(SOHO odkrywa tajemnice Slonca).pdf

SOHO odkrywa

tajemnice S¸oÄca

Pot«ýny statek kosmiczny SOHO dokonuje bezustannych obserwacji S¸oÄca,

dostarczajc coraz to nowych wiadomoæci o naszej najbliýszej gwiedzie

Kenneth R. Lang

skomplikowane. Dla przypad-

kowego obserwatora jest jedynie

g¸adk, jednorodn kul gazow. Przy

bliýszym badaniu okazuje si« jednak, ýe

w gwiedzie tej ca¸y czas kipi Ð to fakt

leýcy u podstaw wielu fundamental-

nych zagadek.

Naukowcy nie rozumiej na przy-

k¸ad, w jaki sposb S¸oÄce wytwarza po-

le magnetyczne odpowiedzialne za

wi«kszoæ jego aktywnoæci, w tym nie-

spodziewane wybuchy powodujce bu-

rze magnetyczne i zaniki energii tu, na

Ziemi. Nie wiedz rwnieý, dlaczego

magnetyzm ten skoncentrowany jest

w tzw. plamach s¸onecznych, ciemnych

wyspach wielkoæci Ziemi na powierzch-

ni S¸oÄca i tysice razy bardziej nama-

gnesowanych. Ponadto fizycy nie po-

trafi wyjaæni, dlaczego aktywnoæ

magnetyczna S¸oÄca gwa¸townie si«

zmienia, zanikajc, to znw si« nasila-

jc, mniej wi«cej co 11 lat.

By wyjaæni te zagadki oraz lepiej

przewidywa wp¸yw S¸oÄca na Ziemi«,

Europejska Agencja Kosmiczna i NASA

wystrzeli¸y 2 grudnia 1995 roku dwutono-

we Obserwatorium S¸oÄca i Heliosfery

( SOHO Ð Solar and Heliospheric Observato-

ry ). 14 lutego ub. r. statek osign¸ swoj

ustalon pozycj« strategiczn w tzw. we-

wn«trznym punkcie LagrangeÕa, ktry le-

ýy w jednej setnej odleg¸oæci ZiemiaÐ

S¸oÄce. W tym miejscu zachowana jest

rwnowaga pomi«dzy przyciganiem

grawitacyjnym Ziemi a S¸oÄca i SOHO

wraz z Ziemi okrýa nasz gwiazd«.

Wczeæniej statki kosmiczne badajce S¸oÄ-

ce krýy¸y wok¸ Ziemi, ktra regularnie

zas¸ania¸a im widok. SOHO natomiast

monitoruje S¸oÄce w sposb cig¸y: 12 in-

strumentw bada je z nies¸ychan do-

k¸adnoæci. Poprzez anteny Systemu Da-

lekiej ücznoæci Kosmicznej przesy¸aj

one dziennie kilka tysi«cy zdj« do Oærod-

ka Kierowania Eksperymentem SOHO

w NASA Goddard Space Flight Center

w Greenbelt (Maryland).

W oærodku tym fizycy s¸oneczni z ca-

¸ego æwiata pracuj razem w pomiesz-

czeniu bez okien, obserwujc nasz

gwiazd« dzieÄ i noc. Wiele niezwyk¸ych

zdj« trafia niemal natychmiast na stro-

ny WWW poæwi«cone SOHO (http://

sohowww.nascom.nasa.gov). Gdy za-

cz«¸y nadchodzi pierwsze zdj«cia, S¸oÄ-

ce by¸o w minimum swojego 11-letniego

cyklu aktywnoæci. Lecz SOHO ma wy-

starczajc iloæ paliwa, by kontynu-

owa obserwacje jeszcze przez co naj-

mniej dziesi«ciolecie. Tak wi«c b«dzie

pilnowa¸ S¸oÄca przez wszystkie jego

burzliwe okresy Ð od obecnego wyci-

szenia aktywnoæci magnetycznej do na-

st«pnego maksimum, ktre powinno na-

stpi pod koniec wieku. Niemniej

jednak juý teraz SOHO przynis¸ kilka

zdumiewajcych odkry.

