Heliofizyka roku 2007:
ku mikro– i makroskali

Słońce, jakie jest, każdy widzi — w ten sposób moglibyśmy strawersować definicję konia, podaną w „Nowych Atenach” przez imć Benedykta Chmielowskiego. Słońce, gwiazda słusznych rozmiarów i masy (D = 1 392 520 km, M = 1,989×10³⁰ kg), acz wśród gwiazd nie największa, z racji bliskości swojej (a = 149 597 970 km) i wielkiej mocy promieniowania (L = 3,845×10²⁶ W) najjaśniejszym jest obiektem na firmamencie naszym (M_vis = –26,7 m) i widokiem cudnym swej tarczy oczy nasze raduje… Rzeczywiście, jest na co popatrzeć, choć, gwoli bezpieczeństwa przypomnijmy, że tylko teleskopem uzbrojonym w odpowiednie filtry!

Nawet obserwacje wizualne prowadzone w szczególnie sprzyjających warunkach okiem nieuzbrojonym (poprzez silne zadymienie działające jak filtr szary bądź też tuż nad horyzontem) pozwalają dostrzec szczególnie duże plamy słoneczne. Przyjmując, że w typowych warunkach obserwacyjnych oko ludzkie jest zdolne dostrzec obiekty o średnicy kątowej rzędu 1 minuty łuku i pamiętając, iż dla obiektu odległego o 1 jednostkę astronomiczną minuta łuku odpowiada odległości 43 500 km, duża, ale nie nadzwyczajnie wielka plama słoneczna o średnicy rzędu 50 000 km może być bez trudu dostrzeżona jako czarny punkt na tarczy słonecznej. Najstarsze, znane nam wizualne obserwacje plam na Słońcu zostały odnotowane już w starożytnych kronikach chińskich (VIII stulecie p.n.e).

Niestety, w ciągu całego 2007 r. liczba plam na Słońcu była bardzo mała, a często nawet plam nie było w ogóle. Brak plam słonecznych na tarczy to najłatwiej wykrywalny obserwacyjnie (np. przy zastosowaniu prostej i bezpiecznej metody projekcyjnej) przejaw okresowo występujących minimów aktywności magnetycznej Słońca, czyli okresów, gdy na powierzchnię Słońca niemal nie wypływają duże strumienie nowego pola magnetycznego, formujące wielkie systemy magnetyczne manifestujące się szczególnie wyraźnie poprzez powstawanie obszarów aktywnych i ich późniejszą ewolucję, a także złożone interakcje z równie zmiennym otoczeniem globalnych i lokalnych słonecznych pól magnetycznych.

Zanik plam na Słońcu nie jest, oczywiście, jedynym przejawem bieżącego minimum aktywności magnetycznej Słońca. Nasza gwiazda obserwowana we wszystkich zakresach widma elektromagnetycznego (poczynając od ?, poprzez X, UV, światło widzialne aż po zakres radiowy), wykazuje obecnie w obserwacjach integrujących sygnał z całej tarczy znaczny spadek krótkookresowych wahań natężenia emisji (zwykle szczególnie silnych w przedziałach X i UV), jak również w przypadku dwuwymiarowych obserwacji obrazujących dramatyczny spadek liczby i różnorodności struktur widocznych zarówno na tarczy, jak i ponad limbem (brak obszarów aktywnych, a więc i pętli rozbłyskowych i porozbłyskowych, nieliczne włókna i protuberancje, sporadycznie pojawiające się plamy i pola pochodni itd.), co pociąga znaczne zmniejszenie lub niemal całkowity zanik lokalnych różnic w natężeniu emisji (X, UV, obszar widzialny). Dość powiedzieć, że obecnie typowy, integralny strumień miękkiego promieniowania rentgenowskiego Słońca, rejestrowany przez satelity z serii GOES w przedziale 0,1–0,8 nm oscyluje na poziomie 2–3×10^–9 Wm^–2 (klasa rentgenowska poniżej A wg klasyfikacji GOES), a podczas najsilniejszych rozbłysków strumień ten może wzrosnąć nawet do poziomu 10^–2 Wm^–2 (klasa rentgenowska ponad X albo, jak chcą niektórzy, Y), czyli o ponad 6 rzędów wielkości (z grubsza 5 milionów razy). Obserwujemy obecnie także istotne zmniejszenie ilości i wielkości zaburzeń ośrodka międzyplanetarnego, co powoduje zmniejszenie liczby i skali zjawisk geofizycznych związanych z przebiegiem aktywności słonecznej (czyli przeżywamy okres niezwykle „łagodnej” pogody kosmicznej, coś w rodzaju przedwiośnia w oczekiwaniu na rozpoczęcie nowego cyklu aktywności).

