Cykl magnetyczny Słońca

20.12.2022

Opracował: dr Grzegorz Duniec, CMM IMGW-PIB

          Słońce przechodzi cykl magnetyczny, którego czas trwania wynosi średnia 22 lata. Na ten dwudziestodwuletni cykl składają się dwa krótsze okresy, powszechnie znane, 11-letnie. Cykl magnetyczny Słońca to okres czasu, w trakcie którego następuje przebudowa pola magnetycznego Słońca. Jeżeli początkowo północny biegun magnetyczny znajdował się na północnym biegunie Słońca, a południowy biegun magnetyczny na biegunie południowym Słońca to po przebudowie następuje zmiana biegunowości. Przebiegunowanie następuje zawsze w szczycie cyklu. Przed przebiegunowaniem następuje osłabienie pola magnetycznego, aż do jego zaniku, po czym wewnętrzne dynamo magnetyczne Słońca odtwarza pole magnetyczne, ale z przeciwną biegunowością.

Mechanizm nie jest jeszcze do końca poznany. Podany czas trwania cyklu jest czasem średnim. Jak wynika z pomiarów aktywności Słońca, rozpoczętych już w 1750 roku, czas trwania poszczególnych cykli był różny [1].

Źródło: Jean Meeus, More Mathematical Astronomy Morsels, 2002, Willmann-Bell, Inc.

Z analizy danych wynika, że czas jaki upływa między dwoma minimami lub maksimami aktywności słonecznej waha się od 7 do 17 lat [2]. Jedenastoletni cykl rozpoczyna się pojawieniem pierwszych pojedynczych plan. Zauważyć je można w pewnej odległości od równika słonecznego, na obu półkulach Słońca, na ogół ±35° szerokości heliograficznej. Bardzo rzadko zauważyć można plamę, pojawiająca się powyżej ±45° szerokości heliograficznej. W miarę upływu czasu i wzrostu aktywności Słońca, liczba plam wzrasta, a same plamy zaczynają przemieszczać się w kierunku równika, czyli ich średnia szerokość heliograficzna maleje. Podczas maksimum aktywności słonecznej średnia szerokość heliograficzna plam wynosi ±15°. Po maksimum aktywności słonecznej, liczba plam maleje. Po osiągnięciu przez Słońce minimum aktywności słonecznej, w odległości ±8° od równika, można dostrzec zanikające plamy starego cyklu. Jednocześnie w odległości około ±35° zaczynają pojawić się nowe plany zwiastujące rozpoczęcie nowego cyklu. Kiedy na wykres (na osi rzędnych naniesiona zostanie szerokość heliograficzną, a na osi odciętych lata), naniesie się położenie plam, to otrzyma się charakterystyczny obraz przypominający skrzydła motyla. Stąd nazwa wykresu ilustrującego położenie plam na powierzchni tarczy słonecznej w funkcji czasu nazywamy wykresem motylkowym [2].

Źródło: Eugeniusz Rybka, Astronomia ogólna, 1975, PWN, Warszawa.

Przebieg kolejnego cyklu jest podobny. Liczba plam wzrasta, same plamy ponownie przemieszczają się w kierunku równika słonecznego, a następnie po maksimum aktywności maleje ich liczba. Czym zatem oba cykle się różnią od siebie? Sekret tkwi w polu magnetycznym plam.

Na początku cyklu, w warstwie podfotosferycznej istnieje słabe pole magnetyczne o składowej południkowej. Z heliofizyki wiadomo, że Słońce jako kula gazu nie obraca się wokół własnej osi jako ciało sztywne. Prędkość kątowa z jaką obracają się poszczególne warstwy Słońca zależy od szerokości heliograficznej. Prędkość kątowa maleje wraz z szerokością heliograficzną. Taką rotację nazywamy różniczkową. Dzięki rotacji różniczkowej linie sił południkowego pola magnetycznego są wyciągane spod powierzchni tworząc pętle ułożone równoleżnikowo [3]. W jednym obszarze linie pola magnetycznego wychodzą z powierzchni Słońca, a w innym obszarze oddalonym od obszaru pierwotnego linie pola magnetycznego wnikają. To skutkuje powstaniem dwóch obszarów plam o przeciwnej biegunowości. Podczas procesu wyciągania linia pola magnetycznego powstają pierwsze plamy, które na ogół powstają w parach.

Źródło: Paweł Artymowicz, Astrofizyka układów planetarnych, PWN, Warszawa, 1995.

Początkowo, w obszarze źródłowym plam, powstaje plama lub para plam, które mają niewielkie rozmiary, rzędu pojedynczych granul na powierzchni Słońca [4].

