Mokslininkus labiausiai nustebino, kad ši vieta yra ne Saulės dėmėje, todėl tokį stiprų magnetinį lauką čia aptikti jie tikėjosi mažiausiai. Nacionalinės astronomijos observatorijos mokslininkų Takenori J. Okamoto ir Takashi Sakurai atliktas tyrimas, išpublikuotas „The Astrophysical Journal Letters“ straipsnyje.
Kaip ir bet kokia įprasta žvaigždė, Saulė yra gigantiškas karštos plazmos – medžiagos, kurią daugiausiai sudaro elektringos dalelės (elektronai, jonai ir pan.), rutulys. Šios dalelės juda labai greitai, o kur yra judančios elektringos dalelės (elektros srovė), yra ir magnetinis laukas (elektromagnetinės indukcijos atradimas paprastai priskiriamas Maiklui Faradėjui). Kuo greičiau juda krūvininkai, tuo magnetinis laukas stipresnis. Tad, magnetiniai laukai – nuolatiniai žvaigždžių, tuo pačiu ir Saulės, gyvenimo palydovai. Jie valdo daugelį žvaigždžių aktyvumo pasireiškimų: blyksnius, medžiagos išmetimus, dėmių susidarymą.
Saulė turi dipolinį magnetinį lauką, lėtai susisukantį dėl jos pačios sukimosi. Kartą per 11 metų poliai pasikeičia vietomis. Šio proceso prigimtis dar ne visai aiški, tačiau jis lemia Saulės aktyvumo ciklą.
Magnetinio lauko „jėga“ Saulės paviršiuje yra maždaug vienas gausas (c.g.s. sistemos magnetinės indukcijos – vektorinio dydžio, nusakančio magnetinio lauko stiprį konkrečiame erdvės taške, kitaip – magnetinio srauto tankio, matavimo vienetas). Tai maždaug prilygsta Žemės paviršiuje esančiam magnetiniam laukui. Kartais kai kuriose Saulės paviršiaus vietose magnetinis laukas gali sustiprėti – taip kyla blyksniai ir vainikinės masės išsiveržimai iš išorinių Saulės atmosferos sluoksnių. Kai šie greiti plazmos srautai užgriūva Žemės magnetinį lauką, kyla poliarinės pašvaistės, magnetinės audros ir kiti žmonių gyvenimus veikiantys reiškiniai. Būtent todėl Saulės magnetiniai laukai tyrinėjami ne vien iš mokslinio smalsumo, bet ir praktiniais sumetimais.
Tamsios Saulės paviršiaus dėmės – irgi žvaigždės magnetinio lauko lokalaus sustiprėjimo pasireiškimas. Šios dėmės – Saulės fotosferos, žvaigždės atmosferos dalies, iš kurios ji labiausiai spinduliuoja, dalys, kurių temperatūra žemesnė už aplinkinių sričių.
Saulės paviršiaus vidutinė temperatūra maždaug 6000K, o dėmės „atvėsusios“ iki ~4500K. Kaip žinia, kūno šviesumas proporcingas ketvirtajam temperatūros laipsniui, todėl dėmės maždaug 3 kartus blyškesnės, o palyginus su ryškiai spindinčia aplinka – kone juodos.
Ir ką tai turi bendro su magnetiniu lauku? Saulės dėmių susidarymo schema yra tokia – dėmės atsiranda tose vietose, kur į paviršių prasiskverbusios Saulės magnetino lauko linijos sudaro kompaktišką darinį – kilpą. Magnetino lauko linijos prie kilpos pagrindo susitelkusios į pluoštą, dėl ko magnetinis laukas čia sustiprėja iki 3–4 tūkstančių gausų. Toks stiprus laukas pristabdo medžiagos konvekciją ir kliudo išsilaisvinti gilesnių Saulės sluoksnių šilumai: prie kilpos pagrindo plazma atvėsta ir matoma kaip dėmė . Iš to aišku, kad dėmės atsiranda poromis ir turi skirtingą poliškumą – šiaurinį ar pietinį – priklausomai nuo jų lokalaus magnetinio lauko linijų krypties – į žvaigždės paviršių ar iš jo.
Saulės dėmių ir jų magnetinių laukų stebėjimas – viena iš įprastinių šiuolaikinės heliofizikos (astrofizikos skyrius, tyrinėjantis Saulės fizikos problemas) užduočių. Tuo užsiima ir Japonijos kosminė observatorija „Hinode“, į orbitą iškelta 2006m.. Būtent ja 2014m. Japonijos Nacionalinės astronomijos observatorijos darbuotojai stebėjo vieną iš tada matomų poros dėmių.
Mokslininkai stebėjo dėmių porą ir taip galėjo išmatuoti skirtingų jos dalių magnetinio lauko stiprį. Jie išsiaiškino, kad didelės dėmės centre magnetinis laukas maždaug keturis tūkstančius kartų didesnis už vidutinį Saulės magnetinį lauką. Tai nebuvo netikėta, o štai indukcija (magnetino lauko jėgos charakteristika) pasirodė esanti rekordinė – 6250 gausų.
Saulės konvekcija
Kad suprastume Saulės sandarą, įsivaizduokime ant viryklės stovintį verdančio vandens puodą. Viryklė tiekia šilumą, kuri šiluminio spinduliavimo pavidalu pereina puodo dugną ir įkaitina vandenį. Vanduo užverda: karšti jo srautai kyla nuo įkaitusio dugno į viršų, čia atvėsta ir leidžiasi žemyn. O nuo paviršiaus šilumą perneša garai arba įkaitęs oras. Saulės viryklės vaidmenį atlieka jos branduolys, kuriame vyksta termobranduolinės reakcijos, storo puodo dugno vaidmenį – vadinamoji spinduliavimo zona, o verdančio vandens – konvekcijos zona. Jeigu kurioje nors vietoje konvekcija susilpnėja, ten Saulės paviršius atvėsta ir atrodo tamsesnis.
Būtent tokioje dėmėje Saulės magnetinį lauką 1908m. pirmą kartą aptiko ir patikimai išmatavo Georgas Ellery Hale. Tada išmatuoto lauko stipris buvo 2000 gausų, tai yra, 2–4 tūkstančių kartų didesnis už Žemės magnetinį lauką, tačiau beveik 10 kartų silpnesnis nei šiuolaikiniame magnetinio branduolių rezonanso aparate, maždaug 50 kartų silpnesnis už stipriausius žmogaus sukurtus laukus, ir milijardus kartų silpnesnis už kai kurių neutroninių žvaigždžių laukus.
Zėmano efektas
Saulės ir kitų žvaigždžių magnetinius laukus mokslininkai gali išmatuoti kone tiesiogiai. Tiesa, čia neapsieinama be kvantų teorijos. Nors pati idėja gan paprasta. Priminsime, kad kiekvieno cheminio elemento atomai turi unikalius, tik jiems būdingus, diskretinius energijos lygmenis, kuriuos gali užimti vienas ar keli elektronai. Atomo elektronui iš „viršutinio“ lygmens nusileidus į „žemesnį“, tų lygmenų energijos skirtumas išspinduliuojamas kaip fotonas (šviesos kvantas). Galimas ir judėjimas priešinga kryptimi: pagavęs tinkamos energijos kvantą, atomas gali „švystelėti“ elektroną į aukštesnį lygmenį. Šis procesas žvaigždžių spektruose sukuria sugėrimo (absorbcijos) linijas, iš kurių galime matyti jų cheminę sudėtį.
Tačiau jei atomai atsiduria išoriniame magnetiniame lauke, jų energijos lygmenys, galima sakyti, suskeldėja, išsisluoksniuoja: jų padaugėja. Todėl atitinkamai padaugėja ir linijų jų spektre. O kuo stipresnis išorinis laukas, tuo tų linijų daugiau. Tai – Zėmano efektas, kurį dar 1896m. atrado olandas Pieteris Zeemanas. Ir būtent taip mokslininkai gali išmatuoti magnetinį lauką konkrečioje Saulės dėmėje ar šalia jos. Aptariamame darbe buvo tiriamos neutralios geležies spektro linijos. Pagrindinė problema – šviesioje srityje tarp dėmių konvekcija beveik nekliudoma ir stipraus magnetinio lauko ten būti neturėtų. Todėl darbo autoriams teko ieškoti papildomo šio paradokso paaiškinimo. O jis toks: kiekviena Saulės dėmė sukuria radialinį plazmos srautą, kelių kilometrų per sekundę greičiu judantį iš dėmės centro į aplinkines sritis. Tai yra vadinamasis Evershedo efektas. Jis dar nėra detaliai ištyrinėtas, bet veikiausiai susijęs su magnetinio lauko linijų krypties skirtumu: toliau nuo dėmės centro linijos iš vertikalių tampa horizontaliomis ir „pasikloja“ ant žvaigždės paviršiaus.
Evershedo srautas yra tiek pietinėje, tiek šiaurinėje dėmėje, tačiau jų stiprumas gali būti nevienodas. Tada stipresnis laukas gali šiek tiek prispausti kaimyninės dėmės pakraštyje esančias lauko linijas, o dėl to lauko energijos tankis, taigi ir paties lauko stipris turėtų gerokai padidėti. Taip ir bandoma paaiškinti gautus duomenis.
Įdomu, kad straipsnio recenzentas pasiūlė ir kitą galimą interpretaciją: tiriamoje srityje laukas sustiprėjo dėl vadinamojo magnetinio lauko jėgos linijų persijungimo reiškinio. Straipsnyje tokia versija išsamiai neaptariama.
Kaip bebūtų, gauti stebėjimų duomenys padeda geriau suprasti Saulės dėmių porose esančių medžiagos srautų struktūrą ir jėgą, taip pat ir Evershedo srauto, kurio fizika dar iki galo nėra aiški. Dabar visi šiuos srautus aprašantys modeliai privalės atsižvelgti į magnetinius laukus, kurių jėga ne mažesnė, nei aptiktojo. O nuodugniai supratę Saulės dėmių fiziką, galėsime išsiaiškinti Saulėje vykstančius audringus procesus, vis labiau veikiančius mūsų elektrifikuotą visuomenę.
