Saulės magnetinio lauko paslaptys: kas vyksta mūsų žvaigždėje ir kaip įvykiai Saulėje Vietnamo karo metu užtrumpino minų sprogdiklius (Video)

Visų pirma pradėkime nuo Žemės. Kodėl galima teigti, kad Saulės magnetinio lauko poveikis mums yra ganėtinai menkas? Saulė į tarpplanetinę erdvę išsviedžia daug įelektrintų dalelių (Saulės vėjas), kurios potencialiai gali sutrikdyti mūsų palydovinę komunikaciją. Bet arčiau Žemės mus saugo pačios Žemės magnetinis laukas, kurį nesunku aptikti paprastu kompasu.

Šis magnetinis laukas nukreipia krūvį turinčias daleles. Kadangi Žemės magnetinio lauko poliai (kol kas) beveik sutampa su geografiniais poliais, šis nukreipimas, jei ir neleidžia aplenkti Žemės, lieka lokalizuotas šiauriausiose ir piečiausiose Žemės rutulio dalyse ir bene geriausiai pastebimas pašvaisčių pavidalu. Saulės vėjo dalelės sužadina aukščiausių Žemės atmosferos sluoksnių dujas, kurios šią energiją išspinduliuoja šviesos pavidalu.

Saulės vėjas kyla iš Saulės vainiko, aukščiausių Saulės atmosferos dalių, besidriekiančių milijonus kilometrų virš paviršiaus, kur formuojasi didžioji dalis spinduliuotės. Šie sluoksniai ypač lengvai matomi Saulės užtemimo metu kaip Saulės diską supanti aura. Šiuose sluoksniuose yra viršutinės Saulės magnetinio lauko linijų dalys, kurioms nutrūkus, jų sulaikoma jonizuota medžiaga pasklinda po tarpplanetinę erdvę.

Vis dėl to, apie šį Saulės atmosferos sluoksnį dar daug nežinoma. Pradžiai, kad čia stebimos spektro linijos, kurioms susiformuoti reikia net milijono kelvinų. Kadangi Saulės paviršius daug vėsesnis,~ 6000 K, nėra aišku, kaip vainiką pasiekia tokioms temperatūroms palaikyti reikalinga energija, siekianti 1/40 000 visos Saulės išspinduliuojamos energijos. Kaitinimas termodinaminiais būdais tokiu atveju tiesiog neįmanomas.

Dalis energijos gali būti išlaisvinama nutrūkus magnetinio lauko linijoms, kurių metu dalis energijos nėra pakankama vietiniam kaitinimui. Be to, tokiu atveju medžiaga dažnai išmetama iš Saulės, o pataikiusi į Žemę, gali netgi prasiskverbti per viršutinius atmosferos sluoksnius ir sutrikdyti radijo ryšį, paveikti radiacija kosmines stotis ir jose esančius astronautus ir net sukelti elektros tiekimo trikdžius. Taip išmetama medžiaga skrieja viršgarsiniu greičiu, ir tik gerokai toliau sulėtėja (reikėtų atkreipti dėmesį, kad pats garso greitis keičiasi priklausomai nuo aplinkos).

Didžiausias tokio tipo reiškinys (Saulės žybsnis) užregistruotas 1859 rugsėjo pirmą dieną. Žybsnio būta tokio stipraus, kad jį buvo galima pastebėti plika akimi, jo sukeltos pašvaistės buvo regimos iki pat Kubos ir Havajų, nuo jo užsidegė telegrafai.

Jo sukeltų cheminių reakcijų padariniai išliko Grenlandijos lede. Mažesnis vainiko masės išmetimas 1972 m. rugpjūtį Vietnamo karo metu užtrumpino minų sprogdiklius ir būtų mirtinais Apolo misijos astronautams, jei tuo metu būtų vykęs skrydis. Mažesnės Saulės sukeliamos audros stebimos nuolat, bet remiantis statistiniais duomenimis, tikimybė, kad didelė audra (su antžeminėmis pasekmėmis palyginamomis su ankstesnių audrų ekstremaliais pavyzdžiais) yra tikėtina~ 12 % per 10 metų.

Nors tikimybė labai reali, laiku prognozuoti tokią audrą kol kas beveik neįmanoma. Vienintelis svarbus komponentas yra didesnis ar mažesnis Saulės aktyvumas (dėmių skaičius), tačiau tokius reiškinius sunku tiek sumodeliuoti teoriškai, tiek beveik neįmanoma susekti, kada ir kur susiformuos ir nutrūks pavojingos magnetinių laukų linijos, kurių išmesta medžiaga pasiektų Žemę.