Para plam o przeciwnej biegunowości. Źródło: Hannau Karttunen, Pekka Kroger, Heikki OJa, Markku Poutanwen, Karl Johan Donner, Astronomia ogólna, PWN, 2020

Z czasem plama lub plamy powiększa swoje rozmiary. Plama osiągająca rozmiary największe nazywana jest plamą przednią. W pewnej dużej odległości od pierwszego źródło plamotwórczego powstaje drugie centrum, w których również rozpoczyna się powstawanie plam. Analogicznie jak w pierwszym. Największą plamę z drugiego źródła nazywana jest plamą tylną. Ma to uzasadnienie w tym, że plama przednia przemieszcza się szybciej, wyprzedzając plamę z drugiego źródła. Obserwacje pokazują, że czasami pomiędzy dwoma centrami plamotwórczymi powstaje szereg drobnych plam, które tworzą most łączony oba centra [4]. Pole magnetyczne plamy przedniej jest przeciwne do pola magnetycznego plamy tylnej.

Magnetogram pokazujący przeciwne biegunowości pól magnetycznych. Źródło: Hannau Karttunen, Pekka Kroger, Heikki OJa, Markku Poutanwen, Karl Johan Donner, Astronomia ogólna, PWN, 2020

Na drugiej półkuli Słońca rozkład biegunów pola magnetycznego plamy przedniej i tylnej jest odwrotny.

Jak wcześniej wspomniano wraz z rozpoczęciem nowego cyklu plamy zaczynają się tworzyć w odległości ±35° na obu półkulach. Dlaczego akurat na takiej szerokości heliograficznej? Odpowiedź znajdujemy w rotacji różniczkowej [3]. Okazuje się, że na tej szerokości jest ona największa. Następnie strefa plam porusza się w kierunku równika słonecznego, a to za sprawą tego, że składowa równoleżnikowa pola magnetycznego osiąga w tym kierunku maksimum w głębokich warstwach konwektywnych Słońca, a konwekcja i siłą Coriolisa tak zakręcają linie pola magnetycznego, aby utworzyła się składowa południkowa pola magnetycznego w kierunku równika.

Taki rozkład pola magnetycznego utrzymuje się w ciągu całego cyklu trwającego średnio 11-lat. Czyli jeżeli na półkuli północnej Słońca plama przednia ma biegun południowy, a tylna północny to pole magnetyczne plam na półkuli południowej jest przeciwny, przednia plama ma biegun północny, a tylna południowy. I taki rozkład będzie utrzymywał się przez cały cykl. Kiedy cykl słoneczny osiąga szczyt następuje przebiegunowanie. Rozpoczyna się proces kasowania początkowego pola magnetycznego o składowej południkowej [3]. Słabe pole magnetyczne wypychane jest do korony słonecznej, a nowo utworzone pętle sił pola magnetycznego (w tym wypadku składowa południkowa wektora indukcji magnetycznej ma zwrot przeciwny w stosunku do składowej południkowej sprzed przebiegunowania), chowają się pod powierzchnię fotosfery. W kolejnych cyklu rozkład biegunów magnetycznych plam będzie przeciwny. Na półkuli północnej plama przednia będzie miała biegun północny, a tylna południowy. Na półkuli południowej Słońca rozkład biegunów magnetycznych plam będzie przeciwny. Dopiero w kolejnym cyklu biegunowość plam będzie taka sama jak w sytuacji wyjściowej. Cały cykl magnetyczny Słońca trwa średnio około 22 lat.

Pole magnetyczne w plamach słonecznych może osiągnąć wartość rzędu 0,45 T [5]. Fakt występowania przeciwnych biegunów magnetycznych plam przedniej i tylnej na danej półkuli słonecznej tłumaczy istnienie pętli linii sił pola magnetycznego.

Linie pola magnetycznego tworzące pętle, wznoszące się ponad powierzchnię Słońca. Źródło: Hannau Karttunen, Pekka Kroger, Heikki OJa, Markku Poutanwen, Karl Johan Donner, Astronomia ogólna, PWN, 2020

Literatura

1. Jean Meeus, More Mathematical Astronomy Morsels, 2002, Willmann-Bell, Inc.
2. Eugeniusz Rybka, Astronomia ogólna, 1975, 1983, PWN, Warszawa.
3. Paweł Artymowicz, Astrofizyka układów planetarnych, PWN, Warszawa, 1995.
4. Stefan Piotrowski i inni, Astronomia popularna, 1990, Wiedza Powszechna.
5. Hannau Karttunen, Pekka Kroger, Heikki OJa, Markku Poutanwen, Karl Johan Donner, Astronomia ogólna, 2020, PWN.