Aurinko 300px Keskietäisyys Maasta 1,4960×108 km1 AU Näennäinen kirkkaus −26,8m Absoluuttinen kirkkaus 4,8M Spektriluokka G2V Väri-indeksi B-V 0,65 Päiväntasaajan halkaisija 1 392 000 km109 × Maa Säde päiväntasaajalla 696 000 km Pinta-ala 6,09×1012 km² Tilavuus 1,41×1027 m³ Massa 1,9891×1030 kg333 400 × Maa Painovoiman aiheuttama putoamiskiihtyvyys pinnalla 274 m/s² Mikroturbulenssi (pyörteisyys) 1,20 ± 0,05 km/s Luminositeetti 3,9×1026 WTähtitieteen perusteet 2016, s. 376. Pyörähdysaika ekvaattorillaleveydellä 60°25 vrk29 vrk Kiertoaika Linnunradankeskustan ympäri 226 000 000 v vetyäheliumiahappeahiiltärautaaneoniatyppeäpiitämagnesiumiarikkiä 73,46 %24,85 %0,77 %0,29 %0,16 %0,12 %0,09 %0,07 %0,05 %0,04 %
Aurinko (symboli: 16px|☉) on tähti, jota Maa kiertää. Auringon ympärille syntyneet planeetat ja muut kappaleet muodostavat aurinkokunnan. Aurinko kiertää muiden Linnunrataan kuuluvien tähtien tavoin galaksin keskipistettä.
Aurinko muodostui vajaa viisi miljardia vuotta sitten, ja energiaa se alkoi tuottaa noin 4,6 miljardia vuotta sitten. Nykyvaiheessaan Aurinko on suhteellisen kirkas tähti. Sen aktiivisuus vaihtelee noin 11 vuoden sykleissä. Viiden miljardin vuoden kuluttua Aurinko on kuluttanut loppuun vetynsä, ja se alkaa muuttua punaiseksi jättiläiseksi.
Auringon säteily on maapallon merkittävin energianlähde, ja maapallon eliöille Aurinko on välttämätön. Entisaikoina Aurinkoa on monessa kulttuurissa palvottu jumalana.
Nimi Sana Aurinko kirjoitetaan isolla alkukirjaimella silloin, kun sanaa käytetään taivaankappaleen erisnimenä. Kun sanaa käytetään kiintotähdistä yleisesti tai jotenkin muuten kuin tähtieteellisenä nimenä (esimerkiksi ”Huomenna paistaa aurinko”), sana kirjoitetaan pienellä alkukirjaimella. Nimitys aurinko on vanhastaan tunnettu vain suomen kielen länsimurteissa; itämurteissa sitä on vastannut myös samojedikielissä esiintyvä päivä. Pohjoissaamen kielessä aurinkoa kutsutaan nykyisinkin nimellä beaivi.
Nykyinen nimitys aurinko esiintyy kirjallisissa lähteissä 1500-luvulta alkaen. Sanan tarkka alkuperä on tuntematon. Sen on esitetty olevan muun muassa auer-sanan muunnos tai laina jostain balttilaisesta kielestä (vertaa liettuan aušrà, aamurusko) tai germaanisista kielistä (muinaisgutniskan ringo, 'rengas'). Koska sana esiintyy ensimmäisenä Agricolalla, sen on esitetty olevan jopa hänen luomansa uudismuodoste, pohjana ehkä latinan aurum, kulta. Joka tapauksessa saamelaiskielten epävarmoja vastineita lukuun ottamatta sukulaissanoja muissa suomalais-ugrilaisissa kielissä ei ole.
Elinkaari Aurinko muodostui vajaa viisi miljardia vuotta sitten tähtienvälisestä kaasusta, joka romahti palloksi oman painonsa vetämänä. Auringon ytimessä alkoi noin 4,6 miljardia vuotta sitten vetyfuusio, ja se alkoi tuottaa energiaa. Sytyttyään Aurinko puhalsi ympärilleen tiivistyneestä kiekosta pois irtokaasun, jolloin jäljelle aurinkokuntaan jäivät vain kiinteät kappaleet ja kaasuplaneetat.
