wszechświat
Autor: Weronika Śliwa | dodano: 2012-07-05
Słońce - tajemnice nowego cyklu

Obserwując Słońce przez kilkanaście lat, można dostrzec, że jego aktywność cyklicznie się zmienia. Długość cyklu wynosi niecałe 11 lat, ale może się wahać od 8 do nawet 14 lat. W maksimum aktywności na powierzchni naszej gwiazdy pojawia się więcej plam i rozbłysków, a moc jego promieniowania nieznacznie rośnie.


Zachowanie naszej gwiazdy stale się zmienia. Co przyniesie nam jej nowy, nietypowy cykl aktywności?

Po raz pierwszy plamy na Słońcu zauważył zapewne jakiś odważny człowiek jaskiniowy. Podniósł nierozważnie oczy ku górze i dostrzegł na tarczy ciemniejsze miejsca. Tym samym rozpoczął wiele tysięcy lat obserwacji najważniejszego dla ludzi ciała niebieskiego, decydującego o klimacie , a nawet całej Ziemi.

Pierwsze pisemne potwierdzenia, że ludzie zdawali sobie sprawę z pojawiających się na powierzchni naszej gwiazdy ciemnych struktur pochodzą sprzed ok. 2,5 tys. lat z Chin. Jednak dokładniejsza i bezpieczniejsza rejestracja tych dowodów kapryśnej natury Słońca była możliwa dopiero po wynalezieniu teleskopu i rozpoczęła się około roku 1612. Dziś wiemy, że plamy to tylko jedna z oznak zmieniającej się cyklicznie aktywności naszej gwiazdy. Jaki jest jej wpływ na Ziemię? Żeby się o tym przekonać, rzućmy najpierw okiem na naszą gwiazdę.

Słońce obserwowane z daleka wygląda raczej niepozornie: jak zupełnie zwyczajna gwiazda przeciętnej wielkości. Wraz z kilkuset miliardami starszych i młodszych kuzynek krąży wewnątrz Drogi Mlecznej w średniej odległości ok. 25 tys. lat świetlnych od jej środka. Tym, co być może je wyróżnia, jest towarzyszący mu układ planetarny, o łącznej masie około 0,2% słonecznej.

Oglądane z bliższej perspektywy Słońce jest olbrzymią kulą gazową o średnicy ok. 1 392 000 km. Jej średnia gęstość jest niewiele większa od gęstości wody, wynosi bowiem 1400 kg/m3. Ten parametr drastycznie zmienia się jednak wraz z podróżą w głąb gwiazdy: w samym centrum sięga 150 000 kg/m3, kilkanaście razy więcej od gęstości ołowiu. Temperatura znajdującego się w centrum słonecznego jądra wynosi aż 15 mln stopni. Nic dziwnego - to tam zachodzi proces syntezy termojądrowej - źródła energii gwiazdy. Powyżej jądra sięgającego do ok. 0,3 promienia znajduje się otoczka, przez którą produkowana w słonecznym wnętrzu energia podąża ku górze. Górne warstwy otoczki przypominają nieco garnek kipiącej wody - strumienie gorącej materii unoszą się ku górze, ochładzają i ponownie toną. Ponad otoczką znajduje się słoneczna atmosfera, której dolne warstwy, o temperaturze ok. 5500°C, nazywamy fotosferą. To stąd pochodzi większość dobiegającego nas od Słońca promieniowania, reszta - ze znajdującej się wyżej chromosfery i rozciągającej się nawet na odległości kilku promieni słonecznych superrzadkiej, rozgrzanej do ponad miliona stopni korony.

