Subtelna struktura protuberancji słonecznych

Protuberancje wykazują strukturę włóknistą. Badanie tej struktury jest niezbędne do poznania zjawisk zachodzących w protuberancji oraz do stworzenia jej poprawnego modelu

1. Charakterystyka ogólna

Protuberancje stanowią jedno z najciekawszych zjawisk obserwowanych na Słońcu. Są obiektami zbudowanymi z chłodnej (4300 ÷ 10 000 K) i stosunkowo gęstej (10⁹ ÷ 10¹¹ cm^–3) plazmy, zawieszonymi w koronalnym polu magnetycznym na wysokości od kilkudziesięciu tysięcy do ponad 100 000 km nad fotosferą. W porównaniu z koroną słoneczną, protuberancje są od niej ok. 100 razy chłodniejsze i 100 razy bardziej gęste. Obserwacje prowadzone w długościach fal, w których świeci ich materia (np. w linii H? wodoru, o długości fali 6562,8 A* lub liniach wapniowych), sugerują, iż protuberancje nie są jednolitymi obiektami, lecz posiadają bogatą wewnętrzną strukturę.

2. Protuberancje a włókna

Protuberancje (rys. 1) można obserwować zarówno jako jasne obiekty nad brzegiem tarczy Słońca, na tle stosunkowo ciemnej korony słonecznej — wtedy są nazywane protuberancjami, jak też jako ciemne obiekty widoczne na tle tarczy słonecznej — wówczas noszą nazwę włókien słonecznych. Protuberancje i włókna są to więc te same obiekty, oglądane odpowiednio w liniach emisyjnych (jasne struktury nad brzegiem tarczy Słońca) lub absorpcyjnych (ciemne na tarczy słonecznej) — o takich samych długościach fali.

Rys. 1. Filtrogramy H? (czyli zdjęcia wykonane przy użyciu wąskopasmowego filtru H?) przedstawiające protuberancje z uwidocznionymi elementami: grzbietem/kręgosłupem, nogami i stopami. Filtrogramy wykonane zostały w obserwatorium w Białkowie (I.A.U.Wr.) przy użyciu Dużego Koronografu i wąskopasmowego filtru H?: a) spokojna protuberancja z dnia 9 czerwca 1998 roku — zdjęcie wykonane zostało bez użycia sztucznego księżyca (widoczna jest część tarczy słonecznej); b) spokojna protuberancja z dnia 30 marca 1991 roku; c) protuberancja eruptywna zaobserwowana w dniu 17 maja 1989 roku; d) erupcja protuberancji w dniu 24 maja 1989 roku

Protuberancje wznoszą się nad spokojną chromosferą (protuberancje spokojne/protuberancje obszarów spokojnych) oraz nad obszarami aktywnymi (protuberancje obszarów aktywnych). Szczególnym rodzajem protuberancji jest tzw. protuberancja okołobiegunowa okalająca naszą gwiazdę na szerokościach heliograficznych większych niż ±40°. Protuberancja tego typu wygląda jak korona nałożona na okolice bieguna (północnego lub południowego), stąd też pochodzi jej angielska nazwa polar crown prominence.

Rys. 2. Włókno z uwidocznionymi elementami: grzbietem/kręgosłu­pem, nogami, stopami i brodami. Widoczna jest również subtelna struktura włókna (włókienka). Zdjęcie pochodzi z pracy: Heinzel, P., Anzer, U., On the Fine Structure of Solar Filaments {DOI}, 2006, ApJ, 643L, L65–L68

Włókna (rys. 2) są usytuowane zawsze powyżej tzw. linii neutralnej pola magnetycznego (ang. Polarity Inversion Line — PIL), czyli linii na fotosferze, będącej rzutem miejsc w protuberancji, w których składowa indukcji pola magnetycznego obserwowana wzdłuż linii widzenia (ang. Line of Sight — LOS) B_LOS zmienia znak. W zależności od miejsca występowania rozróżnia się włókna obszarów aktywnych (wewnątrz obszarów aktywnych), włókna pośrednie (na granicy obszarów aktywnych) oraz włókna spokojne (nad spokojną chromosferą).

