HELIOFIZYKA

PRZEWODNIK PO SŁOŃCU wraz z opisem zjawisk, które można łatwo zaobserwować na Słońcu metodą projekcyjną

Poniżej prezentujemy krótki "przewodnik po Słońcu" a także opis ciekawych obserwacji heliofizycznych, jakie można wykonać posługując się najprostszą i całkowicie bezpieczną metodą projekcji obrazu Słońca w świetle białym na ekran. Proponowane tematy obserwacji:

Pociemnienie brzegowe tarczy słonecznej

Plamy słoneczne

Rotacja różnicowa Słońca

Cykl aktywności słonecznej - wykres Wolfa

Pasy aktywności słonecznej - wykres motylkowy

Pochodnie fotosferyczne

Warto także sprawdzić jak dzisiaj wygląda tarcza Słońca?
zobaczyc pokaz slajdów "Co to jest heliofizyka?" poznać historię obserwacji heliofizycznych i pobrać gotowy do druku plakat o Słońcu.

ROZMIARY I TEMPERATURA SŁOŃCA

Słońce oglądane okiem nieuzbrojonym wygląda zazwyczaj jak idealnie gładka tarcza, świecąca oślepiającym, biało-żółtym światłem. Jego widoma średnica zmienia się, z powodu eliptycznego kształtu orbity ziemskiej, od 31.4 minut kątowych w lipcu do 32.5 minut kątowych w styczniu. Słońce, jak wszystkie gwiazdy ciągu głównego, jest gigantyczną kulą plazmową, której gęstość zmniejszą się (w niektórych warstwach nawet dość szybko) przy oddalaniu się od środka, jednak nigdzie nie spada gwałtownie do zera. Dlatego też za powierzchnię Słońca umownie przyjęto dolną część fotosfery, czyli cienkiej, o grubości zaledwie około 500 km warstwy plazmy, emitującej znakomitą większość promieniowania widzialnego. Tak zdefiniowana średnica Słońca wynosi 1 392 520 km (czyli ponad 109 średnic Ziemi). Leżące wyżej warstwy plazmy słonecznej, zwane atmosferą słoneczną, emitują promieniowanie o różnych długościach fal: od rentgenowskiego do radiowego. Powierzchnia Słońca równa jest 6.1 · 10⁹ km², jest więc większa od powierzchni Ziemi niemal 12 000 razy. Temperatura fotosfery wynosi niemal 5800 K i właśnie ta temperatura jest przyjmowana za temperaturę powierzchniową Słońca.

PRODUKCJA ENERGII WEWNĄTRZ SŁOŃCA

Słońce jest źródłem praktycznie całej energii docierającej do Ziemi. Moc promieniowania Słońca wynosi aż 3.845 · 10²⁶ W, co oznacza, że w ciągu każdej sekundy Słońce emituje energię wystarczającą do zagotowania lodowatej wody zawartej w sześcianie o boku 971 km. Na Ziemi we wszystkich oceanach, morzach, rzekach, lodach i w atmosferze jest łącznie tylko 1.36 · 10⁹ km³ wody, czyli cała ziemska woda zmieściłaby się w sześcianie o boku zaledwie 1113 km, a energia emitowana przez Słońce zagotowała by ją w ciągu zaledwie półtorej sekundy. Emisja Słońca w widzialnej części widma ciągłego jest niemal identyczna z emisją ciała doskonale czarnego (czyli takiego, które całkowicie pochłania całe promieniowanie na nie padające) o temperaturze 5777 K. Temperaturę tą nazywamy temperaturą efektywną Słońca.

W jądrze Słońca temperatura plazmy osiąga 15 400 000 K a gęstość aż 153 000 kg/m³. W takich warunkach efektywnie zachodzą reakcje syntezy termonuklearnej, w której cztery jądra wodoru (czyli protony) przekształcone zostają w jądro helu, którego masa jest "aż" o 0.7% mniejsza od masy czterech protonów. Różnica mas odpowiada energii uwolnionej w tym procesie. Powstanie jednego jądra helu nie powoduje wygenerowania dużej ilości energii, bo masa protonu wynosi zaledwie 1.67 · 10^-27 kg, ale w jądrze Słońca w każdej sekundzie 600 milionów ton protonów ulega przekształceniu w hel, przy czym 4 270 000 ton materii ulega przekształceniu w energię.

MASA SŁOŃCA

Słoneczny reaktor termonuklearny tylko dlatego zachowuje równowagę i nie ulega rozerwaniu pod wpływem gigantycznego ciśnienia plazmy, wynoszącego w jądrze 2.37 · 10¹⁶ N/m² oraz wielkiego ciśnienia promieniowania, iż są one dokładnie równoważone przez równie wielką siłę własnej grawitacji ogromnej masy Słońca. Masa Słońca wynosi aż 1.989 · 10³⁰ kg co oznacza, iż w Słońcu zawarte jest 99.9% masy całego Układy Słonecznego, albo też, że jego masa jest 332 900 razy większa od masy Ziemi. Choć Słońce jest bardzo masywne, to środek masy całego Układu Słonecznego nie pokrywa się ze środkiem geometrycznym Słońca. Słońce także obiega środek Układu Słonecznego, tyle że po bardzo ciasnej i skomplikowanej trajektorii.

Oprócz wspomnianej wcześniej utraty masy spowodowanej emisją energii, Słońce traci także masę w wyniku niestabilności jego najbardziej zewnętrznej warstwy, zwanej koroną słoneczną. Warstwa ta stopniowo wypływa ze Słońca w przestrzeń międzyplanetarną w postaci strumienia plazmy nazywanego wiatrem słonecznym. Utraty masy spowodowana wiatrem słonecznym wynosi około 1 000 000 ton na sekundę. Tak więc, co sekundę masa Słońca zmniejsza się o około 5 300 000 ton, co oznacza, że Słońce traci co sekundę zaledwie mniej niż 3 · 10^-21 swojej masy całkowitej, czyli w ciągu całego swojego dotychczasowego istnienia, przez około 4.6 miliarda lat, jego masa zmniejszyła się o zaledwie 0.04%. Nie ma to żadnego wpływu na jego ewolucję.

