Magnetyczne rządy
Kilka miesięcy temu świat obiegła wiadomość, że najbliższa gwiazda spoza Układu, czyli Proxima Centauri (ten czerwony karzeł leży zaledwie 4,24 l.ś. od nas i ma 1/8 masy Słońca), posiada planetę typu ziemskiego. Mało tego, wydaje się, że planeta ta – Proxima Centauri b – okrąża swoją macierzystą gwiazdę w tzw. ekosferze, w której panująca na powierzchni temperatura pozwalałaby, by woda występowała w stanie płynnym. Proxima Centauri b nie została jeszcze dokładnie zbadana, wiadomo jednak, że ma 1,3 masy Ziemi i obiega swoją gwiazdę przez 11 dni w odległości jedynie 7,5 mln km (dla porównania – od Ziemi do Słońca jest 150 mln km), powinna być skalista, bo planety gazowe są zawsze istotnie większe, a panuje na niej nieco niższa temperatura niż na Ziemi.
Oczywiście od razu zaczęto spekulować, czy Proxima Centauri b nie mogłaby się stać dla nas drugą Ziemią, ponieważ pokonanie odległości nieco ponad 4 l.ś. powinno być kiedyś możliwe. Dzisiaj jeszcze potrzeba by na to setek tysięcy lat, ale teoretycznie, sprawę przyspieszyłoby np. użycie tzw. laserowego napędu kierowanego lub – co bardziej realne – dużego żagla słonecznego o średnicy niemal 4 km. Jak wynika z obliczeń, taki żagiel dostarczyłby tonę ładunku na Proximę Centauri b w niecałe 40 lat. Niestety, obecnie nie umiemy jeszcze ani szyć, ani nawet rozkładać w kosmosie tak dużych urządzeń.
Dom bez dachu
Z Proximą Centauri b wiąże się jednak pewien problem. Czerwone karły to zwykle gwiazdy bardzo zmienne, charakteryzujące się o wiele większą aktywnością niż nasze Słońce. Erupcja materii i emitowane promieniowanie są tam znacznie silniejsze, gdyż ciała te niemal w całości zajmuje tzw. strefa konwektywna – emitują one energię wskutek ruchu materii, a nie w wyniku promieniowania, jak dzieje się w przypadku większych gwiazd (najmniejsze czerwone karły w ogóle są pozbawione strefy radiacyjnej i cały transport energii realizuje się poprzez konwekcję). Potężne ruchy trącej o siebie materii powodują powstanie wielu silnych pól magnetycznych, które po zetknięciu się ze sobą doznają anihilacji, co jest przyczyną wzmożonej energetycznej aktywności gwiazdy. Powstają więc podobne do słonecznych protuberancje i koronalne wyrzuty masy, tyle że o wiele silniejsze i o wiele częstsze.
Ostatnio zespół uczonych z Princeton Plasma Physics Laboratory oraz z Princeton University przeprowadził pod kierownictwem fizyka Chuanfeia Donga bardzo zaawansowane symulacje, mające odpowiedzieć na pytanie, czy na planetach typu Proxima Centauri b mogłaby utrzymać się atmosfera. Ich wyniki ukazały się w jednym z ostatnich wydań czasopisma „The Astrophysical Journal Letters” i są w zasadzie jednoznaczne: utrzymanie się tam atmosfery przez dłuższy czas jest raczej niemożliwe. Ponieważ wiatr bardzo energetycznych cząstek dobiega do planety z bliska i ma znacznie większą siłę niż wiatr słoneczny, jego fotony silnie jonizują atomy i cząsteczki atmosfery, które stają się naładowane, a wówczas ciśnienie wiatru i jego oddziaływanie elektromagnetyczne wywiewają je w kosmos. Znaczne ubytki atmosfery powodują w rezultacie jałowienie planety. Jej powierzchnia podlega coraz większej erozji i staje się sucha. Podobny los spotkał kiedyś Marsa. Oczywiście egzoplanety mogą posiadać własne magnetosfery, jak Ziemia, ale ponieważ krążą blisko swoich gwiazd i są przez nie pływowo zatrzymywane – jak Księżyc przez Ziemię – ich pola magnetyczne, jeśli w ogóle istnieją, są raczej słabe. A za słabe pole nie chroni atmosfery przed groźnymi cząstkami wiatru gwiazdowego.
