Avaruussään vaikutuksesta HF-keliin

 

Jari Perkiömäki, JKP, Vaasa (julkaistu Radiomaailma-lehdessä 10/2005, muokattu www:tä varten 7.3.2006 ja 2.8.2023)

Auringon magneettikentän rakenteen vaihteluista johtuvat aktiivisuusilmiöt aiheuttavat maapallon ionosfäärissä monenlaisia muutoksia. Ionosfääri on Maan ylemmän ilmakehän alue, joka koostuu useammasta sähköisesti varautuneesta eli ionisoituneesta kerroksesta. Auringon UV-säteilyn synnyttämä sähköinen varautuminen on edellytys HF-signaalin taipumiselle.

Ionisaation perusmekanismi on yksinkertainen: Auringosta saapuva fotoni törmää perustilassa olevaan atomiin, jolloin tästä irtoaa elektroni. Atomi muuttuu tuolloin positiiviseksi ioniksi. Elektronit ja ionit ajautuvat erilaisten voimien takia törmäyksiin, jolloin ne palaavat takaisin perustilaan eli neutraaleiksi atomeiksi. Tätä kutsutaan rekombinaatioksi. Helposti voidaan päätellä, että ionisaation ja rekombinaation ansiosta ionosfääri on jatkuvassa liiketilassa.

Ionosfäärin rakenne

Ionisaation voimakkuus ilmakehässä riippuu ultraviolettisäteilyn voimakkuudesta ja ilmakehän tiheydestä, joka taas riippuu suoraan kerroksen korkeudesta maanpinnasta. Ionosfääristä on kartoitettu kolme suurta kerrosta: D-, E- ja F-kerrokset.

  • D-kerros (65-100 km): Tässä kerroksessa hiukkastiheys on suuri. Kerros on varsinkin HF-alueen alaosan (1,8-3 MHz) signaaleille suuri vaimennin. Signaalin vaimennus on käänteinen taajuuden neliöön: mitä suurempi taajuus, sitä vähemmän se vaimenee D-kerroksessa. Kun Aurinko laskee, ionisaatio ja sitä myöten koko kerros häviää kokonaan voimakkaan rekombinaation takia.
  • E-kerros (100-160 km): Kerros, jolla on monia ionisoitumistapoja: pehmeät röntgensäteet, ultraviolettisäteily ja kosminen säteily. Kerroksen ionisoituminen alkaa, kun Aurinko nousee, ja ionisaatio heikkenee merkittävästi, kun Aurinko laskee.
  • F-kerros: Tämä on HF:llä työskentelevän tärkein kerros, sillä suurin osa HF-liikenteestä kulkee tämän kerroksen kautta. Kerroksen korkeuksissa on erittäin suuri vuodenajasta ja myös vuorokauden ajasta riippuva vaihtelu. Kesällä päiväsaikaan kerros ulottuu 500 km:iin asti, talvella 350 km:iin. Ionisaatio on voimakkainta tässä kerroksessa, ja se ei häviä kokonaan edes pimeän tultua. Rekombinaatio on suhteellisen hidas prosessi, koska ilmakehän tiheys on pieni.

Ionosfäärin kerrosten korkeutta ja elekronitiheyttä voidaan tutkia ionosfääriluotauksilla (pystyluotaus), joilla saadaan selville lisäksi kerrosten ns. kriittinen taajuus (critical frequency, fo eli korkein taajuus, jolla (pysty)suoraan ylöspäin suunnattu lähete heijastuu takaisin maanpinnalle.)

