Korona Słoneczna

Przed czterema laty 11 sierpnia kilkadziesiąt milionów ludzi w Europie i Azji podziwiało jedno z najbardziej spektakularnych zjawisk w przyrodzie – całkowite zaćmienie Słońca. Wśród tych ludzi byli naukowcy: Kenneth Philips, obserwujący zjawisko w Bułgarii, oraz Bhola Dwievediem, który obserwował jak w Indiach w najbardziej nieodpowiednim momencie Słońce zostaje zakryte przez chmury. Nad świętą rzeką Ganges w tym czasie rozbrzmiewały śpiewy a tłum ludzi modlił się do boga słońca, prosząc o odsłonięcie swego oblicza.
Miliony ludzi miały również okazję uczestniczyć w podobnym widowisku nie tak dawno, 21 czerwca 2001 r., gdy cień Księżyca omiótł południowe rejony kontynentu afrykańskiego. Astronomom zaś nadarzyła się jeszcze jedna rzadka sposobność szczegółowego zbadania tajemniczej korony z powierzchni Ziemi - co niewątpliwe przybliży ich do rozwiązania jednaj z najtrudniejszych zagadek w astronomii – dlaczego zewnętrzne warstwy atmosfery Słońca są znacznie gorętsze niż jego powierzchnia?
Choć Słońce wygląda jak jednorodna kula gazowa faktycznie składa się z warstw równie odrębnych jak część stała i atmosfera planet. Promieniowanie Słońca, od którego zależy całe życie na Ziemi, pochodzi z reakcji termojądrowych zachodzących głęboko w jego wnętrzu. Energia ta bardzo wolno przedostaje się na zewnątrz, aż osiągnie widzialną powierzchnię Słońca, zwaną fotosferą, skąd uchodzi w przestrzeń kosmiczną. Powyżej tej powierzchni znajduje się rozrzedzona atmosfera. Dolna jej część, chromosfera, podczas całkowitych zaćmień Słońca widoczna jest w postaci jasnoczerwonej obwódki. Nad nią rozciąga się na miliony kilometrów biaława korona, z której zewnętrznych obszarów uchodzi wiatr słoneczny – strumień naładowanych cząstek przepływający przez cały Układ Słoneczny.
Temperatura Słońca zgodnie z oczekiwaniami stopniowo obniża się w miarę przechodzenia ku warstwom zewnętrznym – od 15 mln K[ok.4021447,8C] w jądrze do zaledwie 6000 K [ok. 1608,6C] w fotosferze. Dalej jednak dzieje się coś niezwykłego – gradient temperatury ulega odwróceniu. Temperatura chromosfery wzrasta równomiernie do 10000 K [ok. 2681C], a w koronie raptownie skacze do 1 mln K [ok. 268096,6C]. Obszary korony związane z plamami słonecznymi osiągają jeszcze wyższe temperatury. Dlaczego tak jest, skoro wiadomo, że energia słoneczna musi powstawać pod fotosferą. Pierwsze wzmianki dotyczące tej zagadki pojawiły się w XIX wieku, gdy obserwatorzy zaćmień wykryli emisyjne linie widmowe nie odpowiadające żadnemu ze znanych pierwiastków. W latach czterdziestych fizycy przypisali dwie z tych linii atomom żelaza, które utraciły niemal połowę swojego normalnego zestawu 26 elektronów – co następuje tylko w ekstremalnie wysokich temperaturach. Później za pomocą przyrządów umieszczonych na pokładzie rakiet i satelitów odkryto, że Słońce emituje obficie promieniowanie rentgenowskie i w zakresie skrajnego ultrafioletu – co jest możliwe jedynie w wypadku, gdy korona ma temperaturę rzędu megakelwinów. Dotyczy to nie tylko Słońca – zaobserwowano, że większość podobnych do Słońca gwiazd ma atmosfery emitujące promieniowanie rentgenowskie.
