K: Lehdissä kerrotaan valokuvien kera ”ufoista”. Näkevätkö tähtiharrastajat niitä?

V: Tiedotusvälineissä aika ajoin julkaistaan ”uutisia” eripuolilla maailmaa nähdyistä ”ufoista”. Usein kyse on vanhoista, monta kertaa kierrätetyistä jutuista mutta joskus mukaan pääsee aivan uusiakin kertomuksia. Yhteistä niille on, että usein juttujen kuvituksena käytetään vanhoja valokuvia, joskus jopa 1940-luvulta peräisin olevia, joista useimmat on osoitettu väärennöksiksi jo aikoja sitten.

Tähtiharrastajat tekevät havaintoja taivaalta maailmanlaajuisesti ehkä miljoonia tunteja vuosittain. Tämä havaintomäärä on niin suuri, että havaintojen joukkoon väkisinkin tulee mukaan hieman epätavallisempia valoilmiöitä. Tämä ei kuitenkaan tarkoita sitä, että epätavallisimmat havainnot tulkittaisiin heti ”avaruuden muukalaisten vierailuiksi”. Useimmin ne ovat ihmisen toiminnan tuloksena syntyneitä valoilmiöitä tai erilaisten sääolosuhteiden vääristämiä aivan luonnollisia ilmiöitä. Tietääkseni kukaan kokenut tähtiharrastaja ei ole koskaan vakavissaan väittänyt nähneensä ”muukalaisten lentolaitteita”.

Valokuvat?

Palataanpa lehdissä julkaistuihin valokuviin. Viime aikoina lehtien palstoilla on nähty alla oleva kuva. Ilmeisesti kuvan alkuperä on jonkin sotilaslentokoneen kamerasta peräisin, mutta mitään tietoja mistä ja milloin se on otettu ei ole kerrottu. Ilman näitä tietoja kuva ei todista mitään ja on näin ollen täysin arvoton.

 

Otetaan toinen kuva. Tätä kuvaa ei ole koskaan aikaisemmin julkaistu mutta siinä on näkyvissä suunnilleen samanlainen kohde kuin ensimmäisessä kuvassa. Todistaako tämä kuva, että ensimmäisen kuvan kohde on aito ”ufo”?

 

Palautetaan tämän toisen kuvan kuvankäsittelyn edelliseen vaiheeseen ennen sen muuttamista negatiiviseksi. Silloin tulos on tämä:

Havaitaan, että kohde onkin kirkas ja paljon ”eteerisempi” kuin edellinen kuva. Nyt alkaa tuntua siltä, että kohde ei välttämättä olekaan kiinteä. Palataan jälleen yksi askel taaksepäin, jolloin kuvassa on mukana värit.

 

Nyt on enää yksi askel alkuperäiseen kuvaan, josta edellinen kuva on vain pieni osa.

Havaitaan, että kuvassa on kirkas kohde, Aurinko ja ”ufokuvana” esitetty kohde onkin linssiheijastuma. Linssiheijastumia syntyy jokaisen kameran linssistössä, jos kuvakentässä tai sen lähellä on kirkas valonlähde, esimerkiksi Aurinko, Kuu, auton ajovalot, kirkkaat planeetat tai katuvalaisin jne.

Linssiheijastumat ovat linssin optisen akselin vastakkaisella puolella kuin varsinainen valolähde ja usein heijastumissa näkyvä piikki osoittaa suoraan valonlähteeseen. Minkä muotoinen heijastuma on, riippuu hyvin monesta tekijästä, mutta niiden yleinen rakenne muistuttaa toisiaan, johtuen optiikan periaatteista ja säännöistä. Tästä syystä myös kaikki tämän tyyppiset ”ufokuvat” on helppo tunnistaa heijastumien aiheuttamiksi.

Edellä esitetty on vain yksi skenaario, miten ”ufokuva” syntyy. Yleisesti ottaen valokuvat sen paremmin kuin videotkaan eivät yksinään riitä osoittamaan ”muukalaisten vierailua” ja mitään todellista syytä uskoa näin joskus tapahtuneen ei ole. Kertomuksia kyllä riittää mutta ne eivät todista mitään asian todenperäisyydestä.

 

 

 

K: Miksi Jupiterista ei tullut tähteä, vaikka se on pienintä tunnettua tähteä suurempi?

V: Lyhyt vastaus on: Jupiterissa ei ole riittävästi massaa, jotta sen ytimessä voisi käynnistyä ydinfuusio muuttamaan vetyä heliumiksi.

Jupiter on Aurinkokuntamme suurin planeetta, jonka pilvipeitteessaä on näkyvissä suuria myrskypyörteitä. Jupiterilla ei kuitenkaan ollut riittävästi massaa tullakseen tähdeksi.