Ionosfäärillä on monia säännöllisiä vaihteluita:

  • vuorokauden ajan mukaan (esim. D- ja E-kerrosten katoaminen/heikkeneminen auringonlaskun jälkeen)
  • vuodenajan mukaan (esim. F2-kerroksen korkeuden vaihtelu talvella ja kesällä)
  • maantieteellisen alueen mukaan (esim. ionisaatio voimakkainta päiväntasaajan alueella, korkeat F2-kerroksen kriittiset taajuudet)
  • Auringon syklisen luonteen mukaan (auringonpilkkuminimi ja -maksimi, jotka vaikuttavat eniten ionosfäärin pitkänajan toimintaan sekä Auringon 27 päivän pyörähdysjakso)

Nämä vaihtelut ja niistä tehdyt havainnot voidaan muuttaa tilastollisiksi malleiksi. Näihin tilastollisiin malleihin perustuu mm. aiemmin tässä lehdessä esittelemäni VOACAP:n toiminta. Lisäksi ionosfäärin vireystilaan vaikuttavat myös monet Auringon "epäsäännölliset" vaihtelut, joita ei ole otettu huomioon VOACAP:ssa.

Sähkömagneettinen säteilygeneraattori

Auringon fuusioreaktiossa, jossa vedyt yhtyvät muodostaen heliumia, vapautuu jatkuvasti suuria määriä energiaa sähkömagneettisena säteilynä ja hiukkasina. Karkeasti ottaen tämä säteily vaikuttaa seuraavasti ionosfäärin eri kerroksiin:

  • 100-1000 Ångströmin (10-100 nm) aallonpituinen säteily (ultraviolettisäteily) ionisoi maapallon ionosfäärin F-kerrosta
  • 10-100 Ångströmin (1-10 nm) säteily (pehmeät röntgensäteet) ionisoi E-kerrosta ja
  • 1-10 Ångströmin (0,1-1 nm) säteily (kovat röntgensäteet) ionisoi D-kerrosta

Lisäksi Auringon koronasta pakenee avaruuteen pääosin elektroneista ja protoneista koostuva hiukkasvirta, ns. aurinkotuuli. "Rauhallisena" päivänä aurinkotuuli etenee Maata kohti noin 400 kilometriä sekunnissa.

Aurinkotuuli vaikuttaa maapallon magneettikenttään jatkuvasti, ja siksi Maan magneettikenttä ei ole täysin (kuvitellun) sauvamagneetin kentän muotoinen. Aurinkotuuli litistää maapallon auringonpuoleista magneettikenttää ja venyttää auringosta poispäin suuntautuvaa magneettikenttää (magnetosfäärin pyrstö). Auringosta saapuva hiukkasvirta kytkeytyy Maan ionosfääriin Maan magneettikentän voimaviivojen mukaisesti. Maan magneettikenttä toimii tavallaan astiana, joka pitää elektronit ja muut hiukkaset järjestyksessä. Kun Auringossa sattuu myrsky, maapallolle saapuva hiukkasaalto saattaa rikkoa magneettikentän luomaa järjestystä, ja magneettikenttä joutuu epätasapainoon.

A ja K kertovat magneettikentän tilasta

Maan magneettikentän muutoksia mitataan magnetometreillä. Näiden mittausten pohjalta magneettikentän tilaa kuvataan kahdella aktiivisuusluvulla: K-indeksillä ja A-indeksillä. Planetaarinen K-indeksi (Kp, planetary index) kertoo pääasiassa keskileveysasteilla vallitsevasta magneettikentän häiriöisyydestä, mutta ei välttämättä mitään napakalotin tilasta. Napakalottialueen häiriöisyyden arviointiin voi käyttää esimerkiksi Sodankylän tai Norjan Tromssan K- ja A-indeksejä.

Planetaarinen K-indeksi lasketaan kolmen tunnin jaksoissa tiettyjen havaintoasemien K-indekseistä. K-indeksi määritetään asteikolla nollasta yhdeksään (0 = tyyni, 9 = äärimmäisen voimakas myrsky). Planetaarinen A-indeksi (Ap, planetary index) kertoo yhden päivän häiriötason asteikolla 0-400, missä A < 30, aktiivinen; 30 < A < 50, myrsky; 50 < A < 100, voimakas myrsky; A > 100, erittäin voimakas myrsky. Planetaarinen A-indeksi lasketaan kahdeksasta planetaarisesta K-indeksistä. Tyypillisesti Ap-indeksi <= 15 ja Kp-indeksi <= 3 ovat HF-etenemisen kannalta parhaita.

