Revontulisanasto

Tässä sanastossa on selitetty lyhyesti yleisimpiä revontuliin jollain tavalla liittyviä termejä. Huomaa, että jotkut termit voivat tarkoittaa muussa yhteydessä jotain aivan muuta.

ACE

ACE, eli Advanced Composition Explorer on yksi mm. aurinkoa tutkivista NASA:n satelliiteista, joka laukaistiin avaruuteen 25. elokuuta 1997. ACE (ja DSCOVR) sijaitsevat maan ja auringon välissä ns. Lagrangen L1-pisteessä 1,5 miljoonan kilometrin etäisyydellä maapallolta. Tuolla paikalla maan ja auringon vetovoimat kumoavat toisensa, ja satelliitti pysyy käytännössä niiden välissä paikoillaan. ACE mittaa esimerkiksi aurinkotuulen ominaisuuksia, mutta myös muista galakseista tulevia hiukkasia. ACE on edelleen käytössä, mutta nykyään DSCOVR on käytännössä melko pitkälle korvannut sen. ACE:a seuraavia maa-asemia on enää kaksi kappaletta, jonka takia sen dataa ei saada enää vastaanotettua ympärivuorokautisesti. Katkos alkaa päivittäin n. klo 21 UTC-aikaa, ja kestää 8-9 tuntia.

ACE:n suunniteltu toiminta-aika oli vain kaksi vuotta ja tavoiteltu toiminta-aika viisi vuotta, mutta se on toiminut nyt jo yli 21 vuotta. Mikäli teknisiä ongelmia ei tule, sillä on mahdollisuus olla käytössä ainakin vuoteen 2024 asti, jolloin sen ratakorjauksiin käytettävä polttoaine loppuu.

Ap-luku

Ap-luvun ja Kp-luvun olennaisin ero on se, että siinä missä Kp-luku kuvaa suurinta vuorokaudelle ennustettua magneettista häiriöisyyttä, tarkoittaa Ap-luku koko vuorokauden ajalle ennustettua keskimääräistä häiriöisyyden tasoa. Ap-luku voi saada arvon väliltä 0-400, joista 0 kuvaa pientä tai olematonta geomagneettista häiriötä ja 400 geomagneettista "hirmumyrskyä". Ap-luku muodostetaan muuntamalla päivittäiset 8 eri Kp-lukua alla olevan taulukon mukaisiksi ak-luvuiksi, ja laskemalla niiden summasta keskiarvo.

Kp0123456789
Ak03715274880140240400
Auringonpilkku

Auringonpilkut ovat auringon pinnalla olevia erikoisen voimakkaan magneettikentän keskittymiä. Niiden magneettikenttä estää voimallaan sulan aineen liikkeen pilkun kohdalla. Pilkun kohdalla pinnan lämpötila on lähteestä riippuen noin 1000-3000 astetta ympäristöään viileämpi, jonka vuoksi pilkut näkyvät ympäristöään tummempina. Pilkun tumminta aluetta sen keskellä kutsutaan umbraksi ja varsinkin isompien pilkkujen ympärillä olevaa vähän vaaleampaa ja juovikasta aluetta penumbraksi. Auringonpilkun elinikä voi vaihdella alle tunnista useisiin kuukausiin. Lisätietoja on esimerkiksi täällä.

Aurinkotuuli

Aurinkotuuli on auringosta lähtöisin oleva hiukkasvirta. Se säteilee jokaiseen suuntaan, mutta voimakkaimmin koronan massapurkausten (CME) tai koronan aukkojen alueilta. Aurinkotuuli koostuu enimmäkseen protoneista sekä elektroneista ja se kuljettaa mukanaan auringon magneettikenttää. Yhdessä maan magneettikentän kanssa aurinkotuuli aiheuttaa esimerkiksi revontulia. Aurinkotuulen matka maapallolle riippuu sen nopeudesta, mutta vie yleensä n. neljä päivää.

Boylen indeksi

Boylen indeksi on yksi revontulien ennustamiseen käytetyistä mittareista. Sen laskukaava on yleensä tarkimmillaan silloin, kun aurinkotuulen arvot ovat olleet vakaita muutaman tunnin ajan, ja indeksin arvo on alle 160 kV. Suuremmilla arvoilla tarkkuus on tutkimusten perusteella heikompi. Kun indeksin arvo on alle 20 kV, on magneettikenttä tyypillisesti liian rauhallinen revontulien näkymiseksi normaalin revontulialueen ulkopuolella, kun taas voimakkaiden magneettisten myrskyjen aikana sen arvo voi olla yli 400 kV.

Boylen indeksin laskukaava:
Φ = 10-4 * ν2 + 11.7 * B * sin3(θ/2) kV, missä θ = acos(Bz/B)

Kp 5-tason saavuttamisen todennäköisyys on yli 95% silloin, kun Boylen indeksin arvo on ollut kolmen tunnin ajan keskimäärin yli 100 kV.

Bt

Bt on aurinkotuulen kuljettaman interplanetaarisen magneettikentän (IMF) kokonaisvoimakkuutta kuvaava termi. Bt on suuruusluokaltaan yleensä muutamia nanotesloja (nT), mutta voi toisinaan esimerkiksi koronan aukosta puhaltavan tuulen saapuessa olla jonkin aikaa kymmeniä nanotesloja. Revontulien näkymisen kannalta suuri arvo (yhdessä mahdollisimman negatiivisen Bz:n sekä mahdollisimman suurien nopeuden ja tiheyden arvojen kanssa) on toivottava.

Bz

Bz on interplanetaarisen magneettikentän (IMF) maapallon kiertoradan tasoon nähden kohtisuorassa oleva komponentti. Silloin kun IMF ja maapallon oma magneettikenttä ovat vastakkaissuuntaisia, ne kytkeytyvät toisiinsa (tapahtuu ns. magneettinen rekonnektio), jolloin aurinkotuulesta siirtyy helposti energiaa maan magnetosfääriin. Revontulien näkymisen kannalta toivottavaa on mahdollisimman suuri Bt (magneettikentän kokonaisvoimakkuus) ja mahdollisimman negatiivinen (tai toisin muotoiltuna: etelään osoittava) Bz. Bz:n itseisarvo ei koskaan voi olla suurempi kuin Bt. Jos Bz on positiivinen, niin se on samansuuntainen kuin maan magneettikenttä maapallon ja auringon välissä, eikä energian siirtyminen ole tällöin kovin tehokasta. Tähän on kuitenkin poikkeuksena ne tilanteet, jolloin By:n itseisarvo on suurempi kuin Bz:n arvo. Myös tällöin energiaa siirtyy, mutta ei yhtä helposti kuin Bz:n ollessa negatiivinen.

CME

CME (coronal mass ejection), eli koronan massapurkaus on auringosta lähtöisin oleva hiukkaspurkaus. Se saa yleensä alkunsa voimakkaasta roihupurkauksesta (flare), joita tapahtuu varsinkin aktiivisten auringonpilkkujen yhteydessä. Purkautunut aine on magnetoitunutta plasmaa, enimmäkseen protoneja ja elektroneja. CME:n keskimääräinen etenemisnopeus avaruudessa on 489 km/s, mutta vaihteluväli on todella suuri: 20 km/s - 3200 km/s. CME saavuttaa siis maapallon keskimäärin 3,5 vuorokaudessa. Jos CME suuntautuu maapalloa kohti voi seurauksena olla erittäin näyttäviä revontulia ja esim. häiriöitä radioliikenteessä sekä satelliittipaikannuksessa.

Auringonpilkkumaksimin aikana näitä massapurkauksia tapahtuu keskimäärin kolme kappaletta päivässä, kun taas pilkkuminimin aikaan niitä sattuu keskimäärin vain joka viides päivä. NASA:n laskelmien mukaan todennäköisyys CME:n suuntautumiselle maata kohti on 1/19. Oheisessa ESA:n ja NASA:n yhteisen SOHO-satelliitin ottamassa kuvassa näkyy suuri CME-purkaus auringon oikealla reunalla.

