Zagadkowa Korona Słoneczna.pdf

ZAGAD

Paradoksalnie zewn«trzne warstwy atmosfery S¸oÄca

s znacznie gor«tsze niý jego powierzchnia.

Astronomowie usi¸uj dociec dlaczego

KOWA

SüONECZNA

Bhola N. Dwivedi i Kenneth J. H. Phillips

TA PROTUBERANCJA uchwycona w locie (nieregularny

strumieÄ z prawej) zosta¸a wyrzucona z powierzchni S¸oÄca

do jego atmosfery Ð korony. Na zdj«ciu, ukazujcym

promieniujcy w zakresie ultrafioletowym ch¸odniejszy

gaz protuberancji i znajdujc si« poniýej chromosfer«,

plazma koronalna nie jest widoczna. Bia¸e obszary

maj duý g«stoæ, czerwone Ð ma¸.

KORONA

Przed dwoma laty 11 sierpnia kilkadziesit milionw ludzi

w Europie i Azji podziwia¸o jedno z najbardziej spektakular-

nych zjawisk w przyrodzie Ð ca¸kowite zamienie S¸oÄca.

Wærd nich byliæmy i my dwaj. Jeden z nas (Phillips) ob-

serwowa¸ w Bu¸garii, jak oælepiajco jasn tarcz« S¸oÄca za-

krywa ciemny, zimny Ksi«ýyc i ukazuje si« w pe¸nej krasie

olæniewajca korona, podczas gdy drugiemu (Dwivediemu)

w Indiach pozosta¸o jedynie patrze, jak jaskraw tarcz« S¸oÄ-

ca w najbardziej nieodpowiednim momencie zakrywa ciem-

na pow¸oka chmur. Nie wszystko jednak by¸o stracone Ð spek-

takl rozgrywa¸ si« nie tylko na niebie, lecz i na ziemi. Nad

æwi«t rzek Ganges rozbrzmiewa¸y æpiewy, a t¸umy ludzi

brodzc w jej nurtach, modli¸y si« do boga s¸oÄca, by raczy¸

ods¸oni swoje oblicze.

Miliony ludzi mia¸y rwnieý okazj« uczestniczy w podob-

nym widowisku nie tak dawno, 21 czerwca, gdy cieÄ Ksi«ýy-

ca omit¸ po¸udniowe rejony kontynentu afrykaÄskiego. Astro-

nomom zaæ nadarzy¸a si« jeszcze jedna rzadka sposobnoæ

szczeg¸owego badania tajemniczej korony z powierzchni

Ziemi Ð co niewtpliwie przybliýy ich do rozwizania jednej

z najtrudniejszych zagadek w astronomii.

Cho S¸oÄce wyglda jak jednorodna kula gazowa Ð istna

kwintesencja prostoty Ð faktycznie sk¸ada si« z warstw rw-

nie odr«bnych, jak cz«æ sta¸a i atmosfera planet. Promienio-

wanie S¸oÄca, od ktrego zaleýy ca¸e ýycie na Ziemi, pocho-

dzi z reakcji termojdrowych zachodzcych g¸«boko w jego

wn«trzu. Energia ta bardzo wolno przedostaje si« na zewntrz,

aý osignie widzialn powierzchni« S¸oÄca, zwan fotosfer,

skd uchodzi w przestrzeÄ kosmiczn. Powyýej tej powierzch-

ni znajduje si« rozrzedzona atmosfera. Dolna jej cz«æ, chro-

mosfera, podczas ca¸kowitych zamieÄ S¸oÄca widoczna jest

w postaci jasnoczerwonej obwdki. Nad ni rozciga si« na mi-

liony kilometrw bia¸awa korona, z ktrej zewn«trznych ob-

szarw uchodzi wiatr s¸oneczny Ð strumieÄ na¸adowanych

czstek przep¸ywajcy przez ca¸y Uk¸ad S¸oneczny.

Temperatura S¸oÄca zgodnie z oczekiwaniami stopniowo ob-

niýa si« w miar« przechodzenia ku warstwom zewn«trznym

Ð od 15 mln K w jdrze do zaledwie 6000 K w fotosferze.

