Záhady teploty slnečnej koróny a prelomové objavy

Slnečná koróna, najvrchnejšia vrstva slnečnej atmosféry, je až 150-násobne horúcejšia ako samotný povrch Slnka. Povrch Slnka má teplotu okolo 6 000 °C, zatiaľ čo vonkajšia časť atmosféry dosahuje až milión stupňov Celzia. Tento jav je pre vedcov dodnes dlhoročnou záhadou, pretože podľa očakávaní by horúcejší mal byť povrch, keďže je bližšie k jadru, kde prebiehajú reakcie dodávajúce Slnku energiu. Teplota najvrchnejšej vrstvy slnečnej atmosféry, koróny, mnohonásobne prevyšuje teplotu povrchu Slnka, čo trápi vedcov už dlho.

Nový prelom vo výskume: Družice Solar Orbiter a Parker Solar Probe

K vyriešeniu tejto dlhoročnej záhady sa priblížili vedci z ESA a NASA vďaka pozorovaniam z družíc Solar Orbiter a Parker Solar Probe, ktoré sa nachádzali v unikátnej vzájomnej konfigurácii okolo Slnka. Výskum bol publikovaný vo vedeckom časopise Astrophysical Journal Letters a ESA objav popísala na svojej webovej stránke.

Metódy pozorovania Slnka

Pri výskume našej domovskej hviezdy sa v súčasnosti používajú dve metódy pozorovania:

• Diaľkové pozorovania: Slnko a jeho atmosféra sa sníma pomocou družíc a teleskopov. Takéto záznamy môžu prebiehať v rôznych vlnových dĺžkach, čo umožňuje odhaliť navonok neviditeľné javy. Vzdialené pozorovania zabezpečila sonda Solar Orbiter, ktorá bola vyvinutá v spolupráci Európskej vesmírnej agentúry (ESA) s NASA. Od februára 2020 monitoruje slnečnú aktivitu a počas viac ako troch rokov činnosti poskytla množstvo detailných snímok hviezdy.
• In situ pozorovania: Sonda preletí priamo nad skúmanou oblasťou a meria častice a magnetické polia v danej časti vesmíru. In situ pozorovania vznikli vďaka družici Parker Solar Probe, ktorú NASA vyvinula práve na takýto typ pozorovaní a je v prevádzke od roku 2018.

Unikátna simultánna konfigurácia družíc

Teraz sú astronómovia najbližšie k vyriešeniu dlhoročnej záhady slnečnej koróny, pretože získali súčasne k dispozícii vzdialené aj in situ pozorovania. Daniele Telloni z talianskeho Národného inštitútu pre astrofyziku (INAF) vypočítal, že 1. júna 2022 boli obe družice v takmer dokonalej pozícii na simultánne pozorovania. Družica Solar Orbiter mohla snímať celé Slnko bez toho, aby sa v jej zornom poli nachádzala Parker Solar Probe. Tá bola ale v takej pozícii, že mohla detailne skúmať časť Slnka, ktorá bola stále viditeľná pre Solar Orbiter.

Vďaka tejto unikátnej konfigurácii družica Solar Orbiter mohla zaznamenať, ako sa v celej atmosfére prejavujú efekty merané in situ pomocou Parker Solar Probe. V skutočnosti takéto simultánne meranie s využitím oboch družíc nebolo plánované, a preto bolo potrebné vykonať mierne úpravy v tom, ako je Parker Solar Probe natočená voči Slnku. Keďže ale išlo o výnimočnú situáciu s potenciálom priniesť nové výsledky, manéver bol schválený.

„Možnosť použiť súčasne Solar Orbiter a Parker Solar Probe otvorila úplne nový rozmer v tomto výskume,“ vyjadril sa spoluautor práce Gary Zank.

Potvrdenie teórie o zahrievaní koróny

Merania potvrdili teóriu o zahrievaní slnečnej koróny dôsledkom prenosu energie z turbulencií. V súčasnosti sa vedci domnievajú, že slnečná koróna je ohrievaná turbulenciami v slnečnej atmosfére. Podľa nových pozorovaní Japonským satelitom Hinode, za tento rozdiel teplôt môžu náhle miniatúrne uvoľnenia energie - nanoerupcie (nanoflares), vznikajúce vnútri magnetických trubíc. Predpokladá sa, že zdrojom energie nanoerupcií je rekonexia magnetického poľa. Po siločiarach magnetického poľa sa pohybujú nabité častice, vytvárajúc tak silné elektrické prúdy. Rekonexia nastáva pri strete dvoch oproti sebe smerujúcich prúdov, kde sa uvoľní veľké množstvo energie.

Vedci si doteraz mysleli, že vysoká teplota koróny sa dá vysvetliť pomocou neustáleho ohrevu od Slnka. Tento model ale vyžadoval, aby koronálne slučky konkrétnej dĺžky a teploty mali len určitú hustotu. Nové pozorovania však priniesli dôkaz o omnoho väčšej hustote slučiek, ako predpovedal model stáleho ohrevu. Pri uvážení nanoerupcií ako alternatívneho vysvetlenia sa pozorovaná vysoká hustota vysvetliť dá. Takáto horúca plazma chladne veľmi rýchlo a pritom klesá smerom k slnečnému povrchu. Tu sa plazma opäť zohrieva, stúpa nahor a stáva sa zložkou koróny s teplotou 1 milión K, ktorá je známa už mnoho rokov. Pozorovania tiež ukázali, že nanoerupcie sú v aktívnych oblastiach bežné.

Avšak, na to, aby bol problém koronálneho ohrevu vyriešený, sú potrebné ešte ďalšie podobné pozorovania. „Táto práca predstavuje významný krok vpred pri riešení problému koronálneho zahrievania,“ komentoval výsledky projektový vedec Daniel Müller.

Čo je slnečná koróna?

Definícia a základné charakteristiky

Koróna (z lat. corona = veniec) je plazmová oblasť obklopujúca Slnko a jemu podobné hviezdy, predstavujúca najvrchnejšiu vrstvu hviezdnej atmosféry. Všeobecne je to najteplejšia vrstva slnečnej atmosféry, ktorá vo forme častíc slnečného vetra zasahuje ďaleko za obežnú dráhu našej Zeme, až do heliopauzy - zóny, v ktorej tlak častíc slnečného vetra prestáva odolávať tlaku galaktického vetra. Všetky planéty slnečnej sústavy vrátane Zeme by tak obiehali v slnečnej atmosfére.

Koróna je tvorená plazmou a nachádza sa nad tenkou prechodovou vrstvou, ktorá ju oddeľuje od chromosféry. Je veľmi riedka - v blízkosti povrchu Slnka jej hustota dosahuje len 10⁸ - 10¹⁰ častíc v cm³ a s výškou prudko klesá. Jej tvar, štruktúru a veľkosť v priebehu cyklu slnečnej aktivity moduluje (vytvára) magnetické pole Slnka vznikajúce pod fotosférou. Koróna je charakteristická vysokou teplotou (1 - 5 miliónov K, príležitostne krátkodobo pri erupciách až 10 - 20 miliónov K) a veľmi nízkou hustotou.

Teplotný profil Slnka a prechodová oblasť

Fakt, že teplota koróny je podstatne vyššia ako teplota fotosféry (povrchu Slnka, približne 5700 K), je v rozpore s druhým termodynamickým zákonom, ktorý hovorí, že teplo sa prenáša z teplejšieho na chladnejšie prostredie, a nie naopak. Preto prúdenie tepla nastáva smerom z koróny do nižších oblastí Slnka.

Už v tridsiatych rokoch 20. storočia sa na základe tvaru koróny pozorovanej pri zatmeniach objavili úvahy, že koróna musí mať teplotu milióny stupňov. Tento predpoklad bol o niekoľko rokov potvrdený spektroskopicky.

Tepelné rozhranie, kde sa teplota náhle mení z asi milióna kelvinov v spodnej koróne na asi 20 000 kelvinov vo vrchnej chromosfére, má názov prechodová oblasť.

Unikanie hmoty: slnečný vietor a výrony koronálnej hmoty (CME)

Z koróny neustále unikajú elektricky nabité častice (elektróny a ióny), vytvárajúce slnečný vietor, ktorý sa končí v heliopauze. Hmota koróny neustále uniká do okolitého priestoru rýchlosťou asi milión ton každú sekundu. Toto množstvo sa zvyšuje až na miliardy ton pri slnečných erupciách. Takéto náhle úniky hmoty sa nazývajú výrony koronálnej hmoty alebo ejekcia koronálnej hmoty (angl. coronal mass ejection, skratka CME).

Typy slnečnej koróny a jej pozorovanie

Typy koróny podľa zdroja žiarenia

Podľa zdroja žiarenia sa rozoznávajú viaceré typy koróny:

• K koróna (spojitá/elektrónová koróna): Jej zdrojom žiarenia je žiarenie fotosféry rozptýlené na voľných elektrónoch. Spektrum K-koróny je spojité, pretože rýchlosti pohybujúcich sa elektrónov sú rôzne a Dopplerovské rozšírenie odrazených absorpčných čiar fotosféry sa tak stráca. Svetlo K-koróny je polarizované, čo sa využíva na štúdium mechanizmu žiarenia a priestorovej štruktúry.
• F koróna (Fraunhoferova/prachová koróna): Jej zdrojom žiarenia je žiarenie fotosféry rozptýlené na prachových časticiach. V jej spektre sa vyskytujú Fraunhoferove čiary. F-koróna sa rozprestiera veľmi ďaleko od Slnka a vo veľkých vzdialenostiach sa nazýva zvieratníkové svetlo.
• E koróna (emisná koróna): Predstavuje vlastné emisné žiarenie koróny, ktoré vzniká pri zrážkach elektrónov s vysoko ionizovanými prvkami (železo, nikel, vápnik a i.). Aby mohli vzniknúť napríklad ióny železa, teplota musí byť veľmi vysoká - milióny stupňov Celzia. Emisné spektrálne čiary sú hlavným zdrojom informácií o zložení slnečnej koróny.
• T koróna (termálna koróna): Žiarenie vzniká reemisiou žiarenia fotosféry na prachových časticiach vo vzdialenosti 3 - 10 polomerov Slnka a je pozorovateľné v infračervenej oblasti spektra.
• S koróna (sublimačná koróna): Tento termín bol navrhnutý na základe pozorovaní Dopplerovského posuvu spektrálnej čiary K (393,37 nm) jedenkrát ionizovaného vápnika (Ca II) vo výškach 5-20 polomerov Slnka, ktorý mal byť výsledkom sublimácie prachových častíc medziplanetárnej látky. O existencii oboch zložiek (T a S) sa však vedú diskusie.

K koróna a F koróna sa súborne nazývajú biela koróna (je pozorovateľná v bielom svetle). Koróna sa v súčasnosti dá pozorovať takmer v celom rozsahu elektromagnetického žiarenia, podľa zvolenej oblasti sa hovorí o röntgenovej koróne, infračervenej koróne a pod.

Historický výskum a prvé pozorovania

Prvé zmienky o svetle okolo tmavého mesačného kotúča pochádzajú z pozorovaní úplných zatmení Slnka Mesiacom zo staroveku. Slovo „koróna“ pochádza z latinského slova „koruna“, ktorého pôvod zrejme súvisí s gréckym slovom „κορώνη“ (korōnē) - „veniec“, „kolo“.

K postupnému dôraznejšiemu záujmu o korónu prichádza po zatmení Slnka v roku 1605. Na základe pozorovaní úplného zatmenia Slnka 18. júla 1860, Warren de la Rue a Angelo Secchi na základe fotografických pozorovaní v Španielsku prehlásili, že „bledomodré svetlo okolo mesačného kotúča a protuberancie (červené plamene)“ patria Slnku a nie Mesiacu, a nie sú ani ilúziou.

Počas úplného zatmenia Slnka 18. augusta 1868 J. P. Janssen pozoroval v spektre Slnka novú emisnú čiaru, ktorá patrila dovtedy na Zemi neznámemu chemickému prvku, ktorý sa pomenoval hélium (podľa gréckeho boha Slnka - Hélia). Počas zatmenia Slnka 7. augusta 1879 Ch. Young a W. Harkness objavili novú emisnú spektrálnu čiaru, ktorá mala byť prisúdená novému chemickému prvku - „koróniu“. Podstatu tejto emisnej spektrálnej čiary s vlnovou dĺžkou 530,3 nm (a potom aj ďalších emisných spektrálnych čiar vo vizuálnej oblasti spektra - dnes je ich asi 28) sa podarilo rozlúsknuť teoreticky v roku 1939 W. Grotrianovi a v roku 1941 prakticky B. Edlénovi. Ukázalo sa, že emisné spektrálne čiary vo vizuálnej oblasti spektra patria vysokoionizovaným prvkom železa (Fe), vápnika (Ca) a ďalším chemickým prvkom. Napríklad, emisná čiara 530,3 nm patrí Fe XIV, 637,4 nm Fe X a 569,4 a 544,6 Ca XV.

Moderné techniky pozorovania

Intenzita žiarenia koróny je miliónkrát nižšia ako žiarenie slnečného disku, preto ju možno pozorovať iba pri jeho zaclonení. Ideálne podmienky na pozorovanie koróny vytvára úplné zatmenie Slnka, ktorého nevýhoda však spočíva v tom, že trvá len veľmi krátko.

Mesiac zatemňujúci Slnko možno čiastočne nahradiť koronografom, ktorý vynájdenol francúz B. Lyot v roku 1930. Koronograf vytvára umelé zatmenie Slnka a umožňuje tak v obmedzenej výške nad slnečným povrchom (asi do výšky 200 tisíc km) pozorovať vo vizuálnej a blízkej infračervenej oblasti spektra emisné spektrálne čiary. Aby bol rozptyl svetla v zemskej atmosfére minimálny, koronografy sa umiestňujú vo vysokých nadmorských výškach, napríklad na Slovensku na Lomnickom štíte.

Pozorovania koróny počas úplných zatmení Slnka sa po roku 1957 rozšírili aj do kozmického priestoru, odkiaľ plejáda družíc (napr. OSO, Skylab, TRACE, Yohkoh, Hinode) či kozmických sond (SOHO, STEREO, SDO) skúma (prípadne skúmala) korónu takmer nepretržite, a to nielen s vysokým rozlíšením, ale aj pred diskom Slnka. Dnes vieme, že koróna je teplotne a štruktúrne veľmi diferencovaný, vysoko dynamický útvar, ktorý cez slnečný vietor ovplyvňuje viaceré procesy v heliosfére, vrátane Zeme.

Štruktúry slnečnej koróny

Koróna nie je jednoliata, objavujú sa v nej rozličné štruktúry, ktoré sa menia s fázou cyklu slnečnej aktivity.

Veľkoškálové štruktúry

• Prilbicovité lúče (helmet streamers): Ich základňa pri povrchu fotosféry je niekoľko desaťtisíc kilometrov a sú pozorovateľné do vzdialenosti 20-30 polomerov Slnka. V okolí minima slnečnej aktivity sa prilbicovité lúče pozorujú len v okolí rovníka. Naopak, v okolí maxima slnečnej aktivity sa pozorujú takmer okolo celého slnečného disku. V základni prilbicovitých lúčov sa pozoruje pokojná protuberancia/filament, nad ktorým sa nachádza tzv. koronálna dutina, teda miesto s nižšou elektrónovou hustotou, obklopené jasnými a tmavými oblúkmi.
• Koronálne diery: Sú to oblasti slnečnej koróny so zníženou elektrónovou hustotou, v ktorých siločiary magnetického poľa Slnka sú otvorené. V okolí minima slnečnej aktivity sa koronálne diery nachádzajú nad pólmi Slnka a koróne tak dávajú typický vzhľad koróny minima. V priebehu cyklu sa pozorujú aj v iných heliografických šírkach, ale svojím rozmerom sú podstatne menšie ako v minime. Na snímkach v EUV a röntgenovej oblasti spektra sa koronálne diery javia ako tmavé oblasti.

Maloškálové štruktúry

• Polárne lúče: Sú známe aj z pozorovania bielej koróny. Ich typický rozmer je okolo 20 tisíc kilometrov, siahajú do výšky okolo 3-6 polomerov Slnka a sú typickým predstaviteľom dipólového charakteru magnetického poľa Slnka. Polárne lúče sa v koróne vyskytujú pri minime slnečnej aktivity, sú dobre pozorovateľné v polárnych oblastiach Slnka a majú krátku životnosť. Nachádzajú sa nad malými bipolárnymi oblasťami magnetických polí vo fotosfére.
• Jasné koronálne body: Sú to malé aktívne oblasti, spojené s bipolárnymi oblasťami malých magnetických polí a sú pozorované po celom povrchu Slnka. V röntgenovej oblasti spektra boli po prvýkrát detegované počas letu rakety 8. apríla 1969. Ich veľkosť, počet a poloha na povrchu Slnka sa mení s fázou cyklu slnečnej aktivity.
• Koronálne slučky: Hoci sa koronálne slučky príležitostne pozorovali aj v bielom svetle koróny počas zatmení Slnka, nový pohľad na tieto koronálne útvary priniesli pozorovania z kozmu. Ukázalo sa, že koronálne slučky sú základné štruktúry magnetickej slnečnej koróny. Pozorujú sa v koróne kdekoľvek, no najčastejšie v aktívnych oblastiach na Slnku. Koronálna slučka je vlastne magnetický tok, oboma „nohami“ pevne zakotvený pod povrchom Slnka. Keďže cez ne sa prenáša hmota z povrchu Slnka a chromosféry do koróny, hrajú dôležitú úlohu pri vzniku dynamických javov v koróne, akými sú erupcie a ejekcie koronálnej hmoty. Koróna je tvorená slučkami plazmy s priemerom 50 až 1000 km, ktoré sa klenú vysoko nad slnečným povrchom. Tieto slučky obsahujú zhluky menších samostatných magnetických vlákien s teplotami dosahujúcimi niekoľko miliónov K.

Erupcie a magnetická rekonexia

Erupcie sú impulzívne javy s priemerným trvaním okolo 15 minút, ktoré vznikajú v malom priestorovom objeme, no niektoré môžu trvať aj niekoľko hodín. Pôvodne sa predpokladalo, že erupcie vznikajú v chromosfére, no súčasné pozorovania ukazujú, že pôvod väčšiny z nich je v koróne. Ich pôvodom je magnetická rekonexia - interakcia siločiar magnetického poľa opačnej polarity, ktoré navzájom interagujú a pritom sa mení konfigurácia magnetického poľa.

tags: #ake #horuce #je #slnecna #kora