Niemniej wydaje się, że rozwiązanie jest w reszcie w zasięgu ręki. Astronomowie w zaproponowanym mechanizmie ogrzewania korony uwzględnili pola magnetyczne: korona ma najwyższą temperaturę tam, gdzie występują pola o największym natężeniu. Ponieważ według tego mechanizmu energia nie jest przenoszona w postaci termicznej, pozwala to obejść typowe ograniczenia termodynamiczne. Ostatecznie jednak energia ta musi zmienić się w ciepło. Badacze testują dwie koncepcje: drobnoskalowej rekoneksji linii sił pola magnetycznego, procesu zachodzącego również w rozbłyskach słonecznych, oraz fal magnetohydrodynamicznych. Istotnych wskazówek dostarczyły obserwacje z dwóch wzajemnie uzupełniających się źródeł: sond kosmicznych pozwalających obserwować na długościach fal niedostępnych z Ziemi i teleskopów naziemnych, które zbierają wiele danych bez ograniczeń związanych z szerokością pasma połączenia radiowego Ziemią. Odkrycia te mogą mieć zasadnicze znaczenie w rozumieniu jak wydarzenia na Słońcu wpływają na atmosferę Ziemi.
Pierwsze obrazy korony o wysokiej rozdzielczości uzyskano dzięki teleskopom ultrafioletowym i rentgenowskim znajdującym się na pokładzie amerykańskiej stacji kosmicznej Skylab podczas pobytu na niej astronautów w 1973 i 1974 roku. Na zdjęciach aktywnych obszarów korony położonych nad grupami plam słonecznych dało się zauważyć grupy pętli, które pojawiały się i znikały wciągu kilki dni, oraz rozmyte łuki rentgenowskie rozciągające się na miliony kilometrów. Z dala od obszarów aktywnych, w spokojnych rejonach Słońca emisja ultrafioletowa miała rozkład przypominający plaster miodu, co związane jest z granulacją fotosfery. W pobliżu biegunów Słońca występowały obszary o niskim poziomie emisji promieniowania rentgenowskiego, tzw. dziury koronalne.
Od czasów stacji Skylab każda kolejna większa sonda słoneczna miała znacznie lepszą rozdzielczość. Od 1991 roku teleskop rentgenowski na pokładzie japońskiej sondy kosmicznej Yohkoh wykonuje na bieżąco zdjęcia korony słonecznej, by dało się prześledzić ewolucję pętli i
innych jej elementów w ciągu 11-letniego cyklu aktywności słonecznej. W 1995 roku na orbicie w punkcie Lagrang’a położonym w odległości 1,5 mln km od Ziemi po jej słonecznej stronie, skąd możliwe są nieprzerwane obserwacje Słońca, zostało umieszczone europejsko-amerykańskie Solar and Helispheric Observatory [SOHO]. Jeden z zainstalowanych na nim instrumentów, Large Angle and Spectroscopic Coronagraph [LASCO – szerokokątny koronograf spektroskopowy] dokonując obserwacji w świetle widzianym przy użyciu nieprzezroczystej tarczy przesłaniającej blask słoneczny, śledzi wieloskalowe struktury koronalne, w miarę jak obracają się ze Słońcem [którego obserwowany Ziemi okres obrotu wynosi ok. 27 dni]. Na zdjęciach widać wyrzucane z korony olbrzymie pęcherze plazmy , które poruszają się z prędkością do 2000 km/s i docierają co jakiś czas do Ziemi i innych planet. Inne przyrządy znajdujące się na SOHO, jak Extreme Ultraviolet Imaging Telescope [EIT – teleskop obrazujący w skrajnym ultrafiolecie], pozwoliły uzyskać obrazy znacznie lepsze niż poprzednio Skylab.
Satelita TRACE [Transition Region and Coronal Explorer – badacz korony i obszaru przejściowego] zbudowany przez Stanford-Lockheed Institute for Space Research, wprowadzony został na orbitę biegunową wokół Ziemi w 1998 roku. Dzięki nadzwyczajnej zdolności rozdzielczej tego teleskopu ultrafioletowego odkryto niezwykłe bogactwo szczegółów. Obecnie wiadomo, że pętle w obszarach aktywnych są nitkowatymi strukturami o grubości zaledwie kilkuset kilometrów. Ich nieustanne drganie i trzepotanie może być istotną wskazówką, skąd bierze się wysoka temperatura korony. Pętle, łuki i dziury koronalne najwyraźniej układają się wzdłuż linii pola magnetycznego Słońca. Uważa się, że pola te powstają w górnej warstwie wnętrza Słońca o grubości 1/3 jego promieniowania, gdzie transport energii następuje nie przez promieniowanie ale na drodze konwekcji. Ruchy konwektywne działają w tym przypadku jak naturalne dynamo, przekształcając 0,01% wychodzącej energii promienistej w energię magnetyczną. Rotacja różniczkowa – polegająca na tym, że obszary o mniejszej szerokości heliograficznej obracają się nieco szybciej, niż rejony na większych szerokościach – odkształca to linie sił pola magnetycznego, skręcając je w charakterystyczny sposób. W miejscach występowania grup plam słonecznych wiązki skręconych linii sił przebijają powierzchnię fotosfery i sięgają korony.
