Väitöstilaisuus Oulun yliopistossa

 

Väittelijä
Filosofian lisensiaatti Silva Järvinen

Tiedekunta ja laitos
Luonnontieteellinen tiedekunta, fysiikan laitos
(08) 553 1280

Oppiaine
Tähtitiede

Väitöstilaisuus
4.12.2009 klo 10.00

Väitöstilaisuuden paikka
Linnanmaa, Raahensali (L10)

Aihe
Magnetic activity on young solar analogues

Nuorten Auringon kaltaisten tähtien magneettinen aktiivisuus

Vastaväittäjä
Dosentti Manuel Güdel, Institut für Astronomie, ETH Zentrum, Zürich, Sveitsi

Kustos
Professori Juri Poutanen

---

Nuoren Auringon aktiivisuus

Yksi tärkeimmistä tähtitieteen kysymyksistä on, onko Aurinko tyypillinen lajinsa edustaja. Yrityksistä huolimatta tähän mennessä ei ole löydetty toista tähteä, joka olisi täsmälleen samanlainen kuin Aurinko. Auringon kaltaisia tähtiä on tosin löydetty useitakin. Eri-ikäisten Auringon kaltaisten tähtien avulla on mahdollista tutkia Auringon kehitystä.

Väitöskirjassa on keskitytty tutkimaan nuoria Auringon kaltaisia tähtiä vertaamalla näissä tähdissä esiintyviä pilkkuja ja aktiivisuussyklejä Auringossa havaittaviin vastaaviin ominaisuuksiin.

Auringon pilkkusykli on keskimäärin 11 vuotta. Tutkimalla valittujen tähtien pitkäaikaisia kirkkausmuutoksia, on havaittu viitteitä mahdollisesti vastaavista sykleistä. Tosin syklien pituuksissa on eroja. Myös toinen merkittävä ero on havaittavissa: Aurinko on sitä kirkkaampi mitä enemmän sen pinnalla on auringonpilkkuja, koska vastaavasti Auringon pinnalla olevien kirkkaiden alueiden eli fakuloiden määrä lisääntyy. Nuorissa Auringon kaltaisissa tähdissä kirkkausvaihtelua hallitsevat kylmät pilkut, joten nämä tähdet himmenevät pilkkujen peittämän pinta-alan kasvaessa.

Jakamalla kirkkausmuutoksista muodostuvat valokäyrät pienempiin osiin, on mahdollista tutkia tähdenpilkkujen pitkäaikaista kehitystä. Kaikissa tutkituissa tapauksissa pilkut keskittyvät kahdelle aktiiviselle pituuspiirille, joiden suhteelliset aktiivisuusasteet muuttuvat ajan myötä. Yhtä poikkeusta lukuun ottamatta aktiiviset pituuspiirit eivät pysy aina samalla kohdalla ja muutamassa tapauksessa niiden liikehdintä muodostaa selvän syklin. Tämä tarkoittaa, että tähtien pinnalla olevat pilkut liikkuvat eri aikoina eri nopeuksilla, eli käytännössä muuttavat leveyspiiriä. Auringossa pilkkujen leveyspiirin vaihtelu tunnetaan perhosdiagrammina.

Tähdenpilkut aiheuttavat vääristymiä havaittuihin viivaprofiileihin. Näiden vääristymien avulla on mahdollista kartoittaa pilkkujen paikat ja suhteelliset koot. Myös tähden pinnan ja pilkkujen lämpötilat on mahdollista selvittää. Nuorten tähtien pinnoista tehdyt kartat paljastavat laajoja pilkkukeskittymiä. Lisäksi pilkkuja havaitaan korkeammilla leveyspiireillä kuin Auringossa.

Väitöskirjassa on lisäksi kehitetty menetelmää, jonka avulla pienennetään spektroskopisissa havainnoissa olevaa hälyä. Menetelmä perustuu pienimmän neliösumman dekonvoluutioon, jota sovelletaan sekä havaintoihin että joukkoon synteettisiä viivaprofiileja. Testit ja sovellus oikeisiin havaintoihin osoittavat, että näin tekemällä pystymme säilyttämään viivojen sisältämän tiedon lämpötiloista, mikä on parannus alkuperäiseen menetelmään nähden.

Auringon magneettinen aktiivisuus ei vaikuta ainoastaan Auringon lähiympäristöön, vaan sillä on ollut suuri merkitys koko Aurinkokunnan syntyyn. Tutkimalla nuoria Aurinkoja saadaan selville millaisissa olosuhteissa planeetat syntyvät.