Aktywność słoneczna w ostatnich 9000 lat

Jednym z najważniejszych czynników kształtujących klimat Ziemi jest aktywność słoneczna, a konkretnie – strumień energii docierającej ze Słońca do powierzchni naszej planety. Od XVII wieku aktywność słoneczną oceniano licząc plamy na Słońcu (im większa aktywność gwiazdy, tym jest ich więcej), zaś obecnie możemy mierzyć ją za pomocą specjalnych przyrządów, w tym zamontowanych na satelitach. Ale skąd wiemy, jaka była aktywność słoneczna w czasach przed rozpoczęciem obserwacji? Czy relatywnie wysoka aktywność słoneczna w XX wieku była czymś nietypowym?

Rysunek 1. Słońce – źródło energii dla Ziemi. Na jego powierzchni wiele się dzieje. Na zdjęciu plamy słoneczne, pochodnie i protuberancje. Źródło: NASA.

ABC aktywności słonecznej i jej pomiarów

Stała słoneczna, czyli całkowite natężenie docierającego do Ziemi promieniowania słonecznego, wyrażane w W/m2, nie jest zupełnie stała. Już od połowy XIX wieku wiemy, że liczba i położenie plam słonecznych zmieniają się periodycznie w ciągu ok. 11 lat. Od początku XX wieku wiemy ponadto, że plamy związane są z zaburzeniami pola magnetycznego w atmosferze słonecznej, a okres zmienności magnetycznej Słońca wynosi 22 lata, bo w każdym kolejnym 11-letnim cyklu biegunowość pola magnetycznego Słońca jest odwrotna. Wiemy też z obserwacji historycznych, że długość tych cykli nieco się zmienia, a czasem są one przerywane tzw. minimami aktywności słonecznej, podczas których cykle nie występują. Dwa największe to minimum Maundera z lat 1645–1717 oraz późniejsze minimum Daltona z lat ok. 1790–1830, które przyczyniły się do tzw. małej epoki lodowej w Europie (choć nie były jej jedyną przyczyną – istotną rolę odegrały też bardzo silna aktywność wulkaniczna na Islandii oraz zmiany w cyrkulacji termohalinowej oceanów).

Im więcej ciemnych plam obserwujemy na powierzchni Słońca, tym więcej energii wypromieniowuje nasza gwiazda. Dlaczego tak jest, skoro temperatura plam jest niższa od średniej temperatury fotosfery? Powodem są towarzyszące plamom tzw. pochodnie słoneczne, które są gorętsze od średniej i które z nadmiarem kompensują mniejszą emisję promieniowania z powierzchni plam. Zarówno plany jak i pochodnie są manifestacjami zmian pola magnetycznego przy powierzchni naszej gwiazdy.

Bezpośrednie pomiary natężenia promieniowania słonecznego, czyli „stałej słonecznej” są prowadzone za pomocą precyzyjnych pomiarów satelitarnych zaledwie od 1978 roku, a obserwacje plam słonecznych, których liczba jest dobrym miernikiem aktywności słonecznej, od XVII wieku. Jeśli jednak interesują nas zmiany klimatu w dłuższej perspektywie czasowej i to, jak wpływa na nie Słońce, chcielibyśmy wiedzieć, jak jego aktywność zmieniała się wcześniej.

Naukowcy mają sposoby, żeby to zbadać. Zmiany aktywności słonecznej oznaczają nie tylko wahania ilości docierającej do Ziemi energii. Wraz z nią zmienia się także natężenie roztaczanego przez naszą gwiazdę pola magnetycznego. Pole to mocniej lub słabiej osłania Układ Słoneczny od galaktycznego promieniowania kosmicznego (rozpędzonych naładowanych cząstek – jąder atomowych – wyemitowanych kiedyś w naszej galaktyce i pędzących przez przestrzeń kosmiczną).

Gdy wysokoenergetyczna (rozpędzona) cząsteczka promieniowania kosmicznego zderza się z jądrem atomowym znajdującym się w skale, glebie lub atmosferze, może dokonać jego przemiany jądrowej i spowodować powstanie izotopu radioaktywnego, nie istniejącego w sposób naturalny na Ziemi (ponieważ okres rozpadu takiego jądra atomowego w porównaniu z czasem istnienia planety jest krótki, te, które były na Ziemi w trakcie jej powstawania, zdążyły się już dawno temu rozpaść).

Przykładowo, izotop berylu 10Be jest produkowany w atmosferze przez promieniowanie kosmiczne pochodzenia pozasłonecznego. Im większa jest aktywność słoneczna, tym mniej tego promieniowania dociera do Ziemi i tym mniej powstaje 10Be. Na podstawie analizy zawartości 10Be w rdzeniach lodowych można określić okresy wzmożonej aktywności słonecznej. Pozostają one w bardzo dobrej zgodności z aktywnością słoneczną określaną za pomocą liczby plam.

Podobnie ma się sprawa z izotopem węgla 14C. Powstaje on w górnych warstwach atmosfery Ziemi w wyniku oddziaływania promieniowania kosmicznego z azotem 14N. W okresach minimum aktywności Słońca – gdy słabnie jego pole magnetyczne (a więc wzmacnia się strumień promieniowania kosmicznego) – powstaje więcej izotopu 14C, który przemieszcza się do niższych warstw atmosfery. Tu, wraz z innymi atomami węgla wchodzącymi w skład cząsteczek CO2, absorbują go rośliny. Odkładając się m.in. w rocznych przyrostach drzew daje nam możliwość badania zmian jego ilości w dawnej atmosferze, a więc pośrednio, aktywności słonecznej.

To rzecz jasna duży skrót obszernej wiedzy naukowej na temat zmian aktywności słonecznej w przeszłości. Osobom chcącym dowiedzieć się więcej o „kuchni” tych badań, różnych sposobach pozyskiwania danych i metodyce ich analizy polecamy przekrojowy artykuł „A history of solar activity over millennia” (Usoskin, 2017).

Rekonstrukcja zmian aktywności słonecznej

Autorzy pracy Wu i in., 2018 [pełna wersja] do zrekonstruowania zmian aktywności słonecznej w ciągu ostatnich 9000 lat wykorzystali fizyczny model aktywności słonecznej SATIRE (ang. Spectral and Total Irradiance REconstruction), wiążący zmiany napromieniowania z konkurującymi ze sobą wkładami ciemnych plam i jasnych pochodni słonecznych, które z kolei przekładają się na zmiany pola magnetycznego naszej gwiazdy, wiążącego się z kolej z tempem produkcji izotopów promieniotwórczych przez docierające do Ziemi cząstki promieniowania kosmicznego.

Rysunek 2. Rekonstrukcje liczby plam słonecznych na podstawie modelu SATIRE w okresie 1000 p.n.e–015 n.e. w oparciu o dane pomiarów izotopowych. Niebieska linia to rekonstrukcja na podstawie izotopu 14C (Usoskin i in., 2016); zielona linia – rekonstrukcja na podst. izotopu 10Be (Usoskin i in., 2016); czarna linia – rekonstrukcja wieloizotopowa (Wu i in., 2018); czerwona linia – średnia dekadowa liczba obserwowanych plam słonecznych. Źródło Wu i in., 2018.

W oparciu o dane z pomiarów izotopowych 10Be i 14C można uzyskać informacje o zmianach pola magnetycznego Słońca. Widzimy je na rysunku 3.

Rysunek 3. Wygładzona 361-dniowym filtrem rekonstrukcja zmian całkowitego strumienia magnetycznego Słońca (TMF), pokazana grubą czarną linią. Cieńsze linie: czerwona, niebieska i kreskowana to analizowane w modelu różne składowe promieniowania, odpowiednio: AR (ang. Active Regions, rejony aktywne), ER (ang. Ephemeral Regions, rejony krótkotrwałej aktywności), OMF (ang. Open Magnetic Flux, strumień magnetyczny, którego linie wychodzą ze Słońca, lecz wraz z wiatrem słonecznym są wyciągane do heliosfery). Należy zauważyć, że choć zrekonstruowany strumień spada do zera podczas minimum Maundera, to jest to konsekwencją braku obserwacji plam słonecznych w tym okresie. W zasadzie, strumień magnetyczny pochodzący z mniej aktywnych rejonów wciąż mógł występować, pomimo braku obserwowanych plam słonecznych. Oznacza to, że spadek strumienia magnetycznego wynikający z modelu bazującego na liczbie plam może być zawyżony i można go traktować jako górny limit spadku aktywności. Źródło Wu i in., 2018.

Fluktuacje pola magnetycznego gwiazdy oraz obecnych na jej powierzchni plam i pochodni przekładają się na ilość emitowanej z powierzchni energii, co pozwala obliczyć jej strumień w odległości odpowiadającej odległości Ziemi od Słońca (1 AU – jednostka astronomiczna).

Rysunek 4. Rekonstrukcja mocy promieniowania słonecznego docierającego do Ziemi od 1639 roku (czarna linia: 361-dniowa średnia; niebieska linia: ruchoma średnia 11-letnia). Szara pozioma linia przerywana pokazuje poziom odniesienia z okresu minimum Maundera. Poziom niepewności rekonstrukcji ze względu na niepewność określenia parametrów modelu dla dekady jest rzędu 0,1 W/m2. Źródło Wu i in., 2018.

Zmienność stałej słonecznej podczas 11-letniego cyklu wynosi około 1 W/m2. Zakres zmienności pomiędzy Minimum Maundera a ostatnim maksimum słonecznym w latach 60. XX wieku jest niewiele większy. Rekonstrukcja Wu i in., 2018 pokazuje zmianę o 1,2 W/m2. To wynik zgodny z innymi współczesnymi rekonstrukcjami, dającymi wyniki z zakresem niepewności 0,9–1,5W/m2.

W związku z mającym miejsce w ostatnich dekadach spadkiem aktywności słonecznej, moc docierającego do Ziemi promieniowania słonecznego spadła do poziomu porównywalnego z minimum Daltona z przełomu XVIII i XIX w. Pomimo tego globalna temperatura, zamiast spadać, szybko rośnie -to wynik szybkiego wzrostu koncentracji gazów cieplarnianych (patrz Ziemia się nagrzewa. I wiemy dlaczego.).

A co było wcześniej? Przyjrzyjmy się rezultatom analizy Wu i in., 2018 w trzech różnych skalach czasowych: ostatnich 600, 3000 i 9000 lat.

Rysunek 5. Rekonstrukcje zmian „stałej słonecznej” bazujące na różnych seriach pomiarów izotopowych. Niebieska linia to rekonstrukcja na podstawie izotopu 14C (Usoskin i in., 2016); zielona linia – rekonstrukcja na podst. izotopu 10Be (Usoskin i in., 2016); czarna linia – rekonstrukcja wieloizotopowa (Wu i in., 2018); czerwone linia (ciągła i przerywana) – średnie dekadowa liczby obserwowanych plam słonecznych na podstawie dwóch różnych analiz (żółte pole pokazuje różnicę między nimi). Zakres niepewności dla serii Wu18 jest pokazany szarym cieniowaniem. Źródło Wu i in., 2018.

Jak widać, rekonstrukcje mocy promieniowania słonecznego, bazujące na różnych zapisach izotopowych, 10Be i 14C dobrze zgadzają się ze sobą, pomimo znacząco różnych ścieżek geochemicznych tych pierwiastków w atmosferze Ziemi (pierwszy jest wymywany z atmosfery przez opady, drugi jest wychwytywany przez rośliny). W dodatku nawet gdy sięgamy dalej w przeszłość (wykres dla ostatnich 9000 lat) okazuje się, że zakres zmienności mocy promieniowania słonecznego był rzędu 1,5 W/m2, czyli ok. 0,11%.

Widać też, że wysoka aktywność słoneczna w połowie XX wieku nie była niczym nietypowym w okresie holocenu (ostatnie 11,5 tys. lat).

Wpływ zmian aktywności Słońca na klimat

Oszacujmy jeszcze, jakie jest wymuszenie radiacyjne związane z opisanymi wyżej zmianami aktywności słonecznej. Ziemia pochłania około 70% padającego promieniowania słonecznego. Ponieważ interesuje nas średni strumień promieniowania przypadający na jednostkę powierzchni globu, musimy wziąć pod uwagę, że powierzchnia ta jest czterokrotnie większa od powierzchni przekroju planety (4πR2 powierzchni Ziemi vs πR2 przekroju). Zmiana mocy promieniowania słonecznego o 1 W/m2 powoduje więc zmiany energii absorbowanej przez powierzchnię Ziemi równe ¼ · 0,7 = 0,17 W/m2. W przypadku różnicy strumienia promieniowania słonecznego pomiędzy Minimum Maundera a maksimum w XX wieku równej 1,2 W/m2 oznaczałoby to zmiany wymuszenia radiacyjnego na poziomie około 0,2 W/m2; dla porównania obecny wpływ gazów cieplarnianych przekracza już 3 W/m2.

Reasumując, nie ma żadnych podstaw, by twierdzić, że globalne ocieplenie jest wywołane zwiększoną aktywnością słoneczną. Więcej, średnia temperatura Ziemi rośnie, mimo spadku mocy promieniowania docierającego ze Słońca do Ziemi. O tym, że to nie wzrost aktywności słonecznej odpowiada za globalne ocieplenie świadczy też wiele innych niezależnych obserwacji. Przykładowo, gdyby to Słońce było przyczyną zachodzącego ocieplenia, obserwowalibyśmy nagrzewanie się całej atmosfery od dołu do góry. Z kolei wzrostowi temperatury przy powierzchni ziemi, związanemu ze wzrostem koncentracji gazów cieplarnianych powinno towarzyszyć ochładzanie się górnych warstw atmosfery, co jest obserwowane.

Marcin Popkiewicz, konsultacja merytoryczna prof. Szymon Malinowski

Opublikowano: 2020-01-29 13:15
Korzystanie z witryny bez zmiany ustawień przeglądarki oznacza akceptację polityki cookies.