Wyniki prac zespołu Donga zmieniają też nasze zapatrywanie na to, ile w kosmosie, a przynajmniej w Drodze Mlecznej, może istnieć planet zdolnych zrodzić życie i je ochronić. Otóż znacząco mniej, niż do tej pory sądziliśmy, ponieważ większość egzoplanet w naszej Galaktyce krąży wokół czerwonych karłów. I nawet jeśli życie zaistniałoby na nich wcześniej, gdy jeszcze „atmosferycznie” miały się w miarę dobrze, to jednak trudno by mu się było na nich utrzymać.
Nasz rodzinny magnetyzm
Podobnie, choć oczywiście nie tak drastycznie, przedstawia się sytuacja w Układzie Słonecznym. Słońce nie ma jednego pola magnetycznego, ale setki, i pokrywają one jak wielkie plamy całą naszą gwiazdę. Gdy dwa pola magnetyczne o przeciwnej polarności się zetkną, powoduje to ich anihilację. W rezultacie dochodzi do uwolnienia energii zmagazynowanej w naprężonym polu magnetycznym, przejawiającej się gigantyczną erupcją plazmy na zewnątrz. Nazywa się to rozbłyskiem słonecznym. Rozbłyski, powstające przede wszystkim w chromosferze i koronie słonecznej, są zwykle krótkotrwałe (od kilkunastu minut do półtorej godziny), ale skutkują emisją największych ilości energii słonecznej w postaci fal elektromagnetycznych oraz strumieni cząstek. A jeszcze mamy właściwy wiatr słoneczny, którego sprawcą też są pola, a dokładniej – fale magnetyczne.
Położona najwyżej najgrubsza warstwa atmosfery słonecznej to korona. Temperatura osiąga tam nawet 2 mln °C, jest więc wielokroć wyższa niż temperatura powierzchni gwiazdy. Wszystko przez tzw. fale Alfvéna, czyli fale magnetyczne, które poruszają strugami plazmy w koronie tak jak fale morskie wodorostami. Ten ruch niezwykle rozgrzewa koronę słoneczną, przez co cząstki osiągają ogromne prędkości i mogą uciec ze Słońca pod postacią wiatru słonecznego. Wiatr dochodzi potem w pobliże Ziemi, lecz chroni nas przed nim magnetosfera, która staje się pułapką dla wysokoenergetycznych cząstek. Gdyby nie ona, z naszą atmosferą stałoby się to co z atmosferą Marsa i najpewniej wielu innych planet okrążających czerwone karły. W przypadku Ziemi istnienie atmosfery przekłada się na odpowiednią temperaturę i wodę w stanie płynnym. Skąd się bierze ziemskie pole magnetyczne? Tu także rolę odgrywają prądy konwekcyjne, powstające w płynnym jądrze naszej planety. Prądy te generują elektryczność, a ta – globalny magnetyzm rozchodzący się wokół Ziemi na ogromne odległości. Jak wspomniałem, Mars nie ma magnetosfery, a w przypadku Wenus jest ona śladowa.