 

Toinen vastaus on se, että tähtien ja planeettojen syntytapa ovat erilaisia. Tähdet syntyvät avaruuden kaasupilvissä luhistumalla pilveen syntyneen tiivistymiskeskuksen vaikutuksesta. Kun syntymässä olevan tähden massa on kasvanut riittävästi, sen ytimessä käynnistyy ydinfuusio. Alkuvaiheessa raskas vety, deuterium fuusioituu heliumiksi. Jos massa on reilusti enemmän kuin tähän rajaan saakka, ydinfuusiot jatkuvat tavallisen vedyn fuusiolla ja energiaa vapautuu huomattavasti enemmän kuin deuteriumin fuusiossa.

Ydinfuusioiden käynnistyessä, tiivistymiskeskuksen ja vastasyntyneen tähden ympärillä on edelleen kaasu- ja pölypilven materiaa hyvin runsaasti. Tähden tiivistyminen aiheuttaa itse tähden mutta myös sen ympäristössä olevan materian pyörimisliikkeen. Pyörimisliikkeen vaikutuksesta ylijäämämateriaalista syntyneen tähden ympärille muodostuu kertymäkiekko, jota kutsutaan protoplanetaariseksi kiekoksi.

Protoplanetaarisessa kiekossa käynnistyy merkittävä koostumuksen muutos. Aluksi se on aivan samaa materiaalia kuin tähden synnyttänyt kaasu- ja pölypilvi, mutta tähden energiatuotannon alkaessa sen säteilemä valo ja tähtituuli (hiukkasvirtaus tähdestä poispäin) puhaltavat kaasua etäämmäksi, suunnilleen nykyisen Jupiterin radan tuntumaan asti. Tähden lähelle jää vain metalleiksi kutsuttuja raskaampia alkuaineita. Nämä alkuaineet muodostavat nyt molekyylejä, ne edelleen erilaisia pienen pieniä mineraalihiukkasia. Mineraalihiukkaset yhdistyvät uv-valon vaikutuksesta syntyneiden sähköstaattisten varausten vaikutuksesta suuremmiksi hiukkasiksi jne. kunnes, pienet pölyhiukkaset ovat muuttuneet niin suuriksi kappaleiksi, että niiden välillä vaikuttaa jo merkittävä (ja voimakkaampi kuin sähkövoima) gravitaatiovoima.

Gravitaatio vaikuttaa kehitykseen tästä eteenpäin. Pölyhiukkaspilveen syntyy jälleen tiivistymiskeskuksia ja tihentymisaaltoja, jotka lopulta synnytti suuria kappaleita, useamman kilometrin kokoisia planetesimaaleja. Planetesimaaleja oli paljon ja ne jatkuvasti törmäilivät toisiinsa, hajosivat ja muodostivat uusia ja isompia kappaleita, kunnes planetesimaaleista oli syntynyt planeettoja.

Jupiterin syntyminen alkoi, kun sen kiertoradalle syntyi planetesimaaleista noin kymmenen Maan massainen kiviydin, joka keräsi ympäristöstään lisä pölyä mutta ennen kaikkea vetyä ja heliumia. Näin Jupiterista tuli Aurinkokuntamme suurin planeetta, joka hallitse muiden planeettojen syntyä merkittävästi. Jäljelle jääneistä planetesimaaleista syntyivät nykyiset asteroidit mutta suurin osa niistä poistui Aurinkokunnastamme lopullisesti. Jupiter mahtavalla gravitaatiollaan linkosi ne niin kauas avaruuteen, että paluuta ei ollut.

Miksi Jupiterin kasvu jäi nykyiselleen, vaikka Aurinkokunnassa näyttäisi olleen vieläkin enemmän vapaata materiaalia koon kasvattamiseen? Aurinkokunnan sisäosiin alkoi Jupiterin synnyn jälkeen muodostua kiviplaneettoja, jotka nykyisin tunnemme planeettoina Merkuriuksesta Marsiin. Näiden planeettojen muodostuminen varasi osan saatavilla olleista planetesimaaleista. Samaan aikaan Auringon voimistunut säteily ja aurinkotuuli puhalsi Jupiterin ulottuvilla olevan kaasun kauemmaksi avaruuteen, jopa pois koko Aurinkokunnan alueelta. Näin Jupiter jäi planeetaksi, jonka massa on vain yksi tuhannesosa Auringon massasta. Jupiterin massa ei riitä käynnistämään ydinfuusiota sillä siihen tarvittaisiin vähintään 85-kertainen massa. Suurimpien ruskeiden kääpiöiden massat ovat noin 0,1 Auringon massaa ja niiden ytimissä deuteriumin fuusio on mahdollinen.

 

 

K: Kauanko aikaa täysikuu on täysi?

 V: Riippuu siitä miten tahdot määrittää täysikuun. Teknisesti täysikuu on vain se hetki, jolloin Kuun kulmaetäisyys Auringosta (elongaatio) on suurin mahdollinen. Tavallisen täysikuun aikaan se on jotain 175 – 179° tuntumassa. 

Kuvassa Kuu on jo ohittanut täysikuun hetken mutta sitä voidaan vielä pitää "täysikuuna", sillä siitä hetkestä ei vielä ole kulunut vuorokauttakaan. Kuvatti 2.10.2020 kello 20.57. Kuva © Kari A. Kuure.