DSCOVR

Deep Space Climate Observatory on NOAA:n, NASA:n ja US Air Forcen yhteisen projektin tuloksena valmistunut satelliitti, joka tarkkailee aurinkoa sekä maapalloa niin sanotussa Lagrangen L1-pisteessä 1,5 miljoonan kilometrin päässä maapallolta auringon ja maan välissä. Vuonna 2015 avaruuteen laukaistu DSCOVR on suunniteltu korvaamaan jo vanhentunut ACE-satelliitti. Aurinkotuulen ominaisuuksien lisäksi DSCOVR tutkii myös mm. maapallon otsonikerrosta, aerosolien määrää, pilvikorkeutta, kasvillisuutta ja UV-säteilyä.

Toisinaan aurinkotuulen tiheyden ollessa erikoisen alhainen, voi satelliitin mittaustuloksissa näkyä virheellisiä arvoja tiheydelle, nopeudelle tai lämpötilalle. Tyypillisesti nämä virheelliset arvot näkyvät mittauksissa jyrkkinä nousuina, jonka jälkeen virheellinen arvo voi pysyä pitkäänkin ylhäällä.

Dynaaminen paine

Aurinkotuulen dynaaminen paine saadaan kertomalla aurinkotuulen sisältämien protonien määrä kuutiometrissä niiden massalla (1.67 * 10-27kg) sekä aurinkotuulen nopeudella (yksikkönä metriä sekunnissa). Dynaamisen paineen suuruus on yleensä muutamia nanopascaleita. Suuri arvo on toivottavaa revontulien ilmaantumisen kannalta.

Flare

Roihupurkaus eli flare tarkoittaa auringon koronan pinnalla havaittavaa voimakasta ja äkillistä sähkömagneettisen energian purkausta. Mikäli purkaukseen liittyy auringon magneettikentästä irti pääseviä hiukkasia, puhutaan niin sanotusta koronan massapurkauksesta (CME), jonka suuntautuessa maapalloa kohti voi seurauksena olla revontulia ja esim. häiriöitä radioliikenteessä sekä satelliittipaikannuksessa. Roihupurkaukset tapahtuvat yleensä aktiivisten, magneettisesti monimutkaisten auringonpilkkuryhmien yhteydessä, kun pilkkujen voimakkaat magneettikentät läpäisevät auringon näkyvän pinnan eli fotosfäärin yhdistäen auringon koronan auringon sisempiin osiin. Purkaukset eivät kuitenkaan ole riippuvaisia auringonpilkuista, vaan niitä voi tapahtua muillakin aktiivisilla alueilla. Roihupurkaus saa voimansa koronaan kertyneen magneettisen energian purkautuessa suhteellisen nopeasti (tapahtuman kesto minuuteista tunteihin). Roihupurkaus sisältää säteilyä koko sähkömagneettisen spektrin alueelta, ja suurin osa roihupurkausten energiasta on ihmisen silmille näkymättömällä aallonpituudella.

GOES

GOES (Geostationary Operational Environmental Satellites) on sarja NASA:n hallinnoimia geostationaarisella radalla sijaitsevia satelliitteja, jotka tarkkailevat sekä maanpäällistä että avaruussäätä. Ensimmäinen sarjan satelliiteista (GOES-1) laukaistiin avaruuteen jo vuonna 1975. Tällä hetkellä operatiivisessa käytössä ovat NOAA:n ilmoituksen mukaan GOES-16 (75.2°W, Amerikan mantereiden itäosa ja Atlantti) sekä GOES-17 (137.2°W, Amerikan mantereiden länsiosa ja Tyynimeri), mutta mittauksia julkistetaan edelleen vanhemmiltakin satelliiteilta GOES-14 ja GOES-15. GOES-16 ei ole käytännössä vielä kaikilta osin operatiivisessa mielessä valmis, koska kaikkia sen tuottamia tietoja ei vielä tällä hetkellä julkaista normaalein aikavälein. Maanpäällisen säätilanteen (ei sisällä Suomea) kuvia pääsee näkemään esim. täällä.

GSM

Lyhenne GSM tulee sanoista Geocentric solar magnetospheric. Tämä tarkoittaa koordinaatistoa, jonka keskipisteenä on maapallo. Koordinaatiston X-akseli osoittaa maapallolta kohti aurinkoa, Y-akseli suunnilleen vasemmalle ja (positiivinen) Z samaan suuntaan maan magneettisen pohjoisnavan kanssa. On olemassa myös muita maakeskisiä koordinaatistoja, kuten GEI (Geocentric equatorial inertial), GEO (Geographic), GSE (Geocentric solar ecliptic), SM (Solar magnetic) ja MAG (Geomagnetic).