Badanie niewidzialnych otch¸ani

By pozna natur« cykli s¸onecznych,

musimy zajrze g¸«boko do wn«trza tej

gwiazdy, tam gdzie generuje ona swoje

pole magnetyczne. Jednym ze sposobw

badania tych niewidzialnych czeluæci jest

æledzenie falowych ruchw w gr«

i w d¸ najbardziej zewn«trznej widocz-

nej powierzchni S¸oÄca, zwanej fotosfer

(od greckiego photos , co znaczy ãæwia-

t¸oÓ). Oscylacje te, wysokie na dziesitki

kilometrw i poruszajce si« z pr«dko-

æci kilkuset metrw na sekund«, powsta-

j z fal dwi«kowych rozchodzcych si«

we wn«trzu S¸oÄca. Dwi«ki te, uwi«zio-

ne wewntrz S¸oÄca, nie przenosz si«

przez poblisk prýni« kosmiczn. (Na-

wet jeæli mog¸yby one dosi«gn Ziemi,

s zbyt niskie dla ucha ludzkiego.) Nie-

mniej jednak, gdy uderzaj o powierzch-

ni« S¸oÄca, a nast«pnie odbijaj si« z po-

wrotem w d¸, zaburzaj warstwy

powierzchniowe gazu, powodujc ich

powolne i rytmiczne wnoszenie si« i opa-

danie, z okresem oko¸o pi«ciu minut.

Tych ruchw pulsacyjnych powodo-

wanych przez fale dwi«kowe nie da si«

58 å WIAT N AUKI Maj 1997

Z daleka S¸oÄce nie wydaje si« zbyt

dostrzec go¸ym okiem, lecz instrumen-

ty SOHO wy¸awiaj je na bieýco. Dwa

urzdzenia, MDI (Michelson Doppler

Imager Ð dopplerowska kamera Michel-

sona) i GOLF (Global Oscillations at

Low Frequencies Ð globalne oscylacje

niskiej cz«stoæci), wykrywaj pr«dkoæci

oscylacji powierzchni z nadzwyczajn

dok¸adnoæci: poniýej 1 mm/s. Trzecie

urzdzenie æledzi inne zmiany wywo-

¸ywane przez fale dwi«kowe: gdy wi-

bracje nak¸adaj si« na ruchy gazu w ob-

szarach S¸oÄca emitujcych æwiat¸o, ca¸a

kula migoce jak gigantyczna lampa b¸y-

skowa. Urzdzenie o nazwie VIRGO

(Variability of Solar Irradiance and Gra-

vity Oscillations Ð zmiennoæ jasnoæci

S¸oÄca i oscylacje grawitacyjne) zainsta-

lowane na SOHO rejestruje te zmiany

nat«ýenia, b«dce znikom cz«æci æred-

niej jasnoæci S¸oÄca.

Oscylacje powierzchni s ¸cznym

skutkiem oko¸o 10 mln oddzielnych to-

nw, z ktrych kaýdy propaguje si«

swoim w¸asnym torem i penetruje æciæle

okreælony segment wewntrz S¸oÄca.

Aby wi«c odtworzy fizyczny krajobraz

ca¸ego wn«trza gwiazdy Ð od jej kipicej

strefy konwektywnej obejmujcej ze-

wn«trzne 28.7% promienia do jej strefy

KOMBINOWANE ZDJ¢CIE powsta¸o z fotografii wykonanych przez dwa instrumenty

SOHO i na¸oýonych jedna na drug na czarnym k¸ku. Ujawni¸o ono zewn«trzne cz«æci at-

mosfery S¸oÄca Ð od podstawy korony do milionw kilometrw ponad powierzchni S¸oÄ-

ca. W ultrafioletowym æwietle, emitowanym przez jony tlenu wyp¸ywajce ze S¸oÄca i two-

rzce wiatr s¸oneczny, pojawiaj si« struktury typu ãpromieni s¸onecznychÓ (na zewntrz

czarnego ko¸a) . Wiatr s¸oneczny o najwi«kszych pr«dkoæciach powstaje w dziurach koro-

nalnych ukazanych jako ciemne obszary na biegunie p¸nocnym (u gry) i na tarczy s¸o-

necznej (wewntrz czarnego ko¸a) , na ktrej wida jasne rozb¸yski.