Täysikuun hetken ajankohta kyllä lasketaan sekunnin (tai jopa tarkemmin) tarkkuudella mutta yleensä aika ilmoitetaan lähimpään täyteen minuuttiin pyöristettynä. Tästä syystä eri lähteissä voi olla pieniä eroja ajankohdalle.      

Silloin kun tapahtuu kuunpimennys, niin silloin päästään elongaatiossa lukemaan 180° tai ainakin hyvin lähelle sitä. Elongaatiohan määritetään lyhimmän isoympyrän kaaren mukaan, jolloin kaari mitataan yleensä kohtisuorasti ekliptikaan (Maan ratataso Auringon ympäri) tai kuunrataan maapallon ympäri nähden (kumpi on pienempi).

Täysikuusta puhuttaessa kuitenkin ymmärretään tavallisesti hieman pitempää aikaa kuin vain jokin tietty hetki. Tavallisesti sillä ymmärretään sitä ajanjaksoa (siis yötä), joka on  kuunnoususta kuunlaskuun ja jonka aikana täysikuun hetki saavutetaan. Joskus voidaan täysikuulla ymmärtää vieläkin pitempi ajanjakso mutta ei kuitenkaan kovin montaa vuorokautta pitkäksi.

Kysymyksiä Auringosta

K. Miten voidaan tietää mistä aineista Aurinko koostuu?

Aurinko näkyvässä valossa. Kuva © Kari A. Kuure.

V. Auringosta emme voi käydä noutamassa näytettä, joten sen kemiallisen koostumuksen selvittämiseksi täytyy käyttää muita menetelmiä. Tämä menetelmä on nimeltään spektrometria ja tutkimuslaitteet ovat spektrometrejä tai nykyisin spektrografeja.

Auringonvalo voidaan spektrimetrisin menetelmin hajottaa siten, että yksittäiset spektriviivat tulevat näkyviin^[1]. Valo on peräisin Auringon hehkuvista kaasuista^[2]. 

Kaikki aineet säteilevät kaiken aikaa lämpötilasta ja aineen kemiallisesta rakenteesta määräytyvällä tavalla sähkömagneettisen säteilyn (valon) aallonpituuksia. Yksittäisiä aallonpituuksia kutsutaan spektriviivoiksi, sillä säteily tapahtuu vain tietyillä taajuuksilla (aallonpituuksilla). Laboratoriossa on havaittu vedyn säteilevän ainakin 17 eri aallonpituudella eli vedyn spektrissä on vähintään 17 spektriviivaa. Eri aallonpituudet näkyvät tutkimuslaitteissa säteilyn voimakkuuteen verrannollisina viivoina näillä tietyillä aallonpituuksilla.

Spektriviivoja on kahdenlaisia: emissioviivoja ja absorptioviivoja. Emissioviivoja havaitaan silloin kun tutkittava kappale tai kaasu säteilee näillä tietyillä aallonpituuksilla. Riippuen tutkimuskohteen kemiallisesta rakenteesta (alkuaineista) spektriviivoja havaitaan vain tietyillä aallonpituuksilla ja nämä aallonpituudet tunnetaan laboratorioissa tehdyistä kokeista. Näin ollen tutkittavan kohteen kemiallinen rakenne selviää.

Auringon spektrissä nähdään tummia viivoja, jotka ovat
syntyneen säteilylähteen ja havaitsijan välillä olevasta
hieman viileämmästä kaasusta sen imiessä itseensä
niitä valon aallonpituuksia, joita se itse lähettäisi hehkuessaan.
Kuva Wikimedia Commons.

Toinen spektriviivatyyppi on absorptioviivat, jollaisia syntyy silloin, kun kuuman kappaleen ja havaitsijan välissä on valoa säteilevää kohdetta viileämpää kaasua. Tällöin viileään kaasuun imeytyy kuumasta säteilylähteestä tulevasta valosta ne aallonpituudet, joita viileä kaasu säteilisi, jos se olisi kuumaa. Spektriviivat näkyvät laitteissa tummina viivoina viileän kaasun kemiallisen rakenteen määrääminä aallonpituuksina.

Auringosta havaittavat spektrin viivat ovat absorptioviivoja (tarkkaan ottaen Auringosta voidaan kyllä havaita myös emissiospektriviivoja), eli valo on imeytynyt kontiniuum-spektrinä[3] säteilevästä valosta pois. Kuten edellä kerrottiin absorptiospektri edellyttää sitä, että valolähteen (Aurinko) ja havaitsijan välillä on valolähdettä viileämpää kaasua. Näin on myös Auringossa, jossa ”viileä” kaasu sijaitsee kromosfäärissä, siis juuri sen kerroksen yläpuolella, josta meille tuleva valo ja lämpö ovat peräisin eli fotosfääristä.

