Magnetyczne Słońce

Powierzchnia Słońca wije się i tańczy. Zdecydowanie nie przypominając biało-żółtego dysku widocznego z Ziemi, Słońce charakteryzuje się wijącymi się, potężnymi pętlami i wirującymi cyklonami, które sięgają górnych warstw atmosfery Słońca – korony, której temperaturę liczy się w milionach stopni. Niestety nie widać ich w zakresie promieniowania widzialnego. W latach pięćdziesiątych XX wieku po raz pierwszy mogliśmy ujrzeć ten swoisty balet słoneczny, który emituje promieniowanie tylko w zakresie niewidocznym dla naszych oczu.

Gdy już udało się zaobserwować ten dynamiczny system następnym krokiem było zrozumienie procesów prowadzących do jego powstania. Do tego naukowcy wykorzystali połączenie obserwacji w czasie rzeczywistym z symulacjami komputerowymi – starając się przeanalizować w jaki sposób materia przemieszcza się w koronie. Wiemy, że odpowiedzi skryte są w fakcie, że Słońce jest gwiazdą magnetyczną, w której materia porusza się zgodnie z prawami elektromagnetyzmu.

“Wciąż nie jesteśmy pewni gdzie w Słońcu powstaje pole magnetyczne,” powiedział Dean Pesnell, naukowiec z NASA Goddard Space Flight Center w Greenbelt w stanie Maryland. “Może to być blisko powierzchni lub głęboko we wnętrzu Słońca – a być może na róznych głębokościach.”

Zrozumienie procesów napędzających system magnetyczny jest zagadnieniem kluczowym do zrozumienia natury przestrzeni w Układzie Słonecznym: pole magnetyczne Słońca odpowiedzialne jest zarówno za koronalne wyrzuty masy, które napędzają pogodę kosmiczną na Ziemi (np. zorze polarne)  jak i za międzyplanetarne pole magnetyczne i promieniowanie w otoczeniu którego przemieszczają się wszystkie sondy wysłane z Ziemi w otchłań Układu Słonecznego.

W jaki zatem sposób obserwujemy to niewidoczne pole? Przede wszystkim najpierw obserwujemy materię na Słońcu. Słońce składa się z plazmy, materii w stanie gazowym, w której elektrony i jony oddzieliły się od siebie tworząc super-gorącą mieszaninę naładowanych cząsteczek. Gdy naładowane cząsteczki poruszają się, tworzą wokół siebie pole magnetyczne, które zwrotnie wpływa na to jak cząsteczki się poruszają. Plazma w Słońcu prowadzi zatem do powstania skomplikowanego systemu przyczynowo-skutkowego regulującego  ruch plazmy we wnętrzu gwiazdy – wzbudzona przez niewyobrażalną energię produkowaną w procesach fuzji jądrowej we wnętrzu Słońca – tworzy pole magnetyczne Słońca. Ten system zwany jest słonecznym dynamo.

Kształt pola magnetycznego nad powierzchnią Słońca możemy obserwować pośrednio, bowiem pole magnetyczne reguluje ruch plazmy – pętle i wieże materii w koronie jasno świecą na zdjęciach wykonanych w zakresie ultrafioletowym. Oprócz tego miejsca styku tych pętli z powierzchnią Słońca lub fotosferą mogą być precyzyjnie zmierzone za pomocą instrumentu zwanego magnetografem – mierzącego siłę i kierunek pola magnetycznego.

Następnie naukowcy zwracają się ku modelom. Łączą swoje obserwacje – pomiary siły i kierunku pola magnetycznego  na powierzchni Słońca – z wiedzą o ruchu i magnetyzmie materii słonecznej, która to wiedza wypełnia luki w obserwacjach. Symulacje takie jak model Potential Field Source Surface (PFSS) – przedstawione w powyższym filmie – mogą pomóc w ilustrowaniu jak dokładnie pola magnetyczne poruszają się na Słońcu. Modele takie jak PFSS mogą przybliżyć nam jak słoneczne pole magnetyczne zmienia się w koronie Słońca, a nawet po jego niewidocznej stronie.

Pełne zrozumienie pola magnetycznego Słońca – włącznie z wiedzą o tym w jaki sposób jest generowane oraz o jego strukturze we wnętrzu Słońca – jeszcze przed nami. Jednak już teraz astronomowie wiedzą dość sporo.

Porównanie minimum i maksimum słonecznej aktywności magnetycznej

Zwróćmy też uwagę na porównanie w jaki sposób pole magnetyczne zmieniało się, rosło i uspokajało między styczniem 2011 roku a lipcem 2014 roku. Na poniższym zdjęciu wyraźnie widać, że pole magnetyczne skupione jest głównie w obszarach biegunowych w 2011 roku, trzy lata po minimum słonecznym. W 2013 roku pole magnetyczne dużo bardziej się skomplikowało i wydaje się dużo bardziej chaotyczne – to warunki bardzo dobre do powstawania słonecznych erupcji, rozbłysków czy koronalnych wyrzutów masy.