Auringonpilkut ja UV-säteily

Auringonpilkut ovat Auringon pinnalle muodostuneita alueita, joiden tuntumassa sijaitsevat ns. aktiiviset alueet toimivat ultraviolettisäteilyn lähteinä. UV-säteily vaikuttaa F-kerroksen ionisoitumiseen. Auringonpilkkujen runsaus vaihtelee keskimäärin 11 vuoden jaksoissa. Aika pilkkuminimistä maksimiin kestää noin 4-5 vuotta, kun taas maksimista minimiin kuluu 6-7 vuotta.

Pilkkumaksimin aikoihin auringonpilkkujen lukumäärän kasvu aiheuttaa enemmän ultraviolettisäteilyä, mikä puolestaan parantaa F-kerroksen ionisaatiota. Tuolloin yhteydenpito korkeammilla taajuuksilla (21-28 MHz ja jopa 50 MHz) paranee. Pilkkuminimin aikoihin korkeammat taajuudet eivät aina pysty taipumaan F-kerroksesta tehokkaasti, vaan ne kulkevat ionosfäärin läpi avaruuteen. Minimin aikoihin ionosfäärin tila on vakaampi ja radioaaltojen vaimentuminen D-kerroksessa on pienempää. Näin yhteyksien pito ja asemien kuuntelu alataajuuksilla (1,8 ja 3,5 MHz) paranee.

Magneettimyrskyjen lähteet

Suurin osa Maan magneettikenttään ja sen häiriöisyyteen vaikuttavista ilmiöistä on kytköksissä Auringon magneettikentän rakenteen vaihteluista johtuviin aktiivisuusilmiöihin:

  • soihtupurkauksiin (flare),
  • koronan massapurkauksiin (CME, coronal mass ejection),
  • koronan aukkoihin (coronal hole) tai
  • filamenttien häviämiseen (disappearing filaments).

Maan ionosfääriä ajatellen soihtupurkauksiin liittyy sähkömagneettinen komponentti ja hiukkassäteilykomponentti sekä koronan massapurkauksiin liittyy hiukkassäteilykomponentti.

Soihtupurkaus ja koronan massapurkaus

Kun Auringon Maahan näkyvässä osassa tapahtuu soihtupurkaus, sen sähkömagneettinen vaikutus tuntuu meillä jo 8 minuutin kuluttua ja se voi aiheuttaa ionosfäärissä äkillisen (10-60 min.) häiriön (SID, Sudden Ionospheric Disturbance), joka on voimakkaimmillaan alemmilla leveysasteilla (päiväntasaajan alueella) ja vaikuttaa koko HF-alueella. SID-häiriön vaikutus tuntuu maapallon päiväpuolella D-kerroksen ionisaation kohoamisena. Koska D-kerroksen vaimennus on käänteinen taajuuden neliöön (mitä suurempi taajuus, sitä vähemmän se vaimenee), häiriön vaikutus tuntuu ensiksi alataajuuksilla, kuten esim. 75 tai 41 metrillä. Ylätaajuuksilla vaikutus tuntuu viimeisenä, ja nämä taajuudet myös palautuvat ensimmäisenä normaalitilaan, kun häiriö laantuu.

Soihtupurkauksen aiheuttama hiukkassäteily saapuu ionosfääriin nopeimmillaan 30 minuutin päästä tai ehkä vasta parin-kolmen päivän päästä. Koronan massapurkaus on soihtupurkausta huomattavasti suurempi purkaus, missä useita miljardeja tai kymmeniä miljardeja tonneja hiukkasia purkautuu avaruuteen yhdessä hetkessä. Tässä yhteydessä aurinkotuulen nopeus voi kasvaa, ja hiukkaspurkaus mahdollisesti saavuttaa maapallon parissa-kolmessa päivässä.