Auringon spektri on ns. mustan kappaleen spektri (musta viiva).
Ilmakehä imee joitakin aallonpituuksia ja maanpinnalle
tuulevan säteilyn määrä eri aallonpituuksilla on merkitty
punaiseksi. Keltaisella merkitty osa valosta imeytyy ilmakehässä.
Kuva Wikimedia Commons.

Auringossa fotosfäärin lämpötila on 4500–6000 K (Kelivin-astetta) välillä ja kromosfäärin alin lämpötila on noin 3800 K jonka jälkeen se taas kohoaa jopa 35 000 Kelvin-asteeseen. Tästä syytä Auringon havaittava spektri on absorptiospektri ja siinä näkyvät spektriviivat ovat peräisin kromosfääristä olevista kaasuista. Kaasut ovat samoja mistä koko Aurinko on koostunut eli vedystä ja heliumista sekä pienestä määrästä raskaampia alkuaineita.

Vastaus kysymykseen on siis se, että Auringon kemiallinen koostumus voidaan selvittää tutkimalla auringonvaloa.

Huomautukset

[1] Ensimmäisissä spektrometreissä kaukoputkesta tuleva tähden (Auringon) valo ohjattiin kulkemaan kapean raon ja lasiprisman läpi, jossa valo taittui aallonpituuden määräämän kulman verran. Suurentavalla okulaarilla tarkasteltuna pystyttiin näkemään yksittäisiä absorptioviivoja (mustia). Okulaariputkea voitiin kääntää suhteessa prismaan, jolloin kääntämiskulman avulla voitiin määrittää yksittäisen spektriviivan aallonpituus.Toinen vaihtoehto oli se, että itse prismaa käännettiin, jolloin vaikutus oli sama.

Tähtitieteessä on paljon käytetty myös objektiiviprismoja, joissa kaukoputken objektiivin etupuolelle on kiinnitetty lasinen prisma, jolloin kuvakentässä olevien tähtien valo muodostaa spektrejä. Spektrien erotuskyky ei ole kummoinen ja käyttökelpoisia spektrejä saadaan vain riittävän kirkkaista tähdistä mutta vastaavasti, spektrejä voidaan tehdä suuren tähtijoukon useita tähdistä yhdellä kertaa. Objektiiviprismojen käyttö on merkittävästi vähentynyt uusien ja paljon erotuskyisempien menetelmien vallatessa alaa.

Nykyisin spektrografeissa käytetään valon aallonpituuksien erottelemiseen hilaa. Hilan käyttö mahdollistaa prismaan verrattuna paljon erotuskykyisemmän spektrin tuottamisen. Hilan toiminnasta saa hyvä käytännön esimerkin CD-levystä: sen heijastama valo jakaantuu spektrin väleihin.

[2] Atomien säteilemä valo syntyy siten, että atomiytimiä kiertävät elektronit siirtyvät sijaintikuortansa alemmalle kuorelle, jolloin elektronin potentiaalienergia vapautuu sähkömagneettisena säteilynä.

Auringon olosuhteissa ylemmälle elektronikuorelle tai jopa kokonaan irti atomiytimen vaikutuspiiristä joutuu suurempitaajuisen (suurienergisen) fotonin törmätessä atomiin. Se luovuttaa törmäyksessä koko energiansa yhdelle tai useammalle elektronille, jotka siirtyvät ylemmälle elektronikuorelle tai vapautuvat. Näiden elektronien palatessa alemmalle kuorelle energia siis vapautuu.

[3] Emissiospektri jossa on kaikkia allonpituuksia. 

Kysymyksiä revontulista

K: Mitä revontulet ovat?

V: revontulet ovat ilmakehän yläosassa, termosfäärissä (85–690 km) ja joskus vieläkin korkeammalla eksosfäärissä esiintyviä valoilmiöitä.

Revontulien esiintyminen edellyttää sitä, että maapallon magneettikenttään on joutunut aurinkotuulen varattuja hiukkasia (elektroneja) tavallista runsaammin. Lopulta magneettikenttä saavuttaa kylläisen tilan, jossa elektroneja ei voi enempää sitoutua magneettikenttään. Tässä tilassa magneettinen kenttä on hyvin epävakaa ja pienikin häiriö saa aikaan magneettisen myrskyn.

Myrskyn aikana magneettinen pyrstö (aina vastakkaisella puolella maapalloa kuin Aurinko) katkeaa, pyrstön kärki irtoaa ja jäljelle jäänyt osa supistuu voimakkaasti. Supistuminen kiihdyttää elektroneja jotka syöksyvät kohti maapalloa ja osa niistä päätyy magneettisten voimaviivojen ohjaamina magneettisten napojen läheisyyteen yläilmakehään. Toinen osa elektroneista päätyy Maan ympäri kiertävään rengas(sähkö)virtaan. Rengasvirran elektronit eivät aiheuta revontulia.