Dziś Słońce jest stosunkowo stabilne: po burzliwych wydarzeniach okresu narodzin od ponad 4,5 mld lat świeci raczej spokojnie, stopniowo zwiększając swą jasność i promień: w chwili narodzin miało jasność równą 0,72 obecnej i promień równy ok. 0,9 dzisiejszego. I choć zwiększające się tempoprodukcji energii sprawi, że za jakiś czas - mniej więcej miliard lat - temperatura powierzchni Ziemi przekroczy 100°C, w ludzkich skalach czasowych interesujemy się raczej zmiennością na mniejszą skalę, wynikającą z cyklicznych zmian pola magnetycznego Słońca. Tworzone przez ruch naładowanej plazmy wewnątrz gwiazdy pole podlega bowiem spektakularnym i stosunkowo szybkim zmianom.

Kosmiczny magnes
Słoneczne pole w okresie minimum aktywności naszej gwiazdy przypomina nieco pole klasycznego magnesu sztabkowego - tzw. pole dipolowe, którego bieguny są ustawione wzdłuż osi rotacji Słońca. Pole dipolowe jest jednak szybko odkształcane wskutek nietypowego obrotu naszej gwiazdy. Rejony równikowe tej wielkiej gazowej kuli wykonują jeden obrót w ciągu ok. 25 dni, ale okolice podbiegunowe Słońca poruszają się znacznie wolniej, zataczając jeden krąg w czasie aż 36 dni. Tymczasem słoneczne pole magnetyczne jest „wmrożone" w poruszający się gaz, tak że oba te składniki muszą poruszać się razem. Nic dziwnego, że linie pola w położonej pod powierzchnią otoczce Słońca zaczynają nawijać się na gwiazdę jak nici na szpulkę. Z czasem napięcie tych linii robi się tak duże, że ich pętle wynurzają się ponad słoneczną powierzchnię.

W obszarze wynurzającego się pola kipiąca materia otoczki „wmrożona" w pole nie może się szybko poruszać i słabiej wynosi energię ku górze. Na słonecznej powierzchni obserwujemy chłodniejszy, ciemniejszy obszar - plamę. Jej temperatura wynosi ok. 3000-4200°C. Gdyby znajdowała się na neutralnym tle, świeciłaby więc wielokrotnie jaśniej od włókna żarówki. Jednak na tle gorętszych o ponad 1000°C okolic, plamy wydają się niemal czarne. Średnica pojedynczej plamy zawiera się w granicach od siedmiu tysięcy do kilkudziesięciu tysięcy km, na tle jednego takiego utworu z łatwością zmieściłaby się więc Ziemia. Nic dziwnego zatem, że plamy można dostrzec gołym okiem.

Pojedyncza plama żyje od dnia do kilku tygodni. Z czasem liczba plam i ich grup rośnie, a natężenie składowej dipolowej pola Słońca maleje. Po jakimś czasie dipol zamienia się biegunami tak, że dawny północny biegun magnetyczny staje się południowym i vice versa. Taki cykl trwa średnio ok. 11 lat (od 8 do 14), a więc pełna zamiana biegunów i powrót do stanu pierwotnego zajmuje Słońcu przeciętnie 22 lata. Słoneczne maksimum to jednak nie tylko same, dalekie od nas plamy.

Rozbłyski i wyrzuty
Duża aktywność Słońca oznacza spore zmiany w okolicach Ziemi. W trakcie wynurzania się na powierzchnię sznurów pola magnetycznego część z nich napina się, a później ze sobą splątuje. Gdy trafią na siebie sznury, w których kierunki pola magnetycznego są przeciwne, pole anihiluje, a jego potężna energia jest wyzwalana w rozbłysku słonecznym. Trwający od kilkunastu minut do ponad godziny rozbłysk może wysłać w przestrzeń kosmiczną strumień cząstek naładowanych poruszających się z prędkością ok. 0,5 prędkości światła. Towarzyszy im - jak sama nazwa tego zjawiska wskazuje - niezwykle jasny błysk fal elektromagnetycznych, od rentgenowskich aż po radiowe.

