Twoja wyszukiwarka

SZYMON GBUREK
RYTMY SŁOŃCA
Wiedza i Życie nr 8/1999
Artykuł pochodzi z "Wiedzy i Życia" nr 8/1999

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.

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 cm3), 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 piękne zorze polarne oświetlające obszary biegunowe naszej planety. Przyczyną powstawania zórz są zachodzące wysoko nad chmurami zderzenia, w których biorą udział ziemskie atomy tlenu i azotu oraz szybkie elektrony "przywiane" ze Słońca przez wiatr słoneczny. W maksimum aktywności zorze występują szczególnie często. Od aktywności Słońca zależy ponadto grubość warstwy ozonowej, chroniącej nas przed szkodliwym promieniowaniem ultrafioletowym (w okresach zwiększonej aktywności warstwa ozonowa zwiększa swoją grubość).

Całokształt zjawisk występujących w otoczeniu Ziemi, związanych z oddziaływaniem Słońca lub innych obiektów lub zjawisk kosmicznych, np. błysków gamma [patrz: Czy jesteśmy sami w kosmosie?, "WiŻ" nr 4/1999] nosi nazwę pogody kosmicznej (ang. Space Weather). "Meteorologia kosmiczna" jest stosunkowo nową dziedziną nauki, rozwijającą się ostatnio bardzo szybko w wielu placówkach na całymświecie.

KLIMAT

Energia wydzielana przez Słońce jest pierwotną przyczyną prawie wszystkich zjawisk zachodzących w atmosferze Ziemi. Ilość energii docierającej do Ziemi od Słońca nie jest jednak stała, lecz zależy od stopnia jego aktywności. Aktywność Słońca wpływa więc na procesy atmosferyczne, takie jak na przykład cyrkulacja powietrza i cykl hydrologiczny (który obejmuje parowanie wód powierzchniowych, ich skraplanie się w atmosferze oraz powrót na powierzchnię Ziemi pod postacią opadów deszczu lub śniegu).

Długotrwałe odstępstwa aktywności słonecznej od normy mogą powodować globalne zaburzenia klimatyczne. W obecnym tysiącleciu występowały trwające po kilkadziesiąt lat okresy spadku aktywności słonecznej. Dla przykładu- w latach 1645-1715 plamy znikły z powierzchni Słońca niemal całkowicie. Okres ten, znany obecnie jako "mała epoka lodowcowa" lub Minimum Maundera, odznaczył się znacznym oziębieniem klimatu i wyjątkowo surowymi zimami. Dwa inne historyczne okresy niskiej aktywności: minimum Wolfa (1280-1340)oraz minimum Spörera (1460-1550) najprawdopodobniej również były bardzo chłodne. O ile rola długookresowych wahań aktywności słonecznej w procesie kształtowania klimatu wydaje się niewątpliwa, o tyle wpływ krótkotrwałych zmian aktywności na klimat jest przedmiotem licznych sporów i dyskusji. Średni stan zachmurzenia atmosfery zależy od fazy cyklu aktywności (zachmurzenie jest największe w maksimum). W ciągu cyklu o kilka dziesiątych stopnia zmienia się również średnia temperatura oceanów (osiągając maksimum w okresie wzmożonej aktywności). Zmiany te powtarzają się jednak na tyle szybko, że ich wpływ na klimat, kształtowany globalnie przez wszystkie procesy atmosferyczne w długim przedziale czasu, jest zapewne niewielki.

Wiatr słoneczny nie jest jedynym źródłem cząstek docierających do naszej planety. Ziemia jest również ustawicznie bombardowana ze wszystkich stron przez pochodzące z głębin kosmosu strumienie plazmy nazywane promieniowaniem kosmicznym. Cząstki promieniowania kosmicznego poruszają się znacznie szybciej niż cząstki wiatru słonecznego (ich prędkość jest zbliżona do prędkości światła); są także znacznie bardziej różnorodne. Oprócz elektronów i protonów znajdziemy wśród nich jądra cięższych pierwiastków - w tym nawet tak ciężkich, jak uran. Hipotetycznym źródłem tak szybkich cząstek są eksplozje masywnych gwiazd - supernowych.

Promieniowanie kosmiczne bez większych trudności dociera do warstwy położonej na wysokości kilku kilometrów nad powierzchnią Ziemi, w której formują się chmury, i jonizuje znajdujące się tam cząsteczki i atomy gazów atmosferycznych. Ponieważ obecność jonów przyspiesza proces skraplania pary wodnej, różne rodzaje chmur formują się tym łatwiej, im więcej cząstek promieniowania kosmicznego dociera w głąb atmosfery. W okresie wzmożonej aktywności natężenie słonecznego pola magnetycznego wzrasta, co utrudnia dostęp promieniowania kosmicznego w pobliże Ziemi. W ten sposób wielkość pokrywy chmur oraz ich właściwości elektryczne stają się zależne od stanu aktywności Słońca.

TECHNOLOGIA

Korzystając z dobrodziejstw nauki i techniki, napotykamy nowe zagrożenia i jesteśmy zmuszeni do przeciwdziałania ich potencjalnym skutkom. Słońce nie tylko podtrzymuje naszą cywilizację, lecz także przysparza nam kłopotów, a w okresach wzmożonej aktywności jest wręcz niebezpieczne.

Pod działaniem wiatru słonecznego (linie żółte) magnetosfera Ziemi (kolor fioletowy) wyciąga się w długi "ogon", zwiewany na nocną stronę naszej planety. W zderzeniu z magnetosferą wiatr zagęszcza się (kolor niebieski), a składające się nań cząstki zmieniają kierunek ruchu. Część z nich w pobliżu biegunów Ziemi dociera aż do górnych warstw jej atmosfery

Rys. Joanna Murawska na podstawie NASA

Na kontakt z przenikliwymi cząstkami wytwarzanymi podczas erupcji słonecznych narażeni są przede wszystkim astronauci, u których mogą one wywoływać chorobę popromienną. Cząstki te niszczą również baterie słoneczne oraz instrumenty pokładowe. W takich sytuacjach o przetrwaniu astronautów może zadecydować wcześniejsze ostrzeżenie, umożliwiające im schronienie się w grubościennych osłonach. Szybkie cząstki pochodzenia słonecznego bywały już przyczyną całkowitego zniszczenia układów elektrycznych i elektronicznych bezzałogowych sond kosmicznych i satelitów.

Niekorzystny wpływ na sondy i satelity ma również promieniowanie ultrafioletowe i rentgenowskie, które jest emitowane w dużych ilościach podczas rozbłysków słonecznych. Powoduje ono wzrost temperatury górnych warstw atmosfery, połączony ze wzrostem jej objętości. Rozszerzająca się gwałtownie atmosfera potrafi "dosięgnąć" orbit wielu satelitów. Poruszając się w gęstszym ośrodku, tracą one prędkość i zbliżają się do powierzchni Ziemi. W skrajnych przypadkach spalają się, wchodząc w niżej położone, jeszcze gęstsze warstwy atmosfery. W taki właśnie sposób zakończyły swój żywot amerykańska stacja orbitalna Skylab oraz przeznaczony do badania Słońca w czasie maksimów aktywności satelita SMM (ang. Solar Maximum Mission).

Zjawiska zachodzące na Słońcu bywają również groźne dla urządzeń znajdujących się na Ziemi. Związane z burzami geomagnetycznymi szybkie zmiany ziemskiego pola magnetycznego wzbudzają silne prądy mogące poważnie uszkodzić urządzenia decydujące o funkcjonowaniu sieci energetycznych, telefonicznych i komputerowych. Gwałtowna burza z 13 marca 1989 roku w niecałe 90 s pozbawiła energii elektrycznej około 6 mln mieszkańców prowincji Quebec w Kanadzie. Przyczyną awarii sieci energetycznej było najprawdopodobniej oddziaływanie magnetosfery Ziemi z olbrzymim obłokiem plazmy, który kilka dni wcześniej został wyrzucony ze Słońca. Wzbudzone podczas burzy prądy zniszczyły wtedy całkowicie jeden z wielkich, bardzo kosztownych, transformatorów w elektrowni Hydro-Quebecw Montrealu. W podobny sposób ucierpiały już sieci w różnych miejscach na świecie.

Burze geomagnetyczne mogą także uszkadzać satelity lub destabilizować ich orbity. Zakłócona lub wręcz uniemożliwiona zostaje przy tym praca systemów nawigacyjnych i telekomunikacyjnych, do których należy obsługiwany przez 24. satelity GPS (ang. Global Positioning System), odpowiedzialny m.in. za kontrolę lotów i bezpieczeństwo lądowań samolotów w trudnych warunkach atmosferycznych. W czasie trwania burzy pogarsza się także znacznie łącznośćradiowa.

Straty powodowane przez Słońce mogą być ogromne. Monitorowanie aktywności słonecznej, prędkości i składu wiatru słonecznego oraz stanu magnetosfery Ziemi, a także oparte na nim prognozowanie pogody kosmicznej staje się koniecznością. Niestety, służące obecnie to tych celów systemy satelitów i obserwatoriów naziemnych nie wystarczają. Trzeba też przyznać, że ciągle jeszcze zbyt słabo rozumiemy skomplikowane związki pomiędzy Słońcem a Ziemią. Dokładne prognozy pogody kosmicznej to sprawa dość jeszcze odległej przyszłości.

23. MAKSIMUM

Zbliżające się 23. maksimum aktywności słonecznej jest dla nas wyzwaniem i wspaniałą okazją do poszerzenia wiedzy o gwiazdach. Gwałtowne zmiany zachodzące na Słońcu podczas maksimum oraz wzmożona emisja promieniowania i cząstek elementarnych umożliwią nam zgromadzenie w krótkim czasie wielu cennych danych. Zaobserwujemy procesy, których nie możemy odtwarzać w ziemskich laboratoriach. Analiza tego rodzaju obserwacji powinna doprowadzić do udoskonalenia opisu plazmy znajdującej się w ekstremalnych warunkach. Zbliżające się maksimum będzie również bardzo dogodnym okresem do badania wpływu Słońca na Ziemię. Pozwoli m.in. sprawdzić modele oddziaływania słonecznego pola magnetycznego z magnetosferą Ziemi oraz metody prognozowania pogody kosmicznej. Zjawiska towarzyszące maksimum aktywności pozwolą również przetestować nowe sposoby zabezpieczenia sieci i urządzeń elektrycznych przed skutkami burz magnetycznych.

Konieczność badania związków Słońce-Ziemia jest coraz powszechniej doceniana. Na Ziemi obserwacje prowadzone są za pomocą rozbudowanej sieci specjalnych teleskopów słonecznych. Dysponujemy też całą flotą satelitów obserwujących bezustannie Słońce i penetrujących rozmaite obszary magnetosfery oraz Układu Słonecznego. Warto wspomnieć, że należy do niej satelita INTERBALL, na którym znajduje się aparatura badawcza skonstruowana w pracowniach Centrum Badań Kosmicznych we Wrocławiu.

Mgr SZYMON GBUREK pracuje w Zakładzie Fizyki Słońca Centrum Badań Kosmicznych we Wrocławiu.

O podobnych zagadnieniach przeczytasz w artykułach:
(04/99) Czy jesteśmy sami w kosmosie?