Astrofizyka1 fizyka układu słonecznego

Krzysztof Gęsicki Astrofizyka1 fizyka układu słonecznego Wykładkursowydla2r.studiówAS1 wykład 9: aktywność Słońca chromosfera, korona, heliosfera

Arystoteles zakładał doskonałość i niezmienność Słońca choć już wcześniej dostrzegano przejściowe niedoskonałości w XIX wieku już znano 11-letni cykl słoneczny dziś wiemy, że nawet stała słoneczna nie jest stała badanie zmienności Słońca ma znaczenie dla badania Ziemi heliosfera(do 200 300 j.a.) jest zdominowana słonecznym polem magnetycznym zatem aktywność słoneczna moduluje galaktyczne promieniowanie kosmiczne wybuchy na Słońcu modyfikują promieniowanie wokół Ziemi powodują sztormy geomagnetyczne zaburzają magnetosferę i jonosferę zakłócając fale radiowe

trzeba badać aktywność słoneczną w różnych skalach epoka współczesna niezwykle wysoka aktywność ostatnie 3 4 cykle są dość dokładnie zbadane najdłuższa kolekcja danych dotyczy 400-letnich zliczeń plam najnowsze techniki, jak np. spektrometria masowa, pozwalają rekonstruować aktywność ostatnich tysiącleci na podstawie koncentracji izotopów pochodzenia kosmicznego

wskaźniki aktywności Słońca liczba plam wprowadzona w połowie XIX w. przez Rudolfa Wolfa Zürich albo Wolf Sunspot Number WSN względna liczba plam definiowana jest jako R z =k(10g+n) gdzie Gtoliczbagrupplam N to liczba indywidualnych plam we wszystkich grupach widocznych na tarczy słonecznej k oznacza indywidualny współczynnik korygujący stosowany dla normalizacji rozmaitych obserwacji

szeregi WSN są połaczeniem bezpośrednich obserwacji oraz ich interpolacji przed 1749 są mało wiarygodne po 1876 Słońce jest rutynowo fotografowane pod koniec XX w. zweryfikowano wszystkie dostępne archiwalne dane wyprodukowano tzw. Group Sunspot Number GSN R g = 12.08 n i k ig i gdzie G i jestliczbągrupplamzarejestrowanąprzezobserwatorai k itoindywidualnyczynnikkorygujący n to ilość obserwacji danego dnia 12.08toczynniknormującyR g dostaregor z dlaokresu1874 1976 R g jestlepszeodr z bo bazuje na łatwiej obserwowalnych grupach plam i pomija liczbę indywidualnych plam

przy okazji odnaleziono sporo archiwalnych szkiców pozwalających odtworzyć diagram motyla dla wcześnieszych cykli

inne wskaźniki aktywności indeks flar w oparciu o całkowitą wyemitowaną dziennie energię flar indeks F 10.7 strumień energii na falach centymetrowych obejmujący emisję f-f korony oraz żyromagnetyczną emisję z obszarów aktywnych jest dobrą miarą aktywności indekskoronalny opartynaemisjifexivna530.3nm jest to obecnie bazowy optyczny indeks te wymienione oraz parę innych wskaźników są blisko skorelowane z liczbą plam w skali całego cyklu mogą się różnić w krótkich bądź długich skalach czasowych

cykl słoneczny wyraźny 11-letni cykl Schwabe go ze zmianami w amplitudzie i czasie trwania wynikający z 22-letniego cyklu Hale a zmian biegunowości pola magnetycznego przerwy aktywności wielkie minima minimum Maunder a 1645 1717 minimum Spörer a ok. 1450 1550 minimumwolf awxivw. widoczna jest długookresowa modulacja amplitud cyklu Schwabe go nazywana wiekowym cyklem Gleissberg a, w skali czasowej 60 120 lat w analizach pośrednich wskaźników aktywności słonecznej dopatrywano się okresowości 600 700, 1000 1200, 2000 2400 lat przewidywalność aktywności słonecznej jest żadna

rekonstrukcja aktywności słonecznej metody pośrednie, wykorzystujące odpowiedniki, równoważniki, aktywności najpowszechniejszyodpowiednik kosmogeniczneradioizotopy 10 Bei 14 C produkowane w ziemskiej atmosferze przez promieniowanie kosmiczne głównie w górnej troposferze/stratosferze po skomplikowanym transporcie przez atmosferę gromadzą się w lodowcach, drzewach, osadach morskich itp promieniowanie kosmiczne doznaje modulacji przez wiatr słoneczny i wmrożone weń pola magnetyczne wielkość modulacji zależy od aktywności słonecznej mniejsza aktywność więcej izotopów

kosmogeniczne izotopy są dobrym wskaźnikiem aktywności w bardzo długich skalach czasowych, nie ukazują szczegółow indywidualnych cykli słonecznych podczas analizy zakłada się że strumień promieniowania kosmicznego jest z grubsza stały cząstki kosmiczne zanim dotrą do Ziemi przebywają skomplikowaną drogę w heliosferze, co prowadzi do ich modulacji teoria Parker a uwzględnia rozpraszanie cząstek spowodowane niejednorodnościami magnetycznymi konwekcję cząstek powodowaną przez wiejący ze środka wiatr słoneczny adiabatyczną utratę energii w ekspandującym wietrze słonecznym dryft cząstek wzdłuż heliosferycznych płaszczyzn prądowych

zmienna aktywność słoneczna moduluje strumień cząstek zauważmy że w promieniowaniu kosmicznym co drugi cykl ma płaskie maksimum widać 22-letnią zmienność krótkotrwałe zmiany pochodzą od aktywności wybuchowej jak np. flary w 2009 niezwykle słabe heliosferyczne pole magnetyczne przyczyniło się do rekordowej liczby zliczeń cząstek promieniowania kosmicznego

transport cząstek promieniowania kosmicznego daje się modelować w 3 wymiarach można też stosować uproszczenia pole magnetycze Ziemi wprowadza dodatkowe komplikacje jak choćby wędrówka biegunów magnetycznych mogąca zmienić regionalny(oczywiście nie całkowity) strumień cząstek można rekonstruować historyczne wartości pola magnetycznego Ziemi

cząstka promieniowania kosmicznego po wejściu w atmosferę spowalnia przekazując energię na jonizację powietrza a po przemieszczeniu się przez pewną masę powietrza zderza się z jakimś jądrem produkując cząstki wtórne one z kolei mogą doznać dalszych kolizji i oddziaływań na Ziemię dociera kaskada cząstek wtórnych

izotopy kosmogeniczne są produktem ubocznym wtórnej kaskady żeby ocenić strumień pierwotny trzeba znać fizykę całej kaskady a do tego transport i gromadzenie

14 Cjestniestabilnyzczasempołówkowegorozpadu5730lat znany z archeologii i geologii dane kalibracyjne bazujące na dendrologii obejmują ostatnie 50 000 lat wytwarzany jest przez wychwyt neutronu na atmosferycznym azocie jego produkcja zaburzana jest przez 14 N+n 14 C+p zmienność strumienia promieniowania kosmicznego z powodu zmian galaktycznego tła (np. wybuch pobliskieh SN lub przejście przez gęste ramię spiralne) powolne zmiany pola magnetycznego Ziemi zmiany w heliosferze powodowane magnetyczną aktywnością Słońca rozmaite krótkotrwałe zmiany, np. flary

14 CpowyprodukowaniuszybkoutleniasiędoCO 2 i bierze udział regularnym cyklu węglowym biosfery

ostatniestulecieutrudniłoanalizy 14 C głównie z powodu spalania olbrzymich ilości paliw kopalnych nie zawierających tego izotopu więc rozcieńczających próbkę do tego niejednorodnie w czasie i w przestrzeni ponadtopróbyjądrowelat1960-tychzakłóciłyrozkład 14 C trudno zatem powiązać dane starsze z współczesnymi

10 Bemaczaspołowkowegorozpadu1.5mlnlat zwykle szukamy go w rdzeniach wierconych w lodowcach Grenlandii czy Antarktydy powstaje przez rozbijanie(spalacja) atmosferycznego azotu i tlenu produkcja daje się łatwo modelować transport w atmosferze już nie tak łatwo beryl włącza się do atmosferycznych aerozoli i dzieli ich los

modele matematyczne(regresja) pozwalają powiązać liczbę plam z danymi izotopowymi w okresie testowym, czyli od 1610 a następnie ekstrapolować wstecz w czasie by otrzymać liczbę plam dane po roku 1950 nie nadają się do ekstrapolacji ze względu na bardzo silny wzrost aktywności słonecznej pod koniec XX w.

