Ogromny balon poleciał do stratosfery. Odmienił naszą wiedzę o Słońcu

Przez 6,5 dnia nad Arktyką dryfował ogromny balon z metrowym teleskopem skierowanym prosto w Słońce. Pod nim nie było astronautów ani silnika. Była za to ważąca kilka ton gondola, 3 instrumenty naukowe i dyski, które zapełniały się danymi w tempie niemożliwym do przesłania na Ziemię podczas lotu.

Sunrise III wrócił z tej podróży z około 200 TB obserwacji. Pierwsze wyniki pokazują Słońce nie jako spokojną, świecącą kulę, lecz jako rozedrganą gwiazdę, w której fale przebijają się przez kolejne warstwy atmosfery, pola magnetyczne splatają się w drobne warkocze, a gorąca plazma zaczyna wirować w strukturach przypominających tornada.

Sunrise III wystartował 10 lipca 2024 r. z ośrodka Esrange w pobliżu Kiruny na północy Szwecji. Dopiero teraz jednak opublikowano wyniki tej wycieczki. Wielki balon wypełniony helem wyniósł gondolę na wysokość około 35 km, a stratosferyczne wiatry zaczęły nieść ją na zachód. Obserwatorium przeleciało nad północnym Atlantykiem, Islandią i Grenlandią. Po 6 dniach, 14 godzinach i 46 minutach opadło na spadochronie w kanadyjskich Terytoriach Północno-Zachodnich, pomiędzy rzeką Mackenzie a Wielkim Jeziorem Niedźwiedzim.

Lądowanie nie było szczególnie delikatne. Część paneli słonecznych została uszkodzona, a zespół poszukiwawczy musiał przedzierać się przez las, żeby odnaleźć szczątki. Najważniejszy ładunek przetrwał jednak bezpiecznie. Dyski z obserwacjami wyjęto z gondoli i przewieziono w bagażu podręcznym badaczy. Był to naukowy skarb. Podczas lotu powstało ponad 200 TB pomiarów, których pełne opracowanie zajmie lata.

Największym przeciwnikiem teleskopu stojącego na Ziemi często nie jest jego zwierciadło, lecz powietrze znajdujące się przed nim. Ruchy atmosfery nieustannie odkształcają obraz. Ten sam efekt sprawia, że gwiazdy migoczą, choć w rzeczywistości ich jasność nie zmienia się w tak szybkim tempie.

Nowoczesne teleskopy naziemne potrafią korygować część tych zakłóceń, ale utrzymanie idealnej jakości przez wiele godzin jest niezwykle trudne. Atmosfera blokuje również większość promieniowania ultrafioletowego, które zawiera szczególnie cenne informacje o gorętszych i wyżej położonych warstwach Słońca.

Sunrise III ominął problem, nie lecąc jednak aż na orbitę. Na wysokości 35 km znalazł się ponad zdecydowaną większością masy atmosfery i jej najbardziej turbulentnymi warstwami. Nadal pozostawał podczepiony do balonu, ale pod względem jakości obserwacji pracował w warunkach zbliżonych do kosmicznych.

Pomogła także trasa w pobliżu koła podbiegunowego. Latem Słońce nie chowa się tam głęboko pod horyzontem, dzięki czemu teleskop mógł obserwować je godzinami bez przerwy. Podczas misji ustanowiono rekord, prowadząc nieprzerwaną serię obserwacji o najwyższej rozdzielczości przez ponad 4 godziny.

Sercem obserwatorium było zwierciadło o średnicy 1 m. Światło trafiało następnie do 3 instrumentów pracujących w ultrafiolecie, świetle widzialnym oraz bliskiej podczerwieni. SUSI analizował przede wszystkim promieniowanie bliskiego ultrafioletu. TuMag tworzył obrazy i mapy pola magnetycznego w świetle widzialnym, a SCIP badał widmo i polaryzację w podczerwieni. Razem pozwalały obserwować temperaturę, ruch plazmy oraz geometrię pola magnetycznego na różnych wysokościach.

Nie były to zwykłe fotografie. Rozszczepiając światło na bardzo wąskie zakresy długości fal i mierząc jego polaryzację, instrumenty mogły odtwarzać prędkość materii oraz kierunek i natężenie pola magnetycznego. Obserwatorium rejestrowało sekwencje w odstępach sięgających około 0,25 s i rozróżniało na Słońcu struktury mierzące około 50 km. Przy odległości niemal 150 mln km oznacza to możliwość dostrzeżenia szczegółu mniejszego niż wiele dużych miast na Ziemi.

Jednym z pierwszych celów stały się fale akustyczne wzbudzane przez burzliwe ruchy plazmy pod widoczną powierzchnią Słońca. Gwiazda przez cały czas drży, a jej materia unosi się i opada w wielu rytmach. Szczególnie dobrze znane są oscylacje o okresie około 5 minut. Dotychczas obserwowano je głównie w stosunkowo wąskim obszarze, około 100-200 km nad widoczną powierzchnią.

Sunrise III po raz pierwszy pozwolił śledzić ich propagację przez znacznie większy wycinek dolnej atmosfery Słońca. Badacze mogli obserwować, jak sygnał zmienia się od fotosfery aż po chromosferę, obejmując warstwę grubą na około 2000 km.

To bardzo ważne, ponieważ fale mogą przenosić energię ku wyższym warstwom atmosfery. Pole magnetyczne potrafi je przy tym prowadzić, tłumić, odbijać albo zmieniać ich charakter. Ustalenie, gdzie energia fali trafia i w jaki sposób jest rozpraszana, może pomóc w rozwiązaniu jednego z najstarszych problemów fizyki Słońca: dlaczego jego zewnętrzna atmosfera jest znacznie gorętsza od widocznej powierzchni.

Fotosfera ma temperaturę około 5500 stopni C, podczas gdy korona osiąga miliony stopni. Energia musi więc być transportowana i uwalniana wysoko nad powierzchnią. Fale są jednym z głównych podejrzanych, obok nagłych zmian konfiguracji pola magnetycznego.

Najbardziej efektownym odkryciem są struktury określane jako małe tornada słoneczne. Nazwa nie oznacza jednak, że na Słońcu powstają trąby powietrzne podobne do tych przechodzących nad amerykańskimi równinami.

Słońce nie ma stałej powierzchni ani atmosfery złożonej ze zwykłego gazu. Widzimy plazmę, czyli materię tak gorącą, że elektrony odrywają się od atomów. Jej ruch jest silnie powiązany z polem magnetycznym. W spokojnych regionach linie pola wychodzące z fotosfery wydawały się dotąd układać w stosunkowo uporządkowane pasma. Dane Sunrise III połączone z symulacjami ujawniły, że w tych większych strukturach kryją się znacznie drobniejsze, ciasno skręcone linie.

To one kierują ruchem gorącej plazmy w chromosferze. Materia podąża za magnetycznym rusztowaniem, tworząc lokalne wiry przypominające miniaturowe tornada. Takie struktury mogą przenosić energię ku wyższym warstwom i uczestniczyć w podgrzewaniu słonecznej atmosfery. Skala jest niewielka tylko z punktu widzenia Słońca. Nawet detal mierzący kilkadziesiąt czy kilkaset kilometrów byłby ogromną strukturą w ziemskich warunkach.

13 lipca 2024 r., w trakcie lotu, na Słońcu doszło do rozbłysku klasy M5.3. Kategoria M jest drugą najwyższą w stosowanej klasyfikacji. Ustępuje tylko rozbłyskom klasy X. Sunrise III znajdował się wtedy w idealnym miejscu i nie musiał obracać się w stronę zjawiska po otrzymaniu alarmu. Już obserwował aktywny obszar, dzięki czemu zarejestrował zmiany zachodzące przed rozbłyskiem i podczas uwalniania energii.

W chromosferze pojawiły się wydłużone, gwałtownie jaśniejące pasma nazywane wstęgami rozbłyskowymi. Oznaczają miejsca, w których energia uwolniona wyżej w atmosferze dociera do gęstszych, niższych warstw. Obrazy pokazały jednak, że wstęgi nie są jednolitymi świecącymi liniami. Pomiędzy jasnymi włóknami znajdowały się stabilniejsze, ciemniejsze pętle pola magnetycznego. Przypominało to niedokładnie uczesane pasma, w których poszczególne włókna układają się w różnych kierunkach.

Przeczytaj także:

Takie drobne struktury mogą decydować o tym, gdzie energia rozbłysku dociera do chromosfery, a gdzie jej przepływ zostaje ograniczony. Wielka eksplozja nie jest więc kontrolowana wyłącznie przez ogromne łuki pola magnetycznego. Jej przebieg może zależeć także od struktur mierzących około 100 km. Jak pisaliśmy w tekście: Coś napędza wybuchy Słońca. Chyba właśnie trafili na winnego, rozbłysk nie musi być jednym prostym zerwaniem pola magnetycznego. Może rozwijać się jak lawina kolejnych rekoneksji, w której małe zaburzenia uruchamiają coraz większe uwolnienia energii.

*Źródło zdjęcia wprowadzającego: mpg.de