Wiatr słoneczny

Wiatr słoneczny to strumień o niskiej gęstości małych

cząstek (przeważnie elektronów i protonów), emitowany przez Słońce.

Tak właśnie do niedawna wyglądała definicja...

Okazuje się jednak, że...

... od kilku lat - dzięki satelicie SOHO - astronomowie obserwują od czasu do czasu obłoki gazu, które sprzeciwiają się ,,powszechnemu trendowi” i które próbują wędrować w kierunku przeciwnym, ku Słońcu.

Wiatr słoneczny nie jest zatem jedynie, jak sądzono do niedawna, wypływem materii ze Słońca.

                                                 

     

Wędrówka obłoku gazu (strzałka) ku Słońcu, ,,pod wiatr słoneczny”, zarejestrowana w czterech kadrach, co godzinę. Skala z boku pokazuje odległość 1 miliona kilometrów. Fot. ESA

Niektórzy naukowcy uważają, że ruchem takiego obłoku może sterować zapadająca się pętla pola magnetycznego – pętla, powstała na skutek rozrywania się i łączenia pól magnetycznych, pochodzących z sektorów, które charakteryzują się przeciwnym ich kierunkiem.

Tak więc, w wietrze słonecznym odbywa się nieustanne "przetwarzanie" pól magnetycznych. Ma to wpływ na aktywność magnetyczną wokół naszej Dziennej Gwiazdy, aż po orbitę Ziemi i dalej. Dlatego badania tych zjawisk są tak ważne. Chcielibyśmy przecież potrafić lepiej przewidywać wahania kosmicznej pogody, grożącej nam od czasu do czasu np. burzami magnetycznymi. Ale chroniącej nas też do pewnego stopnia przed deszczem promieni kosmicznych, zraszającym niestrudzenie całą Galaktykę...

Jednak o skutkach działania wiatru powiemy troszkę później...

Prędkość wiatru słonecznego

Niejednorodności wiatru słonecznego odzwierciedlają zarówno niejednorodności samej korony, jak i zmiany, związane z aktywnością słoneczną.

Ziemskie pole magnetyczne zmienia swoją orientację raz na około 200 tysięcy lat. Jednak biegunowość Słońca zmienia się raz na zaledwie 11 lat! W czasie trwania takiej zmiany pole słoneczne staje się nieuporządkowane i wzrasta aktywność słoneczna, pojawiają się plamy, rozbłyski i gwałtowne wyrzuty materii. W czasie minimum (rys.po lewej stronie) aktywność wykazują przede wszystkim niskie szerokości heliograficzne, natomiast w wysokich szerokościach wiatr słoneczny jest wtedy szybki. Pole magnetyczne Słońca wykazuje wtedy wyraźną biegunowość. W okresie maksimum aktywności (po prawej) wiatr staje się wolniejszy i bardziej chaotyczny.

Prędkość wiatru słonecznego waha się między 350-700 km/s. Ponieważ składa się on z naładowanych elektrycznie cząstek, oddziałuje z polem magnetycznym atmosfery Słońca. Cząsteczki poruszają się wzdłuż linii pola. Kiedy linie sił magnetycznych kierują się ku otwartej przestrzeni - jak ma to miejsce w dziurach koronalnych - cząsteczki wiatru gwałtownie przyspieszają. Natomiast gdy linie pola magnetycznego zakrzywiają się gwałtownie z powrotem w kierunku powierzchni Słońca, prędkość strumienia wiatru jest stosunkowo niska.

Ostatnio naukowcy znaleźli jednak znacznie lepszą metodę na określenie prędkości

wiatru słonecznego. Okazało się bowiem, że warstwa chromosfery jest "rozciągnięta" –

duża objętościowo, lecz stosunkowo rzadka - w miejscach występowania dziur

koronalnych, gdzie linie pola magnetycznego są otwarte, a grubsza i bardziej skondensowana pod obszarami

"zamkniętymi" magnetycznie. Ponadto, im szersza jest warstwa chromosfery, tym

łatwiej się rozszerza (dzięki otwartym liniom pola magnetycznego). W rezultacie wiatr słoneczny z tamtych obszarów będzie wiał

szybciej. Nowa metoda określania prędkości wiatru jest dużo dokładniejsza, niż

wcześniejsze oszacowania.

Fragmenty górnej atmosfery Słońca. Na górnym obrazku przedstawione są obszary o zamkniętych, a na dolnym – otwartych liniach pola magnetycznego. Obszary zaznaczone na czerwono to miejsca, w których chromosfera jest płytka i gęsta, będące źródłem strumieni powolnego, gęstego wiatru słonecznego. Natomiast obszary zaznaczone na niebiesko (tzw.dziury koronalne) charakteryzuje gruba, rzadka warstwa chromosfery. Z nich pochodzą szybkie lecz rozrzedzone strumienie wiatru.

Skutki występowania wiatru słonecznego

Wiatr słoneczny odpowiedzialny jest za wydmuchiwanie z komet warkoczy.

Powoduje ściśnięcie linii pola magnetycznego Ziemi po stronie "pod

prąd", a rozciągnięcie ich po stronie "z prądem" i

jest przyczyną burz magnetycznych , wywołujących zorze

i zaburzenia w łączności radiowej. Ziemskie pole magnetyczne powoduje odchylanie torów większości cząstek wiatru słonecznego, a część z nich

zatrzymuje. W rezultacie pole magnetyczne tworzy wokół Ziemi

niewidzialny kokon, który opływany jest przez wiatr słoneczny. Z powodu wiatru słonecznego Słońce traci masę w tempie

około 1016 kg rocznie, co jest porównywalne ze zmniejszaniem się masy

na skutek reakcji jądrowych zamiany wodoru w hel.

Obraz pochodzi z symulacji komputerowych zmian gęstości wiatru słonecznego, uderzającego w pole magnetyczne Ziemi. Czarne kółko oznacza najbliższe otoczenie Ziemi. Żółtawe linie wychodzące z niego przedstawiają przekrój magnetosfery. Kolorowe tło to wiatr słoneczny: obszary

czerwone oznaczają rejony o największej gęstości a niebieskie - najmniejszej.

Gdy magnetosfera pochwyci naładowane cząstki elementarne wiatru słonecznego i skieruje je ku swoim biegunom magnetycznym, gdzie wzdłuż trajektorii lotu cząstek wiatru słonecznego dochodzi do zderzeń z cząstkami atmosfery naszej planety, powstają ziemskie zorze polarne. Zderzenia uwalniają energię w różnych częściach spektrum elektromagnetycznego, a obserwowane z przestrzeni kosmicznej wyglądają jak owalne pierścienie otaczające każdy z biegunów Ziemi. Podczas intensywnych burz takie owale powiększają swoje wymiary oddalając się od północnego i południowego bieguna, rozciągając się aż do niskich szerokości geograficznych.

Zorza o takim owalnym kształcie powstała wokół Ziemi w sierpniu 2000r.

Zorza polarna tle Wielkiego Wozu i Kasjopei,

sfotografowana w 2004r. w Quebecu.

Wiatr słoneczny wywiera duży wpływ nie tylko na Ziemię, lecz również na pozostałe planety Układu Słonecznego. Przedstawiona obok zorza polarna na Jowiszu ,,zniekształcona” została przez pole magnetyczne planety. Podobnie wyglądają zorze na Saturnie. Nachylenie osi tej planety w pierścieniach wynoszące prawie 26°, powoduje jednak, że jest ona unikatem. Na koncentrację zórz może też mieć wpływ zmieniająca się orientacja magnetosfery Saturna uwzględniająca kąt, pod jakim nadlatuje wiatr słoneczny.

Możliwe, że gdyby nie wiatr słoneczny, Mars wyglądałby właśnie tak. Uczeni sądzą bowiem, że to właśnie jego działanie jest odpowiedzialne za brak ,,widzialnej” wody na Czerwonej Planecie. ASPERA – 3 to urządzenie na pokładzie sondy Mars Express, które miało odpowiedzieć na pytanie, jak głębokiej penetracji atmosfery dokonuje wiatr słoneczny. Według wyników, dzieje się to na 270 kilometrów w głąb marsjańskiej atmosfery.

Ostatnie spojrzenie na Słoneczko…

…i czas by chyba zakończyć tę prezentację…