rekonstruuje się tzw. modulujący potencjał φ

w aktywności słonecznej charakterystyczne są tzw. wielkie minima kiedy aktywność słoneczna znacząco słabnie Słońce spędziło w Holocenie(aktualna od ponad 11 tys. lat epoka) 15 20% czasu w wielkich minimach 10 15% czasu w wielkich maksimach ok. 70% czasu w przeciętnej aktywności zmienność aktywności słonecznej cechują nieregularność i nieprzewidywalność

współczesny poziom aktywności jest bardzo wysoki ale wydaje się stopniowo słabnąć

zewnętrzne rejony Słońca zmienność korony słonecznej była znana od dawna, od pierwszych obserwacji zaćmień pierwsze modele zakładały strukturę warstwową pierwsze pytania Jak gorąca jest korona? Jakie są straty energii przez promieniowanie, przewodnictwo, adwekcję? Co ogrzewa gaz? pozostają nadal aktualne

pierwsze oszacowania temperatury korony na miliony Kelwinów były niespodzianką wydawały się zaprzeczać drugiej zasadzie termodynamiki widzialne promieniowanie fotosfery nie może ogrzewać korony jest ona zbyt przezroczysta uwagę trzeba skierować na pola magnetyczne i ruchy falowe

chromosfera mimo że definiowana wcześniej jako odrębna warstwa, jest istotnie powiązana z koroną, to z chromosfery i warstwy przejściowej pochodzą wszystkie zjawiska koronalne systemy prądów które rozciągają koronalne pola magnetyczne muszą przenikać do chromosfery złożony układ przepływów, fal uderzeniowych, dżetów i rozmaitych fal koronalnych ma swój początek w chromosferze

wiemy że warstwa konwektywna generuje fale akustyczne większość z nich odbijana jest od fotosfery z powrotem w głąb ale mały procent z nich przemyka się przez fotosferę rozpraszając gwałtownie swoją energię podgrzewając dolną chromosferę obserwowane są tzw. spikule wyrzucanenawysokość15000kmzprędkościądo250km/s z czasem życia porównywalnym do 5 minutowych oscylacji wydaje się że są one rezultatem fal uderzeniowych napędzanych 5-minutowymi oscylacjami poruszających się wzdłuż nachylonych linii sił pola magnetycznego w zasadzie jest OK, obliczenia pokazują że dostarczanej energii wystarczy do podgrzania chromosfery do 10 000 K ale jest za mało do podgrzania korony

koronę muszą podgrzewać inne fale- tzw. fale Alfvena: fale magnetyczne propagujące się do korony wzdłuż pól magnetycznych - trochę jak po napiętej strunie nie tworzące szoków(fal uderzeniowych) raz wytworzone przemierzające duże odległości kierujące energię wzdłuż otwartych linii pól magnetycznych teoria takich fal to magnetohydrodynamika sondy kosmiczne mierzą takie fale od niedawna także w dolnych warstwach atmosfery- gdzie powstają problemem pozostaje- czy dostarczają koronie wystarczającą ilość ciepła?

o heliosferycznym polu magnetycznym trochę już wiemy: pola magnetyczne wychodzą z warstwy konwektywnej i przechodzą dalej do fotosfery, gdzie są poddawane rotacji różniczkowej oraz przepływom południkowym napędzane konwekcją skomplikowane topologicznie pole przenika przez fotosferę, po czym ekspanduje i dzięki szybkiemu spadkowi ciśnienia gazu staje się czynnikiem dominującym w strukturze korony

małe pętle magnetyczne oddziałują między sobą, iłącząsięwcorazwiększeiwiększe plazma w ich liniach sił jest stopniowo ogrzewana pętle magnetyczne różnych rozmiarów oddziałują również z otwartymi składowymi ciśnienie dynamiczne przyspieszanego wiatru słonecznego szybko zaczyna dominować nad ciśnieniem magnetycznym otwartych linii sił, część zmian jest wysoce zorganizowana, ale też wiele przypadkowych procesów prowadzi do turbulencji

współczesne obserwacje emitowanego promieniowania pokazują spokojna korona ma prędkości wypływu ok. 100 km/s małechłodnepętleotemperaturzeok.0.4mlnk większe i gorętsze pętle o temperaturze 1 2 mln K dziury koronalne ujawniają ekstremalne grzanie protony mają temperaturę kilku mln K jonytlenumajątemperaturębliską200mlnk(więcejniżwśrodku) najbardziej odpowiednim mechanizmem takiego grzania w otwartych liniach sił dziur koronalnych jest cyklotronowe grzanie jonów przez fale Alfvena

ogrzana do milionów stopni korona nie może być stabilna musi ekspandować równania E.N.Parkera wyprowadzone w 1958 wykazały ten fakt pozwoliły obliczać strukturę wiatru słonecznego Słońce rozwiewa się w przestrzeń wysyłając10 9 kgelektronówiprotonówwkażdejsekundzie wtakimtempiepo10mldlatsłońcestracitylko0.01%swojejmasy planety, w tym Ziemia, są zanurzone w tym wietrze wpobliżuziemiwiatrmagęstość5mlnprotonownametrsześcienny i tyle samo elektronów ale nadal niesie ze sobą otwarte linie sił pola magnetycznego

już pierwsze obserwacje Ulyssesa i SOHO ukazały dwumodalną naturę wiatru słonecznego gęsty i wolny wiatr jest powiązany z koronalnymi przepływami wieje na małych szerokościach słonecznych z prędkością ok. 350 km/s pochodzi z gęstszej chromosfery z zamkniętymi pętlami magnetycznymi rozpędzany jest stopniowo na długim dystansie jest silnie zmienny porywisty szybki wiatr jest powiązany z koronalnymi dziurami wieje wzdłuż otwartych linii sił z prędkością ok. 750 km/s rozpędzany jest w pobliżu Słońca jest stabilny, jednorodny inny jest skład chemiczny obu wiatrów wolniejszy i gęstszy zawiera mniej helu, więcej łatwo jonizowalnych pierwiastków oba wiatry nigdy nie zniknęły w ciągu dziesięcioleci obserwacji

oddziaływanie Słońca sięga daleko poza orbitę Ziemi, tworzy w przestrzeni bąbel nazywany heliosferą różne są szacunki jej promienia, na ogół trochę ponad 100 j.a. od strony środka mamy szok końcowy gdzie wiatr zwalnia do prędkości poddźwiękowych idalejpłaszcz(obecniebadanyprzezsondyvoyager1i2)

Voyager 1 przekroczył szok końcowy w odległości 94 j.a. Voyager2wodległości84j.a. ta różnica może świadczyć o sile i kierunku międzygwiazdowego pola magnetycznego ale również można ją wyjaśniać silnym wpływem cyklu słonecznej aktywności wiatrem słonecznym i polem magnetycznym mającymi różne wartości w różnych kierunkach i w różnym czasie pomiary obu Voyager ów dzielą niemal trzy lata co daje mnóstwo czasu wiatrowi słonecznemu by zmienić odległość do szoku końcowego modelowanie zmiennego w czasie wiatru słonecznego jest przedmiotem aktualnych badań

sama granica to heliopauza za heliopauzą spodziewano się jeszcze łukowej fali uderzeniowej silnych turbulencji związanych z ruchem Słońca wokół centrum Galaktyki ale analiza danych sondy IBEX pokazała brak takiej fali

Literatura Usoskin I. G. A History of Solar Activity over Millennia Living Rev. Solar Phys., 10,(2013) David H. Hathaway The Solar Cycle Living Rev. Solar Phys., 12,(2015) M.J.Aschwanden,etal., TheNewSolarCorona,2001,ARA&A39,175 T.H.Zurbuchen ANewViewoftheCouplingoftheSunandtheHeliosphere, 2007, ARA&A 45, 297 G.P. Zank Faltering Steps Into the Galaxy: The Boundary Regions of the Heliosphere Annu. Rev. Astron. Astrophys. 2015. 53:449 500

zagadnienia wymagane na egzaminie liczba plam oraz inne wskaźniki aktywności Słońca metody badania dawnej aktywności Słońca budowa zewnętrznych rejonów słonecznych od fotosfery po heliopauzę przybliżone wartości temperatury chromosfery i korony prawdopodobne mechanizmy ogrzewania chromosfery i korony dwa rodzaje wiatru słonecznego badanie materii międzygwiazdowej w pobliżu Ziemi