Revontulivalo syntyy elektronien törmätessä ilmakehän atomeihin. Törmäyksessä atomiydintä kiertävien elektronien energia lisääntyy, jonka seurauksen ne siirtyvät (virittyminen) ulommille orbitaaleille (~kiertoradoille) tai jopa irtoavat kokonaan. Virittyminen tila ei kuitenkaan kestä kovin pitkään vaan elektronit palautuvat alemmille orbitaaleille tai vapaat elektronit sitoutuvat uudelleen atomien orbitaaleille ja vapauttavat energiaa. Energia poistuu atomista sähkömagneettisena säteilynä jolloin näemme sen revontulivalona.

K: Revontulet ovat yleensä vihreitä, mutta muitakin värejä näkee silloin tällöin. Miten revontulien eri värit syntyvät?

V: Revontulien esiintymiskorkeudessa on happi ja typpi atomeja ja molekyylejä. Yleisin vihreä revontulivalo (l=557,7 nm) on peräisin happi-atomeista, jossa elektronit siirtyvät toiselta energiatilalta ensimmäiselle perustilalle. Happi säteilee myös punaista revontulivaloa (l=630,0 nm ja l= 636,4 nm) kun ensimmäisen viritystilan elektronit siirtyvät perustilaan. Happi säteilee myös uv-valoa (l=297,2 nm) silloin kun toisen viritystilan elektronit siirtyvät suoraan perustilaan. Tätä tapahtuu hyvin vähän (noin 5 % ensimmäisestä viritystilasta siirtymisistä) ja uv-valo on näkymätöntä visuaalisesti havaittuna. 

Happi esiintyy yläilmakehässä myös molekyylinä (O² ja O₂⁺), jolloin se säteilee joko punaista tai vihreää valoa. Lisäksi happi säteilee näkymätöntä infrapunaista valoa.

Yläilmakehässä on myös typpeä, vaikkakin hieman vähemmän kuin happea. Typpi esiintyy eri muodoissa: atomeina (N, N⁺), molekyylinä (N₂, N₂⁺) ja typpioksidina (NO).  Typen atomit säteilevät revontulivaloa aallonpituusalueella 545–635 nm eli vihreästä oranssiin useissa eri väreissä. Typen molekyylit puolestaan säteilevät revontulivaloa aallonpituusalueella 345–410 nm, joka violettiin aallonpituusalueelle.  Typpioksidi säteilee ultraviolettivaloa.

Kaiken kaikkiaan revontulivalossa voidaan nähdä jopa kuuttatoista eri väriä, joskin lähekkäisten eri sävyjen erottaminen toisistaan voi olla vaikeaa. Päävärit ovat vihreä, punainen ja sinivioletti. Sopivasti päällekkäin mennessä päävärit voivat muodostaa yhdistelmävärejä kuten keltainen, pinkki tai jopa valkoinen.

Silloin tällöin pimeässä paikassa voi nähdä harmaita revontulia. Silloin kyse on niin himmeistä revontulista, että silmän värien näkemiskynnys ei ylity. Valokuvaamalla harmaat revontulet osoittautuvat usein vihreiksi revontuliksi.

K:Revontulissa esiintyy erilaisia muotoja kuten kaaria, vöitä, säteitä, kierteitä ja kruunu. Miten nämä syntyvät?

Revontulien verhomainen rakenne näkyy selkeästi tässä
Kanasainväliseltä avaruusasemalta otetussa kuvassa.
Kuva Wikimedia Commons.

V: Revontulet ovat yleiseltä muodoltaan verhomaisia jonka suunta on maapallon magneettikentän mukainen. Tämä johtuu ilmakehään tunkeutuvien elektronivuon kapeudesta. Elektronit muodostavat eräänlaisen levyn, jonka leveys on vain sadan metrin luokkaa.  Elektronivuon tiheyden ollessa vähäinen, tilanne säilyy muuttumattomana ja revontulet näkyvät kaarena, vyönä tai verhona riippuen havaitsijan asemasta revontuliverhoon nähden.

Tilanne kuitenkin muuttuu elektronivuon tiheyden lisääntyessä. Tällöin verhon paksuus kasvaa ja koko järjestelmä muuttuu epävakaaksi. Tällöin pienikin häiriötekijä saa aikaan revontuliverhon poimuttumisen tai kiertymisen. Poimun halkaisija on noin 1–10 km, jolloin yleensä se nähdään säteinä. Häiriön ollessa paikallista laajemmalla alueella, se johtaa revontuliverhon kiertymiseen itsensä ympäri ja usein myös katkeamiseen. Tällöin kyseessä on halkaisijaltaan 100–1000 km kokoluokkaa olevasta ilmiöstä ja me näemme sen selkeänä spiraalina etenkin jos ilmiö esiintyy korkealla taivaalla.

Revontulikruunu näkyy havaitsijan keskitaivaalla. Sen tarkka asema määräytyy paikallisen magneettikentän mukaisesti. Kruunun muoto on seurausta perspektiivi-ilmiöstä, sillä sen keskiosa on korkeammalla kuin reunat. Keskiosan väri on usein punainen tai violetti ja reunat vihreitä.

