Względny spokój powinniśmy mieć przez około dwa lata. Później aktywność Słońca znowu zacznie rosnąć, by około 2013 r. osiągnąć swoje maksimum. Słońce nie jest statyczną kulą ognia. To żywy, chciałoby się rzec, twór. To niezwykle skomplikowany i, co najważniejsze, dynamiczny układ, którego wszystkich mechanizmów działania do dzisiaj jeszcze nie poznaliśmy.

Pierwszy o cyklach słonecznych zaczął mówić w 1843 r. Niemiec, Samuel Heinrich Schwabe. Przez 25 lat codziennie wpatrywał się w powierzchnię naszej gwiazdy i zauważył, że ilość występujących na niej plam zmienia się cyklicznie co 11 lat. Wraz ze wzrostem ilości plam zwiększa się aktywność Słońca.

Ciemne, czyli zimniejsze

Plamy na Słońcu to obszary ciemniejsze niż materia je otaczająca. Ciemniejsze oznacza zimniejsze, ale oczywiście nie zimne. Ich temperatura wynosi ok. 3500 stopni Celsjusza, podczas gdy temperatura otoczenia jest o około 3 tys. stopni wyższa. Powodem powstawania plam jest zniekształcone pole magnetyczne gwiazdy.

Linie sił pola magnetycznego wydają się przebijać na zewnątrz gwiazdy z jej środka, a miejsce, w którym im się to udaje, jest właśnie ciemniejszą (zimniejszą) plamą. Słońce, obracając się wokół własnej osi, wytwarza pole magnetyczne. Nie wszystkie jednak obszary na powierzchni gwiazdy wirują z taką samą prędkością. Obszary równikowe obracają się szybciej niż te blisko biegunów. Jest to powodem skręcania linii pola magnetycznego wewnątrz Słońca, a pośrednio powstawania plam.

Obserwując powierzchnię Słońca (ze względu na ryzyko uszkodzenia wzroku nigdy nie należy tego robić przez lornetkę czy niedostosowany to tego teleskop!), można odnieść wrażenie, że plamy są niewielkie. To tylko złudzenie. Słońce jest, w porównaniu z Ziemią, wręcz gigantyczne.

Średniej wielkości plama słoneczna często jest kilka, a nawet kilkanaście razy większa niż cała Ziemia. Żywot plamy kończy się ogromnym wybuchem. Wtedy, w ciągu kilku zaledwie sekund, uwalnia się więcej energii, niż ludzkość wyprodukuje w ciągu całego swojego istnienia. Taki wybuch będzie także odczuwalny na Ziemi, bo wiąże się z dużym podmuchem tzw. wiatru słonecznego.

Powiew słonecznego wiatru

Wiatr słoneczny to odpływ ze Słońca materii z olbrzymią prędkością. Zewnętrzna część „atmosfery” słonecznej (czyli tzw. korona słoneczna) nie kończy się wyraźnie w którymś punkcie przestrzeni kosmicznej. Temperatura w niej panująca jest tak wysoka, że „atmosfera” ta cały czas się rozszerza. Rozszerzanie to zostało nazwane wiatrem, bo ma formę nieustannego przepływu cząsteczek (tak jak wiatr na Ziemi). Jest jednak duża różnica pomiędzy wiatrami, jakie my znamy, a wiatrem słonecznym. Ten drugi to ruch elektronów oraz jąder atomów. W porównaniu z ziemskim, ten słoneczny jest rzadszy niż największa próżnia wytworzona przez człowieka. W 1 centymetrze sześciennym przestrzeni wokół Ziemi średnio znajduje się jedynie 5 cząsteczek tworzących wiatr słoneczny. Cząstki wchodzące w skład wiatru słonecznego, wylatując ze Słońca, mają prędkość dochodzącą nawet do 1000 km na sekundę.

W chwili wybuchu w kierunku Ziemi mknie chmura naładowanych elektrycznie cząstek. Bardzo duża ich część będzie zatrzymana przez ziemskie pole magnetyczne, ale nie wszystkie. Te, którym uda się przedrzeć przez magnetyczną osłonę Ziemi (tzw. magnetosferę), zderzą się z dużą prędkością z cząsteczkami ziemskiej atmosfery, a to zawsze oznacza powstanie zorzy polarnej. Gdy aktywność Słońca jest mała, rzadziej dochodzi do eksplozji na jego powierzchni, a w efekcie rzadziej możemy podziwiać zorze. Nie tylko jednak piękne iluminacje są efektem wybuchu na Słońcu. Zmiany aktywności Słońca mają wielki wpływ na komunikację radiową na Ziemi. W czasie maksymalnej aktywności mogą występować poważne utrudnienia w odbiorze fal elektromagnetycznych o długości radiowej. To utrudnia nie tylko odbiór stacji radiowej. W tym okresie mogą zdarzać się usterki przy oglądaniu telewizji (szczególnie gdy fala jest „przenoszona” przez satelitę), korzystaniu z radiotelefonów czy nawet telefonów komórkowych. Rozpędzone cząstki mogą zniszczyć satelity czy okrążające ziemię statki kosmiczne. Mogą także spowodować (choć to jest znacznie mniej prawdopodobne) zniszczenia na Ziemi. Na przykład uszkodzić elementy elektroniczne zaawansowanych urządzeń, jak choćby komputerów.

Ratuje nas odległość

Efekty wybuchów na Słońcu, czy raczej moment uderzenia o Ziemię słonecznej nawałnicy, można jednak przewidzieć. Ratuje nas odległość od gwiazdy. Wynosi ona aż 150 mln km. Światło ten dystans pokonuje w ciągu niecałych 9 minut, a wiatr słoneczny w ciągu 24–36 godzin. W powierzchnię Słońca wpatrzonych jest nieustannie wiele ziemskich teleskopów. Każdy wybuch jest rejestrowany. Nieraz, chociażby w czasie ostatniego maksimum słonecznego w latach 2000–2002, zdarzały się komunikaty informujące, że w kierunku Ziemi pędzi większy podmuch wiatru słonecznego.

W przyszłości znajdujący się w kosmosie astronauci będą chowali się wtedy w specjalnie zaprojektowanych i bezpiecznych schronach na powierzchni Księżyca, Marsa czy pokładzie statku kosmicznego, a amatorzy zórz polarnych, będą czym prędzej starali się dostać w pobliże bieguna północnego. W czasie ostatniego maksimum słonecznego niektóre eksplozje były tak silne, że zorze polarne mogli oglądać mieszkańcy Wielkiej Brytanii czy Danii. Gwiazd we Wszechświecie jest więcej niż ziarenek piasku na wszystkich ziemskich plażach. Każda gwiazda to czyjeś słońce. To nasze jest średniej wielkości i w średnim wieku. Jego historia jest standardowa i taka zapewne będzie także jego przyszłość. Nad morzem czy w górach w czasie zachodu Słońca warto zdać sobie sprawę z tego, że ta malownicza czerwona kula jest układem skomplikowanym, złożonym i dynamicznym. A nade wszystko jeszcze mało znanym.

Podstawowe informacje o Słońcu:

Odległość od Ziemi: 150 000 000 km
Masa: 1,98 x 10 do 32 potęgi kg (jest cięższe od Ziemi 333 000 razy)
Czas obrotu wokół osi: 25 dni i 9 godzin
Temperatura powierzchni: od 4000 do 6000 st. Celsjusza
Temperatura wnętrza: 17 000 000 st. Celsjusza
Siła ciężkości: jest niecałe 30 razy większa niż na Ziemi (ważylibyśmy na Słońcu 30 razy więcej)
Odległość Słońca od centrum Galaktyki Drogi Mlecznej: 26 000 lat świetlnych
Okres obiegu centrum galaktyki: 180 mld lat (z prędkością 250 km/s)
Średnia długość cyklu aktywności słonecznej: 11,13 r.

Historia Słońca

Słońce powstało ok. 4,5 miliarda lat temu. W miejscu, w którym dziś znajduje się Układ Słoneczny, znajdowała się chmura gazu i pyłu. Chmura ta składała się głównie z atomów wodoru i helu. Obszary gęstsze przyciągały materię z rzadszych. W ten sposób wyodrębniło się centrum układu, w którym znajdowało się 99 proc. masy całej chmury, i płaski dysk (talerz), składający się z pozostałego procenta. Ta właśnie część centralna zamieniła się w Słońce, a reszta dysku w planety słoneczne i ich księżyce (a także planetoidy i komety).

Na skutek coraz większej siły grawitacji w centralnym obiekcie układu, nieustannie podnosiła się temperatura. W końcu wzrosła do takiej wartości (15 milionów st. Celsjusza), że we wnętrzu gwiazdy zapoczątkowała się reakcja syntezy jądrowej (czy inaczej fuzji jądrowej). Dopiero od tego momentu można mówić o gwieździe – Słońcu. „Gość Niedzielny” pisał o reakcji fuzji jądrowej dwa tygodnie temu, przy okazji opisywania reaktora ITER.

Reakcja fuzji jądrowej polega na łączeniu się dwóch lżejszych atomów w jądro cięższego. W wyniku tego powstaje duża ilość energii. Reakcje takie zachodzą we wszystkich gwiazdach.



Gość Niedzielny 38/2007