Auringon ja aurinkokunnan fysiikka

1. Auringon ja aurinkokunnan fysiikka Luentokalvoja Eino Valtonen

2. Kurssin tavoitteet • Antaa perustiedot Auringon ilmiöistä ja vaikutuksista aurinkokunnassa. • Kurssin suoritettuaan opiskelija tuntee Auringon rakenteen ja hänellä on käsitys Auringon toimintaan liittyvistä ilmiöistä. Opiskelija ymmärtää havaintotulosten pohjalta Auringon fysikaalista käyttäytymistä ja Auringon vaikutukset planeettoihin, erityisesti Maahan.

3. Yleistä kurssista • Moniste • J. Torsti, Auringon ja aurinkokunnan fysiikka, 2007 • Oheisaineisto • K.J.H. Phillips, Guide to the Sun, Cambridge University Press, 1992 • www-aineisto (em. lähdeteoksen tietojen ajantasaistamiseksi) • Yleistajuista taustatietoa: L. Golub ja J.M. Pasachoff, Lähin tähtemme – Tutkimuskohteena Aurinko, Ursan julkaisuja 92, 2004; K.R. Lang, Sun, Earth and Sky, Springer, 2006 • Tavoite • Ymmärtää havaintotulosten pohjalta Auringon fysikaalista käyttäytymistä • Antaa ilmiöihin perustuva kuvaus Auringosta • Luennot • 24 h luentoja • 4 h viikossa; ei luentoja viikolla 46 (14.-18.11) eikä 6.12.; päättyy 13.12. • Kurssin suorittaminen • Tentti • Ei demoja

4. Luentosuunnitelma • 1. luento: Johdanto ja Auringon sisäosa • Yleistä • Auringon rakenne ja energiantuotto • Neutriinojen ongelma • 2. luento: Auringon sisäosa, Auringon fotosfääri • Värähtley • Magneettikenttä • Granulaatio • 3. luento: Auringon fotosfääri • Differentiaalinen pyöriminen • Auringon halkaisija • Säteily ja lämpötila • Fraunhoferin viivat • Spektriviivojen leveneminen ja silpoutuminen • 4. luento: Fotosfääri, Kromosfääri • Fotosfäärin kemiallinen koostumus • Fotosfäärin magneettikenttä • Kromosfäärin rakenne ja prosessit • Fraunhoferin viivat • Kromosfääri ja spektroheliogrammit • Transitiokerros

5. Luentosuunnitelma • 5. luento: Kromosfääri, Korona • Kromosfäärin lämmitysmekanismi • Valkean valon korona • Kuuma korona • Koronan säteily valkean valoalueen ulkopuolella • 6. luento: Korona • Koronan aukot • Koronan magneettikentät • Rauhalliset protuberanssit • Koronan lämmityksestä • 7. luento: Aktiivinen Aurinko • Auringon pilkut • Aktiivisuusalueet • Auringon soihdut • 8. luento: Aktiivinen Aurinko • Auringon soihdut: röntgen-, gamma-, radiotaajuinen ja hiukkassäteily

6. Luentosuunnitelma • 9. luento: Aktiivinen Aurinko • Koronan massapurkaukset • Auringon aktiivisuuden malleista • Koronan massapurkausten malleja • Magneettiset pilvet • 10. luento: Aurinko ja aurinkokunta • Auringon gravitaatio ja aurinkokunta • Aurinkotuuli • 11. luento: Aurinko ja aurinkokunta • Aurinkotuulen vuorovaikutus • Geomagneettiset häiriöt ja revontulet • 12. luento: Aurinko ja aurinkokunta • Aurinko ja Maan ilmakehä • Maan sää ja ilmasto • Auringon aktiivisuus ja teknologinen infrastruktuuri • Ihmisen vaikutus Maan ilmakehään

7. Johdanto • Auringon rakenne ja alkuainekoostumus • Auringon pilkkujen historia • Auringon säteily • Aurinkotuuli • Auringon tutkimuksesta: satelliitit • Auringon tutkimuksesta: maan päälliset observatoriot

8. Auringon rakenne ja alkuainekoostumus • Koostumus (massaosuudet) • Pinta: 70 % H, 28 % He, 2 % CNO • Keskusta: 35 % H, 62 % He, 2 % CNO • Kaasukehästä tunnistettu > 70 alkuainetta • >99,8 % aurinkokunnan massasta auringossa • Pyörähdysaika 26 vrk (ekvaattori) • Etäisyys Maasta 1,50x108 km • Säde R = 696000 km • Massa M = 1,989 x 1030 kg • Tiheys • Pinta: 2,07x10-7 g/cm3 • Keskusta: 150 g/cm3 • Luminositeetti L = 3,86 x 1026 W • Ikä t = 4,6 x 109 a • Lämpötila • Pinta: 5770 K • Keskusta: 1,54x107 K • Auringon osat • Ydin • Säteilyvyöhyke • Konvektiovyöhyke • ”Pinta” (fotosfääri) • Kaasukehä (kromosfääri, korona)

9. Auringon pilkkujen historia

10. Auringon säteily Gamma-röntgen-EUV-näkyvä valo-radio

11. Aurinkotuuli • Jatkuva hiukkasvirta Auringosta • Keskimääräinen nopeus 450 km/s

12. Auringon tutkimuksesta: satelliitit • SOHO • http://sohowww.nascom.nasa.gov/ • Trace • http://trace.lmsal.com/ • RHESSI • http://hesperia.gsfc.nasa.gov/hessi/ • Stereo • http://stereo.gsfc.nasa.gov/ • Hinode • http://solar-b.nao.ac.jp/index_e.shtml

13. Tulevaisuus Solar Dynamics Observatory http://sdo.gsfc.nasa.gov/ Solar Orbiter http://sci.esa.int/science-e/www/area/index.cfm?fareaid=45 Solar Probe Plus http://solarprobe.gsfc.nasa.gov/

14. Auringon tutkimuksesta: maan päälliset observatoriot • Esim: • National Solar Observatory • http://www.nso.edu/ • Big Bear Solar Observatory • http://www.bbso.njit.edu/ • Mauna Loa Solar Observatory • http://mlso.hao.ucar.edu/cgi-bin/mlso_homepage.cgi

15. 1. Auringon sisäosa • Rakenne ja energian tuotto • Auringon standarimalli • Energiantuotto • Neutriinojen ongelma • Auringon neutriinotuotto • Neutriinojen ongelma • Auringon värähtely • Seisova aalto eli moodi • Äänen eteneminen auringossa • Äänen tehospektri • Globaalit värähtelymoodit • Auringon magneettikenttä • Babcokin auringonpilkkumalli • Parkerin malliin perustuva kentän muodon muutos

16. Auringon standardimalli • Perustana säilymislait ja energian kuljetusyhtälöt tietyin lähtöoletuksin ja havaintoihin perustuvin rajoituksin • Perusoletukset • Aurinko on pallonmuotoinen ja on hydrostaattisessa tasapainotilassa (steady state) • Energian tuotto tapahtuu auringon ytimessä ydinfuusiolla eikä ytimen materia sekoitu ulompien kerrosten materian kanssa • Energia välittyy kohti ulkokerrosta säteilemällä, johtumalla ja lämmön kuljetuksella (konvektio) • Aurinko on syntynyt tiivistymällä alunperin homogeenisesta ”alkukaasusta”, joka koostui pääasiassa vedystä ja heliumista • Huonosti tunnetut parametrit • Heliumin alkuperäinen määrä • Konvektiovirtausten määrä

17. Auringon standardimalli

18. Energian tuotto • Auringon energiantuotto perustuu fuusioon • Kahden kevyen ytimen yhdistyessä sidosenergian muutosta (kasvua) vastaava energia vapautuu • Auringossa pääasiallisena energialähteenä protoni-protoni –ketju • Voitettava kahden positiivisesti varatun hiukkasen välinen sähköinen poistovoima • Vaatii korkean lämpötilan • Protonien suuri lukumäärä edesauttaa fuusion tapahtumista E = mc2

19. p-p I p-p II p-p III Protoni-protoni –ketju

20. p-p I • Neljä vety-ydintä 1H yhdistyy 4He –ytimeksi • Tapahtuu reaktioketjuna: • 1H + 1H  2H + e+ + nQ = 0,42 MeV • (p-p –reaktio) • (0,25 % tapauksista e- alkutilassa) • 2H + 1H  3He + gQ = 5,49 MeV • 3He + 3He  4He + 1H + 1H Q = 12,86 MeV • p-p II p-p I, 85 % 41H4He+2e++2n+24,68 MeV (4 pJ) 15 %

21. p-p -II • Protoni-protoni –ketjun toinen haara etenee 3He:n tuoton vaiheesta 7Be:n kautta 4He:n syntymiseen • 3He + 4He  7Be + gQ = 1,59 MeV • 7Be + e- 7Li + nQ = 0,86 MeV • 7Li + 1H  4He + 4He Q = 17,35 MeV p-p II –haarassa energian kokonaistuotto 25,71 MeV Kokonaisreaktio: 41H4He+2n

22. p-p -III • Pienellä todennäköisyydellä (0,02 %) reaktio etenee kolmatta haaraa pitkin • p-p II haaran 3He + 4He –reaktiossa tuotettu 7Be reagoi protonin kanssa • Paljon epätodennäköisempää kuin elektronin sieppaus • 7Be + 1H  8B + gQ = ?? • 8B  8Be + e+ + nQ = ?? • 8Be  4He + 4He Q = ?? p-p III –haarassa kokonaisreaktio ja siten energian tuotto sama kuin p-p I –haarassa: 41H  4He + 2e+ + 2n + 24,68 MeV

23. CNO-sykli • 1.5 % Auringon energiantuotosta • Vaatii korkeamman lämpötilan ollakseen merkittävä • Yleinen massiivisissa tähdissä • Kokonaisreaktio sama kuin p-p –ketjussa (41H  4He), mutta 12C toimii katalyyttinä Protoni Gammasäteily Neutroni Neutriino Positroni

24. Lämpötila: hiukkasten nopeusjakauma • Lämpötilassa T hiukkasten keskimääräinen liike-energia on Ek = 3/2kT • Auringon ytimessä km. liike-energia 1,5 keV • Esim. p-d –reaktiossa Coulombin valli 100 keV T = 2107 K, kT = 1,7 keV • Fuusion tapahtu-misen todennäköi-syyteen vaikuttavat seikat • Hiukkasten nopeuksien Maxwell-Boltzmannin –jakauma • Hiukkasten suuri lukumäärä • Kvanttimekaaninen tunneloituminen E0 = 4,2 kT Fuusion todennäköisyys FUUSIOIKKUNA Protonien MKP-energia