Ankstesniame pažintiniame straipsnyje rašiau apie Saulę ir jos sluoksnius – nuo branduolio iki vainiko. Saulėje išsiskyrusi energija pasklinda į aplinką tiek kaip spinduliuotė, tiek kaip vėjas. Nors Saulės vėjas gali būti pavojingas, kartu jis sukuria tam tikrą saugią priebėgą – netgi, galima sakyti, užuovėją atšiaurioje Galaktikoje, kur planetos gali gyventi prognozuojamomis sąlygomis. Taigi, šįkart kviečiu plačiau susipažinti su Saulės vėju ir jo kuriamu heliosferos burbulu.

Šį pažintinį straipsnį parašiau, nes turiu daug dosnių rėmėjų Contribee platformoje. Ačiū jums! Jei manote, kad mano tekstai verti vieno-kito euro per mėnesį, paremti mane galite ir jūs.

Saulės vainiką sudaro plazma – elektronai, protonai ir sunkesni jonai – kurių temperatūra siekia apie milijoną laipsnių. Tokios temperatūros protonai vidutiniškai juda maždaug 150 km/s greičiu. Greitis, reikalingas įveikti Saulės gravitaciją, truputį viršija 600 km/s. Taigi tik labai maža dalis protonų įgreitėja tiek, kad pabėgtų nuo Saulės. Visai kitokia situacija yra su elektronais – būdami 1800 kartų mažesnės masės, jie juda keliasdešimt kartų greičiau, todėl iš vainiko pabėga lengvai. Saulės aplinkoje susidaro elektrinis laukas, kuris protonus tempia tolyn nuo Saulės, o elektronus prilaiko, kad šie per greitai nepabėgtų. Elektrinis greitinimas yra vienas pagrindinių mechanizmų, formuojančių Saulės vėją. Tiesa, nors tokia idėja iškelta prieš kelis dešimtmečius, pirmasis tvirtas įrodymas, kad Saulės elektrinis laukas egzistuoja, paskelbtas tik pernai. Prie vėjo įgreitinimo prisideda ir magnetiniai reiškiniai, ypač kai kalbame apie Saulės žybsnius bei vainikinės masės išmetimo reiškinius.

Tik palikęs Saulę, vėjas sklinda kelių šimtų kilometrų per sekundę greičiu. Šis greitis didesnis už bet kokių – tiek garso, tiek magnetinių, tiek maišytų – bangų greitį jame, kitaip tariant, vėjas lekia viršgarsiniu greičiu. Apskritai vėją galima padalinti į du srautus: greitąjį, kuris išlekia 600-800 km/s greičiu iš „skylių“ Saulės vainike, kur magnetinio lauko linijos praktiškai atsiveria į aplinką, ir lėtąjį, kone dvigubai lėtesnį, kylantį iš kitų Saulės vietų. Bet kuriuo atveju, vėjas tolsta nuo Saulės, ar ne? Pasirodo, ne visada. Prieš porą metų Parker zondo duomenyse aptikti įrodymai, kad arti Saulės pasitaiko ir priešinga kryptimi judančių srautų. Kodėl jie atsiranda, kol kas neaišku; mokslininkai svarsto bent penkis galimus modelius, nuo Saulės plazmos bangų išaugimo iki greitojo ir lėtojo vėjo susijungimo.

Kaip bebūtų, atgaliniai Saulės vėjo srautai yra gana reti ir bendrai paėmus vėjas tolsta nuo žvaigždės. Kiekvieną sekundę Saulę palieka apie pusantro milijono tonų medžiagos. Atrodo labai daug, tačiau per visą gyvenimą dėl vėjo Saulė neteko mažiau nei 0,01% savo masės. Masyvesnių žvaigždžių vėjai būna daug stipresni – jos net ir per kelis milijonus metų trunkančius gyvenimus gali netekti net ir pusės masės, bet mums tokie gūsiai tikrai negresia. Saulės vėjo tankis siekia vos kelis protonus į kubinį centimetrą (atitinkamai kelis milijonus protonų į kubinį metrą) – milijardą milijardų milijardų kartų mažiau, nei mus supanti atmosfera. Nepaisant to, tokio tankio užtenka, kad vėjas reikšmingai paveiktų planetas ir kometas.

Kometa yra ledo, dulkių ir uolienų mišinys. Daugybė jų skrajoja Saulės sistemos pakraščiuose, o kartais užsuka ir į centrinę dalį. Jokio magnetinio lauko jos neturi, taigi Saulės vėjas nuolat jas talžo. Tačiau mažyčio tankio dalelių srautas pastebimai nepakeičia milijonų tonų ar didesnės masės kūno orbitos. Visgi kometai artėjant prie Saulės, vėjo poveikis tampa svarbus – tik ne kometos branduoliui, iš jo pabėgančiai medžiagai. Priartėjusi prie Saulės kometa įkaista ir ima garuoti. Pirmiausia garuoja lakiausios medžiagos – pavyzdžiui, metanas ar anglies dvideginis. Kiek vėliau – ir vanduo. Garai su savimi nusineša ir įvairių dulkių, aplink kometą susidaro aureolė. Kometos branduolio dydis siekia keletą ar keliolika kilometrų, o aureolė gali būti didesnė ir už Saulę. Kai kurios dalelės, ypač dujos, ne tik išgaruoja iš kometos, bet, susidūrusios su Saulės vėjo dalelėmis, yra jonizuojamos. Jonizuotą medžiagą Saulės vėjas veikia ne tik tiesioginiais dalelių smūgiais, bet ir savo magnetiniu lauku, todėl visi jonai nusidriekia į priešingą pusę nuo kometos, nei Saulė. Neutralios dulkės stumiamos daug silpniau, tad tik šiek tiek nukrypsta nuo kometos judėjimo trajektorijos. Taip kometa įgyja dvi uodegas – jonų (arba dujų) ir dulkių. Pirmoji leidžia sekti ir Saulės vėjo judėjimą.

Su planetomis situacija kiek sudėtingesnė. Kai kurios jų turi nuosavą magnetinį lauką – Saulės sistemoje tokiu pasižymi visos planetos, išskyrus Venerą ir Marsą. Planetos magnetosfera stumia elektringas vėjo daleles tolyn ir nukreipia daugumą jų aplink planetą. Tas pat vyksta ir Veneroje bei Marse, tik daug silpniau, mat ten pats Saulės vėjas sukuria (indukuoja) magnetinį lauką. Merkurijaus nuosavas magnetinis laukas yra gana silpnas ir nelabai gali pasipriešinti vėjui. Taigi šiose trijose planetose Saulės vėjas dažnai pasiekia planetos paviršių ar bent jau giliai įsiskverbia į atmosferą. Tuo tarpu Žemė ir keturios didžiosios planetos tokios sąveikos didžiąja dalimi išvengia. Jų magnetosferos yra bent keletą, o dažnai ir keliolika kartų didesnės už pačias planetas; Jupiterio magnetosfera, jei galėtume ją matyti plika akimi, atrodytų didesnė už Saulę nepaisant netgi didesnio atstumo. Vienintelė vieta, kur Saulės vėjas normaliomis sąlygomis pasiekia planetą, yra arti ašigalių. Ten magnetinio lauko linijos nusileidžia planetos link ir panyra į ją, o jomis sekdamos elektringos dalelės pataiko į atmosferą. Čia jos susiduria su atmosferą sudarančiais atomais ir molekulėmis, juos sužadinta ir sukelia įvairią spinduliuotę, kurią matome kaip pašvaistes. Pašvaistės iš tiesų egzistuoja praktiškai visada, tačiau plika akimi Žemėje matomos tik tuo metu, kai Saulės vėjas sustiprėja – pavyzdžiui, po vainikinės masės išmetimų.

Neskaitant nedidelių nuokrypių aplink planetas ir jų palydovus, Saulės vėjas sklinda praktiškai tiesiomis linijomis keliasdešimt kartų didesnį atstumą, nei Žemės orbitos spindulys. Vėjo kuriamas burbulas vadinamas heliosfera; kartais ji vadinama išorine Saulės atmosferos dalimi, nors gravitaciškai su Saule nėra susieta. Tipinė vėjo dalelė, lėkdama 400 km/s greičiu, per maždaug metus nuskrieja 80-100 astronominių vienetų, kur vėjas gerokai sulėtėja ir sutankėja. Ta vieta vadinama „pabaigos smūgine banga“ (angl. termination shock). Ją galima palyginti su vandens banga, kuri susidaro iš čiaupo pilant vandenį į kriauklę: aplink vietą, kur srovė pasiekia kriauklės dugną, yra sritis, kurioje vanduo plečiasi į šalis, o ją riboja stovinti banga, kur vanduo sulėtėja – būtent tai ir yra pabaigos smūginė banga. Už jos prasideda heliosferos kiautas (angl. heliosheath), kuris baigiasi heliopauze – riba tarp Saulės burbulo ir tarpžvaigždinės medžiagos.