Revontulikruunu. Kuva Wikimedia Commons.

Revontulet usein myös leiskuvat, sykkivät, loimuavat tai välkehtivät. Näissäkin ilmiöissä on kyse elektronivuon epävakaudesta mutta myös laajemmin magneettikentässä tapahtuvasta epävakausilmiöistä. Magneettikentän epävakaus aiheuttaa elektronivuon voimakasta tiheyden vaihtelua ja se näkyy revontulivalon kirkkauden vaihteluina. Usein myös maanpintakerrokseen indusoituneet sähkövirrat moduloivat elektronivuota (sähkövirtaa sekin) aiheuttaen loimuamista. 

Ehkä mielenkiintoisin, harvinaisin ja samalla selittämätön revontuli-ilmiö on revontulilaikut. Kirkkaudeltaan sykkiviä laikkuja voi esiintyä vain muutamia alueellisesti revontulivöissä tai säteiden läheisyydessä, mutta joskus niitä voi nähdä koko taivaan alueella jopa täysin irrallaan muista revontulista. Sykkiminen voi olla synkronoitunutta (kaikki laikut kirkastuvat samanaikaisesti) tai kirkastumiset ja himmenemiset etenevät laikuissa aaltomaisesti.  Itse olen elämäni aikana nähnyt parikertaa synkronisesti sykkiviä laikkuja. Ilmiön syitä ei ole kovinkaan helppoa selittää edellä kerrotuilla mekanismeilla.

K: Kuinka korkealla revontulet esiintyvät?

V: Revontulet esiintyvät yleensä mesopausin (85 km) yläpuolella termosfäärissä tai sen yläpuolella eksosfäärissä. Joskus erittäin voimakkaiden magneettisten myrskyjen aikana revontulia voi esiintyä mesofäärin yläosassa noin 65 km korkeudella.

Vihreät revontulet ovat yleensä noin 120–200 km korkeudella, punaiset 200–450km ja violetit näiden yläpuolella jopa joskus 1000 km asti. Korkeuslukemat eivät ole tarkkoja ja paljolti riippuu magneettisen myrskyjen voimakkuudesta, termosfäärin ja eksosfäärin lämpötilasta, elektronien nopeudesta kuin hiukkastiheydestäkin.  Voimakkaiden purkausten ja myrskyjen aikana korkeudet voivat olla hieman alempina kuin rauhallisempina aikoina. 

K: Milloin revontulia näkyy?

Katso reaaliaikainen Auringon aktiivisuusennuste tästä linkistä!

Revontulien määrä noudattaa auringonpilkkujaksoa niin,
että eniten revontulia nähdään pilkkumaksimin jälkeen parin
vuoden aikana. Kuva NOAA/SWPC.

VV: Revontulien näkyminen vaihtelee hyvin runsaasti riippuen vuodesta, vuoden ajasta ja tapahtumista Auringossa. Pitkällä aikavälillä revontulien esiintyminen noudattaa Auringon aktiivisuusjaksoa (auringonpilkkujaksoa). Näin ollen silloin kun Aurinko on aktiivinen, revontulia esiintyy runsaammin kuin aktiivisuusminimin aikoina.

Revontulia näkyy runsaimmin Auringon aktiivisuushuipun mentyä ohi parin vuoden ajan. Revontulet ovat suora seuraus Auringossa tapahtuviin flare- ja etenkin CME-purkauksista, joita ko. ajankohtana ilmaantuu runsaasti, jopa useita yhden vuorokauden kuluessa. CME eli koronamassapurkaus heittää avaruuteen suuren määrän aurinkoainetta, plasmaa. Jos purkaus sattuu oikeaan aikaan ja suuntaan, osa plasmapilvestä törmää maapallon magneettikenttään parin vuorokauden kuluttua ja aiheuttaa magneettisen myrskyn, joka puolestaan näkyy revontulina.

Aktiivisuusminimin lähestyessä Auringossa tapahtuvat purkaukset vähenevät, josta syystä revontulitoiminta jonkin verran hiipuu ja silloin kun revontulia näkyy, niiden voimakkuus ei ole huippuvuosien veroista.

Täytyy kuitenkin huomata, että myös aktiivisuusminimin aikana revontulia voi näkyä, joskus jopa hyvin kirkkaita. Tällöin revontulien aiheuttajana on Auringon korona-aukko, joka kohdistuu suoraan maapalloon. Korona-aukossa aurinkotuulen tiheys on tavallista vähäisempi mutta hiukkasten vauhti tavanomaista suurempi. Korona-aukko ei suoranaisesti aiheuta magneettista myrskyä mutta revontulitoiminta johtuu magneettikentän rauhattomuudesta jota myös alimyrskyiksi kutsutaan.