Protuberancje możemy sklasyfikować również pod względem ich aktywności na: protuberancje spokojne, aktywizowane i eruptywne. Protuberancja spokojna może zostać zaburzona (aktywizowana) na skutek wystąpienia w pobliżu rozbłysku słonecznego (i przełączenia się linii pola magnetycznego) lub przejścia fali uderzeniowej. Destabilizacja spokojnej protuberancji może nastąpić również na skutek odpływu części materii w kierunku chromosfery słonecznej, co może doprowadzić nawet do erupcji protuberancji i wyrzutu materii słonecznej w przestrzeń międzyplanetarną. Ciekawostką jest fakt, iż często kilka–kilkanaście godzin po erupcji (szczególnie w obszarze aktywnym) protuberancja potrafi się odbudować w tym samym miejscu i prawie w tym samym kształcie, co świadczy o tym, że pole magnetyczne będące konstrukcją nośną protuberancji nie uległo destrukcji na skutek erupcji.

3. Budowa protuberancji i włókien

Protuberancje, oglądane „z boku”, mogą przyjmować różne kształty, co stanowi główną podstawę ich klasyfikacji opisowej. Oprócz głównej części zazwyczaj widać również elementy opuszczające się aż do chromosfery. Są to tzw. nogi, które z kolei — w miejscu styku z chromosferą — kończą się stopami (patrz rys. 1). Nogi nazywa się też czasami brodami.

We włóknach również wyróżnia się dwie składowe. Grzbiet czy też kręgosłup biegnie horyzontalnie wzdłuż szczytu całego włókna, choć w niektórych miejscach jest bardzo słabo widoczny. Nogi (brody) znajdują się na krańcach włókna, a także są widoczne jako wypustki wyrastające z boków włókna i sięgające do chromosfery (patrz rys. 2).

4. Wielkoskalowa a drobna struktura protuberancji

Protuberancje (spokojne) potrafią przetrwać kilka obrotów Słońca, czyli kilka miesięcy. W tym czasie ich globalna struktura jest raczej stabilna, natomiast lokalnie dokonują się ciągłe, dynamiczne zmiany. Dobrze widać to na rys. 3a–3d, którego elementy są kadrami z filmu, zarejestrowanego przez satelitę Hinode, ukazującego trwającą prawie 5 godz. gwałtowną przebudowę drobnych części protuberancji. Co więcej, ruch materii w poszczególnych „włókienkach” (nawet najbliżej ze sobą sąsiadujących) może odbywać się w różnych, kontrolowanych głównie przez pole magnetyczne, kierunkach.

Rys. 3. Ewolucja protuberancji spokojnej obserwowanej przez satelitę Hinode w linii H? 25.04.2007. Film dostępny jest pod adresem http://solar-b.nao.ac.jp/QLmovies/movie_sirius/2007/04/25/hsc_ql20070425_e.shtml#sot-fg-ha

5. Włókienka

Wszystkie części protuberancji składają się z cienkich struktur (przypominających kształtem rurki) zwanych włókienkami. W języku angielskim używane są dwa określenia:
— threads — zwykle gdy chodzi o włókienka wertykalne,
— fibrils — zazwyczaj gdy mówi się o włókienkach horyzontalnych.

Z tego powodu słowo threads jest stosowane częściej do protuberancji, a sformułowanie fibrils lub dark fibrils (czyli ciemne włókienko) — do włókna. W polskojęzycznej literaturze naukowej funkcjonuje jedynie wyraz włókienka (nie używa się raczej wyrażenia nitki w stosunku do włókienek protuberancji). Podział na threads i fibrils jest płynny i nierzadko używa się obu określeń zamiennie. Bez względu jednak na okoliczności, do wszystkich rodzajów rurek/włókienek można zastosować uniwersalne sformułowanie: elementy struktury subtelnej (ang. fine structure elements — FSE).