Wszystko zaczyna się od magnetyzmu
Gwiazdy powstają z obłoków molekularnych, które pod wpływem jakiegoś zewnętrznego czynnika zaczynają się zagęszczać. Przekonujący opis tego zjawiska podał astrofizyk Alan Boss z Carnegie Institution for Science w Waszyngtonie. Otóż na los takiego obłoku istotnie wpływa przenikające go pole magnetyczne. Z jednej strony mamy potężne siły grawitacyjne, które kurczą obłok i prowadzą do jego fragmentacji, z drugiej zaś pole magnetyczne przeciwdziałające jego rozpadowi. Jeśli pole magnetyczne jest wystarczająco silne, materia przetrwa w całości i utworzy w ostateczności jedną gwiazdę. Jeśli jest zbyt słabe, grawitacja weźmie górę, obiekt rozpadnie się i powstanie układ wielokrotny – dwóch lub więcej gwiazd, co zależy od wielkości początkowego obłoku molekularnego.
Magnetyzm kwazarów i magnetary
Pola magnetyczne decydują również o niezwykłych procesach zachodzących w kwazarach i innych galaktykach aktywnych (więcej o tym: „Na tropie tajemnicy seyfertów”, „WiŻ” 1/2018). Ich nieporównywalna z niczym w kosmosie jasność jest wywołana dżetami materii, które powstają, gdy do centralnej czarnej dziury wpada gaz i pył z otaczającego ją dysku akrecyjnego. Z nieznanych do końca powodów niezwykle silne pole magnetyczne dysku sprawia, że do dziury nie trafia cała materia od razu, lecz w części jest ona odrzucana w przestrzeń w formie dwóch prostopadłych do płaszczyzny dysku dżetów. Materia tych strug jest przyspieszana do prędkości relatywistycznych, a ich jasność zależy od tego, pod jakim kątem obserwujemy czoło dżetu.
Wreszcie magnetyzm to istota bycia niezwykle egzotycznych obiektów wszechświata, a mianowicie magnetarów. Są to raczej wolno rotujące obiekty, które posiadają najsilniejsze pola magnetyczne w całym kosmosie. Można powiedzieć, że to kule magnetyzmu. Odkryto je w końcu lat 70. ub.w. dzięki temu, że niektóre emitują bardzo silne i powtarzalne rozbłyski promieniowania gamma. Początkowo więc nazwano je soft gamma repeaters (SGR), a wkrótce magnetarami. Magnetary to rodzaj gwiazd neutronowych o masie 1,5–2 mas Słońca, które mają średnicę 15– 20 km. Od zwykłych gwiazd neutronowych odróżnia je nieprawdopodobnie silne pole magnetyczne równe 1014 lub nawet 1015 Gs (gausów)! Dla porównania: pole magnetyczne Ziemi to 1 Gs, a Słońca – kilka gausów. Gdy tak nieduży, choć niezwykle masywny obiekt generuje błysk promieniowania gamma, energia błysku powinna go zniszczyć, ale chroni go przed tym gigantyczne pole magnetyczne (interpretacja obecnie przyjęta powszechnie, a zaproponowana wiele lat temu przez prof. Bohdana Paszyńskiego). Nie do końca wiadomo, jak takie monstra się rodzą. Najpewniej w ten sposób, że gdy po wybuchu supernowej o masie 8–20 mas Słońca utworzona gwiazda neutronowa zaczyna nagle się obracać, poszczególne jej warstwy rotują w różnym tempie. Pole magnetyczne nawija się wówczas między nimi i ulega ogromnemu wzmocnieniu. Trwa to bardzo krótko, ale wtedy powstaje magnetar. Emituje on powtarzalnie – co kilka, kilkanaście sekund – pulsy promieniowania gamma i okazjonalnie znacznie silniejsze rozbłyski gamma. Magnetary są aktywne krótko – od 10 do 100 tys. lat – co sugeruje, że może to nie być wcale odrębna klasa pulsarów, lecz tylko pewien etap w ich życiu. Niewiele o nich wiadomo i niewiele ich odkryliśmy (do dzisiaj nieco ponad 20), są to jednak obiekty, które można śmiało nazwać kosmiczną kwintesencją magnetyzmu, a więc oddziaływania odgrywającego niebagatelną rolę w całym wszechświecie.
Przemek Berg
dziennikarz naukowy, związany na stałe z redakcją tygodnika „Polityka”
