58 Â

WIAT

N

AUKI

Maj 1997

Z

daleka S∏oƒce nie wydaje si´ zbyt
skomplikowane. Dla przypad-
kowego obserwatora jest jedynie

g∏adkà, jednorodnà kulà gazowà. Przy
bli˝szym badaniu okazuje si´ jednak, ˝e
w gwieêdzie tej ca∏y czas kipi – to fakt
le˝àcy u podstaw wielu fundamental-
nych zagadek.

Naukowcy nie rozumiejà na przy-

k∏ad, w jaki sposób S∏oƒce wytwarza po-
le magnetyczne odpowiedzialne za
wi´kszoÊç jego aktywnoÊci, w tym nie-
spodziewane wybuchy powodujàce bu-
rze magnetyczne i zaniki energii tu, na
Ziemi. Nie wiedzà równie˝, dlaczego
magnetyzm ten skoncentrowany jest
w tzw. plamach s∏onecznych, ciemnych
wyspach wielkoÊci Ziemi na powierzch-
ni S∏oƒca i tysiàce razy bardziej nama-
gnesowanych. Ponadto fizycy nie po-
trafià wyjaÊniç, dlaczego aktywnoÊç
magnetyczna S∏oƒca gwa∏townie si´
zmienia, zanikajàc, to znów si´ nasila-
jàc, mniej wi´cej co 11 lat.

By wyjaÊniç te zagadki oraz lepiej

przewidywaç wp∏yw S∏oƒca na Ziemi´,
Europejska Agencja Kosmiczna i NASA
wystrzeli∏y 2 grudnia 1995 roku dwutono-
we Obserwatorium S∏oƒca i Heliosfery
(SOHO – Solar and Heliospheric Observato-
ry). 14 lutego ub. r. statek osiàgnà∏ swojà
ustalonà pozycj´ strategicznà w tzw. we-
wn´trznym punkcie Lagrange’a, który le-
˝y w jednej setnej odleg∏oÊci Ziemia–
S∏oƒce. W tym miejscu zachowana jest
równowaga pomi´dzy przyciàganiem
grawitacyjnym Ziemi a S∏oƒca i SOHO
wraz z Ziemià okrà˝a naszà gwiazd´.
WczeÊniej statki kosmiczne badajàce S∏oƒ-
ce krà˝y∏y wokó∏ Ziemi, która regularnie
zas∏ania∏a im widok. SOHO natomiast
monitoruje S∏oƒce w sposób ciàg∏y: 12 in-
strumentów bada je z nies∏ychanà do-
k∏adnoÊcià. Poprzez anteny Systemu Da-
lekiej ¸àcznoÊci Kosmicznej przesy∏ajà
one dziennie kilka tysi´cy zdj´ç do OÊrod-
ka Kierowania Eksperymentem SOHO
w NASA Goddard Space Flight Center
w Greenbelt (Maryland).

W oÊrodku tym fizycy s∏oneczni z ca-

∏ego Êwiata pracujà razem w pomiesz-
czeniu bez okien, obserwujàc naszà
gwiazd´ dzieƒ i noc. Wiele niezwyk∏ych
zdj´ç trafia niemal natychmiast na stro-
ny WWW poÊwi´cone SOHO (http://
sohowww.nascom.nasa.gov). Gdy za-
cz´∏y nadchodziç pierwsze zdj´cia, S∏oƒ-
ce by∏o w minimum swojego 11-letniego
cyklu aktywnoÊci. Lecz SOHO ma wy-
starczajàcà iloÊç paliwa, by kontynu-
owaç obserwacje jeszcze przez co naj-
mniej dziesi´ciolecie. Tak wi´c b´dzie
pilnowa∏ S∏oƒca przez wszystkie jego
burzliwe okresy – od obecnego wyci-
szenia aktywnoÊci magnetycznej do na-
st´pnego maksimum, które powinno na-
stàpiç pod koniec wieku. Niemniej
jednak ju˝ teraz SOHO przyniós∏ kilka
zdumiewajàcych odkryç.

Badanie niewidzialnych otch∏ani

By poznaç natur´ cykli s∏onecznych,

musimy zajrzeç g∏´boko do wn´trza tej
gwiazdy, tam gdzie generuje ona swoje
pole magnetyczne. Jednym ze sposobów
badania tych niewidzialnych czeluÊci jest
Êledzenie falowych ruchów w gór´
i w dó∏ najbardziej zewn´trznej widocz-
nej powierzchni S∏oƒca, zwanej fotosferà
(od greckiego photos, co znaczy „Êwia-
t∏o”). Oscylacje te, wysokie na dziesiàtki
kilometrów i poruszajàce si´ z pr´dko-
Êcià kilkuset metrów na sekund´, powsta-
jà z fal dêwi´kowych rozchodzàcych si´
we wn´trzu S∏oƒca. Dêwi´ki te, uwi´zio-
ne wewnàtrz S∏oƒca, nie przenoszà si´
przez pobliskà pró˝ni´ kosmicznà. (Na-
wet jeÊli mog∏yby one dosi´gnàç Ziemi,
sà zbyt niskie dla ucha ludzkiego.) Nie-
mniej jednak, gdy uderzajà o powierzch-
ni´ S∏oƒca, a nast´pnie odbijajà si´ z po-
wrotem w dó∏, zaburzajà warstwy
powierzchniowe gazu, powodujàc ich
powolne i rytmiczne wnoszenie si´ i opa-
danie, z okresem oko∏o pi´ciu minut.

