Η ασταμάτητη ροή του ηλιακού ανέμου, οι ηλιακές κηλίδες, οι προεξοχές και οι εκλάμψεις, οι τεράστιες εκροές ύλης από το στέμμα του Ήλιου και η παραγωγή ενέργειας στο εσωτερικό του είναι ορισμένα μόνο από τα φαινόμενα που μελετούν οι αστρονόμοι στη προσπάθειά τους να αποκρυπτογραφήσουν τις εξάρσεις της ηλιακής δραστηριότητας (φωτογρ. NASA/SDO).

Η θερμότητα και το ορατό φως που εκπέμπει ο Ήλιος προς τη Γη δεν αντιστοιχούν παρά σε ελάχιστο ποσοστό της ενέργειας, που απελευθερώνουν οι θερμοπυρηνικές αντιδράσεις σύντηξης στον πυρήνα του, οι οποίες μετατρέπουν το υδρογόνο του σε ήλιο. Η μεταφορά της ενέργειας αυτής μέσα από τον πυρήνα, αλλά και την ζώνη ακτινοβολίας που τον περιβάλει, υλοποιείται με την βοήθεια ενεργητικών φωτονίων.

Όταν, όμως, η ενέργεια αυτή φτάσει στην ζώνη μεταφοράς, η σχετικά χαμηλότερη θερμοκρασία που επικρατεί εκεί λειτουργεί ως φράγμα, που εμποδίζει την περαιτέρω μεταφορά της ενέργειας μέσω της ακτινοβολίας.

Από την περιοχή αυτή και μέχρι την επιφάνειά του, η ενέργεια, που παράγεται στο κέντρο του Ηλίου, μεταφέρεται με τη βοήθεια θερμαγωγών ρευμάτων, τα οποία «μεταφέρουν» τεράστιες φυσαλίδες καυτού πλάσματος (δηλ. θετικά φορτισμένων πρωτονίων και άλλων ατομικών πυρήνων καθώς και ηλεκτρονίων), προς τα ανώτερα τμήματα της επιφάνειάς του. 

Η ατμόσφαιρα του Ήλιου διακρίνεται κι αυτή σε τρεις περιοχές, η κατώτερη από τις οποίες ονομάζεται φωτόσφαιρα και έχει πάχος περίπου 400 km. Οι θερμοκρασίες της, αν και αισθητά χαμηλότερες, καθώς δεν υπερβαίνουν τους 6.000 °C, εξαερώνουν ακόμα και μέταλλα. Πάνω από τη φωτόσφαιρα εκτείνεται η χρωμόσφαιρα με πάχος περίπου 1.700 km και θερμοκρασία που αυξάνει από τους 6.000 °C στους περίπου 20.000 °C.

Η εξώτατη στοιβάδα της ατμόσφαιρας του Ήλιου, που είναι ορατή κατά την διάρκεια των ολικών ηλιακών εκλείψεων, ονομάζεται στέμμα. Η θερμοκρασία του ηλιακού στέμματος κυμαίνεται μεταξύ 1–2 εκατ. °C, αν και τοπικά μπορεί να είναι πολύ μεγαλύτερη. Η βαθύτερη αιτία γι’ αυτές τις υψηλές θερμοκρασίες του ηλιακού στέμματος δεν είναι ακόμη απολύτως κατανοητή.

Τεράστιες ποσότητες φορτισμένων σωματιδίων ξεχύνονται από το ηλιακό στέμμα προς όλες τις κατευθύνσεις σε μια ασταμάτητη ροή, που σχηματίζει τον ηλιακό άνεμο. Ο ηλιακός άνεμος, «παρασέρνει» μέρος από το μαγνητικό πεδίο του Ήλιου στο Διάστημα, σχηματίζοντας το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο, το οποίο φτάνει μέχρι τα πέρατα του Ηλιακού μας συστήματος.

Ο ηλιακός άνεμος και το διαπλανητικό μαγνητικό πεδίο του Ήλιου αλληλεπιδρούν με τα μαγνητικά πεδία των άλλων πλανητών, προκαλώντας φαινόμενα, όπως τις γεωμαγνητικές καταιγίδες και την εμφάνιση του βόρειου και του νότιου πολικού Σέλαος.

Το «ολικό» μαγνητικό πεδίο του Ήλιου έχει την μορφή δίπολου, είναι δηλαδή παρόμοιο μ’ αυτό του πλανήτη μας. Εκτός όμως απ’ αυτό, παρατηρούνται περιοχές στην επιφάνεια του Ηλίου, στις οποίες εμφανίζονται ισχυρότατα και πολύπλοκα τοπικά μαγνητικά πεδία, τα οποία μπορούν να συσσωρεύουν τεράστια ποσά ενέργειας.

Σχεδόν όλα τα ηλιακά φαινόμενα και σίγουρα τα βιαιότερα από αυτά, οφείλονται σ’ αυτά τα τοπικά μαγνητικά πεδία και στην εκρηκτική απελευθέρωση της ενέργειας που συσσωρεύουν. Το πώς ακριβώς παράγει ο Ήλιος το μαγνητικό του πεδίο δεν είναι ακόμη απολύτως κατανοητό και αποτελεί σήμερα πεδίο έντονης έρευνας.

Τα τοπικά μαγνητικά πεδία του Ήλιου, ωστόσο, οφείλονται κατά πολύ στην διαφορική περιστροφή του, στο γεγονός δηλαδή ότι ο Ήλιος περιστρέφεται ταχύτερα στον ισημερινό, απ’ όσο στα υπόλοιπα γεωγραφικά πλάτη, με συνέπεια να παραμορφώνονται και να ξεχειλώνουν οι δυναμικές γραμμές  του μαγνητικού του πεδίου στην περιοχή του ισημερινού.

Με την πάροδο του χρόνου, η διαφορετική περιστροφή του Ήλιου, καθώς και η σύνθετη κίνηση του φορτισμένου πλάσματος μέσω των θερμαγωγών ρευμάτων, δημιουργεί περιοχές όπου οι δυναμικές γραμμές συστρέφονται η μία γύρω από την άλλη, την ίδια στιγμή που η πυκνότητά τους αυξάνει όλο και πιο πολύ. Σ’ αυτές τις περιοχές, δηλαδή, όπου σχηματίζονται μαγνητικές «πλεξούδες» από πυκνά περιπλεγμένες μαγνητικές γραμμές, η ένταση του μαγνητικού πεδίου και η μαγνητική ενέργεια που αποθηκεύει, αυξάνονται τόσο πολύ, ώστε το στρεβλωμένο πλέον μαγνητικό πεδίο διαπερνά τα ανώτερα στρώματα της ηλιακής ατμόσφαιρας και «αναδύεται» στην επιφάνεια του Ήλιου, σχηματίζοντας μαγνητικές «αψίδες», απ’ τις οποίες διέρχονται ηλεκτρικά ρεύματα τεράστιας έντασης.

Σ’ αυτές τις περιοχές σχηματίζονται και οι ηλιακές κηλίδες. Αυτά τα ψυχρότερα, και γι’ αυτό σκοτεινότερα «στίγματα» στην φωτόσφαιρα του Ήλιου, εμφανίζονται συνήθως σε ζεύγη και σε μια ζώνη εκατέρωθεν του ηλιακού ισημερινού, σε ομάδες ευθυγραμμισμένες σε μια κατεύθυνση, από τα ανατολικά προς τα δυτικά.

Σε κάθε τέτοιο ζεύγος,  η ηλιακή κηλίδα που βρίσκεται προς τα δυτικά έχει σχεδόν πάντα αντίθετη πολικότητα από την κηλίδα που βρίσκεται προς τα ανατολικά. Επιπλέον, οι ομάδες κηλίδων στο βόρειο ημισφαίριο του Ηλίου ευθυγραμμίζονται με μια πολικότητα, η οποία είναι αντίθετη από αυτήν που επικρατεί στο νότιο ημισφαίριο.

Οι ηλιακές προεξοχές, απ’ την άλλη, σχηματίζονται, καθώς τα φορτισμένα σωματίδια του θερμού πλάσματος ρέουν κατά μήκος των δυναμικών γραμμών του στρεβλωμένου μαγνητικού πεδίου.

Οι προεξοχές εκτείνονται από την φωτόσφαιρα προς το στέμμα του Ήλιου και έχουν μήκος εκατοντάδων χιλιάδων km, ενώ η διάρκεια της ζωής τους μπορεί να διαρκέσει αρκετούς μήνες.