Aurinko kirkastuu hiljalleen ikääntyessään, kun sen ydinosien alkuainekoostumus muuttuu fuusion kuluttaessa vetyvarantoa. Aurinko säteilee nykyisin jo noin 50 prosenttia voimakkaammin kuin 4,5 miljardia vuotta sitten. Kirkastumisen jatkuessa maapallo kuumenee niin paljon, että 1–3 miljardin vuoden kuluttua meret höyrystyvät, kasvihuoneilmiö kiihtyy ja Maa muuttuu elinkelvottomaksi.
Viiden miljardin vuoden kuluttua vety loppuu Auringon keskustasta, ja se alkaa hitaasti laajentua ja muuttua punaiseksi. Vähitellen Auringosta tulee punainen jättiläinen, joka nielaisee sisemmät planeetat Merkuriuksen ja Venuksen. Maapallo sulaa laavapalloksi, ja osa sen kivikehästä höyrystyy avaruuteen. Samalla Aurinko puhaltaa uloimmat kerroksensa planetaariseksi sumuksi, jolloin keskustassa oleva tiivis ydin paljastuu ja muuttuu myöhemmin valkoiseksi kääpiöksi. Jäljelle jäänyt Auringon ydin jäähtyy hitaasti valkoisesta kääpiöstä mustaksi kääpiöksi.
Ominaisuudet Aurinko on G-tyypin pääsarjan tähti, jonka spektriluokka on G2V. Vaikka Auringon tähtiluokkaa kutsutaankin keltaisiksi kääpiöiksi, todelliselta väriltään Aurinko on valkoinen. Aurinko on kirkkaampi kuin 85 prosenttia Linnunradan muista tähdistä. Auringolla ei ole kaksostähteä kuten useimmilla muilla tähdillä. Aurinko näkyisi paljain silmin suunnilleen 50 valovuoden etäisyydelle.
Auringon tärkeimpiä ominaisuuksia:
massa 1,989 × 1030 kg säde 696 000 km keskitiheys 1 409 kg/m3 tiheys keskustassa 1,6 × 105 kg/m3 pintalämpötila 5 777 K lämpötila keskustassa 1,5 × 107 K luminositeetti 3,9 × 1026 W pyörähdysaika ekvaattorilla 25 vrk, leveydellä 60° 29 vrk
Auringon massaa, sädettä ja valovoimaa käytetään yleisesti yksikkönä muiden tähtien säteitä, massoja ja valovoimia käsiteltäessä.
Rakenne Aine Auringossa vallitsee niin korkea lämpötila, että aineet eivät esiinny kiinteässä, nestemäisessä tai kaasumaisessa olomuodossa, vaan kaikki aine on niin sanotussa neljännessä olomuodossa, plasmana.
Energia Aurinko saa säteilemänsä energian siten, että vety muuttuu heliumiksi Auringon ytimessä tapahtuvassa fuusioreaktiossa. Energia siirtyy ensin lyhytaaltoisena röntgensäteilynä ja edelleen pidempiaaltoisempana röntgensäteilynä ja lopuksi konvektiovirtauksena (lämpösiirtymisenä) Auringon pinnalle. Syntyneen energian täytyy kulkeutua Auringon ylempien kerrosten halki ennen vapautumista auringonvalona tai aurinkotuulen mukana. Arviot energian kulkeutumisajasta pintaan vaihtelevat 10 000 vuodesta 170 000 vuoteen.