Revontulien esiintyvyys noudattaa myös vuodenaikaista rytmiä. Runsaimmin revontulia nähdään syys–lokakuussa ja maalis-huhtikuussa. Syyskauden revontulitoiminta alkaa käytännössä jo elokuun jälkipuoliskolla. Keskitalvella marras–helmikuussa revontulien esiintyvyys on suunnilleen puolet syksyn ja kevään lukemista. Kesällä revontulia ei voi nähdä pohjoisella pallonpuoliskolla johtuen valoisista öistä, mutta niitä esiintyy suunnilleen yhtä paljon kuin talviaikana.

Revontulet noudattavat myös vuorokautista rytmiä. Revontulet ovat yleensä kirkkaimpia, näkyvät korkealla ja runsaampina keskiyön jälkeen parin tunnin ajan. Aktiivisina revontulikausina, jolloin esiintyy magneettisia myrskyjä, revontulia voi nähdä jo iltayöstä alkaen aina aamutunneille asti. Hyvin voimakkaitten magneettisten myrskyjen aikana revontulia voi nähdä jo heti illalla, kun tulee riittävän pimeää ja ne jatkuvat aina aamuhämärään asti.

Revontulet eivät voimakkaittenkaan purkausten aikana jatku kirkkaudeltaan samanlaisina pitkään. Usein erillisten alimyrskyjen välillä voi olla puolentunnin tai tunnin mittaisia taukoja, tai revontulien näkyminen voi rajoittua hyvinkin lyhytaikaiseksi.

K: Näkyvätkö revontulet yhtä aikaa molemmilla pallonpuoliskoilla?

V: Kyllä, revontulet esiintyvät samanaikaisesti sekä pohjoisella kuin eteläisellä pallonpuoliskolla. Tarkkaan ottaen revontulet esiintyvät revontuliovaaliksi kutsutulla vyöhykkeellä magneettisten napojen ympäristössä.

Revontulia Etelämantereella. Kuva Wikimedia Commons.

Revontuliovaali on nimensä mukaisesti soikea vyöhyke, jonka pisin puoliakseli on noin 2500 km ja lyhyempi puoliakseli on noin 1500 km. Ovaalin koko kuitenkin vaihtelee sen mukaan kuinka voimakas magneettinen myrsky on: mitä voimakkaampi sen laajempi ovaali on. Usein revontuliovaali ulottuu maamme etelärannikolle ja voimakkaiden magneettisten myrskyjen aikana jopa Keski-Eurooppaan asti.

Pohjois-Amerikassa revontuliovaali perinteisesti on voinut ulottua jopa paljon kauemmaksi etelään, sillä magneettinen napa on sijainnut Kanadan pohjois-osan saaristossa. Parin viime vuosikymmenen aikana pohjoisen magneettinapa on kuitenkin siirtynyt vauhdilla kohti pohjoista ja sijaitsee nyt (2016) suhteellisen lähelle maantieteellistä pohjoisnapaa, siitä suunilleen Berigin salmen suuntaan jonkin matkaa. Näin ollen Pohjois-Euroopassa ja Siperiassa revontulien näkymismahdollisuudet ovat parantuneet ja Pohjois-Amerikassa vastaavasti hieman heikentyneet.

K: Miksi Lapissa revontulia näkyy useammin kuin Etelä-Suomessa?

Kp-indeksi, joka vaaditaan kullakin havaintopaikalla
revontulien näkymiseen lähiavaruuden ja geomagneettisen
kentän ollessa muutoin normaalina pidettävässä tilassa.
Pohjoisilla leveysasteilla revontulia näkyy pienemmillä
indeksin arvoilla kuin keskileveyksillä.
Kuva NOAA/SWPC.

V: Lapissa revontulien näkyminen etelää useammin johtuu siitä, että se sijaitsee lähempänä magneettista napaa kuin Etelä-Suomi. Lapissa revontulia voi nähdä silloinkin, kun ei ole menossa minkäänlaista magneettista myrskyä, riittää kunhan vain pientä rauhattomuutta esiintyy magneettikentässä. Revontulien näkyminen Etelä-Suomessa edellyttää, jos ei suorastaan magneettista myrskyä, niin ainakin voimakasta alimyrskyä.  Voimakas rauhattomuus on luonnollisesti harvalukuisempaa kuin pieni väreily.

K: Kuinka revontuliennusteita laaditaan?

V: Revontuliennusteiden laadinta on hyvin monimutkainen juttu. Tästä syystä ennusteet myös harvoin osuvat aivan täysin kohdalleen.  Ennusteen laatimiseksi tarvitaan tietoja monista osatekijöistä kuten maapallon magneettikentän tilasta, lähiavaruuden avaruussäästä ja viimekädessä Auringon magneettikentästä, aktiivisuudesta ja siellä tapahtuneista purkauksista.

Ennusteen laadinnan lähtökohtana ovat K-, A ja a-indeksit, jotka ovat yksittäisten magneettisten mittausasemien magneettisten ilmiöiden tyyppiä, magneettikentän amplitudin maksimiarvoa ja A-indeksi vuorokausikeskiarvo. Näistä lasketaan 13 havaintoaseman keskiarvojen perusteella Kp-, Ap- ja ap-indeksit, jotka kuvaavat magneettikentän tilaa koko maapallolla. Ennustetta varten havaintoasemat pyrkivät myös ennustamaan tulevan kehityksen lähimpien 6 tunnin aikana.

