Vývoj názorov na korónu v 20. storočí
 

M. Rybanský, Astronomický ústav SAV, Tatranská Lomnica, rybansky @auriga.ta3.sk
 
 

Abstrakt
Príspevok retrospektívne opisuje vývoj názorov na podstatu procesov, ktoré prebiehajú v slnečnej koróne. Tento vývoj úzko súvisí s celkovým vývojom fyziky (objav a vlastnosti elektrónu, vybudovanie kvantovej mechaniky, objasnenie procesov ionizácie, identifikácia čiar “korónia” a pod.) a s rozvojom experimentálnej techniky (skonštruovanie koronografu, röntgénového teleskopu, družicového koronografu a rôznej inej kozmickej techniky). Pôvodný názor, platný na začiatku storočia, že ide o homogénnu atmosféru sa na základe mnohých pozorovaní postupne menil a dnes sa skôr prikláňame k názoru, že ide o veľmi nehomogénnu atmosféru s rozličnými teplotami. Mnohé mechanizmy, ktoré umožňujú vznik a udržanie takejto atmosféry sú nám stále ešte neznáme.

  ÚVOD

     Čas, od času je užitočné sa zastaviť a obzrieť sa za prejdenou cestou, prípadne preskúmať ďaľšie možnosti nášho “pochodu”, aby sme neblúdili. Aspoň nie príliš dlho. Myslím, že rok 2000 sa výborne hodí na takúto činnosť. Pokúsim sa komentovať históriu objavov a omylov pri skúmaní slnečnej koróny. Opieram sa pritom o fundované staršie prehľady od Mitchella (1924), ďalej od Abbota (1929), Abettiho (1929), van de Hulsta (1953), Waldmeiera (1955), Šklovského (1955), de Jagera (1959) a Billingsa (1965). Novšie poznatky som prevzal z mnohých článkov v odborných časopisoch.
     Príspevok som rozdelil podľa rokov na etapy 1900 – 1930 – 1960 – 1980 – 2000.