Κάποιες φόρες, όμως, όταν η στρεβλωμένη δομή των τοπικών μαγνητικών πεδίων καθίσταται ασταθής, οι προεξοχές «ξεδιπλώνονται» βίαια, απελευθερώνοντας το θερμό πλάσμα που έρεε κατά μήκος των δυναμικών γραμμών της.

Οι ηλιακές εκλάμψεις και οι στεμματικές εκτινάξεις μάζας, τέλος, συγκαταλέγονται ανάμεσα στα βιαιότερα φαινόμενα που μπορούμε να παρατηρήσουμε εντός του Ηλιακού μας συστήματος.

Ωστόσο, ο μηχανισμός σχηματισμού τους δεν μας είναι ακόμη απολύτως κατανοητός. Οι ηλιακές εκλάμψεις σηματοδοτούν την ξαφνική και εκρηκτική απελευθέρωση των τεράστιων ποσοτήτων ενέργειας, που έχει συσσωρευτεί στα τοπικά μαγνητικά πεδία της ηλιακής ατμόσφαιρας, ισοδύναμης με αυτήν χιλιάδων βομβών υδρογόνου. Κατά την διάρκεια των ηλιακών εκλάμψεων το περιβάλλον πλάσμα θερμαίνεται σε θερμοκρασίες που υπερβαίνουν ακόμη και τους 20 εκατ. °C, παράγοντας έτσι μια «έκρηξη» ακτινοβολίας σ’ ολόκληρο το εύρος του ηλεκτρομαγνητικού φάσματος.

Αυτά τα στρεβλωμένα μαγνητικά πεδία, ωστόσο, μπορούν να προκαλέσουν και μια εντελώς διαφορετική έκρηξη, που εκτινάσσει δισ. τόνους καυτού πλάσματος στο Διάστημα, με ταχύτητες  που υπερβαίνουν τα 1,5 εκατ. km/h.

Οι εκρήξεις αυτές ονομάζονται στεμματικές εκτινάξεις μάζας και μπορούν να φτάσουν στον πλανήτη μας σε 3–4 ημέρες.

Η συχνότητα και η ένταση των ηλιακών φαινομένων αυξομειώνεται περιοδικά περίπου κάθε 11 χρόνια, διαμορφώνοντας αυτό που οι αστρονόμοι ονομάζουν ηλιακό κύκλο. Με την έναρξη του ηλιακού κύκλου, ο Ήλιος εισέρχεται σε μια περίοδο περιορισμένης δραστηριότητας, που ονομάζεται ηλιακό ελάχιστο.

Όσο, όμως, πλησιάζουμε προς το ηλιακό μέγιστο, δηλαδή προς την κορύφωση της ηλιακής δραστηριότητας, η συχνότητα και η ένταση αυτών των φαινομένων αυξάνονται όλο και πιο πολύ. Οι ηλιακές κηλίδες πολλαπλασιάζονται, οι εκλάμψεις και οι στεμματικές εκτινάξεις μάζας εμφανίζονται όλο και συχνότερα και το μαγνητικό πεδίο του Ηλίου αρχίζει να αλλάζει δραματικά. Η κορύφωση αυτών των ηλιακών φαινομένων σηματοδοτείται με την πλήρη αναστροφή της πολικότητας του Ηλίου.

Με την έναρξη του νέου ηλιακού κύκλου, δηλαδή, τα νέα ζεύγη των ηλιακών κηλίδων, που θα σχηματιστούν στην επιφάνειά του, θα έχουν αντίστροφη πολικότητα απ’ αυτήν που είχαν προηγουμένως, ενώ το ίδιο ακριβώς συμβαίνει και με το βόρειο και νότιο μαγνητικό πόλο του Ηλίου.

Ευτυχώς, ο πλανήτης μας προστατεύεται από το δικό του μαγνητικό πεδίο, το οποίο λειτουργεί ως ασπίδα, εκτρέποντας τα φορτισμένα σωματίδια του ηλιακού ανέμου και των άλλων εκφάνσεων της ηλιακής δραστηριότητας. Παρόλα αυτά, η πίεση του ηλιακού ανέμου είναι τόσο μεγάλη, που παραμορφώνει την μαγνητική ασπίδα του πλανήτη μας.