Saulės vėjo greitis prieš smūginę bangą nedaug mažesnis už greitį arti Saulės – vidutiniškai apie 400 km/s. Saulė aplink Galaktikos centrą juda 220 km/s greičiu, o aplinkinių žvaigždžių atžvilgiu – ne daugiau nei keliolika km/s. Atrodytų, kad galime laikyti, jog Saulės vėjas plinta kone statiškoje aplinkoje, taigi ir heliosfera visomis kryptimis turėtų būti panašaus dydžio. Ilgą laiką mokslininkai taip ir manė; tiesa, buvo manoma, kad už Saulės (judėjimo Galaktikoje krypties atžvilgiu) turėtų driektis ilgesnė uodega, panaši į kometos, nors ir visiškai kitokios prigimties. Visgi kuo detalesni stebėjimai buvo atliekami, tuo daugiau netolygumų atrasta. Voyager 1 ir 2 zondai smūginę bangą pasiekė labai skirtingu atstumu nuo Saulės. Prieš porą metų, remdamiesi heliosferos tyrimams skirto kosminio zondo IBEX bei kelių kitų misijų duomenimis, mokslininkai padarė išvadą, kad heliosfera neturi uodegos ir apskritai yra panaši į suglamžytą kruasaną.

IBEX gaudomi duomenys yra informacija apie Žemę pasiekiančias daleles, atsispindėjusias nuo heliopauzės. Tokias daleles Saturno aplinkoje stebėjo ir Cassini zondas. Atsispindėjusių dalelių pasiskirstymas priklauso nuo Saulės vėjo, atnešusio jas iki heliopauzės, tankio, o pastarasis kinta kartu su Saulės aktyvumu. Žinodami, kokį Saulės aktyvumą atitinka konkrečios pagaunamos dalelės, galime nustatyti, kiek laiko jos keliavo iki heliopauzės ir atgal mūsų (arba Saturno) link, o tai, savo ruožtu, parodo, kur yra Saulės sistemos riba.

Žinoti heliosferos ribas svarbu ne tik dėl smalsumo patenkinimo. Heliosfera veikia ir kaip Saulės sistemos apsauga nuo kosminių spindulių. Taip vadinamos labai energingos dalelės, atsirandančios supernovų sprogimų ir panašių energingų įvykių metu. Saulęs sistemą nuolat bombarduoja kosminiai spinduliai, bet maždaug trys ketvirčiai jų atsimuša į Saulės vėjo kuriamą ribą ir mūsų nepasiekia. Tiksli praeinanti dalis priklauso nuo laiko ir vietos – Saulės aktyvumui išaugus, sustiprėja ir vėjas, todėl galaktinių kosminių spindulių atmušama daugiau; aktyvumui sumažėjus, priešingai, pas mus atkeliauja daugiau dalelių iš už sistemos ribų. Kosminiai spinduliai paprastai yra energingesni, taigi ir pavojingesni, už Saulės vėjo daleles; be to, jų srautą sunkiau prognozuoti. Taigi ruošiant kosmines misijas, ypač su žmonių įgula, svarbu atsižvelgti į galimą kosminių spindulių srautą, kuris priklauso ir nuo Saulės aktyvumo. Galima į tokią situaciją žvelgti pesimistiškai – jei elektroniką mažiau gadina ir žmonių sveikatai mažiau kenkia Saulės vėjas, sustiprėja Galaktikos daroma žala, ir atvirkščiai. Arba galime žiūrėti optimistiškai – Saulės vėjas yra pažįstamas ir prognozuojamas reiškinys, kurį gerai supratę galime net ir pasinaudoti juo kelionėms po visą gimtąją sistemą.

Laiqualasse