Ilmahehku

Ilmahehkun (englanniksi air glow) voi toisinaan sekoittaa himmeisiin revontuliin, vaikka kyseessä on aivan eri tavalla syntyvä ilmiö. Revontulet syntyvät tyypillisesti aurinkotuulen kuljettamien varautuneiden hiukkasten törmäämisestä ilmakehän yläosien atomeihin ja molekyyleihin, kun taas ilmahehku johtuu auringon sähkömagneettisen säteilyn virittämien atomien ja molekyylien säteilystä. Ilmahehkua näkyy kaikkialla maapallolla, mutta revontulia tavallisesti vain suunnilleen 67-75 leveyspiirien sisällä.

Ilmahehkua on kolmea eri päätyyppiä: päivä-, hämärä- ja yöhehku, joista luonnollisesti vain kaksi jälkimmäistä voi sekoittaa revontuliin. Ilmahehkua näkyy tyypillisesti vihreänä, mutta toisinaan myös kellertävänä ja punaisena. Vihreä ilmahehku näkyy n. 100 km:n korkeudella, punainen suunnilleen 200-500 km:n korkeudella.

Hehku näkyy voimakkaimmillaan n. 10 asteen korkeudella horisontista. Tyypillisesti kaikkein pimeimmilläkin paikoilla taivas näyttää tummimmalta suoraan ylöspäin katsottaessa, mutta horisontin lähistö on joka suunnassa hieman vaaleampi. Tämä ero johtuu ilmahehkusta.

IMF

Interplanetaarinen magneettikenttä (tämän jälkeen IMF) on auringosta peräisin oleva aurinkotuulen levittämä magneettikenttä, joka leviää avaruudessa auringon pyörimisliikkeestä johtuen spiraalimaisesti (ns. Parkerin tai Arkhimedeen spiraali). IMF:n kentän suunta (napaisuus) on muiden magneettien tapaan auringon pohjoisnavalla päinvastainen kuin etelänavalla. IMF on vektorisuure, eli sillä on sekä suunta että suuruus. Tarkemmin sanottuna sillä on kokonaissuuruuden (Bt, total) lisäksi kolme eri suuntakomponenttia Bx, By ja Bz. Näistä Bx ja By ovat yhdensuuntaisia maapallon kiertoradan tasoon nähden, kun taas Bz on siihen nähden kohtisuorassa. Silloin kun IMF ja maapallon oma magneettikenttä ovat vastakkaissuuntaisia, ne kytkeytyvät toisiinsa (tapahtuu ns. magneettinen rekonnektio), jolloin aurinkotuulesta siirtyy helposti energiaa maan magnetosfääriin. IMF:n keskimääräinen voimakkuus (Bt) on luokkaa 6 nT (10-9 T)

Kuvaan liittyvät laskukaavat:
Bt = (Bx2 + By2 + Bz2)1/2
θ (theta) = cos-1(Bz/Bt)
β (beta) = 90 - θ astetta

Korona

Korona on auringon uloin kaasukehä. Se vastaa kirkkaudeltaan suunnilleen täysikuuta, mutta sen voi nähdä auringon kirkkaudesta johtuen paljaalla silmällä vain täydellisen auringonpimennyksen aikaan. Röntgenkameralla se kuitenkin erottuu muulloinkin helposti erikoisen korkeasta lämpötilastaan (n. miljoona astetta) johtuen. Samalla auringon pinnan suhteellisesta kylmyydestä (n. 5500 astetta) johtuen röntgenkamera erottaa myös koronassa olevat aukot. Näiden koronan aukkojen kohdalla auringon magneettikenttä on avonainen, ja aurinkotuuli pääsee pakenemaan auringon painovoimakentästä tavallista suuremmalla nopeudella ja tiheydellä (aurinkotuuli puhaltaa myös muulloin kaiken aikaa, mutta ei yhtä voimakkaana). Koronan aukkoja esiintyy enemmän auringon aktiivisuuden laskevalla kuin nousevalla kaudella. Oheisessa ESA:n ja NASA:n yhteisen SOHO-luotaimen ottamassa kuvassa näkyy erikoisen suuri koronan aukko.

Revontulikoronaa ja auringon koronaa ei kannata sotkea toisiinsa.

Kp-luku

Kp-luvulla tarkoitetaan maapallonlaajuista magneettikentän häiriöisyyttä kuvaavaa arvoa, joka muodostetaan ympäri maapalloa sijaitsevien magnetometrien antamien ns. K-indeksien perusteella. K-indeksi on yleisimmin käytetty maapallon magneettikentän häiriöisyyttä mittaavista indekseistä. Koska Kp-luku on ns. planetaarinen, sen arvo ei suoraan tarkoita mitään revontulien näkymisen kannalta, koska paikalliset vaihtelut magneettikentässä voivat olla paljon suurempia tai pienempiä kuin Kp-luku ilmaisee. Virallinen Kp-luku lasketaan Saksan Potsdamissa kahdeksan kertaa vuorokaudessa edellisten kolmen tunnin jaksoille ympäri maapalloa sijaitsevien magnetometrien lukemista, ja se saa arvot väliltä 0-9. Muita tunnettuja Kp-lukuja ovat SWPC-Kp sekä Wing-Kp.

Magneettinen zeniitti

Magneettinen zeniitti on se piste taivaalla, joka on magneettikentän suunnassa. Magneettinen zeniitti sijaitsee Pohjois-Suomesta katsottuna n. 12 ja Etelä-Suomesta katsottuna n. 20 astetta "tavallisen" zeniitin eteläpuolella.

Magnetometri

mittaa magneettikentän voimakkuutta tai magneettivuon tiheyttä. Revontuliin liittyen sillä seurataan maan magneettikentän paikallisia muutoksia. Kun muutos on kyseiselle alueelle riittävän voimakas, on seurauksena tyypillisesti revontulia.

NOAA

eli National Oceanic and Atmospheric Administration on Yhdysvaltain liittovaltion sää- ja valtamerentutkimusorganisaatio. Se hallinnoi mm. useita satelliitteja, joista revontuliharrastajille tärkeimpinä DSCOVR ja ACE. NOAA:n SWPC-osasto (Space Weather Prediction Center) julkaisee vapaaseen käyttöön esimerkiksi aurinkotuulidataa.

Nopeus

tarkoittaa aurinkotuulen etenemisnopeutta avaruudessa. Nopeus vaihtelee auringon aktiivisuuden mukaan. Aktiivisuuden ollessa pientä, on nopeus tyypillisesti jotain välillä 250 – 350 km/s, mutta voi suurien koronan aukkojen tai massapurkausten yhteydessä olla jopa yli 1000 km/s. Suuri nopeus on toivottavaa revontulien muodostumisen kannalta.

Päiväntasaus

Kevät- ja syyspäiväntasauksien aikaan päivä ja yö ovat keskimäärin yhtä pitkiä joka puolella maapalloa. Samaan aikaan myös maan magneettikenttä on sopivassa asennossa interplanetaariseen magneettikenttään nähden, jonka ansiosta aurinkotuulen kuljettamat sähköisesti varautuneet hiukkaset pääsevät helpommin kulkeutumaan maan magnetosfääriin. Tilastoissa päiväntasauksien seutujen aikoihin esiintyykin hieman keskimääräistä enemmän revontulia. Vähän lisätietoa (englanniksi) esim. täällä.

Revontulet

Revontulilla tarkoitetaan ionosfäärissä n. 80-1000 km korkeudessa näkyvää valoilmiötä, joka muodostuu, kun aurinkotuulen kuljettamat sähköisesti varautuneet hiukkaset joutuvat maan magneettikentän kaappaamiksi. Osa magneettikentässä olevista hiukkasista jää jumiin ns. Van Allenin vyöhykkeille, ja loput ohjautuvat magnetosfäärin plasmalevyyn maapallon yöpuolelle, josta ne kulkeutuvat magneetti- ja sähkökenttien vaikutuksesta maan magneettisten pohjois- ja etelänapojen ympärille aiheuttaen revontulia.

Revontulien väri riippuu siitä, mihin atomiin tai molekyyliin ja millä korkeudella aurinkotuulen hiukkaset törmäävät. Vihreä väri syntyy 120 - 180 km korkeudella, sininen ja violetti yleensä alempana. Punaista voi muodostua monilla korkeuksilla, ja sitä näkee usein vihreän yläpuolella. Vihertävät värit syntyvät törmäyksistä happiatomeihin ja punertavat happimolekyyleihin, kun taas sininen ja violetti syntyvät hiukkasten törmätessä typpimolekyyleihin. Muut värit muodostuvat eriväristen revontulien yhdistelmistä. Kamera erottaa revontulista tyypillisesti paljon enemmän värejä kuin silmä. Silmän värien näkemiseen erikoistuneet tappisolut toimivat lähinnä vain kirkkaassa valossa, kun taas kirkkauden vaihteluita havaitsevat sauvasolut toimivat myös pimeällä. Tästä johtuen keskivertosilmä erottaa värejä vain suhteellisen kirkkaista revontulista, ja silloinkin yleensä vihreät sävyt näkyvät selvimmin.

Revontulikorona

Revontulikoronalla tarkoitetaan suoraan katsojan yläpuolella näkyvää revontulimuodostelmaa, jossa revontulisäteet näyttävät yhtyvän toisiinsa kaukaisuudessa. Tämä johtuu perspektiivistä, koska revontulien alareuna voi olla satoja kilometriä alempana kuin niiden yläreuna. Koronaa ei nähdä Suomen eteläosissa kovinkaan usein, mutta pohjoisessa ne eivät ole erikoisen harvinaisia.

Revontuliovaali

Maapallon geomagneettisten napojen ympärillä n. 2000 km etäisyydellä niistä oleva alue, jossa esiintyy aina revontulia. Ovaali sijaitsee tavallisesti suunnilleen 67-75 leveyspiirien sisällä, mutta magneettisten häiriöiden muutosten myötä ovaali laajenee kauemmaksi tai supistuu lähemmäksi navoista, ollen laajimmillaan muutamia satoja kilometrejä leveä. Molemmilla navoilla olevat ovaalit ovat keskenään suunnilleen symmetrisiä. NOAA:n julkaisema revontuliovaali esittää ennustettua revontulitilannetta puolen tunnin päästä. Ovaalin eri värit kuvaavat todennäköisyyttä revontulien näkymiselle. Ennusteen laadinnassa käytetty tietokonemalli perustuu oletukseen, jossa aurinkotuulen nopeus on 800 km/s. Koska tuollaista nopeutta ei saavuteta edes joka kuukausi, on ennuste keskimäärin melko epätarkka. Oheinen kuva esittää ennustettua ovaalia erikoisen voimakkaan revontulimyrskyn aikana syyskuussa 2017.

Riometri

Riometri on käytännössä radiovastaanotin, jolla seurataan kosmisen taustasäteilyn tasoa. Tämän säteilyn lähteinä toimivat tähdet Linnunradassa sekä sen ulkopuolella, joten sen voimakkuus on suhteellisen vakio. Säteilyn voimakkuus vaimenee, kun ionosfääriin alaosaan (D-kerrokseen) kertyy aurinkotuulen kuljettamia elektroneja. Myös esimerkiksi voimakkaat auringon roihupurkaukset sekä sotilasradiot näkyvät riometrin mittauksissa. Riometrin nimi tulee sanoista Relative Ionospheric Opacity meter.

SDO

SDO (Solar Dynamics Observatory) on vuonna 2010 avaruuteen laukaistu satelliitti, jonka tehtävä on tutkia auringon aktiivisuuden syntyä ja kuinka se vaikuttaa avaruussäähän. Satelliitti sijaitsee geosynkronisella kiertoradalla kiertäen kahdeksikkoa, jonka pohjoinen osa kulkee Yhdysvaltojen päällä (28°N) ja eteläinen osa Tyynen valtameren päällä (28°S). Sijaintinsa ansiosta satelliitilla on jatkuva yhteys sen New Mexicossa sijaitsevaan maa-asemaan. Samasta syystä satelliitti on kuitenkin kevät- ja syyspäiväntasauksien aikoihin muutaman viikon ajan välillä maan varjossa, jolloin se ei voi kuvata aurinkoa. Satelliitin suunniteltu toiminta-aika oli viisi vuotta, mutta siinä on polttoainetta yhteensä kymmeneksi vuodeksi.

