Jasne obwódki protuberancji słonecznych

Urania – PA 1/2010

Jasne obwódki protuberancji słonecznych

Janusz Osarczuk

Różne idee dotyczące pochodzenia jasnych obwódek protuberancji słonecznych do tej pory nie pomogły zrozumieć ich natury. Istniejące modele tych obiektów posiadają zbyt słabe podstawy obserwacyjne do tego, aby dobrze je opisać. Skoro zatem znajomość właściwości jasnych obwódek protuberancji słonecznych nie wychodzi poza zakres kinematyki i podstawowych parametrów emisji, trudno się dziwić, że taka wiedza nie jest wystarczająca do odpowiedzi na kluczowe pytanie związane z ich lokalizacją.

Rys. 1 Rys. 1. Budowa Słońca:
  1. Jądro
  2. Strefa promieniowania
  3. Strefa konwekcji
  4. Fotosfera
  5. Chromosfera
  6. Korona
Warstwy 4–6 stanowią atmosferę

Nad fotosferą, którą przyjmuje się umownie za powierzchnię Słońca, rozciąga się kolejna warstwa atmosfery (rys. 1), czyli chromosfera, licząca zaledwie ok. 2000 km grubości. Okiem nieuzbrojonym można ją zobaczyć tylko w momentach całkowitego zaćmienia naszej gwiazdy, w postaci nieregularnego, rubinowego wieńca otaczającego tarczę słoneczną. Warunki fizyczne panujące w chromosferze (niektóre parametry fizyczne plazmy chromosferycznej są przedstawione w tab. 1), a w pierwszym rzędzie temperatura i gęstość, determinują długości fal światła emitowanego przez plazmę. Użycie odpowiedniego wąskopasmowego filtru (np. przepuszczającego tylko światło linii wodoru, o długości fali 6562,8 Å) pozwala obserwować chromosferę codziennie. Oprócz linii (jest to światło o barwie głębokiej purpury), struktury chromosferyczne są doskonale widoczne także w świetle linii zjonizowanego wapnia Ca II H (3968,5 Å) i Ca II K (3933,7 Å), żelaza Fe (4045,8 Å) czy magnezu Mg II h (2802,7 Å) i Mg II k (2795,5 Å).

Tab. 1. Typowe wartości parametrów fizycznych plazmy chromosfery
Nazwa parametru Wartość parametru
temperatura T ~ 104 K
gęstość ρ ≈ 3·10–12 g/cm3
ciśnienie p ≈ 10–1 Pa
gęstość elektronowa ne ~ 1010 ÷ 1011 /cm3
grubość s ≈ 2000 ÷ 3000 km

Do najciekawszych zjawisk obserwowanych w atmosferze słonecznej ponad chromosferą należą niewątpliwie protuberancje. Obiekty te stanowią niejako wizualizację pola magnetycznego, które tworzy szkielet przyobleczonych w plazmę obłoków, świecących ponad brzegiem tarczy słonecznej. Ich kształt może się zmieniać, w zależności od rodzaju i typu protuberancji, w skali czasowej rzędu dni lub nawet minut (podstawowe właściwości parametrów fizycznych protuberancji podane są w tab. 2). Protuberancje, jako jedne z najbardziej spektakularnych i stosunkowo łatwych do zaobserwowania skutków aktywności magnetycznej naszej gwiazdy, można także dostrzec na tle tarczy Słońca — wtedy nazywane są włóknami, ze względu na ich typowy widomy kształt długich i cienkich ciemnych pasm. Stanowią one jak gdyby kurtyny pionowo zawieszone w dolnej koronie. Włókna na tle tarczy są ciemne, gdyż (w świetle monochromatycznym) natężenie promieniowania chromosfery jest większe niż natężenia promieniowania włókien.

Tab. 2. Typowe wartości parametrów fizycznych plazmy protuberancji
Nazwa parametru Wartość parametru
temperatura T 5000 ÷ 8000 K
gęstość elektronowa ne 1010 ÷ 1011 /cm3
indukcja magnetyczna B 2 ÷ 3 G
÷ 30 G (protuberancje aktywne)
natężenie pola elektrycznego E < 5 V/cm
prędkość mikroturbulencji ζξ 5 ÷ 8 km/s
prędkość przepływu materii:
— ku dołowi vd ≈ 0,5 km/s
— ku górze vu < 5 km/s
— horyzontalna vh 10 ÷ 20 km/s
(< 60 km/s w protuberancjach obszarów aktywnych)
stopień jonizacji ID różna dla poszczególnych protuberancji
ID = 1/(X–1 — 1)
X = ne / nH
nH — gęstość całkowita wodoru
Rys. 2 Rys. 2. Jasna obwódka włókna obserwowana 10 czerwca 1998 r. w obserwatorium Instytutu Astronomicznego Uniwersytetu Wrocławskiego w Białkowie za pomocą Dużego Koronografu w linii Hα przy użyciu filtru wąskopasmowego 0,5 Å.
Fotografia pochodzi z pracy: Rudawy, P. i Rompolt, B., 1999, A. Wilson (ed.), Proc. 9th European Meeting on Solar Physics Magnetic Fields and Solar Processes, Florence, Italy, 12–18 September 1999 (ESA-SP-448, December 1999), p. 445

Protuberancje „wyrastają” z chromosfery, jak gdyby stały na niej „nogami” — tak nazywają się elementy ich struktury łączące je z chromosferą. Na samym dole nogi kończą się „stopami”, które są bezpośrednio zakotwiczone w chromosferze. Niekiedy dookoła stopy, czyli w miejscu styku włókna z chromosferą, widoczne jest wyraźne pojaśnienie, nazywane po angielsku bright rim, które — z braku polskiego odpowiednika w opublikowanej literaturze fachowej — będę nazywać jasną obwódką (rys. 2). Zazwyczaj jasna obwódka występuje z tej strony włókna, która jest bliżej środka tarczy słonecznej. Niekiedy jednak jasna obwódka jest widoczna po obu stronach włókna, szczególnie gdy znajduje się ono w pobliżu środka tarczy słonecznej. Zdarza się też, iż jasna obwódka występuje w formie kilku pasm pojaśnień o różnych długościach. Zdolność rozdzielcza współczesnych instrumentów obserwacyjnych pozwala dostrzec niektóre szczegóły budowy jasnych obwódek. Na najlepszych zdjęciach widać je w postaci wielu odseparowanych indywidualnych pojaśnień, czasami tworzących łańcuchy obiektów wyraźnie jaśniejszych od przyległej chromosfery i zmieniających w czasie jasność i kształt. Ich ewolucja może być spowodowana stopniowym przebudowywaniem się szkieletu magnetycznego protuberancji lub też zmianami właściwości chromosfery przyległej do miejsc styku protuberancji z chromosferą (czyli stóp) włókna.

Historia obserwacji jasnych obwódek rozpoczęła się w drugiej dekadzie XX w. Wówczas to T. Royds jako pierwszy zaobserwował i opisał to zjawisko. Jednakże przez następne ćwierćwiecze zagadnienie to nie zainteresowało astronomów. Dopiero w 1948 r. Francuzi L. i M. d'Azambuja opublikowali kilkusetstronicową pracę przeglądową, w której zostały zaprezentowane (między innymi) wyniki badań jasnych obwódek w 271 włóknach obserwowanych w linii . Na podstawie tych obserwacji wydedukowali oni, iż jasna obwódka stanowi raczej integralną część włókna (czyli protuberancji), nie należy zaś do chromosfery.

W latach 60. tajemnicę pochodzenia i właściwości jasnych obwódek zgłębiali astronomowie radzieccy E. Gurtovenko i A. Rakhubovsky. Na podstawie własnych obserwacji, przeprowadzonych kijowskim teleskopem AFR-2, doszli oni do wniosku dokładnie przeciwnego niż d'Azambujowie. Stwierdzili, że jasne obwódki są usytuowane w chromosferze, a ich jasność może przewyższać jasność otaczającej je spokojnej chromosfery nawet 1,3 raza. Konkluzje badań były następujące:

  1. Jasna obwódka jest obserwowana po tej stronie włókna, która jest skierowana ku środkowi tarczy słonecznej.
  2. Kontrast jasnej obwódki jest największy przy brzegu tarczy. Gdy jasna obwódka zbliża się do centrum dysku Słońca, wówczas słabnie i stopniowo zanika. Gdy jasna obwódka jest obserwowana na środku tarczy słonecznej, wtedy jest widoczna po obu stronach włókna. W takich przypadkach jasna obwódka jest bardzo wąska i ma mały kontrast.
  3. Zasadniczo, jasna obwódka posiada największe natężenie promieniowania w niskich protuberancjach, dotykających chromosfery prawie całą swoją długością. Jasna obwódka nie została zaobserwowana w wysokich protuberancjach.
  4. Wszystkie włókna posiadające jasną obwódkę są obserwowane jako jasne protuberancje, gdy osiągają brzeg tarczy Słońca.
  5. Jasna obwódka jest usytuowana w chromosferze pod włóknem.
  6. Dla włókien o średniej szerokości ok. 6000 km szerokość jasnej obwódki, mierzona wzdłuż powierzchni Słońca, jest równa 8000 ÷ 10000 km.
  7. Jasność jasnej obwódki względem pobliskiej niezakłóconej chromosfery dla odległości heliocentrycznych sinθ = 0,5 ÷ 0,95 zmienia się od 1,02 do 1,30 dla różnych włókien (θ jest kątem pomiędzy kierunkiem ku obserwatorowi a wertykalną osią z).
Rys. 3 Rys. 3. Geometria teoretycznego modelu jasnej obwódki obliczonego przez R. Kostika i T. Orlovą. Poszczególne litery oznaczają:
l — długość włókna
h — wysokość włókna nad chromosferą
t — grubość optyczna włókna
τ — grubość optyczna chromosfery
I0 — natężenie promieniowania chromosfery
I1 — natężenie promieniowania odbitego przez włókno w kierunku chromosfery
I2 — natężenie promieniowania jasnej obwódki
Rysunek pochodzi z pracy: Kostik, R. I. i Orlova, T. V., 1975, Solar Phys., 45, 119

Podobnym tropem poszli inni radzieccy naukowcy R. Kostik i T. Orlova, którzy w 1975 r. poparli wnioski swoich poprzedników obliczeniami teoretycznymi, choć ich teoretyczne wyniki ilościowe nieznacznie różniły się od danych obserwacyjnych. Wyszli oni z założenia, iż promieniowanie opuszczające fotosferę (będącą najniższą warstwą atmosfery słonecznej i ulokowaną pod chromosferą) jest odbijane przez włókno w kierunku chromosfery, po czym emitowane ponownie w wyższe warstwy atmosfery (tzw. efekt koca, czyli blanketingu). Celem kalkulacji było wyznaczenie wielkości I2 z rysunku 3, czyli natężenia promieniowania jasnej obwódki. Przy określeniu wartości parametrów obliczeń w sposób opisany w tabeli 3 oraz przyjmując typowe dla zagadnień związanych z protuberancjami wartości parametrów opisujących przepływ promieniowania, obliczyli oni kontrast jasnej obwódki (czyli stosunek jej jasności do jasności przyległego obszaru chromosfery) w zależności od miejsca jej występowania na tarczy słonecznej, wysokości włókna nad chromosferą oraz grubości optycznej włókna (grubość optyczną dla danej długości fali i definiuje się w sposób następujący: i = –ki ρ dz, gdzie ki jest współczynnikiem pochłaniania promieniowania (na gram) w danej długości fali, ρ gęstością materii, zaś z współrzędną wertykalną).

Tab. 3. Parametry przyjęte do obliczeń natężenia promieniowania jasnej obwódki l2 w modelu R. Kostika i T. Orlovej
Nazwa parametru Wartość parametru
grubość optyczna chromosfery τ0 3, 5
dopplerowska szerokość połówkowa linii Hα włókna ΔλD2 0,460 Å
grubość optyczna włókna t0 5, 10, 30
dopplerowska szerokość połówkowa linii Hα chromosfery ΔλD1 0,330 Å
szerokość włókna d 6000 km
długość włókna l 600000 km
wysokość włókna nad chromosferą h 0 ÷ 10000 km
Rys. 4 Rys. 4. Wykres teoretyczny natężenia emisji p jasnej obwódki w funkcji odległości heliocen­trycz­nej sinθ, dla włókna o różnych grubościach optycznych t0 (τ0 oznacza grubość optyczną chromosfery, a h wysokość włókna nad chromosferą w kilometrach).
Rysunek pochodzi z pracy: Kostik, R. I. i Orlova, T. V., 1975, Solar Phys., 45, 119
Rys. 5 Rys. 5. Wykres teoretyczny natężenia emisji p jasnej obwódki w funkcji wysokości h włókna nad chromosferą, dla włókna o różnych odległościach heliocentrycznych sinθ.
Rysunek pochodzi z pracy: Kostik, R. I. i Orlova, T. V., 1975, Solar Phys., 45, 119

Rysunek 4 przedstawia kontrast jasnej obwódki w funkcji odległości heliocentrycznej sinθ dla trzech wybranych grubości optycznych włókna, podczas gdy rysunek 5 prezentuje zależność kontrastu od wysokości włókna nad chromosferą. Wnioski wypływające z obu wykresów są następujące:

  • Im większa jest grubość optyczna włókna, tym jaśniejsza jest obwódka.
  • Dla włókien o takiej samej grubości optycznej ich jasna obwódka jest tym jaśniejsza, im włókno znajduje się bliżej brzegu tarczy Słońca.
  • Dla odległości heliocentrycznych 0,0 < sinθ < 0,6 jasne obwódki osiągają tym wyższy kontrast, im ich włókna są zawieszone niżej nad chromosferą.
  • Dla odległości heliocentrycznych 0,6 < sinθ < 0,9 kontrast jasnych obwódek osiąga maksimum dla włókien znajdujących się ok. 1000 km nad chromosferą.
  • Maksymalny kontrast dowolnej jasnej obwódki wynosi ok. 1,4.

W 1988 r. znany amerykański heliofizyk H. Zirin sformułował hipotezę, zgodnie z którą jasna obwódka jest wynikiem wzrostu natężenia emisji chromosfery otaczającej nogi protuberancji w wyniku odbicia przez nią części promieniowania chromosferycznego i skierowania go z powrotem do chromosfery, czyli lokalnego przegrzania chromosfery.

Nowy pomysł na wyjaśnienie pochodzenia jasnej obwódki przedstawił w tym samym roku Norweg O. Engvold. Zjawisko to miałoby być efektem lokalnego podgrzania materii w stopach protuberancji, spowodowanego przełączaniem okolicznych pól magnetycznych. Podczas procesu przełączania pól magnetycznych (rekoneksja) ich energia zamienia się w energię termiczną.

Inną ideę zaproponowali w 1990 r. P. Heinzel, E. Kononovich i O. Smirnova. Występowanie jasnej obwódki przypisali swego rodzaju optycznej iluzji, spowodowanej niską rozdzielczością optyczną obrazów włókien w linii . Ich tok rozumowania był następujący. Jasność jasnych obwódek jest wyższa od jasności tzw. średniej chromosfery, ale wydaje się ona porównywalna z jasnością jasnych obszarów chromosfery, znajdujących się pomiędzy ciemnymi strukturami siatki chromosferycznej. Ponieważ pod włóknem nie ma żadnych ciemnych struktur, dlatego też ich brak powoduje pozorne podwyższenie kontrastu jasnych obwódek. Efekt ten jest szczególnie widoczny przy brzegu tarczy słonecznej i słabo zauważalny przy jej środku.

Kolejny pomysł rozwiązania zagadki tworzenia się jasnych obwódek (podobny do idei O. Engvolda) przedstawili w 1994 r. E. Kononovich, O. Smirnova, P. Heinzel i P. Kotrč. Bazując na filtrogramach wykonanych w linii w High-Altitude Tjan-Shan Observatory of Sternberg Astronomical Institute koło Ałma Aty oraz używając profili linii spektralnych z Sacramento Peak Vacuum Tower Telescope, stwierdzili, iż powstanie jasnych obwódek jest efektem lokalnego magnetohydrodynamicznego (MHD) podgrzewania plazmy przy stopach włókna. Źródłem energii wykorzystywanej w procesie grzania jest przełączanie pól magnetycznych. Jasne obwódki znajdują się więc w podstawach struktur magnetycznych podtrzymujących włókna.