Od stu lat dokonuje się pomiarów magnetyzmu fotosfery za pomocą magnetografów wykorzystujących zjawisko Zeemana [ w obecności pola magnetycznego linia widmowa rozszczepia się na dwie lub więcej składowych nieznacznie różniących się od siebie długością fali i polaryzacją]. Dotąd nie udało się jednak zaobserwować zjawiska Zeemana w koronie – w przypadku linii widmowych emitowanych przez koronę rozszczepienie jest zbyt małe aby udało się je wykryć za pomocą przyrządów, którymi aktualnie dysponujemy. Zatem astronomom nie pozostaje nic innego jak ekstrapolować natężenie pola w fotosferze na koronę. Na tej podstawie przewiduje się, że indukcja magnetyczna korony wynosi ok. 0,001 T, 20 razy więcej niż indukcja ziemskiego pola magnetycznego na biegunach. W obszarach aktywnych indukcja magnetyczna osiąga wartość 0,01 T.
Pola te, choć słabe w porównaniu z wytwarzanymi przez magnesy laboratoryjne, wywierają znaczny wpływ na koronę słoneczną. Jest to możliwe, ponieważ korona mając tak wysoką temperaturę, jest niemal całkowicie zjonizowana – tworzy ją plazma, składająca się nie z obojętnych atomów, lecz z protonów, elektronów i jąder atomowych [głównie helu]. W plazmie zachodzi wiele zjawisk, których nie zaobserwowano w gazie neutralnym. Pola magnetyczne korony są wystarczająco silne, by powiązać z liniami sił naładowane cząsteczki. Poruszają się one wówczas wzdłuż linii pola po ciasnych śrubowych trajektoriach niczym maleńkie koraliki nanizane na bardzo długą nić. Dlatego struktury typu dziury koronalne mają tak wyraźnie zaznaczone brzegi. W rozrzedzonej plazmie ciśnienie pola magnetycznego [proporcjonalne do kwadratu natężenia pola] przewyższa ciśnienie termiczne o czynnik co najmniej 100. Astronomowie są głęboko przekonani, że to pola magnetyczne zasilają koronę energią, ponieważ obserwuje się wyraźną zależność pomiędzy natężeniem pola a temperaturą. Temperatura jaskrawych pętli w obszarach aktywnych dochodzi do 4 mln K [ok. 1072386,1C], podczas gdy w obrębie gigantycznych łuków korony właściwej wynosi ok. 1 mln K [ok. 268096,6C]. Do niedawna jednak były poważne trudności z wyjaśnieniem podgrzewania korony za pomocą pól magnetycznych. Aby ich energia mogła zamienić się w energię cieplną, musiały być one zdolne do dyfundowania przez plazmę, co wymaga określonej wartości elektrycznej oporności właściwej w koronie – mówiąc po prostu, korona nie może być doskonałym przewodnikiem. W doskonałym przewodniku pole elektryczne szybko zanika, ponieważ naładowane cząstki natychmiast się przemieszczają neutralizując je. A plazma nie mogąc utrzymać pola elektrycznego, nie może poruszać się względem pola magnetycznego [ani pole względem plazmy], ponieważ ruchy takie indukowałyby pole elektryczne. Dlatego astronomowie mówią o polu magnetycznym „wmrożonym” w plazmę. Zasadę tę można ująć ilościowo, rozważając, ile czasu zajmuje przedyfundowanie pola magnetycznego w plazmie na daną odległość. Tempo dyfuzji jest tu odwrotnie proporcjonalne do odporności właściwej. W klasycznej fizyce plazmy przyjmuje się, że źródłem oporności elektrycznej są tzw. zderzenia kolumbowskie, polegające na tym, że oddziaływanie elektrostatyczne naładowanych cząstek rozprasza przepływające elektrony. W takim przypadku przebycie odległości rzędu 10000 km, typowych rozmiarów pętli w rejonie aktywnym, powinno zająć ok. 10 mln lat. Tempo, w jakim zachodzą procesy koronalne – np. rozbłyski trwające niekiedy zaledwie kilka minut – jest o wiele większe. Mamy zatem do czynienia bądź to z wyjątkowo wysoką wartością odporności właściwej, bądź to z niezmiernie krótką drogą dyfuzji, bądź z jednym i z drugim. W pewnych strukturach związanych z silnym gradientem magnetycznym droga dyfuzji może być rzędu zaledwie kilku metrów. Badacze doszli jednak do wniosku, że to raczej oporność jest wyższa niż sądzili. W ciągu ostatnich kilki lat fizycy zaobserwowali w laboratoryjnej plazmie, np. w urządzeniach do przeprowadzania kontrolowanych reakcji termojądrowych, niestabilności, które mogą wywołać drobnoskalowe turbulencje i fluktuacje całkowitego ładunku elektrycznego stanowiące o wiele istotniejszy czynnik wzrostu oporności niż chaotyczne rozpraszanie na cząstkach.
