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.
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.