Kol kas kalbėjome apie tai, kaip Saulės magnetinis laukas veikia Žemę ir kur kyla Žemę veikiantys reiškiniai, tačiau verta pažvelgti, kodėl Saulėje išvis vyksta tokio masto magnetiniai reiškiniai. Jau minėtos Saulės dėmės yra tos vietos, kur magnetinių laukų linijos kerta regimąjį Saulės paviršių.

Kaip ir vainike, šios magnetinės linijos sulaiko medžiagą. Tačiau šiuo atveju medžiagos sulaikymas reiškia mažiau efektyvų judėjimą, nes tai trukdo likusiame Saulės plote vykstančiai konvekcijai ir dėl to šios sritys atvėsta ir tampa atitinkamai tamsesnės. Kas vyksta po Saulės paviršiumi, nėra taip gerai suprasta.

Manoma, kad magnetinį lauką kuria procesas panašus į dinamą. Tai yra, konvekcijos būdu judanti Saulės medžiaga po regimuoju paviršiumi paverčia dalį to judėjimo į magnetinį lauką. Vis dėlto, tai yra sudėtingas procesas, nes konvekcija vyksta visoje Saulės išorinėje dalyje, tačiau dinamą kuriančios srovės paviršiuje pasireiškia tik palyginus nedideliu dėmių skaičiumi. Dėmių skaičius ir dydis kinta kvazistacionariai, 11 metų ciklu.

Maždaug trečdalio Saulės spindulio gylyje konvekcijos, kaip energijos pernašos mechanizmo dominavimas baigiasi. Prie tų sluoksnių Saulės magnetinis laukas yra žiedo, tiksliau toroido formos, ir magnetinis lauko kryptys jame yra tiek išilgai žiedo apskritimo, tiek skersai aplink žiedo apskritimo liniją. Dėl diferencinio Saulės sukimosi (skirtingi Saulės sluoksniai sukasi apie ašį skirtingu greičiu), magnetinio lauko dalis tenkanti toroidui ir panašiam į Žemės polinės struktūros laukui cikliškai kinta.

Ir būtent tada, kai toroidui tenkanti dalis būna didžiausia, stebimas aktyvumo maksimumas ir šio lauko linijos kerta Saulės regimąjį paviršių dėmių pavidalu. Taip pat dėl to paties diferencinio sukimosi šios magnetinio lauko linijos pinasi ir dėl to gali efektyviai nutrūkti, taip sukurdamos jau aukščiau minėtus žybsnius ir išmesti Saulės masę į tarpplanetinę erdvę.

Tai – itin supaprastintas Saulės magnetizmo modelis. Norint tiksliai modeliuoti ir prognozuoti kataklizminius iš to kylančius reiškinius, reiktų itin tiksliai žinoti ir modeliuoti judėjimus, vykstančius Saulėje nuo giliausių jos sluoksnių iki išorės, puikiai suprasti medžiagos savybes ir joje vykstančius procesus nuo Saulės gelmių iki vainiko. Tad, viena vertus, kol kas to atlikti negalime, tačiau antra vertus, tai yra stiprus stimulas įvairiomis kosminėmis misijomis tirti Saulėje vykstančius reiškinius.

Platesniame, kitų žvaigždžių, kontekste, svarbu suprasti, kiek tipiški tokie magnetiniai laukai yra. Čia svarbūs komponentai yra konvekcija ir sukimasis. Konvekcija išoriniuose sluoksniuose būdinga santykinai vėsioms žvaigždėms, iki 10 000 K stebimo paviršiaus temperatūros. Karštesnės žvaigždės gali turėti magnetinius laukus, tačiau tik tokiu atveju, jei jas sudaranti medžiaga jau buvo įmagnetinta, tai yra, jau jas suformavęs dujų debesis pasižymėjo magnetiniu lauku ir jis buvo „įšaldytas“.

Be konvekcijos dinama negali veikti, tad naujo magnetinio lauko tokios žvaigždės kurti negali. Vėsesnėse, nei~ 3300 K žvaigždėse konvekcija vyksta iki pat centrinės dalies, tačiau Saulės tipo dinamai svarbus ryšys tarp konvektyvių išorinių sluoksnių ir nekonvektyvaus branduolio, tad ten magnetinių laukų generavimas vyksta kiek kitaip.

Taip pat, Saulės tipo dinamai reikalingas sukimasis, tad žvaigždės turi palyginus greitai suktis aplink savo ašį. Taip dažniausiai ir būna, nes žvaigždę suformavęs debesis greičiausiai daugiau ar mažiau sukosi ir šio debesies kampinio sukimosi momentas tampa žvaigždės sukimosi pagrindu. Kadangi žvaigždės papildomai neįsisuka, tai yra, negauna papildomo sukimosi momento, o dalis jo virsta magnetiniu lauko energija, kaip ir reikėtų tikėtis, jaunos žvaigždės sukasi kiek greičiau ir dažniausiai pasižymi stipriais magnetiniais laukais.

Tokios vėsios žvaigždės evoliucijos metu anksčiau ar vėliau, priklausomai nuo savo masės, virsta raudonosiomis milžinėmis ir jų spindulys drastiškai išsiplečia. Tokios žvaigždės vis dar gali generuoti magnetinius laukus, tačiau jų generavimą gerokai apsunkina padidėjęs spindulys. Kampinio sukimosi momentas lieka praktiškai nepakitęs, tačiau turi sukti gerokai didesnį objektą, tad sukimasis tampa lėtesnis ir magnetiniai laukai gerokai susilpnėja.

Nors Saulės tipo dinama yra bene efektyviausias magnetinio lauko generavimo mechanizmas, verčiantis žvaigždės sukimąsi magnetiniu lauku, gerokai mažesnio mastelio procesai taip pat įmanomi. Kol žvaigždėje vyksta konvekcija, medžiaga chaotiškai, turbulentiškai juda. Ši judanti medžiaga dėl didelių temperatūrų yra jonizuota, tad, turi krūvį, o judanti krūvį turinti medžiaga kuria magnetinį lauką ir gali generuoti lokalias ir laikinas mažo mastelio dinamas. Aišku, tokie reiškiniai yra gerokai mažesni, nei globalaus dydžio Saulės tipo dinama, tačiau leidžia paaiškinti magnetinį lauką vėsiausiose žvaigždėse, kurių branduolio konvektyvumas leidžia atmesti Saulės tipo dinamos egzistavimą.

Vis dėlto, dar turime daug suprasti apie magnetinius reiškinius žvaigždėse, ir ypač – Saulėje. Modeliuojant magnetinius reiškinius, reikia atlikti itin sudėtingus hidrodinaminių ir magnetinio lauko lygčių (kartu vadinamų magnetohidrodinaminėmis) skaičiavimus.

Tai reiškia, kad reikalingi skaičiavimai trimatėje erdvėje, kintant laikui. O tam reikia ne tik medžiagos būseną aprašančių parametrų (pavyzdžiui, slėgio ir temperatūros), jos judėjimą (dar trys greičio vektoriaus komponentės), bet ir magnetinio lauko vektorių (dar trys komponentės).

Tad, būtini 8 parametrai keturmatėje erdvėje. Nesunku paskaičiuoti, kad jei vienas reikiamo tikslumo skaičius užima 32 bitus, o vienam modelio taškui aprašyti reikia 7 tokių skaičių, tai yra 28 baitai informacijos. Tarkime, neblogame namų kompiuteryje yra 32 gigabaitai atminties. Joje tilptų kiek daugiau, nei milijardas tokių taškų. Bet jie turi charakterizuoti trimatę erdvę, tad tokių duomenų kubas būtų vos kiek geriau, nei 1000×1000×1000 taškų.

Laiko erdvė šiuo atveju nėra ribojanti, nes modelio momentines struktūras galima išsaugoti vieną po kitos. Retorinis klausimas – ar tokios skyros užtektų modeliuoti magnetohidrodinaminius procesus nuo Saulės gelmių iki išorės, ar to pakaktų išskirti Saulės vainiko struktūrą? Šių procesų supratimas ir modeliavimas yra itin sudėtingas ir reikalauja didžiulių kompiuterinių resursų. Vis dėlto, kasdieniam mūsų gyvenimui gresiantys Saulės magnetinio aktyvumo protrūkiai Žemę kartais pasiekia, todėl tai yra ir įdomi, ir aktuali tyrinėjimų tema.

J. Klevas