Dalej jednak dzieje si« coæ niezwyk¸ego Ð gradient tempera-

tury ulega odwrceniu. Temperatura chromosfery wzrasta

rwnomiernie do 10 000 K, a w koronie raptownie skacze do

1 mln K. Obszary korony zwizane z plamami s¸onecznymi

osigaj jeszcze wyýsze temperatury. Dlaczego tak jest, sko-

ro wiadomo, ýe energia s¸oneczna musi powstawa pod fo-

tosfer? Przecieý gdy oddalamy si« od pieca, nie jest nam co-

raz cieplej.

Pierwsze wzmianki dotyczce tej zagadki pojawi¸y si« w XIX

wieku, gdy obserwatorzy zamieÄ wykryli emisyjne linie wid-

mowe nie odpowiadajce ýadnemu ze znanych pierwiastkw.

W latach czterdziestych fizycy przypisali dwie z tych linii ato-

DZIURY KORONALNE, P¢TLE i üUKI uk¸adaj si«

wzd¸uý linii pola magnetycznego S¸oÄca.

P¢TLA KORONALNA zarejestrowana

w zakresie ultrafioletowym przez przyrzdy

sondy TRACE rozciga si« na 120 000 km

ponad powierzchni« S¸oÄca.

NA ZDJ¢CIU W ZAKRESIE RENTGENOWSKIM wykonanym

przez sond« kosmiczn Yohkoh widzimy zarwno

jasne (zwizane z plamami s¸onecznymi),

jak i ciemne struktury (biegunow dziur« koronaln).

mom ýelaza, ktre utraci¸y niemal po¸ow« swojego normalne-

go zestawu 26 elektronw Ð co nast«puje w ekstremalnie wy-

sokich temperaturach. Pniej za pomoc przyrzdw umiesz-

czonych na pok¸adzie rakiet i satelitw odkryto, ýe S¸oÄce

emituje obficie promieniowanie rentgenowskie i w zakresie

skrajnego ultrafioletu Ð co jest moýliwe jedynie w przypadku,

gdy korona ma temperatur« rz«du megakelwinw. Dotyczy to

nie tylko S¸oÄca Ð zaobserwowano, ýe wi«kszoæ podobnych

do S¸oÄca gwiazd ma atmosfery emitujce promieniowanie

rentgenowskie.

Niemniej wydaje si«, ýe rozwizanie wreszcie jest w zasi«-

gu r«ki. Astronomowie w zaproponowanym mechanizmie

ogrzewania korony uwzgl«dnili pola magnetyczne: korona

ma najwyýsz temperatur« tam, gdzie wyst«puj pola o naj-

wi«kszym nat«ýeniu. Poniewaý wed¸ug tego mechanizmu

energia nie jest przenoszona w postaci termicznej, pozwala to

obejæ typowe ograniczenia termodynamiczne. Ostatecznie

jednak energia ta musi zamieni si« w ciep¸o. Badacze testu-

j dwie koncepcje: drobnoskalowej rekoneksji linii si¸ pola

magnetycznego, procesu zachodzcego rwnieý w rozb¸y-

skach s¸onecznych, oraz fal magnetohydrodynamicznych.

Istotnych wskazwek dostarczy¸y obserwacje z dwch wzajem-

nie uzupe¸niajcych si« rde¸ Ð sond kosmicznych pozwala-

jcych obserwowa na d¸ugoæciach fal niedost«pnych z Zie-

mi i teleskopw naziemnych, ktre zbieraj wiele danych bez

ograniczeÄ zwizanych z szerokoæci pasma po¸czenia radio-

wego z Ziemi. Odkrycia te mog mie zasadnicze znacze-

nie w zrozumieniu, jak wydarzenia na S¸oÄcu wp¸ywaj na at-

mosfer« Ziemi [patrz: James L. Burch ãKaprysy kosmicznej

pogodyÓ; åwiat Nauki , czerwiec 2001].

Pierwsze obrazy korony o wysokiej rozdzielczoæci uzyskano

dzi«ki teleskopom ultrafioletowym i rentgenowskim znajdu-

jcym si« na pok¸adzie amerykaÄskiej stacji kosmicznej Sky-

lab podczas pobytu na niej astronautw w 1973 i 1974 roku.

