Klub Astronomiczny „Almukantarat”

Powrót do działu „Wiedza”

Plamy słoneczne

Krzysztof Suberlak
Wrocław, 15–18 XI 2007

Historia

Już od zamierzchłych czasów ludzi interesowała najważniejsza gwiazda oddziaływująca na człowieka. Inkowie utożsamiając Słońce z Bogiem, widzieli na jego twarzy plamki. Według Arystotelesa Słońce było ideałem. W tym samym czasie, pomiędzy 1610 a 1620 kilku astronomów zaobserwowało plamy na Słońcu. Byli to Galileusz, Fabricius, Harriot, Scheiner. Ten ostatni, jako ortodoksyjny katolik, nie chciał uznać, że portet Słońca może być czymkolwiek splamiony i dlatego postulował istnienie księżyców, które okresowo przechodziłyby na tle jego tarczy. Galileo i tak był już potępiony przez Kościół, i nie miał w sobie aż takiej indoktrynacji — zakładał, że są to twory na powierzchni Słońca, np. chmury, bo nic innego nie przychodziło mu do głowy.

Rysunek wykonany w czasach Heweliusza, przedstawiający tarczę Słońca. Kliknij, aby powiększyć
Rysunek wykonany w czasach Heweliusza, przedstawiający tarczę Słońca. Kliknij, aby powiększyć

Autor powyższego rysunku przy pracy, czyli sam Jan Heweliusz
Autor powyższego rysunku przy pracy, czyli sam Jan Heweliusz

Własności plazmy i pola magnetycznego

Linie pola magnetycznego deformowane przez różną prędkość liniową warstw materii zewnętrznej Słońca w zależności od szerokości heliograficznej
Linie pola magnetycznego deformowane przez różną prędkość liniową warstw materii zewnętrznej Słońca w zależności od szerokości heliograficznej

Plazma słoneczna jest bardzo dobrym przewodnikiem prądu (lepszym niż miedź). Pole magnetyczne zachowuje się, jakby było „wmrożone” w plazmę. Dobrym przykładem jest tu analogia wmrożenia nitki do kostki lodu. Woda występuje jako materia neutralna, lód jako plazma, a nitka jako linie pola magnetycznego. Jeśli plazma jest gęsta, a pole względnie słabe, to każde przemieszczenie plazmy będzie generowało takie pole magnetyczne, które będzie ciągnąć za sobą pierwotne pole magnetyczne. Jeśli natomiast pole magnetyczne jest względnie silne, a plazma rzadka to ruchy pola magnetycznego powodują przemieszczanie plazmy. Plazma może się dowolnie przemieszczać wzdłuż linii sił pola, jak płyn w rurze.

Sposób ułożenia linii pola magnetycznego w okolicach plam słonecznych
Sposób ułożenia linii pola magnetycznego w okolicach plam słonecznych

Sposób ułożenia linii pola magnetycznego w okolicach plam słonecznych
Sposób ułożenia linii pola magnetycznego w okolicach plam słonecznych

Zdjęcie plamy słonecznej

Zdjęcie plamistego Słońca

Rotacja różnicowa

ω = 14,38° − 2,8° sin2 φ

Zjawisko rotacji różnicowej powoduje powstawanie plam słonecznych. Polega ono na występowaniu zróżnicowanych prędkości kątowych, z jaką różne części warstwy konwektywnej (podpowierzchniowej) okrążają Słońce. Notabene, to zjawisko zostało odkryte dzięki obserwacji plam i jednocześnie tłumaczy ich pochodzenie. Dla przypomnienia, warstwa konwektywna rozciąga się od fotosfery do ok. 0,715 R pod fotosferą. W okolicach równika okres obiegu wynosi 25 dni, w okolicach 45° szerokości heliograficznej — 27,6 dnia, w okolicach biegunów — 30,8 dnia. Ciekawostka — dzięki badaniom heliosejsmologicznym wiemy, że warstwy Słońca pod warstwą konwektywną rotują jak ciało sztywne, a u podstawy warstwy konwektywnej, w tak zwanej tachoklinie następuje gwałtowny skok prędkości ruchu plazmy.