1-10 Ångströmin röntgensäteily vaikuttaa etenemisolosuhteisiin eniten. Soihtupurkaukset luokitellaan röntgensäteilyn voimakkuuden mukaan asteikolla A, B, C (heikko), M (kohtalainen) ja X (voimakas), jossa aina seuraava luokka on voimakkuudeltaan kymmenkertainen edelliseen verrattuna. Näin ollen X-luokan purkaus on 10.000-kertainen A-luokan purkaukseen verrattuna. C- ja sitä pienemmän luokan soihtupurkaukset tavallisesti vaikuttavat etenemiseen vain vähän. M- ja X-luokan purkauksilla voi sen sijaan olla HF-alueen radioaaltojen etenemiseen haitallinen vaikutus.

Geomagneettiset myrskyt ja ionosfäärimyrskyt

Hiukkassäteilyn aiheuttamalla geomagneettisella myrskyllä itsessään ei ole aivan välitöntä vaikutusta HF-signaalin etenemiseen. Myrskyn aikana Maan ylemmän ilmakehän kemiallinen koostumus muuttuu erityisesti keskileveysasteilla ja korkeilla leveysasteilla. F-kerros voi tällöin muuttua kahdella tavalla: signaalia heikentävään tai vahvistavaan suuntaan.

Ionosfäärimyrskyn signaalia heikentäväksi vaiheeksi voidaan kutsua tilannetta, jolloin ionosfäärin elektronitiheydet laskevat. Tämä lienee tyypillisin tilanne, ja muutoksen voimakkuus kasvaa leveysasteiden kasvaessa. Tällöin F-kerroksen korkeimmat käyttökelpoisimmat taajuudet (MUF) saattavat romahtaa jopa alle puoleen normaalista. Erittäin voimakkaan myrskyn aikana samantyyppinen vaikutus on havaittavissa myös E-kerroksessa. Häiriön aikana liikennöintiä ja kuuntelua voi yrittää alemmilla taajuuksilla tai yhteysväleillä, jotka kulkevat alempien leveysasteiden kautta. Tällainen häiriö kehittyy ja häviää hitaammin kuin SID-häiriö ja yleensä kestää myös pitempään. Ks. tarkemmin NOAA/SEC:n STORM-malli. Sen sijaan myrskyn vahvistavassa vaiheessa F-kerroksen elektronitiheydet ja siten kriittiset taajuudet kasvavat. Samalla vaimennus vähenee ja signaalinvoimakkuudet kasvavat.

Protonipurkaukset

Kuten aiemmin todettiin, 1-10 Ångströmin säteily kuuluu ns. koviin röntgensäteisiin, jotka vaikuttavat D-kerroksen ionisaatioon. X-luokan purkauksesta tuleva kova röntgensäteily kasvattaa D-kerroksen vaimennusta huomattavasti Maan auringonpuoleisella alueella. Soihtupurkauksen tai koronan massapurkauksen yhteydessä saattaa syntyä myös suurienerginen protonipurkaus (proton event), joka saattaa jo vajaassa puolessa tunnissa kulkeutua erityisesti napakalottialueille. Tämä voi vaimentaa voimakkaasti napakalotin läpi kulkevia radioaaltoja (PCA, polar cap absorption).

Koronan aukot

Auringon koronan aukoista virtaava aurinkotuuli on merkittävä magneettikentän häiriöisyyden lähde, varsinkin näin auringonpilkkujen laskevalla kaudella. Koronan aukot ovat laajoja magneettisia alueita, joista magneettikenttä avautuu suoraan avaruuteen, jolloin aurinkotuuli hiukkasineen pääsee esteettä virtaamaan Auringosta ulospäin. Tämä nopeasti virtaava aurinkotuuli, silloin kun se on sopivassa ns. geoefektiivisessä asemassa Maan suhteen, voi tuottaa jopa päiviä kestäviä häiriöitä, vaikka Auringossa ei olisi näkyvissä pilkun pilkkua. Koronan aukoista virtaavalla aurinkotuulella ei kuitenkaan tiedetä olevan merkittävää vaikutusta koko HF-alueen radiokeliin. Silti HF-alueen alimmilla taajuuksilla voi sen vaikutus mahdollisesti tuntua. Erityisesti sen haitallinen vaikutus näkyy pitkillä ja keskipitkillä aalloilla, varsinkin täällä napa-alueella. Lisäksi se synnyttää revontuliaktiivisuutta ja VHF-alueella radioauroraa.

