Aurora Borealis. Τι είναι ο ηλιακός άνεμος και η επίδρασή του στη Γη
Ο ήλιος εκτοξεύει ακατάπαυστα πλάσμα, αποτελούμενο κυρίως από πρωτόνια και ηλεκτρόνια, προς όλες τις κατευθύνσεις, μορφοποιώντας την ηλιόσφαιρα, μια τεράστια φυσαλίδα που περιβάλει το ηλιακό σύστημα.
Οι ιδιότητές του ηλιακού ανέμου δεν είναι σταθερές. Το στέμμα, το εξωτερικό στρώμα του ήλιου, φτάνει σε θερμοκρασίες που φτάνουν στους 2.106 Κ. Σε αυτές τις θερμοκρασίες, η βαρύτητα του ήλιου δεν μπορεί να συγκρατήσει τα ταχέως κινούμενα σωματίδια του πλάσματος, με αποτέλεσμα να διαστέλλεται προς τον Μεσοπλανητικό Χώρο με την μορφή αστρικού ανέμου. Η ηλιακή δραστηριότητα μετατοπίζεται κατά την διάρκεια του 11-ετούς κύκλου του ήλιου, ώστε ο αριθμός των ηλιακών κηλίδων, τα επίπεδα της ακτινοβολίας και το εκτινασσόμενο υλικό να αλλάζουν με την πάροδο του hχρόνου. Αυτές οι μεταβολές επηρεάζουν τις ιδιότητες του ηλιακού ανέμου, συμπεριλαμβανομένων των μαγνητικών του ιδιοτήτων, της θερμοκρασίας, της πυκνότητας και της ταχύτητάς του. Ο ηλιακός άνεμος επίσης διαφοροποιείται ανάλογα με το μέρος του ήλιου από το οποίο προέρχεται και το πόσο γρήγορα περιστρέφεται αυτό.
Ο ηλιακός άνεμος είναι υπερηχητικός με μέση ταχύτητα περίπου 400 km/s (4.105m/s). Με αυτήν την ταχύτητα, μία ποσότητα πλάσματος χρειάζεται περίπου 4 ημέρες για να φτάσει από τον Ήλιο στη Γη. Ωστόσο στον ηλιακό άνεμο παρατηρούνται ροές δύο ταχυτήτων, έτσι ώστε να μιλάμε για αργό και για γρήγορο ηλιακό άνεμο.
Η ταχύτητα του ηλιακού ανέμου είναι μεγαλύτερη πάνω από τις Στεμματικές Οπές (δηλαδή τις σκοτεινές περιοχές του Ηλιακού Στέμματος – Coronal Holes) με τιμές που κυμαίνονται από 4.105 m/s έως 8.105 m/s. Η θερμοκρασία και η πίεση πάνω από τις στεμματικές οπές είναι χαμηλές και το μαγνητικό πεδίο ασθενές, ώστε οι δυναμικές μαγνητικές γραμμές προς το διάστημα να είναι ανοιχτές. Οι οπές αυτές εμφανίζονται στους πόλους και τα χαμηλά γεωγραφικά πλάτη και μεγιστοποιούνται όταν η ηλιακή δραστηριότητα βρίσκεται στο ελάχιστο. Οι θερμοκρασίες του γρήγορου ανέμου μπορούν να ανέλθουν στους 8.105 Κ. Είναι αρκετά σταθερός και χαρακτηρίζεται από χαμηλή μέση πυκνότητα (περίπου 3 ιόντα/cm3) στην 1AU. Περί το 4% των σωματιδίων του ανέμου είναι He.
Κατά το ηλιακό ελάχιστο, στην ζώνη γύρω από τον ισημερινό, και κατά το ηλιακό μέγιστο στις ενεργές περιοχές, ο ηλιακός άνεμος ταξιδεύει πιο αργά, με ταχύτητες που κυμαίνονται από 2,5.105 m/s έως 4.105 m/s. Οι θερμοκρασίες στον αργό άνεμο ανέρχονται στα 1,6.106 K. Η πυκνότητά του είναι 8 ιόντα/cm3 στη 1 AU και η πυκνότητα ροής του διπλάσια από αυτήν του γρήγορου ηλιακού ανέμου. Σε αντίθεση με τον γρήγορο ηλιακό άνεμο, ο αργός ηλιακός άνεμος είναι έντονα μεταβλητός και τυρβώδης.
Αλληλεπίδραση με την Γη
Παρόλο που ο ήλιος βρίσκεται σε απόσταση 149 εκατομμυρίων χιλιομέτρων από τη Γη, η ακατάπαυστη δραστηριότητά του έχει ως αποτέλεσμα μια διαρκή αλληλεπίδραση μαζί της, πέρα από το ορατό φως και την θερμότητα που της προσφέρει. Από τον σταθερό ηλιακό άνεμο ως τους απρόβλεπτους βομβαρδισμούς από τις ηλιακές εκλάμψεις (Solar Flares) και τις στεμματικές εκτοξεύσεις μάζας (Coronal Mass Ejection), η Γη αισθάνεται συχνά την δραστηριότητα της αστρικής της συντρόφου.
Καθώς ο άνεμος απομακρύνεται από τον ήλιο, μεταφέροντας ταχέως κινούμενα φορτισμένα σωματίδια, μεταφέρει «παγωμένο» το μαγνητικό πεδίο του ήλιου. Συνεπώς, ο μαγνητισμένος ηλιακός άνεμος πλάσματος, παρασύρει προς το διάστημα το Ηλιακό Μαγνητικό Πεδίο, σχηματίζοντας το Διαπλανητικό Μαγνητικό πεδίο. Κατευθυνόμενος προς όλες τις διευθύνσεις, φτάνει και στη Γη, περικυκλώνοντάς την συνεχώς και προκαλεί ορισμένα ενδιαφέροντα φαινόμενα.
Όταν η ύλη που μεταφέρει ο ηλιακός άνεμος φτάνει στην επιφάνεια ενός πλανήτη, η ακτινοβολία του μπορεί να προκαλέσει σοβαρή ζημιά σε κάθε ίχνος ζωής που πιθανόν υπάρχει εκεί. Το γήινο μαγνητικό πεδίο, λειτουργεί σαν ασπίδα, ανακατευθύνοντας το υλικό γύρω από τον πλανήτη, έτσι ώστε να ρέει πέρα από αυτόν. Η «δύναμη» του ηλιακού ανέμου, παραμορφώνει το μαγνητικό πεδίο της Γης, ώστε αυτό να συμπιέζεται προς την κατεύθυνση του ήλιου, δηλαδή στην ηλιόλουστη μεριά της Γης, και να επεκτείνεται προς την αντίθετη μεριά, εκείνην της νύχτας.
H μαγνητική προστατευτική ασπίδα της Γης. Τα σωματίδια του ηλιακού ανέμου
εκτρέπονται από αυτήν ώστε να μην φτάνουν στην Γη. Στην εικόνα φαίνεται το στάσιμο τοξοειδές κρουστικό κύμα (Bow Shock) που δημιουργείται, καθώς τα ταχέως κινούμενα σωματίδια του ηλιακού ανέμου επιβραδύνονται απότομα από την μαγνητόσφαιρα της Γης.
Μερικές φορές ο ήλιος εκτινάσσει μεγάλες ποσότητες πλάσματος με κολοσσιαίες εκρήξεις, γνωστές ως στεμματικές εκτοξεύσεις μάζας. Πιο συχνές κατά την περίοδο μέγιστης δραστηριότητας του ηλιακού κύκλου, γνωστή ως ηλιακό μέγιστο, οι στεμματικές εκτοξεύσεις μάζας έχουν ισχυρότερες επιπτώσεις στη Γη από τον κοινό ηλιακό άνεμο.
Όταν ο ηλιακός άνεμος μεταφέρει υλικό από εκτοξεύσεις μάζας ή άλλες ισχυρές εκρήξεις ακτινοβολίας στο μαγνητικό πεδίο ενός πλανήτη, μπορεί να προκαλέσει συμπίεση του πεδίου πίσω από τον πλανήτη (στην σκοτεινή του πλευρά) και επανασύνδεση των μαγνητικών γραμμών. Το φαινόμενο αυτό ονομάζεται μαγνητική επανασύνδεση. Τα φορτισμένα σωματίδια του ηλιακού ανέμου ρέουν πίσω, προς τους μαγνητικούς πόλους του πλανήτη, προκαλώντας όμορφους σχηματισμούς στην ανώτερη ατμόσφαιρα, γνωστούς ως Πολικό Σέλας (βόρειο και νότιο).
Παρόλο που μερικά ουράνια σώματα προστατεύονται από το μαγνητικό τους πεδίο, κάποια άλλα δεν τυγχάνουν τέτοιας προστασίας. Η σελήνη, για παράδειγμα, ο δορυφόρος της Γης, δεν έχει ασπίδα προστασίας και για τον λόγο αυτόν είναι ακάλυπτη στις «διαθέσεις» του ηλιακού ανέμου. Ο Ερμής, ο κοντινότερος σε μας πλανήτης, έχει μαγνητικό πεδίο που τον προασπίζει από τον κανονικό μέσο ηλιακό άνεμο, αλλά όχι από τις πιο ισχυρές αναλάμψεις όπως οι στεμματικές εκτοξεύσεις μάζας.
Όταν το γρήγορο και το αργό ρεύμα ανέμου αλληλεπιδρούν (συγκεκριμένα όταν ένα γρήγορο ρεύμα συναντήσει ένα προπορευόμενο αργό), δημιουργούν περιοχές υψηλής πυκνότητας, γνωστές ως (συν)περιστρεφόμενες περιοχές αλληλεπίδρασης, που πυροδοτούν γεωμαγνητικές καταιγίδες, όταν αλληλεπιδρούν με την ατμόσφαιρα της Γης.
Δεν υπάρχουν σχόλια:
Δημοσίευση σχολίου