Magnetyzm Słońca

Prócz grawitacji, na Słońcu rządzi jeszcze jedna tajemnicza siła, której poznanie stało się możliwe, dopiero w XX wieku. Jest to magnetyzm. Wszystko zaczęło się od plam słonecznych. To one naprowadziły naukowców na trop pól magnetycznych. Powtarzalność pewnych zjawisk (jak choćby 11 letni cykl aktywności plamotwórczej), inspirował badaczy do ciągłych poszukiwań. Richard Carrington, amator astronom, jako pierwszy dostrzegł, ze plamy położone blisko równika, przesuwają się szybciej, niż plamy położone blisko biegunów. Jednak to nie Carrington, znalazł odpowiedź na pytanie, dlaczego tak się dzieje. Na początku XX wieku, inny astronom, George Hale, dostrzegł, że w widmie plam widać wyraźne zmiany spowodowane przez silne pole magnetyczne. Okazało się, że w niektórych miejscach, pole magnetyczne Słońca, jest 6000 razy silniejsze od pola magnetycznego Ziemi. Dalsze badania dowiodły, że plamy występują na ogół parami, i że mają przeciwne biegunowości magnetyczne. Hale, zaobserwował również, że pole magnetyczne Słońca zmienia kierunek. Dziś wiemy, że zmiana biegunowości pola magnetycznego Słońca zachodzi raz na 22 lata, czyli właściwie można mówić o 22 letnim cyklu aktywności. Zmiany te są widoczne i obserwowalne na Ziemi, w postaci układu słoi w pniach bardzo starych drzew.
Obserwacje prowadzone przez satelitę SOHO, przyniosły kolejne odkrycia. Okazało się, że warstwa promienista wiruje ze stałą prędkością, natomiast leżąca wyżej warstwa konwektywna podlega rotacji różnicowej - u biegunów wolniej, na równiku szybciej.
Wszystkie fakty obserwacyjne prowadzą do dość skomplikowanego i nie całkiem wyjaśnionego obrazu magnetyzmu słonecznego. Wiadomo, że w dużej odległości od powierzchni jego pole magnetyczne przypomina pole dipolowe, którego oś pokrywa się z osią obrotu Słońca. To pole istnieje zawsze - nawet podczas okresów niskiej aktywności. Skomplikowane zjawiska obserwowane na Słońcu są wynikiem oddziaływania pola magnetycznego z poruszającą się plazmą. Mówimy, że pole jest wmrożone w materię - plazma słoneczna może poruszać się tylko wzdłuż linii sił pola magnetycznego. Zasadnicza część pola magnetycznego skoncentrowana jest we wnętrzu Słońca. Średnio, co 11 lat wynurza się ono na powierzchnię, powodując wzrost aktywności. Utrzymywanie i wzmacnianie pola magnetycznego w 11 letnim cyklu zachodzi w procesie tzw. dynama słonecznego. Zasadniczą rolę odgrywa właśnie niejednorodny ruch obrotowy poszczególnych warstw, który "nawija" linie sił pola i magazynuje je w obszarze promienistym. Drugim ważnym elementem są niestabilności, które powodują "wypływanie" niektórych fragmentów rur magnetycznych, co prowadzi do powstawania par plam słonecznych.
FOTO: NASA