Klatki magnetyczne Słońca: klucz do zrozumienia ograniczania emisji koronalnych wyrzutów masy?

Najnowsze badania, bazujące na danych z misji NASA, fundamentalnie zmieniają nasze rozumienie magnetycznego krajobrazu Słońca i jego roli w powstawaniu oraz hamowaniu erupcji słonecznych. Zjawiska te, znane jako rozbłyski słoneczne i koronalne wyrzuty masy (CME), mają bezpośredni wpływ na pogodę kosmiczną wokół Ziemi, stanowiąc potencjalne zagrożenie dla satelitów, astronautów i ziemskich sieci energetycznych. Pod kierownictwem astrofizyka Tahara Amariego z Centrum Fizyki Teoretycznej w École Polytechnique, naukowcy szczegółowo analizowali rozbłyski słoneczne - intensywne wybuchy promieniowania. Co ciekawe, mimo że wiele potężnych rozbłysków poprzedza masywne wyrzuty materii słonecznej i pól magnetycznych znanych jako koronalne wyrzuty masy (CME), niektóre z nich pozostają na swój sposób ograniczone i nie prowadzą do takich gwałtownych eksplozji ograniczając się do skoków emisji rentgenowskiej jedynie wewnątrz regionów aktywnych na Słońcu. To właśnie to zróżnicowanie stanowiło od dawna wyzwanie dla badaczy, a dla amatorów spragnionych zórz polarnych - częsty powód zawodu, kiedy nawet po obiecujących rozbłyskach trzeba się obejść smakiem z braku uwolnionego CME.

Przebieg wydarzeń w grupie plam AR2192

Przełom nastąpił dzięki analizie danych z Solar Dynamics Observatory (SDO), skupiającej się na szczególnie aktywnej grupie plam słonecznych z października 2014 roku, znanej jako AR2192. Przed czterema laty przygotowałem dla Was ten tekst, w którym skupiałem się na podobieństwach obszaru 2192 do innej grupy z 23. cyklu. Ten obszar, o rozmiarach Jowisza, charakteryzował się niezwykle złożonymi polami magnetycznymi. Grupa AR2192 była największą grupą plam słonecznych w 24. cyklu aktywności słonecznej, osiągając w szczytowym stadium rozwoju rozmiar 2740 milionowych powierzchni (co uczyniło ją największą grupą plam od 1990 roku). Była tak duża, że pod koniec października 2014 roku była widoczna gołym okiem przy użyciu filtra słonecznego. Mimo warunków sprzyjających dużej erupcji i emitowania serii potężnych rozbłysków, w tym rozbłysku klasy X3.1, region ten nigdy nie wyprodukował znaczącego CME.

Porównanie położenia na tarczy, rozmiarów i budowy obszarów aktywnych 486 z 23. cyklu słonecznego i 2192 z 24. cyklu. W obu przypadkach grupy posiadają tę samą klasę FKC wg klasyfikacji McIntosha, oraz te same typy pól magnetycznych beta-gamma-delta, przyczyniające się do emisji najsilniejszych rozbłysków. (na podst. zdjęć SOHO i SDO)

Rola klatek magnetycznych i bitwa między pętlą a klatką: Studium przypadku AR2192

Badania wykazały, że kluczową rolę w tym procesie odegrały klatki magnetyczne - skomplikowane struktury linii pola magnetycznego, wznoszące się z powierzchni Słońca. To właśnie ich siła decydowała o tym, czy rozbłysk słoneczny będzie związany z CME. Modele komputerowe, wzbogacone o obserwacje pól magnetycznych Słońca, ukazały dynamiczną interakcję: pod klatką znajdowała się pętla strumienia magnetycznego. Ta pętla, przypominająca gigantyczne, splecione łuki plazmy z spiralnymi liniami pola magnetycznego - jakby ogromny magnes sztabkowy został skręcony w korkociąg - stawała się coraz bardziej niestabilna pod wpływem naturalnej rotacji plamy słonecznej.

24 października 2014 roku należąca do NASA sonda SDO (Solar Dynamics Observatory) zaobserwowała rozbłysk słoneczny klasy X, który wybuchł z grupy plam słonecznych AR2192 mających wówczas rozmiar Jowisza. Credit: Tahar Amari et al./Center for Theoretical Physics/École Polytechnique/NASA Goddard/Joy Ng

Naukowcy, wykorzystując obserwacje pól magnetycznych Słońca z SDO, włączyli je do potężnych modeli, które obliczały pole magnetyczne korony słonecznej i śledziły jego ewolucję tuż przed rozbłyskiem. Modele te ujawniły walkę między dwiema kluczowymi strukturami magnetycznymi: skręconą pętlą strumienia magnetycznego (związaną z początkiem potencjalnego CME) a gęstą klatką pól magnetycznych, która znajdowała się nad tą pętlą. Model pokazał, że pomimo rosnącej niestabilności pętli, klatka magnetyczna fizycznie uniemożliwiła erupcję CME.

Pętla, choć gwałtownie niestabilna, nie miała wystarczającej energii, by przebić się przez otaczającą ją klatkę. To właśnie ta fizyczna bariera może wyjaśniać, dlaczego pomimo potężnego rozbłysku, nie nastąpił koronalny wyrzut masy. Poprzez zmianę warunków klatki w swoich symulacjach, naukowcy potwierdzili, że gdyby klatka była słabsza, doszłoby do dużej erupcji CME.

