SZYMON GBUREK - RYTMY SŁOŃCA.pdf - Ebooki - rozwojowo

SZYMON GBUREK

RYTMY SŁOŃCA

SŁOŃCE WPŁYWA NA ZIEMIĘ W STOPNIU O WIELE

WIĘKSZYM, NIŻ TO SOBIE POWSZECHNIE WYOBRAŻAMY.

ZBLIŻAJĄCE SIĘ MAKSIMUM AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ

JEST OKAZJĄ DO ZBADANIA TYCH SKOMPLIKOWANYCH

ZWIĄZKÓW.

Artykuł pochodzi z

"Wiedzy i Życia"

nr 8/1999

Fot. PhotoDisc

Naszą gwiazdę dzienną oglądamy pod postacią tarczy o ostro zarysowanych

krawędziach. W rzeczywistości jest ona gigantyczną kulą rozżarzonej i ruchliwej plazmy

(czyli mieszaniny elektronów i dodatnio naładowanych jonów). W przeciwieństwie do

zwykłego gazu, plazma dobrze przewodzi prąd elektryczny i silnie oddziałuje z polami

magnetycznymi. Obie te jej właściwości decydują o przebiegu wszystkich zjawisk

zachodzących w atmosferze Słońca.

Większość docierającego na Ziemię światła słonecznego pochodzi z fotosfery, czyli

grubej na około 500 km warstwy atmosfery słonecznej, którą widzimy gołym okiem.

Stwarzająca wrażenie solidnej powierzchni plazma fotosferyczna jest tysiące razy

rzadsza niż powietrze na poziomie morza. Bezpośrednio nad fotosferą rozciąga się

jeszcze bardziej rozrzedzona chromosfera o grubości około 2 tys. km. Gęstość plazmy w

chromosferze stopniowo maleje ze wzrostem odległości od centrum Słońca. Trend ten

zmienia się dopiero w cienkim, stukilometrowym obszarze przejściowym pomiędzy

chromosferą a olbrzymią, rozciągającą się na miliony kilometrów koroną słoneczną.

Następuje tam gwałtowne, niemal skokowe obniżenie gęstości, dzięki któremu plazma

koronalna jest już tak rzadka, że w ziemskim laboratorium uznano by ją za próżnię. W

ciągu jednej sekundy Słońce wyrzuca z korony we wszystkich kierunkach około miliona

ton materii, złożonej głównie z protonów i elektronów. Jest to tzw. wiatr słoneczny, który

"wieje" w przestrzeni międzyplanetarnej z prędkością kilkuset kilometrów na sekundę.

Odległość od Słońca do Ziemi pokonuje w ciągu paru dni.

Blask chromosfery i korony jest całkowicie zdominowany przez silny strumień światła z

fotosfery, toteż obie

te warstwy słonecznej atmosfery można dostrzec gołym okiem tylko w czasie

całkowitego zaćmienia Słońca. Regularnych obserwacji korony można dokonywać

jedynie za pomocą specjalnych instrumentów astronomicznych -tzw. koronografów.

Światło nie jest jedyną formą promieniowania elektromagnetycznego emitowanego przez

Słońce. Nasza gwiazda dzienna wysyła również fale radiowe, promieniowanie

podczerwone, ultrafioletowe, rentgenowskie, a nawet promieniowanie gamma.

Atmosfera Ziemi przepuszcza jednak głównie światło widzialne i część fal radiowych.

Dlatego dopiero obserwacje satelitarne ukazały nam Słońce w pełnym blasku. W

zakresie widzialnym całkowita moc promieniowania słonecznego ulega niewielkim

wahaniom, rzadko przekraczającym 0.2%. Emisja pozostałych rodzajów promieniowania

charakteryzuje się dużo większą zmiennością.

W atmosferze Słońca temperatura plazmy zmienia się zupełnie inaczej niż jej gęstość:

maleje od 6500 K w dolnych warstwach fotosfery do 4000 K u podstawy chromosfery, po

czym zaczyna rosnąć. Na górnym brzegu chromosfery osiąga już wartość około 8000 K.

W warstwie przejściowej skacze gwałtownie, by w koronie osiągnąć poziom około1 000

000 K. Podobną temperaturę ma również początkowo wiatr słoneczny. Przyczyna

utrzymywania się wysokiej temperatury korony jest jedną z tajemnic Słońca. Jednym z

możliwych mechanizmów nagrzewania korony mogą być silne, szybkie zmiany pola

magnetycznego, które, dążąc do uproszczenia swojej struktury, uwalnia energię

potrzebną do ogrzaniaplazmy.