Tych ruchów pulsacyjnych powodo-

wanych przez fale dêwi´kowe nie da si´

SOHO odkrywa

tajemnice S∏oƒca

Pot´˝ny statek kosmiczny SOHO dokonuje bezustannych obserwacji S∏oƒca,

dostarczajàc coraz to nowych wiadomoÊci o naszej najbli˝szej gwieêdzie

Kenneth R. Lang

Za zgodà SOHO ET CONSORTIUM

(wewn´trzny obszar)

iSOHO UVCS CONSORTIUM

(zewn´trzny obszar)

dostrzec go∏ym okiem, lecz instrumen-
ty SOHO wy∏awiajà je na bie˝àco. Dwa
urzàdzenia, MDI (Michelson Doppler
Imager – dopplerowska kamera Michel-
sona) i GOLF (Global Oscillations at
Low Frequencies – globalne oscylacje
niskiej cz´stoÊci), wykrywajà pr´dkoÊci
oscylacji powierzchni z nadzwyczajnà
dok∏adnoÊcià: poni˝ej 1 mm/s. Trzecie
urzàdzenie Êledzi inne zmiany wywo-
∏ywane przez fale dêwi´kowe: gdy wi-
bracje nak∏adajà si´ na ruchy gazu w ob-
szarach S∏oƒca emitujàcych Êwiat∏o, ca∏a
kula migoce jak gigantyczna lampa b∏y-
skowa. Urzàdzenie o nazwie VIRGO
(Variability of Solar Irradiance and Gra-

vity Oscillations – zmiennoÊç jasnoÊci
S∏oƒca i oscylacje grawitacyjne) zainsta-
lowane na SOHO rejestruje te zmiany
nat´˝enia, b´dàce znikomà cz´Êcià Êred-
niej jasnoÊci S∏oƒca.

Oscylacje powierzchni sà ∏àcznym

skutkiem oko∏o 10 mln oddzielnych to-

nów, z których ka˝dy propaguje si´
swoim w∏asnym torem i penetruje ÊciÊle
okreÊlony segment wewnàtrz S∏oƒca.
Aby wi´c odtworzyç fizyczny krajobraz
ca∏ego wn´trza gwiazdy – od jej kipiàcej
strefy konwektywnej obejmujàcej ze-
wn´trzne 28.7% promienia do jej strefy

KOMBINOWANE ZDJ¢CIE powsta∏o z fotografii wykonanych przez dwa instrumenty
SOHO i na∏o˝onych jedna na drugà na czarnym kó∏ku. Ujawni∏o ono zewn´trzne cz´Êci at-
mosfery S∏oƒca – od podstawy korony do milionów kilometrów ponad powierzchnià S∏oƒ-
ca. W ultrafioletowym Êwietle, emitowanym przez jony tlenu wyp∏ywajàce ze S∏oƒca i two-
rzàce wiatr s∏oneczny, pojawiajà si´ struktury typu „promieni s∏onecznych” (na zewnàtrz
czarnego ko∏a). Wiatr s∏oneczny o najwi´kszych pr´dkoÊciach powstaje w dziurach koro-
nalnych ukazanych jako ciemne obszary na biegunie pó∏nocnym (u góry) i na tarczy s∏o-
necznej (wewnàtrz czarnego ko∏a), na której widaç jasne rozb∏yski.

promienistej i jàdra – musimy dok∏adnie
okreÊliç wysokoÊç tonu ka˝dej z nut.

G∏ównym czynnikiem wp∏ywajàcym

na dêwi´k jest jego pr´dkoÊç, która za-
le˝y z kolei od temperatury i sk∏adu che-
micznego tych obszarów S∏oƒca, przez
które przechodzi. Naukowcy zwiàzani
z programem SOHO wyliczyli za po-
mocà modelu numerycznego przypusz-
czalnà pr´dkoÊç dêwi´ku. Stosunko-
wo niewielkie rozbie˝noÊci pomi´dzy
obliczeniami numerycznymi a obserwo-
wanà pr´dkoÊcià pos∏u˝y∏y im nast´p-
nie do dopasowania modelu i ustalenia
zmian temperatury, g´stoÊci i sk∏adu

chemicznego S∏oƒca zachodzàcych wraz
z oddalaniem si´ od jego centrum.

Obecnie przewidywania teoretyczne

i obserwacje za pomocà teleskopu MDI
zgadzajà si´ ze sobà bardzo dobrze, wy-
kazujàc maksymalnà ró˝nic´ jedynie
0.2%. Istotne jest, gdzie te rozbie˝noÊci
wyst´pujà. Z ich rozk∏adu wynika, ˝e
materia ulega wymieszaniu na granicy
produkujàcego energi´ jàdra, a tak˝e
tu˝ pod strefà konwektywnà.

Dzi´ki obserwacjom plam s∏onecz-

nych astronomowie ju˝ od przesz∏o
trzech stuleci wiedzieli, ˝e fotosfera ob-
raca si´ na równiku szybciej ni˝ na wy˝-
szych szerokoÊciach heliograficznych
i ˝e pr´dkoÊç ta maleje równomiernie
w stron´ biegunów. Dane z SOHO po-
twierdzajà, ˝e ten model rotacji ró˝nicz-
kowej utrzymuje si´ w ca∏ej strefie kon-
wektywnej. Ponadto pr´dkoÊç kàtowa
rotacji pozostaje jednorodna a˝ do jed-
nej trzeciej odleg∏oÊci do centrum. Tak
wi´c zmienia si´ ona gwa∏townie u pod-
stawy strefy konwektywnej. Zewn´trz-
ne cz´Êci promienistego wn´trza obraca-
jàcego si´ jak cia∏o sztywne napotykajà
tam otaczajàcà stref´ konwektywnà wi-

rujàcà szybciej w pasie równikowym.
Podejrzewamy teraz, ˝e ta cienka war-
stwa Êcinania rotacyjnego mo˝e byç êró-
d∏em magnetyzmu s∏onecznego.

Teleskop MDI na pok∏adzie SOHO

pomóg∏ tak˝e w badaniu zewn´trznych
warstw S∏oƒca. Poniewa˝ jego soczew-
ki ulokowane sà daleko poza przes∏a-
niajàcà atmosferà ziemskà, mo˝e stale
analizowaç szczegó∏y nie zawsze wi-
doczne z powierzchni Ziemi. Z tej przy-
czyny sta∏ si´ szczególnie u˝yteczny w
heliosejsmologii przestrzenno-cza-
sowej, nowej technice uwidacz-
niania ruchów gazu tu˝
pod fotosferà.

Metoda jest do-

syç prosta. Te-
leskop rejestru-
je niewielkie okreso-
we zmiany d∏ugoÊci fali
Êwiat∏a emitowanego w ka˝dej
chwili przez miliony punktów na ca-
∏ej powierzchni S∏oƒca. Âledzàc je, mo-
˝emy okreÊliç, ile czasu zajmuje falom
dêwi´kowym przemykanie si´ przez ze-
wn´trzne warstwy S∏oƒca. Ten czas
przejÊcia informuje nas zarówno o tem-

STREFA
KONWEKTYWNA

STREFA
PROMIENISTA

JÑDRO
PRODUKUJÑCE
ENERGI¢

FALE DèWI¢KOWE, przedstawione tutaj ja-
ko czarne linie w wyci´tym segmencie, roz-
chodzà si´ po ca∏ym S∏oƒcu. Tworzy je gorà-
ca kipiel gazowa w strefie konwektywnej
po∏o˝onej nad strefà promienistà i jàdrem
S∏oƒca. Podczas w´drówki do centrum S∏oƒ-
ca fale dêwi´kowe nabierajà pr´dkoÊci i od-
bijajà si´ na zewnàtrz. W tym samym czasie
powierzchnia S∏oƒca odbija z powrotem do
Êrodka fale w´drujàce na zewnàtrz. W ten
sposób ca∏a gwiazda pulsuje – pewne jej ob-
szary poruszajà si´ do Êrodka (czerwone plam-
ki), a inne na zewnàtrz (niebieskie plamki).

Za zgodà JACKA HARVEYA

National Opitcal Astronomy Observatories;

MICHAEL GOODMAN

(wyci´ty fragment)

peraturze, jak

i o pràdach gazu

przep∏ywajàcego

wzd∏u˝ ukrytych Êcie˝ek ∏à-

czàcych dwa punkty na widocz-

nej powierzchni gwiazdy. JeÊli lokalna

temperatura jest wysoka, fale dêwi´ko-
we biegnà szybciej – jak wtedy gdy sà
unoszone przez strumieƒ gazu.

MDI dostarczy∏ danych o czasach

przejÊcia fal dêwi´kowych poruszajà-
cych si´ tysiàcami Êcie˝ek pomi´dzy nie-
zliczonà liczbà punktów na powierzch-
ni. Naukowcy zwiàzani z programem
SOHO u˝yli tych danych do wykreÊlenia
trójwymiarowej struktury wewn´trznej
S∏oƒca i jego dynamiki, prawie tak sa-
mo jak w badaniu za pomocà tomogra-
fu komputerowego tworzy si´ obraz
wn´trza mózgu. Dane z SOHO trafi∏y
do superkomputerów, które obliczy∏y
temperatury i kierunki przep∏ywu
wzd∏u˝ tych przecinajàcych si´ torów.
Po tygodniu solidnych obliczeƒ nume-
rycznych maszyny sporzàdzi∏y pierw-
sze mapy ukazujàce pr´dkoÊci pràdów
konwektywnych we wn´trzu gwiazdy.
Pràdy te nie sà ruchami globalnymi jak
rotacja, ale raczej drobnoskalowymi,
przypuszczalnie niezale˝nymi od siebie.
Mimo to ich pr´dkoÊci dochodzà do ki-
lometra na sekund´ – wi´cej ni˝ osiàga
odrzutowy samolot naddêwi´kowy.

Aby przyjrzeç si´ tym pràdom nurku-

jàcym w g∏àb strefy konwektywnej, gru-
pa MDI wyliczy∏a czasy przejÊcia fal
dêwi´kowych przemieszczajàcych si´
do wn´trza S∏oƒca na g∏´bokoÊç oko∏o
8000 km. Badacze odkryli – zgodnie
z oczekiwaniami – ˝e ten burzliwy re-
gion przypomina kocio∏ z wrzàtkiem:
goràca materia unosi si´ w gór´, a ch∏od-
niejszy gaz opada. Wiele jednak z tych
przep∏ywów jest nieoczekiwanie p∏yt-
kich. Badano równie˝ ruchy poziome na
g∏´bokoÊci oko∏o 1400 km i porównywa-
no z na∏o˝onym obrazem linii pola ma-
gnetycznego, otrzymanym równie˝
przez MDI. Okaza∏o si´, ˝e pole magne-
tyczne ma tendencj´ do koncentracji
w obszarach, gdzie zbiegajà si´ podpo-
wierzchniowe pràdy gazu. Prawdopo-
dobnie wi´c kipiàcy gaz zmusza linie si∏
pola do skupiania si´, przeciwstawiajàc

Â

WIAT

N

AUKI

Maj 1997 61

Instrumenty SOHO

Naukowcy z ca∏ego Êwiata badajà S∏oƒce za pomocà 12 in-
strumentów umieszczonych na pok∏adzie tego statku ko-
smicznego. Trzy z nich sondujà wn´trze S∏oƒca, szeÊç do-
konuje pomiarów jego atmosfery, a trzy pozosta∏e Êledzà
rozleg∏e wiatry naszej gwiazdy.

INSTRUMENT POMIAR

KIEROWNIK

BADA¡

GOLF

Global Oscillations at Low Frequencies

Alan H. Gabriel,

(globalne oscylacje niskiej

Institut d’Astrophysique

cz´stoÊci) rejestruje pr´dkoÊç

Spatiale, Francja

globalnych oscylacji S∏oƒca

VIRGO

Variability of solar IRradiance

Claus Fröhlich,

and Gravity Oscillations

Physico-Meteorological

(zmiennoÊç jasnoÊci S∏oƒca

Observatory Davos and World

i oscylacje grawitacyjne)

Radiation Center, Szwajcaria

mierzy jasnoÊç S∏oƒca oraz
szczegó∏owe wydatkowanie energii

SOI/MDI

Solar Oscillations Investigation

Philip H. Scherrer,

/Michelson Doppler Imager

Stanford University, USA

(s∏oneczny eksperyment oscylacyjny
/dopplerowska kamera Michelsona)
mierzy pr´dkoÊç oscylacji tworzonych
przez fale dêwi´kowe uwi´zione
we wn´trzu S∏oƒca

SUMER

Solar Ultraviolet Measurements

Klaus Wilhelm,

of Emitted Radiation (pomiary emisji

Max-Planck-Institute

promieniowania ultrafioletowego S∏oƒca)

für Aeronomie, Niemcy

dostarcza danych o temperaturach,
g´stoÊciach i pr´dkoÊciach ró˝nych
rodzajów gazu w chromosferze i koronie

CDS

Coronal Diagnostic Spectrometer

Richard A. Harrison,

(diagnostyczny spektrometr koronalny)

Rutherford Appleton

rejestruje temperatur´ i g´stoÊç

Laboratory, Wlk. Brytania

gazów w koronie

EIT

Extreme-ultraviolet Imaging Telescope

Jean-Pierre Delaboudini•re,

(teleskop obrazujàcy w skrajnym

Institut d’Astrophysique

ultrafiolecie) dostarcza pe∏nych

Spatiale, Francja

obrazów chromosfery i korony

UVCS

UltraViolet Coronograph Spectrometer

John L. Kohl,

(koronograf ultrafioletowy) mierzy

Smithsonian Astrophysical

temperatur´ i pr´dkoÊç atomów wodoru,

Observatory, USA

tlenu i innych jonów w koronie

LASCO

Large Angle Spectroscopic COronograph

Guenter E. Brueckner,

(szerokokàtny koronograf spektroskopowy) Naval Research
dostarcza zdj´ç ukazujàcych aktywnoÊç

Laboratory, USA

korony, jej mas´, p´d i energi´

SWAN

Solar Wind ANisotropies (anizotropie

Jean-Loup Bertaux,

wiatru s∏onecznego) monitoruje zmiany

Service d’Aéronomie,

w wietrze s∏onecznym wraz z szerokoÊcià

Francja

heliograficznà i z czasem

CELIAS

Charge, ELement and Isotope Analysis

Peter Bochsler,

System (uk∏ad analizy ∏adunku,

Uniwersytet w Bernie,

pierwiastków i izotopów) okreÊla iloÊciowo

Szwajcaria

mas´, ∏adunek, sk∏ad chemiczny i rozk∏ad
energii czàstek w wietrze s∏onecznym

COSTEP

COmprehensive SupraThermal

Horst Kunow,

and Energetic Particle (kompleksowy

Uniwersytet w Kolonii,

analizator nadtermicznych

Niemcy

i wysokoenergetycznych czàstek) okreÊla
rozk∏ad energetyczny protonów, jonów helu
i elektronów

ERNE

Energetic and Relativistic Nuclei

Jarmo Torsti,

and Electron (wysokoenergetyczne

Uniwersytet w Turku,

i relatywistyczne jàdra i elektrony) mierzy

Finlandia

rozk∏ad energii i sk∏ad izotopowy protonów,
innych jonów i elektronów

èRÓD¸O:

EUROPEJSKA AGENCJA KOSMICZNA i

NASA

si´ w ten sposób ciÊnieniu magnetyczne-
mu, które spowodowa∏oby w innym ra-
zie ekspansj´ i rozproszenie takich lo-
kalnych skupisk.

SOHO pomocne jest równie˝ na-

ukowcom przy wyjaÊnianiu zjawisk za-
chodzàcych w atmosferze S∏oƒca, czyli
koronie. Ostry brzeg S∏oƒca jest z∏udze-
niem. To jedynie warstwa, ponad któ-
rà gaz s∏oneczny staje si´ przezroczy-
sty. Niewidzialna korona rozciàga si´
a˝ za planety i stanowi jeden z najbar-
dziej zagadkowych paradoksów fizyki
S∏oƒca: jest niebywale goràca, tu˝ nad
fotosferà osiàga temperatur´ ponad
milion kelwinów, podczas gdy wi-
doczna powierzchnia S∏oƒca ma jedy-
nie 5780 K. Ciep∏o nie mo˝e tak sobie
wyp∏ywaç na zewnàtrz z obszarów
ch∏odniejszych do gor´tszych. To prze-
czy zarówno drugiej zasadzie termody-
namiki, jak i zdrowemu rozsàdkowi.
Musi zatem istnieç jakiÊ mechanizm
przenoszàcy energi´ z fotosfery, lub
spod niej, do korony. Z obszarów ch∏od-
nych do goràcych mo˝e przep∏ywaç za-

równo energia kinetyczna, jak i magne-
tyczna. W gr´ wchodzà wi´c przemiesz-
czajàce si´ pola magnetyczne i powy-
kr´cane strumienie gazu.

W celu zbadania korony i ustalenia

nieuchwytnego mechanizmu jej grza-
nia fizycy przyglàdajà si´ ultrafioleto-
wi (UV), skrajnemu ultrafioletowi (EUV)
i promieniowaniu rentgenowskiemu.
Wynika to z faktu, ˝e goràca materia –
taka jak w koronie – emituje w tych d∏u-
goÊciach fal najwi´cej energii. Fotosfe-
ra jest natomiast zbyt ch∏odna, by Êwie-
ciç intensywnie w tych d∏ugoÊciach fal,
pod goràcym gazem wi´c wydaje si´
ciemna. Niestety, atmosfera ziemska ab-
sorbuje cz´Êciowo bàdê ca∏kowicie pro-
mienie UV, EUV i X; muszà one byç ob-
serwowane przez teleskopy umieszczo-
ne w przestrzeni kosmicznej. SOHO do-
konuje pomiarów w paÊmie UV i EUV
za pomocà czterech instrumentów:
Extreme-ultraviolet Imaging Telescope
(EIT – teleskopu obrazujàcego w skraj-
nym ultrafiolecie), Solar Ultraviolet
Measurements of Emitted Radiation

(SUMER – pomiarów s∏onecznej emisji
promieniowania ultrafioletowego), Co-
ronal Diagnostic Spectrometer (CDS –
diagnostycznego spektrometru koronal-
nego) oraz Ultraviolet Coronograph
Spectrometer (UVCS – koronografu
ultrafioletowego).

Do sporzàdzania map rozmieszcze-

nia na tarczy s∏onecznej struktur o tem-
peraturach od 6000 do 2 mln kelwinów
SOHO pos∏uguje si´ liniami widmowy-
mi. Linie te stajà si´ widoczne, gdy
przedstawimy nat´˝enie promieniowa-
nia s∏onecznego w funkcji d∏ugoÊci fa-
li. Ró˝ne instrumenty SOHO lokalizujà
obszary o okreÊlonej temperaturze, do-
strajajàc si´ do linii widmowych emito-
wanych przez powstajàce tam jony. Ato-
my w gor´tszym gazie tracà w wyniku
zderzeƒ wi´cej elektronów, a zatem sà
bardziej zjonizowane. Poniewa˝ ró˝ne
jony emitujà linie widmowe na ró˝nych
d∏ugoÊciach fal, s∏u˝à one za swego ro-
dzaju termometr. Z dopplerowskich
zmian d∏ugoÊci fal linii widmowych re-
jestrowanych przez SOHO mo˝emy
wnioskowaç równie˝ o pr´dkoÊci ma-
terii w tych obszarach.

Promieniowanie ultrafioletowe po-

zwoli∏o ostatnio ujawniç, ˝e S∏oƒce jest
aktywnà gwiazdà, w której zachodzà
gwa∏towne procesy nawet wtedy, gdy
jej 11-letni cykl znajduje si´ w wyraê-
nym kryzysie – fakt ten mo˝e wyjaÊniaç,
dlaczego korona jest taka goràca. W
Êwietle UV emitowanym przez jasne
zlokalizowane plamki ca∏e S∏oƒce si´
iskrzy. Wed∏ug pomiarów SOHO te
wszechobecne goràce plamy powstajà
w temperaturze miliona kelwinów
i zdajà si´ mieç swoje êród∏o w niewiel-
kich magnetycznych p´tlach goràcego
gazu wyst´pujàcych na ca∏ym S∏oƒcu,
tak˝e na obu jego biegunach. Niektóre
z tych plamek eksplodujà i wyrzucajà
materi´ na zewnàtrz z pr´dkoÊcià setek
kilometrów na sekund´. Obecnie na-
ukowcy zwiàzani z programem SOHO
dociekajà, jak wa˝nà rol´ odgrywajà te
jasne plamki w ukrytym mechanizmie
grzania korony.

W badaniach zmian zachodzàcych

w wy˝szych warstwach atmosfery S∏oƒ-
ca g∏ównà rol´ odgrywa UVCS oraz Lar-
ge Angle Spectroscopic Coronograph
(LASCO – szerokokàtny koronograf
spektroskopowy). Obydwa instrumenty
stosujà do zablokowania blasku t∏a fo-
tosfery przes∏aniajàce tarcze. LASCO
wykrywa promieniowanie widzialne
S∏oƒca rozproszone na elektronach w ko-
ronie. Poczàtkowo ujawni∏ on zwyk∏à
koron´ – t´ stabilnà i o bardzo du˝ej sy-
metrii. Widziana podczas ciszy magne-
tycznej na S∏oƒcu wykazywa∏a ona ist-
nienie na po∏udniu i pó∏nocy wyraênych

62 Â

WIAT

N

AUKI

Maj 1997

PR¢DKOÂCI DèWI¢KU we wn´trzu S∏oƒca dajà pewne wskazówki co do g´stoÊci i tem-
peratury w ró˝nych jego obszarach. Czerwone pola odpowiadajà wi´kszym pr´dkoÊciom
dêwi´ku w stosunku do standardowego modelu S∏oƒca (˝ó∏ty). Mniejsze pr´dkoÊci dêwi´-
ku oznaczono kolorem niebieskim. Spadek pr´dkoÊci dêwi´ku na granicy jàdra S∏oƒca
mo˝e powstawaç w wyniku pewnych niestabilnych procesów palenia wodoru powodu-
jàcych mieszanie tam materii. Wzrost pr´dkoÊci dêwi´ku tu˝ poni˝ej strefy konwektyw-
nej jest zapewne odbiciem turbulencji wywo∏anej zmianami pr´dkoÊci, z jakà obracajà
si´ ró˝ne rejony S∏oƒca. Zmiany z szerokoÊcià heliograficznà w pobli˝u powierzchni (na
lewo od Êrodka) oznaczajà prawdopodobnie ró˝nice temperatury.

Za zgodà SOHO SOI/MDI CONSORTIUM i

ALEXANDRA G. KOSOVICHEVA

Â

WIAT

N

AUKI

Maj 1997 63

0 100 000 200 000 300 000

ODLEG¸OÂC WSCHÓD–ZACHÓD (KILOMETRY)

400 000

300 000

200 000

100 000

0

ODLEG¸OÂå PÓ¸NOC–PO¸UDNIE (KILOMETRY)

0

1000

2000

3000

4000

5000

6000

0 100 000 200 000 300 000

ODLEG¸OÂå WSCHÓD–ZACHÓD (KILOMETRY)

G¸¢BOKOÂå (KILOMETRY)

STRUMIENIE MATERII przep∏ywajàce przez S∏oƒce zarówno
pionowo, jak i poziomo, oraz ich ruch i temperatur´ mo˝na wy-
wnioskowaç na podstawie danych zebranych przez MDI. Przekrój
pionowy (powy˝ej) ukazuje przep∏yw i zmiany temperatury w ze-
wn´trznym 1% (pierwszej warstwie g∏´bokoÊci 8000 km) S∏oƒ-
ca. Cieniowanie kolorem ukazuje zmiany od niskich (niebieski)
do wysokich (czerwony) temperatur. Przekrój poziomy (z lewej)
wykonany na g∏´bokoÊci 1400 km porównano z powierzchnio-
wymi polami magnetycznymi (ciemne skupienia). W obydwu
przypadkach strza∏kami zaznaczono kierunek i wzgl´dne pr´d-
koÊci materii, które w maksimum osiàgajà wartoÊç 1 km/s.

Za zgodà SOHO SOI/MDI CONSORTIUM; THOMASA L. DUVALLA, JR., ALEXANDRA G. KOSOVICHEVA i

PHILIPA H. SCHERRERA

ubytków. (Dziury koronalne sà rozle-
g∏ymi obszarami o niskiej g´stoÊci i tem-
peraturze, gdzie emisja promienio-
wania rentgenowskiego i EUV jest
anormalnie niska lub nie wyst´puje
w ogóle.)

Natomiast obszary równikowe oto-

czone sà pasem prostych, p∏askich stru-
mieni koronalnych wyp∏ywajàcej mate-
rii. Formuje je pole magnetyczne S∏oƒca.
U podstawy strumieni naelektryzowa-
na materia jest g´sto upakowana we-
wnàtrz namagnesowanych p´tli osadzo-
nych w fotosferze. Dalej w koronie
strumienie zw´˝ajà si´ i rozciàgajà na
dziesiàtki milionów kilometrów w prze-
strzeni. W tych wyd∏u˝onych struktu-
rach magnetycznych uwi´ziona jest ma-
teria o temperaturze oko∏o 2 mln kelwi-
nów, tworzàca wokó∏ S∏oƒca pas gorà-
cego gazu.

Strumienie koronalne zachowujà si´

zgodnie ze swojà nazwà: materia zdaje

si´ wyp∏ywaç w sposób ciàg∏y wzd∏u˝
ich otwartych linii si∏ pola magnetyczne-
go. Czasami koronografy rejestrujà g´-
ste koncentracje materii przechodzàce
przez nie zmieniony strumieƒ niczym
liÊcie unoszone pràdem wody. Lecz nie-
kiedy ciàg∏y wyp∏yw gazu przerywany
jest pot´˝nymi erupcjami zwanymi wy-
rzutami koronalnymi. Miotajà one mi-
liardy ton gazu o temperaturze miliona
kelwinów w przestrzeƒ mi´dzyplane-
tarnà z pr´dkoÊciami setek kilometrów
na sekund´. Materia ta cz´sto w ciàgu

zaledwie dwóch, trzech dni osiàga Zie-
mi´. Ku zdumieniu wszystkich LASCO
wykry∏ równikowe wyrzuty zachodzà-
ce w odst´pach kilkugodzinnych po
przeciwnych stronach S∏oƒca.

Koronografy obserwujà S∏oƒce jedy-

nie z boku i wobec tego prawie nie wi-
dzà materii poruszajàcej si´ do lub od Zie-
mi. Lecz na podstawie tego, co mo˝emy
zobaczyç, domyÊlamy si´, ˝e wyrzuty te
sà zjawiskami globalnymi – zachodzà na
ca∏ym S∏oƒcu. RzeczywiÊcie, podczas wy-
zwalania wyrzutów koronalnych nieocze-
kiwanie du˝e obszary S∏oƒca wydajà si´
poruszone, przynajmniej podczas mi-
nimum 11-letniego cyklu aktywnoÊci.
Koronograf wykry∏ tak˝e, ˝e na kilka dni
przed wyrzutami pas strumieni koronal-
nych staje si´ jaÊniejszy, Êwiadczàc o
wi´kszym przep∏ywie przezeƒ materii.
Prawdopodobnie w tej dodatkowej mate-
rii tak d∏ugo narastajà ciÊnienie i napr´˝e-
nia, a˝ pas strumieni koronalnych zosta-
nie wydmuchany w postaci wyrzutu.

32

OKRES OBROTU (DNI)

30

SZEROKOÂå 0°

SZEROKOÂå 30°

SZEROKOÂå 60°

28

26

24

0.6

U¸AMEK PROMIENIA S¸O¡CA

0.8

STREFA KONWEKTYWNA POWIERZCHNIA

JÑDRO

STREFA PROMIENISTA

1.0

0.4

MICHAEL GOODMAN wed∏ug danych SOHO SOI/MDI CONSORTIUM

iALEXANDRA G. KOSOVICHEVA

WEWN¢TRZNE TEMPO ROTACJI S∏oƒca
na szerokoÊciach heliograficznych 0, 30 i 60
stopni zosta∏o wywnioskowane na podsta-
wie danych pochodzàcych z teleskopu MDI.
Rejony podbiegunowe wirujà wolniej ni˝
obszary równikowe a˝ do podstawy strefy
konwektywnej. Poza tym normà wydaje si´
rotacja jednorodna, chocia˝ naukowcy nie
okreÊlili jeszcze tempa obrotów wewnàtrz
s∏onecznego jàdra.

Ca∏y proces jest najprawdopodobniej
zwiàzany z globalnà przebudowà pola
magnetycznego S∏oƒca.

Wiatry s∏oneczne

Goràca i niespokojna atmosfera S∏oƒ-

ca rozciàga si´ na wszystkie strony, wy-
pe∏niajàc Uk∏ad S∏oneczny ciàg∏ym stru-
mieniem czàstek zwanym wiatrem
s∏onecznym – zawierajàcym elektrony,
jony i pola magnetyczne. Korona o tem-
peraturze miliona stopni wytwarza na
zewnàtrz ciÊnienie przezwyci´˝ajàce
przyciàganie grawitacyjne S∏oƒca, co

umo˝liwia nieustanny wyp∏yw materii.
Podczas oddalania si´ od S∏oƒca wiatr
przyspiesza jak woda przelewajàca si´
przez zapor´. Poniewa˝ korona si´ roz-
prasza, musi byç uzupe∏niana przez gaz
tryskajàcy spod niej i zasilajàcy wiatr.
Zarówno wczeÊniejsze pomiary sate-
litarne, jak i te z Ulyssesa (wystrzelo-
nego w 1990 roku) wykaza∏y, ˝e wiatr
ma dwie sk∏adowe: szybkà i powolnà.
Szybki wiatr porusza si´ z pr´dkoÊcià
800 km/s, powolny dwa razy wolniej.

Nikt nie wie dok∏adnie, skàd si´ bie-

rze sk∏adowa powolna ani co nadaje sk∏a-
dowej szybkiej dodatkowy impet, lecz

SOHO powinien znaleêç na to odpo-
wiedê. Sk∏adowa powolna zwiàzana jest
z obszarami równikowymi S∏oƒca anali-
zowanymi w∏aÊnie przez LASCO i UVCS.
Sk∏adowa szybka wyp∏ywa z bieguno-
wych dziur koronalnych. (Otwarte linie
si∏ pola magnetycznego pozwalajà tam
czàstkom na∏adowanym wymknàç si´
spod w∏adzy pola grawitacyjnego i ma-
gnetycznego.) Obecnie SOHO bada, czy
pióropusze biegunowe – wysoko wzno-
szàce si´ struktury majàce swe êród∏o
w fotosferze i dochodzàce a˝ do dziur ko-
ronalnych – uczestniczà w generacji szyb-
kiego wiatru s∏onecznego.

Instrument UVCS na pok∏adzie SOHO

przeanalizowa∏ emisj´ widma jonów wo-
doru i wysoko zjonizowanego tlenu
w obszarach, gdzie przyspieszany jest
wiatr s∏oneczny i ogrzewana korona. Te
profile linii widmowych da∏y niespodzie-
wane wyniki, ujawniajàc wyraêne ró˝-
nice w pr´dkoÊciach poruszania si´ jo-
nów wodoru i tlenu. W biegunowych
dziurach koronalnych ci´˝szy tlen jest
o wiele bardziej ruchliwy; jego energia
jest oko∏o 60 razy wi´ksza ni˝ w innych
rejonach. W odleg∏oÊci dwóch promieni
s∏onecznych od Êrodka S∏oƒca tlen po-
rusza si´ pr´dzej, osiàgajàc 500 km/s.
Natomiast wodór ma pr´dkoÊç jedynie
250 km/s. W obszarach równikowych
zaÊ, gdzie zaczyna si´ wiatr „powolny”,
l˝ejszy wodór porusza si´ szybciej ni˝
tlen, czego nale˝a∏oby si´ spodziewaç
w przypadku wiatru termicznego.

Naukowcy starajà si´ teraz ustaliç,

dlaczego w dziurach koronalnych ma-
sywniejsze jony tlenu osiàgajà wi´ksze
pr´dkoÊci. Prawdopodobnie wewnàtrz
dziur koronalnych o ma∏ej g´stoÊci jo-
ny rzadko zderzajà si´ z elektronami
i zachowana jest informacja o procesach
grzania i przyspieszania. Cz´ste zderze-
nia w g´stych strumieniach koronalnych
mog∏y wymazaç wszelkà informacj´ o
istotnych procesach.

Inny instrument na pok∏adzie SOHO,

SWAN (Solar Wind Anisotropies – ani-
zotropie wiatru s∏onecznego) bada ato-
my wodoru mi´dzygwiazdowego prze-

C

C

PIERWIASTKI

NIE PRZETWORZONE ZLICZENIA

N

N

Ne

Ne

Na

Na

Mg

Mg

Al

Al

Si

Si

P

P

S

S

Cl

Ar

Ar

K

K

Ca

Ca

Ti

Ti

Cr

Cr

Cr

Mn

Mn

Fe

Fe

Ni

Ni

Ni

Ni

Ni

Fe

Fe

Ca

Ca

Ar

Ar

S

S

Si

Si

Si

Mg

Mg

Mg

Ne

Ne

IZOTOPY

JEDNOSTKI MASY ATOMOWEJ

Cl

Cl

Cl

Cr

O

O

14

10

100

1000

10 000

18

22

26

30

34

38

42

46

50

54

58

62

Pierwiastki i izotopy obserwowane
po raz pierwszy in situ przez SOHO

Pierwiastki i izotopy nie obserwowane
zwykle przez konwencjonalne
próbniki wiatru s∏onecznego

WIATR S¸ONECZNY unosi ze sobà wiele
pierwiastków. Instrumenty SOHO odró˝ni-
∏y ostatnio siark´, argon i wapƒ od takich
pierwiastków jak krzem i ˝elazo. ¸atwe do
zidentyfikowania okaza∏y si´ tak˝e azot, w´-
giel i tlen. SOHO wykrywa równie˝ rzad-
kie pierwiastki, jak fosfor, chlor, potas, tytan,
chrom, mangan i nikiel.

Za zgodà SOHO CELIAS CONSORTIUM i

FREDA M. IPAVICHA

WYRZUTY KORONALNE (bia∏y), pojawia-
jàce si´ po wschodniej i zachodniej stronie
S∏oƒca, zarejestrowane zosta∏y tego samego
dnia w odst´pie kilku godzin przez jeden
z koronografów SOHO. Czarny krà˝ek za-
s∏ania blask S∏oƒca, którego widzialny brzeg
przedstawiony tu zosta∏ jako bia∏y okràg.

Za zgodà SOHO LASCO CONSORTIUM i

GUENTERA E. BRUECKNERA

chodzàce wsz´dzie przez nasz Uk∏ad
S∏oneczny. Promieniowanie ultrafiole-
towe S∏oƒca oÊwietla ten wodór podob-
nie jak lampy uliczne rozÊwietlajà w no-
cy pasma mg∏y; czàstki wiatru s∏one-
cznego rozpychajà potok atomów wo-
doru na boki. Dlatego tam gdzie wiatr
przechodzi przez ob∏ok wodoru mi´-
dzygwiazdowego, pozostawia za sobà
ciemne wn´ki. Zatem ultrafioletowa po-
Êwiata rejestrowana przez ten instru-
ment zarysowuje kszta∏ty wiatru s∏o-
necznego. Z dotychczasowych pomia-
rów wynika, ˝e wiatr s∏oneczny jest bar-
dziej intensywny w p∏aszczyênie równi-
kowej S∏oƒca ni˝ nad jego biegunami.

A na Ziemi...

W miar´ jak nasza cywilizacja uzale˝-

nia si´ coraz bardziej od skomplikowa-
nych uk∏adów krà˝àcych w przestrzeni
kosmicznej, staje si´ te˝ bardziej podatna
na wp∏ywy powodowanych przez S∏oƒ-
ce zmian pogody kosmicznej. Oprócz
burz magnetycznych i skoków napi´cia
w sieci energetycznej gwa∏towne wyrzu-
ty koronalne mogà wywo∏ywaç silne zo-
rze polarne na podbiegunowym niebie,
a tak˝e uszkadzaç lub nawet niszczyç sa-
telity na orbicie wokó∏ziemskiej. Innego
rodzaju silne wybuchy, zwane rozb∏y-
skami s∏onecznymi, wyrzucajà wysoko-
energetyczne czàstki mogàce stanowiç
zagro˝enie dla astronautów oraz nisz-
czyç uk∏ady elektroniczne satelitów. Je-
Êli wiedzielibyÊmy o zmianach pola ma-
gnetycznego na S∏oƒcu poprzedzajàcych
takie gwa∏towne zdarzenia, wówczas
SOHO móg∏by byç systemem wczesne-
go ostrzegania – koniecznym, by uchro-
niç nas od ich skutków.

RzeczywiÊcie, SOHO usytuowany po-

za Ziemià mo˝e próbkowaç groêne czàst-
ki, zanim do nas dotrà. CELIAS (Char-
ge, Element and Isotope Analysis System
– uk∏ad analizy ∏adunku, pierwiastków
i izotopów) dokonuje na bie˝àco pomia-
rów obfitoÊci rzadkich pierwiastków
i izotopów, poprzednio nie obserwowa-
nych. Na ich podstawie wyciàgamy pew-
ne wnioski o warunkach panujàcych
w atmosferze S∏oƒca, gdzie bierze swój
poczàtek wiatr s∏oneczny. Dwa inne in-
strumenty, COSTEP (Comprehensive Su-
prathermal and Energetic Particle – kom-

pleksowy analizator nadtermicznych
i wysokoenergetycznych czàstek) oraz
ERNE (Energetic and Relativistic Nuclei
and Electron – próbnik wysokoenerge-
tycznych i relatywistycznych jàder oraz
elektronów), dokona∏y ostatnio bezpo-
Êrednich pomiarów in situ dochodzà-
cych do Ziemi elektronów, protonów i jà-
der helu o bardzo wysokich energiach.
Odtworzy∏y ich drog´ a˝ do gwa∏tow-
nych wybuchów wykrytych na S∏oƒcu
przez EIT. Gdy S∏oƒce wejdzie w nast´p-
ne maksimum aktywnoÊci, takie zdarze-
nia oka˝à si´ z pewnoÊcià bardziej liczne.
Wtedy SOHO b´dzie Êledzi∏ te wybuchy
od ich poczàtku pod widocznà po-
wierzchnià S∏oƒca poprzez przejÊcie
przez jego atmosfer´ a˝ do momentu,
gdy zacznà oddzia∏ywaç na Ziemi´
i reszt´ planet Uk∏adu S∏onecznego.

Do dzisiaj SOHO uzyska∏ zdumiewa-

jàce wyniki. Ods∏oni∏ nigdy przedtem
nie widziane bàdê nigdy tak wyraênie
nie obserwowane cechy tajemniczego

S∏oƒca. Dostarczy∏ nam nowej wiedzy
o nie rozwiàzanych podstawowych pro-
blemach na ca∏ym szlaku od wn´trza
S∏oƒca po Ziemi´ i do najdalszych gra-
nic wiatru s∏onecznego. Niektóre z jego
instrumentów sà teraz nastawione na
rozwik∏anie kilku innych zagadek. Dwa
z nich, GOLF i VIRGO, ju˝ wkrótce b´dà
na tyle d∏ugo i gruntownie prowadziç
obserwacje oscylacji s∏onecznych, by
okreÊliç temperatur´ i tempo obrotu cen-
trum S∏oƒca. Ponadto w ciàgu kolejnych
kilku lat wewn´trzny niepokój i zwiàza-
na z tym aktywnoÊç magnetyczna naszej
macierzystej gwiazdy b´dzie wzrastaç,
co mo˝e bezpoÊrednio wp∏ywaç na nasze
codzienne ˝ycie. SOHO powinien jed-
nak dostarczaç coraz wi´cej informacji,
okreÊlajàc êród∏a powstawania groênych
wybuchów oraz goràcych porywistych
wiatrów i przewidujàc warunki panujà-
ce w atmosferze s∏onecznej.

T∏umaczy∏

Zbigniew Loska

Â

WIAT

N

AUKI

Maj 1997 65

100 200 300 400 500 600 700 800

S¸O¡CE

NAT¢èENIE LINII LYMAN-

α W IMPULSACH NA SEKUND¢ NA STOPIE¡ KWADRATOWY

WODÓR MI¢DZYGWIAZDOWY jarzy si´ w ultrafioletowym Êwietle linii widmowej Ly-
man-

a o d∏ugoÊci fali 1216 •. Ob∏oki gazu mi´dzygwiazdowego emitujà Êwiat∏o z obsza-

rów rozmytych, a goràce gwiazdy tworzà jasne kropki. S∏oƒce w´druje przez ob∏ok z pr´d-
koÊcià 26 km/s, a wiatr s∏oneczny wywo∏uje asymetri´ w rozproszonej poÊwiacie UV.

Za zgodà SOHO SWAN CONSORTIUM i

JEANA-LOUPA BERTAUX

Informacje o autorze

KENNETH R. LANG jest profesorem astronomii

w Tufts University. Jego ostatnia ksià˝ka Sun, Earth

and Sky (S∏oƒce, Ziemia i niebo), bogato ilustro-

wana, opisuje wszystkie aspekty wp∏ywu S∏oƒca

na naszà planet´. Lang opublikowa∏ tak˝e ponad

150 artyku∏ów naukowych i cztery inne ksià˝ki,

które przet∏umaczono na siedem j´zyków. WÊród

nich jest klasyczna pozycja Astrophysical Formulae.

Literatura uzupe∏niajàca

SUN, EARTH AND SKY

. Kenneth R. Lang; Springer-Verlag, 1995.

THE SOHO MISSION

. Red. Bernhard Fleck, Vincente Domingo i Arthur I. Poland. Wyd. spe-

cjalne Solar Physics, vol. 162, nry 1-2, 1995.

GWIEZDNE DYNAMO

. Elizabeth Nesme-Ribes, Sallie L. Baliunas i Dimitrij Soko∏ow, Âwiat

Nauki, nr 10, s. 30, X/1996.

UNSOLVED MYSTERIES OF THE SUN, PARTS 1-2

. Kenneth R. Lang, Sky and Telescope, vol. 92, nr 2,

ss. 38-42, VIII/1996, oraz vol. 92, nr 3, ss. 24-28, IX/1996.

Zdj´cia z SOHO mo˝na obejrzeç na stronie WWW pod http://sohowww.nascom.nasa.gov/