta) avaruuteen. Plasma, joka poistuu ja aloittaa matkansa planeettojen välisen avaruuden läpi, on se, mitä kutsumme koronan massapurkaukseksi.

Mutta lisää näistä auringonpilkuista, koska ilman auringonpilkkuja meillä ei ole flarepurkauksia. Auringonpilkut ovat tummempia ja viileämpiä alueita Auringon pinnalla, missä voimakkaat magneettikentän voimaviivat nousevat Auringon sisäosasta pinnan läpi. Kun nämä magneettikentän voimaviivat kietoutuvat toisiinsa ja napsahtavat, ne vapauttavat valtavan määrän energiaa, jota kutsumme flareksi. Auringonpilkkuja ei kuitenkaan aina ole, sillä Aurinko noudattaa noin 11 vuoden jaksoa, jossa se siirtyy melkein olemattomasta auringonpilkkumäärästä hyvin runsaisiin auringonpilkkuihin ja takaisin. Tätä kutsumme auringonpilkkujaksoksi.

Myös niin sanotut filamenttipurkaukset voivat laukaista koronan massapurkauksen avaruuteen. Filamentit ovat ionisoitujen kaasujen pilviä, jotka muodostuvat pinnan yläpuolelle vastakkaisten magneettisten napaisuuksien välille. Kun filamentti muuttuu epävakaaksi, se usein romahtaa ja imeytyy takaisin Aurinkoon. Toinen mahdollisuus on, että se purkautuu ja onnistuu voittamaan Auringon gravitaation, tuloksena olevaa plasmapilviä kutsutaan… arvasitkin sen ... koronan massapurkaukseksi.

Voimakkaat tapahtumat, kuten flare- ja filamenttipurkaukset, ajavat joskus suuria määriä varattuja hiukkasia avaruuteen. Tärkeimmät hiukkaset ovat protoneja, jotka voivat vahingoittaa satelliitteja ja tehdä korkeataajuuksista radioviestinnän korkeilla leveysasteilla lähellä napoja vaikeaksi tai jopa mahdottomaksi. Kun nämä protonit ylittävät tietyn kynnyksen, puhumme aurinkomyrskystä.

Revontulet

Okei, tiedämme nyt paljon avaruussäästä. Tehdään vielä yhteenveto: tiedämme, että avaruussää alkaa Auringosta, jossa jatkuva voimakkaasti varautuneiden hiukkasten virta, jota kutsutaan aurinkotuuleksi, pakenee Auringosta. Toisinaan näemme dramaattisen kasvun Auringosta lähtevän aurinkotuulessa: korona-aukon aurinkotuulessa ja koronan massapurkauksessa. Aurinkotuuli vie mukanaan Auringon magneettikenttää, jota kutsumme planeettojen väliseksi magneettikentäksi. Kun planeettojen välisen magneettikentän Z-komponentti (Bz) kääntyy etelään (negatiivinen), tämä aiheuttaa hyvän yhteyden maapallon magneettikenttään, mikä puolestaan helpottaa aurinkotuulen tunkeutumista ilmakehäämme. Kun kaikki palapelin palaset putoavat paikalleen, näemme revontuliaktiivisuuden dramaattisen lisääntymisen, mikä vuorostaan saa aikaan revontulien näkymisen normaalia matalammilta leveysasteilta. Tätä kutsumme geomagneettiseksi myrskyksi.

Geomagneettinen myrsky on siis seurausta maapalloon saapuvasta korona-aukon aurinkotuulivirrasta tai koronan massapurkauksen kohtaamisesta. Kun tiedämme, että revontuliaktiivisuus voi olla mahdollista, on aika tarkistaa, mitä magnetometrit kertovat meille. Magnetometrit ovat erittäin herkkiä antureita, jotka sijaitsevat ympäri maailmaa ja mittaavat planeettamme ympärillä olevan magneettikentän häiriöitä. Voimme löytää monia magnetometrikaavioita Internetistä ympäri maailmaa, ja jos yhdistämme kaikki nämä tiedot, voimme arvata melko hyvin, kuinka voimakas geomagneettinen myrsky on tällä hetkellä ja millä leveysasteilla voimme nähdä revontulia. Näiden magnetometritietojen avulla voit antaa tietyn Kp-arvon geomagneettiselle häiriölle. Kp-indeksi alkaa nollasta ja menee arvoon 9. Geomagneettinen myrsky alkaa Kp-arvosta 5, joka on pieni geomagneettinen myrsky, ja menee aina Kp9:ään, joka olisi äärimmäinen geomagneettinen myrsky. Kp-indeksi on siis perustapa kertoa meille, kuinka suuri revontuliovaali on ja kuinka voimakaita revontulet ovat.

Tietokoneet yrittävät myös arvioida Kp-indeksin olevan lähitulevaisuudessa käyttämällä aurinkotuulen ja IMF:n tietoja. Tämä ei ole aina 100 % luotettavaa, mutta aloittelijoille se on erinomainen työkalu karkean ennusteen tekemiseen, jos revontulet ovat mahdollista tulevan tunnin aikana. Saat tarkempaa apua lukemalla alla olevat artikkelit.

<< Siirry edelliselle sivulle

Uusimmat uutiset

Tue SpaceWeatherLive.com -sivustoa!

Monet ihmiset seuraavat SpaceWeatherLive -sivuilta Auringon toimintaa tai onko revontulia, mutta kun on enemmän liikennettä sitä suuremmat ovat palvelimen kustannukset. Harkitse lahjoitusta, jos pidät SpaceWeatherLivestä, jotta voimme pitää edelleen verkkosivustomme saatavilla!

44%
Tuki SpaceWeatherLive tuotteillemme
Tutustu tuotteisiimme

Viimeisimmät ilmoitukset

Saat välittömät ilmoitukset!

Avaruussäätiedot

Viimeisin X-flare28/03/2024X1.1
Viimeisin M-flare13/04/2024M2.3
Viimeisin geomagneettinenmyrsky25/03/2024Kp5 (G1)
Pilkuttomat vuorokaudet
Viimeisin auringonpilkuton vuorokausi08/06/2022
Kuukausittainen auringonpilkkuluku
maaliskuuta 2024104.9 -19.8

Tämä päivä historiassa*

Auringon flarepurkaukset
12024M2.3
22023C8.3
32015C6.76
42023C6.6
52015C6.17
ApG
1200150G3
2199431G1
3200530G1
4201625G1
5201220G1
*vuodesta 1994

Sosiaaliset verkostot