AKTYWNOŚĆ I MAGNETYZM SŁOŃCA

Masy gorącej plazmy, które poruszają się wewnątrz Słońca we wszystkich kierunkach,

wytwarzają prądy elektryczne o natężeniu bilionów amperów. Prądy dają początek

potężnym polom magnetycznym, które z kolei wytwarzają siły modyfikujące ruch plazmy

słonecznej. Skomplikowane w swojej geometrii, ulegające ciągłym deformacjom pole

magnetyczne nie jest zamknięte wyłącznie we wnętrzu Słońca, lecz sięga daleko w

przestrzeń międzyplanetarną i międzygwiazdową. W tzw. obszarach aktywnych fotosfery

wynosi ono plazmę ponad powierzchnię Słońca i utrzymuje ją w postaci sięgających w

głąb korony pętli, których rozmiary często przekraczają średnicę Ziemi. Zmienny

magnetyzm Słońca ma decydujący wpływ na szereg chaotycznych z pozoru zjawisk

składających się na tzw. aktywność słoneczną.

W tym "magnetycznym chaosie" występują jednak wyraźne prawidłowości. W bardzo

grubym przybliżeniu pole magnetyczne Słońca zachowuje się tak, jakby w środku

gwiazdy był umieszczony olbrzymi magnes sztabkowy (tzw. dipol magnetyczny), którego

bieguny ulegają przestawieniu co 11 lat, by po następnych 11 latach powrócić do pozycji

wyjściowej. W 1961 roku Horacy Babcock objaśnił ten 22-letni cykl zmian pola

magnetycznego za pomocą efektów związanych z nierównomiernym ruchem obrotowym

Słońca.

Zdjęcia Słońca w świetle widzialnym (z lewej) oraz w promieniowaniu ultrafioletowym (w

środku) i rentgenowskim (z prawej). Tylko w zakresie widzialnym tarcza Słońca świeci w

miarę równomiernie.

Źródła zdjęć (od lewej): NASA/Marshall Space Flight Center;

SOHO/EIT;YOHKOH/Lockheed

W rejonach równikowych nasza gwiazda dzienna wiruje szybciej niż w okolicach

biegunów (taki efekt nazywamy rotacją różnicową). W początkowej fazie 11-

letniejpołówki cyklu aktywności proste pole "magnesu sztabkowego" (tzw. pole

dipolowe) jest odkształcane i wzmacnianie przez rotację różnicową. Pole magnetyczne

Słońca zaczyna przypominać kształtem torus - bryłę geometryczną wyglądającą jak

obwarzanek. Na obu półkulach słonecznych wzrasta liczba obszarów aktywnych, które

układają się w dwa zbliżające się do równika pasy aktywności. Obszary aktywne

oddziałują ze sobą magnetycznie, czemu towarzyszy lokalne uproszczenie geometrii pola

magnetycznego (często połączone z silnym rozbłyskiem). Plazma z resztkami pola

dryfuje następnie ku biegunom Słońca. Odtworzone w ten sposób pole dipolowe ma

zmienioną biegunowość, ponieważ "resztki pola" najczęściej mają przeciwną orientację

niż pole wyjściowe (ramka: Model Babcocka na s. 28).

Okresy, w których pole magnetyczne Słońca przypomina kształtem pole dipola, noszą

nazwę minimów aktywności. Słońce jest wówczas stosunkowo spokojne i ma niewiele

obszarów aktywnych. Mniej więcej w środku każdej połówki 22-letniego cyklu, gdy pole

magnetyczne upodabnia się do torusa, na Słońcu pojawiają się liczne i silnie oddziałujące

ze sobą obszary aktywne. Takie okresy nazywamy maksimami aktywności. Model

Babcocka oraz jego późniejsze modyfikacje objaśniają cykliczne pojawianie się

maksimów i minimów aktywności; nie odpowiadają jednak na pytanie, dlaczego niektóre

maksima są silniejsze, a inne słabsze. Nie można również za ich pomocą analizować

długoterminowych trendów aktywności Słońca, w których najprawdopodobniej pojawiają

się cykliczne zmiany o bardzo długich okresach (rzędu setek, a nawet tysięcy lat).

Pętle plazmy nad aktywnym obszarem fotosfery. Obraz uzyskany przez satelitę TRACE.

Niebieskie koło w lewym dolnym rogu odpowiada w skali rysunku rozmiarom Ziemi

Fot. NASA/TRACE

Aktualny stopień aktywności Słońca można bez trudu określić na podstawie obserwacji

plam słonecznych. Plamy są chłodniejszymi regionami fotosfery, w których pole

magnetyczne osiąga natężenie tysiące razy większe od przeciętnego i które ze względu

na obniżoną temperaturę widzimy jako ciemniejsze miejsca na jasnym tle fotosfery

(można je czasem dostrzec nawet gołym okiem poprzez mgłę lub chmury). Rozmiary

plam dochodzą do kilkudziesięciu tysięcy kilometrów. Duże plamy żyją długo (nawet do

kilku miesięcy), małe - około jednego dnia. Prowadzone od stuleci obserwacje plam są

cennym źródłem informacji o przebiegu kolejnych cyklów aktywności Słońca, jak również

o jej zmianach długookresowych.

