Pogoda kosmiczna - czym jest i jak wpływa na Ziemię? [ANALIZA]

Czym jest pogoda kosmiczna?

Pogoda kosmiczna obejmuje katalog zjawisk występujących na obszarze zawartym pomiędzy Słońcem a ziemską magnetosferą, kształtowaną przez zmiany zachodzące w intensywności wiatru słonecznego. Chcąc zrozumieć relacje zachodzące pomiędzy pogodą kosmiczną a jej wpływem na infrastrukturę naziemną oraz kosmiczną, niezbędne jest przeanalizowanie budowy dwóch ciał niebieskich – Ziemi i Słońca – jak również związanych z nimi procesów.

Ziemia, jako planeta, ma wiele naturalnych mechanizmów ochronnych (np. przed nadmiernym promieniowaniem słonecznym) oraz tych zapewniających przetrwanie na jej powierzchni (np. względnie stałe wartości ciśnienia atmosferycznego i temperatura powietrza).

Atmosfera Ziemi – budowa, specyfika i typologia zachodzących zjawisk

W pierwszej kolejności można wyróżnić dwie główne warstwy atmosfery ziemskiej w klasyfikacji poziomej – homosferę oraz heterosferę. Homosfera rozciąga się od poziomu Ziemi do około 100 km ponad nią i charakteryzuje się względnie stałą mieszanką gazów (w tym w największym stopniu azotu oraz tlenu), a także związkami śladowymi. Wskutek występowania procesów mieszania gazów w homosferze mogą powstawać m. in. turbulencje.

Rozciągająca się powyżej 100 km heterosfera wyróżnia się innymi cechami; jej skład chemiczny zmienia się wraz z wysokością. Cząsteczki cięższych gazów zalegają przy jej dolnej granicy, lżejsze zaś w górnych. Szczegółowe właściwości gazów homosfery oraz heterosfery opisują równania hydrostatyczne.

Przyjęty pionowy podział atmosfery (w ramach dolnej i górnej warstwy) jest znacznie bardziej złożony. Na ogół wyróżnia się w niej pięć warstw: troposferę, stratosferę (z ozonosferą), mezosferę (z jonosferą), termosferę i egzosferę wraz z warstwami przejściowymi. Istnieje jeszcze magnetosfera, rozciągająca się ponad egzosferą, ale najczęściej jest ona pomijana z uwagi na bardzo duże wysokości, na których występuje i nie jest zaliczana do atmosfery ziemskiej (za jej górną granicę uznaje się egzopauzę).

Atmosfera Ziemi to złożony, wielowarstwowy mechanizm zapewniający nie tylko warunki pozwalające na przeżycie różnorodnym organizmom, lecz także ochrania przed destrukcyjnym, w nadmiarze, promieniowaniem słonecznym oraz rentgenowskim. Barierę ochronną pełni przede wszystkim warstwa ozonowa, nazywana ozonosferą. Ponadto, można wyróżnić inne warstwy, które mają szczególny wpływ na łączność krótkiego i dalekiego zasięgu. Są to troposfera oraz jonosfera.

Atmosfera Słońca – budowa, specyfika i typologia zachodzących zjawisk

W przeciwieństwie do Ziemi budowa atmosfery gwiazdy macierzystej, od której uzależniona jest pogoda kosmiczna – Słońca – to aspekt mniej skomplikowany. Żeby rozróżnić i przeanalizować poszczególne elementy wchodzące w skład atmosfery Słońca, należy najpierw skupić się na jego całościowej budowie, ponieważ każda z warstw jest ściśle ze sobą powiązana (w przypadku Ziemi nie było to niezbędne).

Jako gwiazda jest ona gazową kulą o niejednorodnym kształcie, w której można wyróżnić trzy podstawowe sfery tworzące jej budowę strukturalną, takie jak: jądro, otoczkę oraz atmosferę. Jądro oraz otoczka nie są obszarami podlegającymi bezpośrednim obserwacjom, ponieważ fotony, które przemieszczają się w tych warstwach od wewnątrz do zewnątrz Słońca, nie opuszczają ich z niezmienionym składem. W związku z tym wyniki badań nie byłyby rzetelne.

W oparciu o teorię ewolucji gwiazd stwarzane są modele matematyczne zakładające nie tylko aktualną budowę gwiazdy macierzystej, która podczas jej życia może ulegać zmianie, lecz także obecnie zachodzące na niej procesy. Współcześnie, w jądrze panuje wysoka temperatura, która pozwala na reakcje termojądrowe. Polegają one na ciągłej i wydajnej przemianie wodoru w hel, a w efekcie produkcji energii.

Największa gęstość wytworzonego helu znajduje się blisko jądra. Wraz z oddaleniem od niego oraz spadkiem temperatury związanej z nabieraniem wysokości zawartość tego pierwiastka spada. Przenoszona energia ma postać wysokoenergetycznych cząstek fotonów i zawiera się w zakresie promieniowania gamma. Fotony są jednak pochłaniane przez gęstą materię plazmy i dopiero po jej opuszczeniu mogą poruszać się swobodnie.

Ponad jądrem Słońca rozciąga się otoczka, w której można wyróżnić dwie podstawowe warstwy różniące się sposobem transportowania w nich energii. Niższą warstwą i jednocześnie bliższą jądru gwiazdy jest obszar promienisty otoczki. Przenoszenie energii na zewnątrz odbywa się w niej za pomocą promieniowania cieplnego, a fotony ulegają wielokrotnym procesom rozpraszania, reemisji i absorpcji dzięki czemu umożliwiają tego rodzaju transport. Drugą warstwą jest sfera konwekcyjna. Jej nazwa pochodzi od występujących w niej ruchów materii: wstępujących i zstępujących, czyli konwekcji. To właśnie ona powoduje, że obraz powierzchni Słońca nie jest jednorodny i wyraźny.

Wskutek konwencji powstają turbulencje, które mogą towarzyszyć wynurzaniu się oraz ponownemu zanurzaniu granulom plazmy o średnicy 1000–2000 kilometrów. Wzrost i spadek temperatury w tej warstwie sprzyja powstawaniu jaśniejszych oraz ciemniejszych terenów na powierzchni Słońca. Omawiana sfera konwekcyjna w sposób nierozgraniczony żadnymi warstwami przejściowymi przechodzi płynnie w atmosferę. Jest to jedyny obszar gwiazdy poddawany bezpośrednim obserwacjom i skupiają się one wokół prowadzonych analiz emitowanego promieniowania.

Nie ma jednoznacznie stwierdzonej granicy pomiędzy końcem atmosfery Słońca a gazem międzyplanetarnym, ponieważ ich zasięg zmienia się od narodzin gwiazdy i podczas jej życia, a wysokie warstwy wykazują właściwości niejednorodne. Pomimo to umownie wyróżnia się trzy sfery w atmosferze. Zaczynając od wewnętrznej do zewnętrznej warstwy są to: fotosfera, chromosfera i korona. W fotosferze także zachodzi ruch konwekcyjny, a wynurzające się z powierzchni Słońca granule plazmy, z towarzyszącymi im turbulencjami, wstępują w tę sferę, powodując wypromieniowanie energii.

Im większą średnicę mają granule, tym z głębszych obszarów jądra pochodzą i dłużej pozbywają się przenoszonej energii cieplnej. Jest ona przekazywana do kolejnej warstwy, chociaż część z niej może ulegać rozproszeniu i kierować się w próżnię, ze względu na niską gęstość panującą w górnej części tej sfery. To w fotosferze zachodzi wypromieniowanie i ujście energii słonecznej na największą skalę. Jest to również obszar powstawania plam słonecznych wskutek nieregularnych właściwości pola magnetycznego. Jego największe skupiska wizualnie przypominają ciemne tereny, bez trudu zauważalne podczas specjalistycznych obserwacji.

Powstawanie plam słonecznych, poprzez dużą koncentrację niejednorodnego pola magnetycznego fotosfery, powoduje zatrzymanie transportu przez nie energii cieplnej z wnętrza gwiazdy, w którym jest produkowana. Bieżące obserwacje Słońca skupiają się przede wszystkim właśnie na ciemnych plamach.

Ponad fotosferą rozciąga się chromosfera, w której panuje stosunkowo niska temperatura ok. 4000 Kelwinów [K]. Jest ona generowana dzięki turbulencjom towarzyszącym wynurzaniu się granul w fotosferze. To właśnie energia owych turbulencji powoduje, że część z niej zostaje przemieniona na energię fal mechanicznych oraz hydromagnetycznych i podgrzewa chromosferę.

W efekcie w jej górnej granicy temperatura sukcesywnie wzrasta do 25 000 K. W chromosferze odbywa się dalszy transport energii cieplnej. Powyżej tej sfery znajduje się ostatni element atmosfery Słońca – korona słoneczna. Jest to najważniejsza warstwa, z punktu widzenia wpływu pogody kosmicznej na inne ciała niebieskie. Przede wszystkim korona słoneczna jest oddzielona od chromosfery cienką warstwą przejściową, w której panuje temperatura rzędu 1 miliona K.

Jest to najbardziej oddalony od gwiazdy obszar atmosfery, gdzie względnie swobodnie przepływają fale hydromagnetyczne będące głównym powodem tak wysokich wartości temperatur. Sama korona jest bardzo rozległa, a jej rozmiary są uzależnione od aktywności Słońca. Można stwierdzić, że stanowi ona dosyć chaotyczną sferę, ponieważ nie wyróżnia się panującą w niej równowagą hydrostatyczną.

Pogoda kosmiczna – inicjacja i przebieg

Mając na uwadze powyższe, trzeba zauważyć, że nie istnieje żadna siła, która powstrzymywałaby cząstki materii (plazmy) przed swobodnym przedostawaniem się do przestrzeni kosmicznej. Wyrzut strumieni plazmy na Słońcu nazywany jest wiatrem słonecznym. Oprócz wiatru słonecznego w koronie zachodzi także zjawisko nazywane koronalnym wyrzutem masy (ang. Coronal Mass Ejection – CME). Polega ono na rozbłyskach w koronie słonecznej, podczas których dochodzi do uwolnienia obłoków plazmy o bardzo silnym polu magnetycznym.

Zarówno wiatr słoneczny, jak i koronalny wyrzut masy to główne zjawiska związane bezpośrednio z kształtowaniem się pogody kosmicznej. Jego podmuchy przemierzają Układ Słoneczny nacierając na znajdujące się w nim planety. W przypadku Ziemi naturalnym mechanizmem ochronnym przed jej destrukcyjnym wpływem jest magnetosfera. Można zatem uznać, że najbardziej zewnętrzne warstwy zarówno atmosfery Słońca, jak i Ziemi kolejno przyczyniają się w decydującym stopniu do emitowania plazmy oraz rozbłysków będących czynnikami powstawania pogody kosmicznej, a także ochrony przed jej niekorzystnym wpływem.

Chociaż magnetosfera jest warstwą atmosfery ziemskiej, która w pierwszej fazie przyjmuje największą dawkę promieniowania pochodzenia słonecznego, nie jest w stanie całkowicie go zatrzymać przed dotarciem do niższych sfer. W efekcie powstaje wiele zagrożeń powodowany negatywnym wpływem ponadprzeciętnej aktywności Słońca.

Konsekwencje pogody kosmicznej dla infrastruktury naziemnej oraz kosmicznej

Fala uderzeniowa, która powstaje w związku z kierunkiem napływu strumieni wiatru słonecznego w stronę ziemskich warstw atmosfery, ma w swoim składzie cząsteczki jonizujące, które tworzą niebezpieczne promieniowanie. Jego duże i długotrwałe natężenie może powodować m. in. zakłócenie pracy satelitów. Strugi wiatru słonecznego sprawiają, że magnetosfera ulega odkształceniu. Oznacza to, że od strony Słońca jest ona bardziej spłaszczona niż po stronie przeciwnej. Pod wpływem docierającego do niej promieniowania jonizującego powstają burze magnetyczne. Ich występowanie również sprzyja nieprawidłowemu trybowi nadawania sygnałów przez satelity.

Promieniowanie pochodzące z przestrzeni kosmicznej może powodować uszkodzenia elementów elektronicznych oraz baterii słonecznych wchodzących w skład budowy technicznej tych satelitów. Ponadto, wiatr słoneczny wywiera negatywny wpływ na organizmy żywe. Za przykład mogą posłużyć astronauci przebywający w Międzynarodowej Stacji Kosmicznej (ang. International Space Station – ISS). Gdy znajdują się w niej zbyt długo i są narażeni na promieniowanie, wzrasta prawdopodobieństwo narażenia ich życia i zdrowia.

Pogoda kosmiczna jest naturalnym zjawiskiem, którego oddziaływania nie sposób uniknąć. Promieniowanie jonizujące może docierać nawet do powierzchni Ziemi i powodować uszkodzenia infrastruktury naziemnej, w szczególności elementów infrastruktury krytycznej danego państwa, którego przerwanie ciągłości pracy może mieć katastrofalne skutki (np. sektor energetyczny).

Z tego powodu Europejska Agencja Kosmiczna (ang. European Space Agency – ESA) we współpracy z należącą do niej Space Weather Service Network wprowadziły w 2016 r. specjalne usługi przeznaczone dla europejskich instytucji, rządów i firm prywatnych w zakresie prognozowania pogody kosmicznej. Wśród nich znajdują się producenci oraz operatorzy satelitów segmentu kosmicznego, podmioty odpowiedzialne za załogowe loty kosmiczne, a także te odpowiedzialne za zapewnienie komunikacji oraz nawigacji.

Usługi te wykorzystują zaawansowane oprogramowanie, wsparcie techniczne ekspertów oraz sporządzane raporty w celu zapewnienia określonemu klientowi jak najbardziej aktualnych danych na temat aktywności Słońca. Pod oficjalnym zwierzchnictwem ESA powstało pięć centrów eksperckich utworzonych do prowadzenia regularnych badań i analiz dotyczących fizycznych aspektów pogody kosmicznej, które następnie są udostępniane w witrynie internetowej kierowanej do wyżej wymienionych odbiorców.