Rys. 6 Rys. 6. Struktura pola magnetycznego podtrzymującego włókno i pola magnetycznego w kanale włókna. Kółka za znakiem „–” oznaczają lokalne wartości minimum jasności, punkty ze znakiem „+” lokalne wartości maksimum jasności, a puste kółka tło.
Rysunek pochodzi z pracy: Kononovich, E. V., Smirnova, O. B., Heinzel, P. i Kotrč, P., 1994, w V. Rušin, P. Heinzel i J.- C. Vial (eds.), Solar Coronal Structures, Proc. IAU Colloq., 144, 365

Rysunek 6 uwidacznia, iż obszary o minimalnych jasnościach w kanale włokna (kółka ze znakiem ujemnym) układają się równolegle do obszarów o maksymalnych jasnościach na brzegach włókna (kółka ze znakiem dodatnim), co sugeruje ich geometryczne podobieństwo. Struktura ta jest odbiciem konfiguracji pola magnetycznego podtrzymującego włókno. Pole może być stłumione na szczycie pętli i wzmocnione przy jego podstawach, czyli stopach. W ten sposób kształtują się warunki umożliwiające pojaśnienie brzegów włókna o 25%, przy równoczesnym pociemnieniu kanału włókna o 40% w stosunku do otaczającej chromosfery, w danej długości fali (w tym przypadku w centrum linii ).

W 1995 r. wydawało się, że jasne obwódki zaczynają wreszcie odsłaniać swoje tajemnice. Wtedy to P. Heinzel wraz ze współpracownikami ustalili, że zjawisko to stanowi naturalny efekt dyfuzji promieniowania w materii włókna (modelowanego jako jednowymiarowa warstwa plazmy, tzw. model 1D, w stanie braku lokalnej równowagi termodynamicznej (NLTE) podczas formowania się widma wodorowego) ułożonego równolegle ponad powierzchnią chromosfery i podgrzewanego od dołu przez jej promieniowanie. Co więcej, wyjaśnili oni, dlaczego niektóre włókna nie posiadają jasnych obwódek. Otóż im włókno jest grubsze optycznie, tym więcej odbija promieniowania, dlatego zbyt cienkie optycznie włókna odbijają za mało promieniowania, aby w dostrzegalny sposób mogła się zwiększyć jasność obszaru, w którym formuje się jasna obwódka.

Rys. 7 Rys. 7. Wykres teoretyczny zmian funkcji źródła S włókna, wyznaczonej dla linii Hα, w zależności od grubości optycznej włókna w centrum linii.
Rysunek pochodzi z pracy: Heinzel, P., Kotrč, P., Mouradian, Z. i Buyukliev, G. T., 1995, Solar Phys., 160, 19

Rysunek 7 pokazuje typowy przykład wyników obliczeń (wykonanych przy założeniach opisanych w tabeli 4). Funkcja źródła S (ogólnie definiowana jako stosunek współczynnika emisji do współczynnika pochłaniania dla danej długości fali), wyznaczona tutaj dla linii , przedstawiona jest w zależności od grubości optycznej włókna w centrum linii. Wyrażona jest w procentach natężenia promieniowania środka tarczy słonecznej w kontinuum dookoła linii . Linie poziome pokazują natężenie promieniowania w centrum linii spokojnej chromosfery na środku tarczy słonecznej (16,9%) oraz blisko brzegu (ok. 13%, stosownie do pociemnienia brzegowego). Ponieważ grubość optyczna rośnie w głąb atmosfery, więc widać, że funkcja źródła rośnie w kierunku ku dolnej powierzchni włókna. Przecięcia pionowych przerywanych linii z linią wyznaczającą funkcję źródłową określają natężenie promieniowania w centrum linii przy dolnej powierzchni włókna (7–8%, punkt B) i przy górnej powierzchni włókna (17%, punkt T). Jak widać, natężenie promieniowania przy spodzie włókna jest prawie identyczne z natężeniem promieniowania środka tarczy słonecznej i jest o ok. 4% wyższe od natężenia promieniowania obszarów chromosfery położonych blisko brzegu Słońca.

Tab. 4. Parametry przyjęte do obliczeń funkcji źródła S włókna w modelu P. Heinzela, P. Kotrča, Z. Mouradiana i G. Buyuklieva
Nazwa parametru Wartość parametru
temperatura włókna T 8000 K
ciśnienie włókna P 0,3 dyn/cm2
prędkość mikroturbulencji vt 5 km/s
grubość optyczna włókna t0 15

Niestety, nadzieje na przełom trwały krótko. Co prawda, dobra zgodność tego modelu z obserwacjami wskazywałaby, iż efekt jasnej obwódki można by w naturalny sposób wyjaśnić wyłącznie w oparciu o dyfuzję promieniowania linii w ułożonym horyzontalnie włóknie, ale już w 1997 r. francuski astronom F. Paletou (notabene doktorant Heinzela) przeprowadził nowe obliczenia transferu promieniowania we włóknach, używając dwuwymiarowego modelu włókna (2D), i obalił wnioski Heinzela.

Najnowsze statystyczne opracowanie właściwości jasnych obwódek zostało opublikowane w 2006 r. przeze mnie i Pawła Rudawego z Instytutu Astronomicznego Uniwersytetu Wrocławskiego. Bazując na obserwacjach prowadzonych w obserwatorium w Białkowie w latach 1998–2002 za pomocą spektrografu MSDP, zbadaliśmy czterdzieści dwie jasne obwódki. Przegląd ten pozwolił nam zaktualizować spojrzenie na właściwości tych obiektów.

Rys. 8 Rys. 8. Rozmieszczenie na tarczy słonecznej 42 jasnych obwódek obserwowanych w linii Hα w obserwatorium Instytutu Astronomicznego Uniwersytetu Wrocławskiego w Białkowie w latach 1998–2002 za pomocą spektrografu MSDP
Rys. 9 Rys. 9. Dwie jasne obwódki: pierwsza pod protuberancją obserwowaną 13 maja 2000 r., druga otacza włókno obserwowane 9 maja 2001 r. Zarówno protuberancja, jak i włókno są położone poza obszarem aktywnym. Punkty zaznaczone pod oboma obiektami reprezentują miejsca, w których zostały wyznaczone profile widoczne na rys. 3 i rys. 4

Powszechnie akceptowany wydaje się fakt, iż jasne obwódki mogą występować na całej tarczy słonecznej (rys. 8). Dyskusyjna pozostaje jedynie ich lokalizacja w obszarach okołobiegunowych. Teoretycznie trudno znaleźć przyczynę fizyczną zabraniającą jasnym obwódkom formowania się powyżej +40° i poniżej –40° szerokości heliocentrycznej, niemniej jednak na tychże obszarach nikt jeszcze nie zaobserwował tego zjawiska. Nie pozostawia wątpliwości co do swojej prawdziwości stwierdzenie, iż właściwości jasnych obwódek nie zależą od miejsca ich występowania. Cechy jasnych obwódek umiejscowionych np. w obszarach aktywnych nie różnią się od cech jasnych obwódek znajdujących się poza takimi obszarami. Oczywisty jest również brak związku z przypisaniem jasnej obwódki do konkretnego typu włókna. Jak wynika z obserwacji, jasne obwódki mogą występować przy dowolnym typie protuberancji, niezależnie od jej stopnia aktywności, kształtu czy rodzaju.

Nierozstrzygniętą kwestią pozostaje natomiast wielkość pojaśnienia jasnej obwódki. Opracowane dotychczas modele teoretyczne tego zjawiska, w szczególności obliczenia wykonane w 1975 r. przez R. Kostika i T. Orlovą, ustawiają górną granicę jasności jasnej obwódki na 140% jasności spokojnej średniej chromosfery. Trudno jednakże uznać tę wartość za niepodważalną cezurę, ponieważ obserwuje się jasne obwódki, których kontrast przekracza 1,4 — w naszym przeglądzie zanotowaliśmy sześć takich przypadków.

