kudziesięciu godzin po rozpoczęciu się spalania helu w węgiel za pośrednictwem berylu. Zjawisko to nazywamy błyskiem helowym.
Zapaleniu się helu w bardzo gęstym jądrze będzie towarzyszyć błyskawiczne wydzielanie się znacznych ilości energii, co z kolei spowoduje jeszcze silniejsze ogrzanie jądra i dalszy wzrost tempa przemian jądrowych. Ten lawinowo narastający proces nie doprowadzi jednak do rozerwania się gwiazdy jako całości. Większa część wydzielającej się w czasie jego trwania energii zostanie zużytkowana na ogrzanie nie biorących udziału w reakcjach jądrowych elektronów, pozostających wcześniej w stanie tzw. zdegenerowanym. Po zlikwidowaniu degeneracji jądro będzie reagować na dalsze ogrzewanie rozszerzaniem się, a ponieważ szybkie rozszerzanie się gazu prowadzi do jego ochłodzenia, wkrótce nastąpi uspokojenie palenia się helu.
Szybkiej przebudowie struktury jądra będzie towarzyszyć powolniejsza zmiana struktury zewnętrznych części Słońca. Po upływie kilkudziesięciu tysięcy lat skurczy się ono do rozmiarów mniej więcej dzisiejszych, a ponieważ reakcje jądrowe będą dostarczać wtedy mniej energii niż w fazie czerwonego olbrzyma, więc przez jakiś czas będzie ono przypominać swoim wyglądem dzisiejsze Słońce. Jeśli na Ziemi ocaleją resztki wody, będzie wtedy okazja, aby mogło się na niej znów rozwinąć życie. Sielanka nie będzie jednak trwać długo. Po jakimś czasie hel w centrum wypali się — podobnie jak stało się to wcześniej z wodorem — i Słońce ponownie stanie się czerwonym olbrzymem. W tej fazie ewolucji zacznie ono tracić masę i po upływie kilkuset milionów lub może nawet miliarda lat odsłoni swoje gorące jądro dopalające resztki materii na swej powierzchni — będzie tzw. białym karłem. Później biały karzeł będzie ostygał powoli i na Ziemi stopniowo będzie coraz ciemniej, aż zapanuje noc na zawsze.
Słońce wirujące
Ziemia wiruje dokoła osi — świadczy o tym m.in. zjawisko wschodu i zachodu Słońca. Czy istnieje jakieś zjawisko, które mogłoby świadczyć o ruchu obrotowym Słońca? Zjawiskiem takim jest pojawianie się ciemnych plam na fotosferze słonecznej, które ukazują się na wschodnim brzegu tarczy i znikają przy zachodnim. Podobnie zachowują się pochodnie wapniowe, protuberancje i inne elementy struktury fotosfery i chromosfery.
Można zresztą i w inny sposób stwierdzić, że Słońce obraca się dokoła osi. W wyniku takiego wirowania jeden brzeg tarczy słonecznej powinien się zbliżać do nas, a drugi oddalać. Istotnie, stwierdzamy to mierząc przesunięcia linii widmowych przy porównywaniu widma obu brzegów tarczy. Zgodnie z efektem Dopplera, linie pochodzące z brzegu oddalającego się są przesunięte ku czerwieni, te zaś, które pochodzą ze zbliżającego się brzegu — ku fioletowej stronie widma.
Obserwacje szczegółów struktury chromosfery i linii widmowych z brzegu tarczy pozwoliły stwierdzić, że na równiku obrót Słońca trwa 25d,380, co odpowiada prędkości liniowej około 2 km/s*. Prędkość kątowa wynosi około 14°,5 na dobę, czyli około 0",6 na sekundę czasu. Rzecz ciekawa, że taka prędkość — zarówno kątowa, jak i liniowa — występuje tylko na równiku. Słońce nie jest bryłą sztywną, tylko kulą gazową i dlatego, inaczej niż Ziemia, wiruje z różną prędkością w różnych odległościach od słonecznego równika. Czas obrotu w odległości 40° od równika jest dłuższy: wynosi ponad 27 dni i dalej jeszcze nieznacznie rośnie ku biegunom. Jest rzeczą godna u-wagi, że korona słoneczna wiruje inaczej — podobnie jak ciało sztywne ma jednakowy czas obrotu blisko równika i blisko biegunów.
Dawniej przypuszczano, że różnica między czasem obrotu na równiku i w okolicach okołobiegunowych jest jedyną osobliwością ruchu obrotowego Słońca, i sądzono, że wnętrze wiruje podobnie jak fotosfera. Ostatnio jednak wysuwane są poważne zastrzeżenia przeciwko takiemu poglądowi. Wynika to m.in. z obserwacji wiatru słonecznego w okolicy Ziemi. Wiatr słoneczny to strumień cząstek pochodzący z wirującego Słońca. Taki strumień materii ma moment pędu, a opuszczając Słońce, porywa ze sobą część jego momentu pędu, i to głównie z jego warstw zewnętrznych. Jeżeli założymy, że proces ten trwa od setek milionów lat, to przez tak długi czas strata pędu musiała spowodować zmniejszenie prędkości obrotu warstw powierzchniowych, a zatem warstwy te musiały szybciej wirować przed kilku miliardami lat niż dzisiaj. Można przypuszczać, że całe Słońce wirowało wtedy tak samo szybko jak warstwy powierzchniowe, a skoro moment pędu tych głębszych warstw nie uległ zmianie, gdyż to nie z nich wypływa wiatr słoneczny, wnętrze Słońca mogło zachować swą prędkość obrotu sprzed kilku miliardów łat i dziś wiruje szybciej niż obserwowana przez nas fotosfera.
Dwie cechy Słońca rzucają się w oczy podczas jego obserwacji, a mianowicie ziarnistość, czyli tzw. granulacja powierzchni, i lekkie pociemnienie brzegów dysku słonecznego. Są to cechy stałe, zawsze dostrzegalne, w przeciwieństwie do takich zjawisk, jak ciemne plamy, pochodnie czy protuberancje, które są bardzo zmienne i nie zawsze występują w tej samej ilości.
* Na równiku ziemskim prędkość ta jest około cztery razy mniejsza, choć czas obrotu jest ponad 25 razy krótszy. Wynika to z ponad 100 razy mniejszej długości promienia Ziemi od promienia Słońca.
Granulacja może być bezpośrednim wynikiem istnienia pod fotosferą warstwy konwekcyjnej. Tę cechę fotosfery nie jest łatwo sfotografować. Na nieco gorszych zdjęciach wszystkie drobne szczegóły zacierają się wskutek drgań ziemskiego powietrza, a cały obraz Słońca zamazuje się i rozmywa, tak że tarcza robi wrażenie, jakby brak było na niej ziarnistości. Przez wiele lat niedoścignionym ideałem były zdjęcia uzyskane w końcu ubiegłego wieku przez J. Janssena w Meudon i A.P. Hańskiego w Pułkowie. Szczególnie dobre były zdjęcia tego pierwszego, na których widać całe bogactwo struktury granulacyjnej fotosfery. Równać się z nimi i przewyższać je w dokładności mogą dopiero zdjęcia uzyskane w ostatnich dziesiątkach lat. Nie skażony przez wpływ naszej atmosfery obraz uzyskano po raz pierwszy dopiero w 1958, fotografując Słońce z pomocą reflektora o średnicy 28 cm, zawieszonego zamiast gondoli pod balonem stratosferycznym, który osiągnął wysokość 25 km nad powierzchnią Ziemi. Balon ten był dziełem francuskich astronomów.
Charakterystyczną cechą granulacji jest nietrwałość poszczególnych jasnych ziaren. Zanikają one w ciągu kilku minut, a na ich miejsce pojawiają się nowe. Dzięki temu obraz ziarnistości zmienia się zupełnie w tym krótkim czasie, przy jednoczesnym zachowaniu prawie stałej całkowitej liczby granul na tarczy słonecznej. Średnice poszczególnych jasnych granul nie przekraczają 2500 km, najmniejsze dotychczas zauważone miały średnice nie większe od 100 km.
Powierzchnie najczęściej występujących granul są rzędu powierzchni Polski. Różnica jasności między środkiem granuli, który jest zwykle jaśniejszy, a przestrzenią międzygranularną wynika z różnicy temperatury dochodzącej do 300 K, co wskazuje na to, że mamy tu do czynienia z poważnymi zakłóceniami w transporcie energi cieplnej, docierającej do górnych warstw podfo-
Rysunek wyjaśniający przyczynę pociemnienia brzegowego. Światło słoneczne dochodzi do punktu B (rys. dolny) z warstwy 5, leżącej na głębokości /i, (rys. górny). Do punktu b na tarczy (rys. dolny) dochodzi promieniowanie z warstwy S2 leżącej płyciej pod powierzchnią, a więc chłodniejszej. Brzeg tarczy jest dlatego bardziej czerwony (wizualnie ciemniejszy) niż środek
tosferycznych. Prawdopodobnie granulacja jest końcowym efektem bardziej burzliwych ruchów w głębszych warstwach Słońca. Dla uzasadnienia tego przypuszczenia można przytoczyć następujące rozumowanie. Ruchy gazów w warstwie konwekcyjnej, mającej dziesiątki tysięcy kilometrów grubości, są zapewne dość bezładne, ale mimo to podlegają określonym prawom. Z wnętrza Słońca nie wypływa dowolnie wielki strumień gazu, lecz tworzą się poszczególne wiry, podobne do wędrujących ku górze baniek gorącego gazu. Maksymalne średnice takich baniek zależą od gęstości i temperatury gazu oraz od tego, jak ta gęstość maleje w kierunku ku powierzchni. Głębiej mogą powstawać wiry większe, bliżej powierzchni mniejsze. Wielki wir przesuwający się z wnętrza nie dochodzi do samej powierzchni, ale rozpływa się, a na jego miejsce powstają — wraz z rosnącą wysokością — coraz mniejsze. Jeżeli obliczymy gęstość gazu pod fotosferą, okaże się, że w warstwie tej nie mogą powstawać wiry większe od tych, jakie obserwujemy w postaci granul.
Szybko zmieniający się obraz granulacji pokazuje, że w fotosferze słonecznej nie mamy do czynienia z trwałą powierzchnią, ale z bardzo ruchliwą masą gazów. Prędkość gazów w granulach jest rzędu l km/s. Poznamy w dalszym ciągu ruchy kilkaset razy szybsze, ale będzie to miało miejsce w wyższych warstwach. Granulacja nie wpływa w sposób widoczny na inne zjawiska w fotosferze, raczej sama ulega deformacji w plamach słonecznych, i nie wpływa też zapewne na rozkład pól magnetycznych — a więc na to wszystko, co nazywamy aktywnością słoneczną.
Większą rolę spełniają zapewne inne, również dość powolne ruchy, których objawów nie dostrzegamy gołym okiem, a które odkrywamy dopiero dzięki pomiarom spektroskopowym, ujawniającym oddalanie się lub zbliżanie mas gazu większych wielokrotnie niż granule. Prędkości są tu także niewielkie, rzędu 0,5 km/s, ale występuje tu jakby siatka o rozmiarach oczek
Na tym zdjęciu, zrobionym we Wrocławiu, wyraźnie widać, że ku brzegowi tarcza słoneczna jest coraz ciemniejsza
dziesiątków tysięcy kilometrów, a więc przewyższających kilkakrotnie powierzchnię całej kuli ziemskiej. W środku tych oczek gaz wypływa ku górze, po bokach w dół. Dominuje jednak poziomy kierunek ruchu od środka ku brzegom. To zjawisko nazywamy supergranulacją. Ruchy w komórkach siatki zdają się decydować o niektórych zjawiskach zachodzących w chromosferze i koronie, a także wpływać na strukturę pól magnetycznych. Elementy supergranulacji charakteryzują się nie tylko znacznie większymi rozmiarami niż granule, ale i znacznie dłuższym czasem trwania, ich czas życia wynosi wiele godzin.
Okienkiem pozwalającym sięgnąć do niezbyt głębokich warstw fotosfery jest pociemnienie brzegowe tarczy słonecznej. Zjawisko to najwyraźniej występuje w promieniach fioletowych, a najsłabiej w czerwonych. Można stąd wnioskować, że brzeg tarczy wysyła tyle samo promieniowania czerwonego, co środek, ale znacznie mniej fioletowego. Wiemy jednak, że im gorętszy jest gaz, tym silniej promieniuje, a ponadto wzrost natężenia promieniowania jest szybszy w fioletowej części widma niż w czerwonej. Pociemnienie brzegowe świadczy więc o tym, że brzeg tarczy słonecznej jest chłodniejszy niż środek. Jak wytłumaczyć to zjawisko? Wyjaśnienie daje ry-
122
sunek. Patrząc na środek tarczy Słońca, sięgamy wzrokiem do warstw głębszych i gorętszych niż te, które oglądamy obserwując brzeg tarczy. W obu przypadkach przenikamy wzrokiem warstwę podobnej grubości, jednak przy brzegu z przyczyn czysto geometrycznych widzimy warstwy leżące płyciej niż w środkowych partiach tarczy.
Dlatego też ilościowe pomiary pociemnienia brzegowego w różnych barwach pozwalają wyliczać różnice temperatur na różnych głębokościach. Sam zaś efekt mówi wyraźnie o tym, że bliższe powierzchni warstwy są chłodniejsze, skoro w ich świetle dominuje promieniowanie czerwone. Ponieważ temperatura gazu jest związana z jego gęstością i ciśnieniem, z pomiarów pociemnienia brzegowego w różnych barwach można wyliczyć, jak zmieniają się z głębokością wielkości określające stan fizyczny fotosfery.
Słońce jest zbudowane z niezbyt przezroczystych gazów. Dopiero całkiem zewnętrzne jego warstwy są bardziej przezroczyste, ale cała fotosfera jeszcze dość silnie pochłania promieniowanie idące z wnętrza i nie pozwala mu wydostać się w nie zmienionym stanie na zewnątrz. Metodami obserwacyjnymi nie docieramy do warstw położonych głębiej niż kilkaset kilometrów pod powierzchnię fotosfery. Jako powierzchnię graniczną fotosfery, oddzielającą ją od chromosfery, przyjmujemy warstwę gazu o najniższej temperaturze, wynoszącej około 4200 K. W głąb tej warstwy temperatura i gęstość gazu rosną. Ponad nią — w chromosferze — temperatura rośnie ku górze, ale jednocześnie gęstość i ciśnienie gazu maleją.
Pomiary granulacji, pociemnienia brzegowego i niektórych innych zjawisk wskazują, że ciśnienie gazu i jego gęstość rosną prawie 10-krotnie do głębokości około 270 km pod powierzchnią fotosfery, a temperatura podwaja się. W warstwie granicznej między fotosfera a chromosferą ciśnienie gazu wynosi około 10000 dyn/m2, a gęstość 3,8-10"~8 g/cm3. Prędkość wzrostu tych parametrów fizycznych wraz z głębokością nie jest jednakowa na różnych głębokościach. Temperatura wzrasta początkowo o 4° na kilometr, głębiej przyrost jest już 10-krotnie większy. Podobnie szybszy jest wzrost ciśnienia i gęstości na większych głębokościach.
Chromosferę zauważamy dlatego, że na dolnej granicy tej warstwy maleje dość gwałtownie pochłanianie promieniowania, dzięki czemu staje się ona prawie zupełnie przezroczysta w widmie ciągłym w dziedzinie widzialnej. Pozwala to wprawdzie dość ostro wyróżnić granicę pomiędzy fotosfera a chromosferą, ale ogromnie utrudnia obserwacje tej drugiej. Bo jak obserwować coś, co jest przezroczyste? Na szczęście dla astronomów chromosferą pochłania silnie promieniowanie w pewnych ściśle określonych długościach
123
Wycinek widma Słońca. Silna linia (druga od prawej strony) pochodzi od atomów obojętnego magnezu. Czarny jej środek powstaje w chromosferze, a wyraźnie słabiej zaczernione brzegi mają swe źródło w fotosferze
fali w widmie liniowym, jest więc w znacznym stopniu odpowiedzialna za powstawanie ciemnych linii w widmie Słońca, choć część odpowiedzialności dzieli z fotosferą. Jeżeli za pomocą filtru lub spektroheliografu wygasimy promieniowanie w widmie ciągłym i pozostawimy jedynie np. środkową część linii wodoru lub wapnia, możemy być pewni, że dochodzi do nas wtedy światło chromosfery.
Z teorii powstawania ciemnych linii absorpcyjnych wiemy, że trzeba wydzielić z widma właśnie tę środkową najciemniejszą część linii, gdyż brzegi linii pochodzą z głębiej leżących, gęstszych warstw fotosferycznych.
Bez użycia spektrografu lub filtru można chromosferę obserwować nawet gołym okiem lub fotografować ją z pomocą większego lub mniejszego astro-grafu w krótkich momentach całkowitego zaćmienia Słońca. Wtedy też można uzyskać zdjęcie całego widma chromosfery, występującego w emisji, w postaci jasnych linii na ciemnym tle.
Najsilniejsza w dziedzinie widzialnej jest rubinowa linia wodoru, która jest odpowiedzialna za czerwony kolor chromosfery oglądanej w czasie całkowitych zaćmień Słońca.
Obserwacje Słońca w tym czasie, gdy Księżyc zasłania całkowicie jego tarczę, są ogromnie trudne. Są to chyba najbardziej nerwowe chwile w życiu astronoma — uczestnika wyprawy zaćmieniowej. Należy bardzo precyzyjnie nastawić wszystkie instrumenty, zgrać jak w teatrze ruchy i kolejne działania uczestników ekspedycji, a w momencie zniknięcia ostatnich śladów światła
Zdjęcia chromosfery na brzegu tarczy słonecznej, uwidaczniające jej znaczną przezroczystość
fotosfery rozpocząć z dokładnością do sekundy obserwacje, klóre trzeba zakończyć na sekundę przed pokazaniem się pierwszych śladów światła fotosfery. Astronom ma na to kilka minut, od wykorzystania których zależy powodzenie bardzo nieraz kosztownej ekspedycji. Mimo tych trudności udało się uzyskać trochę dobrych zdjęć chromosfery. Tylko trochę, mimo że od połowy zeszłego wieku prawie każde całkowite zaćmienie jest pilnie obserwowane. Te skromne ilościowo obserwacje dostarczyły jednak wiele dokładnych informacji o całej chromosferze, oglądanej poza brzegiem tarczy słonecznej. Ekspedycjom zaćmieniowym zawdzięczamy przecież już sam fakt odkrycia istnienia chromosfery; po raz pierwszy zauważono ją w zeszłym wieku.
Zaćmienia umożliwiają badanie chromosfery w przekroju prostopadłym do dysku słonecznego we wszystkich długościach fali. W jednej linii widmowej obraz chromosfery uzyskuje się znacznie łatwiej poza zaćmieniami, na tle tarczy słonecznej i poza nią, z pomocą koronografów i spektroheliografów. Fotografowanie w różnych częściach jednej linii widmowej daje obraz różnych warstw chromosfery na tle tarczy słonecznej.
Wygląd fotosfery, jeżeli pominiemy okresowo występujące ciemne plamy i nieco jaśniejsze od tła pochodnie, jest mało urozmaicony i prawie nie zależy od sposobu obserwacji. Natomiast chromosfera oglądana na tle tarczy słonecznej wykazuje ogromną rozmaitość dość szybko zmiennych w czasie szczegółów. Ponadto jej wygląd zależy od tego, w jakich liniach absorpcyjnych jest ona obserwowana, a więc jakie atomy tworzą uzyskiwany obraz.
W fotosferze wymieszane są nie tylko atomy różnych pierwiastków, ale nawet atomy tego samego pierwiastka znajdujące się w różnych stanach wzbudzenia lub jonizacji, i nie potrafimy wydzielić z pomocą obserwacji obszarów lub warstw, w których ten lub inny rodzaj atomów występuje obficiej niż in-
Zdjęcia chromosfery w linii wapnia (lewe) i w-linii wodoru (prawe)
126
ny. W chromosferze jest inaczej. Obserwujemy obszary wydzielające się z tła, w których występuje głównie zjonizowany wapń, a jednocześnie w tych samych mniej więcej okolicach, ale na innej wysokości nad fotosfera, obficie świecą atomy wodoru, wysyłające promieniowanie w dalekim nadfiolecie (w serii Lymana).
W chromosferze mamy do czynienia z mieszaniną gorętszych i chłodniejszych obszarów, małych jak na Słońce, ale w kilometrach ogromnych. Podobnie jak w fotosferze występuje też coś w rodzaju granulacji, ale o większych wymiarach, zbliżonych wielkością do supergranulacji. Wielkość tych elementów rośnie na ogół z wysokością nad fotosfera. Istotnym zjawiskiem w chromosferze są także s p i k u l e — drobne wystrzelające w górę strugi gazowe. Jeżeli uwzględnimy te wszystkie szczegóły budowy, otrzymamy obraz warstwy gazów o niezmiernie zawiłej budowie.
Charakterystyczną cechą zdjęć fotograficznych chromosfery na tle tarczy słonecznej są jasne obłoki wapniowe (jeżeli fotografujemy w linii wapnia) oraz długie, ciemne włókna (najwyraźniejsze przy obserwacjach w linii wodoru), które przy brzegu tarczy obserwujemy jako protuberancje. Obłoki wapniowe należą do chromosfery, protuberancje sięgają wysoko w koronę.
W fotosferze mamy do czynienia z dość prostymi zjawiskami fizycznymi. Z wnętrza dociera tam energia przenoszona częściowo przez płynące ku gó-rzy prądy gazu, częściowo przez fale elektromagnetyczne. Energia ta po drodze ulega przemianom dzięki pochłanianiu i rozpraszaniu, tak że temperatura i ciśnienie gazu są znacznie niższe przy górnej granicy fotosfery niż w głębi.
Obraz turbulentnego, czyli burzliwego ruchu powietrza za kulą karabinową
Można by się zatem spodziewać, że również w chromosferze temperatura będzie dalej malała w miarę oddalania się od źródła energii, jakim dla tej warstwy jest fotosfera. Tymczasem okazuje się, że temperatura chromosfery rośnie bardzo wyraźnie ku górze, osiągając w wyższych warstwach wartość kilkuset tysięcy stopni. Podobnie dziwnie zachowuje się ciśnienie i gęstość gazu, gdyż obie te wielkości maleją ku górze znacznie wolniej, niżby to wynikało ze znanych praw fizycznych określających równowagę gazu w polu grawitacyjnym. Muszą zatem wchodzić w grę jakieś inne czynniki oprócz normalnego dopływu energii z fotosfery, powodujące przegrzanie i rozdęcie chromosfery.
Wykrycie tych czynników nie było i w dalszym ciągu nie jest łatwe. Możliwe, że działają tu różnego rodzaju fale, powstające w warstwie konwekcyjnej pod fotosfera, uwarunkowane istnieniem nieregularności konwekcji i widoczne w postaci granulacji fotosfery. Energia tych fal mogłaby ulegać rozproszeniu w chromosferze, przyczyniając się do jej ogrzewania. Mogą tu być brane pod uwagę fale akustyczne, uderzeniowe oraz magnetohydrodynamiczne. W tak niezwykłych warunkach, jakie panują na Słońcu, powstawać mogą wszystkie te rodzaje fal i wszystkie mogą brać udział w nagrzewaniu chromosfery, a zapewne i dolnych warstw korony. Skuteczność ich działania jest jednak różna i w dodatku rozmaicie rozdzielona pomiędzy różne rodzaje fal, w zależności od wysokości nad fotosfera.
Zacznijmy od najprostszych fal głosowych. Rozróżniamy dwa rodzaje ruchu gazu lub cieczy: ruch laminarny, kiedy gaz płynie spokojnym, równym strumieniem, podobnie jak woda w powoli płynącej, niedużej strudze, oraz turbulentny, czyli burzliwy lub bezładny. Ten ostatni można obserwować w górskich potokach gwałtownie skaczących po kamieniach lub w okolicy wirów na wezbranej w czasie powodzi rzece, czy wreszcie w strumieniu wody płynącym z szeroko otwartego kranu. Przypuszczano, że ruchy gazów w chromosferze, a w znacznym stopniu także w fotosferze, są w wielu okoli-
cach bezładne. Ponieważ odbywa się to w dość silnym polu grawitacyjnym, przeważają przyśpieszenia prostopadłe do powierzchni Słońca. Przy prędkościach ruchu gazów w tych warstwach rzędu 1-2 km/s, każdy chwilowy wir staje się źródłem fali akustycznej biegnącej głównie ku górze. Próby wyliczenia, ile energii takiego bezładnego ruchu zamienia się w energię fal akustycznych, doprowadziły do wniosku, że fale te miałyby energię dostateczną do wywołania obserwowanego nagrzania chromosfery.
Mogłoby tak być, gdyby rzeczywiście cała energia fal akustycznych została pochłonięta przez gaz chromosfery i zamieniona w ciepło, ale może to nastąpić tylko w specjalnych warunkach. Dolna chromosfera jest prawdopodobnie przezroczysta dla tych fal, nie pochłania ich i jej nagrzewanie musi być wywoływane innymi przyczynami. Jednakże na wysokości około 5 tyś. km nad fotosfera gęstość gazu jest już tak mała, że amplituda fal akustycznych może gwałtownie wzrosnąć i fale akustyczne stają się falami uderzeniowymi, które szybko tracą energię, przekazując ją otaczającemu ośrodkowi gazowemu. Być może część tych fal przedostaje się do korony słonecznej, która również ma bardzo wysoką temperaturę kinetyczną wynikającą zresztą także i z innych procesów ogrzewających gaz koronalny.
Użyliśmy tu terminu „temperatura kinetyczna". Jest to wielkość określająca średnią prędkość termiczną atomów gazu. Im jest wyższa temperatura, tym prędkość ta jest większa. Wyróżniamy temperaturę elektronową i atomową, w zależności od tego, których cząstek dotyczy. Zarówno w chromosferze, jak i w koronie, w tej samej objętości może panować inna temperatura kinetyczna elektronowa (zwykle wyższa) niż atomowa.
Wróćmy jednak do fal. Trudno powiedzieć, czy fale akustyczne są jedynym, czy tylko jednym z głównych sposobów nagrzewania chromosfery. Poszukuje się także innych źródeł. Wysunięto przypuszczenie, że nagrzewanie może być spowodowane przez strugi gazów, płynące w postaci wytrysków obserwowanych w linii wodoru jako spikule — utwory podobne do wąskich, malutkich, prawie prostopadle wystrzelających protuberancji. (Malutkich — ale liczących co najmniej setki kilometrów wysokości). Zjawiskom tym towarzyszą dość zawiłe procesy w gazie chromosferycznym, które mogą być albo przyczyną, albo skutkiem czy objawem nagrzewania się chromosfery. Najbardziej interesujące wydają się te teorie, które sięgają do fal magnetohydro-dynamicznych, powstających przy mchach plazmy w polu magnetycznym.
W warstwach podfotosferycznych materia słoneczna jest stale w ruchu. Składa się ona ze swobodnych elektronów i zjonizowanych, a więc dodatnio naładowanych atomów. Przemieszczanie się takiego gazu w polu magnetycznym, występującym na Słońcu, powoduje powstawanie prądów elektrycznych, którym towarzyszą własne pola magnetyczne. Te ostatnie są tak skierowane, że hamują ruch, który był odpowiedzialny za ich powstanie. Występują zakłócenia ruchu nazywane falą magnetohydrodynamiczną. Fale tego rodzaju poruszają się w kierunku malejącej gęstości, a zatem w przypadku Słońca mogą dojść z wnętrza do fotosfery i dalej poprzez chro-
mosferę aż do korony. Znaczną cześć swojej energii tracą jednak już w chro-mosferze, przekazując ją atomom i elektronom i powodując w ,ten sposób szybszy ich ruch bezładny, co jest równoważne podwyższeniu temperatury.
Zdaje się jednak, że zjawiska te odgrywają ważniejszą rolę przede wszystkim w okolicach plam słonecznych, a nie w całej chromosferze. W plamach występują silne pola magnetyczne i rola fal magnetycznych może być tam większa, zresztą inna w fotosferze niż w wyższych warstwach.
Na wysokości około 10 tyś. km nad fotosferą obserwujemy znowu dość gwałtowny skok temperatury i spadek gęstości. Zaczyna się tam korona słoneczna. W dolnych jej warstwach temperatura w dużych obszarach osiąga wartość do 2 min stopni, a w niektórych zjawiskach w niej zachodzących, takich jak rozbłyski, nawet kilkanaście milionów. Mechanizm ogrzewania korony jest zapewne podobny jak chromosfery. Jest rzeczą prawdopodobną, że istnienie jej jest w ogóle uwarunkowane występowaniem warstwy konwekcyjnej pod fotosferą, gdzie może znajdować się źródło fal zarówno akustycznych, jak i magnetohydrodynamicznych. Wobec mniejszej gęstości niż w chromosferze nagrzewanie przez fale akustyczne może być skuteczniejsze, gdyż gwałtowniej odbywa się zamiana fal akustycznych na uderzeniowe. Być może także, że głównym źródłem wysokiej temperatury korony jest dyssypacja energii pól magnetycznych.
Gęstość korony szybko maleje w kierunku od powierzchni Słońca na zewnątrz. Przy chromosferze mamy jeszcze ponad 100 min cząstek w l cm3, ale już w odległości 5 promieni Słońca od jego środka gęstość ta spada do około 20 tyś. na l cm3, a więc do setnych części procentu wartości w dolnej warstwie. Granice koronalnego gazu sięgają poza orbitę ziemską.
Koronę słoneczną można obserwować w czasie całkowitych zaćmień, ale wtedy widzimy głównie promieniowanie rozproszone na swobodnych elektronach, pochodzące od fotosfery. Z pomocą spektrografów rejestrujemy także
emisję liniową, głównie takich pierwiastków, jak żelazo, wapń i nikiel, których atomy / powodu wysokiej temperatury i maiej gęstości są silnie zjonizo-wane.
Emisja promieniowania atomów żelaza jest bardzo silna w widzialnej części widma w linii zielonej i czerwonej. Prócz tego występują intensywne linie żelaza w promieniowaniu rentgenowskim, produkowanym przez atomy jeszcze silniej zjonizowane od tych, które produkują linie w dziedzinie widzialnej. Najsilniejsza w widzialnej dziedzinie widma linia zielona pochodzi od atomów żelazu pozbawionych 13 elektronów; tak silnie zjonizowany atom żelaza oznaczamy Fe XIV. W dziedzinie rentgenowskiej źródłem emisji są atomy żelaza Fe XXV i Fe XXVI. Słabszą czerwoną linie tworzą atomy żelaza Fe X, a wzmocniona silnie żółta linia pochodzi od atomów wapnia Ca XV.
ilość promieniowania wysyłanego przez koronę jest niezbyt duża w porównaniu T. tym, co zawdzięczamy fotosferze. Oglądana z Ziemi korona daje w liniach emisyjnych i w świetle rozproszonym fotosfery (na elektronach i cząstkach pyłu) ledwie połowę tego, co daje Księżyc w pełni. Fotosferą świeci ponad 500 tyś. razy jaśniej od Księżyca, nic dziwnego, że przygasza całkowicie koronę.
Kilkanaście razy na stulecie można zaobserwować gołym okiem ciemne p l a m y na powierzchni Słońca. Użycie nawet małej lunetki lub większej lornetki pozwala je widzieć codziennie, z wyjątkiem krótkich okresów, co około 11 lat, kiedy jest ich bardzo mało lub nie ma zupełnie. Pierwsze obserwacje przez lunetę plam słonecznych prowadził Galileusz i od tego czasu datuje się naukowe zainteresowanie tym zjawiskiem.
Zarówno kształt, jak i liczba plam na Słońcu ulegają ciągłym zmianom. Bywają miesiące, kiedy jest ich bardzo mało, kiedy indziej pojawia się po kilkanaście grup, z których każda może liczyć nawet dziesiątki plam. Pojedyncza plama jest zjawiskiem raczej nietypowym i bywa obserwowana na początku lub na końcu rozwoju grupy. Wahania liczby grup plam słonecznych przebiegają dość regularnie, tak że można mówić o 11 -letnim cyklu, w czasie którego występuje jedno wyraźne maksimum, oddzielone od poprzedniego i następnego głębokimi minimami.
W ubiegłym wieku szwajcarski astronom R. Wolf wprowadził bardzo prosty sposób ilościowego określenia stopnia zaplamienia tarczy słonecznej. Ponieważ łatwiej jest zauważyć grupę niż pojedynczą plamę, Wolf postanowił większą wagę przypisywać obserwacji grupy niż pojedynczej plamy, i to aż
Wielka grupa plam słonecznych z 1951
10-krotnie większą. W ten sposób liczba zwana liczbą Wolfa, która jest miarą zaplamienia, określona jest następującym wzorem:
R = lQg+p
gdzie g oznacza liczbę zaobserwowanych grup, a. p — liczbę wszystkich plam pojedynczych, występujących w większych grupach, przy czym pojedynczo występująca plama jest liczona jako grupa.
Jeżeli na tarczy słonecznej nie ma ani jednej plamy, liczba Wolfa jest równa zeru. Jeżeli widoczna jest tylko jedna, mówimy, że jest to grupa z jedną plamą i liczba Wolfa wynosi 11. Jeżeli jednak tworzymy średnie z danych otrzymanych przez różnych obserwatorów lub średnie miesięczne albo roczne, możemy otrzymać liczbę Wolfa również mniejszą od 11, a nawet wartości ułamkowe, ale zawsze większe od zera.
Uśrednione roczne liczby Wolfa, przedstawione w jednej skali, wykazują wyraźne cykliczne wahania, zgodnie ze zmiennymi liczbami grup i plam obserwowanych na widocznej półkuli Słońca. Jest rzeczą ciekawą, że liczba plam (średnia roczna) w minimum nie zawsze spada do zera i nie w każdym maksimum jest jednakowo duża. Wartości bliskie zera wystąpiły w latach 1810 i 1823, a największe wartości w maksimum zanotowano w latach 1778 (liczba Wolfa równa 154,4), 1947 (151,6) i w 1958, kiedy średnia roczna liczba Wolfa osiągnęła najwyższą notowaną dotychczas wartość 190,2.
132
Tak regularny przebieg liczb Wolfa. jak na naszym wykresie otrzymuje się tylko w przypadku wyliczenia średnich rocznych. Już miesięczne średnie dają zygzakowatą linię, a gdybyśmy opierali się na danych z pojedynczych dni, mogłoby się okazać, że nawet w okolicy minimum może powstać większa grupa, a w okolicy maksimum może być w niektóre dni bardzo mało plam. W maksimum dzienna średnia liczba Wolfa może nawet przewyższać wartość R = 300 i spadać znacznie poniżej 100.
Z wykresu widać, że niejednakowe są długości cykli. Najkrótszy z obserwowanych dotychczas odstępów między minimami wynosił 9 lat, a najdłuższy — 13,6. Ze względu na różną wysokość, różny kształt i różny czas trwania poszczególnych cykli nie można mówić o okresowości występowania plam, tak jak mówimy np. o okresowości faz Księżyca. Dlatego mówimy o cyklach, co jest tym bardziej uzasadnione, że dotychczas nie udało się ustalić formuły, która pozwalałaby przewidywać średnią roczną wartość liczb Wolfa na parę lat naprzód z dokładnością większą od kilkunastu lub nawet kilkudziesięciu procent. Przewidywanie na kilka lat dziennej wartości prowadzi nieraz do błędów przewyższających prognozowaną wartość. Jak wiadomo, zjawiska astronomiczne wynikające z zasad mechaniki można przewidywać na tysiące lat naprzód, jak choćby fazy Księżyca czy zaćmienia Słońca.
Niezależnie od 11-letniej cykliczności występują bliżej nie zbadane zakłócenia liczby pojawiających się plam. Już dość dawno zwrócono uwagę, że w latach 1645-1715 plam było w ogóle bardzo mało.
Wykres ilustrujący położenie plam na tarczy Słońca w różnych latach. Górna połowa rysunku odpowiada półkuli północnej, dolna — południowej. Wykres ze względu na kształt jest nazywany wykresem motyla
Pomimo tych trudności obecnie dość pewna prognoza przewiduje, że 11 -letnia cykliczność będzie trwała przez najbliższe dziesięciolecia i że zapewne maksima nie będą zbyt niskie.
Obecnie skończył się 21 cykl, w którym liczby Wolfa osiągały znaczne wartości. Numeracja cykli pochodzi stąd, że dopiero od połowy XVIII w. udawało się wyznaczać przebieg zmian liczby plam w kolejnych cyklach. Pierwsze dobrze wyznaczone minimum przypada na 1755 i od tej daty liczymy kolejne cykle.
W czasie trwania cyklu zmienia się nie tylko liczba plam i grup, ale także ich położenie na tarczy Słońca. Na początku cyklu pojawiają się zwykle nieduże plamy w sporej odległości od równika, wynoszącej od 30 do 40 stopni szerokości heliograficznej północnej lub południowej. Następnie plamami pokrywają się także okolice bliższe równika. Charakterystyczne jest, że unikają one większych szerokości heliograficznych. Jeżeli zrobimy wykres położenia plam na tarczy Słońca w kolejnych latach, otrzymamy obrazek przypominający skrzydła motyla, stąd nazywamy go wykresem motyla lub po angielsku — butterfly diagram.
Od czasów Wolfa przypisujemy grupom piam większą wagę niż plamom pojedynczym. Okazuje się, że jest to uzasadnione także z punktu widzenia właściwości fizycznych, a nie tylko jako ułatwienie oceny zaplamienia tarczy słonecznej. To grupa jest jednostką, która decyduje o tym, co się nazywa aktywnością słoneczną. Dla grup badamy 11-letnią cykliczność, rozkład pól magnetycznych, wykres motyla, liczbę rozbłysków, rozwój protuberancji i wiele innych zjawisk. Mimo to w celu wyliczenia modelu rozpatruje się często pojedyncze plamy, których cechy fizyczne łatwiej poznać i przenieść następnie na całą grupę.
Każda grupa ma swoją historię, trwającą nieraz kilka miesięcy. Najpierw pojawia się jedna lub parę małych, niewiele większych od elementów granulacji, plamek, które stopniowo powiększają swoje rozmiary. Plamę, która rozrasta się najbardziej, nazywamy przednią. Następnie w dość dużej odległości pojawia się drugi ośrodek narodzin plam, w którym znów jedna z nich zwykle wybija się na pierwsze co do wielkości miejsce. Tę plamę nazywamy tylną, co jest uzasadnione dlatego, że plama przednia wyprzedza tylną w ruchu obrotowym Słońca. Oba centra plamotwórcze zlewają się nieraz prawie w jedną całość, gdyż pomiędzy przednią i tylną plamą powstają liczne mniejsze i większe plamy, tworzące jakby most między nimi. Po jakimś czasie most ten zaczyna zanikać, potem znika plama tylna, a najdłużej, bo nieraz kilka miesięcy, obserwować można plamę przednią, jako prawie okrągły cień, otoczony obwódką jaśniejszego półcienia. Krążek ten powoli zmniejsza się aż do całkowitego zaniku.
Czas życia grup jest bardzo różny: od jednego lub paru dni, w przypadku gdy plama tylna w ogóle się nie wykształciła, aż do kilku miesięcy, w czasie których obserwujemy wszystkie stadia ewolucji grupy.
Cechą pojedynczych plam jest to, że w środku są one bardzo czarne, obszar ten nazywany jest cieniem, a po brzegach jaśniejsze, otoczone obwódką — nazywaną półcieniem. W grupie dobrze rozwiniętej półcień obejmuje kilka, lub więcej, bardzo wyraźnych, prawie czarnych cieni. Przy zliczeniach jako jedną plamę liczymy zawsze cień.
Na początku bieżącego wieku ważnym odkryciem było stwierdzenie, że w plamach występują silne pola magnetyczne. Odkrycia tego dokonał G.E. Hale, który pracował w obserwatorium na Mount Wilson w Stanach Zjednoczonych. Od momentu zakomunikowania o tym odkryciu w 1908 aż do 1942, a więc przez 34 lata, obserwatorium to było jedynym, w którym systematycznie prowadzono pomiary pól magnetycznych Słońca. Dziś badania tego rodzaju rozwijają się także w innych obserwatoriach — w Stanach Zjednoczonych, we Włoszech, w Związku Radzieckim i w innych krajach.
Odchylanie się igły magnetycznej w kompasie w jednym kierunku stanowi niezbity dowód, że Ziemia jest magnesem. Ziemskie pole magnetyczne jest jednak bardzo słabe, jego natężenie wynosi tylko około 0,5 Oe. Słoneczne ogólne pole magnetyczne jest niewiele silniejsze, ale w plamach i niektórych miejscach tarczy słonecznej jest setki i tysiące razy silniejsze. Obserwowano w
Plamy słoneczne z sierpnia 1959. Zdjęcie wykonano z balonu
plamach natężenia rzędu nawet 4 tyś. Oe. W grupach plam pola magnetyczne tak się układają, że plama przednia ma przeciwny znak biegunowości mz tylna. Zdarza się jednak, że struktura magnetyczna grupy bywa znacznie bardziej zawiła i w jednej grupie obserwujemy pomieszanie biegunów północnego i południowego. Występuje to często, gdy grupa jest silnie rozbudowana i ma bogatą, zawiłą strukturę.
W ciągu całego 11-letniego cyklu biegunowość magnetyczna plam jest jednakowa. Na przeciwną zmienia się dopiero w następnym cyklu. (Wykres na dole przedstawia zmiany liczb Wolfa).
W środku cienia plamy temperatura osiąga wartość najniższą
Ciekawą cechą grup jest jednakowy rozkład biegunowości magnetycznej wszystkich grup pojawiających się w danym cyklu na jednej półkuli słonecznej. Jeżeli np. przednia plama na północnej półkuli ma biegun północny, a tylna południowy, to tak będzie przez cały cykl. Na południowej przeciwnie — przez całe 11 lat przednia plama będzie miała biegun południowy, a tylna północny. W następnym cyklu już pierwsze plamy do niego należące wystąpią w grupach, które będą miały biegunowość przeciwną niż poprzednio. Do tej samej biegunowości powrócą grupy plam dopiero po 22, a nie po 11 latach. Dlatego też mówi się o 22-letnim cyklu zmian magnetycznych.
Czerń plam, zwłaszcza ich cienia, wskazuje, że temperatura gazu w tych utworach musi być znacznie niższa niż w otaczającej je fotosferze. Istotnie, z pomiarów wynika, że w cieniu plam temperatura jest o około 1500 K niższa od tej, jaką ma fotosfera. Nawet jednak w tak niskiej temperaturze plamy mają kilka tysięcy (ponad trzy tysiące) stopni, jasność ich zatem winna być bardzo znaczna. Czarne wydają się tylko z powodu kontrastu. Prawie oślepiające na Ziemi światło palnika spawalniczego na tle Słońca wyda się ciemniejsze od cienia plam.
Obniżenie temperatury cienia plam wiążemy z obecnością pól magnetycznych, choć nie jest dziś dostatecznie jasne, jak to pole wpływa na ochłodzenie gazów w cieniu. Byłyby dwie możliwości tłumaczenia tego zjawiska. Występujące silne pola magnetyczne uniemożliwiają ruch plazmy prostopadły do linii sił, co likwiduje turbulentne bezładne ruchy, w których wynoszona jest energia cieplna z warstw podfotosferycznych. Jednocześnie maleje ciśnienie gazu, zastępowane przez ciśnienie magnetyczne. Obie te przyczyny mogą powodować obniżenie temperatury w jądrze plamy. Innym powodem niskiej temperatury cienia plam może być powstawanie w polach magnetycznych fal
magnetohydrodynamicznych, które niosą znaczną energię z wnętrza. Fale te nie reagują z materią fotosfery, ale dopiero z plazmą chromosfery i korony. Nie są też widoczne. W jądrze plamy płynie zatem większa energia niż obok w fotosferze, ale taka, która nie nagrzewa otaczającego gazu. Gaz ten wobec tego staje się chłodniejszy od fotosfery. Dalsze badania okażą, która z tych teorii jest bliższa prawdy.
Pola magnetyczne towarzyszące grupom plam są bardziej od nich długowieczne, bo pojawiają się jeszcze przed powstaniem pierwszej plamy nowej grupy i trwają długo po zniknięciu ostatniej, choć naturalnie nie są już tak silne jak w czasie maksymalnego rozwoju. Natężenie pola magnetycznego w plamach rośnie początkowo bardzo szybko do wartości maksymalnej, utrzymuje się przez pewien czas na tym poziomie, po czym maleje stosunkowo powoli do wartości równej natężeniu tła, które zawiera się w granicach kilku lub kilkudziesięciu erstedów. Pole magnetyczne tła w okolicach, w których powstają plamy, jest na ogół większe od mierzonego w okolicach biegunów słonecznych.
Grupom plam towarzyszą liczne zjawiska w fotosferze, chromosferze i koronie. W fotosferze specjalnie ciekawe są pochodnie, rozsnute wężykowato w postaci jasnych smug w sąsiedztwie grup plam. Najłatwiej obserwować je można niezbyt daleko od brzegu tarczy słonecznej, dalej znikają na tle fotosfery. Ich nieco większa jasność od otaczającej fotosfery wskazuje na wyższą o kilkaset stopni temperaturę. Za ich występowanie odpowiedzialne są zapewne także pola magnetyczne, ale znacznie słabsze niż w plamach. Mechanizm tego oddziaływania nie jest jeszcze jasny.
Zakłócenia fotosfery objawiające się w postaci ciemnych plam nie pozostają bez wpływu na chromosferę i koronę, gdzie obserwujemy liczne zjawiska towarzyszące stale lub tylko czasami grupom plam. Dlatego możemy mówić, że plamy są tylko jednym z objawów bardziej skomplikowanego procesu. Łącznie z rozbłyskami, protuberancjami, obłokami chromosferycznymi, wybuchami radiowymi itp. stanowią one tzw. centra aktywności słonecznej.
Zakłócenie chromosfery w okolicy centrum aktywności zaczyna się zwykle jeszcze przed wystąpieniem w fotosferze dostrzegalnej ciemnej plamy. Na parę dni naprzód tworzy się w chromosferze nad miejscem przyszłego ciemnego obszaru jasny obłok wapniowy, którego wyższa temperatura daje o sobie znać dzięki silniejszemu świeceniu atomów zjonizowanego wapnia oraz wzmocnionej emisji atomów wodoru w dalekim nadfiolecie (w serii Lymana).
S                                       S
Obłoki wapniowe w chromosferze
Jednocześnie występuje wzmocnienie promieniowania rentgenowskiego, pochodzącego już częściowo z korony. Świecenie wodoru w nadfiolecie rozciąga się na znacznie większe powierzchnie tarczy słonecznej niż świecenie atomów wapnia. Z kolei obłok wapniowy jest znacznie większy od całej grupy plam fotosferycznych.
Obłoki chromosferyczne nie tylko wcześniej się zjawiają, ale także dłużej trwają niż plamy, rozpływając się powoli, nieraz w ciągu wielu tygodni po zniknięciu ostatnich śladów plam. Związane są dość ściśle z aktywnością Słońca i wykazują również 11-letni cykl zmienności jak plamy. Podobnie unikają okolic biegunowych, gdzie jeśli się już zdarzają, to w postaci małych, jasnych plamek, nie większych od przybiegunowych pochodni fotosferycznych. Średnice tych biegunowych obłoków są, jak na nasze ziemskie warunki, dość duże, bo osiągają rozmiary kilku tysięcy kilometrów, ale na ogromniej tarczy słonecznej wydają się drobnymi, jasnymi plamkami.
Pochodnie i obłoki są dość trwałymi utworami, choć — jak wszystko w atmosferze słonecznej — zanikają i pojawiają się, zmieniają kształt i wielkość. Rozwój ich jest bardzo powolny i ciągnie się nieraz miesiącami. Plamom towarzyszą jednak często i inne, bardziej krótkotrwałe przemiany, których ewolucja od pojawienia się do zniknięcia nie trwa nawet godziny. Są to widoczne w linii Ha wodoru nagłe pojaśnienia sporych obszarów na tle grupy plam, zwykle pomiędzy plamami, niekiedy wykraczające poza grupę,
139
ale prawie nigdy nie zasłaniające centralnego cienia plam. Miejscem ich pojawienia się i rozwoju jest górna chromosfera i dolna korona, przy czym jednocześnie ze zwiększoną jasnością występuje silna emisja promieniowania rentgenowskiego, nadfioletowego, radiowego, korpuskularnego i gamma.
W chromosferze rozbłysk wygląda tak, że jaśnieje w sposób nagły jasny płat powierzchni tarczy słonecznej, który osiąga maksymalne wymiary zwykle w ciągu kilku minut, następnie kurczy się i przygasa, aby najdalej po kilku godzinach zniknąć zupełnie. Najczęściej całe zjawisko trwa około pół godziny, ale zdarzają się i krótkotrwałe mikrorozbłyski, ujawniane specjalnie wyraźnie na zdjęciach widma Słońca. Dają tam one znać o sobie w postaci wąskiej smużki ciągnącej się po obu stronach linii wodoru w widmie, prostopadle do tej linii.
W jednej grupie plam może się rozpalić kolejno kilka, a czasem kilkanaście większych i mniejszych rozbłysków. Najczęściej występują one w czasie maksymalnego rozbudowania grupy plam, a więc wtedy, gdy pomiędzy przednią i tylną plamą występują liczne mniejsze i większe składniki grupy.
Rozbłysk nie jest prostym zjawiskiem sprowadzającym się do pojawiania się świecącego płata, wstęgi czy obłoku. Ma zawiłą strukturę, nie stanowi jednolitej warstwy, lecz składa się ze strug gazu lub włókien o grubości rzędu 10-100 km, a więc niezmiernie cienkich w skali słonecznej. We włóknach tych panuje niezbyt wysoka temperatura gazu, nie przekraczająca 10-20 tyś.
Obrazy chromosfery Słońca w nadfiolecie (jedna z linii serii Lymana wodoru), w linii wapnia, w linii H,,, wodoru oraz w świetle białym
Widmo czterech różnych mikrorozbłysków (wąsów). Ponieważ zdjęcie jest negatywowe „wąsy" wyszły jako ciemne linie w poprzek widma
stopni, znaczna jest natomiast w porównaniu z otaczającym gazem ich gęstość. We włóknach rośnie ona tysiąckrotnie do l O13 cząstek na l cm3, podczas gdy przed pojawieniem się rozbłysku można było naliczyć tylko 1010 cząstek na l cm3, i tyle ich jest w przestrzeni między włóknami*. W lukach między włóknami i ponad rozbłyskiem widzialnym w linii wodoru, pomimo małej gęstości, bardzo znacznie wzrasta temperatura — do milionów, a czasem nawet miliardów stopni. Są to temperatury kinetyczne, mówiące o prędkości ruchu elektronów (temperatura elektronowa) lub cięższych cząstek, jak jądra atomowe.
Silny rozbłysk wypromieniowuje w czasie swojego istnienia około l O32 ergów energii, ilość równą paru procentom tego, co wysyła w przestrzeń w ciągu sekundy całe Słońce. Jest to ilość mniej więcej równa całkowitemu promieniowaniu korony.
Nosicielem uciekającej ze Słońca w czasie rozbłysku energii są nie tylko fotony o różnych energiach, ale także pojedyncze atomy, protony, swobodne elektrony i całe obłoki plazmy.
Jakie mogą być źródła rozbłysków, produkujących tak ogromne ilości energii? Porównanie rozkładu pól magnetycznych w grupie plam z kształtem i miejscem powstawania rozbłysków wskazuje, że występują one tam, gdzie pola magne-
* Dla porównania warto sobie uprzytomnić, że w najlepszej próżni laboratoryjnej mamy do czynienia z gęstościami miliony razy większymi, rzędu 1019 atomów w l cm3.
tyczne są zawiłe, gdzie przeplatają się różne biegunowości i gdzie występuje tzw. warstwa neutralna, czyli granica między dworna polami magnetycznymi o różnej biegunowości. Wzdłuż tej warstwy zanika pole magnetyczne prostopadłe do powierzchni Słońca. Po obu stronach tej neutralnej warstwy występuje duży gradient pola magnetycznego, tzn. szybko wzrasta jego natężenie w miarę oddalania się od tej warstwy. Rozbłyski powstają po obu jej stronach, tam właśnie gdzie największy jest gradient. Powiązanie rozbłysków z kształtem pola magnetycznego jest dość ścisłe. W zwykłej sytuacji, gdy pola magnetyczne są tak rozłożone, że w plamie przedniej mamy jeden biegun, a w tylnej drugi, szansę na powstanie rozbłysku są minimalne. Często jednak — głównie w okolicy przedniej plamy — powstaje pole magnetyczne o kierunku przeciwnym do tego, jaki ma ono w plamie. Takie nowo wynurzające się pole zakłóca równowagę pola i powoduje powstawanie silnych jego gradientów i warstwy neutralnej. Wyłanianie się tych pasożytniczych pól magnetycznych następuje zwykle przed powstaniem rozbłysku. Niejednokrotnie pole magnetyczne bardzo słabnie z chwilą rozpalenia się rozbłysku, a następnie powoli regeneruje się, jakby zanik jego energii służył wzrostowi energii rozbłysku.
Niewielkie powtarzające  się  rozbłyski.  Zdjęcie jednoczesne  w  linii  wodoru  (H^) (na lewo) i wapnia (K) (na prawo)
Tak czy inaczej, wydaje się, że główną przyczyną powstawania rozbłysków są przemiany zachodzące w polach magnetycznych, być może — częściowa anihilacja tych pól. Spróbujmy wyliczyć, jaka część energii magnetycznej musiałaby zniknąć, żeby powstał rozbłysk. Obserwowana, przeciętnie produkowana przez rozbłysk energia może być oceniona na 2-1032 ergów, a jego objętość na l O29 cm3. Z dość prostych rachunków wynika, że gdyby w tejże objętości pole magnetyczne miało pierwotnie natężenie 500 Oe, wystarczyłoby zmniejszenie go do <*!Q Oe, aby uzyskać taka właśnie energię. W tym przypadku wystarczyłaby anihilacja pola o natężeniu 90 Oe. Obliczenie to może nie wyjaśnia całkowicie sposobu powstawania rozbłysków, ale nie jest niezgodne z obserwowanymi zmianami, zanikiem i następną regeneracją pola magnetycznego. Zanikowi towarzyszyć muszą prądy elektryczne, których natężenie może osiągać l O11 amperów.
Nie mniej ważnym problemem jak geneza rozbłysków jest pytanie o to, gdzie jest początek ich rozpalania się — nisko pod fotosferą czy wysoko w koronie? To zagadnienie rozstrzyga obserwacja rozbłysków widocznych na brzegu tarczy słonecznej. Okazuje się, że początek rozbłysku ma miejsce zwykle wysoko ponad chromosferą, w dolnej koronie.
Rozbłyski są źródłem nie tylko wzmocnionego promieniowania w linii wodorowej. Niekiedy, choć zdarza się to raz na kilka lub nawet kilkanaście lat, rozbłysk jest widoczny nawet w białym świetle, na tle fotosfery. Musi to być wyjątkowo silne zjawisko, kiedy strumienie elektronów, protonów i energicznych fotonów wpadają w fotosferę z góry i powodują lokalny wzrost jasności i temperatury. Skutki takiego silnego rozbłysku wyraźnie występują także na Ziemi, w postaci choćby zakłóceń łączności radiowej.
Innym rodzajem promieniowania w rozbłyskach są fotony o znacznych energiach — rentgenowskie i nawet gamma, jak również strumienie protonów i elektronów lub całe obłoki plazmy niosące ze sobą pola magnetyczne.
W wyjątkowo silnych rozbłyskach, kiedy temperatura elektronowa osiąga wiele milionów stopni, mogą powstać krótkotrwałe warunki umożliwiające występowanie reakcji jądrowych. W 1972 udało się np. zaobserwować w silnym rozbłysku fotony o energiach 0,511 MeV i 2,22 MeV, świadczące o tym, że miała tam miejsce reakcja jądrowa. Obserwacje tego rodzaju są nieliczne, nie można zatem reakcjom jądrowym przypisywać generowania rozbłysków. Całkowita energia niesiona przez owe energiczne fotony, wysyłane jako skutek reakcji jądrowej, jest tylko drobnym ułamkiem tej energii, jaką niosą fotony rentgenowskie. Mimo to obserwacja z 1972 była rewelacyjna, gdyż po raz pierwszy wykryto dzięki niej reakcje jądrowe w atmosferze słonecznej.
Bardzo obfite i niosące ogromne ilości energii jest promieniowanie rentgenowskie. Daje o sobie znać zwykle jednocześnie (nieraz trochę wcześniej) z rozbłyskiem w linii wodorowej. Obserwacje promieniowania rentgenowskiego Słońca mają już długą tradycję, trwają ponad 20 lat. Ale najciekawsze chyba wyniki uzyskano dopiero w 1973, kiedy na satelicie Skylab obserwowano i
fotografowano Słońce przez wiele tygodni z pomocą rentgenowskiego reflektora. Sfotografowano wtedy koronę słoneczną, jakiej istnienia nie spodziewano się.
Jedną z ważniejszych cech rentgenowskiego promieniowania korony jest, że dla długości fal krótszych od 20 A (2 nm) obserwuje się wzrost natężenia promieniowania fal krótszych, co świadczy o temperaturze powyżej miliona stopni. W promieniowaniu tym oprócz tła występują dość wyraźnie linie emisyjne żelaza (Fe XVII) i bardzo słabe linie innych pierwiastków, również silnie zjonizowanych. Z chwilą gdy rozpoczyna się rozbłysk, nieomal znika tło, a występują bardzo silne linie Fe XVII, Fe XVIII i aż do Fe XXV, a więc produkowane nawet przez atomy żelaza helopodobne, czyli pozbawione wszystkich elektronów z wyjątkiem dwóch (w neutralnym atomie żelaza jest ich 26). Występują też wtedy linie silnie zjonizowanego niklu i helopodobne-go lub nawet wodoropodobnego tlenu.
Tak silne okaleczenie atomów, tak silna jonizacja może nastąpić tylko w bardzo wysokiej temperaturze i przy niezbyt dużej gęstości gazu. Interpretacja liniowego widma i całkowitego promieniowania rozbłysku, a zwłaszcza pewnych szczegółów struktury niektórych linii, pozwala wyznaczyć temperaturę świecącej plazmy. Ocenia się ją na 10 min stopni w miękkim promieniowaniu, a w najgorętszych miejscach nawet do 30 min stopni. Nic dziwnego, że w takiej temperaturze mogą zachodzić czasami nawet reakcje jądrowe, a wszystkie atomy są ogałacane z powłoki elektronowej.
Miarą temperatury i możliwości występowania silniej lub słabiej zjonizowanych atomów może być całkowite promieniowanie w niezbyt szerokich przedziałach widma, tak wybranych, żeby w jednym mieć do czynienia z twardszym promieniowaniem niż w drugim. Wybrano dwa takie przedziały: jeden 0,5-4 A i drugi 1-8 A. W tych przedziałach rejestrowane jest stale promieniowanie rentgenowskie Słońca z satelitów, takich jak SMS (Synchroniczny Meteorologiczny Satelita) lub GOES (geostacjonarny satelita).
Z bardzo już licznych obserwacji uzyskanych z tych satelitów można wyciągnąć pewne wnioski ogólne. W początkowej fazie rozbłysku szybciej wzrasta natężenie twardszego promieniowania, które następnie także szybciej maleje, np. w silnym rozbłysku z 28 lutego 1977 w twardszym przedziale widma wzrost natężenia trwał około 20 min, a spadek około 2,5 godz., gdy w mię-kszym przedziale wzrost trwał prawie 3 kwadranse, a spadek około 4 godz. W obu przedziałach wzrost natężenia (ilości odbieranej energii) był około 100-krotny.
Bardzo energiczne fotony (mniejsza długość fali) powstają zapewne w wyższej temperaturze, a ich źródłem jest hamowanie bardziej energicznych elektronów w zderzeniach z atomami. Miększe fotony powstają wskutek wytracania energii przez mniej energiczne elektrony. Oprócz hamowania w grę mogą wchodzić jeszcze i inne sposoby wytwarzania rentgenowskich fotonów, ale są to dość zawiłe sprawy, dlatego nie będziemy ich tu omawiać. Tak czy inaczej, to elektrony są źródłem emisji zarówno ciągłej, jak i liniowej.
Jednak nie same elektrony są składnikami plazmy rozbłyskowej, ale i protony, i jony o różnym stopniu jonizacji. Okazuje się. że cząstki te także są wysyłane w przestrzeń z rozbłysku, i to w znacznej ilości. Niosą one ze sobą większą część energii wysyłanej w przestrzeń przez rozbłysk i łatwo wyliczyć, że rozbłysk produkujący l O33 ergów energii w ciągu paru godzin swojego istnienia wysyła w przestrzeń około l O17 g masy. Tyle więc traci Słońce na wadze wskutek jednego silnego rozbłysku. Jak na Słońce jest to bardzo niewiele.
Informacja o wzroście jasności w linii wodoru lub w krótkofalowym przedziale rentgenowskim dociera do Ziemi po około 8 min, bo w takim czasie fotony o różnych energiach (fale elektromagnetyczne) pokonują odległość Słońce-Ziemia. Strumienie korpuskularne wylatujące z rozbłysków docierają do Ziemi dopiero po wielu godzinach, w różnych czasach w zależności od swej energii, a zatem i prędkości. Najszybsze relatywistyczne elektrony o prędkościach kilkudziesięciu tysięcy kilometrów na sekundę docierają do Ziemi po kilkunastu czy kilkudziesięciu minutach. Mniej energiczne elektrony i bardziej powolne protony przebiegają drogę Słońce-Ziemia w ciągu kilkunastu godzin, a obłoki plazmowe, których prędkość wynosi 500-2 tyś. km/s, nawet po upływie doby czy jeszcze później.
Miękkie fotony rentgenowskie, docierające do Ziemi, jonizują atomy górnych warstw naszej atmosfery i w ten sposób wytracają energię. Dlatego chcąc je obserwować, trzeba wysyłać rakiety i satelity wysoko poza atmosferę ziemską, co najmniej na wysokość ponad 100 km. Twardsze fotony docierają niżej, a miększe nadfioletowe mogą być obserwowane nawet z gondoli balonów wznoszących się ponad 30 km nad powierzchnię Ziemi. Żadne z tych promieniowań nie powoduje jakichś drastycznych przemian w naszej atmosferze, jedynie pewne drobne zakłócenia. Inaczej jest z promieniowaniem korpuskularnym — strumieniami elektronów i protonów. Ich ruch poprzez koronę słoneczną powoduje w niej bardzo silne zakłócenia, dzięki temu, że niosą one ze sobą dość silne pole magnetyczne. Przynoszą te pola aż w okolice Ziemi i dają o sobie znać w sposób bardzo wyraźny: osłabiając natężenie promieniowania kosmicznego, zakłócając odbiór radiowy, powodując powstawanie burz magnetycznych, zórz polarnych itp.
Zastanawiając się nad plamami i rolą w nich pól magnetycznych, doszliśmy do wniosku, że plazma może poruszać się swobodnie' tylko wzdłuż linii sił pola magnetycznego. Tymczasem teraz mówimy, że poła magnetyczne są unoszone przez plazmę. Może się wydawać, że są to sprzeczne informacje. Okazuje się jednak, że tak nie jest. Plazma może poruszać się w poprzek linii sił, jeżeli gęstość energii jej ruchu jest większa od gęstości energii pola magnetycznego, w którym ta plazma się porusza. Może też wtedy unosić ze sobą pole magnetyczne, a zjawisko takie nazywamy wmrożeniem pola magnetycznego. Lepiej byłoby co prawda mówić, że pole magnetyczne jest uwięzione i unoszone przez materię, gdyż termin „wmrożone" nasuwa skojarzenia z niską temperaturą, a tu w ogóle temperatura nie ma żadnego znacze-
nią, może być równie dobrze niska, jak i wysoka. Ponieważ jednak termin ten został przyjęty w literaturze astronomicznej, będziemy go dalej używać.
Zjawisko wmro/enia pola magnetycznego i unoszenia go przez gaz obserwujemy nie tylko w przypadku Słońca. Występuje ono w atmosferach gwia/cl, \v mgławicach gazowych, w wybuchach gwiazd nowych, w galaktykach — wszędzie tam. gdzie gęstość energii poruszających się mas plazmy przewyższa gęstość energii pola magnetycznego. W przypadku chmury plazmy wylatującej z rozbłysku, energia jej ruchu jest tak duża, że niesie ze jobą pole magnetyczne poprzez koronę i nieraz aż do górnych warstw atmosfery ziemskiej.
Spróbujmy opisać z pomocą jakiegoś modelu, jak wygląda rozbłysk. Jeden ;; takich modeli mógłby być następujący. Dość wysoko nad chromosferą w dolnej koronie zachodzą procesy (może anihilacja pola magnetycznego), których skutkiem jest uzyskanie przez elektrony bardzo znacznej energii, a więc i prędkości. Odbywa się to w górnej części pola magnetycznego, tworzącego nad fotosferą pętlę kształtu podkowy. Te, rozpędzone do znacznych prędkości, elektrony mogą poruszać się tylko wzdłuż linii sił pola magnetycznego, które w miejscu powstania rozbłysku jest bardzo silne. Elektrony, spadając w dół ku chromosferze, natrafiają na nieco gęstszy gaz i wytracają swoją energię, co prowadzi do emisji twardych fotonów rentgenowskich i mikrofalowego promieniowania rentgenowskiego. Oba te rodzaje promieniowania rozchodzą się i w górę, i w dół. W przypadku ruchu w dół przewodnictwo gazu jest tak duże, że ciepło może być tą drogą dostarczane do chromosfery i nawet tbtosfery, powodując emisję promieniowania widzialnego i nadfioletowego, co ujawnia się jako rozbłysk obserwowany w linii wodoru. Wiemy przecież, że temperatura w linii wodoru jest niska — zaledwie kilkanaście tysięcy stopni, tymczasem wyżej powstające promieniowanie rentgenowskie świadczy o temperaturze nawet dziesiątków milionów stopni. Istnieje kilka wariantów modeli rozbłysków. Wybraliśmy najmniej drastyczny i dość dobrze zgadzający się z obserwacjami. Naturalnie jest on tylko przybliżonym opisem tego, co dzieje się w czasie rozbłysku.
Jednym z objawów aktywności Słońca są także protuberancje, które w znacznym stopniu wiążą się z plamami, choć bywają też od nich niezależne.
W białym świetle na tle tarczy słonecznej protuberancji nie widać. Chcąc je obserwować, musimy się uciec do pomocy filtrów, podobnych do stosowanych w obserwacjach chromosfery. Kiedyś widywano protuberancje tylko w
Silnie rozwinięte włókno protuberancji widoczne na tle tarczy Słońca
czasie całkowitych zaćmień Słońca na brzegu jego tarczy. Dziś obserwuje się je stale, przy tym w obserwacjach przez filtr lub na zdjęciach robionych spektroheliografem w linii wodoru widzimy je jako ciemne włókniste utwory na tle pstrokatej, jaśniejszej chromosfery. Jeżeli zasłaniamy tarczę Słońca ekranem wewnątrz lunety, filtr pozwala fotografować protuberancje na brzegu ciemnej tarczy. Występują one wtedy jako jasne różnokształtne obłoki i smugi na ciemnym tle nieba.
W czasie całkowitego zaćmienia widać protuberancje jako wystrzelające poza brzeg tarczy słonecznej rubinowe „wyskoki" na tle perłowo świecącej korony. Długi czas przypuszczano, że są to jakieś płomienie wznoszące się z tarczy Księżyca. Dopiero około 1860 przekonano się, że tak nie jest. Od tego też czasu rozpoczyna się poważniejsze badanie protuberancji i stopniowe rozszyfrowywanie ich pochodzenia, cech fizycznych i związku z aktywnością Słońca.
Widoczne na tle tarczy słonecznej włókna protuberancji to dość oryginalne utwory, w niczym nie przypominające zjawisk zachodzących w atmosferze ziemskiej. Stanowią one jak gdyby cienkie kurtyny, pionowo zawieszone w
dolnej koronie. Długość takiego włókna-kurtyny może osiągnąć nawet ponad milion kilometrów, wysokość nad fotosferą bywa rzędu 40 tyś. km, a grubość zaledwie około 7 tyś. km. Przeciętna długość oceniana jest na około 200 tyś. km. Takie są rozmiary spokojnej protuberancji. Czasami protuberancja wybucha, wynosząc materię słoneczną w przestrzeń międzyplanetarną.
Największe włókna wodorowe (protuberancje) pojawiają się w okolicy plam, gdy grupa zaczyna już zanikać. Nieduża protuberancja wyrasta po bliższej bieguna słonecznego stronie grupy, ulega stopniowo znacznemu wydłużeniu, a jednocześnie zmienia orientację. Jeżeli początkowo jest ona prostopadła do równika, to później zaczyna się doń stopniowo nachylać, wydłużając się jednocześnie w stronę przeciwną do grupy plam. Zdarza się czasem, że w sąsiedztwie grupy całkowicie zanika i po kilku tygodniach zupełnie traci kontakt z miejscem swoich narodzin, ustawiając się niemal równolegle do równika i osiągając okolice bliskie bieguna. Znaczna część protuberancji powstaje zresztą właśnie w okolicy biegunów i nie jest związana w żadnym okresie swojej egzystencji z plamami.
Stopniowe przechodzenie protuberancji z położenia prostopadłego do równika do równoległego wynika zapewne w sposób dość naturalny z obrotu Słońca dokoła osi. Słońce nie wiruje jak bryła sztywna, ale czas obrotu osiowego (fotosfery i chromosfery) wynosi na równiku około 25 dni, a już w połowie odległości ku biegunom wydłuża się do około 30 dni. Jeżeli protuberancja jest początkowo wyciągnięta ku biegunowi, jej bliższy bieguna koniec porusza się z mniejszą prędkością kątową, dzięki czemu pozostaje w tyle poza końcem bliższym równika. Wynikiem jest stopniowe nachylanie się całej protuberancji w kierunku równoległym do równika.
Na Słońcu jednak nic nie odbywa się w sposób prosty i jednoznaczny*. Obserwowano też włókna pozakrzywiane w różnych kierunkach i biegnące prawie wzdłuż równika bardzo jeszcze daleko od biegunów. Pomimo występowania protuberancji niezależnie od plam, istnieje wyraźny związek większości z nich z aktywnością Słońca. Przejawia się on nie tylko w powstawaniu protuberancji w sąsiedztwie plam, ale także w zmianach ich liczby i rodzaju w ciągu trwania 11-letniego cyklu. Zdecydowanie więcej protuberancji dostrzegamy więc w okresie maksimum plam niż w okresie minimum. Jedynie liczba protuberancji okołobiegunowych nie zmniejsza się prawie wcale w okresie minimum, co przemawiałoby za tym, że nie mają one związku z plamami. Poza tym rozkład protuberancji na tarczy zmienia się dość nieregularnie od cyklu do cyklu i nie możemy dla nich zrobić takiego „ładnego" wykresu jak wykres motyla dla plam. Podobny wykres dla protuberancji jest znacznie mniej przejrzysty.
* Warto może przytoczyć zdanie E.N. Parkera, jednego z najwybitniejszych heliofi-zyków, wypowiedziane w sierpniu 1975 na 71. Sympozjum Unii Astronomicznej w Pradze: „Tak wiele już wiemy o Słońcu (w sensie obserwacyjnym), że każda jego cecha sfaje się problemem".
Protuberancja z 18 marca 1960 (fotografował dr Boris Yalnićck) była wytryskiem gazów ku górze z prędkością około 400 km/s
Historia poszczególnych protuberancji widzialnych na tle tarczy jest nieraz bardzo urozmaicona. Zdarza się, że któraś z nich nagle rozmywa się, znika, a na jej miejscu pozostają tylko nieliczne, pojedyncze punkty. Po jakimś czasie następuje jakby regeneracja i na tym samym miejscu pojawia się znowu dobrze rozwinięta protuberancja. Bywa, że powtarza się to dwukrotnie, ale za każdym razem mamy powrót do poprzedniej postaci. Wygląda na to, że protuberancja jest zewnętrznym objawem istnienia jakiejś struktury magnetycznej w plazmie słonecznej, która może podlegać fluktuacjom, ale jest na tyle trwała, że odtwarza protuberancje po ich chwilowym zniknięciu.
Ciekawe szczegóły budowy protuberancji obserwujemy na brzegu tarczy słonecznej, gdzie widoczne są jako jasne struktury na ciemnym tle nieba, jakby w przekroju poprzecznym. Dopiero taki przekrój, który daje obserwacja na brzegu, nie zaś rzut na tarczę, ujawnia całe bogactwo ich form. Obecnie znamy tyle rodzajów protuberancji, że trudno podać ich pełną klasyfikację. Popatrzmy zresztą na fotografie. Na jednej z nich widzimy protuberancję spokojną, przypominającą nieregularne zarośla lub dym nad płonącym ogniskiem. Na innej widnieje potężnych rozmiarów protuberancja wybuchowa, całe włókno odrywa się od Słońca i ucieka w przestrzeń. Protuberancję tę
Spokojne, długo trwające protuberancje z sierpnia 1956 i września 1957
Największa z dotychczas obserwowanych protuberancji wybuchowych
sfotografowano na brzegu tarczy słonecznej, widać ją w całej okazałości. Na jeszcze innej fotografii występują potężne pętle, prawie kołowe, odpowiadające przebiegowi linii sił pola magnetycznego w tej okolicy.
Przedstawiona na zdjęciu protuberancja wybuchowa poruszała się w kie-rynku od fotosfery ku górze, do korony. Ruch taki występuje także w małych, strzelających prosto w górę protuberancjach, zwanych bryzgami lub s e r d ż a m i (po angielsku — surges), ale nie jest to regułą dla wszystkich protuberancji. Przeważnie obserwujemy ruch mas gazu w dół. Najwyraźniej widać to na zdjęciach filmowych. Fotografuje się protuberancję, powiedzmy co pół minuty, a później wyświetla film z normalną prędkością. Na ekranie widzimy wtedy ruch przyśpieszony kilkaset razy. Można wówczas stwierdzić wyraźnie, że z jasnej chmury protuberancji spływa w dół, zwykle po łukowato wygiętej krzywej, świetlista materia, często wielokrotnie po tej samej drodze, nieraz bez większego uszczerbku dla głównej masy protuberancji, która pozostaje nadal jakby zawieszona w koronie na dość znacznej wysokości nad fotosferą.
Wydaje się, że ruchy w dół nie odbywają się tylko pod wpływem siły ciążenia. Nie przypominają więc deszczu padającego z wiszącej nad fotosferą chmury, ale raczej ruch materii trafiającej w fotosferę nieraz dość daleko od miejsca znajdującego się pod protuberancją. Odpowiedzialne za wszystkie efekty występujące w protuberancjach jest najprawdopodobniej głównie pole magnetyczne. Nie tylko wpływa ono na ruch materii we włóknach, ale zapewne w ogóle warunkuje powstawanie protuberancji. Niemała jest także rola ruchu wirowego Słońca, skoro od niego zależy zmiana protuberancji widzianych jako ciemne włókna wodorowe na tle tarczy.
Protuberancje powstają w koronie, dość wysoko nad chromosferą, jako świecące obłoki, które często powiększają stopniowo swoje rozmiary. Łatwo byłoby zrozumieć ich świecenie, gdyby były to masy plazmy gorętsze od korony. Wtedy jednak musielibyśmy założyć, że temperatura ich jest wyższa od miliona stopni. W takiej temperaturze wszystkie atomy wodoru są zjonizo-wane i nie mogłyby świecić, a w protuberancjach dominuje przecież świecenie wodoru, o czym świadczy ich rubinowy kolor, gdy widać je naokoło tarczy słonecznej w czasie całkowitych zaćmień. Zresztą i inne argumenty, a przede wszystkim pomiary (w których i polscy astronomowie brali udział) dowodzą,
Silne pola magnetyczne powodują zawijanie się strumieni gazów protuberancji w potężne pętle. Zdjęcie wykonano 28 czerwca 1957
Wielka protuberancja z czerwca 1946
że temperatura protuberancji jest ponad 100 razy niższa od korony i wynosi najwyżej około 6 tyś. stopni.
W tak niskiej temperaturze gaz może wysyłać dostateczną do zaobserwowania go ilość promieniowania w dwóch przypadkach: gdy odbija i rozprasza promieniowanie idące od korony, co rzeczywiście ma miejsce, albo gdy gęstość gazu w protuberancji jest znacznie większa niż w otaczającej koronie, co także ma miejsce. Gęstość gazu w protuberancjach jest tak duża, że pozwala zarówno na odbijanie dostatecznej ilości padającego światła korony, jak i na sumującą się z nim emisję własną. Oba te czynniki działają jednocześnie, a gęstość obserwowana wynosi 10'°-10" elektronów w l cm3, jest więc znaczna w porównaniu z gęstością korony wynoszącą około l O8 elektronów w l cm3.
Skoro protuberancje są tak gęste, możemy je nazywać kondensacjami w koronie, zachowując nazwę kondensacje koronalne dla innych zgęszczeń materii koronalnej obserwowanych w promieniowaniu rentgenowskim. Nazwa „kondensacja" nasuwa przypuszczenie o możliwości porównania z kondensacjami pary wodnej w postaci chmur w naszej atmosferze. Porównanie takie byłoby jednak mylące. W chmurze ziemskiej para wodna kondensuje się w drobne kropelki wody tworząc mgłę, w protuberancjach nie wytwarza się rngła ani nie powstają krople cieczy, wzrasta tylko ogólna gęstość gazu. Dlatego należy raczej unikać porównań z chmurami ziemskimi.
Kondensacja gazu w koronie może utrzymać się przez dłuższy czas tylko wtedy, jeżeli pomiędzy zgęszczonym gazem a znacznie bardziej rozrzedzoną koroną panuje równowaga. Chodzi tu głównie o równowagę energetyczną, Izn. stan, któremu nie towarzyszy zbyt intensywne przenoszenie energii z protuberancji do korony lub odwrotnie — kosztem energii jednego z tych obszarów.
Równowadze sprzyja m.in. równość ciśnień w obu obszarach. Ciśnienia te są proporcjonalne dc liczby cząstek gazu (w danym przypadku głównie elektronów) i do temperatury. Jak widzieliśmy, takie właśnie warunki równości ciśnień panują w przybliżeniu w protuberancjach i w koronie. W protuberancjach temperatura jest około 100 razy niższa niż w koronie, ale za to gęstość tyleż razy mniej więcej większa.
Ta przybliżona równość ciśnień nie wyjaśnia jednak wszystkiego. Jednym z decydujących czynników będą także warunki magnetyczne. Trzeba obliczyć gęstość energii magnetycznej* i porównać z gęstością energii wynikającą z bezładnych ruchów mas gazu. W okolicach nad plamami znacznie przeważa energia magnetyczna, tam też ruch kondensacji plazmy jest zdeterminowany pozycją i rozkładem linii sił. Każda zmiana w układzie tych linii jest wiernie odtwarzana przez gaz unoszony polem magnetycznym. W obszarach dalekich od plam, gdzie pole magnetyczne nie jest tak silne, może panować stabilniejsza równowaga i kondensacje w postaci protuberancji mogą utrzymywać się przez czas dłuższy bez większych zmian. Wystarczy jednak nieduży wzrost natężenia pola magnetycznego, a wszystko się zmienia i protuberancja zanika lub przeradza się w wybuchową.
Protuberancje wybuchowe osiągają nieraz prędkości przewyższające prędkość ucieczki materii ze Słońca, która wynosi 600 km/s. Dzięki temu pewna niewielka część materii gazowej opuszcza Słońce i przedostaje się do przestrzeni międzyplanetarnej. Tak wielkie prędkości w protuberancjach są jednak rzadkim zjawiskiem i nie należy tych przejawów aktywności Słońca obarczać odpowiedzialnością za rozsiewanie w przestrzeni materii słonecznej. Rolę owych dystrybutorów spełniają raczej rozbłyski, fale uderzeniowe, wiatr słoneczny i dziury koronalne, o których jest mowa w rozdziale następnym.
Korona słoneczna bierze także udział w aktywności Słońca. Widać to bardzo wyraźnie na zdjęciach korony robionych w czasie całkowitych zaćmień Słońca. W okresie gdy na tarczy słonecznej obserwujemy liczne plamy, korona jest prawie okrągła. Kiedy plam jest mało, korona spłaszcza się, wyciąga w postaci długich promieni w płaszczyźnie równika. W pobliżu biegunów jest wtedy znacznie słabsza i na dobrych zdjęciach widać, że jej ogniste języki są krótsze niż w okolicy równika.
Jednocześnie zmienia się też jasność korony, a raczej całkowita ilość wysyłanego przez nią światła w widzialnej części widma. W czasie maksimum
* Gęstość energii w jakiejś objętości wyliczamy dzieląc energię pola lub cząstek zawartych w tej objętości przez tę właśnie objętość.
Wygląd korony w okresie maksymalnej aktywności Słońca w 1947 (z lewej) oraz na dwa lata przed minimum w 1952 (z prawej)
plam korona świeci prawie tak jasno jak Księżyc w kwadrze, a w czasie minimum prawie 4 razy słabiej.
Zmiany kształtu i jasności korony są odzwierciedleniem subtelnych, lokalnych zjawisk zachodzących nad obszarami aktywnymi także i wtedy, gdy plam jeszcze nie ma bądź już zniknęły. Zjawiska te są wyraźnie dostrzegalne w promieniowaniu rentgenowskim.
Rentgenowskie promieniowanie korony
Korona — ten ledwie dostrzegalny woal otaczający Słońce — okazała się bogatym źródłem rozmaitego promieniowania. Emituje ona promieniowanie radiowe różnych długości fali, a jej dolne warstwy wysyłają promieniowanie rentgenowskie.
Źródłem promieniowania rentgenowskiego są także rozbłyski, ale i poza rozbłyskami korona wysyła te energiczne fotony. Rozwój astronomii rentgenowskiej (także i heliofizyki) jest ściśle związany z rozwojem astronautyki. Rakiety, satelity i sondy kosmiczne odegrały tu wielką rolę. W dziedzinie twardych promieni rentgenowskich pewne znaczenie mają także balony, ale dominująca rola przypada jednak satelitom.
Same początki nie były zbyt obiecujące w porównaniu z obserwacjami naziemnymi. Nasuwały się trzy zasadnicze problemy, które należało rozwiązać: uzyskanie widma z całej tarczy słonecznej, bez wydzielania miejsca na Słońcu, z którego emisja pochodzi; rejestracja zmian natężenia promieniowania całej tarczy lub jej wycinków w dość wąskich przedziałach długości fali i, wreszcie, uzyskanie obrazów rozkładu promieniowania na tarczy Słońca, i to zarówno w pojedynczych liniach, jak i w szerszych przedziałach widma.
Pierwsze próby uzyskania obrazu Słońca w przedziale rentgenowskim polegały na zastosowaniu bardzo prostego urządzenia zwanego pinhole camera (kamera otworkowa). Pierwsze zdjęcie Słońca uzyskano 19 kwietnia 1960 właśnie za pomocą takiej kamery fotograficznej wyniesionej na wysokość 195 km. Zamiast obiektywu umieszczono w niej przesłonę z otworkiem o średnicy 0,13 mm. Przed otworkiem znajdowała się odpowiednio dobrana płytka — np. aluminiowa lub berylowa — o grubości poniżej 0,001 mm, która pochłaniała wszystkie rodzaje promieniowania z wyjątkiem długości fali w przedziale 2-6 nm (20-60 A). Na tak uzyskanym zdjęciu otrzymano obraz rozkładu jasności promieniowania rentgenowskiego nieco podobny do obrazu rozkładu obłoków wapniowych w chromosferze.
Warto wspomnieć, że za pomocą podobnej aparatury heliofizycy wrocławscy także otrzymali zdjęcie Słońca. Odpowiednio skonstruowane kamery otworkowe, zaopatrzone w różne filtry, zostały wyniesione na wysokość około 500 km w głowicy rakiety Wertikał I w listopadzie 1970 w Związku Radzieckim w ramach akcji „Interkosmos".
Na zdjęciach uzyskiwanych za pomocą instrumentów umieszczonych na różnych rakietach otrzymywano coraz lepsze rentgenowskie obrazy Słońca, ale rozdzielczość tych obrazów była ciągle bardzo mała, nie pozwalająca na wyróżnianie drobniejszych szczegółów. Wcześnie też rozpoczęto prace nad konstrukcją rentgenowskich teleskopów o średnicy otworu obiektywu wielu centymetrów i odpowiednio długiej odległości ogniskowej. Pozwoliło to na uzyskanie obrazu Słońca o wymiarach większych niż w kamerach, w których otwór obiektywu jest nie większy od ukłucia szpilki, a ogniskowa nie dłuższa od 20—40 cm. Pierwszy tego rodzaju reflektor wysłano w rakiecie już w 1963, ale dopiero w 1968 otrzymano lepszy obraz Słońca. Wspaniały sukces przyniosło zainstalowanie w 1973 reflektora na satelicie Skylab, gdzie fotografowano Słońce rentgenowskie przez kilka miesięcy. Na tych ostatnich zdjęciach widać wyraźnie różne szczegóły korony słonecznej i zupełnie nowe zjawiska, których istnienia dotychczas nie podejrzewano.
Wymiary użytego teleskopu były następujące: średnica — 31 cm, ale środek był zasłonięty, aby czynny otwór w postaci pierścienia miał powierzchnię 42 cm2; długość reflektora — 33 cm, a zatem nie większa niż kamer otwor-kowych; i odległość ogniskowa — 213 cm, co pozwalało na uzyskiwanie obrazu Słońca o średnicy 1,9 cm.
Wyniki obserwacji można by opisać w sposób następujący. Promieniowa-
Fotografia Słońca w promieniach rentgenowskich. Jak widać, silnie promieniują niewielkie obszary atmosfery słonecznej
nie rentgenowskie pochodzi z dolnej korony i jest widoczne poza brzegiem tarczy słonecznej do odległości około 1/3 promienia tarczy od jej brzegu. Na tle tarczy obraz rentgenowski jest bardzo zawiły i w dodatku zmienny. Widać jasne obłoki, na ogół odpowiadające centrom aktywności, ale prócz tego występują potężne — nawet jak na skalę słoneczną — jasne łuki, jakby
Kolejne zdjęcia części tarczy słonecznej w promieniowaniu rentgenowskim miękkim. Na tle dziury koronalnej (ciemnej) widać liczne jasne punkty, których jasność szybko się zmienia. Jeden z nich rozbłyskał silnie 12 czerwca o 5 rano (oznaczony strzałką), a następnie szybko przygasł. W górnej lewej części dominuje świecenie jasnej korony, widocznej także poza tarczą na dole zdjęć. (Zdjęcia uzyskane dzięki uprzejmości prof. Z. Svestki z American Science and Engineering, Cambridge, Massachusetts, USA)
przebiegające od jednego centrum do drugiego lub odpowiadające pozycjom linii sil pola magnetycznego sięgając wysoko w koronę. Na zdjęciach takich rzuca się w oczy mniej lub więcej rozrośnięta ciemna plama, sięgająca nieraz od jednego bieguna aż do okolic okołobiegunowych na drugiej półkuli, wzdłuż południka. Czasem ciemna jest tylko okolica jednego bieguna. W tego rodzaju plamie korona nie świeci rentgenowsko, widocznie jest chłodniejsza, ale może to znaczyć także, że brak w tej okolicy linii sił pola magnetycznego równoległych do powierzchni Słońca.
W jasnych obszarach pola magnetyczne tworzą mniej lub więcej regularne łuki w koronie, linie sił są nachylone pod różnymi kątami do powierzchni Słońca i tworzą zaporę dla strumieni plazmy wylatujących w przestrzeń. W ciemnych obszarach zwanych dziurami koronalnymi linie sił mogą być pionowe, pola magnetyczne są otwarte, ucieczka materii w przestrzeń nie jest hamowana i nie ma warunków do powstawania emisji rentgenowskiej.
Odkrycie dziur koronalnych pozwoliło lepiej zrozumieć zjawiska zachodzące w przestrzeni międzyplanetarnej, ale także spowodowało powstanie nowych problemów. Dziury te mianowicie zachowują się dziwacznie, bo nie biorą udziału w różniczkowej rotacji Słońca. Zarówno fotosfera, jak i chro-mosfera wykazują szybszą rotację koła równika słonecznego niż w okolicach biegunowych. Tymczasem dziury koronalne rolują z jednakową prędkością zarówno koło biegunów, jak i koło równika — tak jakby wirowało ciało sztywne. Trudno koronie przypisać właściwości ciała sztywnego, skoro jest to plazma o gęstości niewielu milionów cząstek w l cm3. Być może, wyjaśnieniem tego zjawiska byłoby twierdzenie, że głębsze warstwy Słońca wirują jako ciało sztywne, a tylko powierzchniowe jego warstwy — fotosfera i chro-mosfera — wykazują różniczkowy ruch obrotowy. W takim przypadku ruch obrotowy korony rentgenowskiej odzwierciedlałby to, co się dzieje w głębszych warstwach Słońca, w których zakotwiczone byłyby linie sił otwartych pól magnetycznych. Zagadnienie nie jest łatwe i nie bardzo zgadza się z wnioskami wyciąganymi z obecności wiatru słonecznego. Jak widać, obserwacje najsubtelniejszych zjawisk na Słońcu nastręczają niemałe problemy, sugerujące, być może, konieczność zrewidowania teorii opisujących ruch obrotowy Słońca.
Drugą, nie mniej ważną rewelacją było odkrycie istnienia licznych jasnych punktów na całej tarczy słonecznej, występujących tak samo licznie koło biegunów i koło równika, zarówno na tle ciemnej dziury koronalnej, jak i jasno świecących okolic centrów aktywności. Jasne punkty są znacznie bardziej krótkotrwałe niż dziury koronalne, które istnieją nieraz kilka miesięcy. Czas życia jasnych punktów wynosi najczęściej około 8 godz., a rzadko tylko przekracza jedną dobę. Istotną, dość rewelacyjną ich cechą jest występowanie w każdym z takich punktów sporego dwubiegunowego pola magnetycznego, którego natężenie jest nie mniejsze niż 10 Oe. Punktów tych pojawia się około 1,5 tyś. w ciągu dnia, a więc całkowity ich strumień magnetyczny wynosi
około 1,5 tyś. Mx (maksweli)*. Jest to prawie tyle, lub może nawet więcej, co strumień magnetyczny wszystkich plam słonecznych występujących w czasie jednej doby w okresie wzmożonej aktywności Słońca. Niespodzianką jest właśnie tak wielka wartość strumienia magnetycznego jasnych punktów. Dotychczas przypisywano główną rolę polom magnetycznym plam. Okazało się, że nie ustępują im drobne, lecz liczne, jasne rentgenowskie punkty.
Nie mniej ciekawe wyniki uzyskano w przedziale rentgenowskim z obserwacji rozbłysków słonecznych, o czym była mowa w poprzednim rozdziale.
Dla skompletowania obrazu korony słonecznej poznajmy parę liczb. W widmie ciągłym dla fal krótszych od 0,8 nm (8 A) natężenie promieniowania wynosi około 5-10~5 erg/(cm2-s); w przedziale długości 0,8-1,2 nm wzrasta do 2-10"4. Skoro stała słoneczna jest równa 1,35-106 erg/(cm2-s), można by sądzić, że te minimalne ilości nie świadczą o wysokiej temperaturze korony. Gdyby jednak przyjąć, że korona ma taką temperaturę jak fotosfera, jej emisja rentgenowska byłaby jeszcze miliony razy słabsza.
Widmo całego Słońca
Na obraz widma całego Słońca składają się rezultaty pomiarów wykonywanych z pomocą różnych instrumentów w różnych obserwatoriach naziemnych i satelitarnych. Widmo w przedziale od dalekiej podczerwieni do bliskiego nadfioletu (klasyczny przedział badań od początków spektrografii) uzyskujemy za pomocą spektrografów przymocowanych do wielkich nieraz reflektorów, ulokowanych w naziemnych obserwatoriach, takich jak Kitt Peak czy któreś z europejskich obserwatoriów heliofizycznych. Dalszy nadfiolet i przedział rentgenowski badamy już za pomocą spektrografów umieszczonych w gondolach balonów lub na pokładach rakiet i satelitów. Przedział radiowy jest domeną badań obserwatoriów wyposażonych w różnego typu teleskopy, ale także badań z satelitów, jak np. wykonanych w ostatnich latach dzięki współpracy toruńskich astronomów z organizacją Interkosmos.
W widmie słonecznym interesują nas: widmo ciągłe, linie emisyjne i linie absorpcyjne.
Natężenie widma ciągłego systematycznie rośnie od podczerwieni (około 13 tyś. nm) do fioletu (około 365 nm). Przy granicy serii Balmera (około 364,7 nm) następuje dość gwałtowny spadek natężenia i dalej ilość energii wypromieniowywanej w widmie ciągłym stale maleje, aż do jednej mi-
* W układzie SI jednostką strumienia magnetycznego jest weber (l Mx = 10 -" Wb).
Widmo Słońca w nadfiolecie, uzyskane z pomocą spektrografu umieszczonego na rakiecie. Czas ekspozycji górnych czterech zdjęć wynosił 0,1 s, a dwóch dolnych — 0,5 s
lionowej tego natężenia, które występowało w dziedzinie widzialnej. Tę wartość natężenie osiąga około długości fali 90 nm i dalej jeszcze maleje. Tak silny spadek jasności trwa aż do przedziału rentgenowskiego, gdzie obserwuje się znowu lekki wzrost, ale bardzo maskowany przez linie emisyjne.
Cechą charakterystyczną widma od podczerwieni aż po daleki fiolet jest występowanie na ciągłym tle ciemnych linii absorpcyjnych. Jednak już w pobliżu 200 nm linie te stają się coraz mniej widoczne, a na ich miejsce pojawiają się linie emisyjne, z których najsilniejsza jest pierwsza linia z wodorowej serii Lymana, o długości fali 121,6 nm. W dalszych
częściach widma linie absorpcyjne zanikają całkowicie, a na tle coraz słabszego widma ciągłego dominują linie emisyjne.
W przeciwną stronę, przy przechodzeniu od fal o długościach mikrometrowych do coraz dłuższych: milimetrowych, centymetrowych i metrowych, obserwujemy znowu pewien wzrost ilości wypromieniowywanej energii w widmie ciągłym, ale zawsze jest on znacznie mniejszy (o kilka rzędów wielkości) niż w dziedzinie optycznej.
Można w ogóle powiedzieć, że widmo ciągłe od dość dalekiej podczerwieni do niezbyt dalekiego nadfioletu jest produkowane przez fotosferę słoneczną, a zatem przez warstwę o temperaturze rzędu kilku tysięcy stopni. Linie absorpcyjne nakładające się na to widmo pochodzą z fotosfery i chromosfery. Emisyjne widmo krótkofalowe jest produktem górnych warstw chromosfery i dolnej korony, zatem warstw gazu o temperaturze od kilkudziesięciu tysięcy do wielu milionów stopni. Przedział radiowy jest także pochodzenia koronal-nego, przy tym mikrofale pochodzą z dolnej korony, a im fale dłuższe, tym są generowane wyżej w koronie.
Naturalnie, tak wygląda widmo Słońca spokojnego. W momentach, kiedy Słońce jest bardziej aktywne, zwłaszcza gdy pojawiają się rozbłyski, widmo ciągłe fotosfery nie zmienia się, a zmianom podlegają tylko niektóre szczegóły linii absorpcyjnych. W dziedzinie rentgenowskiej natomiast zmiany są bardzo duże, liczba fotonów wzrasta nieraz nawet setki razy w stosunku do tych, które tworzą widmo spokojnego Słońca. Wtedy też pojawia się promieniowanie gamma. Nie mniej radykalne zmiany zachodzą w emisji radiowej.
Radiowe promieniowanie korony
Jednym z objawów wysokiej temperatury korony i aktywności słonecznej jest promieniowanie radiowew różnych długościach fali.
Źródłem stałej emisji radiowej Słońca jest plazma chromosfery lub korony, mająca — jak wiemy — wysoką temperaturę. Jest to zatem emisja termiczna. Ale prócz tego w koronie są także źródła promieniowania radiowego, w których nie temperatura gazu odgrywa rolę, lecz ruch elektronów w polu magnetycznym, a także i inne przyczyny.
Nasza atmosfera jest nieprzezroczysta dla fal radiowych dłuższych od kilkunastu metrów, a liczne ziemskie nadajniki radiowe dodatkowo utrudniają rozróżnienie promieniowania kosmicznych źródeł i pochodzącego od Słońca. Poza tymi ziemskimi przeszkodami, o możliwości obserwowania fal radiowych płynących z różnych warstw korony decyduje to, skąd są one wysyłane i w jaki sposób są pochłaniane w wyższych warstwach koronalnych. Krótkie
Promieniowanie radiowe o długości fali od 30 m do  10 cm pochodzi z różnych warstw — od korony słonecznej do dolnych warstw chromosfery
fale radiowe o długości niewielu centymetrów przechodzą zarówno przez chromosferę, jak i koronę bez większych strat. Im dłuższe są fale radiowe, tym więcej energii tracą po przejściu przez koronę, tak że długofalowe promieniowanie może do nas dochodzić tylko wtedy, gdy powstaje w wyższych warstwach. Prócz tego okres drgań własnych plazmy jest tym dłuższy, im jest niższa jej gęstość. Tale więc powstawanie długofalowej emisji radiowej jest również ograniczone.do wyższych warstw korony.
Wskutek przeszkód stawianych przez koronę, radiowy obraz Słońca nie jest obrazem fotosfery, ale tym wyższych warstw korony, im bardziej długofalowe promieniowanie rejestrujemy. Dzięki temu radiowa średnica Słońca jest większa od wizualnej. Różnice w wymiarach nie są wcale małe, a przy tym zależą od długc-ści fali. Na falach centymetrowych średnica Słońca jest tylko o parę procent większa od wizualnej, na decymetrowych jest już półtora rażą większa, a w przypadku fal 4-metrowych już ponad dwukrotnie większa.
Tarcza słoneczna oglądana w świetle widzialnym, a jeszcze wyraźniej w bliskim nadfiolecie, jest jaśniejsza w środku, a ciemniejsza po brzegach. W krótszych falach radiowych jest odwrotnie. Nawet w najkrótszych centymetrowych falach więcej promieniowania na jednostkę powierzchni wysyła brzeg tarczy słonecznej niż jej środek. Najsilniej zjawisko to występuje w
Obraz radiowy Słońca różni się od obrazu optycznego. Na fali o długości 3 cm Słońce jest nieco większe niż optyczne, ale jeszcze okrągłe. Na fali o długości 21 cm staje się całkiem nieforemne. Na falach dłuższych jest jeszcze większe i bardziej zdeformowane
przypadku fal o długości 10-30 cm, by następnie zmniejszać się ze wzrostem długości fali. Na falach kilkumetrowych spadek jasności ku brzegom jest dość łagodny, ale sięga daleko poza optycznie widzialną tarczę.
Pojaśnienie brzegowe tarczy słonecznej w krótkich falach radiowych można wytłumaczyć w sposób następujący. Korona powyżej dolnej warstwy, skąd promieniowanie do nas nie dochodzi, jest przezroczysta dla fal o długości centymetrów i emituje sama fale radiowe. Jednakże na tle tarczy obserwujemy tylko promieniowanie z tej warstwy, która leży ponad widzialną tarczą. Z brzegów leżących poza nią dochodzą do nas fale z warstwy
0 większej grubości, dzięki czemu otrzymujemy z tych okolic znacznie silniejszą radioemisję. W przypadku fal dłuższych korona staje się stopniowo coraz mniej przezroczysta i nawet na jej brzegach nie możemy sięgnąć zbyt daleko w głąb, wskutek czego otrzymujemy stamtąd mniej promieniowania niż ze środka tarczy. Każda fala wychodząca z warstw brzegowych ma bowiem do przebycia dłuższą drogę w koronie i jest wobec tego silniej pochłaniana.
Taki jest radiowy obraz Słońca w okresie minimum plam. W czasie wzmożonej aktywności sytuacja ulega radykalnej zmianie. Strumienie cząstek wylatujące z obszarów nad plamami, rozpędzane w rozbłyskach, fale uderzeniowe
1  magnetohydrodynamiczne, pobudzają do drgania plazmę koronalną. Drgania plazmy powodują okresowe zmiany pola elektrycznego i magnetycznego, czyli wzbudzają falę elektromagnetyczną — w danym przypadku radiową. Natężenie tak wzbudzonej radioemisji jest często znacznie silniejsze od promieniowania termicznego, wynikającego z wysokiej temperatury korony, lub co najmniej dorównuje mu. Prócz tego elektrony wysyłane z centrów aktywnych ze znacznymi prędkościami, wirując dokoła linii sił emitują promieniowanie  cyklotronowe.  W  sumie,  ogólne  promieniowanie  radiowe korony wzrasta, gdyż składa się na jego natężenie termiczna i nietermiczna emisja.
Słońce spokojne radiowo jest zupełnie nie wyróżniającą się gwiazdą na niebie, na ogół znacznie ciemniejszą od Drogi Mlecznej i takich mgławic, jak
Na fali l cm brzeg Słońca jest niewiele jaśniejszy niż środek. Silne pojaśnienie brzegowe obserwujemy na fali o długości 10 cm. (Przez R oznaczono wielkość promienia Słońca)
pozostałości po gwiazdach supernowych w gwiazdozbiorach Byka czy Kasjopei. Słońce niespokojne, świecące nie tylko termicznie, przewyższa pod względem radiowym jasnością te źródła, choć nigdy nie osiąga nad nimi takiej przewagi, jaką ma w widzialnym przedziale widma.
Słońce niespokojne — a takie jest najczęściej — stanowi źródło szumów radiowych, zdolnych zagłuszyć sygnały radiowe wysyłane przez słabsze ziemskie stacje krótkofalowe, które zresztą bywają także zagłuszane przez strumienie protonów w czasie rozbłysków. Słoneczne szumy radiowe są bardzo różne. Mówimy szumy, gdyż są to nie skoordynowane, zmienne w czasie wahania promieniowania, rejestrowane w radioodbiornikach na różnych długościach fali.
Najprostszym przypadkiem szumów słonecznych jest np. zakłócenie o długości fali 21 cm. Promieniowanie to nie jest zwykle zbyt silne, ale wzmacnia się znacznie z chwilą pojawienia się na tarczy Słońca pochodni i obłoków wapniowych, ponieważ nad tymi obłokami tworzą się w koronie centra wysyłające fale radiowe o takiej m.in. długości fali. Natężenie tego promieniowania jest nieraz wiele razy silniejsze niż promieniowania przychodzącego z obszarów leżących ponad nie zakłóconą fotosferą i utrzymuje się na ogół na wysokim poziomie tak długo, jak długo trwają pochodnie, zatem dłużej niż plamy.
Temperatura obszarów będących źródłem tego wzmocnionego promieniowania jest rzędu 600 tyś. do l 500 tyś. stopni, czyli odpowiada temperaturze nie najgorętszych partii korony.
Obserwacje z pomocą radioteleskopów wykazały, że zakłócenia podobne do wyżej opisanych występują też na innych długościach fali — od centymetrowych do decymetrowych. W przypadku fal metrowych emisja radiowa jest bardziej nieregularna i cechują ją duże wahania natężenia.
Radioemisję, która wykazuje zmienność o długim okresie, wynoszącym wiele miesięcy, można uznać za temperaturowa, gdyż wahania jej dobrze zgadzają się ze zmianami temperatury odpowiednich okolic korony, otrzymywanymi z pomiarów optycznych. Często jednak obserwuje się wzrost natężenia promieniowania radiowego, który wymagałby przyjęcia wzrostu temperatury do miliarda i więcej stopni, co nie zawsze wydaje się możliwe. W tych przypadkach trzeba poszukać innych przyczyn emisji fal radiowych niż podgrzanie gazu koronalnego.
Silne zmiany emisji radiowej obserwuje się na różnych długościach fali. Są one nieraz bardzo krótkotrwałe i w dodatku często bywa tak, że najpierw obserwujemy wybuch promieniowania radiowego na krótkich falach, a dopiero po pewnym czasie na falach długich. Ta zmiana dhlgości fali jest jedną z najcenniejszych danych, jakie uzyskujemy z obserwacji takich zjawisk, gdyż pozwala poznać wiele szczegółów budowy korony i rozszyfrować sposób powstawania szumów radiowych.
Rejestracja wybuchu radiowego III rodzaju; widać oddzielne, kilkusekundowe wybuchy emisji, bardzo szybko postępujące od krótkich fal (210 MHz) do dłuższych (25 MHz)
Zacznijmy jednak od klasyfikacji, gdyż rozmaitość radiowych wybuchów jest bardzo duża. Wyróżniamy na ogół 5 rodzajów zjawisk radiowych, pomijając poprzednio już omówione promieniowanie termiczne.
Z dużą dozą pewności można twierdzić, że większość wzmocnionych emisji radiowych wiąże się z rozbłyskami. Zwykle samemu początkowi rozbłysku towarzyszą gwałtowne pojedyncze wybuchy radiopromieniowania, kolejno na falach decymetrowych i metrowych. Czas ich trwania nie przekracza kilkunastu sekund. Wiemy, że promieniowanie długofalowe pochodzi z wyższych warstw korony niż krótkofalowe. Jeżeli zatem w miarę upływu czasu obserwujemy zakłócenia radiowe na coraz dłuższych falach, można przypuszczać, że pochodzi ono z coraz wyższych warstw korony. Zakłócenie to musi zatem wędrować z taką prędkością, jaka wynika z prędkości narastania długości fali. Jeżeli promieniowanie radiowe na falach metrowych pochodzi z obszarów korony odległych od fotosfery o setki tysięcy kilometrów, a na falach decymetrowych z warstw leżących tylko kilkadziesiąt tysięcy kilometrów ponad nią, i jeżeli odstęp czasu pomiędzy zakłóceniami na falach centymetrowych i metrowych wynosił parę sekund, znaczyłoby to, że prędkość zakłócenia w tym przypadku niewiele się różni od prędkości światła i z prędkością około 100 tyś. km/s zakłócenie to wędruje w górę do granic korony. Tego rodzaju zjawisko nazywamy wybuchem III rodzaju.
W parę minut po rozpoczęciu się rozbłysku występuje następne promieniowanie radiowe nazywane wybuchem II rodzaju. Jego początek także
W czasie rozbłysku z grudnia 1957 najpierw na wszystkich długościach fal pojawiło się silne, krótkotrwałe promieniowanie radiowe (rodzaj III). Po minucie wystąpiły w dwóch obszarach długości fali wybuchy II rodzaju, a po trzech minutach rozpoczęła się emisja IV rodzaju, obejmująca coraz dłuższe fale i stopniowo coraz silniejsze
13.10    13.20    13.30    1340    1350    14.00    MJO     14.20    1430
UT-*.
Radiowy wybuch słoneczny na różnych długościach fali 23 maja 1960
ma miejsce w niższych warstwach korony i na krótkich falach, a koniec w wysokich partiach korony na falach długich, ale wędrówka centrum zakłócającego plazmę koronalną jest tym razem znacznie powolniejsza niż w przypadku wybuchu III rodzaju. Trwa ona nie sekundy, ale minuty — średnio od 15 do 20 min. Prędkość wędrówki zakłócenia przez koronę wynosi zatem nie więcej niż 1000 km/s.
Na rysunku podającym przebieg wybuchu II rodzaju zastanawiające wyglądają dwie rzeczy: zanik emisji na falach krótkich i jednoczesne pojawienie się promieniowania na dwu różnych długościach fali — krótszych i dłuższych. Skoro korona jest przezroczysta dla fal krótszych, wydaje się, że to krótkofalowe promieniowanie powinno występować także i w późniejszych fazach, kiedy już górne warstwy kor.ony biorą udział w wytwarzaniu szumów
radiowych. Że tak nie jest — wynika z prostych własności plazmy. Drgania elektromagnetyczne, nazywane przez nas falami radiowymi, są produkowane przez plazmę jako drgania własne, których częstość zależy od gęstości plazmy. Dla porównania — w przypadku wahadła o stałej długości drgania własne mają stały okres, zmiana długości wahadła powoduje zmianę okresu wahań. Drgania własne struny skrzypiec są tym częstsze, im struna jest krótsza. Drgania własne plazmy będą tym częstsze, im jej gęstość jest większa. Z praw takich wynika, że impuls w postaci rozbłysku pobudza do drgania plazmę w bezpośrednim sąsiedztwie i tam powstają fale o długości centymetrowej. Impuls taki wędruje jednak poprzez koronę z prędkością 1000 km/s pobudzając do drgania coraz bardziej rozrzedzone jej warstwy, dające fale radiowe o coraz większej długości. W wyniku tego fale centymetrowe, wysyłane przez dolne warstwy korony, zanikają wobec zanikania impulsu pobudzającego ich powstawanie, ale w dalszym ciągu jeszcze trwa wędrówka ku górze poprzednio wzbudzonego zakłócenia, powodującego coraz dłuższe fale w coraz wyższych warstwach korony.
Powstawanie dwu długości fali można zrozumieć na podstawie następującej analogii. Jeżeli mocno uderzymy w strunę fortepianową, odezwie się także któraś z sąsiednich strun — taka, której częstość drgań własnych jest dwa razy mniejsza. Zjawisko to nazywamy pobudzaniem drgań harmonicznych. Dwie oddzielone od siebie długości fali, na jakich obserwujemy promieniowanie radiowe w czasie wybuchów II rodzaju, są też w tym samym stosunku — jedna jest dwa razy dłuższa od drugiej.
W końcowej fazie zakłóceń radiowych, i to na różnych falach, pojawiają się, zwykle także związane z rozbłyskami, silne wybuchy promieniowania długofalowego o czasie trwania krótszym zwykle od l s. Występują one nieraz jeszcze w pół godziny po wybuchach III rodzaju, nazywamy je w y b u -chamil rodzaju. Natura ich oraz przyczyny powstawania nie są jeszcze zbyt dobrze znane.
Wreszcie występuje emisja promieniowania IV rodzaju, będąca zakłóceniem radiowym rozpoczynającym się zwykle w 20-30 min po rozpoczęciu się rozbłysku. Szum ten trwa nieraz parę godzin i obejmuje szeroki przedział długości fali, od fal centymetrowych do metrowych; natężenie jego jest mniej więcej jednakowo silne na wszystkich długościach fali.
Z przytoczonej klasyfikacji widać, że powstawała ona kolejno w miarę poznawania zjawisk i nie ma specjalnej sekwencji od I do IV, tym bardziej że występują jeszcze wybuchyV rodzaju — krótkotrwałe emisje tylko na długich falach w pierwszych minutach zakłócenia. Cyfry oznaczające rodzaj wybuchów radiowych trzeba zatem uważać raczej za imiona własne niż za dane liczbowe.
Promieniowanie IV rodzaju nie może być wywołane przez podobne przyczyny jak III lub II rodzaju. Nie może to być także promieniowanie termiczne. Zapewne mamy tu do czynienia z promieniowaniem synchrotronowym, podobnym do występującego w akceleratorach laboratoryjnych, gdzie stru-
Jeden z większych wybuchów radiowych II rodzaju z 1947
mienie elektronów poruszają się w silnym polu magnetycznym. W promieniowaniu III i II rodzaju nie rzuca się w oczy konieczność uwzględniania obecności pól magnetycznych. W wybuchach radiowych IV rodzaju trzeba przypomnieć sobie o tym, że na Słońcu pola magnetyczne rządzą różnymi zjawiskami.
W dość wysokich warstwach korony, gdzie gęstość gazu nie jest zbyt duża oraz występują pola magnetyczne o różnym natężeniu, swobodne elektrony nie poruszają się po liniach prostych od zderzenia do zderzenia, ale po liniach śrubowych dokoła linii sił. Każde zakrzywienie toru swobodnego elektronu jest jednak połączone z emisją promieniowania. Jeżeli pole magnetyczne jest silne, a prędkość elektronu niezbyt duża, okrąży on linię sił wiele razy w ciągu sekundy, promieniując fale radiowe o częstości wielu megaherców*. Jest to właśnie promieniowanie synchrotronowe. Jeżeli pole jest słabe, częstość drgań będzie odpowiednio mniejsza. Prawdopodobnie dla wywołania tego rodzaju promieniowania w koronie wystarczą pola o natężeniu od kilku do kilkudziesięciu gausów.
W czasie wybuchów radiowych bardzo silnie rośnie natężenie tego promieniowania. Do rekordowych należał wybuch zanotowany w marcu 1947, kie-
*Zamiast mówić o długości fali, mówimy nieraz o częstości drgań, przy czym miarą jej jest herc (l drganie na sekundę) oraz odpowiednio kiloherc (kHz) i megaherc (MHz). Częstości l kHz odpowiada długość fali 300 km, częstości l MHz odpowiada długość fali krótsza, równa 300 m. Przedział długości fali najczęściej występujący w radioastronomii odpowiada częstości od 30 tyś. MHz (długość fali l cm) do 20 MHz (długość fali 15 m). Ostatnio sięga się do jeszcze dłuższych fal. Astronomowie wolą mówić o długości fali, inżynierowie i radioastronomowie wolą używać megaherców lub megacykli na sekundę.
dy to na częstości 60 MHz natężenie wzrosło prawie milion razy. W późniejszych czasach takie rekordy jeszcze nieraz się zdarzały.
Rola pól magnetycznych na Słońcu
Opisane dotychczas zjawiska, występujące w fotosferze, chromosferze i koronie, nie wyczerpują całego bogactwa ruchów, zmian stanu fizycznego i pro-mieniowań, jakie możemy obserwować na Słońcu. Niektóre z nich opiszemy dalej, inne, mniej ważne lub może tylko słabiej poznane, pominiemy. Znaczną część zjawisk można jednak ująć w jedną całość, wynikającą z aktywności Słońca, i dlatego spróbujemy je rozpatrzyć jeszcze raz pod tym kątem widzenia, uzupełniając opis pewnymi dodatkowymi danymi.
U źródeł tego wszystkiego, co nazywamy aktywnością słoneczną, poza osobliwościami ruchu obrotowego Słońca, leżą prawdopodobnie zmiany, jakim podlega pole magnetyczne, gdyż tam, gdzie ma powstać grupa plam, obserwujemy najpierw silny wzrost natężenia pola magnetycznego. Można odnieść wrażenie, że pole to wydostaje się wtedy z wnętrza lub że powstaje na nowo tam, gdzie będzie się rozwijało centrum aktywności. Co może być przyczyną zmian pola magnetycznego?
Jedną z dawniejszych teorii, wyjaśniających powstawanie tych zmian, była hipoteza opracowana przez H. Alfvena, jednego z głównych twórców magnetohydrodynamiki kosmicznej. Zakładał on, że Słońce — podobnie jak Ziemia '•— jest dwubiegunowym magnesem, czyli dipolem magnetycznym. Wskutek tego całe jego wnętrze stanowi obszar występowania pola magnetycznego. Jednocześnie w głębszych warstwach Słońca zachodzą silne ruchy konwekcyjne, a ponieważ plazma słoneczna jest zjonizowana, warstwy, w których występuje konwekcja, stają się źródłem fal magnetohydrodynamicz-nych. Fale te wędrując wzdłuż linii sił pola magnetycznego dochodzą do fo-tosfery i tam ujawniają się w postaci silnych pól magnetycznych, odpowiedzialnych za istnienie plam. O ewentualnym związku fal magnetohydrodyna-micznych z czarnością plam wspominaliśmy. Wydaje się, że rola ich jest tu duża, ale Alfven zakładał, iż wychodzą one z samego jądra Słońca, a dziś wiemy, że bliżej jądra nie istnieje konwekcja. Ta i inne niezgodności teorii ze współczesnym stanem wiedzy o Słońcu spowodowały konieczność poszukiwania innych rozwiązań.
Być może, udałoby się ocalić przypuszczenie o istnieniu dwubiegunowego, ogólnego pola magnetycznego, zgodnie zresztą z tym, co obserwujemy na poziomie fotosfery. Wtedy linie sił przebiegałyby prostopadle do równika słonecznego — takie pole magnetyczne nazywamy poloidalnym (od słowa polus — biegun). Oprócz pola poloidalnego może występować toroidalne,
Rury magnetyczne pod fotosferą (a) zdążają powoli od biegunów ku równikowi (stąd wykres motyla). Wydostające się na powierzchnię wybrzuszenia tych rur dają początek plamom słonecznym (b)
gdy pole magnetyczne jest zamknięte jak gdyby w rurach otaczających kulę słoneczną wzdłuż równoleżników. Połączenie obu tych pól daje dość dobry opis wielu zjawisk zachodzących na Słońcu.
W tym właśnie duchu prowadzili badania H.D. Babcock i in. Przed laty ciekawą próbą wyjaśnienia zjawisk magnetycznych na Słońcu była teoria E.N. P a r k e r a. Autor ten postulował obecność słabego pola poloidalnego, obejmującego jednak nie wnętrze, lecz tylko powierzchniowe warstwy podfo-tosferyczne. Reszta wynikała z obrotu osiowego Słońca, który zależy od szerokości heliograficznej — jest szybszy koło równika niż koło biegunów. Różnice prędkości obrotowej mogą powodować zawijanie się linii sił poloidalnego pola w pętle, przekształcające się stopniowo w liny czy równoleżnikowe rury magnetyczne. Dzięki działającej w dalszym ciągu niejednakowej prędkości obrotu, rury takie będą jak gdyby spływać od biegunów ku równikowi. Winny one powstawać niezbyt głęboko pod fotosferą, a tam panuje konwekcja, w wyniku której mogą wytwarzać się zakłócenia ruchu, powodujące wybrzuszanie się rur magnetycznych ku górze. Dzięki temu wybrzuszaniu dochodzą one do powierzchni fotosfery i tam ujawniają się w postaci plam.
Wędrówka od biegunów ku równikowi miejsc wypływania na powierzchnię rur magnetycznych, wynikająca z teorii Parkera, pozostaje w zgodzie z wykresem motyla. A jednak i ta teoria nie odpowiada na wszystkie pytania, nie wyjaśnia chociażby, dlaczego w pewnych okresach występuje większa
173
skłonność do wydostawania się rur magnetycznych na zewnątrz niż w innych, dzięki czemu cykle aktywności słonecznej maja różną wysokość.
Warto wspomnieć o jeszcze jednej teorii, zwanej teorią dynamo, która nie wyjaśnia wprawdzie sposobu wydostawania się pola magnetycznego na zewnątrz, ale odpowiada na pytanie, skąd biorą się pola magnetyczne. Z zastosowań elektrotechnicznych wiemy, że prąd elektryczny wzbudza pole magnetyczne, i odwrotnie. Otóż ruch plazmy — to ruch naładowanych cząstek, przy tym zapewne swobodniej poruszają się elektrony, niosąc ładunki elektryczne. W wyniku ruchów konwekcyjnych występuje prąd elektryczny, który jest przyczyną powstawania pól magnetycznych. Ten pogląd jest dziś bardzo rozpowszechniony, choć również natrafia w szczegółach na poważne trudności.
Nie chciałbym, aby Czytelnik wyciągnął tak pesymistyczne wnioski jak Parker, że na Słońcu obserwuje się takie bogactwo zjawisk, iż bardzo trudno byłoby wszystkie je ująć w jednolitą teorię. Skoro już jesteśmy przy teorii, warto zauważyć, ile wysiłku trzeba włożyć w uzyskanie takiego — choćby przybliżonego — opisu teoretycznego, w którym nie zagubiłby się sens fizyczny obserwowanych zjawisk. Niektóre rezultaty pracy teoretyków już omówiliśmy i widać było, że usuwają one nieraz wielkie omyłki i prawidłowo wyjaśniają wiele zjawisk, które prymitywna intuicja potrafi nieraz fałszywie interpretować.
Po tych dość zawiłych rozważaniach spróbujemy opisać, jak wygląda przebieg aktywności słonecznej, jak powstaje i zanika to, co możemy nazwać centrum aktywności, w którym pojawiają się plamy, pochodnie, rozbłyski i protuberancje.
^Pierwsze stadium powstawania centrum aktywności polega na silnym wzroście natężenia pola magnetycznego na danym obszarze. Jednocześnie w chromosferze tworzą się obłoki wapniowe, w fotosferze pochodnie, a korona nad nimi wyraźnie się nagrzewa, o czym świadczy wzmożona emisja silnie zjonizowanych atomów znajdujących się w koronie, występująca jako zielona linia koronalna. Stadium to trwa od kilku godzin do kilku dni. Następnie zaczyna się kształtować grupa ciemnych plam, i możemy obserwować wszystkie towarzyszące temu zjawiska, aż po najdalsze obszary koronalne.
Po utworzeniu się plamy przedniej przychodzi czas na plamę tylną i drobne plamy pomiędzy nimi. Zjawiają się też protuberancje towarzyszące plamom oraz rozpalają się rozbłyski, którym towarzyszą wybuchy promieniowania radiowego, rentgenowskiego i korpuskularnego. Stan silnego zakłócenia korony słonecznej zdradza żółta linia emisji koronalnej, pochodząca od pozbawionych 13 elektronów atomów wapnia, oraz wzmocnienie świecenia linii zielonej (Fe XIV) i czerwonej (Fe X). Jest to aktywne stadium centrum plamotwórczego, stadium, w którym najsilniej rozwijają się wszystkie zjawiska towarzyszące plamom.
W następnym stadium plamy powoli zanikają, ale centrum aktywności trwa dalej. Powierzchnia pochodni i obłoków chromosferycznych rozrasta się
Kolejne stadia rozwoju centrum aktywności grupy plam, obłoków chromosferycznych i protuberancji
jeszcze jakiś czas, lecz jasność tych pierwszych stopniowo słabnie i po tygodniach nie można ich odróżnić od tła. Podobny los spotyka pole magnetyczne, przy czym w większości przypadków zanikają jednocześnie oba jego bieguny. Czasem jednak pozostaje jeden z biegunów, jak gdyby utworzyło się pole jednobiegunowe.
W ostatnim stadium tworzą się ogromne protuberancje, obserwowane na tle tarczy jako ciemne włókna wodorowe, o długości setek tysięcy kilometrów. Często włókno takie przedziela na połowę pole obłoków chromosferycznych, które powoli zanikają po obu jego stronach. Być może z tego rodzaju protuberancjami związane są długie, ciągnące się na wiele milionów kilometrów w przestrzeń promienie koronalne, obserwowane w czasie całkowitych zaćmień Słońca.
Służba Słońca
Przewidywanie rozwoju wypadków związanych z aktywnością Słońca napotyka często spore trudności. Na ogół obserwacje wskazują na to, że silnie rozwijająca się grupa plam może stać się źródłem większej liczby rozbłysków, wybuchów radiowych oraz zakłóceń w różnych warstwach naszej atmosfery. Ale często w czasie maksimum liczby plam, kiedy liczne grupy pojawiają się i nikną, występowanie rozbłysków i innych zjawisk jest z nieznanych przyczyn słabsze, niżby można się spodziewać. Nie potrafimy też nieraz przewidzieć, jak rozwinie się dana grupa plam, jakie zjawiska i w jakiej ilości będą jej towarzyszyć. Wiemy, że istnieje cykl 11-letni, ale przewidzieć dokładnie wysokość i kształt najbliższego cyklu jest bardzo trudno, nie mówiąc już o prawie niemożliwym do przewidzenia zachowaniu się Słońca za lat kilkadziesiąt lub kilkaset. Zupełną niespodzianką była np. znaczna wysokość cyklu XIX lub dość dziwne zachowanie się Słońca w cyklu XX. Trudno zresztą dziwić się temu. W atmosferze i w głębszych warstwach Słońca zachodzą różne przemiany, które nie są dostępne obserwacjom. A przecież nie potrafimy nawet na Ziemi, której cała atmosfera jest dostępna badaniom, przewidzieć, jaka będzie nadchodząca zima czy lato, nie mówiąc o prognozach na kilka dni.
Jedyny sposób uzyskania poprawy przewidywania zachowania się Słońca to: stałe zbieranie jak najobfitszego materiału obserwacyjnego i jednoczesne zwiększanie precyzji obserwacji. Pozwoli.to, w miarę postępu prac teoretycznych, lepiej poznać przyczyny aktywności słonecznej i jej zmiany w czasie. W tym celu zorganizowano służbę Słońca, podobną do służby meteorologicznej. Polega ona na prowadzeniu w różnych miejscach kuli ziemskiej obserwacji liczby plam, ich położenia na tarczy słonecznej, cech widmowych, promieniowania radiowego i rentgenowskiego (obserwacje z satelitów) — całego zespołu danych o stanie aktywności w danej chwili.
Początki służby Słońca sięgają połowy ubiegłego wieku i wywodzą się z Zurychu w Szwajcarii. Prace ówczesne polegały na zliczaniu plam i grup,. czyli na wyznaczaniu liczby W o l f a, a organizatorem tej służby był właśnie Wolf. W naszym wieku również napływały do Zurychu wyniki obserwacji plam z całego świata i były porównywane z wynikami uzyskiwanymi na miejscu z pomocą lunety, którą przed dziesiątkami lat posługiwał się Wolf. Gwarantuje to zachowanie mniej więcej stałej, jednakowej w ciągu wielu lat skali w ocenie liczby grup i plam. Od 1980 centrum służby Słońca (zliczenia plam) przeniosło się ze Szwajcarii do Belgii i Japonii.
Obserwacje polegające na zliczaniu grup i plam są tak łatwe, że może je wykonywać każdy miłośnik astronomii, jeśli tylko posiada niedużą choćby lunetę. Dzięki pracy takich właśnie zapalonych obserwatorów, którzy potrafią całymi latami prowadzić słoneczne obserwacje, można było organizować od 1951 we Wrocławskim Obserwatorium najprostszą służbę Słońca. W ob-
Rysunek grupy plam słonecznych, wykonany przez P.A. Secchiego w obserwatorium w Rzymie, w drugiej połowie zeszłego stulecia
serwacjach brali udział miłośnicy z różnych okolic Polski, którzy do Wrocławia przysyłali swoje liczby Wolfa. W 1976 przekazano tę działalność służby Słońca Polskiemu Towarzystwu Miłośników Astronomii.
Następnym co do trudności zagadnieniem obserwacyjnym, które podjęła światowa służba słoneczna, jest wyznaczanie położenia i powierzchni grup plam. Pozycję można wyznaczać na kliszach fotograficznych, na których jednocześnie mierzy się powierzchnię plam, osobno cienia i półcienia. Przybliżone pozycje i powierzchnie można też wyznaczać na ekranie; tak postępują niektórzy bardziej wprawni miłośnicy lub te ośrodki, w których chodzi o szybką — z dnia na dzień — informację. Otrzymuje się wtedy jednak tylko prowizoryczne dane, nie stanowiące podstawy do dalszych, poważniejszych opracowań.
Pomiary położenia plam na tarczy słonecznej oraz powierzchni ich cienia i półcienia na kliszach fotograficznych zainicjowane zostały pod koniec ubiegłego wieku w obserwatorium w Greenwich w Anglii, przy współpracy obserwatorów: w Indiach, w Południowej Afryce i na wyspie Mauritius, gdzie były
zainstalowane podobne heliografy. Pierwsze zdjęcia wykonane w ramach tego programu datuje się z 1874. Wieloletni — dziś już ponad wiek trwający — ciąg obserwacji fotograficznych zmagazynowanych w obserwatorium w Greenwich jest obecnie najbardziej miarodajnym i obiektywnym archiwum tego, co działo się w czasie tych lat w fotosferze słonecznej.
Jest rzeczą oczywistą, że obserwacje fotograficzne dają bardziej obiektywny materiał niż wizualne, ale nie należy całkowicie lekceważyć niektórych rysunków wykonanych dawnymi czasy przez dobrych obserwatorów i rysowników wprost przy lunecie. Zawierają one nieraz duże bogactwo szczegółów. Rysunki takie wykonywał we Włoszech Angelo Secchi, jeden z bardziej zasłużonych badaczy Słońca ubiegłego wieku. Nie każdy jednak astronom jest dobrym rysownikiem, a ponadto ta żmudna metoda obserwacji jest dziś anachronizmem wobec rozwoju techniki i wspaniałych zdjęć plam słonecznych, uzyskiwanych z gondoli balonów lub z pokładu satelitów. Poza tym rysunki nie dają możliwości interpretacji fizycznej, a jedynie morfologię zjawiska.
Programy naukowe służby słonecznej obejmują nie tylko obserwacje plam, ale także chromosfery i korony w różnych przedziałach widma, rozbłysków, pól magnetycznych i in. Poważnym osiągnięciem techniki obserwacyjnej było opracowanie metody pozwalającej na fotografowanie chromosfery słonecznej w linii wodoru lub wapnia na tle tarczy słonecznej, protuberancji na brzegu tarczy oraz na jej tle i in.
Początkowo do obserwacji chromosfery stosowano wyłącznie spektrohelio-grafy. Do badań tego rodzaju, zainicjowanych przed kilkudziesięciu laty w Meudon we Francji i na Mount Wilson w USA, włączyło się później kilka innych obserwatoriów, dzięki czemu zgromadzono ogromny materiał obserwacyjny, dotyczący obłoków wapniowych i włókien wodorowych oraz innych szczegółów struktury chromosfery i dolnej korony. Masowe obserwacje chromosfery wykonywane są obecnie z pomocą chromosferografów, zwanych nieraz niesłusznie koronografami, zaopatrzonych w odpowiedni filtr i automatyczne urządzenie pozwalające regulować liczbę zdjęć i czas ekspozycji. W takich przypadkach używa się również niedużych lunet o średnicy kilkunastu centymetrów. W ambitniejszych programach stosuje się naturalnie większe lunety, jak np. sprowadzony ostatnio do Wrocławia koronograf o średnicy półmetrowej, który w 1982 wszedł także do służby.
Każde obserwatorium ustala sobie własny program fotograficznej obserwacji Słońca, i tak np. w obserwatorium w Rzymie fotografuje się chromo-sferę co 3 min — dla uzyskania zdjęć obłoków wapniowych, i co 20 s — dla zdjęć w linii wodoru. Gdzie indziej bywają stosowane nawet dwusekundowe przedziały czasu lub długie pięciominutowe. Łatwo obliczyć, że przy odstępach czasu jednominutowych w ciągu 4 godz. obserwacji (na ogół obserwuje się przed południem, a więc nie cały dzień) wykona się 240 zdjęć. Rocznie zatem — licząc tylko 300 dni obserwacyjnych w roku — przy użyciu 35-mili-metrowej taśmy, naświetli się jej około 2,5 km. Nie jest to może zbyt duże obciążenie finansowe, ale co dalej robić z tak ogromnym materiałem?
Wielki koronograf Wrocławskiego Obserwatorium Astronomicznego
Fotograficzna rejestracja stanu chromosfery w linii wapnia
Gruntowne opracowanie fotometryczne jednej klatki filmu wraz z interpretacją wyników może zająć jednemu astronomowi godziny lub tygodnie, zależnie od tego, jakie informacje będzie on chciał uzyskać. Roczna porcja kilkudziesięciu tysięcy zdjęć — to zadanie ponad siły nie tylko jednego, ale nawet 100 astronomów. W takiej sytuacji nie ma mowy o opracowaniu gruntownym wszystkich zdjęć. Materiał traktuje się statystycznie (ocenia się np. różne cechy obłoków wapniowych lub długość i przybliżoną pozycję włókien wodorowych), do dokładnego opracowania wybiera się tylko niektóre pojedyncze zdjęcia bądź ich serie, zawierające materiał ciekawszy lub cenny z punktu widzenia jakiegoś specjalnego problemu. Trzeba jednak mieć setki zdjęć po to, żeby prześledzić rozwój jakichś zjawisk w czasie lub trafić na jakieś ciekawe zjawisko, np. mikrorozbłyski.
Do badań ogólnej aktywności również wybiera się tylko kilka zdjęć, z których można wyznaczyć stan chromosfery danego dnia. Bardzo pomocna w takim opracowaniu jest metoda wyświetlania na ekranie sekwencji zdjęć, tak jak w zwykłym kinie. Widać wtedy w przyśpieszonym tempie rozwój protuberancji lub rozbłysków. Można też śledzić metamorfozę linii sił pola magnetycznego, wzdłuż których spływa w dół materia zawarta w kondensacjach protuberancji lub wystrzela w górę ku koronie często po tej samej drodze.
Jednym z efektowniejszych zjawisk jest przyśpieszony proces rozbłysku.
Oto na ciemniejszym tle rozlewa się jakby jasna ciecz, swymi fantastycznie powyginanymi strumieniami zagarniając coraz to większą powierzchnię. Taka obserwacja w krótkim czasie tego, co dzieje się w ciągu prawie godziny na tle chromosfery, pozwala na dokładne zorientowanie się, jak rozprzestrzeniają się smugi gorącej plazmy. Z innych pomiarów wiemy, że rozwijają się one wzdłuż neutralnej pod względem magnetycznym warstwy — obraz filmowy pozwala więc także zorientować się w kształcie pól magnetycznych.
W ostatnich dziesięcioleciach wiele uwagi poświęca się właśnie polom magnetycznym, tzn. pomiarom ich natężenia oraz interpretacji wyników. Większość tego rodzaju obserwacji wykonuje się w dziedzinie optycznej widma, ale należą one do najtrudniejszych zadań heliofizyki obserwacyjnej i wymagają sporych teleskopów i spektrografów o dużej zdolności rozdzielczej.
Na Słońcu nie możemy oczywiście mierzyć pola magnetycznego bezpośrednio za pomocą igły magnetycznej, tak jak to się robi na Ziemi. Możemy tylko badać skutki jego istnienia jako wpływu na zachowanie się powłoki elektronowej niektórych atomów. Oddziaływanie pól magnetycznych na związane z atomami elektrony wykryto w końcu XIX w., zanim poznano budowę atomu. Odkrycia tego dokonał w 1897 w laboratorium fizycznym w Lejdzie P. Zeeman. Oddziaływanie to ujawnia się w zmianach pochłaniania promieniowania przez atomy znajdujące się w polu magnetycznym. Jeśli przez promieniujący gaz nie przechodzi pole magnetyczne, daje on w widmie linie jasne, a w przypadku pochłaniania po prostu ciemne prążki, najciemniejsze w środku. W polu magnetycznym sytuacja ulega zmianie. Pojedynczy ciemny prążek w widmie rozszczepia się na dwa lub trzy, zależnie od lokalnego pola magnetycznego panującego w miejscu, z którego zostało wysłane światło. W polu, którego linie przebiegają równolegle do drogi promienia świetlnego, otrzymujemy dwie składowe, natomiast w polu poprzecznym — trzy, przy tym nie wszystkie linie widmowe wykazują ten efekt. Przy rozszczepieniu na dwie składowe obie są spolaryzowane, ale kąt między kierunkami ich polaryzacji wynosi 90°. Jeśli zatem przed szczeliną spektrografu umieścimy analizator*, możemy wygasić jedną składową.
Obserwując Słońce stwierdzamy najczęściej nie tyle rozszczepienie linii na dwie składowe, ile jej rozszerzenie. Jeśli zastosujemy analizator, wygaszający jedną składową, otrzymamy tylko połowę zwykle obserwowanego prążka, a maksimum zaczernienia wystąpi nie tam, gdzie powinno być w nierozszcze-pionym prążku, tylko tam, gdzie powinniśmy obserwować jedną ze składowych. Można wtedy zmierzyć odstęp od środka linii bez pola magnetycznego i z wielkości przesunięcia wnosić o natężeniu tego pola.
Pomiar taki jest możliwy dlatego, że tniemy płytkę polaryzacyjną na bardzo wąziutkie paski i umieszczamy je przed szczeliną równolegle do jej dłu-
*Jest to odpowiednio spreparowana płytka, np. polaroid, który pozwala stwierdzić, czy padające światło jest spolaryzowane, gdyż wygasza je wtedy .przy odpowiednim ustawieniu.
mi jest bardzo mała — najwyżej kilkadziesiąt cząstek w l cm3, czyli tylko kilka razy więcej, niż wynosi gęstość gazu w niektórych mgławicach gazowych, a kilkadziesiąt razy więcej niż w gazie międzygwiazdowym. Wiatr ten, w miarę oddalania się od Słońca, rozrzedza się coraz bardziej, aż gdzieś w okolicy orbity Urana, lub dalej, gęstość jego staje się zapewne taka jak gazu międzygwiazdowego, i wiatr słoneczny przestaje egzystować jako odrębne zjawisko. Pomiary natężenia wiatru słonecznego wykonywane są dość często i można je zaliczyć do służby słonecznej, byleby nie korzystać ze zbyt nisko krążących satelitów, gdyż aż do odległości kilku promieni Ziemi występują zagęszczenia cząstek wynikające z obecności magnetosfery ziemskiej.
Inne obserwacje, także i te z powierzchni Ziemi, pozwoliły wykryć strumienie cząstek o bardzo dużych energiach, wylatujące ze Słońca w czasie pojawiania się rozbłysków. Jest to tzw. promieniowanie kosmiczne pochodzenia słonecznego. Rejestruje sieje nieraz przy okazji sta-
problemem jest śledzenie pól magnetycznych w grupach plam, gdyż kształt linii sił może ułatwić przewidywanie wystąpienia silnego rozbłysku, mogące-, go zakłócić stan równowagi jonosfery, co z kolei zakłóca łączność radiową w okolicach bliższych biegunów magnetycznych Ziemi.
Od połowy lat sześćdziesiątych służba słoneczna obejmuje także obserwacje promieniowania rentgenowskiego. Wykonuje się je z pokładu satelitów takich jak OSO (Orbiting Solar Observatory), GOES (Geostationary Opera-tional Emironmental Sulellite) i innych, wyposażonych w liczniki fotonów rentgenowskich. Wyniki automatycznych zapisów są również automatycznie przesyłane drogą radiową na Ziemię do ośrodków zbierających te informacje.
Rakiety i sztuczne satelity mają na swych pokładach, zależnie od programu, nie tylko aparaty do mierzenia liczby fotonów o znacznych energiach, ale także liczniki swobodnych elektronów i jonów. Dzięki takim urządzeniom, umieszczanym na sondach kosmicznych skierowywanych w kierunku Księżyca, Marsa, Wenus i innych planet, udało się stwierdzić, że ze Słońca stale wieje wiatr słoneczny — strumienie cząstek, których prędkość w okolicy Ziemi osiąga wartość rzędu 300 km/s. Gęstość tego wiatru koło Zie-
wi się o stanie heliofizyki przed Hale'em i po dokonanym przez niego zastosowaniu magnetografów przy spektroheliografach. Nic dziwnego, gdyż orientujemy się dzisiaj, jak ważną rolę odgrywają pola magnetyczne na Słońcu. Badania tego rodzaju prowadzone są w kilku obserwatoriach i często pomiary fotograficzne są zastępowane przez rejestrację fotoelektryczną.
Wynikiem wieloletnich obserwacji było stwierdzenie istnienia słabego pola magnetycznego koło biegunów — oraz bardzo silnych pól magnetycznych w plamach. W późniejszych czasach wykryto występowanie pól o natężeniu dziesiątków i nawet tysiąca erstedów daleko poza plamami. Przypomnijmy choćby owe setki jasnych punktów rentgenowskich, w których występują normalne dwubiegunowe pola o natężeniu kilku do kilkunastu erstedów.
Tak zautomatyzowane pomiary pola magnetycznego zostały także włączone do stałej służby słonecznej, i odpowiednie obserwacje są prowadzone w kilku obserwatoriach w różnych miejscach kuli ziemskiej. Specjalnie ważnym
Widmo Słońca z wyraźnym efektem Zeemana. Każda z linii jest najsilniej rozszczepiona w środku. Za powstanie rozszczepienia odpowiedzialna była plama słoneczna o silnym polu magnetycznym
gości — na przemian pasek wygaszający lewą składową i pasek wygaszający składową prawą. Otrzymujemy w ten sposób zygzakowaty obraz linii (patrz rysunek), przy czym odległość pomiędzy prawą i lewą stroną zygzaka jest miarą natężenia pola magnetycznego w badanym miejscu tarczy Słońca. Obserwacje takie zainicjował w 1908 G.E. Hale na Mount Wilson i nieraz mó-
łych pomiarów promieniowania kosmicznego, ale prócz tego organizuje się specjalne obserwacje, w czasie gdy spodziewane jest jego obfitsze występowanie. Powodem zainteresowania tym promieniowaniem jest m.in. duża jego rola w zakłóceniach jonosfery. Trudno jednak nazwać to służbą słoneczną, ponieważ są to akcje sporadyczne.
Do regularnej służby słonecznej natomiast należy rejestrowanie każdego dnia promieniowania radiowego Słońca. Sytuacja jest w tym przypadku o tyle lepsza niż w widzialnym przedziale widma, że obserwacjom tym nie przeszkadzają chmury, można więc prowadzić rejestrację przez cały dzień, nawet w czasie deszczu. Wynikiem takiej stałej służby słonecznej było m.in. wykrycie różnego rodzaju wybuchów promieniowania radiowego i poznanie prędkości przenoszenia się zakłóceń w koronie słonecznej. Do rejestracji radiowego promieniowania w służbie słonecznej nie są wymagane bardzo duże reflektory lub interferometry radiowe, chyba że dąży się do dokładnego zlokalizowania na tle tarczy słonecznej miejsca, skąd dana emisja radiowa pochodzi. Tego rodzaju służba słoneczna jest prowadzona od kilkunastu lat w Piwnicach pod Toruniem i w Forcie Skała pod Krakowem. W Piwnicach obserwuje się na/ali 127 MHz, najdłuższa zaś seria obserwacji tego rodzaju była prowadzona w Kanadzie na fali o długości 10,3 cm (około 3 GHz).
W Polsce były i nadal są wykonywane jeszcze inne obserwacje wchodzące w program służby Słońca. We Wrocławiu od kilkunastu lat są prowadzone obserwacje protuberancji na brzegu tarczy słonecznej z pomocą refraktora zaopatrzonego w filtr interferencyjno-polaryzacyjny, przy czym każdy ciekawszy przypadek jest fotografowany na wielu klatkach filmu. W tymże obserwatorium prowadzono służbę słoneczną z pomocą 30-centymetrowego poziomego reflektora o ogniskowej 11 m. Uzyskiwano na kliszach obraz Słońca o średnicy prawie 10 cm i mierzono na zdjęciach powierzchnie plam. Do czasu przejęcia przez miłośników astronomii pracy nad wyznaczaniem liczb Wolfa i ten rodzaj obserwacji był tam stale prowadzony.
Służba Słońca w danym obserwatorium — wizualna, fotograficzna czy radiowa — nie wyczerpuje tematyki prac danego obserwatorium w dziedzinie heliofizyki. Jest tylko jednym z obowiązków naukowych, poza tym każde obserwatorium heliofizyczne prowadzi bardziej subtelne, specjalne prace teoretyczne i obserwacyjne.
Informacja słoneczna
Do zadań służby Słońca należy nie tylko gromadzenie obserwacji, ale także informowanie na bieżąco o stanie aktywności naszej gwiazdy. Przez długi czas głównym ośrodkiem informującym było obserwatorium w Zurychu w. Szwajcarii, które drukowało kwartalne i roczne sprawozdania zawierające
Dzienna mapa aktywności z 14 grudnia 1957
liczby Wolfa, dane o promieniowaniu radiowym, wyniki obserwacji rozbłysków, protuberancji i korony. Informacje o miesięcznych zmianach aktywności podają takie czasopisma popularne, jak „Sky and Telescope" i „L'As-tronomie". Są to przede wszystkim liczby Wolfa, zgodnie z ponad wiekową już tradycją. W ostatnich dziesięcioleciach obszerne dane wraz z mapkami rozkładu ośrodków aktywności na tarczy i ze stanem korony ukazują się też w specjalnym radzieckim biuletynie informacyjnym — „Solniecznyje Danny-je". W latach, gdy organizowano międzynarodowe obserwacje heliofizyczne według ujednoliconego programu w związku z Międzynarodowym Rokiem Geofizycznym — trud codziennych informacji o stanie Słońca podjęło obserwatorium we Fryburgu w Republice Federalnej Niemiec. Rysowano tam codziennie mapki zawierające podobne szczegółowe dane, jak te, które w sprawozdaniach kwartalnych podawał Zurych. Mapki te były rozsyłane do obserwatoriów seriami, obejmującymi okresy dwutygodniowe. Otrzymywano je zatem z opóźnieniem niewiele większym od połowy miesiąca, w zależności od funkcjpnowania poczty.
Przed kilku laty Fryburg zawiesił tę działalność, a od 1975 przejął ją Space Environment Service Center w Boulder w Stanach Zjednoczonych, skąd wy-
syłane były co tydzień biuletyny „Preliminary report and forecasts of Solar Geophysical Data". Oprócz informacji o Słońcu zawierały one dane o zjawiskach geomagnetycznych.
Komu zależało na szybszej informacji, na bieżąco, mógł korzystać z radiowych wiadomości przesyłanych alfabetem Morse'a, tzw. Ursigramów.
Bardzo obszerne mapy aktywności za okres Międzynarodowego Roku Geofizycznego i następnie Roku Spokojnego Słońca zostały wydane przez międzynarodową instytucję zajmującą się publikacją wyników obserwacji tych wielkich imprez naukowych. Należy jeszcze wymienić zasłużone w helio-fizyce" obserwatorium w Meudon pod Paryżem, wydające piękne mapy stanu chromosfery i rozkładu protuberancji. Zdjęcia chromosfery na taśmie filmowej (pozytywy) rozsyła od kilku lat obserwatorium w Rzymie, dołączając do tych pięknych i wartościowych ilustracji tabelaryczne zestawienia powierzchni plam, liczb Wolfa oraz rysunki lokalizacji i natężenia pól magnetycznych. Trudno tu wymieniać wszystkie ważne publikacje, mające za cel systematyczne informowanie o Słońcu — choćby dlatego, że lista ich stale rośnie i nie wszystkie są godne uwagi.
W przypadku służby meteorologicznej każdy obserwator rejestruje tylko to, co sam może dostrzec lub co zanotują jego aparaty w bezpośrednim sąsiedztwie. Już o kilka kilometrów dalej, ba, nawet o kilkadziesiąt metrów od danego miejsca obserwacji mogą wystąpić inne temperatury, wilgotność, zachmurzenie lub opady. Dlatego trzeba zatrudniać dziesiątki tysięcy obserwatorów i rozmieszczać stacje meteorologiczne na całej kuli ziemskiej, jeżeli chcemy badać całość zjawisk klimatycznych. Tak było dawniej i tak jest jeszcze dziś, pomimo wysyłania satelitów meteorologicznych rejestrujących dane od razu dla całej kuli ziemskiej, jak np. stan zachmurzenia.
Ale Słońce jest tylko jedno, i to samo, co widzi astronom w Warszawie, może zauważyć obserwator na Capri lub w Kisłowodsku, na Kitt Peak lub w Australii. Czy nie za dużo jest wobec tego obserwatorów zajmujących się badaniem Słońca, czy nie wystarczyłyby najwyżej cztery rozmieszczone co 90° długości geograficznej? Przecież ich obserwacje objęłyby dokładnie całą dobę, a więc i te godziny, kiedy na jednej półkuli panuje noc. Teoretycznie może i mogłoby tak być, ale w praktyce sprawa wygląda inaczej. Po pierwsze, różne obserwatoria specjalizują się _w różnych badaniach tego samego Słońca, poza tym im dokładniejsze są pomiary, tym więcej powstaje zagadnień, których żadne obserwatorium samodzielnie nie jest w stanie rozwiązać. A po drugie, nie zawsze jest dobra pogoda i wtedy wiele zjawisk zachodzących na Słońcu mogłoby nie zostać zarejestrowanych przez daną placówkę. Bywa tak nawet i wtedy, gdy współdziałają ze sobą obserwatoria naziemne i satelitarne, gdyż te ostatnie wchodzą stale w czasie obiegu dokoła Ziemi na jakiś czas w jej cień, tracąc z pola widzenia Słońce. Przykładem mogą być rozbłyski. Pomimo sporej liczby obserwatoriów nie ma miesiąca, w którym wykorzystano by wszystkie godziny obserwacyjne.
Podobnie albo jeszcze gorzej jest z obsadzeniem godzin obserwacyjnych w
przypadku badania pól magnetycznych. Zajmują się tym tylko nieliczne obserwatoria, które są wyposażone w większe instrumenty, dlatego z czysto klimatycznych przyczyn nie mogą one wykorzystać wszystkich dni w roku. W dodatku bywa tak, że zdjęcia pól magnetycznych w czasie niezbyt dobrej przezroczystości lub zbyt dużej scyntylacji dają zafałszowany obraz tego, co naprawdę zachodzi na Słońcu.
Niektóre rodzaje obserwacji pokrywają z nadmiarem zapotrzebowanie. Do takich należy np. wyznaczanie liczby Wolfa. Nadmiar ten jest pożyteczny z innego powodu. Liczby Wolfa stanowią często hobby miłośników, którzy z wielką skrupulatnością i pracowitością gromadzą dane na temat liczby plam, zapoznając się jednocześnie z innymi zagadnieniami heliofizycznymi, a to sprzyja upowszechnieniu znajomości Słońca. Jako hobby jest chyba jednym z najbardziej pasjonujących, wobec ciągłej zmienności liczby plam i ciągłych niespodzianek, które Słońce gotuje swoim wielbicielom. Pozwala też miłośnikom spełniać rolę aktywnie pracujących astronomów, co także jest dużą satysfakcją.
Jednym z trudniejszych zadań jest zorganizowanie stałych obserwacji w dziedzinie rentgenowskiej i nadfioletowej, gdyż mogą one być prowadzone tylko z satelitów. Różne satelity bywały, i są, zaopatrywane w liczniki fotonów rentgenowskich. Ideałem byłoby połączenie takiego licznika z reflektorem rentgenowskim i stałe otrzymywanie z ich pomocą obrazu rozkładu promieniowania krótkofalowego na tle tarczy słonecznej, podobnie jak w przypadku metody fotograficznej na satelicie Skylab. Ale Skylab spełnił swoją rolę i przestał pracować.
Inne satelity, jak SMS czy geostacjonarne GOES, pozwalają tylko na rejestrację sumaryczną promieniowania z całej tarczy. Wyniki zliczeń są wysyłane ku Ziemi w sposób ciągły lub okresowo dzięki zachowaniu ich w pamięci dołączonej do licznika fotonów, a na Ziemi odbierane są przez anteny odbiorcze. Nie wystarcza zatem sam satelita, jednocześnie pracują radioodbiorniki podłączone do dużych reflektorów radioteleskopów, gdzie dane są rejestrowane i gromadzone, a następnie rozprowadzane do ośrodków badawczych, przede wszystkim do takich centrów informacyjnych jak wspomniana instytucja w Boulder. W ten sposób o rozbłyskach uzyskuje się informację jako o wzmocnieniu ogólnego tła promieniowania z całej tarczy. Późniejsze opracowania pozwalają zidentyfikować tak zapisany rozbłysk rentgenowski z szumami radiowymi i z rozbłyskiem optycznym.
Wszystkie dane o Słońcu uzyskane z powierzchni Ziemi i spoza niej składają się na pełny opis stanu aktywności słonecznej, który jest potrzebny do zrozumienia zjawisk zachodzących na Słońcu, jak i do badań ich wpływu na to, co się dzieje na Ziemi. Narastający codziennie materiał pozwala coraz lepiej przewidywać możliwość wystąpienia ważniejszych zjawisk, jak np. protonowe rozbłyski i wynikające z ich działania zakłócenia odbioru radiowego. Uprzedzające o tym alerty stały się możliwe właśnie dzięki wielorakiej i wieloletniej służbie Słońca.
Słońce a Ziemia
Mówiliśmy już o wpływie Słońca- i»a klimat Ziemi. Można by jeszcze wspomnieć o przypływach mórz wywoływanych przez Słońce wspólnie z Księżycem. Nie wyczerpuje to jednak wszystkich związków Ziemi z jej gwiazdą dzienną głównie dlatego, że Słońce jest gwiazdą bardzo aktywną, o czym świadczą — jak widzieliśmy — choćby plamy słoneczne. O powiązaniach aktywności słonecznej ze zjawiskami ziemskimi będzie właśnie teraz mowa.
Od bardzo dawna zastanawiano się nad tym, czy plamy słoneczne wpływają na różne procesy biologiczne, a nawet społeczne na Ziemi. Spróbujmy ocenić, jakie mogą być szansę takiego wpływu. Przypomnijmy więc jeszcze raz: duża plama słoneczna może mieć średnicę około 10 tyś. km. Jej powierzchnia wyniesie wtedy l O8 km2. Plama jest chłodniejsza od fotosfery, ochłodzenie to sięga w głąb co najmniej na 100 km, zatem ochłodzony o około 1,5 tyś. stopni gaz ma objętość około 10'° km3. Jest to tyle mniej więcej, co 0,01 objętości kuli ziemskiej. Jakąż gigantyczną energię trzeba zużyć, żeby ochłodzić choćby tylko o kilkaset stopni objętość gazu równą prawie połowie objętości Księżyca? Czy takie ochłodzenie gazu zachodzące na Słońcu może mieć wpływ na Ziemię? Okazało się, że nie — decydują raczej inne zjawiska, związane z wysyłaniem zwiększonej ilości energii przez Słońce, a nie zmniejszonej.
Badając wpływ, jaki Słońce wywiera na naszą planetę, starano się wiązać różne przejawy aktywności słonecznej ze zjawiskami na Ziemi. W dociekaniach tych korzystano ze znajomości ciągów liczb Wolfa. Wynajdywano powiązanie aktywności Słońca z najbardziej, zdawałoby się, nieprawdopodobnymi zjawiskami na Ziemi, takimi jak masowe pojawienie się szczurów, jak wędrówki lemingów, epidemie tyfusu czy gwałtowne spadki wartości akcji i walut na giełdach. Tego rodzaju statystyki nie zawsze były prowadzone z pomocą dostatecznie krytycznej analizy matematycznej i najczęściej polegały na zestawieniu niewielu liczb, krótkich odcinków czasu i niezbyt dokładnych wykresów. Najgorsze było to, że nie wiedziano nic o możliwych przyczynach korelacji, toteż wielu poważnych uczonych zaczęło wyśmiewać takie spekulacje — co oczywiście także nie było zbyt rozsądne.
Najwięcej prac poświęcono chyba wpływowi aktywności słonecznej na zjawiska biologiczne. Zajmowano się np. wahaniami przyrostu średnic drzew i związkiem tych wahań z liczbami Wolfa. Szczególnie dobrze do takich prac nadają się sekwoje kanadyjskie, żyjące setki lat i pozwalające badać wpływ 11-letniej cykliczności na szybkość narastania masy drzewnej. Pozwoliły one sięgnąć aż do początków naszej ery.
Do jeszcze dawniejszych epok sięgnięto badając przyrosty akacji, z których przed tysiącami lat były wykonane sarkofagi egipskich faraonów. Wszędzie odnajdywano cykliczność podobną jak w przypadku plam słonecznych. Kiedy jednak zaczęto poszukiwania podobnych zależności w Europie, otrzyma-
no w wielu przypadkach wynik negatywny. Zaczęto wtedy wątpić, czy amerykańskie i egipskie drzewa rzeczywiście słuchają Słońca, a jeżeli tak, to dlaczego nie robią tego często drzewa europejskie? Przyczyna okazała się bardzo prosta. Kontynentalny klimat Kanady nie zamazuje tak bardzo 11-letniej cykliczności jak kapryśny klimat europejski, zwłaszcza w środkowej Europie, gdzie badano drzewa. Zmienia on warunki wzrostu drzew z roku na rok tak, że wpływ aktywności słonecznej staje się niedostrzegalny. Najlepiej widać to na przebadanych w ostatnich latach setkach drzew na Litwie. Okazało się, że decydującą rolę odgrywa nie tylko klimat, ale także rodzaj gleby, na której drzewa rosną. W odległości nawet paru kilometrów od drzew reagujących na aktywność słoneczną mogą rosnąć lasy, w których nie znajdzie się nawet śladów 11-letniej cykliczności.
Ciekawym przykładem związku liczby plam na Słońcu z klimatem na Ziemi było wykrycie całkowitej odpowiedniości pomiędzy liczbami Wolfa i poziomem wody w Jeziorze Wiktorii w Afryce. Podawano to nieraz jako klasyczny przykład powiązań tych dwu odległych od siebie ciągów wydarzeń. Niestety, równoległość ta, która utrzymywała się w pierwszej ćwierci obecnego wieku, po roku 1926 zaczęła się psuć i dziś ujawnia się raczej nie w poziomie wody w całym jeziorze, ale w ilości wody niesionej przez rzekę wypływającą z jeziora. Jak wynika z ostatnich prac na temat przepływu wody w rzekach, w wielu z nich, także i europejskich (Dunaj, Niemen), można wykryć 11-letnią cykliczność, co według niektórych hydrologów może mieć znaczenie w przypadku konieczności prognozowania ilości przepływającej w rzekach wody, gdy projektuje się różne budowy, jak tamy czy hydroelektrownie.
Poza doszukiwaniem się powiązań z cyklem 11-letnim, zastanawiano się nieraz nad możliwością istnienia dłuższego cyklu, nakładającego się na ten krótszy. W grę może wchodzić cykl 22-letni, gdyż taki wykazują pola magnetyczne na Słońcu, oraz dłuższy — 80-letni, w czasie którego występują kolejno wysokie i niskie maksima liczb Wolfa. Trudno dziś z całą pewnością mówić o powiązaniach tego, co się dzieje na Ziemi, z ewentualnym 80-letnim cyklem słonecznym, skoro jego istnienie nie jest zbyt pewne. Być może, że w jakiś sposób wiąże się to z równie długim cyklem, wykrywanym podobnie w zmianach klimatycznych Ziemi.
Jednym ze zjawisk obserwowanych na Ziemi jako bezpośredni skutek tego, co się dzieje na Słońcu, są zorze polarne i burze magnetyczne. Są to nąjwy-raźniejsze objawy aktywności Słońca, dostępne nawet dla najprostszych obserwacji. Burze magnetyczne są dość gwałtownymi zakłóceniami ziemskiego pola magnetycznego, występującymi najczęściej w okresach zwiększonych liczb Wolfa, wykazując zatem także 11 -letni cykl częstości występowania. Przed kilkudziesięciu laty geofizyk K. Birkeland wysunął przypuszczenie, że są one wynikiem działania na naszą atmosferę strumieni elektronów, wysyłanych w czasie zwiększonej aktywności Słońca. Dziś wiadomo, że strumieniom elektronów zawdzięczają swoje istnienie także jedne z najpiękniejszych zjawisk w naszej atmosferze — zorze polarne.
Pierścień Van Allena. Odległość wy skalowana w promieniach Ziemi. Liczby od 10 do 10 tyś. podają koncentrację cząstek
Lepsze zrozumienie natury zórz polarnych oraz zakłóceń geomagnetycznych i jonosferycznych stało się możliwe dopiero dzięki rakietom geofizycznym i satelitom. W latach 1952-1957 wysyłano rakiety w rejonach występowania zórz polarnych z pokładu okrętu patrolującego okolice północnych wybrzeży amerykańskich. Rakiety te niosły w zasobnikach liczniki cząstek, a ponieważ ich pułap wynosił około 100 km, zliczane były cząstki na takiej wysokości, na jakiej pojawiają się najczęściej zorze polarne i występują zakłócenia jonosferyczne. Podobne rakiety wysyłano także na Antarktydzie, w południowym pasie występowania zórz polarnych. Udało się przy tym wyznaczyć wysokość warstwy, w której zorze powstają, dokładniej niż to poprzednio było możliwe na podstawie pomiarów ich paralaksy, z dwóch odległych od siebie o kilkadziesiąt kilometrów miejsc na Ziemi, skąd prowadzono obserwacje. Jako dolną granicę występowania zwiększonej liczby elektronów uzyskano wysokość około 50 km. Wspaniałym uzupełnieniem obserwacji zórz polarnych są zdjęcia robione z góry z satelitów, obejmujące na jednej kliszy obraz całego pasa występowania zórz w danym momencie.
Powodzenie obserwacji, prowadzonych w latach pięćdziesiątych pod kierunkiem Van Allena, pozwoliło łatwiej przekonać odpowiednie władze o celowości wysłania wyżej sięgających rakiet, celem wyznaczenia górnej granicy występowania zórz. Wysłano więc w 1958 satelity Explorer l i Explorer 3, na których pokładzie zainstalowano liczniki Geigera pozwalające mierzyć koncentrację jonów. Pierwsze uzyskane z pomocą tych satelitów wyniki były zaskakujące. Liczniki wskazywały początkowo stały wzrost liczby jonów wraz z wysokością, ale po osiągnięciu około 1000 km przestały zliczać jony, tak jakby ich tam w ogóle nie było. Van Allen wysunął wtedy przypuszczenie, że na tej odległości od powierzchni Ziemi liczba jonów tak gwałtownie wzrasta, że
liczniki zatykają się* i dlatego nie mogą już liczyć. W lipcu tegoż roku wysiano wobec tego jeszcze Explorera 4, na którego pokładzie zainstalowano liczniki pozwalające rejestrować większe liczby jonów. Przypuszczenie o znacznej gęstości jonów w tych dalekich warstwach naszej atmosfery potwierdziło się i w ten sposób zostały odkryte pierścienie Van Allena. Podobne wyniki uzyskiwano następnie wielokrotnie, sięgając coraz wyżej i otrzymując coraz dokładniejsze dane o budowie tych pierścieni.
Stwierdzono, że dolna granica strefy zwiększonej koncentracji jonów obniża się aż do wysokości 50 km w okolicach otaczających bieguny magnetyczne Ziemi. W takich pasach otaczających bieguny występują najczęściej zorze polarne. Nad równikiem magnetycznym ta dolna granica znajduje się na wysokości kilkuset kilometrów. Maksimum stężenia jonów występuje w odległości kilku promieni Ziemi od jej środka, a dalej stopniowo maleje. Rysunek przedstawia schematycznie pierścienie okalające Ziemię jakby łukowatymi rogalikami. Jest to przekrój poprzeczny równoległy do-południków magnetycznych.
W jaki sposób powstają pierścienie Van Allena? Lecące ze Słońca jony napotykają w odległości kilku promieni Ziemi od jej środka przeszkodę w postaci ziemskiego pola magnetycznego. W tej odległości cząstki wiatru słonecznego stale zgniatają trochę to pole, ograniczając od strony Słońca wysokość magnetosfery. Wiatr słoneczny nie dociera zatem bezpośrednio do powierzchni Ziemi, ale opływa magnetosferę, deformując ją jednocześnie, porywa częściowo linie sił pola i tworzy po nocnej stronie powłokę magnetyczną wyciągniętą w długi ogon jak u komet, tyle że nie świecący, ale magnetyczny.
Wiatr słoneczny zmiata linie sił dalekie od Ziemi, a więc pochodzące od słabego w tej odległości pola magnetycznego. Zmiata je w nocną stronę kuli ziemskiej.
Z istnienia pierścieni Van Allena i działania magnetosfery wynikałoby, że ani jony wiatru słonecznego, ani strumienie plazmy pochodzącej z rozbłysków nie docierają do Ziemi, bo nie przepuszcza ich magnetosfera. Ale istnieją jakby szpary w tej magnetycznej osłonie, przez które strumienie zarówno ciężkich energicznych protonów, jak i lekkich elektronów mogą swobodnie docierać aż do powierzchni Ziemi. Ma to miejsce tam, gdzie nad biegunem magnetycznym rozwidlają się linie sił pola magnetycznego. Linie sił po stronie dziennej tworzą zamknięty układ dipola, te, które miałyby otaczać nocną półkulę, tworzą prawie otwarty układ, zamykający się częściowo w
*Rejestracja cząstek w liczniku Geigera polega na wyładowaniu elektrycznym w gazie. Wyładowanie takie zostaje zapoczątkowane przez którąś cząstkę jonizującą i trwa kilka milionowych sekundy. Jeśli do licznika wpada zbyt dużo jonów, przyrząd ten nie daje już poszczególnych impulsów elektrycznych, lecz wyładowanie ciągłe. Brak więc przerywanego sygnału, umożliwiającego zliczanie cząstek. Mówimy wtedy, że licznik jest zatkany.
okolicach dalszych od Ziemi. Tworzą one nad magnetycznym równikiem neutralną płaszczyznę pozbawioną pola. Szpara okołobiegunowa jest właśnie tą okolicą, w której powstają zorze polarne, będące skutkiem wtargnięcia w górne warstwy naszej atmosfery szybkich elektronów i jonów. Poprzez tę szparę docierają także i protony 'w przypadku wystąpienia silnych rozbłysków na Słońcu.
Wiatr słoneczny w okolicy Ziemi. Prąd (S) gazu koronalnego, płynący z ponaddźwię-kową prędkością, w zetknięciu z polem magnetycznym Ziemi w odległości 80-90 tyś. km od jej środka zagęszcza się w falę uderzeniową (U) i traci prędkość. Część elektronów i protonów jest chwytana na pewien czas przez ziemskie pole magnetyczne i tworzy geomagnetyczny ogon po nie oświetlonej stronie Ziemi. Inne mijają Ziemię i nabywają znowu prędkości ponaddźwiękowej. Małe kółko w środku oznacza Ziemię. Strzałki wskazują kierunek ruchu. Rysunek pokazuje przekrój równoległy do ziemskiej osi magnetycznej. Nie zakropkowane pola odpowiadałyby pierścieniom Van Allena
Oddziaływanie wiatru słonecznego z polem magnetycznym Ziemi nie wyjaśnia jeszcze wszystkich szczegółów powstawania pierścieni. Zderzenie wiatru słonecznego z magnetosferą ziemską odbywa się na odległości około 10 promieni Ziemi od jej środka, a pierścienie występują wyraźnie już w niniejszych odległościach. Dostają się do nich jony dodatnie i ujemne poprzez szparę w magnetosferze zarówno po dziennej, jak i z ogona po nocnej stronie. Z chwilą gdy wpadną do wnętrza magnetosfery, dostają się jakby w pułapkę magnetyczną. Każdy jon zostaje zmuszony do zmiany kierunku swojej drogi, zgodnie z oddziaływaniem ziemskiego pola magnetycznego, i zaczyna krążyć po spirali dokoła linii sił tego pola przebiegających — jak wiadomo — od bieguna północnego do południowego (lub przeciwnie). Dzięki temu jony zaczynają wędrować z północy na południe (i przeciwnie), aż schodzą do niższych warstw naszej atmosfery, gdzie zderzają się z tworzącymi ją neutralnymi i zjonizowanymi atomami, tracą prędkość i przestają być jonami. Niektóre z jonów, zapewne, mogą uciekać w przestrzeń międzyplanetarną.
Pozostaje jeszcze wyjaśnić, skąd pochodzą owe elektrony, protony i jądra atomowe zasiewające różne części pierścieni Van Allena. Pierścień wewnętrzny powstaje zapewne głównie z ogólnego tła promieni kosmicznych, tych
Z ośrodków aktywnych na Słońcu wybiegają w przestrzeń pojedyncze atomy o znacznych prędkościach (1), kłaczki plazmy niosące „wmro-żone" pole magnetyczne (2), strumienie plazmy o energii ruchu znacznie przewyższającej energię pola magnetycznego (3) i strumienie plazmy o małej prędkości (4). W ostatnim przypadku ruch odbywa się wzdłuż linii słonecznego pola magnetycznego
cząstek, które jednostajną chmurą obejmują prawdopodobnie całą naszą Galaktykę, a — być może — i znacznie większe obszary. Pierścień zewnętrzny jest zapewne głównie słonecznego pochodzenia.
Emisja cząstek dolatujących do Ziemi może pochodzić z różnych części tarczy słonecznej, i spoza niej. W okresie wzmożonej aktywności, źródłem cząstek — tego, co nazywamy promieniowaniem korpuskularnym Słońca, są głównie rozbłyski. W momentach malejącej aktywności źródłem takim mogą być dziury koronalne, poza tym wybuchowe protuberancje lub obłoki plazmy wylatujące czasem ze Słońca w postaci jakby ogromnych baniek, a wreszcie wiatr słoneczny.
Na możliwość istnienia wiatru słonecznego zwrócono uwagę już w 1958, a stwierdzono jego obecność za pomocą pomiarów po raz pierwszy w 1959, kiedy to we wrześniu skierowany został w stronę Księżyca Łunnik 2 z licznikami elektronowymi na pokładzie. Następne loty każdej sondy kosmicznej sięgającej poza magnetosferę ziemską potwierdzały istnienie wiatru słonecznego i przynosiły informacje o jego składzie chemicznym, zawartości elektronów i jonów dodatnich, strukturze przestrzennej i zmianach w czasie (związanych ze zmianami pozycji Ziemi w stosunku do Słońca) oraz związku z aktywnością słoneczną.
W sąsiedztwie Ziemi to dynamiczne przedłużenie korony słonecznej ma gęstość nie przekraczającą 10 cząstek na l cm3, a w skład jego wchodzą jony takich atomów, jak wodór, hel i tlen, oraz elektrony. Prędkość wiatru słonecznego koło Ziemi wynosi około 300 km/s, ale dochodzi nieraz i do półtora rażą większej wartości.
Przyczyną powstawania wiatru słonecznego jest brak równowagi dynamicznej korony słonecznej, która rozszerza się stale, dając ciągły strumień
gazow — powolny na początku i coraz szybszy w dalszych odległościach aż do prędkości mierzonej koło Ziemi.
Wiatr słoneczny nie jest jedynym sposobem ucieczki materii ze Słońca. Wybuchowe protuberancje osiągają nieraz prędkości większe od prędkości ucieczki ze Słońca bliskiej 600 km/s i także mogą być źródłem plazmy w przestrzeni międzyplanetarnej. Głównym źródłem są jednak rozbłyski. W momencie rozpalania się rozbłysku wyrzucana jest w górę do korony ogromna masa gazu. Taka chmura jonów, rozpędzonych do różnych prędkości, może dotrzeć do Ziemi bardzo szybko, już po kilkunastu minutach, jeżeli prędkości są relatywistyczne, lub dopiero po kilkudziesięciu godzinach, w przypadku prędkości nie przekraczających 2 tyś. km/s. Jeżeli prędkość jest bardzo duża, wielka też jest wtedy energia kinetyczna. Przy prędkościach relatywistycznych, zbliżonych do prędkości światła, energia jonów jest tak duża, że nawet silne pole magnetyczne nad plamami nie stanowi przeszkody dla ich ruchu i w prostoliniowym biegu docierają one po kilkunastu minutach do Ziemi, wywołując krótkotrwałe gwałtowne zakłócenia ziemskiego pola magnetycznego.
Energiczne elektrony i protony, w postaci chmur plazmy, unoszą ze sobą porwane ze Słońca (wmrożone) pola magnetyczne. Pola te bywają tak silne, że odchylają drogi promieni kosmicznych Galaktyki, nie dopuszczając ich do Ziemi, tak jakby stanowiły dla nich barierę. Stąd zapewne pochodzi obserwowane nieraz chwilowe osłabienie natężenia galaktycznego promieniowania kosmicznego wkrótce po silnych rozbłyskach.
Jeżeli prędkości cząstek są rzędu tylko 2-3 tyś. km/s, pole magnetyczne Słońca staje się w ich rozchodzeniu się poważną przeszkodą. Swobodnie mogą się poruszać wzdłuż linii sił, a prócz tego biorą wyraźny udział w ruchu obrotowym Słońca. Dzięki temu droga ich ku Ziemi nie jest linią prostą, ale ramieniem spirali, odchylającym się od prostej. Odchylenie to nie jest duże i łuk spirali jest niewielki, gdyż cały obrót po spirali, zgodny z ruchem obrotowym Słońca, winien trwać cztery tygodnie, a chmura plazmy ze Słońca dolatuje do Ziemi już po 2 dobach. Te strumienie plazmy są zapewne główną przyczyną powstawania zórz polarnych.
Plazma słoneczna wysyłana w przestrzeń w czasie rozbłysku nie dociera do powierzchni Ziemi, lecz jest zatrzymywana i skierowywana wzdłuż linii sił ziemskiego pola magnetycznego. Część jej poprzez szpary okołobiegunowe dociera do wnętrza magnetosfery i zasila pierścienie Van Allena, powodując ich rozdęcie i sięganie oboma końcami głębiej w atmosferę. Tam właśnie zachodzą procesy ujawniające się wspaniałym świeceniem w postaci zórz polarnych — cząstki uwięzione w pierścieniach zderzają się z atomami naszej atmosfery dostarczając energii temu zjawisku.
Ciekawym skutkiem występowania w okolicy Ziemi zwiększonej ilości plazmy, niosącej w dodatku ze sobą pole magnetyczne, są zmiany w ilości produkowanego przez promieniowanie kosmiczne radioaktywnego izotopu węgla w naszej atmosferze. Stwierdzono to badając skład izotopowy słoi kilkusetlet-
nich drzew. Budowały one swoje tkanki z węgla o takim składzie izotopowym, jaki w danym roku istniał w atmosferze. Okazało się, że w latach minimum aktywności Słońca drzewa wchłaniały więcej radioaktywnego węgla niż w okresie maksymalnego zaplamienia. Mogłoby się wydawać, że powinno być odwrotnie, ale ponieważ wiemy, że izotop ten powstaje w wyniku działania promieniowania kosmicznego oraz że w czasie rozbłysków plazma słoneczna utrudnia dostęp tego promieniowania do Ziemi, staje się zrozumiały fakt zmniejszania się ilości tego izotopu w atmosferze wtedy, gdy występują rozbłyski, a stąd i zmniejszenia jego ilości w tkankach drzew. Jeżeli drzewa niejednakowo reagują prędkością wzrostu na aktywność słoneczną, to w każdym razie dają wyraźne wskazówki magazynując każdego roku inne ilości atomów radioaktywnego węgla, zależne od ilości występujących w danym roku rozbłysków na Słońcu.
Od dawna wysuwano przypuszczenie, że aktywność Słońca zmieniała się nieraz bardzo silnie niezależnie od wszelkich zmian okresowych. W latach 1645-1715 obserwowano mało plam. Również dawniej, w wieku XV i w VII, plam na Słońcu było — zapewne — bardzo mało, wywnioskowano to z analizy zapisów obserwowanych zórz polarnych. Zbadanie zawartości węgla radioaktywnego 14C w przyrostach rocznych bardzo starych drzew potwierdziło występowanie głębokich niżów słonecznej aktywności, i to wyraźniej niż pomiary grubości rocznych przyrostów. Osłabienie aktywności w XVII w. zdaje się wynikać także ze zmian grubości przyrostów, ale pomimo to pozostają jakieś ślady cykliczności 11-letniej.
Do Ziemi dociera prócz korpuskularnego także, wzmocnione w czasie maksimów plamotwórczych, promieniowanie rentgenowskie i nadfioletowe. Energia fotonów tego promieniowania jest przekazywana atomom naszej atmosfery i powoduje zwiększenie temperatury i stanu jonizacji, głównie zresztą górnych warstw, jest więc w znacznym stopniu odpowiedzialna za powstawanie jonosfery. W czasie wzrostu emisji, jak to bywa w czasie rozbłysków, rośnie grubość jonosfery i wytwarza się jej dolna warstwa na wysokości nieraz zaledwie 50 km. Zwiększony dopływ energii do jonosfery, jest, być może, w jakiś sposób przekazywany także niższym warstwom atmosfery, tym, w których zachodzą procesy decydujące o klimacie. Tu może być źródło zrozumienia tego, w jaki sposób aktywność słoneczna wpływa na zmiany klimatyczne. Problem ten jest jednak bardzo trudny i daleki jeszcze od jednoznacznego rozwiązania.
Nasuwa się pytanie, czy oprócz tych oddziaływań pośrednich poprzez jo-nosferę na dolne warstwy atmosfery nie może występować jakiś czynnik działający bezpośrednio na niższe warstwy. Jedyna możliwość, jaka wchodziłaby tu w rachubę, to wtargnięcie w atmosferę ziemską większej liczby elektronów lub protonów relatywistycznych, o energiach przekraczających równoważnik masy tych cząstek. Takie strumienie jonów o bardzo wysokich energiach istotnie występują niekiedy, ale i one nie docierają do powierzchni Ziemi. Po drodze w wyższych warstwach zderzają się z atomami i dalej lecą
już tylko mezony, będące produktem rozpadu tych cząstek. Są to tzw. promienie kosmiczne słoneczne, podobne do promieni kosmicznych galaktycznych, ale energia ich jest znacznie mniejsza.
Na zakończenie rozważań o związkach między aktywnością słoneczną i Ziemią warto jeszcze wspomnieć o możliwości oddziaływania na stan zdrowia ludzi. Dawniej odnajdywano np. wyraźny związek między występowaniem epidemii, takich jak dżuma czy cholera, a ilością plam na Słońcu. Korelacja ta zniknęła w ostatnich dziesięcioleciach, nie z powodu subtelniej-szych, bardziej krytycznych obliczeń, ale dlatego, że zastosowanie szczepionek zlikwidowało te epidemie, sprowadzając występowanie tych chorób do niedużych ognisk w niektórych okolicach Ziemi.
Być może, istnieje także i dziś związek chorób krążenia z występowaniem plam. Nie jest jednak dotychczas wyjaśnione, czy przy zwiększonej liczbie plam liczba zawałów zwiększa się czy zmniejsza.
Najbardziej dotkliwy i najwyraźniejszy związek z aktywnością słoneczną występuje w przypadku służby łączności w okolicach podbiegunowych, a niekiedy i dalszych od bieguna. Kiedy silny strumień protonów dociera do Ziemi, wytwarza się w okolicach biegunowych warstwa jonosferyczna uniemożliwiająca całkowicie łączność radiową. Fale radiowe są pochłaniane, a nie odbijane od jonosfery. Dlatego tak ważnym zagadnieniem jest przewidywanie, kiedy mogą wystąpić silne rozbłyski, produkujące te intensywne strumienie protonów. W Polsce prognozowaniem tych zjawisk zajmują się pracownicy Centrum Badań Kosmicznych i Obserwatorium Astronomicznego Uniwersytetu Wrocławskiego.
Słońce i technika
Od setek lat technika korzysta z energii słonecznej. Zanosi się na to, że wyzyskiwanie Słońca w najbliższych dziesięcioleciach wzrośnie wielokrotnie i że zależeć od niego będzie los naszej cywilizacji.
Już od bardzo dawna użytek z energii słonecznej robią ogrodnicy, budując inspekty i szklarnie. Pomysłem ostatnich lat jest wykorzystywanie ciepła słonecznego do ogrzewania w zimie całych domów. Ściana naprzeciw szklanych okien jest poczerniona (silnie się nagrzewa), a ciepło od niej jest następnie rozprowadzane po całym mieszkaniu. Taki lub inny sposób stosowany jest w Stanach Zjednoczonych do ogrzewania Słońcem mieszkań już w tysiącach domków jednorodzinnych, a w najbliższych latach liczba podobnych urządzeń ma wzrosnąć do milionów.
Można jeszcze inaczej zużytkować ciepło słoneczne, co było już podobno znane w czasach wojen grecko-perskich. Wystarcza spora soczewka lub — lepiej — wklęsłe zwierciadło skupiające w ognisku światło słoneczne. W miejscu skupiania się tego promieniowania temperatura może wzrosnąć do setek
stopni i w ten sposób zapalić papier czy kawałek drewna lub zagrzać wodę na herbatę. W krajach tropikalnych tego rodzaju kuchnie mają nieraz zastosowanie. Nie wydaje się jednak, aby taka metoda znalazła szerokie zastosowanie i całkowicie zastąpiła kuchenki gazowe lub elektryczne.
Tymczasem wyczerpaniu ulegają ropa naftowa i węgiel — kryzys energetyczny nasila się coraz bardziej. Czy Słońce ze swoimi nieprzebranymi zapasami energii nie mogłoby pomóc w tej sytuacji? A może by sięgnąć do sposobów stosowanych w satelitach, zasilanych prądem elektrycznym z baterii ogniw słonecznych?
Niestety, nie znamy sposobów, które pozwoliłyby wykorzystać więcej niż jakieś 20% energii Słońca, określonej przez stalą słoneczną. Trzeba by więc zbierać ją z powierzchni kilku tysięcy kilometrów kwadratowych. Wydaje się, że nie jest to niemożliwe. Należałoby zbudować elektrownię satelitarną i o-pracować system przekazywania zebranej energii elektrycznej na Ziemię.
Zbieranie energii słonecznej polega na zamianie padających fotonów w prąd elektryczny z pomocą ogniw fotowoltaicznych. Wydajność tych ogniw jest nieduża, jak wspomnieliśmy około 20%, ale nawet przy tak słabej wydajności zapewne uda się w przyszłości z ich pomocą uratować ludzkość przed brakiem energii elektrycznej.
Elektrownię taką można by ulokować na Ziemi np. na jakiejś pustyni, ale wtedy szybko ulegałaby zniszczeniu przez niesione wiatrem piaski. Prócz tego nie pracowałaby w sposób ciągły, a tylko przez połowę doby, nocą zaś — kiedy prąd elektryczny jest bardzo potrzebny — przestawałaby produkować. Dlatego szuka się rozwiązań podobnych do stosowanych od lat na sztucznych satelitach. Na płaskich tacach otaczających satelitę umieszcza się setki i tysiące fotoogniw, które zamieniają światło słoneczne w prąd elektryczny zasilając urządzenia wewnątrz satelity.
Podobne tace z fotoogniwami, tylko znacznie większe, projektuje się wynieść na wysokość około 36 tyś. km nad powierzchnię Ziemi. Miałyby one powierzchnię kilku tysięcy kilometrów kwadratowych. Uzyskana z pomocą takiego systemu ogniw energia byłaby przesyłana na Ziemię za pośrednictwem mikrofalowego nadajnika. Energię niosłyby fale np. o częstości 3,3 GHz. Strumień tego promieniowania nie mógłby wędrować po całej Ziemi w miarę jej obrotu, choćby dlatego że fale o takim potężnym natężeniu nie są nieszkodliwe dla żywych organizmów. Dlatego tace te — same będące ogromnym satelitą — musiałyby się znajdować stale nad tym samym miejscem powierzchni Ziemi — jako geostacjonarny satelita. Umieszczony pod takim satelitą na powierzchni Ziemi system anten odbierałby promieniowanie, które z pomocą przetworników zamieniane byłoby w prąd stały, a ten następnie w prąd zmienny, i w tej postaci byłby rozsyłany do odbiorców.
W praktyce nie będzie to takie łatwe, gdyż trzeba będzie wydźwignąć na wysokość ponad 30 tyś. km wiele setek ton materiału. Główną masę stanowiłyby fotoogniwa, których masa na kilowat wytwarzanej mocy wynosi obecnie około 4 kg. Zapewne w przyszłości udałoby się ją zmniejszyć, ale praw-
dopodobnie nie bardziej niż o połowę. Pozostałe kilkanaście procent masy to byłyby urządzenia do zamiany prądu na mikrofale i przesyłania ich na Ziemię oraz silniki rakietowe regulujące pozycję tego ogromnego płaskiego rusztowania z ogniwami. Pozycję jego zakłócałoby ciśnienie promieniowania słonecznego, wiatr słoneczny i zmiany grawitacji podobne do tych, które powodują przypływy morskie na Ziemi. Według optymistycznych ocen tego rodzaju elektrownia miałaby trwałość około 30 lat, gdyż taki jest maksymalny czas życia fotoogniw. Prócz tego co jakiś czas trzeba by zmieniać fotoogniwa uszkodzone przez mikrometeoryty (zapewne ułamek procentu po upływie 10 lat) oraz przez silne promieniowanie elektromagnetyczne i częściowo także przez promieniowanie korpuskularne.
Nie będzie brakować i innych kłopotów technicznych, ale o nich dowiemy się wtedy, gdy rozpocznie się budowa takiej elektrowni. Niemałe też będą kłopoty z odbiornikami energii na Ziemi. Obszar pokryty antenami odbiorczymi będzie wprawdzie niewielki — dzięki zogniskowaniu wiązki promieniowania — zajmie najwyżej kilkanaście do kilkudziesięciu kilometrów kwadratowych powierzchni w jakiejś bezludnej okolicy, ale cała droga wiązki od satelity do Ziemi będzie groźna i niebezpieczna dla wszelkiego życia.
Pomimo tych różnych trudności koszt jednej kilowatogodziny byłby zapewne niższy niż obecnie. A gdyby nawet był wyższy, nie istnieje inny sposób zaopatrzenia w przyszłości ludzkości w energię elektryczną. Tak wyglądają perspektywy na koniec naszego wieku i na wiek XXI.
Słońce wśród gwiazd
Omawiając Słońce nazywaliśmy je wiele razy gwiazdą. Wiek Słońca wynosi 4-5 mld lat. Czy jest to dużo, czy mało? W naszej Galaktyce spotykamy z pewnością gwiazdy młodsze, o wieku liczącym się na miliony lat, ale nierzadkie są też takie, które powstały na kilka miliardów lat przed naszym Słońcem. Pewne przesłanki mówią o tym, że Słońce może należeć do trzeciego pokolenia gwiazd od czasu powstania naszej Galaktyki. Przed jego powstaniem cykl ewolucyjny przynajmniej dwóch pokoleń gwiazdowych znacznie musiał się posunąć w czasie. Wnosimy o tym na podstawie składu chemicznego atmosfery słonecznej.
Wniosek ten wynika z następującego rozumowania. Jeżeli we wnętrzu Słońca powstaje z wodoru hel, a następnie z helu cięższe pierwiastki, można przypuszczać, że wszystkie pierwiastki powstały we wnętrzu gwiazd. W myśl ostatnio wykonywanych obliczeń, jedno pokolenie gwiazd nie wystarcza na to, aby wszystkie znane występujące w atmosferze słonecznej pierwiastki mogły powstać w takiej proporcji, w jakiej są obecnie obserwowane. Stąd właśnie niektórzy teoretycy wysnuwają wniosek, że Słońce powstało z mate-
rii, która ongiś wchodziła w skład innych gwiazd, niekoniecznie rtawet istniejących do dzisiaj, ale takich, które przed miliardami lat rozsiały w przestrzeni znaczną część przetworzonej w ich wnętrzu materii. Skoro najintensywniejsze rozsiewanie materii odbywa się pod koniec ewolucji gwiazd, a najcięższe pierwiastki powstają dopiero w powtórnym zagęszczeniu w gwiazdę — można przypuszczać, że minęły dwa pokolenia, zanim Słońce zaczęło się konden-sować. Wniosek taki jest wprawdzie bardziej przypuszczeniem niż pewnością, ale, sądząc z dziś dostępnych wyników teoretycznych, nie pozbawiony racji.
A jaka jest rola Słońca we Wszechświecie? W chwili obecnej jest ono niczym nie wyróżniającym się członkiem naszej Galaktyki. Gdyby je oddalić na 10 parseków (około 33 lata świetlne) od naszej Ziemi, świeciłoby jak gwiazda około piątej wielkości. Wega w gwiazdozbiorze Lutni, oglądana z takiej odległości, byłaby około 40 razy jaśniejsza, a Rigel w Orionie byłby jaśniejszy od obserwowanej z Ziemi Wenus w najjaśniejszym jej blasku. Oddalenie Słońca na jeszcze dwukrotnie większą odległość uczyniłoby je gwiazdką niedostrzegalną dla obserwacji gołym okiem. Warto pamiętać o tym przy czytaniu powieści o podróżach do innych gwiazd. Niełatwo byłoby trafić z powrotem na Ziemię, gdyby pojechało się na którąś z gwiazd nieco dalszych od tych, których światło biegnie do nas zaledwie kilkadziesiąt lat. Inaczej wyglądałyby niektóre gwiazdozbiory, a drobną gwiazdkę, jaką byłoby Słońce, trudno byłoby znaleźć na niebie.
Ta zwyczajność Słońca może być jednak także pewną nadzieją dla ludzi. Skoro centralna gwiazda naszego Układu Słonecznego jest tak bardzo pospolita, to może i planety podobne do Ziemi są dość pospolite, może więc nie jesteśmy aż tak bardzo samotni we Wszechświecie, jak przypuszczają niektórzy pesymiści. Naturalnie, możliwość istnienia gdzie indziej życia organicznego nie jest równoważna z możliwością występowania gdzieś we Wszechświecie takiej cywilizacji, jaka istniała np. za czasów wojny trojańskiej, nie mówiąc już o wieku XXI. Ale to są problemy ewentualnego porozumienia się z istotami spoza naszego Układu Słonecznego, o czym wiele się pisze, czasem niezbyt rozsądnie.
Pozycja Słońca w przestrzeni także nie wyróżnia się niczym specjalnym. Znajduje się ono w odległości około 2/3 promienia Galaktyki od jej środka, zapewne blisko lub nawet w środku przerwy między dwoma ramionami spirali tego ogromnego zbiorowiska gwiazd. Obiega środek Galaktyki w ciągu blisko 190 min lat, a wiec w czasie kilkanaście razy krótszym od swojego dotychczasowego życia. Prędkość ruchu po tej olbrzymiej orbicie wynosi około 250 km/s.
Prócz ruchu orbitalnego Słońce wykazuje ruch względny, różny w stosunku do różnych zgrupowań gwiazd. W stosunku do tych, które są niezbyt odległe, porusza się z prędkością 19,4 km/s w kierunku gwiazdozbioru Herkule-sa, oddalając się jednocześnie od gwiazdozbioru Oriona. Fakt ten posłużył niektórym autorom za przesłankę do przypuszczenia, że Słońce kiedyś przechodziło przez Mgławicę Oriona.
W czasie wędrówki poprzez obszary galaktyczne Słońce spotyka nieraz na swojej drodze różne mgławice pyłowe i gazowe. Rezultatem takich spotkań mogą być zapewne niektóre komety. Spotkanie z inną gwiazdą jest natomiast zupełnie nieprawdopodobne. Trudno przypuścić, żeby jakaś gwiazda przeszła w pobliżu Słońca w odległości mniejszej od dziesięciokrotnej średnicy całego Układu Słonecznego. Gwiazdy są rzadziej rozsiane w przestrzeni niż kilka much latających samotnie w kuli o objętości równej całej Ziemi. Trudno liczyć na spotkania w tak rzadko rozsianej populacji muszej w czasie krótszym od tysięcy miliardów lat.
Słońce zapewne w jakiś sposób może brać udział w ogólnej ewolucji naszej Galaktyki. Problemy ewolucji galaktyk są jednak bardzo skomplikowane i dziś trudno cokolwiek powiedzieć na temat tego, co może spotkać Słońce w wyniku przemian obserwowanych w odległych galaktykach.
Celem obserwacji astronomicznych jest możliwie dokładne określenie geometrycznych i fizycznych parametrów ciał niebieskich. Ilość i jakość informacji uzyskiwanych na drodze obserwacyjnej zależy oczywiście od wielu czynników, takich jak: nasza ogólna znajomość praw fizyki, poziom techniki, którą dysponujemy, oraz nasz stosunek do badań naukowych w ogóle. Pierwsze obserwacje astronomiczne, zapoczątkowane zresztą już w czasach historycznie zamierzchłych, miały na celu przede wszystkim zlokalizowanie obiektów na sferze niebieskiej. Obserwacji tych, choć mogą się dziś wydawać prymitywne, nie należy jednak lekceważyć. Stanowiły one pierwszy etap uporządkowania naszego sąsiedztwa kosmicznego oraz klasyfikacji wypełniających go obiektów. Stworzona niegdyś „kinematyka" obrotów sfer niebieskich jest do dziś częścią „warsztatu" astronoma, który niezależnie od tego jak osobliwe obiekty Wszechświata obserwuje, musi przede wszystkim umieć odnaleźć
je na niebie.
Dzisiejsze obserwacje astronomiczne są, rzecz jasna, nieporównanie wszechstronniejsze. Pomijając szczegółowy opis stosowanych metod*, ograniczymy się tylko do podsumowania tego, co wiemy obecnie o gwiazdach od strony obserwacyjnej. Wypada tylko mocno podkreślić, że liczba obiektów, których parametry zostały zmierzone bezpośrednio lub przynajmniej wyznaczone w sposób zbliżony do „pomiaru" rozumianego w sensie potocznym, jest bardzo mała. Gwiazdy są od nas bardzo odległe i informacje, jakie od nich odbieramy, dochodzą do nas za pośrednictwem promieniowania elektromagnetycznego. Nasze obserwacyjne wiadomości o gwiazdach zależą od naszej umiejętności interpretowania jego cech. Przez ostatnie kilkadziesiąt lat swego rozwoju astrofizyka stworzyła dość dokładny i wewnętrznie spójny obraz świata gwiazd. Brak wyraźnych sprzeczności pozwala ufać, że jest on stosunkowo wiernym odbiciem rzeczywistości i że sposób jego tworzenia był
poprawny.
Podstawowymi parametrami opisującymi gwiazdę są: masa, promień, temperatura efektywna, jasność absolutna, skład chemiczny oraz wiek.
* O sprawach tych mówi się szczegółowo w Części 7 pt. „Instrumenty współczesnej astronomii".
Masa gwiazdy, decydująca — jak przekonamy się niżej — o przebiegu ewolucji gwiazdy, jest wielkością stosunkowo trudną do wyznaczenia. Bezpośrednie a zarazem w miarę dokładne jej wyznaczenie jest możliwe tylko wówczas, gdy gwiazda jest członkiem układu podwójnego. Odwołanie się do elementarnych praw rządzących ruchem układu dwóch ciał pozwala wyznaczyć obie masy, pod warunkiem jednak, że o układzie tym mamy wszystkie konieczne informacje, takie jak okres obiegu wokół środka masy oraz rozmiary orbit obu składników. Chociaż ponad połowa gwiazd w naszej Galaktyce wchodzi w skład układów podwójnych, to jednak liczba układów o znanych obu orbitach jest niewielka.
Oczywiście najdokładniej znana jest masa Słońca, które co prawda nie jest gwiazdą podwójną, ale ma planety (wystarczyłaby zresztą tylko jedna), których okresy obiegu i rozmiary orbit okołosłonecznych są znane. Masa Słońca, równa 1,99-1030 kg, jest wygodną jednostką mas gwiazdowych i zgodnie z praktyka astrofizyczną będziemy ją stosować. Wyznaczone masy innych gwiazd zawierają się w granicach od około 0,1 do około 70 mas Słońca. Granice te nie są ściśle określone, można jednak uważać za fakt stwierdzony obserwacyjnie, że gwiazdy nie mają mas ani znacznie mniejszych od 0,1, ani znacznie większych od 100 mas Słońca.
Promień gwiazdy można wyznaczyć dwoma sposobami. Po pierwsze, przez obserwacje takich układów podwójnych, których płaszczyzny orbit są nachylone pod niewielkim kątem do płaszczyzny, w której znajduje się Ziemia, tak iż możemy obserwować wzajemne zaćmiewanie się składników. Pomiar czasu trwania poszczególnych faz zaćmienia w powiązaniu z pomiarami prędkości składników w tych fazach prowadzi wprost do oceny rozmiarów obu gwiazd. Druga metoda jest bardziej bezpośrednia, ale jednocześnie znacznie trudniejsza pod względem obserwacyjnym. Polega ona na pomiarze średnicy kątowej gwiazdy. Jest to jednak możliwe tylko dla kilkunastu obiektów o szczególnie dużych rozmiarach, leżących na ogół dość blisko Słońca. Prosty związek między rozmiarami liniowymi, rozmiarami kątowymi i odległością daje nam natychmiast poszukiwany promień gwiazdy.
Choć każda z metod ma swoje ograniczenia, to jednak uzyskane za ich pomocą wyniki są dość wiarygodne. Oczywiście również i promień Słońca jest znany najdokładniej. Jest on równy 696 tyś. km. Promienie innych gwiazd zawierają się w bardzo szerokich granicach. Możliwe są promienie zarówno około 1000 razy większe od promienia Słońca (nadolbrzymy), jak i setki razy od niego mniejsze (białe karły). Zakres ten rozszerzyło znacznie odkrycie pul-sarów, których promienie ocenia się (choć na drodze pośredniej) na 10 km! Innymi słowy, w świecie gwiazd istnieją zarówno obiekty o rozmiarach porównywalnych z rozmiarami Układu Słonecznego, jak i obiekty o wielkości średniego miasta.
Temperatura efektywna jest wielkością charakteryzującą ilość energii promienistej wysyłanej we wszystkich zakresach widmowych przez jednostkę powierzchni gwiazdy w jednostce czasu. Tak, przyznajmy, dość
niecodzienny sposób wyrażania energii w jednostkach temperatury ma następujący sens fizyczny: przyjmijmy na chwilę, że gwiazda promieniuje jak ciało doskonale czarne, tzn. promieniowanie pozostaje w stanie równowagi termodynamicznej z materią, która to promieniowanie wysyła. Zachodzi wówczas prosty związek między energią promieniowaną z jednostki powierzchni w jednostce czasu / i temperaturą T opisującą zarówno stan materii, jak i promieniowania: /=const-lr4. W rzeczywistości promieniowanie opuszczające gwiazdę nie jest promieniowaniem ciała doskonale czarnego, niemniej jednak jego rzeczywistą ilość można wstawić do powyższego równania i otrzymać czysto formalnie wartość temperatury. Temperaturę obliczoną tą metodą nazywamy temperaturą efektywną. Taki z pozoru sztuczny sposób informowania o temperaturze gwiazd ma prostą przyczynę fizyczną. Zwróćmy bowiem uwagę, że pojęcie temperatury traci sens w odniesieniu do gwiazdy jako całości. Temperatura materii w gwieździe rośnie szybko w miarę zagłębiania się pod powierzchnię: również samo pojęcie powierzchni gwiazdy jest nieprecyzyjne. Światło opuszczające gwiazdę pochodzi ze stosunkowo grubej warstwy, w której temperatura nie jest wszędzie jednakowa. Temperatura efektywna jest więc miarą temperatury panującej w nie określonej bliżej warstwie, leżącej stosunkowo blisko powierzchni i będącej „efektywnym" źródłem wysyłanego promieniowania.
Bezpośredni pomiar temperatury efektywnej jest możliwy tylko dla Słońca oraz dla nielicznych gwiazd, których promienie i odległości od nas są znane. W przypadku Słońca wielkością podstawową jest ilość energii słonecznej padającej w jednostce czasu na jednostkę powierzchni Ziemi (tzw. stała słoneczna)*. Znając promień Słońca i jego odległość od Ziemi, z prostych rozważań geometrycznych otrzymujemy ilość energii promieniowanej z powierzchni Słońca. Wynosi ona 6,283T07 J/(m2-s), co odpowiada temperaturze efektywnej 5785 K. W przypadku gwiazd wielkością wyjściową jest jasność obserwowana, wyskalowana w jednostkach energetycznych.
W świetle tego, co powiedzieliśmy wyżej, paradoksalnie zabrzmi stwierdzenie, że uzyskanie informacji o temperaturze warstw powierzchniowych gwiazdy jest jednym z najłatwiejszych zadań astrofizyki obserwacyjnej. Dlaczego tak jest, wyjaśnimy bliżej w rozdziale pt. „Wykres H-R".
Mniej lub więcej bezpośrednie informacje, jakie możemy uzyskać o temperaturach efektywnych gwiazd, wskazują, że mogą one zawierać się w dość szerokich granicach: od niespełna 100 tyś. stopni dla gwiazd najgorętszych do niewiele ponad 1000 stopni dla gwiazd najchłodniejszych.
Jasność absolutna jest wielkością charakteryzującą całkowitą ilość energii promieniowanej przez gwiazdę. W astronomii istnieją dwa sposoby podawania tej wielkości: albo w bezwzględnej skali energii, np. w dżulach na sekundę, albo we względnej skali wielkości gwiazdowych. Pierwszy sposób jest chętniej stosowany przez teoretyków, drugi — przez obserwatorów. Wy-
*O stałej słonecznej była mowa w Części 2 pt. „Słońce".
nika to nie tyle z różnicy gustów, ile z różnicy między tym, co chcielibyśmy o gwieździe wiedzieć a tym, czego możemy stosunkowo łatwo się dowiedzieć. Te ostatnie różnice są niekiedy tak duże, że jasność absolutna w ujęciu teoretyków jest wielkością różną od tego, co potrafią wyznaczyć obserwatorzy. W związku z tym konieczne jest w tym miejscu pewne uściślenie terminologii. Energetyczną jasnością absolutną* będziemy nazywali energię promieniowaną przez gwiazdę w ciągu sekundy we wszystkich zakresach widma. Wielkość tę możemy wyznaczyć znając odległość gwiazdy oraz ilość energii (w jednostkach absolutnych), która we wszystkich zakresach widma dobiega od niej do Ziemi, albo znając jej temperaturę efektywną i promień. W drugim przypadku energetyczna jasność absolutna wynika ze wzoru:
W skali wielkości gwiazdowych jasność absolutna M jest związana z jasnością obserwowaną m w następujący sposób:
M = m-5 lgr + 5
gdzie r jest odległością do gwiazdy wyrażoną w parsekach**. Ponieważ punkt zerowy skali wielkości gwiazdowych jest dowolny, uzgodnienie obu definicji wymaga w zasadzie tylko wyskalowania wielkości gwiazdowych w jednostkach energetycznych, co samo w sobie jest zadaniem czysto technicznym i wykonalnym. Sprawę komplikują jednak dwie okoliczności. Po pierwsze, prosta zależność między jasnością absolutną i obserwowaną zachodzi tylko wówczas, jeżeli osłabienie światła jest wynikiem wyłącznie efektu geometrycznego (patrz Część 2 pt. „Słońce"). Założenie to jest spełnione z dobrym przybliżeniem dla gwiazd najbliższych, natomiast światło gwiazd odległych jest na ogół osłabiane dodatkowo przez materię międzygwiazdową, której wpływ na jasność gwiazdy i widmowy rozkład jej promieniowania można wprawdzie ocenić, ale nie zawsze z wystarczającą dokładnością. Po drugie, jasność absolutna, która ma dla nas największe znaczenie, odnosi się do promieniowania wysyłanego we wszystkich zakresach widmowych; dla podkreślenia tego faktu nazywamy ją bolometryczną jasnością absolutną. W praktyce obserwacje prowadzimy zazwyczaj nie za pomocą bolo-metru (tj. przyrządu rejestrującego w idealnym przypadku promieniowanie we wszystkich zakresach widmowych), ale w pewnym paśmie, którego granice są określone przez właściwości użytych filtrów i odbiorników. Jasności mierzone w obszarze widmowym odpowiadającym w przybliżeniu czułości oka ludzkiego nazywamy jasnościami wizualnymi. Innymi słowy, nawet przy znanej odległości i ekstynkcji międzygwiazdowej wyznaczana przez nas jasność absolutna odnosi się tylko do części promieniowania wysy-
* W literaturze angielskiej na określenie tego pojęcia używa się terminu luminosity. Wobec braku ogólnie przyjętego terminu polskiego wydaje się, że dodanie przymiotnika „energetyczna" wystarczy do odróżnienia obu wielkości.
** l parsek równy jest 3,26 lat świetlnych, a więc około 3,08-10" km.
łanego przez gwiazdę. Przejście do jasności bolometrycznych wymaga dość dokładnej znajomości rozkładu widmowego promieniowania od dalekiego nadfioletu do podczerwieni, co na ogól wymaga podjęcia obserwacji spoza atmosfery Ziemi. Obserwacji takich jest jeszcze zbyt mało, by możliwe było stworzenie czysto empirycznej skali tzw. poprawek bolometrycznych, czyli wielkości pozwalających przejść od jasności wizualnych do bolometrycznych. dla gwiazd w szerokim zakresie temperatur efektywnych. Z konieczności odwołujemy się więc do wyników teorii atmosfer gwiazdowych, uzyskując w ten sposób skalę półempiryczną, obarczoną dużą dozą niepewności, ale najprawdopodobniej stosunkowo dobrze charakteryzującą całkowite promieniowanie gwiazd.
Pomimo przedstawionych wyżej trudności jesteśmy w stanie stwierdzić, że różnice jasności absolutnych gwiazd są ogromne. Najjaśniejsze z nich wysyłają 100 mld razy więcej energii niż gwiazdy najsłabsze. Nie powinniśmy się więc dziwić, że astronomowie stosują do wyrażania jasności gwiazd skalę logarytmiczną. W tej skali odpowiednia różnica jasności gwiazd najjaśniejszych i najsłabszych wynosi około 28 wielkości gwiazdowych. Słońce, które w ciągu sekundy wysyła około 4-1026 J energii, co odpowiada jasności absolutnej wizualnej około 4,8 wielkości gwiazdowej, jest gwiazdą raczej słabą.
Skład chemiczny materii gwiazdowej można stosunkowo łatwo wyznaczyć. Z fizyki pamiętamy zapewne, że obecność danego pierwiastka w materii świecącej (lub pochłaniającej) manifestuje się w postaci charakterystycznych tylko dla niego linii emisyjnych lub absorpcyjnych. Skład chemiczny możemy więc w zasadzie znaleźć dla dowolnego obiektu, jeżeli tylko jesteśmy w stanie uzyskać zdjęcie jego widma. Spektroskopowa metoda wyznaczania obfitości pierwiastków ma dobrze opracowaną teorię, potwierdzoną w licznych eksperymentach laboratoryjnych, i jej zastosowanie w astronomii nie budzi większych zastrzeżeń. Jednak osiągnięcie dokładności gwarantowanej przez współczesne metody analizy widmowej nie zawsze jest możliwe wskutek niedostatecznej znajomości warunków fizycznych (temperatura, gęstość i stan jonizacji materii) panujących w tych warstwach gwiazdy, w których powstają absorpcyjne linie widmowe poszczególnych pierwiastków. Jednak nawet najprymitywniejsze metody są wystarczająco dokładne, by można było uzyskać wiele znaczących informacji o składzie chemicznym obiektów astronomicznych. Należy jednak dobrze zdawać sobie sprawę z tego, że informacje te odnoszą się tylko do tych obszarów, z których światło dobiega do nas bezpośrednio. W przypadku gwiazd obszarami takimi są tylko ich warstwy powierzchniowe, czyli atmosfery, w których powstaje widmo liniowe. Warstwy głębsze są przed nami całkowicie ukryte i o ich składzie chemicznym możemy wnioskować tylko w sposób pośredni. Ponadto, analiza widmowa daje informacje tylko o tych pierwiastkach, które produkują linie w widmie danego obiektu. Chociaż każdy pierwiastek ma liczną i charakterystyczną tylko dla siebie rodzinę linii widmowych, to jednak warunki fizyczne mogą nie sprzyjać ich powstawaniu. Na przykład najgorętsze gwiaz-
Zdjęcie gromady otwartej M 67 w gwiazdozbiorze Raka
dy nie mają w widzialnej części widma praktycznie żadnych linii absorpcyjnych. Gwiazdy nieco chłodniejsze wykazują tylko słabe linie helu, co jednak nie znaczy wcale, że są zbudowane tylko z tego pierwiastka: po prostu atomy innych pierwiastków są całkowicie lub w znacznym stopniu zjonizowane i nie są w stanie absorbować żadnych linii. Gwiazdy chłodne mają w widmach ogromne bogactwo linii absorpcyjnych, co oczywiście nie jest związane z rzeczywistym nadmiarem np. metali, a jest tylko skutkiem specyficznych warunków fizycznych sprzyjających jednoczesnemu wzbudzeniu wielu poziomów atomowych wielu pierwiastków.
Po uwzględnieniu tych efektów, widmowa analiza składu chemicznego pozwoliła uzyskać dość szczegółowy obraz rozprzestrzenienia pierwiastków chemicznych we Wszechświecie, w tym również w atmosferach gwiazdowych. W pierwszym przybliżeniu możemy przyjąć, że skład chemiczny gwiazd jest zbliżony do składu chemicznego całej materii we Wszechświecie. Zasadniczą jego cechą jest zdecydowana przewaga wodoru i helu. Pozostałe pierwiastki
stanowią łącznie około 2% masy lub, mówiąc inaczej, na każdy 1000 atomów wodoru przypada około 80 atomów helu i zaledwie 2 atomy pozostałych pierwiastków. Pomimo znikomego udziału pierwiastków ciężkich w materii gwiazdowej, czułość analizy widmowej jest wystarczająca, by stwierdzić pewne różnice w ich rozprzestrzenieniu w atmosferach gwiazd. Wszystkie znane gwiazdy można podzielić z grubsza na dwie grupy różniące się zawartością pierwiastków ciężkich. Różnica ta jest podstawą do wyróżnienia dwóch tzw. populacji. Do populacji I zaliczamy gwiazdy zawierające w swych atmosferach około 3% (w jednostkach masy) pierwiastków ciężkich; typowymi przedstawicielami tej grupy są gwiazdy gorące, gwiazdy gromad otwartych oraz Słońce. Gwiazdy populacji II zawierają wyraźnie mniej pierwiastków ciężkich — co najwyżej 1%; typowymi obiektami populacji II są gwiazdy gromad kulistych.
Niezależnie od różnic związanych z przynależnością do tej czy innej populacji, poszczególne obiekty mogą wykazywać znaczne osobliwości składu chemicznego. Na przykład w widmach gwiazd metalicznych wyraźnie wzmocnione są linie należące do pierwiastków z grupy ziem rzadkich, tzw. gwiazdy helowe mają natomiast znikomą, w porównaniu z normalną, zawartość wodoru, a ich atmosfery są prawdopodobnie zbudowane głównie z helu. Obserwowane różnice składu chemicznego muszą być wzięte pod uwagę i wyjaśnione przez teorię budowy i ewolucji gwiazd.
Wiek gwiazd jest ostatnim z wymienionych przez nas parametrów, którego znajomość odgrywa istotną rolę w tworzeniu i weryfikacji teorii ewolucji gwiazd. Oczywiście o jakichkolwiek metodach bezpośredniego wyznaczania wieku poszczególnych gwiazd nie może być nawet mowy. Z pomocą przychodzą nam natomiast niektóre grupy gwiazd, których wiek jesteśmy w stanie określić przynajmniej co do rzędu wielkości. Grupami takimi są gromady. Znamy ich dwa rodzaje: gromady otwarte i gromady kuliste. Gromady otwarte są stosunkowo luźnymi układami liczącymi od kilkuset do kilkunastu tysięcy gwiazd, występującymi dość obficie w pobliżu płaszczyzny Galaktyki, a także dającymi się wyróżnić w innych pobliskich galaktykach. Stosunkowo mała gęstość przestrzenna gwiazd w ich obrębie sprawia, że gromady otwarte są bardzo słabo związane własnymi siłami grawitacji i łatwo ulegają destrukcyjnym wpływom czynników zewnętrznych, takich jak różniczkowa rotacja Galaktyki (patrz Część 4 „Układ Drogi Mlecznej") czy też galaktyczne siły przypływowe. Inaczej mówiąc, są to obiekty stosunkowo nietrwałe i wiek ich nie może być zbyt duży. Dynamiczne oceny trwałości gromad otwartych prowadzą do wniosku, że nie może on być większy od 1-3 mld lat dla gromad najbardziej zwartych. Obiektami jeszcze młodszymi muszą być tzw. asocjacje — zupełnie luźne grupy kilkuset gwiazd, wyróżniające się z ogólnego tła gwiazdowego tylko pewnymi wspólnymi cechami fizycznymi i kinematycznymi. Pomiary prędkości gwiazd w asocjacjach świadczą o ich rozbieganiu się w przestrzeni. Są to więc układy zupełnie nie związane grawitacyjnie i ulegające rozpadowi w ciągu około
Typowa gromada kulista (M 13 w gwiazdozbiorze Herkulesa). Zlewanie się obrazów gwiazd w obszarach środkowych gromady nie oznacza wyjątkowo dużej gęstości przestrzennej gwiazd, lecz jest wynikiem „rozmycia" ich obrazów przez atmosferę ziemską oraz — niestety — niskiego poziomu technicznego naszej poligrafii
10 min lat. Asocjacje należą bez wątpienia do najmłodszych obiektów galaktycznych, których wiek potrafimy przynajmniej z grubsza ocenić.
Na przeciwnym krańcu skali znajdują się  gromady   kuliste. Są to układy bardzo zwarte, liczące od kilkudziesięciu do kilkuset tysięcy gwiazd.
Pod względem dynamicznym są to układy niezwykle trwale. Jedyne zmiany, jakie mogą w nich zachodzić, polegają na utracie gwiazd, które w następstwie bliskich spotkań z innymi gwiazdami uzyskują przypadkowo prędkości większe od prędkości ucieczki z gromady. Taki proces „parowania" zachodzi jednak w bardzo długiej skali czasu: całkowity rozpad gromady mógłby nastąpić dopiero po upływie tysięcy miliardów lat, a więc wymagałby czasu znacznie dłuższego od wszelkich rozsądnych ocen wieku Wszechświata. Gromady kuliste, które powstałyby jednocześnie z Wszechświatem, przetrwałyby do dziś praktycznie w nie zmienionej postaci. Oczywiście nie wiemy, kiedy dokładnie powstały gromady kuliste, jednak biorąc pod uwagę ich ogromną trwałość możemy spodziewać się, że są to obiekty o raczej dużym wieku.
Słońce jest jedyną gwiazdą pojedynczą, o której wieku posiadamy przybliżone informacje. Szczęśliwą okolicznością jest w tym przypadku istnienie Ziemi, której skorupa — jak na to wskazują oceny geologiczne — liczy sobie nie mniej niż 4-5 mld lat. Pomimo braku jednoznacznej teorii powstawania planet, w tym również Ziemi, rozsądne wydaje się założenie, że powstały one mniej więcej w tym samym czasie, a chyba na pewno nie wcześniej, co i Słońce.
Powyższy przegląd „obserwacyjnych" wiadomości na temat gwiazd wskazuje na ogromną rozmaitość obiektów, z którymi przyjdzie nam mieć do czynienia. Gdybyśmy jednak tylko tyle wiedzieli o gwiazdach, wówczas stworzenie spójnej i dającej się sprawdzić obserwacyjnie teorii budowy i ewolucji gwiazd byłoby zadaniem niewykonalnym. Naturalnym dążeniem powinno być w takiej sytuacji znalezienie prawidłowości, które w pewien sposób porządkowałyby posiadane przez nas informacje cząstkowe. Fundamentalne znaczenie ma pod tym względem tzw. wykres (albo diagram) Hertzsprun-ga-Russella, który dla uniknięcia częstego powtarzania — zasłużonych co prawda, ale dość długich — nazwisk autorów będziemy nazywali krócej wykresem H-R.
Wykres H-R
Przedstawiając w poprzednim rozdziale metody wyznaczania parametrów fizycznych gwiazd podkreślaliśmy, że mogą one być zastosowane tylko do nielicznych obiektów. Wobec setek miliardów gwiazd istniejących w naszej Galaktyce owe kilkadziesiąt co najwyżej obiektów, dla których znamy temperatury efektywne, bolometryczne jasności absolutne, promienie itd., są próbką zbyt małą, by można było na jej podstawie wysnuwać wnioski odnoszące się do całej populacji gwiazd. Istnieje więc potrzeba takiego uogólnienia naszych wiadomości, by nie rezygnując z obserwacji jako podstawy po-
Porównanie widm gwiazd o różnych typach widmowych. Różnice wyglądu widma nie są spowodowane odmiennym składem chemicznym, lecz różnymi temperaturami, w których poszczególne widma są tworzone
znania naszego otoczenia kosmicznego uzyskać jednak informacje o znacznie wyraźniejszej wymowie „statystycznej".
Jak to się często w naukach przyrodniczych zdarza, istotnym krokiem w tym kierunku było stworzenie właściwego systemu klasyfikacji gwiazd. Historycznie rzecz biorąc, system klasyfikacji, o którym będzie mowa za chwilę,
powstał wcześniej, niż zrozumiano, jakie informacje fizyczne w sobie kryje. Fizyczny sens tzw. dwuwymiarowej klasyfikacji widmowej wyjaśniła w pełni dopiero teoria atmosfer gwiazdowych. Z naszego punktu widzenia zachowanie chronologii historycznej nie jest konieczne i problem klasyfikacji widmowej przedstawimy tak, jak pojmujemy go obecnie.
Czysto obserwacyjną cechą każdej gwiazdy jest jej widmo liniowe oraz rozkład energii w widmie ciągłym. Uzyskanie tych informacji jest stosunkowo łatwe i nie wymaga żadnych założeń natury teoretycznej. Z teorii atmosfer gwiazdowych wynika, że wygląd widma (zarówno liniowego, jak i ciągłego) zależy od dwóch parametrów gwiazdy: temperatury efektywnej i przyspieszenia grawitacyjnego na powierzchni. Stosując pewne kryteria klasyfikacyjne, które w tym miejscu nie są istotne (i sprowadzają się, ogólnie rzecz biorąc, do względnej oceny natężenia określonych linii absorpcyjnych) możemy każdej gwieździe o znanym widmie przypisać pewien typ widmowy, oznaczany umownie jedną z liter ciągu O, B, A, F, G, K i M. W obrębie każdego typu wyróżniamy ponadto dziesięć podtypów, oznaczanych cyframi arabskimi od O do 9. Typ widmowy, jeżeli pominąć obiekty o widmach osobliwych, jest związany przede wszystkim z temperaturą efektywną. Wykorzystując zarówno istniejące wyniki obserwacyjne odnoszące się do temperatur efektywnych, jak i przewidywania teoretyczne, można dość dokładnie wy-skalować ciąg typów widmowych w funkcji temperatury, choć dokładność wyznaczenia temperatury dowolnej gwiazdy na podstawie tylko wyglądu jej widma nie będzie duża. W powyższym ciągu gwiazdy typu O mają temperatury najwyższe, natomiast M — najniższe.
Drugim parametrem decydującym o wyglądzie widma liniowego jest przyspieszenie grawitacyjne na powierzchni. Jego wpływ na natężenie linii jest znacznie mniejszy, jednak wystarczający, by zmienić w sposób zauważalny szerokości oraz stosunki natężeń niektórych linii produkowanych przez atomy o różnych stopniach jonizacji. Posługując się odpowiednimi kryteriami każdemu typowi widmowemu można przypisać dodatkowo tzw. klasę jasności, oznaczaną cyframi rzymskimi od I do VI, zależną od wielkości przyspieszenia grawitacyjnego na powierzchni gwiazdy. I odpowiada najmniejszym, a VI — największym przyspieszeniom grawitacyjnym. Jednocześnie informacje o jasnosciach absolutnych oraz promieniach, wyznaczonych w sposób niezależny, wykazały, że przy danym typie widmowym mniejsza wartość przyspieszenia grawitacyjnego odpowiada większej jasności i większemu promieniowi. Zależność taka jest łatwa do zrozumienia: jasność absolutna gwiazdy jest wprost proporcjonalna do ilości energii promieniowanej z l cm2 powierzchni (określonej przez wartość temperatury efektywnej) oraz do całkowitej powierzchni gwiazdy, czyli do kwadratu jej promienia. Z drugiej strony, przyspieszenie grawitacyjne jest proporcjonalne do masy i odwrotnie proporcjonalne do kwadratu promienia. Ponieważ wśród gwiazd promienie zmieniają się o wiele bardziej niż masy, wpływ promienia jest decydujący i dlatego przy ustalonej temperaturze efektywnej mniejsza wartość przyspiesze-
O   80,1    B2   B5   B8 B9    AO   A2 A3   A5    FD    F2   F5   FB  GO    GS    KO   K2   KS M
typ widmowy
Wykres Hertzsprunga-Russella dla kilku tysięcy gwiazd o znanych jasnosciach absolutnych i typach widmowych
nią oznacza większy promień i większą jasność absolutną. Z tych też powodów drugi parametr klasyfikacji nazywamy klasą jasności, a kolejne cyfry rzymskie zastępujemy niekiedy bardziej obrazowymi określeniami: I-II — nadolbrzymy, III — olbrzymy, IV — podolbrzymy, V — karły i VI — pod-karły. (Czasem wprowadza się również VII klasę jasności odpowiadającą białym karłom, o których będzie jeszcze mowa).
Powyższe wiadomości pozwolą nam lepiej zrozumieć, jakie informacje kryje w sobie wykres H-R. Konstruujemy go odkładając na osi poziomej typ widmowy gwiazd, a na osi pionowej ich jasności absolutne, np. wizualne, wyrażone w logarytmicznej skali wielkości gwiazdowych. Na rysunku przedstawiony jest wykres H-R dla dużej liczby gwiazd o znanych jasnosciach ab-
Wykresy H-R dla gromady otwartej (z lewej strony) i gromady kulistej (z prawej). Pierwszy zawiera praktycznie tylko gwiazdy ciągu głównego oraz kilka olbrzymów. Cechą charakterystyczną drugiego wykresu jest znacznie krótszy odcinek ciągu głównego i dobrze rozbudowane gałęzie podolbrzymów, olbrzymów i nadolbrzymów
solutnych i typach widmowych. Zwróćmy uwagę, że punkty na tym wykresie są w wyraźny sposób uporządkowane, mimo że przy jego sporządzaniu nie dokonywaliśmy żadnej selekcji gwiazd. Oznacza to, że nie wszystkie kombinacje jasności absolutnych i typów widmowych są dopuszczalne. Najwięcej gwiazd układa się w stosunkowo wąskim pasie biegnącym od gorących i jasnych gwiazd, leżących w lewym górnym rogu wykresu, do gwiazd słabych i chłodnych w prawym dolnym rogu wykresu. Pas ten zawiera gwiazdy o klasie jasności V i nosi nazwę ciągu głównego. W prawej górnej części wykresu liczba obiektów jest znacznie mniejsza. Tworzą one wyraźną gałąź olbrzymów otoczoną przez jeszcze mniej liczne nadolbrzymy i podolbrzymy. W lewej dolnej części wykresu występuje izolowana grupa gwiazd o stosunkowo dużych temperaturach i niewielkich jasnościach absolutnych, zwana dlatego białymi karłami i zaliczana do klasy jasności VII.
Wykres ten jest swego rodzaju zbiorową „fotografią" gwiazd i spodziewamy się, że zawiera on obiekty o wszystkich możliwych parametrach fizycznych. Dążenie do uzyskania obrazu możliwie ogólnego sprawia, że jest on nieco rozmazany, i to zarówno przez błędy obserwacji, jak i różnice w swoistych właściwościach gwiazd. Logicznym krokiem następnym jest „wyostrzenie" obrazu przez ograniczenie się tylko do grup gwiazd odznaczających się pewnymi cechami wspólnymi. Grupami takimi są oczywiście gromady gwiazd. To, co o nich wiemy, pozwala przypuszczać, że składają się one z gwiazd powstałych niemal jednocześnie i z materii o takim samym składzie chemicznym. Gromady mają ponadto tę zaletę, że wchodzące w ich
skład gwiazdy znajdują się praktycznie w jednakowej od nas odległości. (Liniowe rozmiary gromad są na ogół znikomo małe w porównaniu z ich odległościami). Dlatego też dobrą miarą jasności absolutnych gwiazd w gromadzie są ich jasności obserwowane, nie obarczone niepewnością wynikającą z wyznaczenia odległości i ekstynkcji międzygwiazdowej. Typowe wykresy H-R dla gromad otwartych i kulistych są przedstawione na rysunku. Różnice między obydwoma wykresami są uderzające. Gwiazdy gromad otwartych układają się niemal wyłącznie na ciągu głównym i tylko niekiedy obserwuje się jeszcze stosunkowo nieliczną gałąź olbrzymów. Wykresy dla gromad kulistych mają stosunkowo krótki odcinek dolnej części ciągu głównego oraz wyraźnie rozbudowane gałęzie podolbrzymów, olbrzymów i nadolbrzymów. Pomimo tych różnic, będących bez wątpienia wyrazem różnego wieku i składu chemicznego obu typów gromad, oba wykresy sprowadzone do skali jasności absolutnych i nałożone na siebie utworzyłyby wykres poprzedni, odnoszący się do wszystkich gwiazd. Zadaniem teorii budowy i ewolucji gwiazd jest więc wyjaśnienie, jakie czynniki decydują o położeniu gwiazdy na tym wykresie i dlaczego wygląda on właśnie tak, a nie inaczej.
Pierwszym krokiem w kierunku zrozumienia obserwowanych właściwości gwiazd jest odtworzenie ich struktury wewnętrznej. Zadanie to nie jest łatwe, bo znajomość zasadniczych parametrów charakteryzujących całą gwiazdę lub niektórych cech powierzchniowych gwiazdy nie daje jeszcze żadnych informacji odnośnie do jej wnętrza. Jak przekonamy się w dalszym ciągu tego rozdziału, struktura gwiazdy zależy od wielu parametrów i procesów, których znaczenie uczymy się oceniać, w miarę jak coraz skuteczniej wnikamy pod jej powierzchnię. Nasz cel osiągniemy, jeżeli potrafimy odpowiedzieć na pytanie, jaka temperatura, gęstość i ciśnienie panują w każdym miejscu gwiazdy między jej środkiem i powierzchnią. Mając na uwadze trudności jednoznacznego wiązania wyników teoretycznych z konkretnymi gwiazdami, astrofizycy wykazują wskazaną w tym przypadku skromność i mówią o konstruowaniu modeli gwiazdy, które mogą (ale nie muszą) być obrazem realnie istniejących obiektów. Postarajmy się więc prześledzić rozumowanie, które doprowadza do skonstruowania modelu gwiazdy. Jego wynikiem jest układ równań różniczkowych, będących matematycznym opisem geometrycznych i fizycznych właściwości obiektu, który w dużym przybliżeniu można uważać za gwiazdę. Znając powszechną niechęć do wzorów matematycznych, równań tych oczywiście nie będziemy wypisywać. Warto jednak zdawać sobie sprawę z tego, że każde równanie kryje w sobie określony sens fizyczny i jego zrozumienie jest niezbędne do zrozumienia uzyskanych wyników.
Pierwsze równanie jest matematycznym wyrazem żądania, by gwiazda jako całość znajdowała się w stanie równowagi hydrostatycznej, tzn. by w każdym jej punkcie wszystkie siły działające na materię dokładnie równoważyły się. Odpowiedź na pytanie, jakie to są siły, nie jest trudna. Zgodnie z prawem powszechnego ciążenia spodziewamy się, że materia będzie podlegała przede wszystkim sile grawitacji skierowanej ku środkowi gwiazdy. Słup materii gwiazdowej ma pewien ciężar i wywiera u swej podstawy pewne ciśnienie. Ciśnienia tego oczywiście nie jesteśmy jeszcze w stanie obliczyć, ponieważ nie wiemy, jak zmienia się w nim gęstość materii. Możemy tylko powiedzieć, że jeżeli nasz przykładowy słup ani nie spada, ani nie jest wypierany ku górze, to oznacza to, że wywierane przezeń ciśnienie jest u podstawy dokładnie równoważone przez ciśnienie znajdującego się tam gazu. Wynika stąd warunek równowagi hydrostatycznej dający się bez trudu zapisać za pomocą wielkości wyłącznie lokalnych. Wyobraźmy sobie bowiem, że podstawę naszego słupa przesuwamy w głąb o bardzo mały odcinek Ar. Również na nowym poziomie musi panować równowaga ciśnień, z tym że ponieważ wysokość słupa jest teraz nieco większa, więc i ciśnienie u jego podstawy musi być większe niż poprzednio. Przyrost ciśnienia musi być dokładnie równy przyrostowi ciężaru (na jednostkę powierzchni), który całkowicie zależy od wielkości lokalnych, takich jak gęstość materii u podstawy słupa i przyspieszenie grawitacyjne.
Zamiast przyspieszenia grawitacyjnego wygodniej jest za wielkość zmienną uważać masę zawartą w kuli o promieniu r, związaną z przyspieszeniem grawitacyjnym. Taki wybór zmiennej pozwala nam natychmiast powiązać przyrost masy z lokalną wartością gęstości materii. Wystarczy w tym celu zauważyć, że masa zawarta w warstwie kulistej o promieniu r i grubości \r jest równa iloczynowi gęstości materii i objętości warstwy. Równanie to ma prosty sens geometryczny i nie wymaga żadnych założeń natury fizycznej; jest ono po prostu matematycznym zapisem założenia, że gwiazdy mają kształt kulisty.
W ten sposób otrzymujemy równania, które są spełnione dla układu fizycznego pozostającego w stanie równowagi hydrostatycznej i mającego symetrię kulistą. W przypadku gwiazd musimy dodatkowo uwzględnić jeszcze fakt wysyłania przez nie energii kosztem źródeł, które mogą znajdować się tylko w nich samych. Niezależnie od tego, jakie konkretne procesy fizyczne prowadzą do powstawania energii we wnętrzu gwiazdy, możemy oczekiwać, że ilość energii pojawiająca się w danym miejscu gwiazdy będzie zależała od lokalnych warunków, a więc temperatury, gęstości i składu chemicznego materii. Ponieważ gwiazda ma symetrię kulistą, możemy napisać, że energia wydzielana w cienkiej warstwie kulistej o grubości Ar jest równa objętości tej warstwy lub zawartej w niej masie, pomnożonej przez odpowiedni współczynnik podający ilość energii produkowanej w jednostce objętości lub masy w warunkach fizycznych panujących w rozważanej warstwie. Współczynnik ten, nazywany wydajnością procesów generacji energii, mu-
simy znać skądinąd jako funkcję gęstości, temperatury i innych wchodzących w grę parametrów. Sens otrzymanego w ten sposób równania jest następujący: poczynając od środka gwiazdy wyodrębniamy wokół niego cienkie warstwy kuliste o coraz to większym promieniu i dodajemy do siebie produkowane w nich ilości energii. Oczywiście może okazać się, że w pewnych obszarach gwiazdy energia nie jest produkowana i przyczynki pochodzące od tych obszarów będą równe zeru. Niemniej jednak otrzymana suma musi być równa energetycznej jasności absolutnej gwiazdy, tzn. musi dokładnie równoważyć promieniowaną przez nią energię.
Przepływ energii przez gwiazdę wymaga bliższego rozważenia. Z życia codziennego znamy trzy sposoby transportu energii: przewodnictwo, promieniowanie i konwekcję. Przewodnictwo zachodzi wówczas, gdy dwa ciała lub dwa obszary materii, między którymi istnieje różnica temperatur, znajdują się w bezpośrednim kontakcie. Na przykład przyłożenie ręki do rozgrzanego kaloryfera prowadzi do stosunkowo szybkiego wyrównania się temperatury ręki i grzejnika. Proces jest natury mikroskopowej: w obszarze o wyższej temperaturze cząsteczki materii mają średnią energię kinetyczną większą niż cząsteczki w obszarze chłodniejszym. W miejscu zetknięcia się energia kinetyczna cząsteczek z obszaru cieplejszego przekazywana jest podczas zderzeń cząsteczkom obszaru chłodniejszego. Mechanizm ten jest jednak bardzo mało wydajny w materii gazowej. Dzieje się tak dlatego, że cząsteczki gazu mają na ogół małą drogę swobodną i w swym ruchu termicznym niezwykle często zderzają się z innymi cząsteczkami. Zderzenia zachodzą praktycznie „na miejscu" z cząsteczkami tego samego obszaru i cząsteczki nie są w stanie przemieścić się wystarczająco daleko, by napotkać wyraźnie różną temperaturę. Z codziennego doświadczenia wiemy, że gazy są raczej izolatorami niż przewodnikami ciepła. Podobne właściwości ma również gazowa materia gwiazdy, dlatego też w jej wnętrzu zjawisko przewodnictwa cieplnego — z wyjątkiem przypadków, o których będzie mowa — odgrywa znikomą rolę.
O wiele większe znaczenie mają dwa pozostałe rodzaje transportu, ,tj. promieniowanie i konwekcja. Przenoszenie energii przez promieniowanie jest zjawiskiem powszechnie występującym w przyrodzie. Grzeje nas Słońce na plaży i rozgrzany piec kaflowy, mimo iż z żadnym z tych źródeł ciepła nie znajdujemy się w bezpośrednim kontakcie. Wprawdzie w tych przypadkach przenoszenie energii kojarzy nam się wyłącznie z tzw. promieniowaniem cieplnym, ale tylko dlatego, że skóra ludzka odbiera wrażenie ciepła wówczas, gdy pada na nią promieniowanie podczerwone. Oczywiście ograniczenie to wynika z powodów czysto subiektywnych, ponieważ w rzeczywistości każdy kwant promieniowania elektromagnetycznego niesie ze sobą pewną energię, która może być pochłonięta przez materię. Promieniowanie elektromagnetyczne jest nieodłącznie związane z materią o temperaturze wyższej od zera bezwzględnego. Szczególnie ważną rolę odgrywa przypadek równowagi termodynamicznej materii i promieniowania, w którym stan zarówno materii.