Rys. 1 Zmiany aktywności Słońca w okresie 5000 p.n.e. do 2000 n.e. Wielkie minima i maksima zaznaczone są odpowiednio różnym odcieniem szarości (wg Usoskin, I. G. i in., Astronomy and Astrophysics, 2007, 471, 301)

Wspomniane zmiany wyglądu i aktywności Słońca są szczególnie uderzające, gdy porównamy wygląd tarczy słonecznej obserwowanej w różnych długościach fali (czy też, ściślej, w różnych pasmach widma e-m) obecnie — schyłek roku 2007 — z podobnymi obrazami uzyskanymi w latach 1999–2002, w okresie szeroko rozumianego maksimum aktywności, gdy jednocześnie na tarczy występowało regularnie po kilka dużych obszarów aktywnych, widocznych było oczywiście wiele plam słonecznych (liczba Wolfa osiągała wartość 150 i więcej), wielokrotnie w ciągu doby dochodziło do rozbłysków słonecznych różnych klas rentgenowskich (aż do klasy X), a w przestrzeń międzyplanetarną często były wyrzucane potężne koronalne wyrzuty materii. Warto wspomnieć, iż choć strumień promieniowania rentgenowskiego emitowany przez rozbłysk nie jest liniowo proporcjonalny do całej ilości wydzielonej w rozbłysku energii, to jest w dobrym przybliżeniu jej miarą (rozbłyski o wyższej klasie rentgenowskiej przekształcają większą energię pola magnetycznego w różne inne formy energii: cieplną, promieniowania, kinetyczną). Typowy rozbłysk słoneczny przekształca energię pola magnetycznego rzędu 10²⁵ J, czyli energię, która wystarczyłaby do podgrzania od zera od stu stopni sześcianu wody o boku 288 km (2,4×10⁷ km³), a więc około 1100 razy więcej wody niż wynosi objętość Bałtyku…

Okresowe występowanie minimów i maksimów aktywności słonecznej jest spowodowane cyklicznym działaniem dynama słonecznego, generującego pole magnetyczne u podstawy warstwy konwektywnej (na głębokości około 200 000 km pod fotosferą), w okolicach tachokliny, czyli obszaru zmiany charakteru ruchu obiegowego plazmy słonecznej wokół osi Słońca z rotacji różnicowej (czyli z takiej, w której prędkości rotacji poszczególnych „pierścieni” plazmy zależą w pierwszym rzędzie od ich odległości od płaszczyzny równika i głębokości pod powierzchnią Słońca) na rotację w zasadzie sztywną. Podstawowy średni okres działania dynama słonecznego trwa ponad 22 lata. W tym okresie dwukrotnie przebiega pełen cykl tworzenia z globalnego pola poloidalnego pola toroidalnego, wypływania pól ku powierzchni, tworzenia i niszczenia obszarów aktywnych oraz odbudowy globalnego pola poloidalnego (aczkolwiek każdorazowo o przeciwnej biegunowości), głównie poprzez akumulację w obszarach okołobiegunowych słabych i rozproszonych pól magnetycznych, tzw. postępujących z obszarów aktywnych, niesionych ku obszarom okołobiegunowym globalnym przepływem południkowym, mającym prędkość rzędu 15–20 m/s. Wyniki badań numerycznych wskazują, iż zmiany prędkości przepływu południkowego są jednym z istotnych czynników wpływających z wieloletnim wyprzedzeniem na długość i amplitudę cyklu aktywności magnetycznej.

Pojedyncza sekwencja przemian pola poloidalnego w pole toroidalne, a następnie ponownie w pole poloidalne generuje na Słońcu pełny cykl obserwowalnych zjawisk aktywnych, przez co właśnie ten okres (średnio około 11 lat) jest przyjmowany jako długość podstawowego cyklu aktywności słonecznej (odkryty i wyznaczony przez Samuela Schwabego). Na podstawie analizy zarówno bezpośrednich obserwacji różnych przejawów aktywności słonecznej (obserwacji teleskopowych prowadzonych od drugiej dekady XVII w. najpierw sporadycznie a później coraz bardziej systematycznie), jak i pośrednich wskaźników zmian aktywności (np. sporadycznych zapisków o obserwacji plam czy też zórz polarnych, a w szczególności badań zawartości izotopów ¹⁴C, ¹⁰Be) udało się wykazać istnienie wielu nakładających się dłuższych cyklów aktywności, nakładających się na cykl 22-letni, o długościach: 88 lat (cykl Gleissberga, może być to jednak w istocie jedynie modulacja amplitudy cyklu 22-letniego), ok. 205 lat (cykl De Vriesa) oraz ok. 2300 lat (cykl Hallstatt). Co więcej, okresowo są obserwowane okresy zaniku aktywności (bądź jej znacznego osłabienia i ewentualnie zmiany długości) lub też, przeciwnie, znacznego podwyższenia poziomu aktywności względem wartości średniej. Jak się ocenia, tylko w okresie halocenu, od roku –9500 p.n.e. nastąpiło 27 wielkich minimów aktywności słonecznej (obejmujących łącznie około 17% czasu trwania tej epoki) oraz 19 wielkich maksimów (odpowiednio 19% czasu). Najbardziej znane, bo niezbyt odległe w czasie, są wielkie minima: minimum Maundera (środek około roku 1680 n.e., długość około 80 lat, na ten okres przypada tak zwana mała epoka lodowcowa w Europie), Spoerera (odpowiednio 1470 r. n.e. i 160 lat) oraz Wolfa (1305 r. n.e. i 70 lat). Na te epoki przypadają okresy wyraźnego ochłodzenia się klimatu na Ziemi. Warto wspomnieć, iż choć w okresie minimum Maundera obserwowano bardzo mało plam słonecznych, to badania zmian zawartości izotopu ¹⁰Be wskazują, iż na Słońcu mogła wówczas występować pewna cykliczna aktywność magnetyczna, jednak o bardzo niskiej amplitudzie i wydłużonym do 15 lat czasie trwania elementarnego cyklu. Dla odmiany, na wiek XI–XII przypada wielkie maksimum aktywności Słońca, skorelowane z okresem wyraźnego ocieplenia klimatu na Ziemi (prawdopodobnie właśnie wtedy Wikingowie zasiedlali wybrzeża zielonej wówczas Grenlandii). Najnowsze wielkie maksimum aktywności słonecznej rozpoczęło się około roku 1920 n.e. i albo trwa jeszcze, albo też właśnie się kończy… Notabene, w ferworze dyskusji o przyczynach i skutkach obserwowanego ocieplenia klimatu na Ziemi warto wziąć pod uwagę, iż nasz klimat nigdy nie był stabilny i wielokrotnie znacząco ocieplał się (patrz casus zielonej Grenlandii) bądź też ochładzał (choćby okresowo kompletnie zamarzający Bałtyk) bez żadnej ingerencji człowieka, za to, jak się wydaje, do pewnego stopnia zgodnie ze zmianami aktywności naszej „gwiazdki”.