Różne możliwe konfiguracje plam. Kliknij, aby powiększyć
Różne możliwe konfiguracje plam. Kliknij, aby powiększyć

Kierunek przejścia plam w związku z obrotem Słońca dookoła własnej osi
Kierunek przejścia plam w związku z obrotem Słońca dookoła własnej osi

Porównanie rozmiaru typowej plamy do Ziemi. Kliknij, aby powiększyć
Porównanie rozmiaru typowej plamy do Ziemi. Kliknij, aby powiększyć

Dynamo słoneczne

Działa wskutek rotacji różnicowej. Dynamo słoneczne jest to mechanizm generacji pola magnetycznego kosztem energii kinetycznej plazmy. Na granicy atmosfery i fotosfery energia pól magnetycznych dominuje nad energią plazmy. Stąd się bierze szereg aktywności słonecznej, do której między innnymi zaliczamy także plamy. Wskutek wszelkich zmian w konfigurancji pola, plazma także musi ulec przemieszczeniu, przez co wykazuje duze anizotropie przewodnictwa cieplnego i temperatury. Inacze mówiącj jest to ogół zjawisk prowadzących do aktywności słonecznej.

Powstawanie aktywności słonecznej

Na początku nowego cyklu, plazma słoneczna pod warstwą konwektywną przesuwa się prostopadle do linii sił pola pierwotego, i pociąga za sobą linie pola magnetycznego. W efekcie tego wydłuża je równoleżnikowo, jednocześnie zwiększając natężenie pola, gdyż generowane jest nowe, toroidalne pole magnetyczne, kosztem energii kinetycznej plazmy. Stopniowo pole toroidalne wypływa ku powierzchni Słońca, i w postaci wielu rur magnetycznych przebija się przez powierzchnię fotosfery. Przyjmują one formę szeregu pętli pola magnetycznego, zakotwiczonych oboma biegunami w fotosferze. Lokalne zmiany tych pól i ich oddziaływanie z plazmą słoneczną wywołują we wszystkich warstwach plazmy bogactwo zjawisk określanych zbiorczo jako aktywność słoneczna.

Schemat powstawania plam

Plamy słoneczne

Plamy są ciemnymi obszarami o rozmiarach 2–3 tys. km (pory) do około 50 000 km. Plamy powstają tam, gdzie strumień pola magnetycznego ma indukcję rzędu 0,3–0,4 tesli, czyli około 7000 razy więcej niż ziemskie pole magnetyczne.

Przyczyna ochłodzenia

W przypadku tak silnego pola magnetycznego przebijającego pionowo warstwę fotosfery, mamy do czynienia z czymś zachowującym się jak gigantyczna rura magnetyczna wstawiona w plazmę. Ponieważ suma ciśnienia plazmy i ciśnienia magnetycznego wewnątrz rury musi być równa ciśnieniu plazmy na zewnątrz rury (aby cały układ pozostał w równowadze), ciśnienie plazmy w rurze jest nieco niższe niż na tym samym poziomie w fotosferze. To powoduje zaburzenie transportu konwektywnego, obniżenie temperatury, i jak już wiemy — pociemnienie plamy.

Plamy — morfologia

W budowie plam wyróżniamy ciemny cień i nieco jaśniejszy półcień (ok. 70% powierzchni całości). Przyczyną kontrastu kolorystycznego jest różnica 1500 K. Temperatura plamy — 4200–4500 K, temperatura półcienia — 5300 K. Ilość emitowanej energii zależy od czwartej potęgi temperatury. Stąd tak znaczna różnica w jasności. Podczas obserwacji plamy na krawędzi Słońca można dostrzec to, co dzisiaj jest zwane efektem Wilsona, a dostrzegł to po raz pierwszy już Galileusz — wydłużenie, spłaszczenie plamy, która „ustawia się” do nas pod coraz innym kątem. Głębokość plamy szacuje się na ok. 800 km. Największa zarejestrowana plama (8 kwietnia 1947) miała 1,8 × 1010 km2.

Ewolucja plam

Czas życia — od kilku godzin do kilku miesięcy. Ewolucja plam — od najmniejszych, zwanych porami przez lidera grupy (plamy najczęściej występują w grupach), do plam właściwych. W 1868 roku szwajcarski astronom Rudolf Wolf chciał porównać aktywność Słońca w poprzedzających latach. W tym celu użył pewnego współczynnika, który uwzględniał liczbę plam, ich rozłożenie, ilość grup. Do dzisiaj można liczyć tę liczbę, a zwiemy ją liczbą Wolfa.

W = 10 g + f

Cykliczność zmian

Pasy aktywności

Plamy nie są tworami niezmiennymi — wykazują duże wahania rozmiarów i położenia. Około 1858 roku, Anglik Richard C. Carrington i Gustav Spörer niezależnie od siebie dokonali dwóch ważnych odkryć: odnośnie przemieszczania się obszarów aktywności i różnego ruchu plam w zależności od szerokości geograficznej. Jak już wcześniej wspomniano, obszary aktywności o przeciwnej biegunowości na obu półkulach przesuwają się w miarę trwania cyklu aktywności, od równoleżników odległych od równika (ok 45° szerokości heliograficznej) do równoleżników przyrównikowych (ok 5°). Z reguły w połowie trwania cyklu następuje maksimum liczebności plam (20°). Zjawisko znane jest dzisiaj często jako prawo Spörera. Jest ono dobrze zobrazowane na wykresie motylkowym widocznym poniżej. Wartym wzmianki jest fakt, że gdy są jeszcze pojedyncze plamy skupione wokół rownika, przy biegunach już zaczynają pojawiać się kolejne, o przeciwnej biegunowości.

Tzw. wykres motylkowy, przedstawiający liczebność plam na różnych szerokościach heliograficznych w miarę progresji cyklu. Kliknij, aby powiększyć
Tzw. wykres motylkowy, przedstawiający liczebność plam na różnych szerokościach heliograficznych w miarę progresji cyklu. Kliknij, aby powiększyć

Tzw. most — plama przedzielona obszarek cieplejszym. Kliknij, aby powiększyć
Tzw. most   plama przedzielona obszarek cieplejszym. Kliknij, aby powiększyć

Zobrazowanie prawa polaryzacji Spörera
Zobrazowanie prawa polaryzacji Spörera

Zmiany aktywności

Regeneracja pola o przeciwnej biegunowości oznacza zmianę aktywnosci cyklu słonecznego. W danym cyklu wszystkie obszary aktywne mają taką samą biegunowość prowadzacą jak obszary okołobiegunowe na początku cyklu. (Jest to reguła Hale–Nicholsona). W kierunku biegunów w wyniku powolnej cyrkulacji południkowej wędrują słabe pola magnetyczne, stopniowo odwracające biegunowość obszarów okołobiegunowych. W związku z tym, że pełen cykl stanowić by miał powrót do sytuacji wyjściowej, czyli do tej samej polaryzacji, miałby 22 lata, a nie 11,2, jak się powszechnie przyjmuje za okres cyklu zmian aktywności słonecznej! Jako pierwszy, cykl opisał Heinrich Schwabe w XIX wieku.

Wykres przedstawiający wieloletnie zmiany aktywności słonecznej. Kliknij, aby powiększyć
Wykres przedstawiający wieloletnie zmiany aktywności słonecznej. Kliknij, aby powiększyć

Rudolf Wolf
Rudolf Wolf

Elementy towarzyszące

Pole magnetyczne w obszarach aktywnych nie tylko powoduje powstanie ciemnych plam słonecznych, ale i gorętszych o około 300 K od otaczającej powierzchni pochodni fotosferycznych. W dodatku na powierzchni Słonca cały czas w granulach (łac. granulum — ziarno) zachodzi unoszenie gorącej plazmy ku powierzchni i opadanie wzdłuż jej granic (czas życia tych „niewielkich”, stanowiących tło — wystepują zawsze i wszędzie na Słońcu — obiektów to około 8 min.). Dzięki ogromnemu postępowi wiedzy Słońce wciąż odsłania swoje tajemnice…

Menu