W poprzednim wpisie rozprawiłem się ze stwierdzeniem, że Słońce to kula ognia. Pokazałem też, że na powierzchni Słońca nie zachodzą reakcje termojądrowe. Zapowiedziałem wtedy, że opowiem co nieco o polu magnetycznym Słońca. Skąd się bierze? Dlaczego Słońce ma cykle aktywności? Co mają do tego plamy słoneczne? O tym wszystkim przeczytacie w dzisiejszym wpisie. Najpierw opowiem nieco o strukturze Słońca, później wyjaśnię, jak ta struktura generuje pole magnetyczne, a na końcu poznacie, co robi pole magnetyczne na powierzchni gwiazd. Polecam siąść do czytania z kawką lub herbatą, bo wyszedł mi nieco długi tekst
I - Struktura Słońca
Szybka powtórka: gwiazda to kula gorącej plazmy. Jest bardzo gęsta w środku (w pobliżu rdzenia jest nieco gęstsza od metalicznego złota), a na „brzegach”, czyli w fotosferze, jest tysiąckrotnie rzadsza od powietrza na powierzchni Ziemi. Ze względu na swoją masę, Słońce podzielone jest na trzy zasadnicze części: 1) rdzeń (od centrum do około 0.25 promienia), 2) warstwę promienistą (od około 0.2 do 0.7 promienia) oraz 3) warstwę konwekcyjną (zwaną, wbrew logice, „konwektywną”, a która sięga od 0.7 promienia Słońca aż po brzeg fotosfery). Zauważcie, że nie ma wyraźnej granicy między rdzeniem gwiazdy, a jej warstwą promienistą. Jest to spowodowane tym, że na styku tych dwóch stref paliwo fuzji (wodór) miesza się z produktem syntezy (helem). Hel, jako cięższy pierwiastek, opada do centrum gwiazdy, a burzliwe reakcje syntezy czasami wynoszą go wyżej. Takie ruchy turbuletne odbywają się w zewnętrznych warstwach rdzenia, ale koniec końców, hel, jako termojądrowy „popiół” zbiera się w samym środku gwiazdy.
Energia powstała w procesie syntezy helu z wodoru jest przeogromna. Słoneczna plazma przyjmuje wysokoenergetyczne fotony z fuzji i reemituje je dalej niemalże od razu. Unoszona energia jest tak potężna, że od rdzenia aż do 0.7 promienia Słońca temperatura plazmy spada tylko dwukrotnie. W tej części energia przenoszona jest przez pochłaniane i wyświecane fotony. Stąd nazwa: strefa promienista. Ten fragment gwiazdy kończy się dość gwałtownie. Przejście do kolejnej warstwy jest bardzo szybkie, a część pomiędzy tymi dwoma warstwami nazywa się tachokliną i ma grubość zaledwie 25 tysięcy kilometrów. W kolejnej warstwie energia transportowana jest już przez konwekcję. To ten sam proces, który rozprowadza w Waszym domu ciepłe powietrze znad grzejników pod sufit i ten sam proces, który zachodzi w garnku podgrzewanej wody. W Słońcu, masy plazmy dostają energię z okolic tachokliny, ogrzewają się i unoszą na powierzchnię gwiazdy (są cieplejsze, przez to rzadsze i lżejsze, więc uciekają „do góry”). Końcowym etapem strefy konwektywnej jest fotosfera, czyli widomy brzeg gwiazdy. Różnica temperatur od tachokliny do fotosfery wynosi aż dwa miliony Kelwinów na odległości zaledwie 0.3 promienia Słońca (210 000 km, czyli jakieś 16 planet Ziemia ustawionych w jednej linii). Gradient temperatury (jej zmiana w funkcji odległości) jest więc bardzo, bardzo duży. To właśnie bardzo duży gradient temperatury stanowi o tym, w której części Słońca dominuje konwekcyjny transport energii (a nie tak jak jest napisane na Wikipedii, że temperatura jest dostatecznie niska!).
II - produkcja pola magnetycznego
Jest zasadnicza różnica pomiędzy dynamiką stref promienistej i konwektywnej. Część promienista kręci się jak bryła sztywna (jak kulka z drewna). Za to warstwa konwektywna kręci się jak płyn: na równiku szybciej niż w okolicach bieguna. Co więcej, różne części strefy konwektywnej kręcą się z różnymi prędkościami w zależności od tego, jak daleko są od centrum gwiazdy. Na granicy tych dwóch warstw, konwektywnej oraz promienistej, powstaje bardzo silne tarcie. Ten cieniutki obszar między warstwami, tachoklina, działa jak łożysko, pozwalając strefie konwektywnej ślizgać się po swojej powierzchni. Ślizganie się różnych warstw plazmy (zwane ścinaniem) powoduje, że w tachoklinie cząsteczki bardzo mocno się namagnesowują. To one są źródłem pola magnetycznego w środku gwiazdy. Ten proces jest podstawą działania dynamo słonecznego.
Plazma posiada bardzo ciekawą właściwość: potrafi w pełni podlegać ruchom silnego pola magnetycznego. Takie zachowanie nazywamy „wmrożeniem plazmy w pole magnetyczne”. Działa to jak broń obosieczna: z jednej strony plazma będzie podlegała ruchom pola magnetycznego, ale z drugiej strony, pole magnetyczne może być sterowane przez odpowiednio silne ruchy plazmy (te procesy są opisywane przez działkę astronomii o nazwie magnetohydrodynamika – polecam; jazda bez trzymanki). Wiedząc to, jesteście już przygotowani na proste eksperymentowanie ze Słońcem. To dobry moment na wzięcie głębszego oddechu. Gotowi? Zaczynamy.
Mamy Słońce – kulę plazmy – wypełnioną polem magnetycznym, które posiada dwa bieguny: północny na górze i południowy na dole. Można sobie wyobrazić, że linie pola magnetyczne będą biegły po łukach, z góry na dół, wewnątrz Słońca. Pozwólmy teraz Słońcu się kręcić: warstwa konwektywna będzie kręciła się szybciej na równiku, niż na biegunach. Ruchy wielkich mas plazmy (np. cały pas wzdłuż równika), będą pociągały za sobą pole magnetyczne. Linie pola magnetycznego zaczną poruszać się na równiku szybciej w kierunku obrotu Słońca, niż robią to linie w okolicy bieguna. To doprowadzi do nawijania się pola magnetycznego wzdłuż gwiazdy oraz wzrostu indukcji pola magnetycznego w miejscu, gdzie gęstość nawiniętych linii będzie większa. Raz na 11 lat pole jest tak krytycznie skręcone, że powstają chaotyczne pętelki magnetyczne i bieguny zamieniają się miejscami: teraz północny będzie na dole, a południowy będzie u góry. Nowoutworzona struktura pola magnetycznego znów zacznie się nawijać na gwiazdę i cykl się powtórzy.
III - Skutki działania pola magnetycznego
Dochodzimy do ciekawej części: miejscami pod powierzchnią fotosfery, energia zebrana w polu magnetycznym będzie dominowała nad drobnymi ruchami plazmy słonecznej. Innymi słowy, lokalnie plazma podda się w zupełności pod sterowanie pola magnetycznego. Takie tuby pola magnetycznego będą zazdrośnie trzymały złapaną plazmę, a plazma je otaczająca będzie wywierała na nie duże ciśnienie. Może się zdarzyć, że mała część takiej tuby magnetycznej zostanie wypchnięta ponad fotosferę przez ciśnienie pola i plazmy panujące wewnątrz Słońca. Jeśli tuba sama posiada wystarczającą energię, tu unosząc się ze Słońca ukradnie trochę słonecznej plazmy i uniesie ją ponad fotosferę. To, moi drodzy, są protuberancje.
Wielkie łuki, arkady plazmy wystające ponad powierzchnię Słońca, to fragmenty plazmy słonecznej wyrwanej i wciąż trzymanej przez tuby magnetyczne wypchnięte z wnętrza gwiazdy. Plazma uniesiona ze Słońca może być utrzymywana przez jakiś czas w tubie magnetycznej, ale prędzej czy później, Słońce ściągnie te plazmę z powrotem na fotosferę. Jak dla mnie, najpiękniejszym przykładem protuberancji, na którym widać wprost, jak gorąca plazma słoneczna spływa wzdłuż linii pola magnetycznego i opada grawitacyjnie na gwiazdę, jest filmik poniżej. On podsumowuje istotę protuberancji.
Jedziemy dalej. Miejsca, w których wypchnięte tuby pola magnetycznego przebijają powierzchnię gwiazdy (wychodząc i wchodząc) są chłodniejsze od otaczającej je fotosfery. To wina tego pola magnetycznego, które zazdrośnie trzyma w sobie plazmę. Czy te obszary są jakoś widoczne? Oczywiście. To są plamy słoneczne.
Chwila. To by znaczyło, że część plam zachowuje się jak biegun dodatni pola magnetycznego (pole skierowane na obserwatora), a druga część, jak biegun ujemny (pole skierowane do gwiazdy). Czyli plamy są namagnesowane! Czy to też możemy zobaczyć? Jak najbardziej: codziennie produkujemy dziesiątki magnetogramów powierzchni Słońca (ciemne obszary do biegun ujemy, jasne to biegun dodatni).
Mało tego. Tyle się słyszy w Internecie o wybuchach i rozbłyskach na Słońcu, a ja w poprzednim wpisie twierdziłem, że plazma w fotosferze nie ma prawa wybuchać. I to prawda. Wybuchy na Słońcu są powiązane z protuberancjami. Jeśli taka magnetyczna pętelka się skręci i linie pola magnetycznego będą ze sobą oddziaływać, nastąpi wyzwolenie potężnych ilości energii, która podgrzeje cząsteczki plazmy (temperatura wielokrotnie przekroczy temperaturę w rdzeniu Słońca), a my zobaczymy tą świecącą plazmę jako rozbłysk lub, w żargonie, flarę słoneczną.
Jeśli do takiego skręcenia pola dojdzie w odpowiedni sposób, to część plazmy wciąż uwięziona w protuberancji zostanie wystrzelona przez energię pola magnetycznego w kosmos. To z kolei, są koronalne wyrzuty masy. A jak coś takiego trafi w Ziemię, to mamy zorze polarne.
Jak się można domyśleć, te wszystkie przejawy aktywności pola magnetycznego na powierzchni gwiazdy są najbardziej liczne, kiedy pole magnetyczne wewnątrz Słońca jest najbardziej poskręcane i następuje przebiegunowanie gwiazdy. Taki czas nazywany jest przez nas maksimum słonecznym.
Przerobiliśmy aktywność magnetyczną Słońca. Uff, ale tego było! Dzięki że ze mną wytrwaliście przez cały ten tekst. Gwiazdy są niesamowite :).
Na koniec zapraszam do oglądnięcia filmiku od NASA, który dobrze podsumowuje trzeci rozdział mojego wpisu.