Jaki będzie kolejny, 24. cykl aktywności (C24) i cykle następne: C25, C26? Niestety, nie można podać jednoznacznej i pewnej odpowiedzi na to pytanie. Prognozowanie długości i amplitudy przyszłych cyklów aktywności słonecznej jest prowadzone przy wykorzystaniu metod statystycznych, poprzez modelowanie przebiegu procesów fizycznych, jak i przy zastosowaniu obu tych metod łącznie. Autorzy bardzo licznych prac poświęconych prognozowaniu aktywności oceniają spodziewaną wartość liczby Wolfa podczas maksimum C24 na od około 50 (czyli z grubsza 3 razy niższa amplituda cyklu od obecnego) aż do 170! Jeszcze trudniej przewidzieć amplitudę następnych cyklów. Niektórzy badacze oceniają, że C25 będzie miał amplitudę sięgająca zaledwie 25% amplitudy cyklu C23 (obecnego), zaś cyklu C26 praktycznie nie będzie. Inni zaś dochodzą do wniosku, iż cykle C25 i C26 mogą być nawet silniejsze niż obecny. Dopiero za wiele lat przekonamy się, kto ma rację…

Istotną część obserwacji niezbędnych dla zweryfikowania wspomnianych hipotez, jak i służących do rozwoju naszej wiedzy z dziedziny fizyki Słońca, będziemy wykonywać z przestrzeni kosmicznej. Promieniowanie ?, X i EUV, UV jest całkowicie pochłaniane przez atmosferę ziemską, a naziemne obserwacje dokonywane w świetle widzialnym i na falach jeszcze dłuższych są utrudnione poprzez zakłócenia atmosferyczne: seeing, refrakcję, ekstynkcję, nie zapominając oczywiście o banalnym zachmurzeniu. Z tego powodu nawet największe i najdoskonalsze naziemne teleskopy, wyposażone w najnowocześniejsze systemy optyki aktywnej i adaptywnej, umożliwiają uzyskanie przestrzennej zdolności rozdzielczej co najwyżej rzędu 0,1 sekundy łuku (czyli ok. 70 km na Słońcu). Nie można też z Ziemi uzyskać obrazów dużych, lecz słabo świecących obiektów w przestrzeni międzyplanetarnej (np. rozprzestrzeniających się koronalnych wyrzutów materii).

Rys. 2 Schemat rozmieszczenia instrumentów badawczych na bliźniaczych satelitach STEREO-A i STEREO-B oraz artystyczna wizja ich lotu przed wprowadzeniem ich na orbitę wokółsłoneczną (rysunki 2–5 pochodzą z zasobów strony internetowej NASA/STEREO)

Wiele instrumentów, bardzo zasłużonych dla rozwoju heliofizyki, umieszczono na orbicie wokółziemskiej (np. satelity SMM, YOHKOH, TRACE, RHESSI) lub też w odległej przestrzeni kosmicznej (ULYSSES i SOHO, który jest utrzymywany w punkcie Lagrange'a L1, położonym w odległości około 1,5×106 km od Ziemi w kierunku Słońca). Natomiast rok 2007 przebiegał w satelitarnej heliofizyce obserwacyjnej pod znakiem ogromnego zainteresowania wynikami obserwacji trzech nowych satelitów: pary bliźniaczych satelitów STEREO-A i STEREO-B, wystrzelonych przez narodową agencję kosmiczną USA NASA oraz satelity HINODE, umieszczonego na orbicie przez japońską agencję badania przestrzeni kosmicznej JAXA przy współpracy NASA, PPARC i ESA.

Satelity STEREO oraz HINODE odzwierciedlają dwa podstawowe kierunki badawcze, które zdają się dominować we współczesnej heliofizyce. Z jednej strony powszechnie uważa się, iż wiele procesów decydujących o przebiegu zjawisk na Słońcu zachodzi w bardzo małych przestrzennie i bardzo krótkich czasowo skalach (kilometry do dziesiątków kilometrów, sekundy i ułamki sekund) — a więc konieczne są obserwacje i badania prowadzone w słonecznej mikroskali. Z drugiej strony intensywnie bada się wpływ aktywności słonecznej na stan przestrzeni międzyplanetarnej (heliosfery), a wiodącym tematem badań w tej dziedzinie stała się tzw. pogoda kosmiczna, tak więc konieczne jest prowadzenie obserwacji heliofizycznych i przestrzeni międzyplanetarnej w makroskali. Przyjrzyjmy się więc nieco bliżej konstrukcji i wynikom obserwacji wspomnianych satelitów.

Satelity STEREO zostały wyniesione w przestrzeń kosmiczną 25 października 2007 r. z Cape Canaveral na Florydzie. Wykorzystano do tego jedną rakietę nośną typu Delta II, gdyż satelity nie są ani zbyt masywne (620 kg każdy), ani zbyt duże (1,14 m × 1,44 m × 2,03 m, nie licząc rozkładanych anten, masztów urządzeń pomiarowych i paneli ogniw fotowoltaicznych). Satelity umieszczono na orbitach wokółsłonecznych, nieznacznie różniących się od orbity ziemskiej, tak, że jeden z nich wyprzedza na swej orbicie linię łączącą Ziemię ze Słońcem z prędkością 22°/rok (jest to satelita STEREO-A, A jak Ahead, czyli z przodu), a drugi o tyle samo opóźnia się (STEREO-B, B jak Behind, czyli z tyłu). W wyniku tego kątowa odległość satelitów widzianych ze Słońca wzrasta o około 44°/rok (na początku grudnia 2007 r. ich separacja kątowa wynosiła około 42°).

Rys. 3 Obrazy tarczy Słońca wykonane instrumentem EUVI satelity STEREO-A w dniu 5 czerwca 2007 r. Doskonale widoczne są: ogromna protuberancja ponad NW brzegiem Słońca, liczne drobne protuberancje nad niemal całym obwodem brzegu, protuberancje okołobiegunowych dziur koronalnych (północna i południowa, z dominującą otwartą konfiguracją pola magnetycznego), dwa obszary aktywne z wyraźnie zaznaczoną pętlową strukturą pól magnetycznych

Na każdym z satelitów STEREO zainstalowano następujące instrumenty badawcze: zestaw teleskopów SECCHI (akronim od Sun-Earth Connection Coronal and Heliospheric Investigation) składający się z teleskopu EUVI, czyli teleskopu do obserwacji Słońca w promieniowaniu ultrafioletowym, dwu koronografów COR1 i COR2 światła widzialnego oraz teleskopu HI obrazującego heliosferę; instrument SWAVES przeznaczony do badania źródeł emisji radiowych rozprzestrzeniających się pomiędzy Słońcem a Ziemią; instrument IMPACT do badania rozkładu i własności plazmy i pól magnetycznych w przestrzeni oraz instrument PLASTIC do badania własności protonów, cząstek alfa i ciężkich jonów w plazmie międzyplanetarnej.

Badania własności plazmy międzyplanetarnej mają trudne do przecenienia znaczenie dla zrozumienia jej dynamiki i interakcji z polami magnetycznymi, ale niewątpliwie najżywsze zainteresowanie wzbudzają obserwacje instrumentów zestawu SECCHI, bowiem po raz pierwszy w historii są uzyskiwane stereoskopowe obrazy struktur korony słonecznej widocznych na tarczy i ponad jej brzegiem oraz obrazy tej części heliosfery, która rozciąga się pomiędzy Słońcem a Ziemią. Ogólna zasada otrzymywania 3D obrazów na podstawie par obserwacji z satelitów STEREO jest identyczna z zasadą działania naszego wzroku: dwa identyczne odbiorniki tworzą obrazy tej samej struktury widzianej z nieco różnych pozycji, po czym obrazy te są przetwarzane w komputerze, aby odtworzyć przestrzenny rozkład emitującej materii. Niestety, algorytmy numeryczne stosowane do obróbki zdjęć są jeszcze dalekie od doskonałości i niekiedy uzyskuje się rozwiązania niejednoznaczne bądź też nie udaje się odtworzyć obrazu przestrzennego, szczególnie w przypadku struktur pozbawionych wyraźnych, kontrastowych krawędzi. Niestety, położenie satelitów względem Słońca ulega ciągłej zmianie (rośnie ich separacja kątowa) i tylko przez około 2 lata ich wzajemne położenie będzie umożliwiało odtwarzanie obrazów 3D. Później, w 4–5 roku misji, satelity znajdą się niemal po przeciwnych stronach Słońca i jeżeli jeszcze będą działały, pozwolą jedynie (a w zasadzie aż) na obserwację Słońca i heliosfery „z dwóch stron” naraz. Gdyby jednak oba satelity okazały się wyjątkowo długowieczne, to w 6–7 roku misji moglibyśmy spodziewać się uzyskania 3D obrazów „odwrotnej”, to znaczy niewidocznej z Ziemi, części Słońca!

Układ optyczny teleskopu EUVI typu Ritchey-Chretien o aperturze 98 mm i ogniskowej 1,75 m wykorzystuje klasyczne lustra z zeroduru o małych kątach padania. Oba lustra (główne i pomocnicze), tak samo jak na satelicie TRACE, są podzielone na ćwiartki pokryte tak dobranymi wielowarstwowymi pokryciami odbijającymi, iż odbijają odpowiednio pasma 30,4 nm, 17,1 nm, 19,5 nm i 28,4 nm. Promieniowanie podczerwone, widzialne i UV jest absorbowane w aluminiowym filtrze wstępnym oraz filtrach umieszczonych w pobliżu ogniska teleskopu. Skala przestrzenna obrazu wynosi 1,6''/piksel, obrazy rejestrowane są kamerą CCD 2K×2K. Pole widzenia to koło o promieniu 1,7 widomego promienia Słońca.

