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