Ydin 320px|pienoiskuva|Auringon rakenne. Ydin on Auringon sisin osa, jossa Auringon energian tuottavat fuusioreaktiot tapahtuvat. Sen läpimitta on noin 350 000 kilometriä, siis noin neljännes Auringon koko läpimitasta. Ytimen tiheys on korkeimmillaan 150 000 kg/m3 eli noin 150 kertaa veden tiheys. Paine on 225 miljardia ilmakehää. Lämpötila on noin 13 600 000 kelviniä, eli se on huomattavasti lämpimämpi kuin Auringon pinta, jossa lämpötila on 5 800 kelviniä. SOHO-luotaimen mittaustulokset viittaavat ytimen pyörivän pintaa nopeammin.
Lukuun ottamatta Auringon eliniän loppuvaiheita miltei kaikki Auringon energia syntyy ytimen fuusioreaktioissa, joissa vety-ytimet eli protonit yhdistyvät heliumytimiksi vapauttaen suuria määriä energiaa. Joka sekunti noin 600 miljoonaa tonnia vetyä fuusioituu 596 miljoonaksi tonniksi heliumia. Suhteellisuusteorian mukaisesti sekunnissa noin 4 miljoonaa tonnia ainetta muuttuu energiaksi. Auringon luminositeetti on noin 385 jottawattia sekunnissa. Silti Auringon ytimen tehotiheys on vain noin 277 wattia kuutiometrissä, sillä yksittäinen atomi törmää toiseen atomiin keskimäärin vain kerran viidessä miljardissa vuodessa.
Säteilyvyöhyke Auringon ydintä ympäröi säteilyvyöhyke, jossa ydinreaktioita ei enää tapahdu. Sen halki ytimestä tuleva energia siirtyy pinnalle absorboitumalla ja emittoitumalla nousten säteilyvyöhykkeen pintaa kohden, joka on noin 0,7 Auringon säteen kohdalla.
Konvektiovyöhyke Konvektiovyöhykkeessä energia siirtyy pääosin aineen konvektiovirtauksena pinnalle. Vyöhykkeen aine virtaa kohti Auringon pintaa. Pinnalla aine jäähtyy ja muuttuu täten tiheämmäksi ja vajoaa takaisin kohti Auringon ydintä.
Pinta Auringon pintakerroksista, fotosfääristä, energiaa säteilee valonnopeudella ympäröivään avaruuteen sähkömagneettisen säteilyn kaikilla aallonpituuksilla, pääasiassa näkyvänä valona ja infrapunasäteilynä, jonkin verran myös ultraviolettisäteilynä. Fotosfäärin keskimääräinen lämpötila on noin 5 800 K. Fotosfääri näyttää rakeiselta; siinä on kirkkaampia ja hieman tummempia kohtia. Tämä johtuu syvemmältä tulevista konvektiovirtauksista. 100 kilometriä paksussa fotosfäärissä esiintyy myös auringonpilkkuja, joiden kohdalla lämpötila on huomattavasti alhaisempi. Auringonpilkut muistuttavat epätasaisia reikiä. Auringonpilkun keskellä on tummin alue ja sen ympärillä vaaleampi alue. Muuta pintaa tummempi väri johtuu siitä, että auringonpilkun kohdalla pintalämpötila on noin 4 500 K, mikä on noin 1 500 astetta viileämpi kuin muualla. Alemman pintalämpötilan aiheuttaa magneettikenttä, joka estää konvektion. Tyypillisen auringonpilkun läpimitta on noin 10 000 kilometriä ja elinaika muutamasta päivästä kuukausiin.Tähtitieteen perusteet 2016, s. 385–387.
Kaasukehä thumb|Auringon korona eli ulompi kaasukehä ja kaasukehän hajaantumisvyöhyke erottuu paljain silmin auringonpimennyksen aikana. Kaasukehä jakautuu suhteellisen ohueen, sisempään värikehään eli kromosfääriin ja kauas ulottuvaan koronaan. Koko kaasukehä on sen verran harvaa, ettei se ole nähtävissä paljain silmin muulloin kuin auringonpimennyksien yhteydessä, jolloin kromosfääri näyttäytyy ohuena punaisena renkaana Auringon ympärillä. Kromosfäärin paksuus on noin 2 000 km ja sen lämpötila noin 100 000 kelviniä.
