Czy pasma materii poruszające się przez około 19 lat na Słońcu sterują cyklem słonecznym?
Rozpiętość jasnych obszarów w paśmie rentgenowskim pomiędzy 2012 a 2013 rokiem / Credits - NASA/SDO/GoddardŚrednio co 11 lat następuje kolejne maksimum słoneczne, w trakcie którego na Słońcu obserwuje się więcej obszarów aktywnych. Nie jest to jednak stała wartość – dane historyczne podają zakres od 9 do 14 lat. Jednak wciąż mało wiemy o mechanizmie regulującym tę zmienność oraz „siłę” maksimów słonecznych.
Heliofizycy wciąż nie potrafią wyjaśnić mechanizmu powstawania plam słonecznych, ich migracji (w sensie postępującego cyklu słonecznego) oraz indywidualnego ruchu. Zrozumienie tego mechanizmu powinno pomóc w lepszej prognozie aktywności cyklu słonecznego.
Obecnie duża część heliofizyków uważa, że na Słońcu istnieją dwa symetryczne „taśmociągi” materii, znajdujące się po obu stronach równika. Jedna z teorii głosi, że wraz z ruchem tego „taśmociągu” następuje pojawianie się plam słonecznych, jednak nie jest w stanie wyjaśnić kwestii pojawiania się plam słonecznych (poniżej 30 stopni szerokości), nie wyjaśnia zmian polaryzacji magnetycznej obszarów aktywnych dla różnych cykli oraz nie wyjaśnia dużej zmienności czasowej kolejnych cykli.
Nowa publikacja naukowa, którą napisała grupa pod kierownictwem Scotta McIntosh’a z amerykańskiego National Center for Atmospheric Research, może być dużym krokiem ku zrozumieniu zmienności cykli słonecznych. W swojej pracy zespół wykorzystał między innymi obrazy z satelity Solar Dynamics Observatory (SDO), obserwującego Słońce na różnych falach w zakresie od rentgenowskiego po widzialne. W tych obserwacjach skupiono się na obszarach o dużej jasności na krótkich zakresach fal, które okazały się być powiązane z rejonami „zbilansowanymi magnetycznie”, czyli o lokalnym polu magnetycznym. Obszary zostały nazwane „g-nodes”, gdyż okazało się, że mają one wielkość nawet porównywalną z średnicą Jowisza.
Łącznie zespół McIntosh’a przeanalizował 18 lat ruchu „g-nodes”, czyli okresu dłuższego niż pełen cykl słoneczny. Okazało się, że te obszary pojawiają się od 55 stopnia szerokości heliograficznej, co jednoznacznie wykazuje także powstawanie lokalnych pól magnetycznych tak daleko od równika i znacznie dalej niż obserwuje się plamy słoneczne. Co więcej, te „g-nodes” występują w pasmach, które z czasem przesuwają się ku równikowi, a na Słońcu zwykle są cztery zestawy takich pasm, po dwa na każdą półkulę. Pasma mają inną polaryzację magnetyczną.
Gdy dwa z takich pasm zbliżą się do równika, ich polaryzacja magnetyczna zacznie się znosić i pasma powoli zanikają, Proces ruchu pasm od powstania na dużych szerokościach do zaniknięcia w okolicach równika trwa około 19 lat, ale może to być od 16 do 21 lat. Oznacza to, że 11 letni cykl aktywności słonecznej jest tylko „wizytówką” dłuższego cyklu słonecznego, związanego z pasmami „g-nodes”.
Ruch pasm w kierunku równika / Credits – NASA
Zespół McIntosh’a sugeruje, że na Słońcu są dwa mechanizmy transportu materii, które wymagają dalszych studiów. Granica pomiędzy tymi dwoma obszarami to prawdopodobnie około 55 stopni szerokości heliograficznej.
Ta publikacja sugeruje, że dla obecnego cyklu słonecznego okres minimum rozpocznie się w 2017 roku, a pierwszych plam nowego cyklu można się spodziewać około 2019 roku. W międzyczasie możliwe będzie obserwowanie zbliżającego się pasma „g-nodes”, które będzie powiązane z przyszłym cyklem słonecznym – oczywiście, o ile praca zespołu pod kierownictwem Scotta McIntosh’a rzeczywiście opisuje proces powstawania obszarów aktywnych na Słońcu.
(NASA)
Źródło: Kosmonauta.net
Przeczytaj więcej:
