Głębokie minimum słoneczne 2008 - 2009

[TomIR]

Dzięki pracy naukowców możemy poznać prawdopodobną przyczynę występowania głębokich minimów słonecznych, jak to
ostatnie z lat 2008 - 2009, podczas którego nie obserwowaliśmy prawie żadnych plam.

           Powszechnie wiadomo, że aktywność słoneczna podlega okresowym zmianom. Po burzliwym okresie maksimum słonecznego,
podczas którego nasza gwiazda usiana jest obszarami o obniżonej temperaturze (a więc także jasności w stosunku do otoczenia)
stanowiącymi ujście silnych pól magnetycznych (zwiemy je plamami słonecznymi), Słońce powoli uspokaja się.
Liczba pojawiających się plam jest coraz mniejsza a one same pojawiają się coraz bliżej słonecznego równika. Po okresie względnego
spokoju na tarczy pojawiać się zaczynają nowe plamy, tym razem w okolicach zwrotnikowych, o odmiennej polarności zwiastujące nadejście
nowego cyklu słonecznego. Liczba plam i rozbłysków rośnie, aż Słońce dociera do kolejnego maksimum. Dlaczego tak się dzieje?
Występowanie średnio 11 letniego cyklu aktywności słonecznej (notowano cykle tak krótkie, jak 9 letnie i długie na 14 lat) tłumaczy się istnieniem
w naszej gwieździe strumieni plazmy krążącej południkowo od obszarów zwrotnikowych (przy powierzchni) w kierunku biegunów, gdzie materia
wciągana jest w głąb gwiazdy. Następnie wędruje ona we wnętrzu Słońca w kierunku przeciwnym i „wypływa” w rejonach równikowych. Owo krążenie materii
słonecznej nazwano Wielkim Pasem Transmisyjnym (ang. Great Conveyor Belt – na rysunku zaznaczony czarnymi liniami) na wzór ziemskiej cyrkulacji oceanów.



          Stare plamy wciągane są pod powierzchnię gdzie silne pola magnetyczne słonecznego dynama „ładują ich akumulatory” (słońce generuje pole magnetyczne
dzięki temu, że różne jego części obracają się wokół osi gwiazdy z różną prędkością a materia słoneczna – plazma – jest dobrym przewodnikiem).
Pod wpływem działania silnych pól plazma plamy słonecznej staje się bardziej wyporna od otoczenia i wypływa na powierzchnię. Cały cykl wędrówki plam do
wnętrza Słońca trwa 22 lata (tzw. cykl Halego). Wędrówki plam słonecznych ładnie obrazuje tzw. diagram motylkowy oparty na przewidywaniach prawa Spörera.
Nazwa bardzo dobrze oddaje jego wygląd:

[TomIR]

          W przypadku ostatnich cykli słonecznych Pas był niezawodny. Pomiędzy cyklem 23 a 24 miało być jednak inaczej. 4 stycznia 2008 roku zaobserwowano
pierwszą plamę 24 cyklu aktywności słonecznej. Przewidywano że, jak zwykle, zwiastuje to szybki wzrost aktywności słonecznej na drodze do kolejnego
maksimum, którego wystąpienie przewidywano na koniec roku 2011 / połowę 2012. Ku zaskoczeniu naukowców (i amatorskich miłośników obserwacji Słońca)
plamy słoneczne prawie całkowicie znikły z tarczy na prawie dwa lata (2008-2009). Przy średniej liczbie dni bez plam słonecznych dla typowego minimum
równej ok. 480, od 2004 naliczono aż 820 takich dni, z czego 526 przypadło właśnie na lata 2008-2009. Dopiero z początkiem roku 2010 plamy zaczęły pojawiać się
oraz częściej sygnalizując, że nasza dzienna gwiazda wreszcie budzi się do życia. W 2010 roku naliczono tylko 51 dni bez plam słonecznych.



          Na pokazanym wcześniej diagramie motylkowym widać jak wraz z rozwojem cyklu słonecznego plamy pojawiają się coraz bliżej równika.
Po nadejściu minimum plamy nowocyklowe znów pojawiają się w rejonach zwrotników a cały proces się powtarza. Podczas gdy „motylki” poprzednich cykli wyraźnie
zachodzą na siebie, to pomiędzy 23 a 24 cyklem widzimy dziurę – to właśnie lata 2008 i 2009 prawie całkowicie pozbawione plam słonecznych.
Naukowcy długo zastanawiali się co jest przyczyną takiego spowolnienia w rozwoju 24 cyklu aktywności. Nad tym zagadnieniem pracowali także
naukowcy z Indian Institute of Science Education and Research w Kalkucie, którym przewodził Dibyendu Nandi. Grupa postanowiła stworzyć nowy
model słonecznego dynama, mający na celu wykazać co ma wpływ na długość i głębokość słonecznego minimum.
Głównym podejrzanym został oczywiście Wielki Pas Transmisyjny. Naukowcy postanowili sprawdzić jaki wpływ na minimum słoneczne ma prędkość
strumieni plazmy w Pasie podczas poprzedzającego go maksimum. Przeprowadzili oni symulacje przebiegu cykli słonecznych (obrazowane m.in. za
pomocą takich diagramów, jak ten powyżej) dla różnych prędkości Pasa Transmisyjnego – od 15 m/s (poniżej średniej) aż do 30 m/s (powyżej średniej).
W sumie zbadano przebieg ponad 210 symulowanych cykli słonecznych. Przyglądano się m. in. zmianom prędkości Pasa, prędkości z jaką plamy wędrują
ku równikowi wraz z postępem cyklu (jest to obrazowane przez kąt nachylenia „motylich skrzydeł” na diagramie), a także pokrywanie się plam
staro- i nowocyklowych, co sygnalizuje o ilości dni bez plam podczas minimum.

          Ciekawym odkryciem był fakt, że odstęp pomiędzy „motylkami”, a więc długość minimum, nie zależy od prędkości przepływu słonecznej plazmy w Pasie
Transmisyjnym podczas tego minimum. Podobnie słabo od tej prędkości zależy natężenie pól magnetycznych w rejonach biegunowych (podczas minimum
silne, a maksimum słabe). Zamiast tego, okazało się, że głębokość minimum słonecznego i czas jego trwania są powiązane z prędkością Pasa podczas
poprzedniego minimum. Ustalając prędkość przepływu plazmy na powyżej średniej podczas jednego minimum, uzyskiwano długie i głębokie następne.
Dla małych prędkości  - odwrotnie. Zauważono też, że do  głębokich minimów słonecznych przyczynia się różnica między pierwszą a drugą połówką cyklu.
Szybki Pas Transmisyjny we wczesnym stadium cyklu w połączeniu z jego spowolnieniem po okresie maksimum skutkuje głębokim minimum w następnym cyklu.
Do ogólnego spadku ilości plam słonecznych dokłada się także słabsze niż zwykle pole magnetyczne w rejonach biegunowych naszej gwiazdy.

          Okazuje się więc, że przyczyna tak głębokiego minimum pomiędzy cyklem 23 a 24 mogła tkwić już w latach 90. gdy rozpoczynał się 23 cykl aktywności słonecznej.
Historia mogła wyglądać następująco: podczas minimum słonecznego pomiędzy 22 a 23 cyklem aktywności prędkość Wielkiego Pasa Transmisyjnego wzrosła.
„Magnetyczne zwłoki” plam kończącego się właśnie 22 cyklu zostały szybko wciągnięte w głąb Słońca, gdzie miały „podładować akumulatory” na przyszły cykl.
Mogłoby się wydawać, że takie zjawisko będzie sprzyjać dużej liczbie plam w przyszłości. Było jednak na odwrót. Szybkie przejście przez „strefę ładowania” spowodowało,
że plam było mniej, bo zbyt krótko były poddane działaniu silnych pól słonecznego dynama. Maksimum 23 cyklu wykazało niższe średnie liczby plam od cyklu 22.
Później, po roku 2000, Pas zwolnił. Niewiele jednak pomogło to w przywróceniu równowagi naruszonej przez wcześniejsze przyspieszenie.
Magnetyczne resztki plam 23 cyklu niewiele skorzystały na pobycie we wnętrzu Słońca. W taki oto sposób zaburzenia prędkości Pasa Transmisyjnego przed 23
cyklem znacznie opóźniły pojawianie się dużych ilości plam cyklu 24.



          Czy obecne głębokie minimum było czymś niezwykłym? Dzięki datowaniu radiowęglowemu (ilość izotopu węgla ¹⁴C zależy także od aktywności słonecznej)
można ustalić okresy obniżonej aktywności słonecznej, takie jak minimum Oorta (1010-1050), minimum  Wolfa (1280-1350), a także minimum Spörera (1460-1550)
oraz słynne minimum Maundera (1645-1715), znane pod wspólną nazwą małej epoki lodowcowej (ze względuna obniżoną w tym okresie średnią roczną temperaturę
na Ziemi, co próbuje się powiązać z owymi minimami), aż wreszcie minimum Daltona (1790-1820). Były to trwające po kilkadziesiąt lat spadki średniej liczby plam
charakteryzujące się bardzo słabymi maksimami, przy czym podczas minimum Maundera plamy stały się bardzo rzadkim zjawiskiem. Obecnie, po bardzo optymistycznych
prognozach na następny cykl z 2007/2008 roku, naukowcy wspominają o dużo słabszym maksimum. Maksimum 24 cyklu, wg ostatnich obliczeń, ma przypaść na maj
2013 roku ze średnią liczbą Wolfa równą 90 – najniższą od 1928 roku, w którym miało miejsce maksimum 16 cyklu (średnia liczba Wolfa równa 76). Czy nadchodzące
słabe maksimum jest zapowiedzią kolejnego długotrwałego minimum? Zobaczymy. Na pewno model indyjskich naukowców pozwoli nam stawiać dokładniejsze prognozy.
Będą one możliwe dzięki zaawansowanym instrumentom badawczym sondy Solar Dynamics Observatory (m.in. HMI - Helioseismic and Magnetic Imager  -  pozwalającemu
badać wnętrze Słońca). Dane uzyskane z SDO w połączeniu z nowym modelem zachowania Słońca mogą stać się potężnym narzędziem w rękach heliofizyków
pragnących przewidywać aktywność Słońca daleko w przyszłości.

[Szaniu]

Dzięki TomIR. Bardzo ciekawy tekst.