Solflekker – spor av Solas komplekse magnetfelt

For den tilfeldige observatøren er solflekker et av de mest iøynefallende særpregene ved Sola. Disse mørke flekkene på den lysende soloverflaten er noen ganger så store at de kan sees med det blotte øyet (husk beskyttelse!). De har blitt observert, målt og telt i århundrer. Teleskop er brukt siden tidlig på 1600-tallet, men historiske opptegnelser viser at de har blitt sett av mennesker flere århundrer før det, gjennom røyk eller tynne skyer. Den vitenskapelige oppdagelsen av dem ble gjort av Galileo Galilei og hans samtidige kort etter oppfinnelsen av kikkerten. Dette var en av nøkkelobservasjonene som endret antikkens verdensbilde, nemlig at himmellegemene, stjernene, planetene, er perfekte kuler, og at Jorda er universets sentrum. Fra moderne forskning vet vi at solflekkene er de områdene på Sola som har sterkest magnetfelt. Her opptrer store magnetiske eksplosjoner som vi kaller flarer.  De kan noen ganger være sterke nok til å lage solstormer som påvirker oss på Jorda; nordlys sees langt mot syd, radiokommunikasjon kan bli forstyrret. Til og med satellitter kan skades. Avanserte teleskoper i rommet og på bakken kan i dag avsløre de fineste detaljer. Men det fundamentale spørsmålet om hvordan de er under overflaten, hvordan deres dynamikk er, og til og med hvorfor de oppstår, er fortsatt store vitenskapelige utfordringer.

Figur 1. To bilder av sola observert 9. januar 2013. Bildet til venstre ble tatt i synlig lys og viser soloverflaten (eller fotosfæren) med mange solflekker. Bildet til høyre ble tatt i ultrafiolett lys og viser den varme koronaen. De løkkeformede strukturene som forbinder solflekker og områdene omkring dem viser solflekkenes magnetiske natur. Det ultrafiolette lyset i dette bildet ble utsendt fra ioniserte jernatomer som ståler ved en temperatur på omkring en million grader (bølgelengde 17,1 nm). Bildene er fra NASAs Solar Dynamics Observatory.

Sola blir kontinuerlig overvåket av mange instrumenter rundt på jordkloden og i rommet, bl.a. NASAs Solar Dynamics Observatory. Dens bane rundt Jorda gjør det mulig å observere Sola kontinuerlig 24 timer i døgnet. Bildet til venstre i figur 1 viser soloverflaten i synlig lys, med mange solflekker av forskjellig størrelse spredt over solskiven. Sola har, akkurat som Jorda, et magnetfelt. Jorda har to magnetiske poler, en nær Nordpolen, og en med motsatt polaritet nær Sydpolen. Magnetfeltlinjer kan trekkes mellom disse to polene, akkurat som om det var en stavmagnet inne i Jordas kjerne. Magnetfeltet på Sola er mye mer komplisert. Det er ikke bare ett enkelt par magnetiske poler, hele soloverflaten er dekket av poler med motsatt polaritet. Solflekker er de områdene der vi finner de sterkeste magnetfeltene. Denne blandingen av magnetiske polariteter er sammenkoblet av magnetiske feltlinjer i et svært komplekst og tilsynelatende kaotisk mønster som endrer seg hele tiden. Dette kan sees i observasjoner i ultrafiolett lys som i bildet til høyre i figur 1. Her ser vi den varme koronaen (strålekransen) høyt over soloverflaten, observert med et spesialisert instrument. Det måler utelukkende lys utsendt av ioniserte jernatomer som stråler ved en temperatur på omtrent 1 million grader. I den tynne koronaen er magnetiske krefter den dominerende kraften, og materien i koronaen må følge de magnetiske feltlinjene. Vi ser et mønster av linjer og løkker som noen ganger klart forbinder forskjellige solflekker med motsatt magnetisk polaritet. 

Jordatmosfæren stanser ultrafiolett lys, så slike observasjoner av solkoronaen ble først mulig ved starten av romalderen. Observasjoner av soloverflaten kan også utføres fra bakken, og observasjoner av solflekker er beskrevet siden 1610, kort etter oppfinnelsen av kikkerten. Etter hvert ble solflekkobservasjoner mer og mer standardiserte, og solflekktellinger ble nedtegnet på systematisk vis. Da nedtegnelser av solflekktellinger ble sammenlignet på 1800-tallet, ble det klart at antallet solflekker på Sola varierer periodisk med tiden. Dette kan sees på figur 2, som viser solflekktallet gjennom 400 år. Det er et klart syklisk forløp, der det minste antall solflekker kommer etter det største. Perioden mellom to solflekktopper er omtrent 11 år, og denne periodiske oppførselen kalles vanligvis for Solas 11-årige aktivitetssyklus. Sola ansees å være mer magnetisk aktiv når det er mange solflekker, siden det ofte er da de fleste flarer og andre eksplosive fenomener skjer.

Figur 2

Figur 2. Solflekktall gjennom 400 år. Den svarte linjen viser gjennomsnittlig solflekktall for hver måned, den røde linjen viser solflekktall med 13 måneders glatting. Regelmessig og standardisert telling av solflekker startet i 1749, det er disse tallene som er vist med svarte og røde linjer. Tidligere målinger, som startet i 1610, vises som små blå prikker. Denne 400-årige registreringen av solflekkobservasjoner er en av de lengste kontinuerlige registreringer av vitenskapelige målinger overhodet. (Data fra Solar Influences Data Analysis Centre of the Royal Observatory of Belgium og USAs National Oceanic and Atmospheric Administration)

 

Selv om antallet solflekker opptrer klart syklisk, ser vi også fra figur 2 at det er stor variasjon mellom periodene. Forskjellige solflekktopper er svært ulike. Det mest påfallende er perioden fra omtrent 1650 til 1700. Dette var en lengre periode nesten uten solflekker. Målingene var ikke så standardiserte som senere, men observasjonene var hyppige nok og troverdige nok til å si at Sola må ha vært inne i en spesielt rolig periode. Man kan kanskje si at Sola var i en slags dvaletilstand. Denne perioden kalles Maunder-minimum, og det har vært spekulert mye på hvilken effekt den hadde på Jorda. Denne perioden var omtrent samtidig som den perioden vi kaller den lille istiden, en periode der vintrene ofte var kaldere og varte lenger enn normalt. Men det er langt fra klart hvordan variasjoner i Solas magnetfelt kan ha en signifikant virkning på Jordas atmosfære og klima. Ny forskning har dessuten vist at de kalde vintrene i den lille istiden først og fremst var et nordatlantisk fenomen som berørte Europa og Nord-Amerika, og ikke et globalt fenomen.  

Variasjonene i aktivitetssyklusen er påfallende, og syklusen vi er i nå, har vært svært beskjeden. Antallet solflekker under det siste maksimumet i 2014–2015 var svært lavt, spesielt når vi sammenligner med toppen omkring 1960. Det pågående fallet i tallet på solflekker mot det neste minimum har vært raskere enn forskere hadde forventet, og det kan se ut som om Sola igjen er på vei inn i en svært rolig periode. Det forrige minimumet omkring 2009 var også spesielt rolig sammenlignet med tiårene før. I 2009 var det hele 261 dager der man overhodet ikke så solflekker. Under de foregående bunnmålingene var det knapt noen dager uten en eneste solflekk på Sola. Alt tyder på at vi nå er på vei mot et sol-flekkminimum som er minst like flekkløst som det foregående, men det er for tidlig å spekulere over om vi er på vei inn i et nytt Maunder-minimum.