Na zdj«ciach aktywnych obszarw korony po¸oýonych nad

grupami plam s¸onecznych da¸o si« zauwaýy grupy p«tli, kt-

SIERPIEÁ 2001 åWIAT NAUKI 25

STREFA

KONWEKTYWNA

STREFA

PROMIENISTA

JDRO

WIATR SüONECZNY

KORONA

FOTOSFERA

CHROMOSFERA

STREFA

PRZEJåCIOWA

re pojawia¸y si« i znika¸y w cigu kilku dni, oraz rozmyte ¸u-

ki rentgenowskie rozcigajce si« na miliony kilometrw. Z da-

la od obszarw aktywnych, w spokojnych rejonach S¸oÄca

emisja ultrafioletowa mia¸a rozk¸ad przypominajcy plaster

miodu, co zwizane jest z granulacj fotosfery. W pobliýu bie-

gunw S¸oÄca wyst«powa¸y obszary o niskim poziomie emi-

sji promieniowania rentgenowskiego, tzw. dziury koronalne.

obrotu wynosi oko¸o 27 dni). Na zdj«ciach wida wyrzucane

z korony olbrzymie p«cherze plazmy, zwane wyrzutami koro-

nalnymi, ktre poruszaj si« z pr«dkoæci do 2000 km/s i do-

cieraj co jakiæ czas do Ziemi i innych planet. Inne przyrz-

dy znajdujce si« na SOHO, jak Extreme Ultraviolet Imaging

Telescope (EIT Ð teleskop obrazujcy w skrajnym ultrafiole-

cie), pozwoli¸y uzyska obrazy znacznie lepsze niý poprzed-

nio Skylab.

Satelita TRACE (Transition Region and Coronal Explorer

Ð badacz korony i obszaru przejæciowego), zbudowany przez

Stanford-Lockheed Institute for Space Research, wprowa-

dzony zosta¸ na orbit« biegunow wok¸ Ziemi w 1998 roku.

Dzi«ki nadzwyczajnej zdolnoæci rozdzielczej jego teleskopu

ultrafioletowego odkryto niezwyk¸e bogactwo szczeg¸w.

Obecnie wiadomo, ýe p«tle w obszarach aktywnych s nitko-

watymi strukturami o gruboæci zaledwie kilkuset kilometrw.

Ich nieustanne drganie i trzepotanie moýe by istotn wska-

zwk, skd bierze si« wysoka temperatura korony.

P«tle, ¸uki i dziury koronalne najwyraniej uk¸adaj si«

wzd¸uý linii pola magnetycznego S¸oÄca. Uwaýa si«, ýe pola

te powstaj w grnej warstwie wn«trza S¸oÄca o gruboæci

jednej trzeciej jego promienia, gdzie transport energii nast«-

puje nie przez promieniowanie, lecz na drodze konwekcji.

Ruchy konwektywne dzia¸aj w tym przypadku jak naturalne

dynamo, przekszta¸cajc 0.01% wychodzcej energii promie-

nistej w energi« magnetyczn. Rotacja rýniczkowa Ð polega-

jca na tym, ýe obszary o mniejszej szerokoæci heliograficznej

Gwiezdne dynamo

OD CZASîW STACJI SKYLAB kaýda kolejna wi«ksza sonda s¸o-

neczna mia¸a znacznie lepsz rozdzielczoæ. Od 1991 roku

teleskop rentgenowski na pok¸adzie japoÄskiej sondy kosmicz-

nej Yohkoh wykonuje na bieýco zdj«cia korony s¸onecznej, by

da¸o si« przeæledzi ewolucj« p«tli i innych jej elementw

w cigu 11-letniego cyklu aktywnoæci s¸onecznej. W 1995 ro-

ku na orbicie w punkcie LagrangeÕa po¸oýonym w odleg¸o-

æci 1.5 mln km od Ziemi po jej s¸onecznej stronie, skd moý-

liwe s nieprzerwane obserwacje S¸oÄca, zosta¸o umieszczone

europejsko-amerykaÄskie Solar and Heliospheric Observa-

tory (SOHO) [patrz: Kenneth R. Lang ãSOHO odkrywa ta-

jemnice S¸oÄcaÓ; åwiat Nauki , maj 1997]. Jeden z zainstalo-

wanych na nim instrumentw, Large Angle and Spectroscopic

Coronagraph (LASCO Ð szerokoktny koronograf spektro-

skopowy), dokonujc obserwacji w æwietle widzialnym przy

uýyciu nieprzezroczystej tarczy przes¸aniajcej blask s¸onecz-

ny, æledzi wielkoskalowe struktury koronalne, w miar« jak

obracaj si« ze S¸oÄcem (ktrego obserwowany z Ziemi okres

26 åWIAT NAUKI SIERPIEÁ 2001

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: