Astronomia
  Wiw.pl   Na bieżąco:  Informacje   Co nowego   Matematyka i przyroda:  Astronomia   Biologia   Fizyka   Matematyka   Modelowanie rzeczywistości   Humanistyka:  Filozofia   Historia   Kultura antyczna   Literatura   Sztuka   Czytaj:  Biblioteka   Delta   Wielcy i więksi   Przydatne:  Słowniki   Co i gdzie studiować   Wszechświat w obrazkach    
  Jesteś tutaj:   Wirtualny Wszechświat > Astronomia > Słońce  
  Tematy
- Historia astronomii
- Narzędzia i metody astronomii
- Astronomia sferyczna i praktyczna
- Badania kosmiczne
- Układ Słoneczny
- Słońce
- Parametry fizyczne i budowa
- Jądro
- Otoczka
- Atmosfera
- Promieniowanie
- Aktywność
- Przyszłość
- Galaktyki
- Kosmologia
- Gwiazdozbiory całego roku
- Eseje

  Szukacz




Aktywność Słońca
 
[ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]

Istnienie pola magnetycznego i jego niestabilności sprawiają, że Słońce nie jest gwiazdą nie podlegającą zmianom. Wynurzanie się pola na powierzchnię powoduje powstawanie wielu zjawisk w atmosferze, które wpływają na promieniowanie Słońca we wszystkich długościach fal: w jednych istotnie, w innych nieznacznie. W dużej odległości od powierzchni Słońca jego globalne pole magnetyczne przypomina kształtem pole dipolowe, którego oś pokrywa się z osią obrotu gwiazdy. Istnieje ono zawsze, nawet podczas kilkuletnich okresów niskiej aktywności. Jest jednak bardzo prawdopodobne, że w całkiem niedawnej historii Słońca pole magnetyczne znikało z jego powierzchni.

Skomplikowane zjawiska magnetyczne obserwowane na Słońcu są skutkiem oddziaływania pola magnetycznego z poruszającym się zjonizowanym gazem, charakteryzującym się dużym przewodnictwem elektrycznym. W takich warunkach pole magnetyczne jest "wmrożone" w materię, co oznacza, że gaz może się poruszać swobodnie tylko wzdłuż linii sił pola. O tym, czy i w jaki sposób zachodzi ruch w kierunku prostopadłym do linii sił, decyduje energia kinetyczna gazu i magnetyczna pola (mierzona najczęściej napięciem linii sił). Materia o dużej energii kinetycznej może unosić ze sobą pole magnetyczne o względnie małej energii. Jeśli natomiast energia magnetyczna dominuje, to ruch poprzeczny może być całkowicie zatrzymany. Wmrożenie pola magnetycznego w materię wywołuje tak różne zjawiska, jak m.in. wzmacnianie globalnego pola magnetycznego Słońca, utrudnianie konwekcji w plamach i porach, migrację elementów magnetycznych ku brzegom komórek supergranulacji, utrzymywanie gęstej materii w rozrzedzonej koronie.

...powiększenie  >>>
Cykl aktywności słonecznej. (a) Linie sił pola magnetycznego przenikają otoczkę Słońca, wchodząc doń w pobliżu bieguna południowego i wychodząc przy biegunie północnym. (b) i (c) Szybszy obrót warstw w pobliżu równika powoduje, że linie sił pola magnetycznego, przebiegające pod powierzchnią Słońca i wmrożone w materię, ulegają odkształceniu i są "nawijane". (d) Na skutek tego rośnie natężenie pola magnetycznego i niektóre fragmenty powstających rur magnetycznych wypływają na powierzchnię Słońca (powstaje wówczas para plam słonecznych - w jednej z nich linie pola wychodzą ponad powierzchnię fotosfery, w drugiej - wchodzą z powrotem pod nią). (e) Na półkuli północnej plama prowadząca ma północną (+) polaryzację magnetyczną, a plama za nią następująca - południową (-). Na półkuli południowej polaryzacja plam jest odwrotna. (f) W wyniku działania wciąż nierozpoznanego mechanizmu (tzw. dynamo słoneczne) odwróceniu ulega polaryzacja okołobiegunowych pól magnetycznych i po wypłynięciu na powierzchnię wszystkich rur magnetycznych powstaje pole podobne do pola z (a), tyle że ma ono odwróconą biegunowość. Przedstawionych tu sześć rycin obejmuje jedenastoletni cykl aktywności Słońca. Wg r. Kippenhahn: Na tropie tajemnic Słońca. Prószyński i S-ka, Warszawa 1997.

Zasadnicza część pola magnetycznego skrywa się we wnętrzu Słońca. Średnio co 11 lat pole to wynurza się na powierzchnię, powodując wzrost aktywności magnetycznej. W cyklu tym zasadniczą rolę odgrywają: po pierwsze, niejednorodny ruch obrotowy warstw słonecznej kuli gazowej, który nawija linie sił pola i magazynuje je poniżej podstawy otoczki konwekcyjnej, w obszarze promienistym; po drugie, niestabilności hydromagnetyczne, powodujące wypływanie dużych sznurów pola toroidalnego. Procesy te są odpowiedzialne za utrzymywanie i wzmacnianie pola magnetycznego przez mechanizm dynama słonecznego. Wynurzające się sznury magnetyczne tworzą składową poloidalną (pole leżące w płaszczyznach południkowych), która daje obraz dipolowego pola wysoko w atmosferze. W fotosferze i otoczce konwekcyjnej składowa ta jest deformowana przez niejednorodną rotację Słońca, tak że linie sił są napinane najsilniej na równiku. Powstaje w ten sposób składowa toroidalna, której linie sił są ciągle nawijane na wnętrze Słońca, wzmacniając w ten sposób pole magnetyczne.

Jak długo jego natężenie nie jest zbyt duże, toroidalne pole u podstawy otoczki konwekcyjnej znajduje się w równowadze mechanicznej z otoczeniem. Pole wywiera ciśnienie na plazmę, toteż ciśnienie gazu w obszarze magnetycznym jest mniejsze od ciśnienia gazu w otoczeniu. Wiąże się to z nieco niższą temperaturą i gęstością materii. Jeśli pole magnetyczne jest wystarczająco silne, to gęstość maleje na tyle, że siła wyporu jest w stanie wypchnąć sznur linii sił ku powierzchni Słońca. W ciągu około miesiąca pole migruje przez otoczkę konwekcyjną, układając się w kształt odwróconej litery U. Wynurzając się, pole magnetyczne tworzy na powierzchni dwubiegunowy obszar aktywny (lub centrum aktywności). W rozrzedzonej atmosferze pole magnetyczne gwałtownie się rozprzestrzenia, układając się w łuki i pętle, które łączą obszary o przeciwnej biegunowości magnetycznej. Towarzyszy temu olbrzymia różnorodność zjawisk.

...powiększenie  >>>
Pojedyncza plama słoneczna ma bardzo charakterystyczną strukturę. Pionowa kolumna pola magnetycznego, wynurzającego się w otoczce, gwałtownie się rozszerza, tworząc coś w rodzaju tuby. Jej powierzchniowe warstwy formują ciemne jądro plamy (cień) o temperaturze około 4100 K, zagłębiony w powierzchni Słońca do mniej więcej 500 km poniżej fotosfery. Cień zawiera silne, pionowe pole magnetyczne. Otoczony jest jaśniejszym półcieniem o włóknistej strukturze, w którym pole magnetyczne jest nieco słabsze i prawie poziome (horyzontalne). Włókna półcienia są odpowiednikiem granulacji w fotosferze - tworzą rodzaj komórek konwekcyjnych, których charakterystyczny, wydłużony kształt jest skutkiem oddziaływania pola magnetycznego z poruszającą się materią. Obraz półcienia zmienia się w czasie tak samo jak wzór granulacji w fotosferze - czas życia włókien przekracza nieco pół godziny. Niektóre włókna mogą czasami penetrować wnętrze cienia, tworząc w nim jaśniejsze pasma. Fot. National Solar Observatory/Sacramento Peak.

...powiększenie  >>>
Grupa plam słonecznych. Wynurzający się na powierzchnię sznur (rura) pola magnetycznego ulega rozszczepieniu na mniejsze fragmenty, rozrzucone wewnątrz obszaru aktywnego. Największe rurki magnetyczne, odpowiadające polu o dużym natężeniu, tworzą plamy i pory, układające się w grupy o bardzo skomplikowanej strukturze. Fot. National Solar Observatory/Sacramento Peak.

Już podczas wynurzania się sznur magnetyczny ulega fragmentacji na mniejsze rurki. Toteż na powierzchni obszar aktywny nie jest jednorodny. Największe koncentracje pola magnetycznego tworzą plamy i pory o silnej indukcji, wynoszącej 0,2-0,4 tesli (T). Silne, pionowe pole magnetyczne utrudnia konwekcję, przez co ilość energii docierającej do powierzchni w tych obszarach zostaje zredukowana o blisko 80%. Dlatego właśnie plamy i pory są ciemne. Zazwyczaj pojawiają się w grupach, w których dominuje największa i najdłużej żyjąca (ponad miesiąc) plama wiodąca; za nią (zgodnie z kierunkiem obrotu Słońca) podążają w pewnej odległości mniejsze plamy i pory o przeciwnej biegunowości magnetycznej. Czas życia mniejszych tworów waha się od 1 dnia do 2-3 tygodni. Średnica plam mieści się w granicach 7-40 tysięcy km. Pory są na ogół mniejsze (3-6 tys. km), jakkolwiek sporadycznie pojawiają się większe, osiągające rozmiary nawt 10 tysięcy km. Plamy składają się z dwóch charakterystycznych obszarów: centralnie położonego cienia, o temperaturze około 4000 K i średnicy ponad dwukrotnie mniejszej od średnicy plamy, oraz z jaśniejszego półcienia o średniej temperaturze 5300 K, tworzącego pierścień o włóknistej strukturze. Mniejsze pory przypominają cień plamy, tyle że są na ogół o kilkaset stopni gorętsze.

Pozostała część pola magnetycznego w centrum aktywności występuje również w skondensowanej postaci, tworząc niewielkie pionowe rurki o rozmiarach 100-300 km; zawierają one silne pole magnetyczne o indukcji około 1 tesli. Tak cienkie rurki nie mają większego wpływu na proces transportu energii poprzez konwekcję w większej skali. Natomiast przenikające je pole magnetyczne zmniejsza ciśnienie (oraz gęstość) gazu. Dlatego w tym niewielkim obszarze odsłaniane są głębsze, gorętsze warstwy materii, które świecą jaśniej. Elementy te są spychane przez ruch materii ku brzegom komórek supergranulacji, gdzie układają się w ciągi flokuł i pochodni, tworzących jasną sieć i w fotosferze, i w chromosferze.

[ 1 ]   [ 2 ]   [ 3 ]

Wiw.pl  |  Na bieżąco  |  Informacje  |  Co nowego  |  Matematyka i przyroda  |  Astronomia  |  Biologia  |  Fizyka  |  Matematyka  |  Modelowanie rzeczywistości  |  Humanistyka  |  Filozofia  |  Historia  |  Kultura antyczna  |  Literatura  |  Sztuka  |  Czytaj  |  Biblioteka  |  Delta  |  Wielcy i więksi  |  Przydatne  |  Słowniki  |  Co i gdzie studiować  |  Wszechświat w obrazkach