SKŁAD CHEMICZNY SŁOŃCA

Słońce zbudowane jest głównie z wodoru (71% masy Słońca, 91.2% atomów w Słońcu) i helu (27% masy Słońca, 8.7% atomów w Słońcu). Wszystkie cięższe pierwiastki, w tym O(0.078% / 0.97%), C(0.43% / 0.4%), N(0.0088% / 0.096%), Si(0.0045% / 0.099%), Mg(0.0038% / 0.076%), Ne(0.0035% / 0.058%), Fe(0.03% / 0.014%), S(0.015% / 0.04%) i wszystkie pozostałe, nawet złoto, stanowią zaledwie 2% jego masy. Reakcje termonuklearne przebiegają tylko w pobliżu środka Słońca, w obszarze rozciągającym się do około 0.25 promienia słonecznego od jego środka i obejmującym tylko 1.6% objętości Słońca! Jednak ze względu na ogromną gęstość materii w tej znikomej pod względem objętości części Słońca zawarte jest aż 50% jego masy. Ponieważ plazma w wewnętrznej części Słońca jest stabilna i nie występują w niej ruchy konwekcyjne, to praktycznie nie następuje jej mieszanie z materią położoną wyżej. Generacja energii w jądrze odbywa się więc kosztem niszczenia wodoru z ograniczonego zapasu materii. Ocenia się, iż dotychczas w jądrze Słońca około 37% wodoru uległo już przemianie w hel, a więc jego zapas uległ znaczącemu uszczupleniu. W stosunkowo odległej przyszłości, za około 5 miliardów lat, spowoduje to narastanie dramatycznego kryzysu paliwowego na Słońcu, który doprowadzi ostatecznie do przekształcenia Słońca najpierw w czerwonego olbrzyma (za około 7 miliardów lat) a następnie w białego karła.

TRANSPORT ENERGII WE WNĘTRZU SŁOŃCA

Energia wygenerowana w jądrze Słońca jest stopniowo przekazywana poprzez plazmę ku powierzchni. Aż do odległości 515 000 km od środka Słońca plazma słoneczna jest na tyle przeźroczysta, że transport energii odbywa się za pośrednictwem fotonów czyli poprzez promieniowanie - taki sposób przenoszenia energii nazywamy transferem promienistym, a omawiany obszar Słońca nazywamy warstwą promienistą. W warstwie promienistej fotony są ustawicznie pochłaniane, rozpraszane i emitowane, a w miarę przesuwania się ku powierzchni ich energia stopniowo spada. Lecąc po linii prostej, foton pokonałby drogę ze środka Słońca do fotosfery w zaledwie 2.7 sekundy, jednak jego ciągłe "zygzakowanie" w drodze ku powierzchni, wymuszone oddziaływaniem z materią powoduje, iż obecnie do powierzchni Słońca dociera energia, która powstała w jego jądrze około 200 000 lat temu! Masa plazmy zawartej w jądrze i części promienistej wynosi łącznie aż 98% całkowitej masy naszej gwiazdy.

Plazma znajdująca się powyżej części promienistej jest znacznie mniej przeźroczysta i samo promieniowanie nie jest już w stanie przenieść całej energii napływającej z jądra. Plazma znajdująca się w pobliżu podstawy tej warstwy ulega przegrzaniu i wzbudza się w niej konwekcja czyli wypływanie ku powierzchni ogromnych bąbli gorącej plazmy poprzez nieco chłodniejsze otoczenie. Z tego powodu zewnętrzna część wnętrza Słońca nazywana jest warstwą konwektywną. Jej grubość wynosi około 181 000 km a górną powierzchnię stanowi fotosfera, gdzie najdrobniejsze komórki konwektywne są łatwo dostrzegalne pod postacią granulacji. W ruchach konwektywnych materii, choć obejmują one bardzo gruba warstwę, bierze udział, ze względu na znikomą gęstość, mniej niż 2% masy Słońca.

BRZEG TARCZY SŁOŃCA

Gęstość plazmy w miejscu, gdzie temperatura materii słonecznej osiąga minimum (spada do 4 200 K) wynosi zaledwie 4.9 · 10^-6 kg/m³, czyli 33 miliardy razy mniej od gęstości plazmy w jądrze Słońca, a nawet 272 000 razy mniej od gęstości atmosfery ziemskiej!
Dlaczego więc brzeg Słońca w świetle widzialnym nie jest rozmyty lecz wydaje się bardzo ostry? Niezależnie od kierunku, w jakim patrzymy na fotosferę, niemal "pionowo z góry" (blisko środka tarczy słonecznej) bądź też niemal "stycznie" (w pobliżu krawędzi tarczy), bardzo szybko wzdłuż linii widzenia zbiera się wystarczająco dużo materii, by stała się ona nieprzeźroczysta. Tak więc, ponieważ grubość fotosfery w stosunku do długości promienia Słońca jest bardzo mała (mniej niż 0.1%) a Słońce obserwujemy z niebagatelnej odległości około 150 milionów kilometrów, brzeg jego tarczy wydaje się nam idealnie ostry.