Kaasukehän uloin osa korona muodostuu vielä harvemmasta, mutta hyvin kuumasta plasmasta, jonka lämpötila on paikoin yli miljoona astetta, ja se ulottuu monen Auringon säteen verran siitä ulospäin. Etenkin sen ollessa aktiivisimmillaan auringon magneettiset roihupurkaukset irrottavat koronasta ainetta (muun muassa protuberansseista) massapurkauksina, joissa plasmaa sinkoutuu avaruuteen satojen kilometrien sekuntinopeudella. Varautuneiden hiukkasten törmätessä muutamaa päivää myöhemmin Maan magneettikenttään syntyy revontulia. Koronan plasmasta irtoavia varautuneita hiukkasia, pääasiassa elektroneja ja protoneja, liikkuu siitä poispäin avaruuteen jopa 900 km/s nopeudella. Tämä aurinkotuuleksi kutsuttu ilmiö ulottuu koko aurinkokunnan läpi. Sen hiukkasten ja magneettikentän vaikutuspiirissä oleva avaruuden osa on heliosfääri, jonka rajoilta, noin 50–100 AU:n etäisyydeltä olevasta heliopaussista katsotaan tähtienvälisen avaruuden alkavan.
Aktiivisuus
280px|pienoiskuva|Hinode-teleskoopin ottama kuva Auringon pinnasta näyttää plasman säiemäisyyden. Auringon aktiivisuus vaihtelee keskimäärin 11 vuoden sykleissä. Vuonna 2018 ilmeisesti lopuillaan oleva sykli alkoi joulukuussa 2008. Aktiivisuussyklin lopussa aktiivisuusminimin aikana auringonpilkkuja ei esiinny juuri lainkaan.
Auringonpilkuissa esiintyy jopa 0,45 teslan magneettikenttiä. Magneettikentän voimaviivat tekevät kahden auringonpilkun kohdalla silmukan Auringon pinnan ulkopuolella.Tähtitieteen perusteet 2016, s. 387–389.
Muita pinnalla tapahtuvia ilmiöitä ovat flaret eli roihupurkaukset, protuberanssit, granulat ja niin kutsutut auringonjäristykset, joita muun muassa ESA:n SOHO-avaruusluotain havaitsi. Aurinko myös virittää Maan lähiavaruuteen niin kutsutun avaruussään. Auringon aktiivisuuden huippukausina esiintyy niin kutsuttuja aurinkomyrskyjä, jotka näkyvät Maassa muun muassa voimakkaina ja laaja-alaisina revontulina ja esimerkiksi Kanadan ja Yhdysvaltain itärannikon pitkien sähkön siirtolinjojen jakeluhäiriöinä.
Säteily
Auringon säteilemä valo sisältää kaikki sateenkaaren värien aallonpituudet. Avaruudesta katseltaessa Aurinko näyttäisikin valkoiselta. Maasta Aurinko kuitenkin näyttää usein keltaiselta, koska ilmakehä pysäyttää osan Auringon säteilemistä fotoneista.
Auringossa syntyy näkyvän valon ja infrapunasäteilyn lisäksi jonkin verran ultraviolettisäteilyä sekä pieniä määriä radiosäteilyä, röntgensäteilyä ja gammasäteilyä. Radiosäteily tulee pääasiassa atmosfäärin ylimmistä kerroksista, sillä säteily ei juuri pääse ulos Auringon sisäkerroksista. Röntgensäteily tulee yleensä koronasta.Tähtitieteen perusteet 2016, s. 391–392.
Säteilyn merkitys maapallolle ja ihmiskunnalle pienoiskuva|280px|Auringon fuusioreaktioiden energia on eri muodoissa ihmiskunnan huomattavin energianlähde. Merkittävistä energianlähteistä ainoastaan ydinvoima, geoterminen energia ja vuorovesivoima eivät ole peräisin Auringosta.