Έτσι, στην πλευρά του πλανήτη μας που βλέπει προς τον Ήλιο, το μαγνητικό πεδίο συμπιέζεται προς την επιφάνειά του, ενώ στην αντίθετη πλευρά επιμηκύνεται, σχηματίζοντας μια μαγνητική «ουρά» εκατομμυρίων χιλιομέτρων. Όταν, όμως, οι ηλιακές εκρήξεις εκτινάσσουν στο Διάστημα τεράστιες ποσότητες φορτισμένων σωματιδίων, προσθέτοντας και την δική τους πίεση στην πίεση που ασκεί ο Ηλιακός άνεμος, η γήινη μαγνητόσφαιρα αποσταθεροποιείται ακόμη πιο πολύ. Κάποιες φορές η βιαιότητα αυτών των εκρήξεων είναι αδιανόητη.

Μια τέτοια ηλιακή έκρηξη, η ισχυρότερη που έχει καταγραφεί ποτέ,  σημειώθηκε την 1η Σεπτεμβρίου του 1859, γνωστή έκτοτε ως το Συμβάν Carrington, προς τιμή του Άγγλου αστρονόμου που το παρατήρησε.

Το μέτωπο της έκρηξης, κινούμενο με ταχύτητα μεγαλύτερη των 8 εκατ. km/h, έφτασε στον πλανήτη μας σε λιγότερο από ένα εικοσιτετράωρο. Οι τεράστιες ποσότητες ενέργειας που απελευθερώθηκαν στην γήινη μαγνητόσφαιρα, επιτάχυναν αναρίθμητα φορτισμένα σωματίδια, τα οποία διέγειραν τα άτομα οξυγόνου και αζώτου της ατμόσφαιρας, βάφοντας τον νυχτερινό ουρανό με ένα απόκοσμο φως.

Το Βόρειο και το Νότιο Σέλας, όπως είναι γνωστά αυτά τα παράξενα πέπλα φωτός, είναι συνήθως ορατά μόνο στις περιοχές που περιβάλλουν τους πόλους του πλανήτη μας. Εκείνο, όμως, το καλοκαιρινό βράδυ του 1859, το φαινόμενο ήταν ορατό μέχρι τους τροπικούς.

Παρόλο που οι ηλιακές καταιγίδες δεν είναι επικίνδυνες για την ζωή στην Γη, στην ηλεκτρονική εποχή στην οποία ζούμε, είμαστε πολύ πιο ευάλωτοι απ’ ό,τι στο παρελθόν. Πραγματικά, τα ενεργητικά σωματίδια των ηλιακών εκρήξεων μπορούν να προκαλέσουν σημαντικές βλάβες στους τηλεπικοινωνιακούς μας δορυφόρους  και να απορρυθμίσουν τα δορυφορικά συστήματα πλοήγησης που χρησιμοποιούμε.

Εκτός αυτού, οι μεγαλύτερες ηλιακές εκρήξεις μπορούν να προκαλέσουν εκτεταμένες βλάβες στα επίγεια δίκτυα ηλεκτροδότησης, ακόμη και να οδηγήσουν σε γενικευμένο και πολύωρο μπλακάουτ, με ό,τι αυτό συνεπάγεται για την καθημερινότητά μας στις πολύβουες μητροπόλεις του πλανήτη μας. Μια ηλιακή έκρηξη, αντίστοιχης ισχύος με εκείνη του 1859, θα προκαλούσε βλάβες δεκάδων δισεκατομμυρίων ευρώ.

Ο πολιτισμός μας, που εξαρτάται πλέον τόσο πολύ από την ηλεκτρονική τεχνολογία, δεν έχει ακόμη θωρακιστεί επαρκώς, ώστε να ανταπεξέλθει στις ισχυρότερες απ’ αυτές. Γι’ αυτό και η έρευνα για την βαθύτερη κατανόηση του πλησιέστερου σε μας άστρου συνεχίζεται.

 

 

1 Οι δυναμικές γραμμές είναι νοητές γραμμές, που χρησιμοποιούνται για την απεικόνιση ενός μαγνητικού (ή άλλου) πεδίου, έτσι ώστε σε κάθε σημείο τους η ένταση του πεδίου να είναι εφαπτόμενη. Όσο πυκνότερες είναι οι δυναμικές γραμμές σε μια συγκεκριμένη περιοχή, τόσο μεγαλύτερη είναι η ένταση του μαγνητικού πεδίου σ’ αυτήν.

π