POCIEMNIENIE BRZEGOWE

Jasność fotosfery nie jest jednakowa na całej powierzchni widomej tarczy Słońca. Stosując projekcyjną metodę obserwacji Słońca, po uważnym przyjrzeniu się jasnościom różnych części obrazu tarczy, bez trudu można dostrzec, że jej jasność, niemal stała w pobliżu środka, znacznie maleje przy brzegach. Zjawisko to nazywane jest pociemnieniem brzegowym.
Jak już wiemy, fotosfera jest warstwą plazmy, w której temperatura i gęstość rosną bardzo szybko wraz z głębokością: gęstość plazmy osiąga na głębokości 500 km pod minimum temperatury około 2.7 · 10^-4 kg/m³, czyli ponad 50 razy więcej niż zaledwie 500 kilometrów wyżej; temperatura plazmy na tej głębokości wzrasta zaś do około 5800 K czyli o 1600 K. W pobliżu środka tarczy Słońca obserwator patrzy niemal dokładnie "z góry" i dla niego warstwa plazmy, dla której wzdłuż linii widzenia nazbiera się dość materii, by jej grubość optyczna sięgnęła jedności (stała sie nieprzeźroczysta), musi być stosunkowo gruba geometrycznie czyli do obserwatora dociera promieniowanie emitowane przez materię mającą stosunkowo wysoką temperaturę, gęstość i jasność. W pobliżu brzegu tarczy obserwator patrzy niemal stycznie do powierzchni warstw plazmy słonecznej. Stąd plazma staje się dla niego nieprzeźroczysta na znacznie mniejszej głębokości geometrycznej. Jest to więc warstwa plazma chłodniejszej i mniej gęstej a więc słabiej świecącej.

ROTACJA RÓŻNICOWA SŁOŃCA

Bardzo interesującym zjawiskiem jest zróżnicowanie prędkości kątowej, z jaką różne części warstwy konwektywnej okrążają Słońce. Zjawisko to nazywamy rotacją różnicową Słońca.
Na poziomie fotosfery najszybciej okrąża Słońce plazma znajdująca się w okolicach równika słonecznego, zużywając na jeden obieg zaledwie 25 dni, na szerokości heliograficznej 45 stopni okres ten wzrasta do 27.6 dnia a w okolicach biegunów sięga 30.8 dnia. Co ciekawe, wyniki badań heliosejsmologicznych, a więc wyniki badań wnętrza Słońca na podstawie analizy jego drgań (coś w rodzaju słonecznej sejsmologii) wskazują, iż część Słońca leżąca pod warstwą konwektywną rotuje jak ciało sztywne a u podstawy warstwy konwektywnej, w tak zwanej tachoklinie, następuje gwałtowny skok prędkości ruchu plazmy.

Rotację różnicową można bardzo łatwo zaobserwować oraz zmierzyć jej zmiany dla różnych szerokościach heliograficznych za pomocą projekcyjnej metody obserwacji Słońca. Wystarczy w tym celu przez dłuższy czas w każdy pogodny dzień starannie zaznaczać na rysunku widomej tarczy Słońca położenia wszystkich dostrzeżonych plam słonecznych, zapisując również moment dokonania obserwacji. Mierząc następnie starannie zarówno dzienne zmiany położenia wybranych plam na tle tarczy jak i zmiany ich wzajemnych położeń, bardzo łatwo jest wykryć, iż najszybciej przesuwają się po tarczy plamy położone najbliżej równika, najwolniej zaś plamy najbardziej od niego odległe.
Plamy słoneczne przesuwają się po tarczy Słońca nie tylko z prędkością zgodną z lokalna prędkością rotacji różnicowej, ale także mają pewne ruchy własne względem otaczającej je fotosfery. Wykrycie ruchów własnych plam nie jest wcale szczególnie trudne, wymaga jedynie nieco staranności przy zaznaczaniu względnych pozycji plam w ramach poszczególnych grup plam.

PLAZMA W POLU MAGNETYCZNYM

Plazma słoneczna jest bardzo dobrym przewodnikiem prądu, jej przewodnictwo jest większe niż przewodnictwo miedzi! W takim ośrodku zachodzi niezwykle interesujące zjawisko nazywane wmrożeniem pola magnetycznego. Mechanizm tego zjawiska jest niezwykle prosty: każdy ruch pola względem plazmy (lub plazmy względem pola) jest niczym innym jak ruchem świetnego przewodnika w polu magnetycznym. Mamy więc do czynienia z działaniem doskonale nam znanego generatora elektromagnetycznego, a generowane w tym procesie jest takie nowe pole magnetyczne, że niweluje wszelkie skutki ruchów względnych plazmy i pierwotnego pola magnetycznego. Jeżeli więc plazma jest stosunkowo gęsta a pole względnie słabe, to każde przemieszczenie plazmy będzie generowało takie pole magnetyczne, by pociągnąć za sobą pole pierwotne, a więc by "wlec" za plazmą pole magnetyczne tak jak kawałek lodu ciągnie za sobą wmrożony w niego sznurek. Gdy natomiast pole magnetyczne jest względnie silne a plazma rzadka, to ruchy pola magnetycznego powodują przemieszczanie plazmy.

Zazwyczaj w warstwie konwektywnej (czyli pod fotosferą) przeważa energia ruchów plazmy i to plazma wlecze za sobą pole magnetyczne. W atmosferze słonecznej ponad fotosferą pole magnetyczne decyduje o rozmieszczeniu i ruchach plazmy. Typowym przykładem oddziaływania plazmy z polami magnetycznymi są protuberancje słoneczne, których plazma jest podtrzymywana przez pole magnetyczne, dzięki czemu nie opada na Słońce, a w przypadku destabilizacji ich pola magnetycznego dochodzi do tzw. erupcji protuberancji i wyrzucenia jej materii z prędkościami dochodzącymi do 2000 km/s.

Temperatura plazmy koronalnej zależy nie tylko od geometrycznej wysokości nad umownym poziomem fotosfery, lecz także od lokalnych i zmiennych w czasie procesów oddziaływania pól magnetycznych z plazmą, szczególnie spektakularnych w obszarach aktywnych i rozbłyskach słonecznych. Z powodu znikomej grubości optycznej materii koronalnej oraz silnej anizotropii wielu parametrów plazmy (w tym współczynnika przewodnictwa cieplnego w silnych polach magnetycznych), w koronie słonecznej występują, niekiedy w bliskim sąsiedztwie, struktury chłodne i gorące. Obserwowane są tam zarówno protuberancje o temperaturach T~(6-8)*10³ K, pętle koronalne o temperaturach dochodzących do T~(1-2)*10⁶ K jak i jądra rozbłysków, w których temperatura plazmy przekracza T~2*10⁷ K.