Koronan aukot elävät usein pitempään kuin auringon ekvaattorin pyörähdysajan eli 27 vuorokautta. Tässä mielessä ne ovat melko ennustettavia. Kun sama aukko tulee yhden auringonkierroksen jälkeen taas samaan asemaan maapallon suhteen, häiriötason kohoaminen on jälleen edessä. Jotkut aukot elävät jopa useita auringonkierroksia.

Filamenttien häviäminen

Filamentit ovat Auringon pinnalla näkyviä tummia säiemäisiä muodostumia. Tummuus johtuu siitä, että filamenteissä oleva aine on kylmempää ja tiheämpää kuin sen alla oleva aine. Filamentteja pitävät kiinni Auringossa vahvat magneettikentät. Jos filamentti sijaitsee Auringon reunalla, se näkyy kirkkaana taivasta vasten. Tällöin filamenttia nimitetään prominenssiksi tai protuberanssiksi, mutta fysikaalisesti kyseessä on sama rakenne. Mikäli prominenssi (eli filamentti) irtoaa Auringon pinnalta, puhutaan prominenssi- tai protuberanssipurkauksesta.

Filamentin häviämiseen (disappearing filament) liittyy usein yksi lievimmistä koronan massapurkauksista. Filamentin häviäminen voidaan havaita tutkimalla vedyn alfa-viivan valossa otettuja valokuvia (ks. viite artikkelin lopussa). Filamentin häviäminen Auringon pinnalta on usein merkki siitä, että aine on purkautunut interplanetaariseen avaruuteen tai että aine on yksinkertaisesti vajonnut takaisin Aurinkoon ilman purkausta. Mahdollinen purkaus voidaan päätellä esimerkiksi pehmeän röntgensäteilyn hitaasta kohoamisesta katoamisen aikoihin tai havaita Aurinkoa tutkivien satelliittien kuvissa erilaisina näkyvinä purkauksina.

Tilastollisesti katsoen vain pienellä osalla filamentin häviämisistä on vaikutusta Maan magneettikenttään. Näiden aiheuttamat häiriöt eivät ole suurienergisiä ja ne kulkevat hitaammin (kulkuaika Maahan on n. 3 päivää). Silti suuret filamentit voivat aiheuttaa suuriakin geomagneettisia häiriöitä. Suurimmat häiriöt havaitaan tyypillisesti auringonpilkkumaksimien aikoihin.

IMF eli Auringon magneettikenttä

Aurinkotuulen mukanaan kuljettama Auringon magneettikenttä (eli interplanetaarinen magneettikenttä, IMF) voi aiheuttaa Maan magneettikentässä suuria vaihteluita, mikäli kyseisen aurinkotuulen vaikutus kestää pitkään ja Auringon magneettikentän suunta on etelään (IMF:n Bz-komponentin arvo negatiivinen). Esimerkiksi korona-aukoista virtaava aurinkotuuli on neutraali Bz-komponentin suhteen.

Kun Auringon magneettikentän suunta on etelään, Maan magneettikenttä ja Auringon magneettikenttä kumoavat toisensa ja aurinkotuulen tuoma hiukkasryöppy pääsee vapaasti virtaamaan magnetosfääriin ja sitä kautta ionosfääriin. Tuolloin A- ja K-indeksit tyypillisesti kohoavat ja MUF-taajuudet laskevat. Nämä palaavat ennalleen vasta kun magneettikenttä normalisoituu ja kun elektronitiheydet saavuttavat taas normaalitasonsa.

Viitteet

Lämpimät kiitokset artikkelin tiimoilta käydyistä keskusteluista seuraaville henkilöille: Väinö Lehtoranta OH2LX, Ahti Aintila OH2RZ, Juha Kasari OH6OS ja Heikki Nevanlinna (Ilmatieteen laitos).

© 2005 Jari Perkiömäki