Satelliitissa on kolme eri mittalaitetta:

  • AIA (Atmospheric Imaging Assembly), joka kuvaa auringon ulointa kaasukehää eli koronaa useilla eri aallonpituuksilla 10 sekunnin välein. AIA sisältää neljä eri teleskooppia, joiden erotuskyky auringon pinnalta on 725 kilometriä. Aallonpituuksia on yhteensä 10, joista käytössä kerrallaan kahdeksan. Vaihtoehdot ovat näkyvän valon lisäksi 9,4 nm (nanometriä), 13,1 nm, 17,1 nm, 19,3 nm, 21,1 nm, 33,5 nm, 30,4 nm, 160 nm ja 170 nm.
  • EVE (Extreme Ultraviolet Variability Experiment): aurinkotuulen tutkimus ja auringon kaasukehän tarkkailu. EVE:n käyttämät aallonpituudet ovat välillä 0,1-105 nm.
  • HMI (Helioseismic and Magnetic Imager), joka tutkii auringon pinnan aaltoilua sekä magneettikentän aktiivisuutta. Käytetty aallonpituus on 617,3 nm. Tämän mittalaitteen avulla saadaan selville auringonpilkkujen ja muiden voimakkaiden magneettisten alueiden sijainnit myös auringon maahan näkymättömällä puolella.
STEVE

Tämä suhteellisen tuore löytö on toistaiseksi vielä melko vähän tunnettu ilmiö, mutta se ei kuitenkaan ole varsinaisesti revontuli. Steve esiintyy selvästi tavallista revontulialuetta alemmilla leveyspiireillä (pohjoisella pallonpuoliskolla n.5-10 astetta etelämpänä) ja samalla reilusti revontulia ylempänä, jopa tuhansien kilometrien korkeudella maanpinnasta. Havaintojen perusteella Steve on kapea, violetti, viivamainen ja aaltoileva itä-länsi suunnassa näkyvä muoto, jonka alareunalla saattaa toisinaan näkyä liikkuvia vihreitä säteitä. Muoto voi pysyä paikoillaan jopa tunnin ennen katoamistaan. Mekanismi Steven muodostumisen taustalla on vielä toistaiseksi mysteeri.

Steven löytyminen on tutkijoille tärkeää sen vuoksi, että nyt tiedetään kaukana tavalliselta revontulivyöhykkeeltä tapahtuvan toistaiseksi tuntemattomia kemiallisia reaktioita, joiden johdosta voi toisinaan muodostua tämä näkyvän valon alueella havaittava ilmiö. Lisäksi selvisi, että maan lähiavaruudessa tapahtuu jotain, joka johtaa sekä revontulien että Steven muodostumiseen.

Ilmiön nimi oli alunperin pelkkä harrastajien antama lempinimi, mutta tutkijat jättivät sen yleiseen käyttöön keksimällä nimen kirjaimista muodostuvan kätevän lyhenteen Strong Thermal Emission Velocity Enhancement.

NASA on julkaissut ohjeet Steven havaitsemiseksi, ja samalla toivovat lisää havaintoja ilmiöstä.

SWPC-Kp

SWPC-Kp (Space Weather Prediction Center Kp) on NOAA:n julkaisema arvio Kp-luvusta, jonka arvo saadaan kahdeksan Pohjois-Amerikassa sekä Euroopassa sijaitsevien magnetometrin lukemista. SWPC-Kp:n arvosta julkaistaan uusi arvio kerran minuutissa.

Tiheys

tarkoittaa aurinkotuulen sisältämää protonien määrää yhdessä kuutiosenttimetrissä. Yleensä tiheys vaihtelee suunnilleen välillä 2 – 10 p/cm3, mutta esimerkiksi suuresta koronan aukosta puhaltavan aurinkotuulen lähestyessä tiheys voi olla jonkin aikaa esimerkiksi yli 70 p/cm3. Myös koronan massapurkausten aikana tiheys voi olla erittäin suuri. Suuri arvo on tässäkin toivottavaa revontulien muodostumiseksi.