ROKY 1900 – 1930

     V prvej etape sa pokúsim zhrnúť všetko, čo nám odovzdali aj predchádzajúce storočia. Slnečnú korónu bolo možné pozorovať iba počas slnečných zatmení. Od roku 1860, odkedy sa datuje moderný, vedecký výskum koróny sa pri jej pozorovaní používali všetky existujúce astronomické prístroje a postupy.
     Pri pozorovaní v bielom (integrálnom) svetle predstavuje sa nám koróna ako difúzne žiarenie okolo slnečného disku, ktorého intenzita s výškou veľmi rýchle kle-sá. Toto difúzne žiarenie je prestúpené mnohými lúčmi (ostro ohraničenými jasnejšími útvarmi), ktoré majú pri rôznych zatmeniach rôzne rozloženie, v závislosti od fázy cyklu slnečnej aktivity. V období maxima ich možno pozorovať okolo celého disku, v období minima sa vyskytujú hlavne okolo slnečného rovníka. Lúče sú pozorovateľné do veľkých vzdialeností. Niektorí autori uvádzajú až 50 polomerov Slnka. Pozorované koronálne lúče zanikajú v svetle oblohy, ktorá má pri zatmení taký jas, ako obloha v zenite za súmraku, keď je Slnko 7ş 30´ pod obzorom. Ak za jednotku jasu príjmeme jas Mesiaca v splne, potom celkový jas koróny je podľa rôznych meraní v  rozsahu od 0,02 do 1,1. Podľa Abottových meraní z roku 1908, ak pre jas stredu slnečného disku príjmeme hodnotu 1 milión, potom jasná obloha 20ş od Slnka má jas 14, koróna vo výške 1,5´ .... 1,3; koróna vo výške 4´ .... 0,4 a povrch Mesiaca .....1,2.
     Biele svetlo koróny je polarizované, pričom maximálny stupeň polarizácie sa nachádza vo výške 5´ a dosahuje hodnoty okolo 20 %.
     Tesne pred začiatkom, alebo pred koncom úplného zatmenia možno pozorovať vrstvičku nad fotosférou, ktorá má peknú rúžovú farbu. Podľa toho bola nazvaná chromosférou. Takmer pri každom zatmení možno nad ňou pozorovať oblaky hmoty rovnakej farby, rôznych tvarov – protuberancie.
     Použitie spektrografu umožnilo bližšie špecifikovať žiarenie koróny. Ukázalo sa, že tesne nad fotosférou je spektrum žiarenia koróny spojité, bez absorpčných čiar, ale s rovnakým rozdelením intenzity, aké je vo fotosfére, t.j. farba koróny je rovnaká, ako farba fotosféry. Táto časť koróny bola nazvaná K – korónou. Spektrum koróny vo veľkých výškach je rovnaké, ako spektrum fotosféry. Táto časť bola nazvaná F – korónou. V stredných výškach sa pozoruje zmes týchto dvoch žiarení.
    Bolo zistené, že korónu musí tvoriť hmota s veľmi malou hustotou. V roku 1843 prešla cez korónu kométa vo výške 3´ - 4´, bez toho, aby boli zistené akékoľvek poruchy v jej dráhe.
     Spektrum chromosféry a protuberancií je diskrétne, pozorujú sa v ňom hlavne intenzívne čiary vodíka, hélia a ionizovaného kalcia. Janssen už v roku 1870 ukázal, že ich možno pozorovať aj mimo zatmenia. Odvtedy vlastne máme štandartné pozorovania protuberancií, pri-čom pozorovacia technika sa postupne zdokonaľovala. Najprv iba kresby, pri širokej vstupnej štrbine spektrografu, neskôr použitie spektrohéliografu v spojiní s fotografickým záznamom. Ružová farba vzniká kombináciou najsilnejších čiar vo vizuálnej oblasti spektra, červenej a modrozelenej čiary vodíka a žltej čiary hélia.
     Vo vnútornej koróne sa v  spektre sporadicky pozorovali slabšie čiary, ktoré sa nepodarilo stotožniť so spektrom žiadneho prvku, preto ho pripísali koróniu – hypotetickému prvku, ktorý sa vyskytuje iba v koróne. Najsilnejšie z nich, zelená a červená sa pozorovali pri každom zatmení, ale s kolísavou intenzitou, ostatné iba občas a sú čiary, ktoré sa pozorovali iba raz. Tieto čiary sa až do roku 1930 nepodarilo pozorovať mimo zatmenia. (V oblasti spektra od 400 nm do 760 nm je ich doteraz známych 36).
     Pôvod žiarenia K aj  F koróny bol nejasný. Bolo známe, že spojité spektrum vysielajú iba nahriate látky v tuhom, alebo v kvapalnom skupenstve. Jasné však bolo aj to, že takéto látky sa nemôžu vyskytovať v tesnej blízkosti Slnka. Ak je to však neznámy plyn a pozorované svetlo je svetlo rozptýlené na jeho atómoch, potom by koróna musela mať výraznú modrú farbu. Do riešenia načrtnutých záhad sa pustilo mnoho vynikajúcich astronómov. Hubble napríklad poukázal na príbuzné vlastnosti žiarenia koróny a galaktických hmlovín. Objav elektrónu a štúdium vlastnosti svetla, ktoré je na ňom rozptýlené pomohlo vyriešiť otázku farby koróny, nie však neprítomnosť absorpčných čiar. Na vysvetlenie bola navrnutá hypotéza, že čiary sú “rozmyté” rýchlym pohybom hmoty v koronálnych lúčoch. (K takému vysvetleniu sa prikláňame aj teraz). Pozorovaniami sa však takýto pohyb nepodarilo dokázať. Je to podobný problém, ako keby sme mali za úlohu určiť rýchlosť toku rieky z lietadla a nemali by sme na nej žiadny plavák. Už v roku 1905 boli vyslané 3 výpravy na rôzne miesta pozdĺž pásu totality na Labrador, do Španielska a do Egypta s takmer identickými prístrojmi. Pokúšali sa nájsť zmeny na snímkach získaných v rôznom čase. Nepodarilo sa. Uskutočnili sa tiež pokusy objaviť pohyb na sérii snímok koróny, zhotovených na jednom mieste. Boli taktiež neúspešné. Dá sa povedať, že problém nie je dodnes vyriešený.
     Takisto boli neúspešné početné pokusy o pozorova-nie slnečnej koróny mimo zatmenia, hoci ich vykonali erudovaní astronómi, ako Huggins, Hale, Deslandres, Wood, Hansky a iní a pokusy sa konali aj vo veľkých nadmorských výškach (napr. na Etne, 3323 m alebo na Pikes Peak v USA, 4301 m).
     Problémy zhrnul S.A. Mitchell vo svojej knihe (Eclipses of the Sun, 1924 ). Podľa neho každá teória koróny musí byť schopná vysvetliť :

1)    vznik žiarenia K a F koróny,  jej polarizáciu a variácie formy koróny s cyklom,
2)    ako vznikajú emisné čiary koróny a vysvetliť ich variácie s cyklom,
3)    spôsob pohybu hmoty v koróne a jeho príčiny,
4)    vysvetliť, prečo má koróna rovnakú farbu, ako fotosféra.

     Ako uvidíme, niektoré problémy sa podarilo objasniť a niektoré sú dodnes nevyriešené.

ROKY 1930 - 1960

     Tieto roky boli hádam najplodnejšie pre riešenie problémov slnečnej koróny. V roku 1931 sa podarilo B. Lyotovi (1897 – 1952) po prvý raz pozorovať slnečnú korónu mimo zatmenia, pomocou ním skonštruovaného koronografu. Podrobne analyzoval vznik rozptyleného svetla v ďalekohľade a skonštruoval detaily, ktoré ho potlačili. Zistil, že hlavným zdrojom parizitného svetla, ktoré prekrýva užitočný signál je objektív. A to nielen rozptyl na nehomogenitách v skle a prachu na povrchu, ale hlavne ohyb na vstupnom otvore. Objektív jeho ko-ronografu tvorí jednoduchá šošovka s minimalizovanou sférickou chybou, vyrobená z prvotriedneho optického skla a je čo najdokonalejšie vyleštená. V ohniskovej ro-vine je umiestnený “umelý mesiac” ktorý zakryje svetlo forosféry. Ohyb na otvore sa odstraňuje zaradením poľ-nej šošovky a irisovej clony za primárne ohnisko. Tento detail bol ťažiskom Lyotovho úspechu. Podrobnejšie je prístroj opísaný v knihe Rušina a Rybanského (1990). Koronograf sa dnes takmer výhradne používa na pozorovanie emisných čiar koróny a protuberancií, hoci ho Lyot pôvodne zamýšľal používať na pozorovania koróny v integrálnom svetle. Ukázalo sa však, že by to bolo možné iba za výnimočných podmienok a aj to iba tesne nad povrchom fotosféry. Neskôr Lyot na tento účel navrhol využívať polarimeter, ktorý bol zdokonalený v päťdesiatych rokoch a dnes sa pomocou neho vykonáva patrola na observatóriu Mauna Loa, na Havajských ostrovoch.
     Podarilo sa tiež objasniť záhadu korónia, ktorá ťažila fyzikov cez 70 rokov. Roku 1942 publikoval švédsky fyzik Edlén prácu, v ktorej identifikoval 19 koronálnych čiar z 24, ktoré boli vtedy známe. Ukázal, že sú to čiary známych prvkov, ale podrobené vysokému stupňu ionozácie. Vyriešenie tejto záhady bolo umožnené jednak vybudovaním aparátu atómovej fyziky – kvantovej mechaniky a jednak mnohými spektroskopickými výskumami Edléna pomocou vákuového spektrografu s elektrickou iskrou, ktorý umožnil získať až ión FeVIII, s ionizačným potenciálom okolo 150 eV. Práca bola založená na štúdiu čiar, vznikajúcich pri prechodoch medzi termami v izoelektrónovej postupnosti prvkov. Edlén zisťoval zákonitosti konfigurácie termov v takýchto postupnostiach. Vychádzal z predpokladu, že rovnakú konfiguráciu termov budú mať tie ióny, ktoré majú rovnaký počet elektrónov. Napr. AlI, t.j. neutrálny atóm hliníka, bude mať rovnakú sústavu termov, ako SiII, PIII, SIV,...., MnXIII, FeXIV,... . Podrobné štúdium vlastností termov takýchto postupností ukázalo, že občas sa vyskztnú určité nepravideľnosti, ale vcelku sa predpoklad potvrdil.
     Ukázalo sa, že takmer všetky pozorované koronálne čiary sú čiary zakázané. Tak sa nazývajú prechody z metastabilných hladín, t.j. hladín, v ktorých môže elektrón zotrvať relativne oveľa dlhšie, ako na stabilných excitovaných hladinách. Takéto čiary môžu vznikať iba vo veľmi riedkych prostrediach a práve takým prostredím je aj koróna. S podobným problémom sme sa stretli pri žiarení hornej atmosféry Zeme a pri žiarení planetárnych hmlovín.
     Identifikovanie koronálnych čiar s čiarami iónov známych prvkov s vysokým stupňom ionizácie viedlo k záveru o vysokej teplote koróny. K záveru o vysokej teplote koróny viedlo aj meranie šírky profilov koronálnych spektrálnych čiar. Predtým sa táto šírka interpretovala ako následok turbulentných pohybov. (Tento pomerne nejasný pojem vytiahneme v astronómii vždy, keď nejakú skutočnosť nevieme vysvetliť).
     Tento predpoklad umožnil aj riešiť otázku žiarenia K koróny. Podrobne túto otázku spracovali Minnaert a van deHulst. Vyšli z predpokladu, že pri teplote rádove milióny K, musí byť hmota koróny v stave plazmy. Vodík bude takmer úplne ionizovaný a ostatné prvky aspoň čiastočne. Zdrojom pozorovaného žiarenia K koróny je potom rozptyl žiarenia fotosféry na voľných elektrónoch v koróne. Z teórie, aj z vykonaných experimentov vyplýva, že žiarenie pochádzajúce z rozptylu na voľných elektrónoch nie je závislé na vlnovej dĺžke, na rozdiel od rozptylu na neutrálnych atómoch, alebo molekulách, kde intenzita rozptýleného svetlá klesá so štvrtou mocninou vlnovej dĺžky. Rozptyl na ťažších časticiach, napr. protónoch môžeme zanedbať, lebo je nepriamo úmerný hmotnosti rozptyľujúcej častice a protón má takmer 2000 krát väčšiu hmotu, ako elektrón.
     Neprítomnosť absorpčných čiar v spektre sa vysvetlila rýchlym pohybom elektrónov pri vysokej teplote.
     Žiarenie F koróny sa vysvetlilo rozptylom slnečného svetla na prachových časticiach, ktoré sa nenachádzajú priamo v koróne, ale v priestore zorného lúča, ktorým pozorujeme korónu. Preto pri vzďaľovaní od povrchu Slnka, kde hmoty “vlastnej” koróny rýchlo ubúda, prevláda potom žiarenie F koróny, t.j. intenzita absorpčných čiar sa zväčšuje. Žiarenie F koróny potom plynule prechádza do zvieratníkového svetla. Podrobnejšia kvantitatívna analýza pozorovacích údajov však ukázala, že existuje veľký rozpor medzi koncentráciou prachových častíc, určených z počtu meteórov a z intenzity F koróny. Podľa intenzity F koróny je častíc s priemerom 0,1 – 1 mm až 10000 krát viac. Vysvetľuje sa to tým, že častice sa väčšinou pohybujú po kruhových dráhach okolo Slnka a iba veľmi malá časť má také dráhy, že môže preniknúť do atmosféry Zeme.
     Počas druhej svetovej vojny bolo objavené rádiové žiarenie Slnka. Po skončení vojny sa tento výskumný obor prudko rozvinul, vzhľadom na existenciu veľkého množstva radarovej techniky, ktoré sa dali ľahko prerobiť na rádioteleskopy . Okrem toho bolo počas vojny vyškolených mnoho odborníkov, schopných pracovať v tomto obore. Pátranie po podstate tohto žiarenia ukázalo, že vzniká v koróne pri dymamických procesoch v plazme. Zaujímavé bolo hlavne štúdium javov, ktoré bolo možné sledovať v koróne po erupciách. Nevýhodou pozorovaní v rádiovej oblasti spektra bolo malé rozlíšenie jednoduchých rádioteleskopov. Preto sa bu-dovali mohutné jednorozmerné interferometre, alebo aj dvojrozmerné (krížové), kde pri ramenách, ktorých dĺžka dosahovala stovky metrov, bolo možné na metrových vlnách dosiahnuť rozlíšenie okolo 1´. Rozsah spektra ktorý bol skúmaný sa rozprestiera od milimetrových vĺn, kde sa prekrýva s infračerveným oborom až po cca 30 m, čo je hranica, ktorú prepúšťa zemská atmosféra. Dnešné prístroje tohto typu, pracujúce na cm vlnách, spojené s výkonnými počítačmi, dosahujú uhlové rozlíšenie niekoľko oblúkových sekúnd a časové rozlíšenie niekoľko časových sekúnd (pri sledovaní malej oblasti koróny).
     V roku 1947 začal veľký výskumný projekt, zameraný na štúdium časových variácií najsilnejších emisných čiar koróny. Podľa návrhu d´Azambuja a Waldmeiera bol vytvorený jednotný program merania intenzít týchto čiar a centrálneho publikovania výsledkov. aby sa čo možno najviac vylúčil vplyv počasia, boli do programu zapojené všetky existujúce koronálne observatória, Pic du Midi (2860 m, Francúzsko), Arosa (2050 m,Švajčiarsko), Wendelstein (1840 m), Climax (3394 m, USA) a Kanzelhöhe (1526 m, Rakúsko. Neskôr sa k nim pridali observatória Norikura (2876 m, Japonsko), Kislovodsk (2050 m, ZSSR), Alma Ata (3000 m, ZSSR) a od roku 1964 aj naše observatórium na Lomnickom Štíte (2632 m). Niektoré observatória medzitým zanikli, alebo prestali na programe pracovať, ale program, ako taký pokračuje stále a stal sa pre výskum koróny asi takým dôležitým, ako je pre výskum fotosféry sledovanie slnečných škvŕn.
     V štyridsiatych rokoch vznikol nový vedný obor, ktorý je spojený s menom švédskeho fyzika Alfvéna, s pôvodnym názvom kozmická elektrodynamika, neskôr magnetohydrodynamika, pomocou ktorého sa teoretici pokúšali objasniť aj mnohé procesy v slnečnej koróne. Podstatnou myšlienkou tejto vednej disciplíny je, že ak objem skúmanej plazmy presiahne určitú hodnotu (Debayov polomer), a celkove je navonok plazma neutrálna (súčet kladných a záporných nábojov v uvažovanom objeme je nulový) potom na riešenie jej dymamiky môžeme použiť mnohé pohybové rovnice, ktoré boli odvodené pre pohyb kvapalín. Podľa mojej mienky, úspech pri použití na konkrétne problémy slnečnej koróny bol minimálny. Magnetohydrodynamika predstavuje určité zjednodušenie, v ktorom zanikajú podstatné znaky skúmaných problémov, myslím, že hlavne pre veľkú nehomogénnosť hmoty v slnečnej koróne a pre rýchle zmeny, počas ktorých nie sú splnené spomínané základné predpoklady.
     Po druhej svetovej vojne začal aj prieskum druhej strany spektra elektromagnetických vĺn, jeho ultrafialovej a röntgénovej časti. Tieto časti spektra Slnka možno študovať iba nad atmosférou, lebo táto prepúšťa iba žiarenie s vlnovou dĺžkou väčšou, ako 300 nm. Prvé merania boli robené pomocou výškových balónov, neskôr pomocou výškových rakiet a nokoniec pomocou umelých družíc Zeme.
     Existencia röntgénového žiarenia Slnka bola hypoteticky predpokladaná na základe existencie ionosférických vrstiev v hornej atmosfére Zeme, ktoré boli objavené pri štúdiu šírenia rádiových vĺn rôznych frekvencií. Priame merania však boli vykonané až v rokoch 1946 – 1950 pomocou koristných výškových rakiet V-2.
     Teoreticky však bolo štúdium röntgénového spektra zahájené hneď, ako bol prijatý predpoklad o vysokej teplote koróny. Tá je práve zdrojom žiarenia v tejto oblasti spektra. Na jej experimentálne skúmanie musela byť vyvinutá celkom nová pozorovacia technika. Sklenená optika totiž tento druh žiarenia neprepúšťa a kovové pokrytia ho pohlcuje. Začiatky týchto prác boli urobené ešte pred rokom 1960, ale naplno sa rozvinuli až v nasledujúcom období.

ROKY 1960 – 1980

     Hneď na začiatku tohto obdobia, 19. apríla 1960 bol získaný prvý röntgénový snímok Slnka. Bol urobený pomocou dierkovej komory s priemerom dierky 0,13 mm, z výšky 195 km. Dierka bola zakrytá kovovou fóliou, ktorá prepúšťala iba žiarenie s vlnovou dĺžkou 2 – 6 nm. Hneď prvé pokusy ukázali, že sa potvrdzuje predpoklad, že povrch Slnka v tejto oblasti spektra vôbec nežiari a jasnými zdrojmi sú iba aktívne oblasti koróny.
     V uvažovanom období sa uskutočnil rozsiahly prieskum krátkovlnovej časti elektromagnetického spektra, hlavne vo výskumnom programe USA, ktorý bol charakterizovaný vypušťaním série drožíc OSO (Orbiting Solar Observatory), označených poradovými číslami 1 až 8. Boli vypúšťané v období 1962 - 1975. Ta týchto družiciach boli inštalované stále dokonalejšie prístroje a orientácia posledných v sérii sa uskutočňovala už s presnosťou niekoľkých oblúkových sekund. Na družici OSO - 7 bol inštalovaný novovyvinutý prístroj, koronograf s vonkajšími clonami, ktorý bol permanentne schopný pozorovať korónu v integrálnom svetle v rozsahu od približne 2,8 slnečného polomeru do 6 slnečných polomerov s rozlíšením okolo 1'. Na záznam obrazu slúžil televízny vidikón. Pri jeho konštrukcii boli využité všetky výhody Lyotovho koronografu. Umiestnenie koronografu nad atmosféru odstránilo jej rušivý vplyv, použitie vonkajších clôn zamedzilo svetlu fotosféry prenikať do prístroja.
     Oveľa dokonalejší prístroj tohto typu bol použitý na pilótovanom orbitálnom observatóriu Skylab. Umožňoval pozorovať korónu od 1,5 do 6 slnečných polomerov s fotografickou registráciou. Okrem tohoto prístroja bolo ešte na palube Skylab-u inštalovaných 6 pozorovacích astronomických prístrojov, určených na štúdium slnečnej aktivity v koróne. Na obsluhe observatória sa v roku 1973 – 74 vystriedali 3 trojčlenné posádky, s dĺžkou “turnusu” 28, 59 a 84 dní. Pri pozorovaní boli objavené dva doposial neznáme prejavy slnečnej aktivity, koronálne tranzienty (CME - Coronal Mass Ejection) a jasné body. Koronálne tranzienty predstavujú obrovské množstvá hmoty (rádove 1014 kg), ktoré s rýchlosťami od približne 300 až po 2000 km/s unikajú zo Slnka do medziplanetárneho priestoru. Niektoré boli dodatočne nájdené aj na záznamoch z OSO – 7. Jasné body sú pozorovateľné v röntgénovej oblasti spektra. Ďalší výskum ukazuje, že ide o miniatúrne magneticky bipolárne aktívne oblasti s pomerne krátkou dobou trvania. Mechanizmus vzniku tranzientu, alebo jasného bodu je zatiaľ neznámy. Vie sa iba, že tranzienty sú spravidla spojené s eruptívnymi protuberanciami, o vzniku ktorých vieme podobne veľmi málo.
     Zatiaľ čo kozmické prístroje získavali stále nové dáta o procesoch v koróne, v rôznych oblastiach spektra, na zemskom povrchu sa tiež zdokonaľovala pozorovacia technika a začalo sa aj so spracovaním dát získaných zo siete koronografov. V   USA, na Sacramento Peak bol postavený koronograf s priemerom 40 cm a spojenie s dokonalým spektrografom umožnilo získavať hodnovernejšie profily koronálnych čiar. V ZSSR bolo postavených niekoľko koronografov s priemerom 53 cm. Na pozorovanie rýchlych procesov v koróne sú však ťažkopádne a používajú sa zväčša na iné účely.
     Začalo sa s organizovaním rôznych pozorovacích kampaní za účasti observatórií na celom svete. Súviselo to hlavne so štúdiom vplyvu slnečnej aktivity na pozemské deje, geomagnetizmus, zmeny klímy, zmeny počasia a pod. Prvou takou kampaňou bol Medzinárodný geofyzikálny rok 1957 – 58, ďaľšou, zameranou už špeciálne na Slnko, Medzinárodný rok pokojného Slnka 1964 – 65. Tieto kampane priniesli hlavne veľké (až neprehľadne veľké) množstvo pozorovacieho materiálu, ktoré už obyčajne nikdo ďalej nespracovával a neinterpretoval, lebo medzitým sa objavili technicky lepšie prístroje a nové možnosti pozorovania.
     Spracovanie dát zo siete koronografov bolo veľmi problematické. Hlavnou nevýhodou bola skutočnosť, že pred začatím spoločného pozorovacieho programu, nebol dohodnutý aj spoločný postup, a to pri pozorovaní aj spracovaní. Keď sme sa týmto problémom začali zaoberať, že okrem vizuálnych odhadov sa nenájdu ani dve stanice, ktoré by používali rovnakú metodiku.
     Pôvodným cieľom týchto prác, založených na spoločných pozorovaniach, bolo vysvetliť variácie výskytu a intenzít emisných čiar koróny s cyklom. Z  teoretickej stránky bola zaujímavá otázka určenia fyzikálnych parametrov v koróne z pomeru intenzít niektorých čiar. Už zatmeňové pozorovania ukázali, že priebeh varácií dvoch najsilnejších emisných čiar počas cyklu je rôzny. Prvé pokusy využiť na tieto účely mimozatmeňové pozorovania narazili práve na spomínanú nekompatibilnosť údajov z rôznych staníc. Rozdiely boli natoľko veľké, že raz sa ktorýsi astronóm vyjadril, že asi pochádzajú z pozorovania rôznych Sĺnk. Preto prvé práce z tejto oblasti využívali iba pozorovania z jednotlivých staníc a nie z celej siete.
     Nakoniec po určitých obmedzeniach sa nám podarilo do určitej miery zjednotiť údaje aspoň pre zelenú koronálnu čiaru a následne zistiť, ako prebieha cyklus v celkovej intenzite a v polohe relatívnych maxím . Výsledky sú publikované v mnohých prácach nášho pracoviska, podstatné skutočnosti a súpis takmer všetkých prác nájde záujemca v prácach Minarovjech et al. (1998) a Rybanský et al. (1994).
     Pokusy použiť rovnaký postup pre červenú čiaru sa skončili neúspešne. Otázka pomeru intenzít zelenej a červenej koronálnej čiary ostáva otvorená.
     Jedným z veľkých objavov tohto obdobia, ktorý úzko súvisí s výskumom slnečnej koróny, bol objav slnečného vetra. Predstavuje ho prúd plazmy, ktorý má v okolí Zeme rýchlosť 500 – 700 km/s a každým cm2 prechádza okolo 10 častíc za sekundu. Sporadicky rýchlosť kolíše v medziach 300 – 1000 km/s a hustota vzrastá až tisíc násobne. Z rovnice kontinuity a z jednoduchého výpočtu vyplýva, že hoci tvar koróny môže ostávať rovnaký, jej hmota sa vymení v priebehu pol hodiny. Aj z toho faktu sa dá usúdiť, že v koronálnych lúčoch musí existovať prúdenie hmoty.

ROKY 1980 - 2000

     Toto obdobie je charakterizované dvomi veľkými kozmickými projektami. Na začiatku “Solar Maximum Mission" (SMM) a ku koncu "SOHO". Je však charakterizované aj smutnejším trendom a to neustálym znižovaním prostriedkov na výskum obecne. Prejavil sa aj v rušení koronálnych staníc, hoci dôvody na výskum sú zhruba rovnaké, ako na začiatku, mnohé projekty ostali neukončené a neskôr sa k ním budeme s námahou vracať .
     SMM bola umelá družica Zeme, určená na výskum Slnka počas maxima slnečnej aktivity. Štartovala oneskorene, až začiatkom roka 1980 a po deväť a pol mesiacoch sa poškodil orientačný systém. Kozmonautom sa však v roku 1984 podarilo systémy opraviť a pozorovania mohli ďalej pokračovať. Na družici bol inštalovaný rovnaký koronograf, ako na Skylabe, ale so záznamom obrazu na CCD. Aby bolo rozlíšenie porovnateľné s fotografickým záznamom, bol opticky obraz koróny rozdelený na štyri segmenty a tieto sa postupne snímali. Získalo sa nesmierne množstvo obrázkov koróny, včítane množstva tranzientov.
     Observatórium SOHO je vybavené rovnakým koronografom a v pozorovaniach pokračuje. Štartovalo v decembri 1995 a je umiestnené v Lagrangeovom bode L1 , okolo 1,5 milióna km na spojnici Slnko – Zem. Okrem spomínaného koronografu sú na jeho palube ešte dva, jeden zrkadlový, na štúdium emisných čiar vnútornej koróny a jeden na štúdium vonkajšej koróny až do vzdialenosti 30 slnečných polomerov. Mimo koronografov sledujú korónu pred diskom prístroje SUMER, CDS, UVCS a EIT. Tieto prístroje môžu v rôznych pracovných režimoch snímať alebo časti, alebo celú slnečnú korónu v rôznych čiarach XUV oblasti. S malým prerušením v roku 1998 pracuje observatórium úspešne doteraz a všetci máme možnosť zoznámiť sa s jeho niektorými výsledkami pomocou internetových obrázkov (aj s pomocou CD, ktorý dostal každý účastník seminára).
     Zhodnotiť práce, urobené na základe pozorovaní zo SOHO je nad sily jedného človeka. Doteraz (máj 2000) bolo publikovaných cca 500 článkov v odbornej tlači a okolo 1500 príspevkov na rôznych konferenciách. Až budúcnosť ukáže, ktoré z nich sa budú podielať na pokroku vo výskume koróny.
     Mnohé z problémov, ktoré načrtol Mitchel na začiatku storočia sa podarilo aspoň čiastočne objasniť. Identifikovali sme čiarové spektrum koróny, máme predstavu o mechanizme žiarenia K a F koróny poznáme morfológiu zmien koróny počas cyklu slnečnej aktivity, máme nesmierne množstvo pozorovaní rôznych prechodových javov, ale nemôžeme byť so stavom poznania koróny spokojní. Stále nepoznáme fyzikálne procesy, ktoré pozorované javy spôsobujú. Ak mám naznačiť, ktoré problémy sú dnes hlavné pri poznávaní koróny, musím vychádzať iba z individuálneho vlastného názoru a prosím čitateľov, aby to aj takto chápali, lebo názory na tieto názory sa rôznia.
     Všetci sa zhodujú v tom, že treba :

a)    objasniť mechanizmus ohrevu a prenosu hmoty do koróny,
b)    pochopiť, čo určuje tvar koronálnych lúčov a aký je pohyb hmoty v nich,
c)    zvládnuť fyziku protuberancií,
d)    vysvetliť, ako a kde sa urýchľuje slnečný vietor.

     Tento výčet problémov určite nie je úplný, ale to nie je podstatné. Hlavné rozdiely v názoroch odborníkov sú v tom, ako sa tieto problémy dajú vyriešiť, pričom sa obyčajne delia na dve skupiny pozemskú a kozmickú. Podľa môjho názoru k pokroku prispejú hlavne pozemské pozorovania s veľkým priestorovým, časovým a spektrálnym rozlíšením, to znamená takým, aké doteraz nemáme. Tieto pozorovania (pri existujúcich prístrojoch) majú ešte tú výhodu pred kozmickými, že ich možno veľmi rýchlo aktualizovať, podľa stavu teórie. U kozmických projektov podobný proces trvá cca 10 rokov.
     Kozmické projekty by zatiaľ mali byť iba doplnkom pozemských. Ideálnym by boli jednoúčelové prístroje s dlhou životnosťou, ktoré by nás odbremenili od patrólnych pozorovaní, niečo na spôsob družice Yoh - Koh.
     Pokiaľ ide o teóriu, tak tam očakávam pokrok od časticového prístupu k fyzike plazmy, ktorý bude spojený s experimentami v plazmových generátoroch.

LITERATÚRA

Minarovjech M., Rybanský M., Rušin V.:1998, "Time-Latitude Prominence and the Green Corona Distribution Over the
     Solar Activity Cycle", in IAU Colloquium 167, ASP Conference Series, Vol. 150, 484.
Rušin V., Rybanský M.: 1990, Slnečná koróna, VEDA, Bratislava.
Rybanský M., Rušin V., Gašpar P., Altrock R.C.:1994, Solar Physics 152, 487.