Jeszcze potężniejszym zjawiskiem są koronalne wyrzuty masy, które wysyłają w kosmos miliardy ton plazmy poruszającej się w stosunkowo wąskiej wiązce z prędkością tysięcy kilometrów na sekundę. Jeśli wyrzut jest skierowany ku Ziemi, docierające do niej w ciągu kilkudziesięciu godzin cząstki wywołują burzę geomagnetyczną: uderzają w pole magnetyczne Ziemi, powodując zmiany jego kształtu i natężenia oraz silniejsze prądy płynące w ziemskiej jonosferze. Same cząstki uderzają w atmosferę w okolicach biegunów magnetycznych Ziemi, wywołując spektakularne zorze polarne.

Świt o północy
Czy takie zjawiska mogą być dla nas niebezpieczne? Od pewnego natężenia - tak. Najsłynniejsze z dotychczas zarejestrowanych zjawisk tego rodzaju wydarzyły się w 1859 roku. Od 28 sierpnia do 2 września na Słońcu obserwowano wtedy liczne plamy i rozbłyski. Największy rozbłysk obserwowany 1 września wywołał potężny koronalny wyrzut masy, który dotarł do Ziemi w ciągu 18 godzin (podczas gdy normalnie zajmuje to 3-4 dni). W nocy z 1 na 2 września rozpoczęła się potężna burza geomagnetyczna. Zorze polarne widziano wówczas nawet na Karaibach, na Hawajach i w Rzymie. Poszukiwacze złota w Górach Skalistych obudzeni o pierwszej w nocy zorzą polarną myśleli, że to świt i rozpoczęli pracę. Straż pożarna notowała wiele doniesień o pożarach od osób przerażonych czerwoną łuną - tak jasną, że można było przy niej czytać gazety. Szybkie i potężne zmiany ziemskiego pola magnetycznego wywołały silne prądy płynące w długich metalowych przewodach. W tamtych czasach były to przede wszystkim druty pierwszych telegrafów. Porażonych zostało wielu telegrafistów, palił się papier telegraficzny, z instalacji leciały iskry. Niektóre telegrafy działały nawet odłączone od zasilania.

Tak silny, skierowany dokładnie ku Ziemi wyrzut koronalny dotąd się nie powtórzył. Z oszacowań prowadzonych na podstawie analizy rdzeni lodowych można wnioskować, że zdarza się raz na ok. 500 lat. Jednak nawet mniejsze wyrzuty mogą być dla Ziemian niebezpieczne, zwłaszcza że coraz bardziej rozwinięta technika jest coraz podatniejsza na zewnętrzne zagrożenia. I tak 13 marca 1989 roku uległa awarii sieć energetyczna w Quebecu, ponieważ wywołane burzą geomagnetyczną prądy spaliły ważny transformator. Przerwa w dostawie prądu trwała 9 godzin i dotknęła aż 9 mln ludzi. Takimi awariami są zagrożone i dziś duże sieci energetyczne i rurociągi, zwłaszcza te położone w pobliżu ziemskich biegunów magnetycznych, czyli na Alasce, w Kanadzie i na Syberii.

Zagrożenie sięga również kosmosu. Ziemska atmosfera pod wpływem dostarczonej jej energii rozdyma się, hamując ruch krążących nisko satelitów. To właśnie wskutek takiego, wywołanego słonecznym rozbłyskiem atmosferycznego tarcia spadła kiedyś stacja Skylab, a ostatnio rozbłysk z 7 stycznia 1997 roku sprowadził stopniowo na Ziemię satelitę telekomunikacyjnego. Prądy w ziemskiej jonosferze obniżają jakość komunikacji radiowej i mogą sprawić, że dokładność wskazań GPS spadnie do zaledwie 50 m.

Więcej w miesięczniku „Wiedza i Życie" nr 04/2011 »
Drukuj »
Ten artykuł nie został jeszcze skomentowany.
Aktualne numery
08/2019
07/2019
Kalendarium
Sierpień
18
W 1783 r. nad zachodnią Europą przeleciał tzw. meteor muskający atmosferę.
Warto przeczytać
Macho - podobno wszyscy go pożądają. Kobiety za nim szaleją, mężczyźni chcą nim być. Tylko czy on jeszcze istnieje? A jeśli tak, to jak wygląda i czy ma się tak dobrze, jak przypuszczamy?

WSPÓŁPRACUJEMY
Logowanie

Nazwa użytkownika

Hasło

Autor: Weronika Śliwa | dodano: 2012-07-05
Słońce - tajemnice nowego cyklu

Obserwując Słońce przez kilkanaście lat, można dostrzec, że jego aktywność cyklicznie się zmienia. Długość cyklu wynosi niecałe 11 lat, ale może się wahać od 8 do nawet 14 lat. W maksimum aktywności na powierzchni naszej gwiazdy pojawia się więcej plam i rozbłysków, a moc jego promieniowania nieznacznie rośnie.


Zachowanie naszej gwiazdy stale się zmienia. Co przyniesie nam jej nowy, nietypowy cykl aktywności?

Po raz pierwszy plamy na Słońcu zauważył zapewne jakiś odważny człowiek jaskiniowy. Podniósł nierozważnie oczy ku górze i dostrzegł na tarczy ciemniejsze miejsca. Tym samym rozpoczął wiele tysięcy lat obserwacji najważniejszego dla ludzi ciała niebieskiego, decydującego o klimacie , a nawet całej Ziemi.

Pierwsze pisemne potwierdzenia, że ludzie zdawali sobie sprawę z pojawiających się na powierzchni naszej gwiazdy ciemnych struktur pochodzą sprzed ok. 2,5 tys. lat z Chin. Jednak dokładniejsza i bezpieczniejsza rejestracja tych dowodów kapryśnej natury Słońca była możliwa dopiero po wynalezieniu teleskopu i rozpoczęła się około roku 1612. Dziś wiemy, że plamy to tylko jedna z oznak zmieniającej się cyklicznie aktywności naszej gwiazdy. Jaki jest jej wpływ na Ziemię? Żeby się o tym przekonać, rzućmy najpierw okiem na naszą gwiazdę.

Słońce obserwowane z daleka wygląda raczej niepozornie: jak zupełnie zwyczajna gwiazda przeciętnej wielkości. Wraz z kilkuset miliardami starszych i młodszych kuzynek krąży wewnątrz Drogi Mlecznej w średniej odległości ok. 25 tys. lat świetlnych od jej środka. Tym, co być może je wyróżnia, jest towarzyszący mu układ planetarny, o łącznej masie około 0,2% słonecznej.

Oglądane z bliższej perspektywy Słońce jest olbrzymią kulą gazową o średnicy ok. 1 392 000 km. Jej średnia gęstość jest niewiele większa od gęstości wody, wynosi bowiem 1400 kg/m3. Ten parametr drastycznie zmienia się jednak wraz z podróżą w głąb gwiazdy: w samym centrum sięga 150 000 kg/m3, kilkanaście razy więcej od gęstości ołowiu. Temperatura znajdującego się w centrum słonecznego jądra wynosi aż 15 mln stopni. Nic dziwnego - to tam zachodzi proces syntezy termojądrowej - źródła energii gwiazdy. Powyżej jądra sięgającego do ok. 0,3 promienia znajduje się otoczka, przez którą produkowana w słonecznym wnętrzu energia podąża ku górze. Górne warstwy otoczki przypominają nieco garnek kipiącej wody - strumienie gorącej materii unoszą się ku górze, ochładzają i ponownie toną. Ponad otoczką znajduje się słoneczna atmosfera, której dolne warstwy, o temperaturze ok. 5500°C, nazywamy fotosferą. To stąd pochodzi większość dobiegającego nas od Słońca promieniowania, reszta - ze znajdującej się wyżej chromosfery i rozciągającej się nawet na odległości kilku promieni słonecznych superrzadkiej, rozgrzanej do ponad miliona stopni korony.

Dziś Słońce jest stosunkowo stabilne: po burzliwych wydarzeniach okresu narodzin od ponad 4,5 mld lat świeci raczej spokojnie, stopniowo zwiększając swą jasność i promień: w chwili narodzin miało jasność równą 0,72 obecnej i promień równy ok. 0,9 dzisiejszego. I choć zwiększające się tempoprodukcji energii sprawi, że za jakiś czas - mniej więcej miliard lat - temperatura powierzchni Ziemi przekroczy 100°C, w ludzkich skalach czasowych interesujemy się raczej zmiennością na mniejszą skalę, wynikającą z cyklicznych zmian pola magnetycznego Słońca. Tworzone przez ruch naładowanej plazmy wewnątrz gwiazdy pole podlega bowiem spektakularnym i stosunkowo szybkim zmianom.

Kosmiczny magnes
Słoneczne pole w okresie minimum aktywności naszej gwiazdy przypomina nieco pole klasycznego magnesu sztabkowego - tzw. pole dipolowe, którego bieguny są ustawione wzdłuż osi rotacji Słońca. Pole dipolowe jest jednak szybko odkształcane wskutek nietypowego obrotu naszej gwiazdy. Rejony równikowe tej wielkiej gazowej kuli wykonują jeden obrót w ciągu ok. 25 dni, ale okolice podbiegunowe Słońca poruszają się znacznie wolniej, zataczając jeden krąg w czasie aż 36 dni. Tymczasem słoneczne pole magnetyczne jest „wmrożone" w poruszający się gaz, tak że oba te składniki muszą poruszać się razem. Nic dziwnego, że linie pola w położonej pod powierzchnią otoczce Słońca zaczynają nawijać się na gwiazdę jak nici na szpulkę. Z czasem napięcie tych linii robi się tak duże, że ich pętle wynurzają się ponad słoneczną powierzchnię.

W obszarze wynurzającego się pola kipiąca materia otoczki „wmrożona" w pole nie może się szybko poruszać i słabiej wynosi energię ku górze. Na słonecznej powierzchni obserwujemy chłodniejszy, ciemniejszy obszar - plamę. Jej temperatura wynosi ok. 3000-4200°C. Gdyby znajdowała się na neutralnym tle, świeciłaby więc wielokrotnie jaśniej od włókna żarówki. Jednak na tle gorętszych o ponad 1000°C okolic, plamy wydają się niemal czarne. Średnica pojedynczej plamy zawiera się w granicach od siedmiu tysięcy do kilkudziesięciu tysięcy km, na tle jednego takiego utworu z łatwością zmieściłaby się więc Ziemia. Nic dziwnego zatem, że plamy można dostrzec gołym okiem.

Pojedyncza plama żyje od dnia do kilku tygodni. Z czasem liczba plam i ich grup rośnie, a natężenie składowej dipolowej pola Słońca maleje. Po jakimś czasie dipol zamienia się biegunami tak, że dawny północny biegun magnetyczny staje się południowym i vice versa. Taki cykl trwa średnio ok. 11 lat (od 8 do 14), a więc pełna zamiana biegunów i powrót do stanu pierwotnego zajmuje Słońcu przeciętnie 22 lata. Słoneczne maksimum to jednak nie tylko same, dalekie od nas plamy.

Rozbłyski i wyrzuty
Duża aktywność Słońca oznacza spore zmiany w okolicach Ziemi. W trakcie wynurzania się na powierzchnię sznurów pola magnetycznego część z nich napina się, a później ze sobą splątuje. Gdy trafią na siebie sznury, w których kierunki pola magnetycznego są przeciwne, pole anihiluje, a jego potężna energia jest wyzwalana w rozbłysku słonecznym. Trwający od kilkunastu minut do ponad godziny rozbłysk może wysłać w przestrzeń kosmiczną strumień cząstek naładowanych poruszających się z prędkością ok. 0,5 prędkości światła. Towarzyszy im - jak sama nazwa tego zjawiska wskazuje - niezwykle jasny błysk fal elektromagnetycznych, od rentgenowskich aż po radiowe.

Jeszcze potężniejszym zjawiskiem są koronalne wyrzuty masy, które wysyłają w kosmos miliardy ton plazmy poruszającej się w stosunkowo wąskiej wiązce z prędkością tysięcy kilometrów na sekundę. Jeśli wyrzut jest skierowany ku Ziemi, docierające do niej w ciągu kilkudziesięciu godzin cząstki wywołują burzę geomagnetyczną: uderzają w pole magnetyczne Ziemi, powodując zmiany jego kształtu i natężenia oraz silniejsze prądy płynące w ziemskiej jonosferze. Same cząstki uderzają w atmosferę w okolicach biegunów magnetycznych Ziemi, wywołując spektakularne zorze polarne.

Świt o północy
Czy takie zjawiska mogą być dla nas niebezpieczne? Od pewnego natężenia - tak. Najsłynniejsze z dotychczas zarejestrowanych zjawisk tego rodzaju wydarzyły się w 1859 roku. Od 28 sierpnia do 2 września na Słońcu obserwowano wtedy liczne plamy i rozbłyski. Największy rozbłysk obserwowany 1 września wywołał potężny koronalny wyrzut masy, który dotarł do Ziemi w ciągu 18 godzin (podczas gdy normalnie zajmuje to 3-4 dni). W nocy z 1 na 2 września rozpoczęła się potężna burza geomagnetyczna. Zorze polarne widziano wówczas nawet na Karaibach, na Hawajach i w Rzymie. Poszukiwacze złota w Górach Skalistych obudzeni o pierwszej w nocy zorzą polarną myśleli, że to świt i rozpoczęli pracę. Straż pożarna notowała wiele doniesień o pożarach od osób przerażonych czerwoną łuną - tak jasną, że można było przy niej czytać gazety. Szybkie i potężne zmiany ziemskiego pola magnetycznego wywołały silne prądy płynące w długich metalowych przewodach. W tamtych czasach były to przede wszystkim druty pierwszych telegrafów. Porażonych zostało wielu telegrafistów, palił się papier telegraficzny, z instalacji leciały iskry. Niektóre telegrafy działały nawet odłączone od zasilania.

Tak silny, skierowany dokładnie ku Ziemi wyrzut koronalny dotąd się nie powtórzył. Z oszacowań prowadzonych na podstawie analizy rdzeni lodowych można wnioskować, że zdarza się raz na ok. 500 lat. Jednak nawet mniejsze wyrzuty mogą być dla Ziemian niebezpieczne, zwłaszcza że coraz bardziej rozwinięta technika jest coraz podatniejsza na zewnętrzne zagrożenia. I tak 13 marca 1989 roku uległa awarii sieć energetyczna w Quebecu, ponieważ wywołane burzą geomagnetyczną prądy spaliły ważny transformator. Przerwa w dostawie prądu trwała 9 godzin i dotknęła aż 9 mln ludzi. Takimi awariami są zagrożone i dziś duże sieci energetyczne i rurociągi, zwłaszcza te położone w pobliżu ziemskich biegunów magnetycznych, czyli na Alasce, w Kanadzie i na Syberii.

Zagrożenie sięga również kosmosu. Ziemska atmosfera pod wpływem dostarczonej jej energii rozdyma się, hamując ruch krążących nisko satelitów. To właśnie wskutek takiego, wywołanego słonecznym rozbłyskiem atmosferycznego tarcia spadła kiedyś stacja Skylab, a ostatnio rozbłysk z 7 stycznia 1997 roku sprowadził stopniowo na Ziemię satelitę telekomunikacyjnego. Prądy w ziemskiej jonosferze obniżają jakość komunikacji radiowej i mogą sprawić, że dokładność wskazań GPS spadnie do zaledwie 50 m.