promienistej i jdra Ð musimy dok¸adnie

okreæli wysokoæ tonu kaýdej z nut.

G¸wnym czynnikiem wp¸ywajcym

na dwi«k jest jego pr«dkoæ, ktra za-

leýy z kolei od temperatury i sk¸adu che-

micznego tych obszarw S¸oÄca, przez

ktre przechodzi. Naukowcy zwizani

z programem SOHO wyliczyli za po-

moc modelu numerycznego przypusz-

czaln pr«dkoæ dwi«ku. Stosunko-

wo niewielkie rozbieýnoæci pomi«dzy

obliczeniami numerycznymi a obserwo-

wan pr«dkoæci pos¸uýy¸y im nast«p-

nie do dopasowania modelu i ustalenia

zmian temperatury, g«stoæci i sk¸adu

chemicznego S¸oÄca zachodzcych wraz

z oddalaniem si« od jego centrum.

Obecnie przewidywania teoretyczne

i obserwacje za pomoc teleskopu MDI

zgadzaj si« ze sob bardzo dobrze, wy-

kazujc maksymaln rýnic« jedynie

0.2%. Istotne jest, gdzie te rozbieýnoæci

wyst«puj. Z ich rozk¸adu wynika, ýe

materia ulega wymieszaniu na granicy

produkujcego energi« jdra, a takýe

tuý pod stref konwektywn.

Dzi«ki obserwacjom plam s¸onecz-

nych astronomowie juý od przesz¸o

trzech stuleci wiedzieli, ýe fotosfera ob-

raca si« na rwniku szybciej niý na wyý-

szych szerokoæciach heliograficznych

i ýe pr«dkoæ ta maleje rwnomiernie

w stron« biegunw. Dane z SOHO po-

twierdzaj, ýe ten model rotacji rýnicz-

kowej utrzymuje si« w ca¸ej strefie kon-

wektywnej. Ponadto pr«dkoæ ktowa

rotacji pozostaje jednorodna aý do jed-

nej trzeciej odleg¸oæci do centrum. Tak

wi«c zmienia si« ona gwa¸townie u pod-

stawy strefy konwektywnej. Zewn«trz-

ne cz«æci promienistego wn«trza obraca-

jcego si« jak cia¸o sztywne napotykaj

tam otaczajc stref« konwektywn wi-

rujc szybciej w pasie rwnikowym.

Podejrzewamy teraz, ýe ta cienka war-

stwa æcinania rotacyjnego moýe by r-

d¸em magnetyzmu s¸onecznego.

Teleskop MDI na pok¸adzie SOHO

pomg¸ takýe w badaniu zewn«trznych

warstw S¸oÄca. Poniewaý jego soczew-

ki ulokowane s daleko poza przes¸a-

niajc atmosfer ziemsk, moýe stale

analizowa szczeg¸y nie zawsze wi-

doczne z powierzchni Ziemi. Z tej przy-

czyny sta¸ si« szczeglnie uýyteczny w

heliosejsmologii przestrzenno-cza-

sowej, nowej technice uwidacz-

niania ruchw gazu tuý

pod fotosfer.

Metoda jest do-

sy prosta. Te-

leskop rejestru-

je niewielkie okreso-

we zmiany d¸ugoæci fali

æwiat¸a emitowanego w kaýdej

chwili przez miliony punktw na ca-

¸ej powierzchni S¸oÄca. åledzc je, mo-

ýemy okreæli, ile czasu zajmuje falom

dwi«kowym przemykanie si« przez ze-

wn«trzne warstwy S¸oÄca. Ten czas

przejæcia informuje nas zarwno o tem-

FALE DWI¢KOWE, przedstawione tutaj ja-

ko czarne linie w wyci«tym segmencie, roz-

chodz si« po ca¸ym S¸oÄcu. Tworzy je gor-

ca kipiel gazowa w strefie konwektywnej

po¸oýonej nad stref promienist i jdrem

S¸oÄca. Podczas w«drwki do centrum S¸oÄ-

ca fale dwi«kowe nabieraj pr«dkoæci i od-

bijaj si« na zewntrz. W tym samym czasie

powierzchnia S¸oÄca odbija z powrotem do

ærodka fale w«drujce na zewntrz. W ten

sposb ca¸a gwiazda pulsuje Ð pewne jej ob-

szary poruszaj si« do ærodka (czerwone plam-

ki) , a inne na zewntrz (niebieskie plamki).

STREFA

KONWEKTYWNA

STREFA

PROMIENISTA

JDRO

PRODUKUJCE

ENERGI¢

Instrumenty SOHO

Naukowcy z ca¸ego æwiata badaj S¸oÄce za pomoc 12 in-

strumentw umieszczonych na pok¸adzie tego statku ko-

smicznego. Trzy z nich sonduj wn«trze S¸oÄca, szeæ do-

konuje pomiarw jego atmosfery, a trzy pozosta¸e æledz

rozleg¸e wiatry naszej gwiazdy.

INSTRUMENT

POMIAR

KIEROWNIK BADAÁ

GOLF

Global Oscillations at Low Frequencies

Alan H. Gabriel,

(globalne oscylacje niskiej

Institut dÕAstrophysique

cz«stoæci) rejestruje pr«dkoæ

Spatiale, Francja

peraturze, jak

i o prdach gazu

przep¸ywajcego

wzd¸uý ukrytych æcieýek ¸-

czcych dwa punkty na widocz-

nej powierzchni gwiazdy. Jeæli lokalna

temperatura jest wysoka, fale dwi«ko-

we biegn szybciej Ð jak wtedy gdy s

unoszone przez strumieÄ gazu.

MDI dostarczy¸ danych o czasach

przejæcia fal dwi«kowych poruszaj-

cych si« tysicami æcieýek pomi«dzy nie-

zliczon liczb punktw na powierzch-

ni. Naukowcy zwizani z programem

SOHO uýyli tych danych do wykreælenia

trjwymiarowej struktury wewn«trznej

S¸oÄca i jego dynamiki, prawie tak sa-

mo jak w badaniu za pomoc tomogra-

fu komputerowego tworzy si« obraz

wn«trza mzgu. Dane z SOHO trafi¸y

do superkomputerw, ktre obliczy¸y

temperatury i kierunki przep¸ywu

wzd¸uý tych przecinajcych si« torw.

Po tygodniu solidnych obliczeÄ nume-

rycznych maszyny sporzdzi¸y pierw-

sze mapy ukazujce pr«dkoæci prdw

konwektywnych we wn«trzu gwiazdy.

Prdy te nie s ruchami globalnymi jak

rotacja, ale raczej drobnoskalowymi,

przypuszczalnie niezaleýnymi od siebie.

Mimo to ich pr«dkoæci dochodz do ki-

lometra na sekund« Ð wi«cej niý osiga

odrzutowy samolot naddwi«kowy.

Aby przyjrze si« tym prdom nurku-

jcym w g¸b strefy konwektywnej, gru-

pa MDI wyliczy¸a czasy przejæcia fal

dwi«kowych przemieszczajcych si«

do wn«trza S¸oÄca na g¸«bokoæ oko¸o

8000 km. Badacze odkryli Ð zgodnie

z oczekiwaniami Ð ýe ten burzliwy re-

gion przypomina kocio¸ z wrztkiem:

gorca materia unosi si« w gr«, a ch¸od-

niejszy gaz opada. Wiele jednak z tych

przep¸yww jest nieoczekiwanie p¸yt-

kich. Badano rwnieý ruchy poziome na

g¸«bokoæci oko¸o 1400 km i porwnywa-

no z na¸oýonym obrazem linii pola ma-

gnetycznego, otrzymanym rwnieý

przez MDI. Okaza¸o si«, ýe pole magne-

tyczne ma tendencj« do koncentracji

w obszarach, gdzie zbiegaj si« podpo-

wierzchniowe prdy gazu. Prawdopo-

dobnie wi«c kipicy gaz zmusza linie si¸

pola do skupiania si«, przeciwstawiajc

globalnych oscylacji S¸oÄca

VIRGO

Variability of solar IRradiance

Claus Frhlich,

and Gravity Oscillations

Physico-Meteorological

(zmiennoæ jasnoæci S¸oÄca

Observatory Davos and World

i oscylacje grawitacyjne)

Radiation Center, Szwajcaria

mierzy jasnoæ S¸oÄca oraz

szczeg¸owe wydatkowanie energii

SOI/MDI

Solar Oscillations Investigation

Philip H. Scherrer,

/Michelson Doppler Imager

Stanford University, USA

(s¸oneczny eksperyment oscylacyjny

/dopplerowska kamera Michelsona)

mierzy pr«dkoæ oscylacji tworzonych

przez fale dwi«kowe uwi«zione

we wn«trzu S¸oÄca

SUMER

Solar Ultraviolet Measurements

Klaus Wilhelm,

of Emitted Radiation (pomiary emisji

Max-Planck-Institute

promieniowania ultrafioletowego S¸oÄca)

fr Aeronomie, Niemcy

dostarcza danych o temperaturach,

g«stoæciach i pr«dkoæciach rýnych

rodzajw gazu w chromosferze i koronie

CDS

Coronal Diagnostic Spectrometer

Richard A. Harrison,

(diagnostyczny spektrometr koronalny)