Kp-indeksiennuste laaditaan myös 27–28 vuorokaudeksi. Kauden pituus määräytyi Auringon ekvaattoriseutujen pyörähdysajan mukaan, sillä magneettista rauhattomuutta aiheuttavat ilmiöt noudattavat suunnilleen Auringon pyrähdysaikaa. Jos siis hyvän revontulinäytelmän haluaa nähdä uudelleen, silloin noin 28 vuorokauden kuluttua on yleensä ainakin pieni mahdollisuus revontulien jälleen näkymiselle.

Kp-indeksi kertoo Maan magneettikentän tilan kolmen
tunnin jaksoissa ja sen lisäksi sen avulla pyritään
ennakoimaan tulevan kuuden tunnin kehitys.
Kuva NOAA/SWPC.

Jotta Kp-indeksistä oli käytännön hyötyä, täytyy tietää havaintopaikan magneettinen leveys tai sen perusteella laskettu Kp-indeksin arvo. Pirkanmaalla Kp-indeksi täytyy olla arvossa 4- tai enemmän (asteikko 0–9), jotta olisi edes vähäinen mahdollisuus revontulien näkymiselle. Etelämpänä, esimerkiksi Suomen etelärannikolla Kp-indeksin arvon täytyy olla 5- heikkojen revontulien näkymiseen.  Pohjoisessa ja Lapissa vastaavasti arvot 2 ja 1 tuottavat jo revontulia jos kaikki muut tekijät ovat suotuisia.

Kp-indeksin lisäksi tarvitaan tietoa lähiavaruuden avaruussäästä. Tätä varten avaruuteen on sijoitettu luotaimia noin 1,5 miljoonan km etäisyyteen Lagrangen pisteeseen Maan ja Auringon väliin. Luotain mittaa lähiavaruuden hiukkasten määrää, laatua ja nopeutta ja radioi tiedot maapallolle. Näin saadaan noin tuntia ennen ennakkovaroitus voimakkaista aurinkotuulen muutoksista. 

Hieman samaa tehtävää hoitaa SOHO- ja SDO-luotaimet samassa paikassa. Nämä kuitenkin havaitsevat suoraan Aurinkoa ja pystyvät havaitsemaan Auringossa tapahtuvat purkaukset jo niiden alkuvaiheessa noin kaksi vuorokautta ennen kuin niiden vaikutukset alkavat tuntua maapallon magneettikentässä.

Vielä on yksi oleellinen tekijä, joka loppujen lopuksi ratkaisee revontulen näkymisen tai niiden poisjäämisen. Kyseinen tekijä on planeettojen välisen avaruuden magneettikenttä, josta käytetään lyhennettä IMF.

IMF voidaan jakaa komponentteihin x-, y- ja z-akselien suuntaisesti, joista B_z on oleellisen tärkeä tuntea. B_z-kenttä vaihtelee pohjois- ja eteläsuunnan välillä joskus voimakkaammin ja joskus heikommin. Bz-kentän osoittaessa etelään joitakin nanotesloja (nT) revontulien esiintyminen on todennäköisempää kuin kentän osoittaessa pohjoiseen. Etelään suuntautuvien kenttien merkkinä käytetään miinus-merkkiä (-) ja pohjoiseen suuntautuvan kentän merkkinä plus-merkkiä (+). IMFn suunnan vaihtelu johtuu Auringosta, sillä kentän synnyttäjä on Aurinko ja kenttä suuntautuu ekvaattori tasossa Auringosta poispäin.

CME-pilvi purkautumassa Auringossa. Jos purkaus tapahtuu
oikeassa paikassa, niin pilvi voi törmätä maapallon magneettikenttään
parin vuorokauden kuluessa. Kuva Wikimedia Commons.

IMF ei osoita suoraan säteensuunasta Auringosta poispäin, vaan on kiertynyt Auringon ympärille spiraaliksi. Maapallon kohdalla spiraalin tulosuunta on noin 45° Auringon oikealla puolella. Tällä on oma merkityksensä etenkin syyskauden revontulien näkyvyyteen.

Auringon magneettikenttä (IMF) ohjaa niin CME-pilven kuin korona-aukkojen hiukkasten kulkureittiä siten, että ne päätyvät helpoimmin tunkeutumaan maapallon magneettikenttään erityisesti syyspäivän tasauksen aikoihin tai hieman sitä ennen. Tällöin maapallon on kallistunut kohti kenttää ja ”ovi” on avoinna hiukkasten tunkeutumiselle. Keväällä ja etenkin talvella tai kesällä tunkeutuminen ei ole lainkaan yhtä helppoa. Maapallon asento suhteessa IMF:ään selittää revontulien runsauden tasauspäivien aikoihin.