Fot. 1:  W tej serii obrazów magnetyczna pętla strumienia, przedstawiona na niebiesko, staje się coraz bardziej skręcona i niestabilna. Jednak nigdy nie wydostaje się z powierzchni Słońca: model pokazuje, że pętla nie miała wystarczającej energii, by przebić się przez klatkę magnetyczną, oznaczoną na żółto. Credit: Tahar Amari et al./Center for Theoretical Physics/École Polytechnique/NASA Goddard/Joy Ng. Fot. 2: Wynik pokazuje obecność wzmocnionej, wielowarstwowej magnetycznej klatki (pomarańczowej i różowej), w której magnetyczna pętla strumienia (niebieska) rozwija się w ostatnich godzinach przed erupcją. Credit: Tahar Amari et al. / Centre de physique théorique (CNRS/École Polytechnique)

Wewnętrzny konflikt między niestabilną pętlą strumienia magnetycznego a potężniejszą, wielowarstwową klatką magnetyczną okazał się decydujący. Pomimo narastającego napięcia, pętla nie miała wystarczającej energii, aby całkowicie przebić się przez klatkę i opuścić powierzchnię Słońca. Była jednak na tyle niestabilna, że gwałtownie uderzyła w część klatki, co wywołało wspomniany silny rozbłysk słoneczny, częściowo ją niszcząc. W przypadku AR2192, mimo że wytworzyła liczne rozbłyski klasy M i X, ostatecznie żadnemu z tych zjawisk nie towarzyszył wyrzut koronalny. Linie pola magnetycznego plam pozostawały niezmienne po rozbłyskach, co było widać na zdjęciach z SDO w różnych długościach fal. Nie zaobserwowano rozchodzącej się fali uderzeniowej ani pociemnienia koronalnego, charakterystycznych dla uwolnienia CME.

Naukowcy przewidują, że gdyby klatka magnetyczna była tego dnia słabsza, doszłoby do znacznie potężniejszej erupcji, prowadzącej do całkowitego zniszczenia klatki i w konsekwencji - do koronalnego wyrzutu masy. To odkrycie sugeruje, że pojedynczy mechanizm klatki magnetycznej jako struktury w niektórych przypadkach silniejszej od pól magnetycznych danej grupy plam emitującej rozbłysk może leżeć u podstaw zarówno ograniczonych, jak i erupcyjnych rozbłysków słonecznych.

Porównanie AR2192 z historycznymi grupami plam

AR2192 wykazywała uderzające podobieństwo do innej słynnej grupy plam, AR486 z października 2003 roku (z 23. cyklu słonecznego), zwłaszcza pod względem rozmiaru (AR486 miała 2170 milionowych powierzchni) i budowy magnetycznej. Obie grupy należały do klasy FKC według klasyfikacji McIntosha i posiadały pole magnetyczne typu beta-gamma-delta, co czyniło je niestabilnymi i zdolnymi do produkcji rozbłysków o najwyższej energii. Grupa AR486 w 2003 roku wyemitowała rozbłysk klasy X17.2 połączony z wyrzutem koronalnym typu full-halo, który wywołał burzę magnetyczną kategorii G5, skutkującą zorzami polarnymi widocznymi nawet na Florydzie. W przeciwieństwie do tego, AR2192 nie wywołała CME, co podkreśla rolę magnetycznych klatek w ograniczaniu nawet najbardziej aktywnych regionów słonecznych.

Warto zaznaczyć, że mimo imponujących rozmiarów AR2192 w swoim cyklu, w historii obserwacji Słońca odnotowano znacznie większe grupy plam. Na przykład, grupa AR6368 z 1990 roku osiągnęła 3080 milionowych powierzchni, a AR14886 z marca 1947 roku miała ponad 6132 milionowych powierzchni, czyli ponad dwukrotnie więcej niż AR2192.

Implikacje dla prognozowania pogody kosmicznej

Zrozumienie, w jaki sposób ta "bitwa" między pętlą strumienia magnetycznego a klatką magnetyczną rozgrywa się w różnych erupcjach, jest kluczowe. Może to w przyszłości pozwolić na dokładne przewidywanie maksymalnej energii, jaką może uwolnić rozbłysk słoneczny. Wraz z postępem w zdolnościach obliczeniowych, ta metoda ma potencjał stać się nieocenionym narzędziem w prognozowaniu pogody kosmicznej, umożliwiając lepsze przygotowanie i minimalizowanie wpływu tych potężnych zjawisk na Ziemię, takich jak przerwy w łączności radiowej czy awarie sieci energetycznych. Badania nad takimi grupami jak AR2192 i ich porównania z historycznymi wydarzeniami dostarczają cennych danych do udoskonalania modeli przewidywania aktywności słonecznej.

Codzienny komentarz dotyczący aktualnej aktywności słonecznej - zakładka Solar Update
Aktywność słoneczna i geomagnetyczna na żywo - zakładka Pogoda kosmiczna

Bądź na bieżąco ze zjawiskami astronomicznymi i wszystkim co ważne dla amatora astronomii - dołącz do stałych czytelników bloga na Facebooku lub GooglePlus.

Oprac. własne w oparciu o artykuły NASA i Space.com plus archiwum bloga.