Το μαγνητικό πεδίο του ήλιου

Συχνές ερωτήσεις, Ιούλιος 2003

Ο ήλιος έχει ένα ισχυρό και σύνθετο μαγνητικό πεδίο, και η περισσότερη ηλιακή δραστηριότητα εμφανίζεται να συνδέεται άμεσα με τις ιδιότητες αυτού του μαγνητικού πεδίου.

Το φαινόμενο Zeeman

Το μαγνητικό πεδίο του ήλιου μπορεί να εξεταστεί με ένα μάλλον ακριβή και άμεσο τρόπο, επειδή με τη παρουσία ενός μαγνητικού πεδίου τα ενεργειακά επίπεδα των ατόμων, των ιόντων και των μορίων διαχωρίζονται σε περισσότερα από ένα επίπεδα. Αυτό αναγκάζει τις φασματικές γραμμές εκπομπής να διαχωριστούν επίσης σε περισσότερες από μια γραμμές, με τον αριθμό των διαχωρισμών να είναι ανάλογος με την ισχύ του μαγνητικού πεδίου. Αυτό ονομάζεται φαινόμενο Zeeman, και η αντίστοιχη αύξηση στον αριθμό των φασματικών γραμμών καλείται διαχωρισμός Zeeman. Κατά συνέπεια, μπορούμε να συμπεράνουμε την παρουσία μαγνητικών πεδίων εάν βλέπουμε  στο φάσμα το διαχωρισμό Zeeman, και μπορούμε να μετρήσουμε την ισχύ του πεδίου με να μετρήσουμε ποσοτικά τη ποσότητα των γραμμών λόγω φαινομένου Zeeman.

Ηλιακές κηλίδες και μαγνητικά πεδία

Αναλύοντας το φως από τις ηλιακές κηλίδες βλέπουμε ένα σημαντικό διαχωρισμό Zeeman των φασματικών γραμμών. Κατά συνέπεια, οι ηλιακές κηλίδες συνδέονται με τα ισχυρά μαγνητικά πεδία. Επιπλέον, παρατηρούμε και τα παρακάτω:

1. Όταν οι ηλιακές κηλίδες είναι σε ζεύγη, η μία τείνει να έχει μια πολικότητα μαγνητικών πεδίων που να είναι αντίθετη της απέναντι της (δηλαδή η μία συμπεριφέρεται μαγνητικά όπως ο βόρειος πόλος ενός μαγνήτη και η άλλη κηλίδα συμπεριφέρεται όπως ο νότιος πόλος).
2. Κατά τη διάρκεια ενός ορισμένου κύκλου μιας ηλιακής κηλίδας, οι κύριες ηλιακές κηλίδες στο βόρειο ημισφαίριο του ήλιου τείνουν όλες να έχουν την ίδια πολικότητα, ενώ το ίδιο πράγμα ισχύει για τις ηλιακές κηλίδες στο νότιο ημισφαίριο, εκτός από το ότι η κοινή πολικότητα είναι αντίθετη από αυτήν των ηλιακών κηλίδων στο βόρειο ημισφαίριο.
3. Κατά τη διάρκεια του επόμενου κύκλου του ήλιου, οι πολικότητες των μαγνητικών πεδίων σε κάθε ημισφαίριο είναι αντίθετη από αυτή που ήταν στον προηγούμενο κύκλο.

Το ηλιακό μαγνητικό πεδίο

Η πάνω εικόνα παρουσιάζει τη κατανομή του μαγνητικού πεδίου στην ηλιακή επιφάνεια από το Michelson Doppler Imager στο SOHO (27 Ιανουαρίου του 1998). Το μαύρο δείχνει μια αρνητική πολικότητα (μαγνητικό πεδίο που δείχνει στο εσωτερικό του ήλιου) ενώ το λευκό δείχνει μια θετική πολικότητα (προς το εξωτερικό μέρος του ήλιου). Οι μεγάλες συγκεντρώσεις και των δύο πολικοτήτων βρίσκονται κοντά στις ενεργές περιοχές και τις ηλιακές κηλίδες.

Υπάρχουν φαινόμενα που εκδηλώνονται ταυτόχρονα στη φωτόσφαιρα, τη χρωμόσφαιρα και το στέμμα (μια περιοχή εξωτερικά της χρωμόσφαιρας όπου η αραιή ύλη της διασκορπίζεται στο διάστημα με μορφή ηλιακού ανέμου). Αυτές είναι οι περιοχές δράσης όπου χαρακτηρίζονται από ισχυρά μαγνητικά πεδία και με τις δυναμικές τους γραμμές να συνδέονται με άλλες περιοχές μαγνητικών πεδίων αντίθετης πολικότητας. Οι   περιοχές δράσης εμφανίζονται όταν οι μαγνητικές γραμμές που υπάρχουν κάτω από την επιφάνεια του ήλιου,  αναδύονται λόγω της υδροστατικής και της μαγνητικής πίεσης που υφίστανται. Αποτέλεσμα του φαινομένου αυτού είναι η εμφάνιση μιας διπολικής μαγνητικής περιοχής. Η εμφάνιση μιας τέτοιας μαγνητικής διπολικής περιοχής προηγείται κάθε δραστηριότητας στην ατμόσφαιρα του ήλιου.

Ο μαγνητικός κύκλος των 22 χρόνων

Οι προηγούμενες εκτιμήσεις δείχνουν ότι το ηλιακό μαγνητικό πεδίο έχει έναν κύκλο 22 χρόνων, ακριβώς δύο φορές του κύκλου των ηλιακών κηλίδων, επειδή η πολικότητα του πεδίου επιστρέφει στην αρχική τιμή της κάθε δύο ηλιακούς κύκλους. Έτσι, η θεμελιώδης περίοδος που ελέγχει την ηλιακή δραστηριότητα είναι ο μαγνητικός κύκλος των 22 ετών, ενώ ο κύκλος των ηλιακών κηλίδων, που είναι ακριβώς το μισό του, είναι ακριβώς μια ειδική εκδήλωση του μαγνητικού κύκλου. Όπως γνωρίζουμε, το μαγνητικό πεδίο διαδραματίζει έναν σημαντικό ρόλο στις περισσότερες πτυχές της δραστηριότητες του ήλιου (ηλιακές κηλίδες, προεξοχές, εκλάμψεις, ηλιακός άνεμος, και τη φύση του στέμματος), έτσι ο μαγνητικός κύκλος των 22 ετών είναι κεντρικός στην περιοδικότητα του ενεργού ήλιου.

Το φαινόμενο του 11-ετούς κύκλου εξηγείται από το μοντέλο της ηλεκτρομαγνητικής γεννήτριας ή του δυναμό. Η ζώνη μεταφοράς, κάτω από τη φωτόσφαιρα, συμπεριφέρεται σαν περιστρεφόμενο ρευστό. Αυτό έχει σαν αποτέλεσμα οι περιοχές του ήλιου κοντά στους πόλους να περιστρέφονται πιο αργά (περίοδος 31 ημέρες) από ότι οι περιοχές του ισημερινού (περίοδος 25 ημέρες). Αυτή η διαφορική περιστροφή του ήλιου προκαλεί περιπλοκή των μαγνητικών γραμμών και το πεδίο γίνεται πιο ισχυρό σε μεγάλα πλάτη. Αλληλεπιδράει τότε με τα ανερχόμενα ρεύματα της ιονισμένης ύλης και αυτή η αλληλεπίδραση είναι που δημιουργεί τα φαινόμενα δράσης.

Τα μαγνητικά πεδία, που ασκούν πίεση ανάλογη του τετραγώνου της έντασης του πεδίου, αναγκάζουν το ρευστό υλικό κάτω από την επιφάνεια (εκεί όπου το μαγνητικό πεδίο είναι ισχυρό) να αναδυθεί. Τότε όμως αναδύονται και οι μαγνητικές γραμμές και δημιουργούνται οι διπολικές μαγνητικές περιοχές. Στην αρχή το φαινόμενο συμβαίνει σε μεγάλα πλάτη 40^Ο. Γι' αυτό και οι κηλίδες πρωτοεμφανίζονται σε μεγάλα πλάτη.  Με την πάροδο του χρόνου το μαγνητικό πεδίο αυξάνεται και σε περιοχές κοντά στον ισημερινό κι έτσι εμφανίζονται κι εκεί νέες κηλίδες.

Γιατί είναι οι ηλιακές κηλίδες σκοτεινές

Είναι, επειδή οι ηλιακές κηλίδες, εμφανίζονται κατά ομάδες στην φωτόσφαιρα του ήλιου ανάμεσα στους φωτοσφαιρικούς κόκκους σε μια ζώνη 400 km πάνω από την επιφάνεια του ήλιου, είναι πιο ψυχρές (4.200 Κ) από την περιβάλλουσα περιοχή της επιφάνειας (6.400 Κ). Αλλά αυτή είναι μόνο μια μερική εξήγηση. Γιατί να είναι πιο ψυχρές; Η απάντηση είναι ότι οφείλεται στα ισχυρά μαγνητικά πεδία που συνδέονται με τις ηλιακές κηλίδες.

Γνωρίζουμε ότι στην περιοχή κάτω από τη φωτόσφαιρα, είναι η ζώνη μεταφοράς. Από εκεί ανεβαίνουν τα λεγόμενα ρεύματα μεταφοράς που είναι κατά ένα μεγάλο μέρος υπεύθυνα για την κάθετη κίνηση μεγάλων ποσοτήτων καυτού αερίου και ότι αυτή η δραστηριότητα μεταφέρει  θερμότητα από το εσωτερικό προς την ηλιακή επιφάνεια. Τα μαγνητικά όμως πεδία, της τάξεως των 3.000 Gauss, ασκούν δυνάμεις στα κινούμενα φορτισμένα σωματίδια, και επειδή αυτό το ηλιακό υλικό είναι ιδιαίτερα ιονισμένο, τα μαγνητικά κάθετα πεδία προς την κίνηση των ιόντων, επηρεάζουν ιδιαίτερα την ανοδική κίνηση. Σαν αποτέλεσμα έχουμε τη μικρότερη θερμοκρασία των κηλίδων.

Λεπτομερείς εκτιμήσεις δείχνουν ότι οι μαγνητικές δυνάμεις εμποδίζουν τη μεταφορά της θερμότητας στην επιφάνεια με το να κάνουν δυσκολότερη την άνοδο στα καυτά αέρια. Κατά συνέπεια, η περιοχή στις ηλιακές κηλίδες που έχουν ισχυρά μαγνητικά πεδία τείνει να είναι πιο ψυχρή από την περιβάλλουσα περιοχή και εμφανίζεται έτσι σκοτεινότερη από τις περιβάλλουσες θερμότερες περιοχές.