W dniach 11-12 maja b.r. mieliśmy w Polsce dość rzadką okazję obserwacji jasnych zórz polarnych, które zostały spowodowane przez dużą aktywność Słońca związaną z obszarem nr 3664. Co dzieje się obecnie na Słońcu i czy mamy szanse na to, aby w najbliższej przyszłości takie zjawiska się powtórzyły?

Aktywność naszej dziennej gwiazdy zmienia się w cyklu 11-letnim i jest związana z jej silnym polem magnetycznym. Swoje do powiedzenia ma także rotacja różnicowa, która powoduje, że obszary równikowe rotują szybciej, a biegunowe wolniej oraz ogromna strefa pod powierzchnią Słońca, w której energia jest transportowana przez konwekcję. Rotacja różnicowa powoduje, że linie sił pola magnetycznego są w specyficzny sposób nawijane na siebie, w efekcie potrafią się w niektórych miejscach zgęszczać, doprowadzając tym samym do ich anihilacji w potężnych rozbłyskach promieniowania rentgenowskiego i ultrafioletowego, które są bardzo często połączone z wyrzutem intensywnego strumienia naładowanych cząstek.

Rotacja różnicowa Słońca.

Te same niejednorodności rozkładu pola magnetycznego są w stanie zakłócać ruch konwekcyjny materii pod powierzchnią Słońca. W normalnej sytuacji gorąca materia wędruje do góry, wynurza się, emituje swoją energię, ochładza się i opada na dno, by znów zacząć się ogrzewać odbierając energię z jądra gwiazdy. Silne pole magnetyczne jest w stanie zaburzyć ten ruch i powstrzymać opadnięcie chłodniejszej materii do wnętrza. W rzeczywistości owa materia wcale nie jest taka chłodna, bo jej temperatura wynosi około 4000 K, ale i tak jest o 1000-1500 K chłodniejsza od otaczającej ją powierzchni, a przez to, poprzez kontrast, wydaje się czarna. Na tarczy naszej dziennej gwiazdy pojawia się wtedy plama słoneczna.

----- R E K L A M A -----

DOUBLE CASHBACK OD CANONA - DO 28.07.24

Canon 24-105/4 RF L IS USM

5797 zł 4897 zł

Canon 70-200/2.8 RF L IS USM

10998 zł 8998 zł

Canon 85/1.2 RF L USM

12998 zł 10998 zł

Canon 15-30/4.5-6.3 RF IS STM

2372 zł 1872 zł

Liczba Wolfa dla historycznych cykli aktywności słonecznej.

I właśnie liczba tych plam jest od wielu lat używana do oceny aktywności naszej dziennej gwiazdy. Określa się ją bowiem tzw. liczbą Wolfa, która powstaje poprzez zsumowanie liczby wszystkich plam widocznych na tarczy oraz liczby grup owych plam pomnożonej przez dziesięć. W minimum aktywności słonecznej, gdy tarcza Słońca jest pusta, ta liczba wynosi 0, a w wysokim maksimum potrafi sięgać 200-300. Warto zaznaczyć, że liczba Wolfa, w związku ze swoją definicją, nie przyjmuje wartości od 1 do 10. Bo gdy na tarczy Słońca pojawi się choć jedna malutka plamka, stanowi ona także swoją własną grupę, a więc liczba Wolfa wynosi wtedy 11. Tak naprawdę, obraz jest jeszcze trochę bardziej skomplikowany, bo uzyskany wynik skaluje się współczynnikiem zależnym od użytego sprzętu, ale nie będziemy tutaj wchodzić w dalsze szczegóły.

Liczba Wolfa dla dwóch ostatnich cykli aktywności słonecznej. Źródło: SIDC/SILSO

Poprzednie maksimum aktywności słonecznej widzieliśmy w latach 2012-2014 i było ono bardzo nietypowe. Po pierwsze, było dość niskie, bo uśrednione miesięczne liczby Wolfa trzymały się poziomu około 100, a w całym tym okresie były tylko dwa dni, gdy zobaczyliśmy wartości lekko przekraczające 200. Po drugie, było to dość szerokie maksimum o podwójnej strukturze.

Obecnie wchodzimy w najciekawszy okres kolejnego maksimum i już widzimy, że ten cykl jest mocniejszy. Typowe miesięczne średnie liczby Wolfa już teraz trzymają się 120-130, a jednocześnie mieliśmy już ładne kilka dni z wynikami powyżej 200, a nawet jeden gdy owa liczba przekroczyła 250.

Według jednych prognoz jesteśmy blisko środka szerokiego plateau nowego maksimum, a według innych najlepsze dopiero przed nami i w drugiej połowie roku aktywność Słońca powinna być jeszcze wyższa.

Trzy rozbłyski klasy X wyemitowane jednego dnia 10 czerwca 2014 roku. Źródło: NASA.

Owa aktywność przejawia się nie tylko liczbą Wolfa, ale także rozbłyskami i wyrzutami materii, które są najczęściej związane z dużymi grupami plam słonecznych. Rozbłyski klasyfikuje się według ich jasności w promieniach rentgenowskich i opisuje się je liczbami A, B, C, M oraz X. Rozbłyski klasy A mają moc mniejszą niż 10^-7 Wata na metr kwadratowy w zakresie długości fal od 1 do 8 angstremów. Natomiast klasa X ma moc większą niż 10^-4 Wata na metr kwadratowy w tym samym zakresie widma. Dodatkowo, w ramach jednej klasy, stosuje się jeszcze liczby od 1 do 9, żeby dodatkowo pokazać moc rozbłysku. Liczby te mogą przyjmować wartości ułamkowe.

Niesamowite wydarzenia na niebie widziane w połowie maja b.r. związane były z potężnym obszarem aktywnym, który rozbudował się na tarczy Słońca i który uzyskał numer 3664. Był on na tyle ogromny, że można było go bezpośrednio porównać z obszarem odpowiedzialnym za tzw. Carrington Event, czyli największą udokumentowaną burze magnetyczną obserwowaną na początku września 1859 roku. Powtórka takiej burzy w obecnych czasach, mogłaby oznaczać kres albo poważny kryzys naszej cywilizacji, bo uszkodzeniu uległaby większość satelitów i urządzeń elektrycznych na naszej planecie.

Obraz Słońca z dnia 8 maja 2024 roku ukazujący obszar aktywny AR3664 oraz schemat grupy plam, która spowodowała tzw. Carrington Event.

W szczytowym momencie AR3664 rozciągał się na długości prawie 200 tysięcy kilometrów, a więc był kilkanaście razy większy od naszej planety.

Zdjęcia grupy plam słonecznych AR3664 wykonane przez satelitę SDO/HMI.

W przypadku tego obszaru, na samych plamach się nie skończyło, bo popisał się on kilkoma efektownymi rozbłyskami. Najpierw, 9 maja w godzinach przedpołudniowych, zobaczyliśmy flarę typu X2.2, następnie 11 maja w okolicach godziny 3 rano naszego czasu jeszcze mocniejszą flarę X5.8. Znacznie więcej zamieszania narobił ten pierwszy wybuch, bo plama znajdowała się bliżej środka tarczy Słońca i wyrzucona w wybuchu materia popędziła praktycznie prosto w kierunku Ziemi.

Gęsty strumień naładowanych cząstek wystrzelił do naszej planety z prędkością około 1000 km/s i po ponad dobie dotarł na miejsce, gdzie zderzył się z silnym polem magnetycznym Ziemi. Naładowane cząstki nie są w stanie poruszać się swobodnie w takim polu, w efekcie, niejako nawijając się na jego linie sił, są ściągane na bieguny magnetyczne, gdzie zderzają się z naszą atmosferą pobudzając ją do świecenia. Na niebie pojawia się wtedy zorza polarna.

Do tych zderzeń dochodzi już na wysokości nawet 600-700 km, gdzie znajduje się zauważalna liczba atomów tlenu, azotu i helu. Na niższych wysokościach zaczyna dominować typowy skład naszej atmosfery czyli azot i tlen cząsteczkowy.

Skład ziemskiej atmosfery w zależności od wysokości.

W zależności od tego które atomy i w jakich konfiguracjach są pobudzane, zorza może mieć różny kolor. Do największej liczby zderzeń dochodzi na wysokości 100-300 km, gdzie strumień cząstek wciąż jest intensywny i może on napotykać zauważalne ilości tlenu atomowego, wzbudzając przejścia o długości fali 557.7 nm czyli w barwie zielonej. To właśnie dlatego zorza polarna oglądana z obszarów podbiegunowych, czyli tam gdzie znajdujemy się najbliżej tego zjawiska, świeci intensywnie właśnie w tej barwie.

Widmo zorzy polarnej.

Co ciekawe, zorza polarna obserwowana z Polski ma najczęściej barwę czerwoną. Jest to związane z tym, że emisja w tych długościach fali jest spowodowana przez azot oraz tlen atomowy i jej największa intensywność ma miejsce na wysokości 500-700 km.

Zorza polarna na Lofotami. Bardzo dobrze widać strukturę pionową zorzy z niższymi i jaśniejszymi obszarami świecącymi na zielono i czerwonymi, słabszymi formacjami u góry. Fot. A. Olech

Wszystko sprowadza się więc do geometrii obserwacji z kulistej Ziemi. Gdy zorza świeci nad północną Skandynawią, spoglądając z Polski, nie jesteśmy w stanie zobaczyć najbardziej intensywnie święcących na zielono obszarów znajdujących się na wysokości 100-300 km, bo dla nas znajdują się one pod horyzontem. Nad horyzont, w postaci czerwono-pomarańczowych słupów, wystają tylko obszary emisji z wysokości 500-700 km.

Zorza polarna na Lofotami. Fot. A. Olech