6. Obserwacje

O tym, że protuberancje posiadają wewnętrzną strukturę, wiedziano już w XIX w., kiedy to duchowny Angelo Secchi opublikował w 1877 r. swoją pionierską pracę pod tytułem Słońce {Vol. 2}. Od tego czasu drobna struktura protuberancji była wielokrotnie obserwowana za pomocą przyrządów o coraz wyższej rozdzielczości. Współczesne teleskopy naziemne, takie jak Szwedzki Teleskop Słoneczny (ang. Swedish 1-m Solar Telescope — SST) czy Holenderski Otwarty Teleskop (ang. Dutch Open Telescope — DOT), osiągają przestrzenną rozdzielczość obrazów 0'',15, co pozwala rozróżniać na tarczy Słońca szczegóły o wielkości 100 km. Jeszcze większe możliwości oferują teleskopy orbitalne, np. Słoneczny Teleskop Optyczny (ang. Solar Optical Telescope — SOT), umieszczony na pokładzie satelity Hinode, dzięki rozdzielczości 0'',1 rejestruje obrazy, na których widać szczegóły o wielkości ok. 70 km!

W obserwatorium astronomicznym w Białkowie, należącym do Instytutu Astronomicznego Uniwersytetu Wrocławskiego (gdzie od blisko 30 lat wykonywane są obserwacje Słońca w linii wodoru H?), znajduje się m.in. Duży Koronograf (LC — z ang. Large Coronograph) o średnicy obiektywu głównego 53 cm i efektywnej ogniskowej wynoszącej 1450 cm. Dzięki dużej aperturze wejściowa LC uzyskiwane są obrazy Słońca o wysokiej przestrzennej zdolności rozdzielczej — ograniczanej najczęściej przez wpływ atmosfery do około 1'' (sekundy łuku). Sporadycznie, przy bardzo dobrych warunkach atmosferycznych oraz przy krótkich czasach ekspozycji, jest osiągana przestrzenna rozdzielczość nawet poniżej 0'',5. Duży Koronograf może przekazywać wiązkę optyczną do spektrografu obrazującego MSDP (Multi-Channel Subtractive Double Pass), dzięki czemu możliwe jest uzyskanie wysokiej jakości tzw. widmowych obrazów Słońca (pod pojęciem obraz widmowy należy rozumieć dwuwymiarowy obraz fragmentu Słońca, który dla każdego piksela w obrazie zawiera informację o rozkładzie natężenia emisji w funkcji długości fali, czyli tzw. profil linii widmowej H?). Wykorzystując system LC-MSDP do obserwacji protuberancji, mamy zatem możliwość śledzenia subtelnej struktury protuberancji, a także wyznaczenia pełnego 3-wymiarowego (3D) wektora prędkości plazmy we włókienkach (otrzymywanego z 2D obrazów oraz prędkości dopplerowskich).

Praktycznie każda obserwacja protuberancji o wystarczająco dobrej rozdzielczości jest jednocześnie obserwacją jej subtelnej struktury, aczkolwiek struktura ta nie musi być bezpośrednio celem obserwacji. Niemniej jednak jest oczywiste, iż subtelną strukturę protuberancji widać w tych samych długościach fali co samą protuberancję. Są to więc linie widmowe, takie jak:
— w podczerwieni, np. He I (10830 A*), Ca II (8542 A*),
— w świetle widzialnym, np. H? (6562,8 A*), Fe (4045,8 A*), Ca II, H (3968,5 A*) i Ca II K (3933,7 A*),
— w ultrafiolecie, np. He II (304 A*), Fe XII 195 A*.

7. Rozmiary

Przyjmuje się, że szerokość włókienek jest rzędu kilkuset kilometrów, a często podawane wartości to 350 km czy 300 km. Nie określono jednak dolnej granicy, ponieważ obserwacje dokonywane za pomocą teleskopów orbitalnych pokazują, że szerokość włókienek może być taka mała jak zdolność rozdzielcza instrumentu (a niewykluczone, że nawet i mniejsza). Jeżeli chodzi o długość włókienek, to wynosi ona kilka tysięcy kilometrów. Rozmiary włókienek nieco różnią się w zależności od tego, w jakich liniach są obserwowane, ponieważ w danej linii widać promieniowanie plazmy o określonych wartościach parametrów fizycznych, głównie temperatury. Oznacza to po prostu, że w różnych liniach widać tylko te części włókienka, których temperatura jest taka sama jak temperatura formowania się konkretnej linii.

8. Dynamika

Jak już zostało wspomniane w rozdziale 4, włókienka charakteryzują się niezwykle dużą dynamiką. Starsze obserwacje pokazują, że materia, która tworzy włókienka, porusza się z prędkością do 3 km/s, a nowe obserwacje podwyższają tę wartość, i to nawet kilkakrotnie, gdyż zostały zidentyfikowane przepływy (w grzbiecie i w nogach) o prędkościach 10 ÷ 15 km/s. Co więcej, przepływy o takich prędkościach mogą odbywać się w sąsiednich włókienkach w przeciwnych kierunkach. Dodatkowo, w procesie tym włókienka często ulegają deformacji, co powoduje ciągłe modyfikacje ich kształtu i konfiguracji. Tak szybkie zmiany skutkują tym, iż czas istnienia indywidualnych włókienek jest niezwykle krótki i wynosi zaledwie kilka minut, co stanowi wartość o cztery rzędy mniejszą niż czas istnienia protuberancji.

9. Obszar przejściowy

Aby wyznaczyć własności termodynamiczne materii włókienek, należy wykonać badania spektroskopowe. Konieczne jest przy tym także uwzględnienie tzw. warstwy przejściowej i dobranie jej odpowiedniego modelu. Idealnym rozwiązaniem jest tu system obrazowania wraz z możliwością uzyskiwania informacji widmowej dla każdego piksela obrazu (taki jak system LC-MSDP działający w obserwatorium w Białkowie — należącym do I.A. U.Wr.).

Rys. 4. Ewolucja modelu budowy atmosfery słonecznej:
— lata 50.: warstwy płasko-równoległe
— lata 80.: struktura z lejkowatymi rurami pola magnetycznego — warstwowy model rozkładu materii
— XXI wiek: trójwymiarowy dynamiczny model rozkładu materii w atmosferze.
Rysunek pochodzi z pracy: Schrijver, C. J., The Coronae of the Sun and Solar-type Stars, 11th Cambridge Workshop on Cool Stars, Stellar Systems and the Sun, ASP Conference Proceedings, Vol. 223. Edited by Ramon J. Garcia Lopez, Rafael Rebolo, and Maria Rosa Zapatero Osorio. San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, p.131

Jak wiadomo, współczesne rozumienie budowy chromosfery, jak też warstwy przejściowej, dalekie jest od modelu warstwowego (patrz artykuł Pawła Rudawego Aktywność magnetyczna Słońca — „Urania — Postępy Astronomii” 2/2006). Ilustruje to rys. 4, na którym chromosfera nie jest cienką, jednolitą warstwą okalającą fotosferę, ale składa się z pojedynczych zagęszczeń plazmy znajdujących się tylko nad niektórymi obszarami umownej powierzchni Słońca. Każdy z takich „wiszących” elementów, nazywany chłodnym rdzeniem (o temperaturze 6000 ÷ 9000 K), otoczony jest znacznie gorętszym obszarem przejściowym (ang. Prominence-Corona Transition Region — PCTR) (o temperaturze 10⁴ ÷ 10⁶ K), graniczącym z koroną.

Rys. 5. Modele obszaru przej­ścio­we­go (warstwy przejściowej) PCTR (szczegółowy opis w tekście).
Rysunek pochodzi z pracy: S. Pojoga, Emission Measure of Prominence-Corona Transition Re­gion, in IAU Colloq. 144: Solar Coronal Structures, 1994, p. 357

Rys. 5 przedstawia trzy modele obszaru przejściowego dookoła pojedynczych włókienek, obserwowanych w różnych liniach i na różnych wysokościach:

a)  chłodne rdzenie otoczone przez gorące osłony — chłodna, centralna część staje się cieńsza przy większych wysokościach, a reszta pozostaje niezmieniona, czyli są to włókienka zmniejszające średnicę wraz z wysokością (stożki);

b)  izotermiczne włókienka o kilku różnych temperaturach — liczba chłodnych rdzeni maleje wraz ze wzrostem wysokości, czyli pewne włókienka są krótsze i kończą się na niższych wysokościach niż pozostałe;

c)  chłodne rdzenie w ciepłych i gorących otoczkach — na niskich wysokościach otoczki są wspólne dla sąsiednich włókien, natomiast na szczycie protuberancji rozdzielają się i otaczają każde włókienko osobno.

10. Diagnostyka widmowa

Określenie własności fizycznych plazmy, z której składają się włókienka, wymaga szybkich i jednoczesnych obserwacji w różnych liniach widmowych. Jest to zadanie bardzo trudne z następujących powodów:

a) Należy odróżnić włókienka optycznie cienkie od optycznie grubych. W pierwszym przypadku wzdłuż linii widzenia obserwuje się wiele włókienek i sumę ich promieniowania. W drugim przypadku zwykle widzi się tylko jedno włókienko, znajdujące się raczej bliżej granicy protuberancji niż jej centralnych części. Sytuacja dodatkowo komplikuje się, ponieważ optycznie grube włókienka mają dużą grubość optyczną tylko w centrum linii, natomiast w skrzydłach linii — małą.

b)  Włókienka są obiektami niezwykle dynamicznymi. Obserwacje w różnych liniach muszą więc być prowadzone jednocześnie lub prawie jednocześnie, tzn. w czasie krótszym niż istnienie badanego włókienka.

c)  Dotychczas do opisu włókienek używa się modeli stosowanych do protuberancji jako całości. Są to modele 1D i 2D, czyli modele traktujące obiekt jak płaską płytę lub prostopadłościan, znajdujące się w pozycji wertykalnej lub horyzontalnej, rozciągające się do nieskończoności. Niestety, zastosowane do włókienek, modele te przedstawiają transfer promieniowania w sposób daleki od doskonałości, np. nie uwzględniają wzajemnych oddziaływań promienistych pomiędzy poszczególnymi włókienkami.

d)  Wewnętrzna struktura włókienek, jak też ich rozkład w protuberancji, nie są poznane w wystarczającym stopniu. Nawet ich geometria jest wciąż przedmiotem dyskusji.

e)  Nie istnieje powszechnie akceptowany model obszaru przejściowego. Badacz musi arbitralnie wybrać jakiś model (np. spośród modeli przedstawionych w poprzednim rozdziale).

11. Parametry termodynamiczne

Podanie określonych wartości temperatury, ciśnienia czy gęstości (elektronowej) dla danej protuberancji jest pewnym uproszczeniem. Pomiarów dokonuje się bowiem w wybranych przez obserwatora miejscach. Nie można jednak oczekiwać, iż warunki fizyczne w każdym punkcie protuberancji są identyczne. Dlatego też każdy taki pomiar jest a priori pomiarem lokalnym. Wyznaczenie wartości parametru jako globalnej wielkości dla danej protuberancji wymaga po pierwsze dużej liczby pomiarów, a po drugie uśrednienia wszystkich wyznaczonych lokalnie wartości. Z tego powodu często podaje się zakres wartości danego parametru, a nie jego konkretną wartość (patrz tabela 1).

Określenie parametrów termodynamicznych pojedynczego włókienka jest trudne, co zostało opisane w poprzednim rozdziale. Największe szanse na to istnieją w przypadku włókienka grubego optycznie, ponieważ zakładamy, iż wzdłuż linii widzenia nie obserwujemy więcej włókienek. Niemniej jednak nie wiadomo, ile włókienek widać w szczelinie pomiarowej (patrz ramka „Współczynnik wypełnienia” oraz model wielu włókienek — rozdział 13). Poza tym poszczególne włókienka są różne, dlatego też określenie danego parametru dla elementu struktury subtelnej protuberancji wymaga stworzenia „uśrednionego” modelu włókienka, który a posteriori jest konfrontowany z rzeczywistym stanem na podstawie obserwacji.

12. Pole magnetyczne

Pole magnetyczne pojedynczych włókienek nie zostało jeszcze zmierzone. Co prawda, zdolność rozdzielcza współczesnych przyrządów już na to pozwala, ale przyczyna braku detekcji leży gdzie indziej, a mianowicie w zbyt niskim stosunku sygnału do szumu w obserwacjach polarymetrycznych. O ile można zmierzyć pole magnetyczne w protuberancji, to pole magnetyczne pojedynczego włókienka da się wyznaczyć jedynie na drodze modelowania. Kluczowym parametrem, według którego następuje podział magnetycznych modeli włókienek, jest tzw. parametr plazma-? wyznaczony wzorem

gdzie:

g — przyspieszenie grawitacyjne (na powierzchni) Słońca,

M — masa plazmy w danym elemencie materii,

B — indukcja magnetyczna w danym elemencie materii.

Rys. 6. Rozkład parametru plazma-? nad obszarem aktywnym w atmosferze Słońca. Jak widać, wmrożenie materii w pole magnetyczne występuje w górnej chromosferze i dolnej koronie.
Rysunek pochodzi z pracy: G. Allen Gary, Sol. Phys. 203, 71–86, (2001)

Parametr ten określa stosunek ciśnienia gazu do ciśnienia pola magnetycznego. W przypadku gdy ? < 1, pole magnetyczne unosi ze sobą materię włókienek (mówi się wtedy, że materia jest wmrożona w pole magnetyczne), natomiast dla ? > 1, ruch plazmy, zdominowany wówczas przez jej ciśnienie wewnętrzne, rozciąga i deformuje linie pola magnetycznego. Rozkład parametru plazma-? w funkcji wysokości w atmosferze słonecznej jest przedstawiony na rys. 6.

Rys. 7. Model magnetycznego zagłębienia zanurzonego w plazmie (szczegółowy opis w tekście)
Rysunek pochodzi z pracy: Priest, E.R. 1990, in Proc. IAU Coll. 117, ed. V. Ruzdjak & E. Tandberg-Hanssen, Lecture Notes in Physics, 363 (Springer-Verlag: Berlin), 150

Przyjmuje się, że protuberancja składa się z płytkich zagłębień magnetycznych, wypełnionych chłodną materią, widoczną np. w linii H? (schemat takiego zagłębienia jest przedstawiony na rys. 7). Do modelowania zagłębień używa się, wspomnianych w rozdziale 10, jedno- lub dwuwymiarowych płyt. Mimo że pierwszy taki model (1D) powstał już w 1957 r., to trudności związane z ich tworzeniem i uzyskaniem realistycznych wyników są wciąż olbrzymie.

W modelach o wartości ? mniejszej niż 1 zakłada się, iż pole magnetyczne jest bezsiłowe (potencjalne), czyli nie występuje w nim siła Lorentza (patrz ramka „Siła Lorentza”), a prądy płyną prawie równolegle do linii sił pola. W przypadku gdy ? ma wartość powyżej 1, wówczas przyjmuje się, że siła Lorentza jest większa od zera, a obok zagłębień pojawiają się prądy prostopadłe do linii pola. Modele te przewidują pola magnetyczne o wartości:
— mniejszej niż 10 G (gausów) dla protuberancji spokojnych,
— większej niż 10 G dla włókien sąsiadujących z pochodniami,
— 30 ÷ 40 G dla protuberancji obszarów aktywnych.

13. Modele włókienek

Dwa typy modeli włókienek zostały przedstawione w poprzednim rozdziale. Oba z nich zakładają równowagę magnetohydrostatyczną (MHS) włókienek. Mają one zastosowanie zarówno do elementów wertykalnych, jak i horyzontalnych. O ile jednak w pierwszym przypadku modelowanie nie wykracza poza dwa wymiary, o tyle w drugim można stosować obliczenia 2+1-wymiarowe. Wyznacza się wówczas transfer promieniowania elementów wertykalnych, a następnie jednowymiarowy transfer w obrębie skończonych (zamkniętych) elementów wertykalnych, czyli eliminuje się tym samym nieskończoność trzeciego wymiaru. Przykładowe wyniki takich kalkulacji podane są w tabeli 2, która zawiera wartości wielu parametrów dla sześciu różnych modeli włókienek.

Rys. 8. Model wielu włókienek struktury subtelnej protuberancji (szczegółowy opis w tekście).
Rysunek pochodzi z pracy: S. Gunar, P. Heinzel, U. Anzer, B. Schmieder, On Lyman-line asymmetries in quiescent prominences, A&A 490, 307–313 (2008). doi:10.1051/0004- 6361:200810127

Model wielu włókienek (rys. 8) zakłada, że protuberancja składa się z identycznych, dwuwymiarowych włókienek podtrzymywanych przez oddzielne linie pola magnetycznego. Włókienka są równoległe do linii pola i prostopadłe do linii widzenia (LOS). Względem siebie są przesunięte przestrzennie. Przypisuje się im także różne prędkości względem linii widzenia. Taki model w szczególności dobrze oddaje właściwości elementów drobnej struktury protuberancji obserwowanych w liniach Lymana.

14. Struktura podsubtelna

Grubość włókienek szacuje się na kilkaset kilometrów (patrz rozdział 7). Należy jednak zadać pytanie, czy włókienka również posiadają wewnętrzną strukturę. Odpowiedź może być pozytywna. Najlepsze obserwacje pozwalają oglądać włókienka o średnicy kilkudziesięciu kilometrów. Dlatego też można się spodziewać, iż teleskopy słoneczne następnej generacji ukażą jeszcze drobniejszą strukturę włókienek. Elementy optycznie grube, które uważane są za pojedyncze włókienka, mogą ukazać swoje „podwłókienka”, jeśli tylko obserwacje będą prowadzone z odpowiednio wysoką zdolnością rozdzielczą.

15. Nierozwiązane zagadnienia

Istnieje ciągle sporo nierozwiązanych kwestii dotyczących drobnej struktury protuberancji. Aby je wyjaśnić, nowe obserwacje powinny posiadać dwie cechy:
— większą zdolność rozdzielczą i to zarówno przestrzenną, jak i czasową,
— muszą być prowadzone jednocześnie (lub prawie jednocześnie, patrz rozdział 10) w kilku liniach widmowych.

W wyniku tego typu obserwacji można wyznaczyć takie kluczowe właściwości włókienek, jak przedstawione w tabeli 1. Interpretacja rezultatów przyszłych obserwacji pozwoli także zbliżyć się do odpowiedzi na następujące przykładowe pytania:

1)  Jaka jest orientacja włókienek względem pola magnetycznego?

2)  Czy plazma, z której zbudowane są włókienka, jest stabilna, a jeśli tak, to w jakim stopniu?

3)  Czy plazma musi się gromadzić w zagłębieniach magnetycznych i czy są one jedynym tworem potrafiącym unosić plazmę?

16. Podsumowanie

Istnienie subtelnej struktury jest niezaprzeczalnym faktem, którego nie można pominąć przy próbie wyjaśniania natury protuberancji. Modele protuberancji muszą zatem uwzględniać jej wewnętrzną strukturę. Dlatego niezbędne jest poznanie dynamicznych, termodynamicznych i przestrzennych właściwości włókienek. Równie ważnymi kwestiami są: pełne zrozumienie interakcji pola magnetycznego z plazmą włókienek czy też ich ewolucja. Zbudowanie trójwymiarowego modelu wielu włókien ułatwi zaś opisywanie struktury całej protuberancji. Przed obserwatorami i teoretykami stoją więc duże wyzwania, ale realizacja tych zadań pozwoli wydrzeć naturze kolejne skrywane przez nią tajemnice.