Jeśli chodzi o pomysły na wyjaśnienie podgrzewania korony to są one dwojakiego rodzaju. Przez długie lata astronomowie sądzili, że w grę wchodzi podgrzewanie przez fale. Początkowo brano pod uwagę fale akustyczne, lecz pod koniec lat siedemdziesiątych ustalono, że po opuszczeniu fotosfery rozpraszałyby się one w chromosferze, nie pozostawiając już energii dla samej korony. Podejrzenia padły zatem na fale związane z polem magnetycznym. Mogą to być tzw. fale Alfvena, kiedy mamy do czynienia z oscylacjami wyłącznie linii sił pola magnetycznego. Jednak wiele wskazuje na to, że w grę wchodzi ogólniejsza kategoria fal – fale magnetohydrodynamiczne [MHD] – obejmujące obok fal Alfvena fale magnetoakustyczne, w których oscylacje dotyczą także ciśnienia. Choć teoria fal magnetohydrodynamicznych łączy w sobie dwie teorie, zwyczajną hydrodynamikę i elektromagnetyzm, mechanizm ten jest zupełnie odrębny. Fizycy plazmy rozróżniają dwa rodzaje fal magnetohydrodynamicznych: szybkie i wolne, w zależności od tego, czy ich prędkość fazowa jest większa czy mniejsza od prędkości fali Alfvena, wynoszącej w koronie ok. 2000km/s. Przebycie typowej pętli w obszarze aktywnym zajmuje fali Alfvena blisko 5 sekund, szybkiej fali MHD jeszcze mniej, natomiast wolnej fali MHD co najmniej 0,5 minuty. Fale MHD wzbudzane przez zaburzenia konwektywne w fotosferze wynoszone są do korony za pośrednictwem pól magnetycznych. Mogą wówczas przekazywać swoją energię plazmie, jeśli ma ona wystarczającą oporność czy też lepkość. Przełom nastąpił w 1998 roku, kiedy sonda TRACE zaobserwowała potężny rozbłysk, którego fala uderzeniowa wywołała falowanie pobliskich drobnych pętli. Przed ustabilizowaniem się zdążyły one wykonać kilka oscylacji. Okazało się, że w tym przypadku tempo tłumienia było wiele milionów razy wyższe, niż przewiduje się w klasycznej teorii. Te przełomowe obserwacje „sejsmologii koronalnej” dokonane przez Valery’ego Nakariakova, wówczas z University of St. Andrews w Szkocji, i jego współpracowników dowiodły, że fale MHD mogą faktycznie przekazywać energię koronie. Mimo iż pomysł mechanizmu transportu energii przez fale jest w pełni realny, pojawiła się też inna koncepcja – podgrzewania korony przez mikrorozbłyski. Rozbłyskiem nazywamy nagłe wyzwolenie energii dochodzącej do 1025 J w obszarze aktywnym Słońca. Sądzi się, że powoduje go reknoeksja linii sił pola magnetycznego, podczas której skierowane przeciwnie linie znoszą się wzajemnie, zamieniając energię magnetyczną w ciepło. Do tego procesu konieczne jest aby linie sił pola mogły dyfundować przez plazmę. Rozbłyskowi towarzyszy strumień promieniowania rentgenowskiego i ultrafioletowego. W maksimum aktywności słonecznej [które właśnie obserwujemy] na całej powierzchni Słońca może dochodzić do kilku rozbłysków w ciągu godziny. Dzięki sondom kosmicznym jak Yohkoh i SOHO wiadomo, że zjawiska tego typu w znacznie mniejszej skali, za to o wiele częstsze, zachodzą także w rejonach uważanych dotąd za spokojne. Ich energia jest blisko milion razy mniejsza niż typowego dużego rozbłysku, stąd nazwano je mikrorozbłyskami. Emitowane przez nie twarde promieniowanie rentgenowskie zostało po raz pierwszy wykryte w 1980 roku przez Roberta Lina i jego współpracowników z University of California w Berkeley za pomocą detektora umieszczonego w sondzie balonowej. Podczas minimum aktywności słonecznej w 1996 roku rozbłyski o bardzo niskiej energii rzędu 1017 J zarejestrowała również sonda Yohkoh.
Rozbłyski nie są jedynymi gwałtownymi zjawiskami na Słońcu. Często obserwuje się, jak z niższych warstw korony wytryskują w górę z prędkością kilkuset km/s promieniujące w zakresie rentgenowskim i ultrafioletowym strugi materii koronalnej. Niemniej mikrorozbłyski są szczególnie interesujące, gdyż to one właśnie osiągają temperatury rzędu megakelwinów, jakie byłyby potrzebne do podgrzewania korony. Paweł Pres z Uniwersytetu Wrocławskiego opierając się na badaniach Eugen’a Parkera, fizyka z University of Chicago stwierdził, że obserwowane częstości występowania rozbłysków można ekstrapolować do jeszcze drobniejszych zdarzeń, nazwanych nanorozbłyskami. Pozwoliłoby to wyjaśnić całkowitą moc promieniowania elektromagnetycznego korony, rzędu 3x10 18 W. to, który mechanizm dominuje – fale, czy nanorozbłyski zależy od ruchów zaburzających pole magnetyczne w fotosferze. Jeśli trwają dłużej niż 0,5 min. ,nie są w stanie generować fal MHD, wywołują natomiast wąskie prądy warstwowe, w których może zachodzić rekoneksja. Obserwacje optyczne o bardzo dużej rozdzielczości jaskrawych filigranowych struktur, przeprowadzone za pomocą szwedzkiego Próżniowego Teleskopu Wieżowego w obserwatorium La Palma na Wyspach Kanaryjskich, jak również dokonywane przez SOHO i TRACE globalne obserwacje nieustannie zmieniającego się „dywanu magnetycznego” na powierzchni Słońca, wykazały, że ich trwanie jest bardzo różne.
Chociaż wyniki obserwacji przemawiają aktualnie za nanorozbłyskami jako zasadniczym czynnikiem podgrzewającym koronę, w pewnym stopniu może się do tego przyczyniać także mechanizm związany z falami. Jest mało prawdopodobne, by np. nanorozbłyski odgrywały jakąkolwiek rolę jeśli chodzi o dziury koronalne. W obszarach tych linie pola magnetycznego nie tworzą pętli, lecz wychodzą na zewnątrz Słońca, wobec czego rekoneksja, zamiast podgrzewać plazmę, przyśpiesza ją i wyrzuca w przestrzeń międzyplanetarną. Jednak temp. korony w obrębie dziur jest też bardzo wysoka. Astronomowie od pewnego czasu przeglądają te obszary w poszukiwaniu oznak ruchu falowego, jak okresowe fluktuacje jasności, czy przesunięcia Dopplera. Jednak okres fal MHD, które mogłyby stanowić czynnik podgrzewający, jest najprawdopodobniej bardzo krótki [trwa kilka sekund]. Stosowane w sondach kosmicznych detektory na razie nie pozwalają rejestrować tak szybkozmiennych procesów. Stąd nadal istotną rolę pełnią obserwacje naziemne. Pionierem w tej dziedzinie był Jay Pasachoff z Williams College. Od lat 80tych wraz ze swymi studentami poszukiwał modulacji w świetle koronalnym podczas zaćmień za pomocą bardzo szybkich detektorów. Analiza otrzymanych danych wskazuje na występowanie oscylacji o okresie od jednej do dwóch sekund, natomiast Serge Koutchmy z Insitut d’Astrophysique w Paryżu wykrył za pomocą koronografu zmiany w okresach 43,80 i 300 s. Właśnie w celu wykrycia takich oscylacji Kenneth Phillips udał się ze swoim zespołem do bułgarskiej miejscowości Szabła na wybrzeżu Morza Czarnego, by obserwować zaćmienie w sierpniu 1999 roku. Przyrząd obserwacyjny składał się z 2 szybkich kamer CCD do prowadzenia obserwacji jednocześnie w świetle białym i na długości fali zielonej linii widmowej wysoko zjonizowanego żelaza oraz zwierciadła śledzącego, czyli heliostatu kierującego światło słoneczne w postaci poziomej wiązki do jego wnętrza. Podczas całkowitej fazy zaćmienia trwającej 2min i 23s instrument ten wykonywał zdjęcia z szybkością 44 klatek na sekundę. Analizy przeprowadzone przez Pawła Rudawego z Uniwersytetu Wrocławskiego i Davida Williamsa z Queen’s University w Belfaście wykazały występowanie oscylacji o charakterze lokalnym, głównie wzdłuż pętli, o okresie 2-10s. Natomiast w innych miejscach nie zarejestrowano żadnych oscylacji.

Wygląda zatem na to, że fale MHD choć faktycznie powstają, mają zbyt małą siłę lub zdolność rozchodzenia się, by odegrać istotną rolę w podgrzewaniu korony. Po obserwacjach zaćmienia w Zambii astronomowie przystosowali ich instrument do współpracy z koronografem [chociaż nieprzezroczysta tarcza wewnątrz koronografu pozwala na dokonywanie obserwacji nie tylko podczas zaćmienia, nie blokuje światłą słonecznego równie efektywnie jak Księżyc].
Zjawisko podgrzewania korony bada się także podczas obserwacji innych gwiazd. Za pomocą obecnych przyrządów nie jesteśmy w stanie bezpośrednio dostrzec szczegółów ich powierzchni, lecz z danych spektroskopowych można wnioskować o występowaniu plam gwiezdnych, a obserwacje w ultrafiolecie i zakresie rentgenowskim mogą wykazać istnienie koron i rozbłysków, często o wiele potężniejszych niż ich słoneczne odpowiedniki. Widma o dużej rozdzielczości otrzymane przez sondę Extreme Ultraviolet Explorer i ostatnio wystrzelone satelity rentgenowskie Chandra oraz XMM-Newton, dostarczają informacji o temp. i gęstości. Okazuje się np. że w przypadku Capelli – układu gwiazdowego złożonego z 2 olbrzymów – temp. fotosfer zbliżona jest do słonecznej, lecz korony mają temp. 6 razy wyższą. Natężenia poszczególnych linii widmowych wskazują na gęstość plazmy ok. 100 razy większą niż w przypadku słonecznej korony. Tak duża gęstość świadczy o tym, że korony składników gwiazdowych Capelli są o wiele węższe niż słoneczne, rozciągając się na 1/10 średnicy gwiazdy. Najwyraźniej każdą gwiazdę cechuje własny, specyficzny rozkład pola magn. W niektórych przypadkach mogą tu mieć znaczenia również planety krążące po ciasnych orbitach.
Paradoks gorącej korony słonecznej intrygował astronomów przez ponad pół wieku, lecz teraz w świetle ostatnich odkryć dokonanych dzięki sondom kosmicznym i szybkiemu rejestrowaniu obrazów korony podczas zaćmień wiemy, że jego rozwiązanie jest bliskie. Jednakże nawet jeśli wspólnym wysiłkiem uda się nam rozwikłać jedną tajemnicę, od razu powstają następne. Słońce i inne gwiazdy z ich skomplikowaną strukturą warstwową, polami magnetycznymi oraz nadzwyczajną dynamiką wciąż opierają się naszym wysiłkom poznawczym. Okazuje się, że w epoce tak egzotycznych tematów jak czarne dziury i ciemna materia, nawet coś na pozór zwyczajnego może być niezmiernie frapujące.