Πώς σχετίζονται η θερμοκρασία και το μαγνητικό πεδίο στις ηλιακές κηλίδες;
Ο Ήλιος μας είναι ένα τεράστιο εργαστήριο για τη μελέτη της αλληλεπίδρασης μεταξύ κινούμενου πλάσματος και μαγνητικών πεδίων. Όλα τα φαινόμενα που συνδέονται με την ηλιακή δραστηριότητα, όπως οι εκλάμψεις, οι προεξοχές, οι στεφανιαίες θηλιές, οι κεφαλές και οι ηλιακές κηλίδες αποτελούν εκδηλώσεις αυτής της αλληλεπίδρασης.
Από αυτές, οι ηλιακές κηλίδες (Εικ. 1) ήταν οι πρώτες που ανακαλύφθηκαν και είναι στην πραγματικότητα τα πρώτα αστροφυσικά αντικείμενα όπου βρέθηκαν μαγνητικά πεδία.
Οι ηλιακές κηλίδες είναι πιο σκοτεινές από το περιβάλλον τους επειδή ένα ισχυρό μαγνητικό πεδίο αναστέλλει την υποεπιφανειακή μεταφορά που μεταφέρει θερμότητα στην ηλιακή επιφάνεια. Το μαγνητικό πεδίο είναι σχεδόν κατακόρυφο στο κεντρικό πιο σκοτεινό μέρος μιας ηλιακής κηλίδας, την umbra , ενώ είναι κεκλιμένο στο εξωτερικό νηματώδες τμήμα, penumbra . Μια σχέση μεταξύ του μαγνητικού πεδίου και της φωτεινότητας (ή της θερμοκρασίας) στις ηλιακές κηλίδες προβλέφθηκε για πρώτη φορά από τη θεωρία:Οι περιοχές με ισχυρότερο μαγνητικό πεδίο πρέπει να είναι πιο σκοτεινές και ψυχρότερες από αυτές με ασθενέστερο πεδίο. Αυτό το πρόβλημα διερευνήθηκε εκτενώς τόσο θεωρητικά όσο και μέσω παρατηρήσεων.
Το μεγαλύτερο ευρωπαϊκό ηλιακό τηλεσκόπιο GREGOR (Schmidt et al., 2012), που βρίσκεται στην Τενερίφη, χρησιμοποιήθηκε πρόσφατα για τη μέτρηση της σχέσης θερμοκρασίας - μαγνητικού πεδίου σε τρεις μεγάλες ηλιακές κηλίδες, αξιοποιώντας την εξαιρετική χωρική ανάλυση και την υψηλή μαγνητική ευαισθησία στην υπέρυθρη φασματική περιοχή περίπου λ =1565 nm. Ήταν δυνατό να μετρηθεί αυτή η σχέση χωριστά για ομπρέλες, μισογέφυρες και φωτεινές γέφυρες (φωτεινά χαρακτηριστικά με μειωμένο μαγνητικό πεδίο, ενσωματωμένα μέσα στις ομπρέλες).
Τα αποτελέσματα που φαίνονται στο Σχ. 2 έχουν τη μορφή γραφικής παράστασης διασποράς της έντασης του μαγνητικού πεδίου σε σχέση με την ένταση (θερμοκρασία) σε όλες τις θέσεις μέσα στις τρεις ηλιακές κηλίδες. Οι διακυμάνσεις της θερμοκρασίας και του μαγνητικού πεδίου σε δομές μικρής κλίμακας προκαλούν μεγάλη διασπορά σημείων, ωστόσο, οι μέσες τιμές δείχνουν τάσεις στη σχέση θερμοκρασίας - μαγνητικού πεδίου που είναι πολύ παρόμοιες στην ομπρέλα, τις φωτεινές γέφυρες και τα εσωτερικά μέρη της ημισφαίρας. Αυτό υποδηλώνει ότι η αλληλεπίδραση μεταξύ κινούμενου πλάσματος και μαγνητικού πεδίου, μια αιτία ψύξης των ηλιακών κηλίδων, έχει τον ίδιο χαρακτήρα σε εκείνα τα μέρη των ηλιακών κηλίδων όπου το μαγνητικό πεδίο δεν απέχει πολύ από το κατακόρυφο.
Η τάση είναι διαφορετική στον εξωτερικό ημισφαίριο, όπου το μαγνητικό πεδίο μειώνεται αρκετά γρήγορα. Αυτό υποδηλώνει μια πολύπλοκη δομή του μαγνητικού πεδίου στο ημισφαίριο, που αποτελείται από δύο διαφορετικά συστήματα γραμμών μαγνητικού πεδίου – μια λεγόμενη αλληλένδετη χτένα δομή (Thomas &Weiss, 2008). Το πρώτο σύστημα έχει ένα ισχυρότερο και πιο κατακόρυφο πεδίο και είναι συνηθισμένο για την ομπρέλα, τις ελαφριές γέφυρες και την εσωτερική ημίσφαιρα. Στον εξωτερικό ημίσφαιρο κυριαρχεί το δεύτερο, ασθενέστερο και πιο οριζόντιο σύστημα πεδίου, γεγονός που εξηγεί την πτώση της έντασης του μαγνητικού πεδίου.
Οι σύγχρονες μέθοδοι αριθμητικών προσομοιώσεων που βασίζονται σε ακτινοβολικούς μαγνητοϋδροδυναμικούς κώδικες είναι ικανές να δημιουργήσουν μια συνθετική ηλιακή κηλίδα (Rempel, 2012) πολύ παρόμοια με τα παρατηρούμενα σημεία και χωρίς όργανα που υποβαθμίζουν τις παρατηρήσεις. Μια σύγκριση της παρατηρούμενης σχέσης θερμοκρασίας - μαγνητικού πεδίου με αυτή που προέρχεται από τη συνθετική ηλιακή κηλίδα φαίνεται στο Σχ. 3. Οι πυκνότητες διασποράς που λαμβάνονται από παρατηρήσεις απεικονίζονται με περιγράμματα, ενώ τα σύννεφα κλίμακας του γκρι αντιπροσωπεύουν τα αντίστοιχα συνθετικά δεδομένα. Μπορεί να φανεί ότι τόσο στην ομπρέλα όσο και στην ημιάνυδρο, το παρατηρούμενο μαγνητικό πεδίο είναι ασθενέστερο και η θερμοκρασία υψηλότερη.
Η υψηλή θερμοκρασία μπορεί να εξηγηθεί από το φως που διαχέεται στην ατμόσφαιρα της Γης, το οποίο αυξάνει ψευδώς την παρατηρούμενη ένταση. Από την άλλη πλευρά, επίσης οι προσομοιώσεις μπορεί να υποτιμούν τη συνθετική ένταση και θερμοκρασία. Ο λόγος για τον οποίο παρατηρούμε ένα ασθενέστερο μαγνητικό πεδίο είναι η χωρική ανάλυση, η οποία είναι κατά 30 χειρότερη από ό,τι στις προσομοιώσεις. Τα χαρακτηριστικά με εξαιρετικά ισχυρό μαγνητικό πεδίο που εμφανίζονται στα συνθετικά δεδομένα είναι πολύ μικρά για να παρατηρηθούν.
Μια σχετικά απλή μελέτη της σχέσης θερμοκρασίας - μαγνητικού πεδίου είναι συμπληρωματική με τις εξελιγμένες μεθόδους φασματοπολωμετρικής ανάλυσης και αριθμητικών προσομοιώσεων που χρησιμοποιούνται επί του παρόντος για τη μελέτη των ηλιακών κηλίδων. Ωστόσο, μπορεί να χρησιμεύσει για την επαλήθευση των αποτελεσμάτων τους και ακόμη και για την προσθήκη ορισμένων νέων λεπτομερειών.
Αναφορές:
- Rempel, M.:2012, Αριθμητικά μοντέλα ηλιακών κηλίδων:ανθεκτικότητα φωτοσφαιρικής ταχύτητας και δομής μαγνητικού πεδίου. The Astrophysical Journal, 750, 62.
- Schmidt, W., von der Lühe, O., Volkmer, R., et al.:2012, The 1,5 meter solar telescope GREGOR, Astronomische Nachrichten, 333, 796.
- Thomas, J.H. &Weiss, N.O.:2008, Sunspots and Starspots. Cambridge University Press, Cambridge.
Αυτά τα ευρήματα περιγράφονται στο άρθρο με τίτλο The Temperature – Magnetic Field Relation in Observed and Simulated Sunspots, που δημοσιεύεται στο περιοδικό Solar Physics , τόμ. 292, άρθρο 188 (Δεκέμβριος 2017). Επικεφαλής αυτής της εργασίας ήταν ο Michal Sobotka από το Αστρονομικό Ινστιτούτο της Τσεχικής Ακαδημίας Επιστημών μαζί με τον Reza Rezaei από το Instituto de Astrofísica de Canarias.
