Słońce świeci we wszystkich kolorach

Fotografowanie Słońca zwykłym aparatem da dość przewidywalny efekt - nieostry, żółtawy dysk. Może mieć czerwonawą barwę, jeśli znajduje się w pobliżu horyzontu, bo światło musi wtedy dłużej przechodzić przez ziemską atmosferę i traci niebieskie fale, zanim dotrze do obiektywu.

W rzeczywistości Słońce emituje światło we wszystkich kolorach, ale żółte fale są najjaśniejsze z nich, dlatego to właśnie tę barwę widzimy gołym okiem czy przez proste przyrządy. Sumę wszystkich widzialnych barw naukowcy nazywają światłem białym.

Specjalistyczne instrumenty, takie jak teleskopy naziemne i kosmiczne, mogą obserwować dużo większy zakres długości fal światła. Każda z nich przekazuje różne informacje o powierzchni i atmosferze Słońca, dlatego naukowcy wykorzystują je do stworzenia pełnego obrazu naszej stale zmieniającej się gwiazdy.

Na przykład fale żółtego światła liczące 5800 Angstremów (gdzie Angstrem to jednostka długości równa 10−10 m) na ogół pochodzą od materiału o temperaturze 5700 st. C stanowiącego powierzchnię Słońca. Z kolei liczące 94 A fale ultrafioletowe pochodzą od atomów rozgrzanych do 6,3 mln st. C i są dobre dla obserwacji rozbłysków słonecznych, które mogą osiągać tak wysokie temperatury.

Badając obrazy Słońca w różnych długościach fali - przy pomocy teleskopów SDO (Solar Dynamics Observatory - obserwatorium dynamiki Słońca), STEREO (Solar Terrestrial Relations Observatory - obserwatorium oddziaływań Słońce-Ziemia) czy sondy SOHO (Solar and Heliospheric Observatory - obserwatorium Słońca i heliosfery) - naukowcy mogą śledzić, jak ciepło i cząsteczki przemieszczają się przez słoneczną atmosferę.

Dostrzegamy widzialne światło Słońca dlatego, że nasza gwiazda składa się z gorących gazów - to ciepło wytwarza światło na tej samej zasadzie, jak dzieje się to w żarówce. W przypadku krótkich częstotliwości fal jest trochę inaczej. Słońce wysyła fale ultrafioletowe i rentgenowskie, bo jest wypełnione różnymi rodzajami atomów, z których każdy emituje fale o określonej częstotliwości po osiągnięciu konkretnej temperatury.

Na tym nie koniec - atomy nie tylko są różnymi pierwiastkami (np. hel, wodór, żelazo), ale też różnią się też ładunkami elektrycznymi, czyli stanowią różne jony. A one także emitują fale o różnych długościach w zależności od osiąganej temperatury.

Naukowcy katalogowali informacje o tym, które atomy emitują jakie długości fal, już od początków XX wieku. Te związki są dobrze udokumentowane na listach, które aktualnie obejmują setki stron.

Teleskopy słoneczne dostarczają informacji o tych falach na dwa sposoby. Po pierwsze instrumenty zwane spektrometrami obserwują wiele częstotliwości jednocześnie i mogą zmierzyć, w jakim stopniu każda z nich jest obecna. To pomaga zrozumieć, jakie zakresy temperatur osiąga materiał otaczający Słońce.

Spektrograf, czyli zapis danych spektrometru, nie jest typowym obrazem, lecz ma postać wykresów przedstawiających ilość każdego rodzaju światła.

Instrumenty tworzące zwykłe obrazy Słońca skupiają się natomiast wyłącznie na jednej konkretnej częstotliwości światła, nie zawsze na tej dostrzegalnej gołym okiem. Na przykład naukowcy pracujący przy teleskopie SDO wybrali 10 konkretnych długości fal do badania przy pomocy urządzenia AIA (Atmospheric Imaging Assembly - zestawu obrazującego atmosferę).

Każda długość fali w dużej mierze opiera się na jednym albo dwóch rodzajach jonów - choć odrobinę dłuższe i krótsze fale wytwarzane przez inne jony też stają się częścią obrazu. Wszystkie częstotliwości z wytypowanej grupy zostały wybrane po to, by zwrócić uwagę na określony fragment słonecznej atmosfery.

Z tych powodów SDO obserwuje następujące (mierzone w Angstremach) długości fal:

- 4500 - pokazuje fotosferę, czyli widzialną powierzchnię Słońca - 1700 - pokazuje powierzchnię Słońca oraz znajdującą się zaraz nad nią warstwę słonecznej atmosfery, czyli chromosferę, w której zaczyna rosnąć temperatura - 1600 - pokazuje mieszankę górnej fotosfery i tzw. obszaru przejściowego, czyli rejonu między chromosferą a koroną (górnymi warstwami słonecznej atmosfery), gdzie temperatura gwałtownie rośnie - 304 - to światło jest emitowane z chromosfery i obszaru przejściowego - 171 - pokazuje koronę, gdy jest spokojna, a także pętle koronalne - 193 - pokazuje nieco cieplejszy obszar korony oraz gorący materiał rozbłysków słonecznych - 211 - długość fali emitowana przez gorętsze, aktywne magnetycznie obszary w koronie - 335 - kolejna częstotliwość pokazująca gorące i magnetycznie aktywne regiony w koronie - 94 - wskazuje obszary korony przechodzące rozbłyski - 131 - długość fali oznaczająca najgorętszy materiał w rozbłysku

Zobacz je na zdjęciach:

Oprócz tego naukowcy pracujący przy Solar Dynamics Observatory badają trzy rodzaje zapisów danych z HMI (Helioseismic and Magnetic Imager - przyrządu obrazowania heliosejsmologicznego i magnetycznego), który pozwala na pomiar ruchu fotosfery w każdym punkcie obrazu (pikselu). Te zapisy to:

- dopplergram - mapy prędkości fotosfery - magnetogram - pokazuje mapy pola magnetycznego fotosfery, na których na czarno są oznaczone linie pola magnetycznego wskazujące kierunek od Ziemi, a białym kolorem linie pola magnetycznego przebiegająceku Ziemi - continuum - fotografie powierzchni słonecznej zawierające szeroki zakres światła widzialnego.

Zobacz, jak wyglądają:

Autor: js/rs / Źródło: NASA