Rutherford Appleton

rejestruje temperatur« i g«stoæ

Laboratory, Wlk. Brytania

gazw w koronie

EIT

Extreme-ultraviolet Imaging Telescope

Jean-Pierre Delaboudini re,

(teleskop obrazujcy w skrajnym

Institut dÕAstrophysique

ultrafiolecie) dostarcza pe¸nych

Spatiale, Francja

obrazw chromosfery i korony

UVCS

UltraViolet Coronograph Spectrometer

John L. Kohl,

(koronograf ultrafioletowy) mierzy

Smithsonian Astrophysical

temperatur« i pr«dkoæ atomw wodoru,

Observatory, USA

tlenu i innych jonw w koronie

LASCO

Large Angle Spectroscopic COronograph Guenter E. Brueckner,

(szerokoktny koronograf spektroskopowy) Naval Research

dostarcza zdj« ukazujcych aktywnoæ

Laboratory, USA

korony, jej mas«, p«d i energi«

SWAN

Solar Wind ANisotropies (anizotropie Jean-Loup Bertaux,

wiatru s¸onecznego) monitoruje zmiany Service dÕAronomie,

w wietrze s¸onecznym wraz z szerokoæci Francja

heliograficzn i z czasem

CELIAS

Charge, ELement and Isotope Analysis Peter Bochsler,

System (uk¸ad analizy ¸adunku, Uniwersytet w Bernie,

pierwiastkw i izotopw) okreæla iloæciowo Szwajcaria

mas«, ¸adunek, sk¸ad chemiczny i rozk¸ad

energii czstek w wietrze s¸onecznym

COSTEP

COmprehensive SupraThermal

Horst Kunow,

and Energetic Particle (kompleksowy

Uniwersytet w Kolonii,

analizator nadtermicznych

Niemcy

i wysokoenergetycznych czstek) okreæla

rozk¸ad energetyczny protonw, jonw helu

i elektronw

ERNE

Energetic and Relativistic Nuclei

Jarmo Torsti,

and Electron (wysokoenergetyczne

Uniwersytet w Turku,

i relatywistyczne jdra i elektrony) mierzy

Finlandia

rozk¸ad energii i sk¸ad izotopowy protonw,

innych jonw i elektronw

å WIAT N AUKI Maj 1997 61

PR¢DKOåCI DWI¢KU we wn«trzu S¸oÄca daj pewne wskazwki co do g«stoæci i tem-

peratury w rýnych jego obszarach. Czerwone pola odpowiadaj wi«kszym pr«dkoæciom

dwi«ku w stosunku do standardowego modelu S¸oÄca (ý¸ty) . Mniejsze pr«dkoæci dwi«-

ku oznaczono kolorem niebieskim. Spadek pr«dkoæci dwi«ku na granicy jdra S¸oÄca

moýe powstawa w wyniku pewnych niestabilnych procesw palenia wodoru powodu-

jcych mieszanie tam materii. Wzrost pr«dkoæci dwi«ku tuý poniýej strefy konwektyw-

nej jest zapewne odbiciem turbulencji wywo¸anej zmianami pr«dkoæci, z jak obracaj

si« rýne rejony S¸oÄca. Zmiany z szerokoæci heliograficzn w pobliýu powierzchni (na

lewo od ærodka) oznaczaj prawdopodobnie rýnice temperatury.

(SUMER Ð pomiarw s¸onecznej emisji

promieniowania ultrafioletowego), Co-

ronal Diagnostic Spectrometer (CDS Ð

diagnostycznego spektrometru koronal-

nego) oraz Ultraviolet Coronograph

Spectrometer (UVCS Ð koronografu

ultrafioletowego).

Do sporzdzania map rozmieszcze-

nia na tarczy s¸onecznej struktur o tem-

peraturach od 6000 do 2 mln kelwinw

SOHO pos¸uguje si« liniami widmowy-

mi. Linie te staj si« widoczne, gdy

przedstawimy nat«ýenie promieniowa-

nia s¸onecznego w funkcji d¸ugoæci fa-

li. Rýne instrumenty SOHO lokalizuj

obszary o okreælonej temperaturze, do-

strajajc si« do linii widmowych emito-

wanych przez powstajce tam jony. Ato-

my w gor«tszym gazie trac w wyniku

zderzeÄ wi«cej elektronw, a zatem s

bardziej zjonizowane. Poniewaý rýne

jony emituj linie widmowe na rýnych

d¸ugoæciach fal, s¸uý one za swego ro-

dzaju termometr. Z dopplerowskich

zmian d¸ugoæci fal linii widmowych re-

jestrowanych przez SOHO moýemy

wnioskowa rwnieý o pr«dkoæci ma-

terii w tych obszarach.

Promieniowanie ultrafioletowe po-

zwoli¸o ostatnio ujawni, ýe S¸oÄce jest

aktywn gwiazd, w ktrej zachodz

gwa¸towne procesy nawet wtedy, gdy

jej 11-letni cykl znajduje si« w wyra-

nym kryzysie Ð fakt ten moýe wyjaænia,

dlaczego korona jest taka gorca. W

æwietle UV emitowanym przez jasne

zlokalizowane plamki ca¸e S¸oÄce si«

iskrzy. Wed¸ug pomiarw SOHO te

wszechobecne gorce plamy powstaj

w temperaturze miliona kelwinw

i zdaj si« mie swoje rd¸o w niewiel-

kich magnetycznych p«tlach gorcego

gazu wyst«pujcych na ca¸ym S¸oÄcu,

takýe na obu jego biegunach. Niektre

z tych plamek eksploduj i wyrzucaj

materi« na zewntrz z pr«dkoæci setek

kilometrw na sekund«. Obecnie na-

ukowcy zwizani z programem SOHO

dociekaj, jak waýn rol« odgrywaj te

jasne plamki w ukrytym mechanizmie

grzania korony.

W badaniach zmian zachodzcych

w wyýszych warstwach atmosfery S¸oÄ-

ca g¸wn rol« odgrywa UVCS oraz Lar-

ge Angle Spectroscopic Coronograph

(LASCO Ð szerokoktny koronograf

spektroskopowy). Obydwa instrumenty

stosuj do zablokowania blasku t¸a fo-

tosfery przes¸aniajce tarcze. LASCO

wykrywa promieniowanie widzialne

S¸oÄca rozproszone na elektronach w ko-

ronie. Pocztkowo ujawni¸ on zwyk¸

koron« Ð t« stabiln i o bardzo duýej sy-

metrii. Widziana podczas ciszy magne-

tycznej na S¸oÄcu wykazywa¸a ona ist-

nienie na po¸udniu i p¸nocy wyranych

si« w ten sposb ciænieniu magnetyczne-

mu, ktre spowodowa¸oby w innym ra-

zie ekspansj« i rozproszenie takich lo-

kalnych skupisk.

SOHO pomocne jest rwnieý na-

ukowcom przy wyjaænianiu zjawisk za-

chodzcych w atmosferze S¸oÄca, czyli

koronie. Ostry brzeg S¸oÄca jest z¸udze-

niem. To jedynie warstwa, ponad kt-

r gaz s¸oneczny staje si« przezroczy-

sty. Niewidzialna korona rozciga si«

aý za planety i stanowi jeden z najbar-

dziej zagadkowych paradoksw fizyki

S¸oÄca: jest niebywale gorca, tuý nad

fotosfer osiga temperatur« ponad

milion kelwinw, podczas gdy wi-

doczna powierzchnia S¸oÄca ma jedy-

nie 5780 K. Ciep¸o nie moýe tak sobie

wyp¸ywa na zewntrz z obszarw

ch¸odniejszych do gor«tszych. To prze-

czy zarwno drugiej zasadzie termody-

namiki, jak i zdrowemu rozsdkowi.

Musi zatem istnie jakiæ mechanizm

przenoszcy energi« z fotosfery, lub

spod niej, do korony. Z obszarw ch¸od-

nych do gorcych moýe przep¸ywa za-

rwno energia kinetyczna, jak i magne-

tyczna. W gr« wchodz wi«c przemiesz-

czajce si« pola magnetyczne i powy-

kr«cane strumienie gazu.

W celu zbadania korony i ustalenia

nieuchwytnego mechanizmu jej grza-

nia fizycy przygldaj si« ultrafioleto-

wi (UV), skrajnemu ultrafioletowi (EUV)

i promieniowaniu rentgenowskiemu.

Wynika to z faktu, ýe gorca materia Ð

taka jak w koronie Ð emituje w tych d¸u-

goæciach fal najwi«cej energii. Fotosfe-

ra jest natomiast zbyt ch¸odna, by æwie-

ci intensywnie w tych d¸ugoæciach fal,

pod gorcym gazem wi«c wydaje si«

ciemna. Niestety, atmosfera ziemska ab-

sorbuje cz«æciowo bd ca¸kowicie pro-

mienie UV, EUV i X; musz one by ob-

serwowane przez teleskopy umieszczo-

ne w przestrzeni kosmicznej. SOHO do-

konuje pomiarw w paæmie UV i EUV

za pomoc czterech instrumentw:

Extreme-ultraviolet Imaging Telescope

(EIT Ð teleskopu obrazujcego w skraj-

nym ultrafiolecie), Solar Ultraviolet

Measurements of Emitted Radiation

62 å WIAT N AUKI Maj 1997

Plik z chomika:

Inne pliki z tego folderu:

Inne foldery tego chomika: