Słońce. Gwiazda, która rządzi dniem, daje światło i życie. Dzięki niej istniejemy, ale – szczególnie w ostatnich latach – Możemy także – szczególnie w ostatnich latach – podziwiać jej piękno. I to nie tylko to oczywiste, jakie niesie ze sobą jej blask, czy kolorowe zachody, ale także to, które obserwować możemy tylko w specjalnych warunkach. Dziś spojrzymy na Słońce właśnie od tej strony, by poznać struktury na jego powierzchni i dowiedzieć się, jaki wpływ może mieć ich dynamika na życie na Ziemi.
O strukturze wewnętrznej Słońca i tym, czym tak naprawdę jest i co napędza jego działanie wspominałem już w odcinku starej serii Układ Słoneczny. Swoją drogą, od jego publikacji minęło już ponad 9 lat. W tym roku jednak wchodzimy w okres kolejnego maksimum aktywności słonecznej, powtarzającego się w cyklach około 11-letnich, dzięki czemu możemy obserwować na jego tarczy wiele zjawisk, których część ma spory wpływ także i na naszą planetę.
Najnowsze filmy
Uwaga!
Obserwacja Słońca gołym okiem może się skończyć bardzo źle dla naszego cennego narządu wzroku, dlatego zawsze patrzcie na Słońce przez odpowiednie narzędzia. Najprostsza, najskuteczniejsza, a przy tym tania i szeroko dostępna, jest folia ND5, którą można używać do obserwacji gołym okiem ale także przy użyciu sprzętu optycznego – teleskopu, czy lornetki.
Zanim przejdziemy do przeglądu struktur na powierzchni Słońca, wyjaśnijmy sobie od razu, co tak naprawdę powoduje jego wzmożoną aktywność. Tym, co zawiaduje plazmą jest pole magnetyczne. Większość planet Układu Słonecznego ma własne pole magnetyczne, a ponieważ ich obecność wywoływana jest przez równomiernie obracające się struktury wewnątrz, to pola te nie są skomplikowane a ich linie przypominają te, które znamy z prostego eksperymentu z magnesem sztabkowym i opiłkami żelaza. Słońce jest jednak o wiele bardziej skomplikowanym obiektem. Przede wszystkim, nie obraca się jak ciało sztywne, różne jego części i różne warstwy obracają się z różną prędkością. Przy powierzchni Słońce najszybciej obraca się w okolicach równika, a najwolniej (kilka dni wolniej) w okolicach biegunów. Powoduje to niejako skręcanie się linii pola magnetycznego, ich zapętlanie i rozrywanie. Wszystko zaczyna się od Słonecznego minimum, kiedy pole magnetyczne Słońca jest jeszcze względnie proste. Po pewnym czasie zaczynają się jednak pojawiać pierwsze oznaki skręcania się linii pola magnetycznego – pierwsze plamy słoneczne, póki co w niewielkiej ilości i bliżej biegunów. W miarę upływu lat plamy pojawiają się coraz częściej i “wędrują” w kierunku równika, gdzie Słońce obraca się szybciej. Dzieje się tak przez około 11 lat, aż do okresu, w którym przeciwnie namagnesowane plamy słoneczne, znajdują się na tyle blisko równika, że związane z nimi pola zaczynają się wzajemnie kasować. Następnie cykl powtarza się.
Czym jednak są wspomniane przeze mnie plamy słoneczne? Dawniej sądzono, że być może to nieznane obiekty Układu Słonecznego, tranzytujące przez tarczę Słońca, albo dziury, przez które widać ciemniejsze wnętrze naszej gwiazdy. Prawda jest oczywiscie inna. Plamy słoneczne tworzą się w obszarach, gdzie pole magnetyczne niejako wychodzi pionowo nad powierzchnię Słońca i gdzie jest o wiele mocniejsze, ciaśniej upakowane, niż w rejonach sąsiednich. Jakby pod powierzchnią Słońca utworzył się gigantyczny magnes sztabkowy. Obecność tak silnego i skoncentrowanego pola magnetycznego hamuje konwekcję plazmy spod jego powierzchni, co tworzy obszar o mniejszej gęstości i temperaturze. A mówimy tu o spadku temperatury plazmy o ponad 1000 stopni Celsjusza. Ta różnica w temperaturze odbija się na różnicy w jasności, co widzimy w postaci mocno kontrastującej z sąsiednimi regionami, ciemnej plamy. Kilka lat temu największy teleskop słoneczny, jaki powstał na szczycie góry Haleakala na Hawajach, czyli Daniel K. Inouye Solar Telescope (w skrócie DKIST), uraczył nas przepięknym zdjęciem jednej z plam słonecznych, wykonanym w niezwykłej rozdzielczości. Widzimy tu ciemny region centralny a także nieco jaśniejszy półcień wokół niego.
Patronite
Zostań Patronem Astrofazy! Pomóż rozwijać projekt i zyskaj dostęp do bonusowych treści!Z plamami słonecznymi nierozerwalnie związane są regiony aktywne, czyli pętle plazmy, poruszającej się wzdłuż lokalnych linii pola magnetycznego. Przypominają one wspominane już opiłki żelaza układające się wzdłuż linii pola magnesu sztabkowego. Aktywne regiony nie są statyczne, linie pola magnetycznego w tych obszarach nieustannie się kotłują, a czasami ich wzajemne naprężenia powodują tzw. rozbłyski słoneczne. To potężne wyrzuty energii w postaci głównie promieniowania UV i rentgenowskiego, które nie pozostają obojętne dla naszej planety. Wzmożone promieniowanie jonizujące może powodować problemy zdrowotne u astronautów przebywających w przestrzeni kosmicznej, zakłócać działanie satelitów, albo utrudniać komunikację radiową w samolotach, czy na statkach. Z tego powodu aktywność słoneczna jest od kilkudziesięciu lat nieustannie monitorowana, przez satelity obserwacyjne takie jak: Solar Orbiter, Solar Heliospheric Observatory (SOHO), czy Solar Dynamic Observatory (SDO). Dzięki nim naukowcy mają dostęp do pomiarów poziomu promieniowania X pochodzącego z rozbłysków słonecznych w czasie rzeczywistym, a także do wysokiej rozdzielczości zdjęć, które każdy z was może także przeglądać na stronie SDO. Dane dotyczące aktywności Słońca, liczby i rozmieszczenia plam słonecznych i innych interesujących zjawisk można także sprawdzać na stronie SpaceWeatherLive.
Rozbłyski słoneczne mogą też, choć nie muszą być związane z tzw. koronalnymi wyrzutami masy. To odrywające się od powierzchni Słońca, w ślad za rozrywającym się polem magnetycznym chmury plazmy, czyli naładowanych cząstek i jonów, które trafiwszy w ziemską atmosferę powodują zjawisko zorzy polarnej. Całkiem niedawno, bo 10 maja 2024 roku mieliśmy do czynienia z piękną, widoczną w wielu miejscach świata zorzą polarną wywołaną właśnie przez 3 koronalne wyrzuty masy, które nastąpiły krótko po sobie i które połączyły się w jedną gigantyczną chmurę plazmy lecącą w trakcie drogi w kierunku Ziemi. Podobnie jak w przypadku rozbłysków słonecznych, tak i CME można obserwować dzięki sondom kosmicznym. Na pokładzie sondy SOHO zamontowany jest koronograf, czyli urządzenie, które wykonuje zdjęcia bezpośrednich okolic Słońca, dzięki przysłonięciu samej gwiazdy – tworząc niejako sztuczne zaćmienie Słońca. Dzięki temu możliwe jest wykonywanie zdjęć zjawiskom o znacznie mniejszej jasności, takim właśnie jak koronalne wyrzuty masy. Z analizy zdjęć z koronografu naukowcy tworzą później modele, na których można śledzić przewidywaną trasę przelotu takiej chmury plazmy i sprawdzić, czy zmierza w naszym kierunku. Koronalny wyrzut masy składa się z cząstek i jonów, więc jego prędkość jest znacząco niższa niż prędkość światła z rozbłysków, co daje zwykle od kilkunastu godzin do nawet kilku dni na przygotowanie się do nadejścia CME. I mówię tu o przygotowaniu się nie tylko amatorów zórz polarnych, ale też astronautów na ISS, czy będących w drodze na nią, a także zarządców sieci energetycznych na Ziemi. W 1989 roku uderzenie potężnego koronalnego wyrzutu masy w ziemską atmosferę spowodowało wybicie bezpieczników w elektrowni wodnej zasilającej w prąd miasto Quebec w Kanadzie, które bez prądu pozostawało przez kolejne 9 godzin. Jak widać, nasza dzienna gwiazda nie tylko zapewnia nam życie tu na Ziemi, ale też potrafi przysporzyć trochę kłopotów.
Skoro już wznieśliśmy się w naszych rozważaniach ponad powierzchnię Słońca i przebywamy w jego koronie, to przejdźmy do jeszcze dwóch zjawisk, które znajdziemy w atmosferze naszej gwiazdy.
Amatorzy obserwacji Słońca w paśmie H-alfa, czyli przy wykorzystaniu dedykowanego do tego teleskopu, mają możliwość oglądania struktur, które gołym okiem mogą zostać zaobserwowane jedynie podczas zaćmień Słońca. Mowa o protuberancjach, czyli pętlach stosunkowo gęstej plazmy w koronie słonecznej, które widoczne są na krawędzi tarczy słonecznej na tle czerni kosmosu. Przybierają one nieraz bardzo fantazyjne kształty a tworzone są przez interakcje własnego pola magnetycznego z polem magnetycznym Słońca w okolicy. Są to zjawiska, które mogą pozostać widoczne przez wiele dni, przy czym, gdy obserwowane są na tle Słońca (w postaci widocznych na zdjęciu smug ciemniejszej materii), mówimy już wtedy o filamentach – to jednak to samo zjawisko, co protuberancje. Takie filamenty mogą być także źródłem wyrzutu masy, choć nie muszą być związane z żadnym regionem aktywnym. Po jakimś czasie mogą się bowiem oderwać od powierzchni Słońca na skutek zmian w lokalnym polu magnetycznym.
Ostatnim zjawiskiem, na jakie chciałbym wam zwrócić uwagę jest dziura koronalna. Choć na zdjęciu wykonanym odpowiednim filtrem przez sondę SDO wyglądać może naprawdę jakby Słońce miało się za chwilę rozpaść, tak naprawdę jest to obszar korony słonecznej, czyli atmosfery Słońca o bardzo niskiej gęstości, spowodowanej obecnością otwartych linii pola magnetycznego. Otwartych, czyli sięgających daleko w kosmos, a nie zamkniętych w pętle, jak to zwykle widzimy na wizualizacjach pól magnetycznych. Materia słoneczna jest nieustannie – w relatywnie niewielkiej ilości – wywiewana ze Słońca w postaci wiatru słonecznego, natomiast dziura koronalna powoduje znaczny wzrost gęstości i prędkości wiatru słonecznego w tym rejonie. Taki gęstszy i bardziej energetyczny wiatr słoneczny również może stanowić problem dla infrastruktury w okolicach Ziemi, dlatego dziury koronalne również są monitorowane przez sondy kosmiczne.
Słońce jest piękne i niebezpieczne zarazem, ale tak jak z wieloma trudnymi sprawami tu na Ziemi człowiek potrafi sobie poradzić, tak i radzić sobie ze Słońcem powoli się nauczymy. Póki co polega to na jak najlepszym poznaniu jego tajemnic w czym pomagają nam kolejne sondy kosmiczne. Jest ich już tak wiele, że naukowcy obecne czasy nazywają “złotym okresem nauki o Słońcu”. Oby faktycznie tak było, bo wiedza o Słońcu i jego aktywności jest absolutnie kluczowa dla planów eksploracji Układu Słonecznego. Tu, na Ziemi, przed wieloma szkodliwymi czynnikami pochodzenia słonecznego chroni nas ziemska atmosfera i magnetosfera. Już jednak Mars, wymieniany przez wielu jako nasz przyszły drugi dom, pozbawiony jest właściwie takiej ochrony i jego kolonizatorzy będą musieli się zmierzyć z tym problemem. Ale kto wie, może dzięki dzisiejszym badaniom, przyszli marsjanie będą w swoich telewizorach oglądać prognozę pogody kosmicznej na najbliższy sol.
