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. 

Auringon lämpötila

1. ydin, 2. säteilyvyöhyke, 3. konvektiivinen kerros,
4. fotosfääri, 5. kromosfääri, 6. korona, 7. auringonpilkkuja,
8. granulaatiota ja 9. silmukkaprominenssi.

K: Kuinka kuuma Aurinko on?

V: Aivan yksiselitteistä vastausta ei voi antaa. Lämpötila Auringossa vaihtelee hyvin paljon, riippuen sitä mitä kohtaa tarkastelemme. Joitakin hieman yleisluonteisia lukuarvoja voidaan kuitenkin ilmoittaa.

Auringon efektiivinen lämpötila on 5 777 K^[1]. Tämä lämpötila tarkoittaa sitä, että jos Aurinko olisi fysiikassa määritelty musta kappale^[2] (jota se todellisuudessa on hyvin lähellä), niin sen lämpötila olisi tuo mainittu. Näin ollen voimme hyvällä syyllä ilmoittaa, että Auringon lämpötila on noin 6 000 °C.

Auringon energia tuotetaan sen ytimessä, joka ulottuu noin 146 160 km etäisyydelle säteestä. Ytimen halkaisija on siis noin 300 000 km. Tässä pienessä pallossa syntyy kaikki Auringon säteilemä energia. Jotta energiaa tuottavat ydinfuusiot voisivat tapahtua, tarvitaan yli 10 miljoonan kelvinin lämpötila ja tiheyden täytyy olla suurempi kuin kullan tiheys. Käytännössä Auringon ytimen korkein lämpötila on noin 15 miljoonaa kelviniä ja tiheys on noin kahdeksankertainen kullan tiheyteen verrattuna.

Ytimen ulkopuolella on säteilyvyöhykkeeksi nimetty kerros. Nimitys johtuu energian siirtymistavasta, joka on sähkömagneettisen säteilyn emittoituminen ja absorboituminen. Kerroksen lämpötila putoaa alaosan 10 miljoonasta yläosan pariin miljoonaan kelviniin.

Auringon säteen ylimmän osan muodostaan konvektiivinen kerros. Se käsittää suunnilleen Auringon ylimmän kolmanneksen. Lämpötilan tämän kerroksen alaosassa on noin 2 miljoonaa kelviniä. Noustaessa ylöspäin kohti Auringon pintaa, lämpötila laskee ja saavuttaa noin 10 000 K lämpötilan kerroksen yläosassa.

Auringon kromosfääri ja prominensseja.
Kuva © Kari A. Kuure.

Auringon pinta (kaasukehä) jaetaan kolmeen osaan, joista alin on fotosfääri. Tämä on se kerros, jonka näemme näkyvässä valossa ja jota pidämme ”Auringon pintana”. Lämpötila kerroksen alaosassa on jo painittu 10 000 K mutta se putoaa noin 500 km matkalla noin 6 000 K:iin. Tästä ylöspäin lämpötila kohoaa hitaasti.

Noin 900 km korkeudella fotosfäärin alareunasta tullaan kromosfäärin alueella. Tämä kerroksen säteilemä valo on vielä näkyvän valon aallonpituus alueella (punainen), mutta valon voimakkuus on niin vähäinen, että tarvitaan erikoissuodattimella^[3] varustettu kaukoputki sen näkemiseen. Kromosfäärin lämpötila on noin 8 000 – 10 000 K.

Noin 2 000 km korkeudella tapahtuu todella ihmeellistä, lämpötila kohoaa hyvin lyhyellä matkalla puoleen miljoonaan kelviniin, alue muodostaa Auringon koronan alimman kerroksen. Tämän jälkeen lämpötila kohoaa hieman rauhallisemmin ja miljoonan asteen lämpötila saavutetaan noin 3 000 km korkeudella. Korona ei suinkaan pääty tähän, vaan se jatkuu noin 2/3 säteen päähän fotosfääristä. Lämpötila kohoaa edelleen ja saavuttaa noin 3 miljoonaa kelviniä koronan ulkorajalla.

Fostosfäärissä esiintyy Auringon magneettikentän aikaansaamia ilmiöitä, joita kutsumme auringonpilkuiksi. Niillä on oma rakenteensa, joka johtuu alueilla vallitsevista voimakkaista magneettikentistä. Auringonpilkun ytimenä on voimakkaan magneettikentän alue, jossa lämpötila putoaa noin tuhannen kelvinin verran, eli lämpötila voi olla alle 5 000 kelviniä. 

Auringonpilkun ytimen, umbran, ulkopuolella on hieman heikomman magneettikentän alue, jota kutsutaan penumbraksi. Sen lämpötila asettuu ympäristön ja umbran väliin, ollen noin 5 500 K.

Auringonpilkkujen ympäristöön usein syntyy hieman kirkkaampi ja samalla lämpötilaltaan hieman korkeampaa verkkomaista rakennetta, jota kutsutaan fagulaksi. Näiden lämpötila on noin 6 000 – 8 000 K. Faguloita voi nähdä etenkin Auringon reunatummentuman alueella ja niihin ei aina liity auringonpilkkuja.

Auringonpilkkujen läheisyydessä voi tapahtua flare-purkauksia. Ne ovat magneettisia ”oikosulkuja” ja niissä vapautuu hyvin suuri määrä energiaa lähinnä gammasäteilynä. Osa gammasäteilystä imeytyy syntyalueensa lähistöllä Auringon plasmaan, jolloin sen lämpötila kohoaa nopeasti ja saavuttaa useiden kymmenien miljoonien kelvinien lämpötilan.

 Huomautukset

[1] Fysiikassa lämpötila ilmoitetaan Kelvin-asteina.  Asteikon nolla on absoluuttinen nollapiste (–273,16 °C) ja yksikkö on saman suuruinen kuin käyttämänne Celsius-asteikon. Näin ollen lämpötilan ollessa 0 °C se vastaa 273 K (kelviniä). Kelvineinä ilmoitetun lämpötilan voi ilmoittaa Celsius-asteina lisäämällä lukuun 273. Vastaavasti Celsius-asteina ilmoitetun lämpötilan voi muuttaa Kelvineiksi vähentämällä luvusta 273.

[2] Fysiikassa mustalla kappaleella tarkoitetaan ideaalista kappaletta, joka absorboi kaiken siihen kohdistuneen sähkömagneettisen säteilyn. Toisin sanoen kappale ei heijasta valoa lainkaan. Musta kappale säteilee vastaanottamansa energiaan ja sen säteilyn huipun aallonpituus riippuu yksinomaan kappaleen lämpötilasta. Musta kappale pyrkii aina termiseen tasapainoon ympäristönsä kanssa, toisin sanoen sen absorboima energia on yhtä suuri kuin sen emittoima energia. Mustan kappaleen säteilyn suurimman säteilyvoimakkuuden aallonpituus määräytyy Wienin siirtymälain mukaisesti: aallonpituus on kääntäen verrannollinen kappaleen lämpötilaan.

[3] Erittäin kapeakaistainen vety-alfa suodatin.