Rys. 4 Panoramiczny obraz heliosfery wykonany teleskopami SECCHI/HI satelitów STEREO-A (po lewej stronie) i STEREO-B (po prawej). Wyraźnie widoczna jest Ziemia z Księżycem oraz Wenus, na oryginale zdjęcia widać również Merkurego

Koronograf COR1 jest klasycznym koronografem Lyota z wewnętrznym sztucznym księżycem i pierwszym tego typu koronografem użytym w misji kosmicznej. Jego pole widzenia obejmuje pierścień od 1,4 R do 4 R. Ponieważ w koronografach Lyota obiektywem jest pojedyncza soczewka dająca obraz chromatyczny, średnica sztucznego Księżyca została tak dobrana, by blokował obrazy fotosfery tworzone przez promieniowanie o długościach fal od 350 nm (granica przepuszczalności szkła obiektywu BK7-G18) aż do 1100 nm (granica rejestracji sygnału przez CCD) i dlatego jest nieco większa niż widoma średnica tarczy słonecznej w świetle wykorzystywanego pasma o szerokości ±11,25 nm wokół linii H? wodoru (656,3 nm). Skala obrazu wynosi 3,75''/piksel, czas ekspozycji 1 s.

Koronograf COR2 zbudowano na wzór koronografów LASCO C2 i C3 satelity SOHO w układzie klasycznym dla dotychczasowych misji kosmicznych, czyli posiada zewnętrzny sztuczny księżyc. Apertura wynosi 34 mm, światłosiła 1:7,5. Pole widzenia obejmuje pierścień od 2 R do 15 R, skala obrazu na kamerze CCD 2K×2K wynosi 14,7''/piksel, typowy czas ekspozycji 1 s. Instrument rejestruje wyłącznie promieniowanie spolaryzowane (zwykle –60°, 0° i 60° lub 0° i 90° względem COR1).

Teleskop HI składa się z dwu małych teleskopów szerokokątnych o średnicach 16 mm (teleskop HI-1) i 7 mm (teleskop HI-2), skierowanych nieco w bok od kierunku ku Słońcu (odpowiednio o 14° i 54° od osi satelity). Ich pola widzenia obejmują odpowiednio koła o średnicach 20° i 70°, których środki leżą niemal w płaszczyźnie ekliptyki. Skale obrazów wynoszą odpowiednio 70''/piksel i 4'/piksel. Poziom słonecznego światła rozproszonego w teleskopach jest bardzo ograniczony dzięki systemowi 5 przysłon, a dla osiągnięcia odpowiedniego stosunku sygnału do szumu (światło zodiakalne i światło gwiazd) rutynowo dokonywane jest sumowanie wielu ekspozycji (odpowiednio 70 i 50 ekspozycji). Typowa efektywna zdolność rozdzielcza wynosi 60 min dla HI-1 i 120 min dla HI-2.

Rys. 5 Obraz złożony z czterech ujęć wykonanych przez teleskop SECCHI/EUVI satelity STEREO-B w pasmach 17,1, 19,5, 28,4 i 30,4 nm. Zakres temperatur obserwowanej materii rozciąga się od 60 kK do 2 MK. Wyraźnie widoczny jest rozbudowany obszar aktywny w centralnej części dysku oraz protuberancja nad NW brzegiem Słońca

Pomimo iż aktywność słoneczna w 2007 r. była stosunkowo niska, dotychczas wykonane obserwacje przyniosły wiele interesujących wyników. Indywidualne obserwacje teleskopów EUVI pozwalają na analizę rozkładu temperatur w koronie słonecznej i budowę wielotemperaturowych obrazów Słońca, odwzorowujących rozkład emisji w zależności własności od obserwowanych struktur i regionów. Po raz pierwszy uzyskano również jednoczesne panoramiczne obrazy całej wewnętrznej części heliosfery, poczynając od szczegółowego obrazu tarczy słonecznej (HUVI) poprzez obraz korony słonecznej (COR1 i COR2) aż po obraz przestrzeni międzyplanetarnej ±70° od Słońca wzdłuż ekliptyki. Na tych zadziwiających obrazach znakomicie są widoczne Ziemia z Księżycem (!), Merkury, Wenus, Mars, nie mówiąc już oczywiście o największych planetach: Jowiszu, Saturnie, Uranie i Neptunie, jasne gwiazdy i komety, a także, oczywiście, rzadka materia rozchodzących się CME.

Niezwykle istotne znaczenie mają jednoczesne obserwacje z obu satelitów tych samych struktur ewoluujących najpierw na tle tarczy słonecznej, a następnie rozprzestrzeniających się poprzez heliosferę. Szczególnie ciekawe są obserwacje erupcji wielkich systemów magnetycznych, ukazujące w 3D przebudowę obszarów aktywnych (teleskopy EUVI) i CME (COR1 i COR2).

Szczególnie wielkie wrażenie na obserwatorach robią trójwymiarowe obrazy tarczy Słońca z „wystającymi” z niej protuberancjami, pętlami wypełnionymi gorącą plazmą itp. Wiele takich obrazów można znaleźć na internetowej stronie projektu STEREO, ale dla ich oglądania należy uzbroić się w „okulary” wyposażone w zielony i czerwony filtr.

Analiza trójwymiarowej konfiguracji struktur słonecznych i ich przestrzennej ewolucji może być realizowana nie tylko na podstawie obserwacji pary satelitów. W Instytucie Astronomicznym Uniwersytetu Wrocławskiego realizujemy obecnie projekt badawczy, mający na celu badanie 3D struktury i ewolucji protuberancji słonecznych opierając się na obserwacjach prowadzonych naziemnym koronografem Lyota 53 cm oraz spektrografem obrazującym MSDP. Nasz spektrograf MSDP umożliwia uzyskiwanie 2D obrazów wycinka tarczy Słońca o rozmiarach 325''×40'', w których obraz tarczy jest spleciony z widmem linii H? wodoru w ten sposób, że kolejne kolumny obrazu są tworzone przez światło o zmieniającej się długości fali w zakresie profilu linii H? (±0,12 nm). Ponieważ jednocześnie jest rejestrowane 9 takich obrazów, z których każdy jest wykonany w nieco przesuniętym względem sąsiednich paśmie długości fal, dla każdego piksela obrazu można, po dokonaniu w gruncie rzeczy bardzo prostej redukcji numerycznej, utworzyć profil emisji w linii H?. Tak więc dla obszaru 325''×40'' na Słońcu uzyskujemy jednocześnie rozkłady natężenia emisji w dowolnie wybranej długości fali w ramach profilu linii H? (2D obrazy quasi-monochromatyczne) oraz profile emisji w każdym punkcie obrazu. Na podstawie takiego materiału obserwacyjnego, analizując serię czasową obserwacji, możliwe jest odtworzenie 3D trajektorii ruchu poszczególnych zgęstków materii w protuberancjach, a tym samym odtworzenie, przynajmniej przybliżone, jej ewolucji przestrzennej.

Rys. 6 Wizja artystyczna wyglądu satelity HINODE na orbicie. Zaznaczono podstawowe instrumenty badawcze: teleskop rentgenowski XRT, teleskop światła widzialnego SOT oraz spektrograf obrazujący promieniowania ultrafioletowego EIS (rysunki 6–10 pochodzą z zasobów strony internetowej JAXA/HINODE oraz NASA/HINODE)

Satelita HINODE został wyniesiony w przestrzeń kosmiczną 22 sierpnia 2006 r. Następca znakomitego japońskiego satelity heliofizycznego Yohkoh, który od 1991 r. przez niemal pełen 11-letni cykl aktywności badał głównie rozbłyski słoneczne i jest wyposażony w bogaty zestaw instrumentów obserwacyjnych: teleskop rentgenowski XRT, teleskop światła widzialnego SOT oraz spektrograf obrazujący promieniowania ultrafioletowego EIS. Obserwacje HINODE mają dostarczyć danych do badań generacji i ewolucji pól magnetycznych, gromadzenia i wyzwalania energii pól, przebiegu i fizyki rozbłysków słonecznych o różnych skalach, grzania korony i jej dynamiki.

Teleskop SOT jest największym heliofizycznym teleskopem światła widzialnego spośród kiedykolwiek umieszczonych w przestrzeni kosmicznej. To aplanatyczny teleskop typu Gregory'ego o aperturze 50 cm i efektywnej światłosile 1:9,055. Pole widzenia teleskopu wynosi 328''×164'' (240 000 km × 120 000 km, a więc może obserwować nawet spory obszar aktywny), przestrzenna zdolność rozdzielcza instrumentu podczas pomiarów pól magnetycznych wynosi bezprecedensowe 0,16''! Przedział rejestrowanych długości fal rozciąga się od 338 nm do 660 nm. Teleskop jest stabilizowany w trzech osiach z dokładnością lepszą niż 0,09'' dzięki odpowiedniej konstrukcji oraz zastosowaniu układu optycznego z aktywną stabilizacją obrazu, którego zwierciadło przechyla się w dwu osiach na podstawie analizy obrazu granulacji.

SOT umożliwia jednoczesne obserwacje filtrogramowe oraz spektropolarymetryczne. Filtrogramy szerokopasmowe są uzyskiwane w 6 pasmach (CN 388,35 nm, Ca II H 396,85 nm, G 430,50 nm oraz 3 obszary widma ciągłego: 450,45 nm, 555,05 nm oraz 668,40 nm; szerokość pasm od 0,3 nm do 0,8 nm), najkrótszy czas ekspozycji 0,03 s, pole widzenia 218''×109'', rozdzielczość czasowa 10 s. Podstawowym obiektem badań są ruchy materii w fotosferze oraz lokalizacji obszarów silnych pól magnetycznych. Filtrogramy wąskopasmowe uzyskuje się przy wykorzystaniu przestrajalnego filtru Lyota o paśmie przepuszczalności 0,09 nm, w 10 pasmach o szerokości 0,6 nm każde, obejmujących linie żelaza i tytanu (pasma 525,0 nm, 557,6 nm, 630,0 nm), magnezu (517,2), sodu (589,6 nm) oraz linię H? wodoru (656,3 nm), czyli linie formowane zarówno w fotosferze, jak i w chromosferze. Uzyskiwane dane pozwalają na pomiary natężenia emisji, pól prędkości oraz pola magnetycznego. Niewinietowane pole widzenia instrumentu wynosi 264''×164'', minimalny czas ekspozycji 0,1 s. Oba rodzaje filtrogramów (szeroko- i wąskopasmowe) są rejestrowane wspólną kamerą CCD 4K×4K pikseli (każdy z systemów dysponuje obszarem 4K×2K).

Spektropolarymetr umożliwia pomiar profili dwu linii żelaza czułych magnetycznie (630,15 nm i 630,25 nm). Szczelina instrumentu obejmuje obszar 0,16''×164'', jest możliwe skanowanie całego pola widzenia teleskopu (328''×164''). Instrument standardowo może pracować w kilku trybach: mapowanie normalne (dokładność pomiaru polaryzacji 0,1%, rozdzielczość 0,16''×0,16'', skanowanie obszaru o szerokości 160'' trwa 83 min, zaś obszaru o szerokości 1,6'' tylko 50 s), mapowanie szybkie (rozdzielczość ograniczona do 0,32''×0,32'', skanowanie obszaru o szerokości 160'' trwa 30 min), mapowanie dynamiczne (rozdzielczość 0,16''×0,16'', skanowanie obszaru o szerokości 1,6'' trwa 18 s, ale ograniczona jest dokładność pomiaru) oraz tryb zwany „dokładny magnetogram”, pozwalający na poprawę stosunku sygnału do szumu poprzez długotrwałą akumulację sygnału (bardzo wysoka dokładność pomiaru polaryzacji przy bardzo niskiej czasowej zdolności rozdzielczej).

Rys. 7 Obraz Słońca w promieniowaniu rentgenowskim widziany przez teleskop XRT. Uwidocznione zostały obszary szczególnie doniosłych obserwacji HINODE: struktura okołobiegunowych dziur koronalnych z wertykalnymi wyrzutami materii, pętlowa struktura jasnych punktów rentgenowskich oraz drobna struktura budowy obszarów aktywnych

Teleskop rentgenowski XRT został zbudowany w układzie Wolter-I, czyli lustra formujące obraz na matrycy CCD mają postać współosiowych paraboloidy i hiperboloidy (optyka tego typu wykorzystuje zjawisko odbicia promieniowania o bardzo małej długości fali przy bardzo dużych kątach padania). Ogniskowa teleskopu wynosi 2,708 m, powierzchnia efektywna wynosi ok. 1 cm² dla fotonów 0,523 keV (co nie brzmi może specjalnie okazale, ale w tym przedziale widma nie jest to mało). Przestrzenna zdolność rozdzielcza wynosi 1''/piksel, jest kolimowane promieniowanie z zakresu 0,2–20 nm. Pole widzenia może obejmować cały dysk (2048×2048 pikseli = 34'×34') lub jego część, aż do 64×64 pikseli. Teleskop wyposażono w zestaw filtrów (1 filtr wstępny i 10 filtrów) umożliwiających diagnostykę plazmy o szerokim zakresie temperatur (tj. wyznaczanie jej podstawowych parametrów fizycznych, np. temperatury i miary emisji). W osi teleskopu rentgenowskiego zainstalowano pomocniczy teleskop optyczny o tej samej ogniskowej, dający obrazy całej tarczy słonecznej w paśmie G (430,5 nm). Obrazy z obu teleskopów są rejestrowane kamerą CCD 2K×2K pikseli.

Układ optyczny EIS składa się z pozaosiowego zwierciadła parabolicznego (średnica 15 cm i ogniskowa 193 cm) i toroidalnej siatki dyfrakcyjnej (4200 linii/mm, dyspersja 0,00223 nm/piksel CCD) z wielowarstwowym pokryciem odbijającym promieniowanie z zakresu dalekiego ultrafioletu w przedziałach 18–20,4 oraz 25–29 nm. Możliwe jest przesuwanie pola widzenia instrumentu w osi wschód-zachód względem osi satelity o ±890'' (czyli możliwy jest wybór indywidualnego celu obserwacji). W płaszczyźnie ogniska pierwotnego lustra parabolicznego umieszczone mogą być szczeliny o szerokościach 1'' i 2'' (dla uzyskiwania widm oraz 2D obrazów poprzez skanowanie szczeliną po obserwowanym obszarze) lub też okna wejściowe o szerokości 40'' i 266'' dla uzyskiwania 2D obrazów obszaru splecionych z informacją o polu prędkości (skala przestrzenna obrazów 1''/piksel). Jak niezwykle trudne, wymagające ogromnej precyzji, eliminacji błędów i szumów instrumentalnych są pomiary, niech najlepiej zaświadczy fakt, iż pomimo sporych rozmiarów geometrycznych charakterystyczna powierzchnia efektywna instrumentu wynosi zaledwie 0,23 cm² dla pasma 18–20,4 nm oraz 0,06 cm² dla pasma 25–29 nm!

W przypadku obserwacji widmowych są rejestrowane jednocześnie widma 25 linii widmowych z obu pasm, emitowanych w warunkach typowych dla rozbłysków, warstwy przejściowej i korony słonecznej. Do rejestracji wykorzystuje się dwie kamery CCD 2K×1K pikseli. Dane te umożliwiają diagnostykę plazmy o temperaturach od 0,1 do 20 MK ze sprzętową zdolnością rozdzielczą rzędu 2''/piksel. Czułość jest oceniana jako 10-krotnie wyższa od instrumentów satelity SOHO.

Rys. 8 Przykład spektralnych i obrazujących obserwacji tarczy Słońca instrumentem EIS satelity HINODE

Pomimo stosunkowo krótkiego okresu pracy HINODE dokonał już wielu bardzo interesujących obserwacji i odkryć. Po raz pierwszy udało się obserwacyjnie wykazać, iż tzw. bright points, czyli drobne pojaśnienia obserwowane na tarczy w promieniowaniu rentgenowskim, składają się z niewielkich, jasnych pętelek. Okazało się również, iż mikroaktywność magnetyczna (bardzo drobne zjawiska wydzielania energii pól magnetycznych) jest zjawiskiem powszechnym: zaobserwowano mikrorozbłyski w obszarach aktywnych oraz liczne drobne pojaśnienia w obszarach tzw. spokojnego Słońca oraz w dziurach koronalnych. Spore zainteresowanie wzbudziło też wykrycie wyrzutów gorącej materii (emitującej promieniowanie rentgenowskie) z okołobiegunowych dziur koronalnych.

Obserwacje te to kolejny dowód, że lokalne procesy transformacji energii pól magnetycznych, zachodzące w bardzo szerokim zakresie skal przestrzennych (od km do Mm) oraz czasowym (od ms do Ms), są powszechne na Słońcu i nie są charakterystyczne tylko dla obszarów aktywnych.

W świetle widzialnym zaobserwowano oscylacje horyzontalnych włókien tworzących strukturę subtelną protuberancji. Amplituda tych oscylacji sięgała 900 km, prędkości radialne i horyzontalne odpowiednio 10 i 39 km/s, okres oscylacji wynosił 174 s. Ruch oscylacyjny jest znakomicie widoczny w postaci wycinków niemal doskonałych sinusoid na wykresach rozkładu jasności w funkcji czasu i wysokości nad limbem dla ustalonego kąta pozycyjnego. Oszacowania modelowe pola magnetycznego wskazują, że pole rur magnetycznych formujących włókna protuberancji było rzędu 50 Gs, co jest wartością zgodną z wcześniejszymi pomiarami pól magnetycznych w protuberancjach, które, choć wskazywały na niższe wielkości pola, wykonywane były ze znacznie mniejszą przestrzenną zdolnością rozdzielczą, przez co ulegały obniżeniu poprzez uśrednienie (filing factor, czyli współczynnik wypełnienia protuberancji oceniany jest na rzędu 0,05 do 0,1, więc żartobliwie możemy powiedzieć, że protuberancja składa się głównie z „dziur” wypełnionych rzadką materią, a tylko nieznaczną część jej całkowitej objętości wypełniają stosunkowo gęste i chłodne struktury widoczne w świetle, np. linii H? wodoru). Zarejestrowane ruchy oscylacyjne są interpretowane jako obserwacyjny dowód na rozchodzenie się w koronie fal Alfvena).

Rys. 9 Subtelna struktura wewnętrznej budowy protuberancji słonecznej. Wyraźnie widoczne są indywidualne „rury” pola magnetycznego wypełnione stosunkowo gęstą, lecz chłodną plazmą

Bardzo interesujące okazują się również obserwacje takich ruchów materii w protuberancjach, które można zinterpretować jako ruch po spirali. Takie trajektorie ruchu materii protuberancji były przewidywane na podstawie interpretacji widm tych obiektów, jednak obserwacje HINODE przyniosły bardzo wyraźną, dwuwymiarową wizualizację takich ruchów. Obserwacje te wskazują na możliwość występowania bardzo ciekawych (skręconych) konfiguracji pól magnetycznych tworzących szkielet protuberancji i ponownie otwierają problem mechanizmu generacji takiej konfiguracji (rotacja stóp?).

Niezwykle ciekawym dokonaniem HINODE jest wykrycie nad limbem w świetle linii H CaII cienkich, włóknistych i oscylujących struktur, które najprawdopodobniej można uznać za spikule chromosferyczne. Odkrycie to jest o tyle ciekawe, iż również ich oscylacje są prawdopodobnie wywoływane przez fale Alfvena rozchodzące się w górę, ku koronie, co może stanowić istotny czynnik transferu energii do korony (globalnego grzania korony).

HINODE wykonał również bardzo ciekawe obserwacje silnych (>kGs) horyzontalnych pól magnetycznych w okolicach okołobiegunowych, skoncentrowanych w drobnych strukturach o rozmiarach od 0,2'' do kilku sekund łuku. Podobnie silne pola magnetyczne (kGs) zostały zaobserwowane w przestrzeniach międzygranularnych i w samych granulach. Czas życia tych pól sięga 6 min, średnice obszaru występowania pola są rzędu 0,2''. Magnetogramy i filtrogramy HINODE pokazują również niezwykle plastycznie trójwymiarową, często przeplecioną strukturę włókien półcieni plam słonecznych, w których wyraźnie jest widoczny przepływ materii ku otaczającej fotosferze (przepływ Eversheda), a jednocześnie stopy włókien w plamach migrują ku jej cieniowi.

Rys. 10 Magnetogram pola magnetycznego (tylko składowa wektora pola magnetycznego wzdłuż linii widzenia LOS) uzyskany instrumentem NFI satelity HINODE 13 grudnia 2006 r. o godz. 02.30.42?09.32.42 UT, podczas silnego rozbłysku klasy GOES X3.4 w obszarze aktywnym NOAA 10930

Niemal nikt nie wie, że rok 2007 jest Międzynarodowym Rokiem Słońca. Nie był to zbyt fortunny wybór, biorąc pod uwagę znikomą aktywność Słońca, a więc równie małą szansę na wystąpienie na Słońcu zjawisk tak wielkich, by mogłyby przebić się choćby na przedostatnie strony gazet i choć na chwilę przyciągnąć uwagę ich czytelników do problemów heliofizyki i związków Ziemia-Słońca. Z drugiej strony Słońce jest badane obecnie przez niezwykłą armadę satelitarnych obserwatoriów: TRACE, RHESSI, ULYSSES, SOHO, GOES, STEREO, HINODE i wiele innych oraz z wielu obserwatoriów naziemnych. Ich niebywałe możliwości obserwacyjne, liczba i różnorodność gromadzonych danych staną się szczególnie istotne w drugiej połowie 2008 r., gdy jest spodziewany początek fazy wzrostu 24. cyklu aktywności słonecznej.

Paweł Rudawy jest heliofizykiem, profesorem Uniwersytetu Wrocławskiego, kierownikiem tamtejszego Zakładu Heliofizyki i wicedyrektorem Instytutu Astronomicznego UWr. Mieliśmy już w „Uranii” bardzo ciekawy artykuł tego Autora