GENERACJA PÓL MAGNETYCZNYCH NA SŁOŃCU

Cały kompleks procesów fizycznych zaangażowanych w generację pól magnetycznych na Słońcu nazywamy dynamem słonecznym. Dynamo słoneczne jest ulokowane w obszarze o grubości około 20 000 km, rozciągającym się tuż nad tachokliną, u podstawy warstwy konwektywnej, 180 000 km pod fotosferą. Wygenerowane toroidalne pole magnetyczne (czyli pole o liniach sił niemal równoległych do równoleżników słonecznych) stopniowo wypływa ku powierzchni Słońca, wywołując we wszystkich warstwach plazmy, od warstwy konwektywnej po koroną słoneczną ogromne bogactwo zjawisk określanych zbiorczą nazwą aktywności słonecznej.

Gdy rozpoczyna sie kolejny cykl działania dynama słonecznego, u podstawy warstwy konwektywnej plazma słoneczna (czyli doskonały przewodnik) przesuwa się prostopadle do linii sił pierwotnego, mniej więcej południkowo rozciągniętego globalnego słonecznego polu magnetycznym. Ponieważ plazma ta jest bardzo gęsta, wlecze za sobą wmrożone pole magnetyczne. W wyniku znanej nam już doskonale rotacji różnicowej, plazma stopniowo rozciąga linie sił pola w kierunku równoleżnikowym, a więc jakby obraca je niemal o 90 stopni. Jednocześnie z obracaniem linii sił następuje wzrost natężenia pola kosztem energii kinetycznej ruchu plazmy i w ten sposób generowane jest nowe, silne pole magnetyczne, zwane toroidalnym z racji niemal równoległego do równika przebiegu linii sił.

PLAMY SŁONECZNE

Najłatwiejszym do zaobserwowania przejawem aktywności słonecznej są plamy słoneczne. Plamami słonecznymi nazywamy ciemne obszary o mniej lub bardziej regularnych kształtach, widoczne na tle fotosfery. Duże plamy słoneczne składają się zazwyczaj z ciemnego cienia, otoczonego nieco jaśniejszym półcieniem, który zajmuje około 70 procent całkowitej powierzchni plamy. Tylko najmniejsze plamy, zwane porami, są pozbawione cienia. Grupy plam słonecznych są najłatwiejszym do zaobserwowania elementem obszarów aktywnych, ogromnych kompleksów aktywności magnetycznej, rozciągających się od wnętrza Słońca, poprzez fotosferę, chromosferę aż do korony słoneczne.

Średnia temperatura plazmy w cieniu plamy wynosi około 4200 - 4500 K, a więc jest o około 1500 K niższa niż temperatura fotosfery, natomiast temperatura półcienia wynosi około 5300 K. Jak już wspominaliśmy, natężenie emisji fotosfery i plamy dobrze opisują własności znanego nam już ciała doskonale czarnego. Ilość emitowanej energii zależy więc od czwartej(!) potęgi temperatury, co nawet przy tak stosunkowo niewielkiej różnicy temperatur powoduje powstanie niemal czterokrotnej różnicy w jasności. Cień plamy wydaje się przez to czarny na tle fotosfery (choć jest tak gorący jak łuk elektryczny!).

Średnice plam słonecznych wynoszą od 2-3 tysięcy kilometrów w przypadku por do ponad 50 000 kilometrów dla największych plam. Takie gigantyczne plamy można dostrzec nawet bez pomocy przyrządów optycznych, posługując się jedynie wysokiej jakości filtrem osłabiającym blask Słońca dla ochrony wzroku przed uszkodzeniem. Średnice dużych plam słonecznych są tak ogromne, iż cała Ziemia bez trudu zmieściłaby się w ich cieniu.

Czas życia plam wynosi od kilku godzin dla najmniejszych plam do wielu miesięcy dla plam największych. Plamy słoneczne zazwyczaj występują w wyraźnie wyodrębnionych grupach. Ilość plam w grupie, ich rozmieszczenie, etap rozwoju odzwierciedlają przemiany lokalnych pól magnetycznych i są najłatwiejszymi do dostrzeżenia oznakami ewolucji obszarów aktywnych. Obserwatorzy Słońca opisują podstawowe cechy morfologiczne i ewolucyjne grup plam za pomocą syntetycznych oznaczeń kodowych, z których najpopularniejsza jest klasyfikacja McIntosha.

Podczas obserwacji tarczy Słońca metodą projekcyjną bez trudu dostrzega się grupy plam słonecznych. Aby ułatwić ich obserwacje warto zapoznać się z aktualnymi mapami i zdjęciami, ilustrującymi rozmieszczenia grup plam na tarczy a także wygląd tarczy w swiatle białym i w świetle linii H-alpha wodoru.

Plamy słoneczne powstają w miejscach gdzie przez powierzchnię fotosfery przebija się bardzo silny strumień pola magnetycznego, o indukcji sięgającej 0.3-0.4 T czyli 3-4 tysiące Gs. Dla porównania warto wspomnieć, iż pole magnetyczne Ziemi jest rzędu 0.5 Gs. Takie silne lokalne pole magnetyczne o mniej czy bardziej równoległych i wertykalnie ustawionych liniach sił możemy sobie wyobrazić jako gigantyczną rurę magnetyczną, wstawiona w plazmę. Ponieważ suma ciśnienia plazmy i ciśnienia magnetycznego wewnątrz rury musi być równa ciśnieniu plazmy na zewnątrz rury (aby cały układ pozostał w równowadze), ciśnienie plazmy w rurze jest nieco niższe niż na tym samym poziomie w fotosferze. W takim układzie dochodzi do zaburzenia transportu konwektywnego energii z wnętrza Słońca oraz zmianiają się parametrów emisji samej plazmy, przez co cień plamy ulega ochłodzeniu i, co już wiemy, znacznemu pociemnieniu.

Pole magnetyczne wypływające z wnętrza Słońca w postaci wielu rur magnetycznych przebija się przez powierzchnię fotosfery, by w końcu przyjąć formę szeregu pętli pola magnetycznego, zakotwiczonych na obu końcach w fotosferze. Ponieważ pole magnetyczne musi zachować ciągłość, każda z pętli magnetycznych ma przeciwne biegunowości pola w każdej ze stóp. Dlatego też plamy słoneczne z reguły pojawiają się parami o przeciwnych biegunowościach. Połączone są właśnie pętlami linii sił pól magnetycznych, wznoszącymi się w otaczającą atmosferę słoneczną.

POCHODNIE FOTOSFERYCZNE

Pole magnetyczne skoncentrowane w obszarach aktywnych nie tylko powoduje powstanie ciemnych plam słonecznych ale także jasnych pól pochodni fotosferycznych, czyli obszarów nieco jaśniejszych - i nieco gorętszych, o około 300 K - niż otaczająca je fotosfera. Są one szczególnie łatwo dostrzegalne w pobliżu brzegów tarczy Słońca, gdzie efekt pociemnienia brzegowego tarczy znakomicie podwyższa kontrast. Pochodnie fotosferyczne często pojawiają się przed powstaniem pierwszych plam w obszarze aktywnym i zanikają dopiero po zaniku w nim plam. Pochodnie widoczne są na obszarach, w których indukcja pola magnetycznego osiąga około 0.1 T czyli około 1000 Gs. Jasne pochodnie fotosferyczne mogą być także zaobserwowane przy pomocy projekcyjnej metody obserwacji Słońca.

ROZBŁYSKI SŁONECZNE

Rozbłysk słoneczny jest to niezwykle złożony zespół zjawisk i procesów wywołany nagłym wydzieleniem w atmosferze Słońca ogromnej energii (nawet do E~10²⁵-10²⁷ J w jednym rozbłysku), zakumulowanej wcześniej w polach magnetycznych obszarów aktywnych. Czas trwania rozbłysku waha się od kilkunastu minut dla najsłabszych zjawisk aż do kilku-kilkunastu godzin dla najsilniejszych. Zjawiska tworzące łącznie rozbłysk słoneczny przebiegają we wszystkich warstwach atmosfery słonecznej, a nawet częściowo w fotosferze. Podczas rozbłysku emitowane są ogromne ilości energii w postaci fal elektromagnetycznych (od gamma do radiowych) oraz strumienie cząstek (elektronów, protonów, jonów) o prędkościach dochodzących do 70% prędkości światła. Zazwyczaj rozbłysk słoneczny przebiega w kilku fazach, z których najważniejszymi są tzw. faza impulsowa, podczas której gwałtownie wydzielana energia pól magnetycznych powoduje nagły (rzedu sekund do minut) wzrost natężenia emisji promieniowania elektromagnetycznego, oraz fazy spadku, gdy wydzielanie energii z pól magnetycznych spada i plazma koronalna stopniowo stygnie. Z regóły, podczas silnych rozbłysków, dochodzi do znacznej przebudowy lokalnych pól magnetycznych, co wiąże się z powstaniem arkad petli magnetycznych, erupcjami protuberancji, wyrzutami koronalnymi itp.

Obrazy rozbłysków słonecznych wykonane w promieniowaniu rentgenowskim ukazują zwarte źródła podwyższonej emisji (odpowiadające miejscom wydzielania energii z pól magnetycznych), położone w pobliżu szczytów pętli rozbłyskowych lub w miejscu styku oddziałujących pętli magnetycznych. W miejscach tych następuje efektywne przekształcanie energii pola magnetycznego w inne formy energii, np. w promieniowanie, energię termiczną, energię kinetyczną ruchów makroskopowych plazmy. Temperatura plazmy koronalnej, emitujacej miękkie promieniowanie rentgenowskie obserwowane w pótlach koronalnych dochodzi do 20*10⁶ K. Rozbłysk obserwowany w promieniowaniu widzialnym (np. w linii H-alpha wodoru, 656.3 nm) widać jako bardzo jasne, często ogromne pojaśnienia chromosfery, często rozwijające się w równoległe pasma w miejscach zakotwiczeń arkad pętli magnetycznych. Najsilniejsze rozbłyski mogą być widoczne nawet w świetle białym jako lokalne pojaśnienia fotosfery w obszarze aktywnym (zazwyczaj w grupie plam słonecznych).
Przebieg oddziaływania pól magnetycznych z innymi polami i plazmą w każdym z rozbłysków słonecznych zależny od indywidualnych cech topologii i dynamiki lokalnych pól magnetycznych, zarówno w obszarze zakotwiczeń jak i w atmosferze.

CYKL AKTYWNOŚCI SŁONECZNEJ

W literaturze naukowej i popularnonaukowej z regóły znajdujemy informację, iż cykl aktywności słonecznej trwa średnio 11.2 roku. Ten okres wyznaczony jest na podstawie obserwacji zmian ilości zjawisk aktywnych na Słońcu. W ciągu 11 lat dynamo słoneczne nie tylko zmienia ilość pól magnetycznych docierających do powierzchni Słońca ale także odwraca biegunowość globalnego pola magnetycznego Słońca. Natomiast pełen cykl aktywności dynama słonecznego, w ciągu którego globalne pole magnetyczne Słońca wraca do pierwotnego rozkładu biegunowości, trawa 22 lata.

Dynamo słoneczne działa cyklicznie, ale jest to cykl o zmiennej długości. Niekiedy obserwuje się znaczne zaburzenia długości trwania cyklu, sięgające nawet kilku lat. Szczegółowe analizy zmian aktywności słonecznej wskazują, że cykl 11-letni jest tylko jedną z wielu okresowości występujących w pracy dynama słonecznego. Zdarzają się również okresy, gdy działanie dynama ulega znacznemu osłabieniu lub, być może, niemal całkowitemu zanikowi. Po raz ostatni nastąpiło to na przełomie XVI i XVII wieku, podczas tak zwanego "minimum Maundera", gdy w Europie nastała tak zwana mała epoka lodowcowa. W ciągu każdego cyklu aktywności globalne pole magnetyczne Słońca dwukrotnie zmienia swoją biegunowość i dwukrotnie obserwowany jest najpierw stopniowy wzrost jego aktywności (trwający 3-4 lata) aż do osiągnięcia maksimum, a następnie stopniowy spadek wielkości i liczebności wszystkich przejawów aktywności słonecznej (trwający zwykle 6-7 lat).

OBSERWACJE ZMIAN AKTYWNOŚCI SŁOŃCA

Najstarsze zapiski o obserwacjach plam słonecznych odnajdujemy w starych kronikach chińskich. Systematyczne nowożytne obserwacje plam słonecznych rozpoczęły się wraz z wprowadzeniem do praktyki astronomicznej obserwacji teleskopowych pod koniec pierwszej dekady XVII wieku. Do miana odkrywcy plam słonecznych pretenduje kilku badaczy: Johannes Fabricius, Thomas Harriot i Christopher Scheiner. Bardzo znanym obserwatorem plam słonecznych był również Jan Heweliusz. Zarówno Scheiner jak i Heweliusz stosowali projekcyjną metodę obserwacji plam słonecznych.

Zmiany poziomu aktywności słonecznej, okresy jej maksimów i minimów oraz długośc okresu zmian można łatwo wyznaczyć na podstawie obserwacji ilości, rozmieszczenia i wielkości plam słonecznych, posługując się projekcyjną metodą obserwacji Słońca. W tym celu przez kilka lat, najlepiej w każdy pogodny dzień, należy starannie zaznaczać na rysunku widomej tarczy Słońca położenia wszystkich dostrzeżonych plam słonecznych i ich grup, zapisując również moment dokonania obserwacji. Następnie należy obliczyć tzw. liczbę Wolfa, czyli wskaźnik liczbowy będący miarą ilości plam na Słońcu a więc pośrednio i miarą całej aktywności.

Wykres przedstawiający wieloletnie zmiany liczby Wolfa natychmiast pokazuje nam okresowość tych zmian i ich przebieg czasowy oraz okresy wzmożonej aktywności. Osoby bardziej zaangażowane w obserwacje plam nie ograniczają się zwykle jedynie do zliczenia plam i grup plam oraz obliczenia dziennej liczby Wolfa. Zazwyczaj także dokonują klasyfikacji typów plam i grup plam, posługując się jednym z kilku systemów klasyfikacyjnych (np. klasyfikacją McIntosha), co pozwala w sposób syntetyczny opisywać zarówno własności poszczególnych plam i grup jak i śledzić - a nawet niekiedy prognozować - ich ewolucję.

PASY AKTYWNOŚCI

Wypływanie pola magnetycznego podczas każdego cyklu aktywności koncentruje się w dwóch pasach, położonych po obu stronach równika niebieskiego, przesuwających się stopniowo ku niemu. Pasy te rozciągają się początkowo aż do mniej więcej 45 stopni od równika, by następnie, w miarę upływu cyklu, zbliżać się do niego na odległość około 5 stopni.
Wykres przedstawiający zmiany czasowe położenia plam na tarczy Słońca nazywamy wykresem motylkowym z racji jego wyglądu, przypominającego skrzydła motyla. Uważny obserwator plam słonecznych, posługując się wykresem motylkowym może dostrzec jeszcze jedną bardzo interesującą cechę wypływania pól magnetycznych: gdy plamy słoneczne pod koniec pewnego cyklu skupione są w pobliżu równika słonecznego, na dużych szerokościach heliograficznych, rzędu 45 stopni, już zaczynają się pojawiać plamy związane z następnym cyklem.

Przesuwanie się pasów aktywności słonecznej ku równikowi można bardzo łatwo zaobserwować za pomocą projekcyjnej metody obserwacji Słońca, śledząc zmiany szerokości heliograficznej miejsc pojawiania się plam słonecznych na tarczy. Wystarczy w tym celu przez kilka lat, oczywiście wykazując odpowiednią dozę cierpliwości, co jakiś czas zaznaczać na rysunkach obrazu widomej tarczy Słońca położenia wszystkich dostrzeżonych plam słonecznych. Mierząc następnie odległość zaobserwowanych plam słonecznych od równika słonecznego bardzo łatwo jest wykryć, iż ich położenie w ramach cyklu aktywności słonecznej stopniowo przesuwa się ku równikowi.

PODSTAWOWE DANE

Promień	696 260±70 km
Masa	(1.9891±0.0012) · 10³⁰ kg
Moc promieniowania	(3.845±0.006) · 10²⁶ W
Średnia gęstość	1408 kg/m³
Temperatura efektywna	5 777±2.5 K
Wiek	4.54 · 10⁹ lat
Temperatura centralna	15.4 · 10⁶ K
Ciśnienie centralne	2.37 · 10¹⁶ N/m²
Promień strefy promienistej	5.15 · 10⁵ km
Masa strefy promienistej	98% masy Słońca
Grubość warstwy konwektywnej	1.81 · 10⁵ km
Masa strefy konwektywnej	< 1.7% masy Słońca
Grubość fotosfery	500 km
Temperatura fotosfery	5 800 K
Temperatura w warstwie minimum temp.	4 200 K
Temperatura chromosfery	4 200 K - 25 000 K
Grubość chromosfery	ok. 2000 km
Temperatura warstwy przejściowej	25 000 K - 10⁶ K
Temperatura korony	> 10⁶ K
Odległość średnia Słońce - Ziemia	149 597 870±2 km
Odległość minimalna Słońce - Ziemia	147.1 · 10⁶ km (w styczniu)
Odległość maksymalna Słońce - Ziemia	152.1 · 10⁶ km (w lipcu)
Okres obiegu Słońca przez Ziemię	365^d6^h9^m10^s.5

Źródła ilustracji:
SOHO - SOHO is a project of international cooperation between ESA and NASA http://sohowww.nascom.nasa.gov/
TRACE - The Transition Region and Coronal Explorer is a NASA Small Explorer (SMEX) mission http://vestige.lmsal.com/TRACE/
YOHKOH - The Yohkoh Mission is a Japanese Solar mission with US and UK collaborators http://isass1.solar.isas.ac.jp/
The Big Bear Solar Observatory - BBSO is operated by the New Jersey Institute of Technology (NJIT) http://www.bbso.njit.edu/
Swedish Vacuum Solar Telescope - SVST is operated by the Swedish Institute for Solar Physics http://www.solarphysics.kva.se/
Meudon Observatory - is operated by the Paris Observatory http://www.dasop.obspm.fr/dasop/
Mees Solar Observatory - MSO is operated by the Institute for Astronomy of the University of Hawaii http://www.solar.ifa.hawaii.edu/mees.html
Instytu Astronomiczny Uniwersytetu Wrocławskiego http://www.astro.uni.wroc.pl/
ATST - http://www.astro.uni.wroc.pl/ATST
Aschwanden i in., Annu. Rev. Astron. Astrophys, 2001, 39, 210

dr hab. Paweł Rudawy

ATMOSFERA SŁOŃCA

korona słoneczna

Podczas całkowitego zaćmienia Słońca, gdy Księżyc na kilka minut zakrywa tarczę słoneczną, okiem nieuzbrojonym możemy obserwować atmosferę Słońca zwaną koroną słoneczną. Korona ma bardzo małą gęstość lecz jest bardzo rozległa - obejmuje przestrzeń o średnicy kilkudziesięciu promieni Słońca. Wygląd korony słonecznej ulega zmianom zgodnie z cyklem aktywności Słońca. Jej jasność jest milion razy mniejsza niż jasność powierzchni tarczy słonecznej. Korona jest więc zwykle niedostrzegalna w świetle widzialnym z powierzchni Ziemi, bowiem rozproszone światło Słońca w atmosferze ziemskiej ma w sąsiedztwie jego tarczy jasność o wiele większą od słabego światła korony.

Do roku 1930 koronę słoneczną obserwowano wyłącznie podczas całkowitych zaćmień Słońca, obecnie najjaśniejsze struktury koronalne, np. protuberancje, możemy obserwować codziennie dzięki zastosowaniu specjalnego teleskopu zwanego koronografem. Jego konstruktorem był francuski astronom B. Lyot.

Struktury pętlowe widoczne w koronie słonecznej wskazują, że jej struktura przestrzenna jest kształtowana przez słoneczne pole magnetyczne. Jego wpływ na plazme koronalną, wiatr słoneczny oraz magnetosferę ziemską jest ogromny. Pola magnetyczne powodują wszystkie przejawy aktywności słonecznej, poczynając od plam na tarczy aż po rozbłyski i koronalne wyrzuty materii, burze magnetyczne na Ziemi i zmiany własności heliosfery. Pole magnetyczne ma również wpływ na materię wypływającą ze Słońca w postaci wiatru słonecznego.

CO TO JEST PLAZMA?

Bardzo gorący zjonizowany gaz zawierający w przybliżeniu takie same ilości ładunków ujemnych i dodatnich fizycy nazywają "plazmą". Ze względu na specyficzne własności, plazma nazywana jest czwartym (obok ciała stałego, cieczy i gazu) stanem skupienia materii. Pod względem właściwości elektrycznych plazma podobna jest do metalu. Wyróżnia się plazmę "zimną" (o temperaturze rzędu 10⁴ K), wykorzystywaną w plazmotronach, silnikach jonowych, generatorach magnetohydrodynamicznych oraz plazmę "gorącą" (o temperaturze ponad milion K), wytwarzaną w celu badania warunków powstawania kontrolowanej reakcji termojądrowej oraz powszechnie występującą w koronie słonecznej. Pole magnetyczne bardzo silnie oddziałuje z plazmą.
W warunkach korony słonecznej dochodzi do zjawiska nazywanego wmrożeniem plazmy. W silnym polu magnetycznym wmrożona plazma może poruszać się jedynie wzdłuż linii pola magnetycznego, natomiast ruch w poprzek pola jest wysoce utrudniony. W takich warunkach masywne obłoki plazmy mogą być podtrzymywane w koronie słonecznej przez pola magnetyczne, formując protuberancje słoneczne.

NIEZWYKŁE LINIE KORONALNE

W 1870 roku C. A. Young odkrył w widmie korony linie emisyjne, których przez długi czas nie udawało się utożsamić z żadnymi liniami spektralnymi znanymi z badań laboratoryjnych na Ziemi. Przypisywano je więc hipotetycznemu lekkiemu pierwiastkowi chemicznemu, któremu nadano nazwę coronium. Jednakże już pod koniec XIX w. było jasne, że dla coronium nie ma miejsca w układzie okresowym pierwiastków. Zagadka emisyjnych linii w widmie korony została rozwiązana dopiero w 1941 r. Wtedy właśnie niemiecki astronom W. Grotrian zidentyfikował dwie linie widma korony słonecznej jako linie wysoko zjonizowanego żelaza, a w 1942 r. astronom szwedzki Bengt Edlen zidentyfikował dalsze linie widmowe korony jako linie spektralne wielokrotnie zjonizowanych metali, takich jak żelazo, nikiel i wapń. Z badań Edlena wynikało, że zielona linia emisyjna widma korony, odługości fali 530.3 nm jest emitowana przez jon żelaza trzynastokrotnie zjonizowanego, to jest przez atomy żelaza pozbawione trzynastu zewnętrznych elektronów. Taka wysoka jonizacja świadczy o bardzo wysokiej temperaturze korony słonecznej, od jednego do dwóch milionów Kelwinów.