Profile jasnych obwódek obserwowanych w linii nie pozwalają na ich jednoznaczną identyfikację rodzaju pojaśnienia. Są one bardzo podobne do profili uzyskanych w miejscach, w których widać zwykłe pojaśnienia w chromosferze. Mając do dyspozycji sam profil i nie wiedząc, w jakim miejscu dysku słonecznego został on wyznaczony, praktycznie nie można określić typu obiektu stanowiącego źródło jego pochodzenia. Jednak pewne wspólne cechy profili jasnych obwódek da się wyróżnić:

Rys. 10 Rys. 10. Profile linii widmowej Hα wyznaczone w punktach L1, L2, C1, C2, R1 i R2 jasnej obwódki pod protuberancją z rys. 2 (lewy panel). Linią przerywaną oznaczono średni profil przylegającej spokojnej chromosfery. Linią kropkowaną oznaczono tzw. średni profil chromosfery wg Davida (wyznaczony przez tego badacza w 1961 r.)
Rys. 11 Rys. 11. Profile linii widmowej Hα wyznaczone w punktach L1, L2, C1, C2, R1 i R2 jasnej obwódki pod włóknem z rys. 2 (prawy panel). Linią przerywaną oznaczono średni profil przylegającej spokojnej chromosfery. Linią kropkowaną oznaczono tzw. średni profil chromosfery wg Davida (wyznaczony przez tego badacza w 1961 r.)
  1. Zdecydowana większość profili jest asymetryczna.
  2. Szerokość profili jest podobna lub nieco większa niż szerokość profili emisji spokojnej chromosfery.
  3. Podwyższenie emisji promieniowania może występować zarówno w czerwonym, jak i w niebieskim skrzydle linii.
  4. Żadne ze skrzydeł linii nie posiada preferencji związanych z podwyższeniem emisji promieniowania.
  5. Niektóre profile posiadają częściowo lub całkowicie wypłaszczone dno.
  6. Przesunięcie dopplerowskie profili nie przekracza kilku kilometrów na sekundę.

Rysunek 9 przedstawia dwie jasne obwódki: pierwsza widoczna jest pod protuberancją, druga otacza włókno. Punkty zaznaczone pod oboma obiektami reprezentują miejsca, w których zostały wyznaczone profile pokazane na rys. 10 (dla protuberancji) i rys. 11 (dla włókna). Uzyskane wykresy pozwalają wyznaczyć różne parametry jasnych obwódek, w tym prędkość makroskopową (przesunięcie dopplerowskie) w mierzonym punkcie.

Rys. 12 Rys. 12. Histogram zmierzonych średnich kontrastów 42 jasnych obwódek obserwowanych w linii Hα w obserwatorium Instytutu Astronomicznego Uniwersytetu Wrocławskiego w Białkowie w latach 1998–2002 za pomocą spektrografu MSDP

Główne właściwości jasnych obwódek przebadanych w ramach naszego przeglądu są przedstawione w tabeli 5. Chciałbym zwrócić uwagę na dwa fakty. Średni kontrast na poziomie 1,28 (rys. 12) jest zgodny z wynikami uzyskanymi poprzednio przez różnych badaczy. Zarejestrowaliśmy jednak także kontrast o wartości 1,51! Przy uwzględnieniu faktu, że w pięciu innych punktach jasnych obwódek wykryliśmy kontrasty o wartości ponad 1,4, świadczy to o tym, że tak wysokie kontrasty nie są wynikiem ewentualnych błędów pomiarowych, lecz naprawdę istnieją.

Tab. 5. Główne właściwości czterdziestu dwóch jasnych obwódek obserwowanych w linii Hα w obserwatorium Instytutu Astronomicznego Uniwersytetu Wrocławskiego w Białkowie w latach 1998–2002 za pomocą spektrografu MSDP

Minimum Maksimum Średnia Odchylenie
standardowe
kontrast 1,16 1,51 1,28 0,08
FWHM [Å] 0,85 1,41 1,18 0,1
prędkość [km/h] –3,06 1,86 –0,27 1,05
FWHM — szerokość połówkowa profilu

Druga kwestia to zmierzone prędkości radialne. Uśredniona wartość dla wszystkich badanych czterdziestu dwóch jasnych obwódek jest bliska zeru. Wynik ten może sugerować przynależność jasnych obwódek do chromosfery, jednak nie jest to argument w żadnej mierze wystarczający do wydawania jednoznacznych sądów. Interpretacja naszych własnych wyników, jak również pozostałych wyników uzyskanych do tej pory przez różnych autorów, skłania nas do twierdzenia, iż jasna obwódka nie jest częścią włókna, lecz umiejscowiona jest w chromosferze. Jednakże to wyłącznie nasza osobista opinia.

Mimo iż historia badań jasnych obwódek liczy już prawie 90 lat, to literatura na ten temat jest niezwykle uboga. Liczba publikacji naukowych nie sięga nawet dwudziestu. Kilkanaście prac naukowych, które powstały, poszerzyły wiedzę o jasnych obwódkach, nie czyniąc jednakże żadnej rewolucji. Kluczowy problem: czym jest i gdzie znajduje się jasna obwódka, pozostaje wciąż nierozstrzygnięty (w tabeli 6 zestawiono stanowiska różnych astronomów dotyczące umiejscowienia jasnych obwódek). Dopiero uzyskanie odpowiedzi na to pytanie pozwoli stworzyć poprawny model teoretyczny jasnej obwódki. Toteż na razie żadna z hipotez wyjaśniająca pochodzenie jasnej obwódki nie zyskała powszechnej akceptacji ani nawet nie zdobyła przewagi nad pozostałymi. Podstawowym — i w zasadzie jedynym — sposobem pozwalającym określić właściwości i położenie jasnych obwódek byłaby analiza ich obserwacji spektralnych i filtrogramowych o wysokiej rozdzielczości. Być może udałoby się wtedy ustalić jakieś charakterystyczne cechy emisji, w szczególności odróżniające jasne obwódki od pochodni chromosferycznych. Opierając się na analizie profili linii , rzadko można jednoznacznie zakwalifikować rozpatrywane pojaśnienie jako jasną obwódkę. Najczęściej różnice profili emisji w linii jasnej obwódki i zwykłego pojaśnienia chromosferycznego są minimalne.

Tab. 6. Przynależność jasnych obwódek wg różnych autorów
Autor Przynależność Rok sformułowania
stwierdzenia
L. i M. d'Azambuja włókno 1948
E. Gurtovenko i A. Rakhubovsky chromosfera 1963
R. Kostik i T. Orlova chromosfera 1975
H. Zirin chromosfera 1988
O. Engvold chromosfera 1988
P. Heinzel, E. Kononovich i O. Smirnova chromosfera 1990
E. Kononovich, O. Smirnova, P. Heinzel i P. Kotrč chromosfera 1994
P. Heinzel, P. Kotrč, Z. Mouradian i G. Buyukliev włókno 1995
P. Rudawy i B. Rompolt chromosfera 1999
J. Osarczuk i P. Rudawy chromosfera 2006

Różnorodność form oraz nieregularne cechy jasnych obwódek znacznie utrudniają wyjaśnienie ich istoty. Ponadto stosunkowo skąpe dane obserwacyjne, jak również trudności teoretyczne przy interpretacji wyników, stanowią dodatkowe przeszkody na drodze do odkrycia ich natury. Trudno zatem prognozować, kiedy Słońce odsłoni przed nami tę pieczołowicie skrywaną tajemnicę, ale badania posuwają się naprzód, w związku z czym należy mieć nadzieję, że zaowocują one przynajmniej częściowym rozwiązaniem zagadki. Osobiście jestem optymistą i uważam, iż ta tajemnica zostanie wydarta Słońcu (przynajmniej w dużym stopniu) już niedługo…

Autor jest heliofizykiem wrocławskim pracującym obecnie poza Instytutem Astronomicznym. Interesuje się fizyką atmosfery Słońca i w tej dziedzinie przygotowuje rozprawę habilitacyjną. Jest aktywnym popularyzatorem astronomii
(Źródło: „Urania — PA” nr 1/2010 )