Den periodiske variasjonen i solflekktall er forbundet med mekanismen som lager magnetfelt på Sola, den solare dynamoen. Når man ser på magnetfeltet på Sola i helhet, er solflekktallet en markør for magnetfeltets globale tilstand. Dannelsen av magnetfelt står i forbindelse med Solas rotasjon og strømninger i stor skala av ionisert plasma i Solas indre. Hvordan den solare dynamoen virker i detalj, er fremdeles dårlig forstått. Vi vet fra observasjoner av andre stjerner over lang tid at aktivitetssykler er vanlig. Egenskapene til aktivitetssykler på stjerner varierer mye: Stjerner kan være mer aktive enn Sola med både større og flere stjerneflekker, eller ha større forskjell mellom flekk-antall ved maksimum og minimum, eller det kan være kortere tid mellom minima og maksima. Og det er stjerner som er mindre aktive enn vår sol. Årsakene til alle disse variasjonene er fremdeles dårlig forstått, og de grunnleggende mekanismene bak magnetismen til Sola og andre stjerner er en av de store gåtene i vår tids astrofysikk.

Figur 3

Figur 3. Nærbilde av en solflekk observert med det svenske 1-meter solteleskopet SST på La Palma. Den vannrette svarte linjen i nedre venstre hjørne viser 2500 km, omtrent lengden på Norge i nord-syd retning.

De skarpeste bildene av Sola med de fineste detaljene er observert med bakkebaserte teleskoper. Figur 3 viser et slikt nærbilde av en solflekk. I det mørke området i midten, umbraen, finner vi det sterkeste, og samtidig mest vertikale, magnetfeltet. Det er omgitt av et område med lange, smale filamenter, penumbraen, hvor magnetfeltet er mer horisontalt, noen ganger parallelt med soloverflaten. Mønsteret av irregulære celler utenfor solflekken er slik Sola ser ut over hele overflaten utenfor solflekker. Disse cellene er bobler av varmt plasma som når overflaten etter å ha steget opp fra dypet i Solas indre. Grunnen til at solflekkumbraen er mørk, er at det sterke magnetfeltet hindrer bevegelsen til disse varme boblene. Derfor er overflaten av en solflekkumbra kaldere enn omgivelsene. Men den er allikevel over 4000 grader varm. Det høres kanskje varmt ut, men det er kaldere enn temperaturen utenfor solflekken, som kan være opp til 6000 grader. Denne forskjellen er tilstrekkelig til å få solflekkumbraen til å se mørk ut.

Figur 4. Det svenske 1-meter solteleskopet SST på toppen av øya La Palma i Kanariøyene. Observatoriet er på kanten av krateret Caldera de Taburiente i en høyde av 2400 meter. Det er kjent for sine utmerkede observasjonsforhold og er vert for en rekke internasjonale teleskoper. Den svarte sirkelen på toppen av SST-tårnet i det høyre bildet er hovedlinsen til teleskopet, en tykk glass-skive med en diameter på 1 meter. Den befinner seg høyt over bakken, i 15 meters høyde. Det er over det turbulente og forstyrrende luftlaget man finner rett over bakken, som ville fullstendig ødelagt bilder på en varm sommerdag. Norge, med Universitetet i Oslo, er den mest aktive utenlandske brukeren av SST, som er internasjonalt kjent som et av verdens beste solteleskoper. 

 

Detaljerte observasjoner som vi kan få med avanserte teleskoper som det svenske solteleskopet SST (se figur 4), er viktige for å forstå solflekkenes struktur. De gir input til og tester datamaskinmodeller som kan kjøres på verdens største datamaskiner. Med disse modellene kan forskere finne ut hvordan forholdene er i lagene under overflaten på solflekkene, lag som ikke kan sees direkte, og forsøke å forklare hvordan solflekker kan overleve i uker på soloverflaten. Datamaskinmodeller er også uvurderlige for å forklare solflarer og andre eksplosive fenomener i og omkring solflekker. De største flarene kan være i stand til å lage stor skade på Jorda ved å forstyrre langdistanse-kommunikasjon, ødelegge satellitter eller skade store elektriske nettverk. Det langsiktige målet er å kunne forutsi forekomsten og styrken av solflarene bedre, og studiet av solflekker er essensielt for dette formålet.

 

Av Luc Rouppe van der Voort, professor ved Rosseland Centre for Solar Physics, Institutt for teoretisk astrofysikk, Universitetet i Oslo
Publisert 10. nov. 2019 18:47 - Sist endret 10. nov. 2019 18:47