Normalnie nasza gwiazda, podobnie jak Ziemia, ma północny i południowy biegun magnetyczny. Jednak w marcu 2000 roku biegun południowy zanikł na prawie miesiąc, a na jego miejscu pojawił się drugi biegun północny! Jak to możliwe?

„Brzmi dziwnie, ale to prawda” – mówi astrofizyk Pete Riley z Science Applications International Corporation (SAIC) w San Diego. „W rzeczywistości jest to typowy efekt – rezultat istnienia cyklu słonecznego„. Co ok. 11 lat, w pobliżu maksimum owego cyklu, słoneczne pole magnetyczne „wariuje”. Marcowe wydarzenie sprzed trzech lat jest właśnie przykładem tego zjawiska.

„Biegun południowy nie zanikł całkowicie” – podkreśla Riley. W rzeczywistości przemieścił się on ku południu i na pewien czas utworzył strumień magnetyczny wokół słonecznego równika. W maju 2000 wrócił na swoje miejsce, jednak nie na długo. W 2001 roku pole magnetyczne Słońca całkowicie się odwróciło – biegun południowy zamienił się miejscem z północnym. W tym położeniu pozostają one do dziś.

Riley i jego współpracownicy badają wpływ tych skomplikowanych zmian na naszą planetę. Używają do tego superkomputera Blue Horizon, którym przetwarzają dane zgromadzone przez sondy: ACE i Ulysses. „Słoneczne pole magnetyczne jest obecne w całym Układzie Słonecznym i jest podstawowym czynnikiem określającym pogodę kosmiczną” – dodaje Riley.

Ogromny obszar wypełniony słonecznym magnetyzmem nazywa się heliosferą. Obejmuje ona m.in. wszystkie 9 planet. Jednak największą „rzeczą” w heliosferze nie jest ani żadna z planet, ani nawet Słońce, ale twór nazywany przez naukowców warstwą prądową. Jest to obszar o grubości ok. 10 tys. km i rozciągający się aż poza orbitę Plutona. W jego wnętrzu płynie prąd elektryczny o gęstości powierzchniowej ok. 10^-10 A/m². Dużo? Nie, bardzo mało. Wewnątrz żarnika typowej żarówki gęstość powierzchniowa prądu jest większa o 16 rzędów wielkości.

Typowo, warstwa prądowa otacza równik Słońca i ma kształt przypominający dysk, czy też suknię baletnicy. Jednak w marcu 2000 roku kształt ten został znacznie zaburzony. Pojawiły się zafalowania i nieregularności, aż w końcu warstwa prądowa przybrała kształt podobny do wielkiej muszli.

To z pewnością bardzo ciekawe dla astrofizyka, ma jednak znaczenie także dla nas, zwykłych ludzi. Pierwszym powodem jest promieniowanie kosmiczne, które nie może przecinać warstwy prądowej. Może ją jedynie opływać. Zatem kształt warstwy określa ilość promieni kosmicznych, które są w stanie dotrzeć do Ziemi.

Inny powód to pogoda kosmiczna. Podczas swojego ruchu wokół Słońca Ziemia zanurza i wynurza się z warstwy prądowej. Po jednej stronie warstwy słoneczne pole magnetyczne jest „północne” (tzn. linie pola są zwrócone do Słońca), po drugiej – „południowe” (linie pola zwrócone od Słońca). To ostatnie ma zwrot przeciwny do pola magnetycznego ziemskiego – w efekcie pola te znoszą się. Wówczas wysokoenergetyczne cząstki wiatru słonecznego mają otwartą drogę do naszej planety i mogą powodować burze geomagnetyczne. Burze te wywołują lubiane przez obserwatorów nieba zorze polarne, jednak bywają przyczyną uszkodzeń obwodów elektronicznych (głównie na satelitach) oraz linii energetycznych. Im pełniejsza i dokładniejsza jest nasza wiedza o bieżącym stanie warstwy prądowej, tym dokładniej możemy przewidywać takie zjawiska i lepiej się przed nimi obronić.

W poznawaniu warstwy prądowej przeszkadza pewien ważny fakt – jest ona niewidoczna. „Nie widzimy jej przez teleskopy, więc musimy wyliczyć jej parametry i kształt” – mówi Riley, który wraz ze swoimi współpracownikami opracował program komputerowy wykonujący to zadanie. Danymi wejściowymi są pomiary pola magnetycznego na powierzchni Słońca (są one wykonywane codziennie przez ziemskie obserwatoria). Rozwiązując równania magnetohydrodynamiczne w oparciu o wprowadzone dane, program określa, w jaki sposób pole magnetyczne Słońca jest rozprzestrzeniane w Układzie Słonecznym. Do swoich obliczeń Riley używa superkomputera IBM SP3 Blue Horizon w Centrum Superkomputerowym w San Diego.

Kluczowym testem dla programu było wyliczenie kształtu warstwy prądowej wówczas, gdy Słońce miało dwa bieguny północne. „Wyglądała jak muszla ślimaka i rozciągała się na ponad miliard kilometrów” – wspomina Riley.

NASA

W normalnych warunkach tzw. heliosferyczna warstwa prądowa wokół Słońca przybiera kształt zbliżony do dysku. Jednak anomalie pola magnetycznego naszej gwiazdy mogą ją odkształcać. Rysunek jest wynikiem obliczeń wykonanych przy użyciu superkomputera Blue Horizon na podstawie danych zgromadzonych przez sondę Ulysses. Przedstawia kształt obszaru przepływu prądu w marcu 2000 roku.

Jak jednak sprawdzić, czy wynik był poprawny? Kluczowych danych do weryfikacji dostarczyła sonda Ulysses. W marcu 2000 roku była ona oddalona od Słońca o ok. 600 mln km – idealnie, aby sprawdzić „model muszli”. Sonda przecięła warstwę prądową dwukrotnie – raz w marcu i raz w kwietniu 2000. Przejścia te zostały zarejestrowane przez pokładowe magnetometry, a otrzymane dane dobrze pasują do przewidywań. Riley dokonał wielkiej sztuki – znając rozkład pola magnetycznego na powierzchni Słońca, poprawnie wyznaczył jego rozkład w odległości 600 mln km.

„Stworzenie modelu i programu zajęło nam 10 lat” – mówi Riley. „Będziemy go nadal ulepszać. Chcemy mieć możliwość przewidywania rozkładu temperatury, gęstości i prędkości wiatru słonecznego. Obecnie parametry te możemy jedynie estymować. Naszym celem jest stworzenie możliwości ostrzegania przed burzami geomagnetycznymi na 4 dni przed ich wystąpieniem.„

Do dalszych testów oprogramowania potrzeba więcej danych z Ulyssesa. Sonda porusza się po orbicie umożliwiającej jej obserwowanie rejonów biegunowych Słońca. „Ta unikalna trajektoria umożliwiła naukowcom poznanie heliosfery w trzech wymiarach – mówi Riley.