Rysunek pozwala na prześledzenia przebiegu zmian temperatury w zależności od wysokości w atmosferze Słońca. Oddalając się w górę od minimum temperaturowego obserwujemy powolny wzrost temperatury do około 10 000 K. Plazma o temperaturze poniżej 10 000 K towrzy tzw. chromosferę Słońca. Chromosfera Słońca, choć jest strukturą bardzo niejednorodną, w przybliżeniu może być opisana jako warstwa o grubości około 2000 km. Ponad chromosferą następuje gwałtowny wzrost temperatury do około wartości koronalnych. Tą bardzo cienką warstwę nazywamy warstwą przejściową. Na wysokości ok. 3000 km zaczyna się korona (niska korona). Temperatura dalej rośnie, aż do osiągnięcia wartości około 2 mln K na wysokości 75 000 km (wysoka korona).

TEMPERATURA KORONY

Co powoduje że korona jest gorętsza od powierzchni Słońca? Ciepło przepływa w kierunku obiektu o niższej temperaturze, dążąc do jej wyrównania. Na Słońcu obserwujemy natomiast proces przeciwny: temperatura plazmy słonecznej rośnie ze wzrostem odległości od Słońca, osiągając niebotyczną wartość 2 milionów K! Współczesna heliofizyka rozpatruje kilka procesów, które mogą prowadzić do podgrzewania korony.

Jednym z mechanizmów podgrzewania korony może być przenoszenie energii przez fale dźwiękowe. Odbywa się to na zasadzie tworzenia się w kierunku od powierzchni Słońca do korony tub rezonacyjnych, w których fale dźwiękowe mogą się wielokrotnie odbijać, a tym samym dobrze przenosić energię. Za tworzenie się obszarów odbijających fale dźwiękowe odpowiada ostry wzrost temperatury.
Innym sposobem podgrzewania korony mogą być fale magneto-dźwiękowe (mieszanka fali dźwiękowej i magnetycznej), lecz aby mogły one w sposób wydajny przenosić energię do korony muszą zaistnieć odpowiednie warunki fizyczne. Zachowują się one czasami jak zwykła fala dźwiękowa, a czasami jak fala magnetyczna (nie mylić z falą elektromagnetyczną !). Mają zdolność rozprzestrzeniania się w dosyć specyficznym ośrodku jakim jest pole magnetyczne. Wyobraźmy sobie linię pola magnetycznego, która może drgać jak struna od gitary. Fale te rozprzestrzeniają się właśnie w ten sposób.

Hannes Olof Gösta Alfvén, szwedzki fizyk i astrofizyk, laureat Nagrody Nobla w 1970 (wraz z L.E.F. Néelem), w 1940 roku przewidział istnienie fal magneto-dźwiękowych. Określił w jaki sposób mogą się one propagować oraz z jaką prędkością. Prędkość takich fal bardzo silnie zależy od temperatury, gęstości plazmy oraz natężenia pola magnetycznego. Jak się okazuje, w atmosferze słonecznej powstają odpowiednie warunki aby fale te mogły propagować się od powierzchni do korony. Jednakże proces ten nie jest zbyt wydajny. Jako ciekawostkę przytoczę tu wartości prędkości tych fal w fotosferze - około 10 km/s, a w koronie (dla typowych warunków) 300 km/s.

Bardzo wydajnym mechanizmem podgrzewania korony mogą być tzw. "nano-rozbłyski" słoneczne. Ogólnie mówiąc, rozbłyskiem słonecznym nazywamy anihilację pola magnetycznego, która uwalnia ogromne ilości energii - w dużych rozbłyskach nawet 10²⁵ J. Anihilacja pola magnetycznego jest gwałtowną zamianą energii pól magnetycznych na energię termiczną, przebiegającą w szeregu skomplikowanych procesów fizycznych zachodzących w obszarze styku pól magnetycznych o przeciwnych orientacjach w przestrzeni. Im wyższe natężenie pola magnetycznego, tym większa energia uwolniona podczas tego procesu.

Istnieją niestety w tym mechanizmie dwa poważne problemy. Pierwszy, to że uwolniona energia rozchodzi się we wszystkich kierunkach i tylko mała jej część dociera do korony. Drugi, to że gdyby był to główny mechanizm nagrzewu korony, to obserwowalibyśmy sezonowe (11 letnie) wahania temperatury korony związane z cyklem słonecznym, czego nie notujemy.

Obecnie wydaje się, że prawdopodobnie każdy z wymienionych mechanizmów odgrywa pewną rolę w procesie grzania korony, ale nadal "brakuje nam" niemal 99% niezbędnej do grzania energii.

EMISJA KRÓTKOFALOWA KORONY

Każde gorące ciało emituje fale elektromagnetyczne. Im gorętsze ciało, tym maksimum natężenia jego emisji przesuwa się ku krótszym falom. Dlatego też korona intensywnie świeci w miękkim promieniowaniu rentgenowskim oraz promieniowaniu ultrafioletowym. Na lewo widoczny jest obraz Słońca wykonany za pomocą rentgenowskiego teleskopu znajdującego się na pokładzie satelity YOHKOH. Poświata otaczająca Słońce, widoczna na obrazie, to korona o temperaturze około 2 mln K. Jasne miejsca na tarczy to obszary aktywne (występują tam silne pola magnetyczne). W obszarach aktywnych zazwyczaj zachodzą rozbłyski słoneczne. Średnia temperatura tych obszarów wynosi około 3 mln K. Widoczne jasne struktury pętlowe to plazma wmrożona w pole magnetyczne. Ciemna plama na biegunie północnym to tzw. dziura koronalna.

12 obrazów rentgenowskich Słońca wykonanych w latach 1991-1995 co 120 dni za pomocą satelity YOHKOH. Na obrazach wyraźnie widać zmiany zachodzące w koronie słonecznej wraz z trwaniem cyklu słonecznego. Pierwszy obraz (po lewej stronie) ukazuje Słońce podczas maksimum aktywności, natomiast ostatni (po prawej stronie) podczas minimum.

dr Robert Falewicz

	INSTYTUT ASTRONOMICZNY UNIWERSYTETU WROCŁAWSKIEGO 51-622 Wrocław, ul. Kopernika 11, tel: (71) 372-93-74 ZAKŁAD HELIOFIZYKI I FIZYKI KOSMICZNEJ