Wiatr słoneczny

Wiatrem słonecznym nazywamy strumienie wysokoenergetycznych cząstek (protonów oraz elektronów) z pola magnetycznego Słońca, wyrzucane podczas różnych reakcji w magnetosferze.

Już kilka wieków temu obserwowano zaburzenia w magnetosferze gwiazdy naszego układu słonecznego. Burze magnetyczne powiązano ze znalezieniem się znacznej ilości plam słonecznych w pobliżu południka centralnego tej gwiazdy. Ale dopiero w XX wieku stwierdzono, że Słońce wysyła ciągłe promieniowanie (korpuskularne) w kierunku Ziemi. Odkrycia tego dokonał w 1951 roku Niemiec, L. Bierman, opierając swoją hipotezę na obserwacjach komet, których warkocze były zawsze skierowane do Słońca.

W 1958 roku, amerykański naukowiec E.N. Parker dowiódł (teoretycznie), że korona (najbardziej zewnętrzna warstwie) słoneczna musi być aktywna, i to rozszerza się stale, a jej prędkość może przekraczać lokalną prędkość dźwięku, co przekłada się na to, że w okolicach orbity ziemskiej prędkość ta może równać się około 300 km/s. Do potwierdzenia obecności wiatru słonecznego posłużyły obserwacyjne próbniki (sondy) radzieckie: Łuna 2 i Łuna 3 (lata 1959-60), natomiast jako pierwsza dowodów dostarczyła amerykańska sonda Mariner 2 (w 1962 roku). Zebrane informacje pomogły w potwierdzeniu hipotez o bardzo dużej prędkości wiatru słonecznego w pobliżu naszej planety.

Dane dotyczące wiatru słonecznego w płaszczyźnie ekliptyki pomiędzy orbitami sąsiadujących z Ziemią planet Wenus i Marsa gromadzi się na podstawie informacji przekazywanych przez sondy kosmiczne. Obserwując zaćmienia i migotania (scyntylacji) źródeł promieniowania radiowego oraz dokonując pomiarów ech radarowych można stwierdzić nieregularność wiatrów słonecznych w czołowym sąsiedztwie naszej gwiazdy. Informacje o własnościach obszarów znajdujących się dalej od płaszczyzny ekliptyki można uzyskać poprzez:

• badanie/obserwację warkoczy komet czyli gazowych strumieni, które są wyrzucane z jądra komety poprzez działanie wiatru słonecznego (pomagało to ustalić wielkość składowej nieradialnej prędkości wiatru słonecznego)
• analizę modulacji promieniowania kosmicznego docierającego do naszej planety (czyli wpływ prędkości/siły wiatru słonecznego na przestrzeń międzyplanetarną)

Wszelkie parametry opisujące wiatr słoneczny ulegają ciągłym dynamicznym zmianom, także w okresie "Spokojnego Słońca". Niemniej jednak nawet podczas szczytowej aktywności Słońca prędkość wiatru słonecznego jest średnio większa a jego temperatura wzrasta (porównaj tabela).

Tab.1 Dane o wietrze słonecznym w okolicy Ziemi

Materia wyrzucana przez koronę słoneczną ulega całkowitej jonizacji, co spowodowane jest jej ogromną temperaturą. Zarówno prędkości, jak i temperatury elektronów i jonów w podstawie korony są takie same. Powoduje to różnicę wartości przewodnictwa termicznego (przewodnictwo elektronów jest znacznie wyższe niż jonów, chociaż obie cząstki rozchodzą się w przestrzeni kosmicznej identycznie), tak samo w przypadku temperatury na orbicie okołoziemskiej.

Zaobserwowano liczne analogie w składzie chemicznym Słońca i wiatru słonecznego, mianowicie protony i cząstki alfa, jony tlenu, węgla, azotu, neonu, argonu, z czego hel to 4,5% całkowitej liczby protonów, podczas gdy jony pierwiastków cięższych stanowią niespełna 0,5%. Szacuje się, że tylko w ciągu jednej sekundy wraz z wiatrem słonecznym uchodzi ze Słońca około 5 mln. Ton materii. Jednak w skali ogólnej masy tej gwiazdy jest to ilość znikoma, toteż wiatr słoneczny nie wpływa na ewolucję Słońca w sposób znaczący. Do tej pory mogło ono stracić najwyżej 5e-4% swojej całkowitej masy.

Ruch obrotowy Słońca determinuje dwie składowe prędkości wiatru słonecznego: radialną i azymutalną (zakładamy, że jest to zjawisko sferycznie symetryczne do Słońca). Nie wydaje się także, by materia przepływała z jednej płaszczyzny równika na drugą, gdyż nie zaobserwowano asymetrii północ- południe.

Pole magnetyczne zostaje "wzniesione" w przestrzeń kosmiczną przez wiatr słoneczny. Dzieje się tak, ponieważ istnieje ogromne przewodnictwo elektryczne plazmy korony słonecznej. Takie pole zostaje "wmrożone" w palący się gaz. Dodatkowo ruch obrotowy Słońca jest przyczyną zawijania się linii sił pola magnetycznego w przestrzeni kosmicznej. Kierunek pola magnetycznego w pobliżu orbity ziemskiej tworzy z radialnym kierunkiem kąt o mierze pi/4 lub 5pi/4. Innymi słowy, pole zachowuje kształt, za to gwałtownie zmienia kierunek, co prowadzi to utworzenia się jednobiegunowych sektorów.

Wiatr słoneczny, który płynie z prędkością ponaddźwiękową, "unosi'" słoneczne pole magnetyczne, przez co doprowadza do powstania oddziaływań z ziemskim polem magnetycznym, zmieniając tym samym kształt ziemskiej magnetosfery. W wyniku zderzeń cząstek z polem magnetycznym tej planety, powstaje fala uderzeniowa, która prowadzi do zmiany kierunku cząstek oraz do zmiany ich prędkości (co z kolei powoduje wzrost ich gęstości oraz temperatury). Wzajemne oddziaływania wiatru słonecznego z magnetosferą powoduje powstanie wielu zjawisk, które można zaobserwować wprost na Ziemi. Zalicza się do nich m.in. zorze polarne oraz burze magnetyczne. Wszelkie prace badawcze dotyczące wiatru słonecznego pozwalają lepiej zbadać właściwości nie tylko Słońca , ale także przestrzeni kosmicznej w naszym najbliższym otoczeniu, co z kolei może przysłużyć się do odkrycia sposobów utraty przez gwiazdy materii (chodzi tu przede wszystkim o gwiazdy późnych typów widmowych). W ten sposób może uda się rozwiązać przynajmniej niektóre problemy dotyczące ewolucji gwiazd.