VxBz

VxBz on hyvä indikaattori revontulien esiintymismahdollisuuksia arvioitaessa. Sen arvo saadaan muuntamalla aurinkotuulen nopeus sekä negatiivisen Bz:n itseisarvo SI-järjestelmän luvuiksi ja kerrotaan ne sitten keskenään, jolloin niiden tulo on yleensä muutamia millivoltteja. Mitä suurempi arvo, sitä suurempi todennäköisyys revontulien ilmaantumiselle.

Wing Kp

USA:n ilmavoimien oman avaruussäätoimiston julkaisema 15 minuutin välein päivittyvä arvio nykyisestä Kp-arvosta, jonka lisäksi sisältää myös ennusteet yhden ja neljän tunnin päähän. Voimakkaan aurinkotuulen aikana varsinkin neljän tunnin ennuste on kuitenkin yleensä melko selkeästi yläkanttiin arvioitu. Wing Kp-ennuste perustuu tiettyjen, lähinnä Pohjois-Amerikassa sijaitsevien observatorioiden sekä Dscovr-satelliitin mittaustuloksiin. Wing Kp oli käytössä vuoden 2018 kesäkuun loppuun saakka useilla revontulien seurantasivuilla sekä kännyköiden appseissa, jolloin NOAA:n SWPC teki päätöksen lopettaa ennusteen välittämisen. Käytetystä havaintoverkostosta johtuen Wing Kp ei oikeastaan koskaan soveltunut Suomen oloihin kovin hyvin.

WSA-Enlil

WSA-Enlil (nimi tulee mallin kehittäneiden tutkijoiden sukunimistä Wang, Sheeley ja Arg, sekä muinaisesta mesopotamialaisen tuulen, ilman, maan ja myrskyjen jumalan nimestä) on tietokoneella tehty fysiikan lakeihin perustuva ennuste aurinkotuulen liikkeestä seuraavien lähipäivien aikana. Se ottaa huomioon nopeuden sekä tiheyden muutokset eri kohdissa maan lähiavaruudessa ajan funktiona. NOAA:n sivuilla on siitä kätevä päivittyvä animaatio, josta käy hyvin ilmi myös aurinkotuulen spiraalimainen eteneminen.

WSA-Enlil kuvien ympyrät esittävät auringon ympäristöä sen pohjoisnavan yläpuolelta katsottuna, ja niiden oikealla puolella olevat sektorit saman tilanteen sivulta (auringon ja maan päiväntasaajien tasolta, pohjoinen ylhäällä) katsoen. Ympyröiden ja sektoreiden keltainen keskipiste esittää aurinkoa, sen oikealla puolella oleva pieni vihreä piste maapalloa, ja ympyröissä vasemmalla olevat kaksi pistettä Stereo A ja Stereo B -satelliitteja (A = Ahead, B = Behind). Spiraalimainen kuvio tulee siitä, että aurinkotuuli etenee avaruudessa auringon pyörimisliikkeestä johtuen spiraalimaisesti (ns. Parkerin tai Arkhimedeen spiraali). Vasemman laidan kuvat esittävät tiheyden ja nopeuden tilannetta kuvan ylälaidassa mainittuna hetkenä. Oikealla puolella olevista kuvaajista ylempi esittää aurinkotuulen ennustettua tiheyden vaihtelua lähipäivinä maapallon sekä satelliittien kohdalla, ja alempi vastaavasti nopeuden vaihtelua samoissa kohdissa. Kuvaajien alalaidan numerot kertovat mitä päivää ennuste koskee. Oheisen kuvan numeroitujen alueiden tulkinta:

  1. 1. ennustejakson viimeinen hetki
  2. 2. ennustettu tiheys
  3. 3. ennustettu nopeus
  4. 4. punaisella ympyröidyt alueet ovat ennusteen aikajana (päiviä)
  5. 5. maapallon sijainti
  6. 6. auringon sijainti
Zeniitti

Zeniitti tarkoittaa tähtitieteessä taivaanlakea, eli suoraan katsojan yläpuolella olevaa pistettä. Sen etäisyys jokaisesta horisontista on siis 90 astetta. Zeniitin vastakohta on nimeltään nadiiri. Zeniittiä ei pidä sekoittaa magneettiseen zeniittiin.