Dlaczego naukowcy obserwują Słońce na różnych długościach fali

719590main_Grid-Sun-orig_full

Wykonanie zdjęcia Słońca zwykłym aparatem dostarczy nam znajomego widoku: żółtawy dysk pozbawiony szczegółów, być może trochę zaczerwieniony jeżeli Słońce znajduje się blisko horyzontu – wszak promieniowanie musi przebyć dłuższą drogę w ziemskiej atmosferze po drodze tracąc część promieniowania. Słońce emituje promieniowanie we wszystkich barwach – jednak z uwagi na fakt, że najjaśniej Słońce świeci w zakresie fali odpowiadającym za barwę żółtą – widzimy je właśnie w takim kolorze. Po zsumowaniu wszystkich barw zakresu widzialnego otrzymujemy „światło białe.”

Jednak wyspecjalizowane instrumenty, czy to naziemne czy kosmiczne mogą rejestrować promieniowanie daleko wykraczające poza zakres promieniowania widzialnego dla naszego oka. Różne długości fali przekazują nam informacje o różnych elementach powierzchni i atmosfery Słońca, dlatego też naukowcy wykorzystują je do stworzenia pełnego obrazu bezustannie zmieniającego się Słońca.

Żółto-zielone promieniowanie o długości 5500 Å (550 nm) emitowane jest przez materię o temperaturze ok. 5700 stopni Celsjusza, która reprezentuje powierzchnię Słońca. Promieniowanie w dalekim ultrafiolecie o długości 94 Å emitowane jest przez atomy o temperaturze ok. 6 300 000 stopni Celsjusza – to doskonały zakres do obserwowania rozbłysków słonecznych, które mogą osiągać tak wysokie temperatury. Obserwując zdjęcia Słońca w różnych zakresach długości fali – tak jak to robią takie teleskopy jak Solar Dynamics Observatory (SDO), Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) oraz Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) – naukowcy mogą śledzić ruch cząsteczek i zmiany temperatury w słonecznej atmosferze.

Promieniowanie w zakresie widzialnym widzimy ponieważ Słońce składa się z gorącego gazu – a ciepło emituje światło – tak samo jak to ma miejsce w żarówkach. Natomiast jeżeli chodzi o promieniowanie ultrafioletowe i rentgenowskie – Słońce emituje w tych zakresach ponieważ wypełnione jest wieloma różnymi rodzajami atomów, które emitują światło o określonej długości fali gdy osiągną określoną temperaturę.  Słońce nie tylko zawiera wiele różnych atomów – np. hel, wodór, żelazo – lecz także różne rodzaje każdego z nich, charakteryzujące się różnymi ładunkami elektrycznymi – jony. Każdy jon może emitować promieniowanie o określonej długości fali gdy osiąga określoną temperaturę. Od początku XX wieku naukowcy starają się stworzyć katalog atomów, ich stanów i odpowiadających im zakresów promieniowania.

Teleskopy słoneczne wykorzystują te długości fali na dwa sposoby. Po pierwsze, instrumenty zwane spektrometrami obserwują jednocześnie wiele długości fali i mierzą ile promieniowania dociera do Ziemi na poszczególnych długościach fali. To pozwala określić jakie zakresy temperatur przyjmuje materia wokół Słońca. Spektrografy nie przypominają typowych zdjęć lecz wykresy kategoryzujące ilość promieniowania w poszczególnych zakresach.

Po drugie, instrumenty, które wykonują konwencjonalne zdjęcia Słońca skupiają się wyłącznie na promieniowaniu na (wokół) jednej określonej długości fali, często takiej, która jest niewidoczna dla ludzkiego oka. Naukowcy misji SDO wybrali 10 różnych długości fali, które teraz obserwowane są przez instrument AIA (Atmospheric Imaging Assembly). Za każdą z tych długości fali odpowiada jeden lub dwa typy jonów – choć na obrazie siłą rzeczy znajdują się czasami także inne jony, których długość fali jest nieznacznie krótsza lub dłuższa. Każda długość fali została wybrana dla podkreślenia określonego elementu atmosfery słonecznej.

Patrząc od powierzchni Słońca na zewnątrz, długości fali obserwowane przez SDO, mierzone w Å to:

  • 4500: przedstawia powierzchnię Słońca – fotosferę,
  • 1700: przedstawia powierzchnię Słońca jak również warstwę atmosfery zwaną chromosferą – znajduje się ona tuża nad fotosferą. To miejsce w którym temperatura zaczyna rosnąć,
  • 1600: przedstawia mieszaninę górnej fotosfery oraz obszar przejściowy pomiędzy chromosferą i górną warstwą atmosfery słonecznej zwaną koroną. To właśnie w obszarze przejściowym między nimi dochodzi do gwałtownego wzrostu temperatury,
  • 304: promieniowanie emitowane przez chromosferę i obszar przejściowy
  • 171: Ta długość fali przedstawia atmosferę słoneczną – koronę – gdy jest spokojna. W tym zakresie widać także gigantyczne łuki magnetyczne znane jaki pętle koronalne,
  • 193: przedstawia nieznacznie gorętszy region korony oraz dużo gorętszą materię rozbłysków słonecznych,
  • 211: przedstawia gorętsze, magnetycznie aktywne regiony korony słonecznej,
  • 335: także przedstawia gorętsze, magnetycznie aktywne regiony korony,
  • 94: podkreśla regiony korony, w których dochodzi do rozbłysków słonecznych,
  • 131: najgorętsza materia rozbłysku.

717606main_Sun-Wavelength-670

719999main_Sun-Wavelength-HMID

719998main_Sun-Wavelength-HMIB (1)

720000main_Sun-Wavelength-HMIIC

717616main_Sun-Wavelength-1700

717617main_Sun-Wavelength-4500

717615main_Sun-Wavelength-1600

717613main_Sun-Wavelength-304

717609main_Sun-Wavelength-171

717610main_Sun-Wavelength-193

717612main_Sun-Wavelength-211

717614main_Sun-Wavelength-335

717607main_Sun-Wavelength-94

717608main_Sun-Wavelength-131

Źródło: NASA/SDO/GSFC