Rosnąca aktywność oznacza wzrost liczby plam i coraz częstsze występowanie wielu

gwałtownych zjawisk. Potężne rozbłyski i erupcje wyrzucają w przestrzeń

międzyplanetarną miliardy ton plazmy. W powierzchniowych warstwach Słońca dochodzi

do częstych "trzęsień gwiazdy"; zwiększa się też nieznacznie całkowita moc

promieniowania naszej gwiazdy dziennej oraz gęstość i prędkość wiatru słonecznego.

Obecnie zbliżamy się do kolejnego maksimum, które najprawdopodobniej nastąpi w

2000 roku. Dla heliofizyków posługujących się numeracją wprowadzoną w połowie XVIII

wieku będzie to 23. maksimum aktywności słonecznej.

ZIEMIA

Ziemska atmosfera, podobnie jak słoneczna, dzieli się na kilka obszarów różniących się

gęstością i temperaturą. W jej dolnych warstwach znajdują się obojętne elektrycznie

cząsteczki gazów oraz prostych związków chemicznych. Ziemska plazma atmosferyczna

pojawia się dopiero powyżej 50 km nad poziomem morza, w warstwie nazywanej

jonosferą. Elektrony są tu odrywane od atomów przez promieniowanie ultrafioletowe i

rentgenowskie Słońca. Pod wpływem ultrafioletu dwuatomowe cząsteczki tlenu

przechodzą w trójatomowe cząsteczki ozonu, tworząc na wysokości około kilkudziesięciu

kilometrów warstwę ozonową.

Plama na powierzchni Słońca. Zdjęcie wykonano za pomocą tzw. dużego koronografu w

Instytucie Astronomii Uniwersytetu Wrocławskiego. Koronograf jest rodzajem teleskopu

umożliwiającym obserwacje różnych warstw atmosferySłońca

Ziemia ma również własne pole magnetyczne. Obszar wokół planety, w którym jej pole

jest wystarczająco silne, aby kontrolować ruch naładowanych cząstek, nosi nazwę

magnetosfery. Spośród planet naszego Układu Słonecznego tylko Wenus i Mars nie mają

rozległych magnetosfer.

ZWIĄZKI SŁOŃCE--ZIEMIA

W okolicach Ziemi gęstość wiatru słonecznego jest bardzo mała (zaledwie około 10

jonów i elektronów na cm 3 ), niemniej wywołuje on znaczące zmiany zarówno w

otoczeniu Ziemi, jak i na niej samej. Ciśnienie wiatru słonecznego przesuwa granicę

magnetosfery bliżej Ziemi od strony oświetlonej przez Słońce i formuje długi,

turbulentny ogon od strony nocnej. Kształt magnetosfery i jej rozmiary ulegają ciągłym

zmianom w zależności od gęstości i prędkości wiatru słonecznego.

Ziemskie pole magnetyczne, mimo iż jest stosunkowo słabe, skutecznie jednak chroni

naszą planetę przed wiatrem słonecznym, potencjalnie zabójczym dla wszelkiego życia.

Przy zderzeniu z magnetosferą cząstki wiatru słonecznego są na ogół odbijane. Tylko

około 0.1% ich całkowitej liczby przedostaje się do wewnątrz, wchodząc w skład

płynących wokół Ziemi pierścieniowych prądów elektrycznych. Zmiany zachodzące w

magnetosferze współgrają ze zmianami aktywności słonecznej. W maksimum

aktywności często występują silne i gwałtowne zaburzenia w całej strukturze ziemskiego

pola magnetycznego - tzw. burze geomagnetyczne, podczas których silnie wzrasta

natężenie prądów wirowych. Są one wywoływane przez duże erupcje słoneczne, które w

okolicy Ziemi objawiają się jako wyjątkowo gęste i szybkie "fale" wiatru słonecznego.

Burza geomagnetyczna, choć niewidoczna i niesłyszalna, może mieć działanie równie

niszczące jak zwykłe sztormy.

Wykres przedstawia średnią liczbę plam obserwowanych na Słońcu w latach 1900--2000.

Widoczne są powtarzające się co 11 lat maksima oraz występujące między nimi różnice.

Poszczególne połówki 22-letniego cyklu aktywności rozróżniono kolorami czerwonym i

niebieskim

Rys. Autor

Inną klasą zjawisk, których występowanie jest ściśle związane z aktywnością Słońca, są

SZYMON GBUREK - RYTMY SŁOŃCA.pdf

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: