Tańce na powierzchni Słońca. Zmuszeni do obserwowania tego tańca z daleka, naukowcy używają wszystkich dostępnych narzędzi, aby szukać wzorów i połączeń, aby odkryć, co powoduje te wielkie wybuchy. Mapowanie tych wzorów może pomóc naukowcom przewidzieć nadejście pogody kosmicznej, która pęka w kierunku Ziemi od Słońca, zakłócając komunikację i sygnały GPS.
Analiza 191 rozbłysków słonecznych od maja 2010 r. Przeprowadzona przez NASA Solar Dynamics Observatory (SDO) pokazała niedawno nowy wzór: około 15 procent rozbłysków ma wyraźny „późny etap rozbłysku” kilka minut do godzin później, czego nigdy wcześniej nie było w pełni obserwowane. Ta późna faza rozbłysku pompuje w przestrzeń kosmiczną znacznie więcej energii, niż wcześniej zakładano.
„Zaczynamy widzieć różnego rodzaju nowe rzeczy”, mówi Phil Chamberlin, zastępca naukowca projektu SDO w NASA Goddard Space Flight Center w Greenbelt, MD. „Widzimy duży wzrost emisji od pół godziny do kilku godzin później , który czasami jest nawet większy niż oryginalne, tradycyjne fazy rozbłysku. W jednym przypadku z 3 listopada 2010 r. Pomiar tylko efektów głównego rozbłysku oznaczałby niedoszacowanie ilości energii strzelającej do ziemskiej atmosfery o 70 procent ”.
Cały układ pogody kosmicznej, od powierzchni Słońca po zewnętrzne krawędzie Układu Słonecznego, zależy od tego, w jaki sposób energia przenosi się z jednego zdarzenia na drugie - magnetyczne ponowne połączenie w pobliżu Słońca przenoszone na energię poruszającą się w przestrzeni kosmicznej na energię zdeponowaną w ziemskiej atmosferze, na przykład. Lepsze zrozumienie tego płomienia w późnej fazie pomoże naukowcom oszacować, ile energii powstaje podczas wybuchu słońca.
Zespół znalazł dowody na te późne fazy, kiedy SDO po raz pierwszy zaczęło zbierać dane w maju 2010 r., A Słońce postanowiło rozpocząć program. W tym pierwszym tygodniu, w czasie dość cichego słońca, pojawiło się około dziewięciu rozbłysków o różnych rozmiarach. Rozmiary rozbłysków są podzielone na kategorie o nazwach A, B, C, M i X, które od dawna są zdefiniowane przez intensywność promieni rentgenowskich emitowanych na szczycie pochodni, mierzonych przez system satelitarny GOES (Geostationary Operational Environmental Satellite). GOES to obsługiwana przez NOAA sieć satelitów, która znajduje się na orbicie geosynchronicznej w pobliżu Ziemi od 1976 r. Jeden z satelitów GOES mierzy jedynie emisję promieniowania rentgenowskiego i jest kluczowym źródłem informacji o pogodzie kosmicznej, którą Słońce wysyła nam w naszą stronę.
Jednak w maju 2010 r. SDO zaobserwowało te rozbłyski dzięki wizji o wielu długościach fal. Zapisał dane wskazujące, że niektóre inne długości fali światła nie zachowywały się w synchronizacji z promieniami rentgenowskimi, ale osiągały wartości szczytowe w innych momentach.
„Od dziesięcioleci naszym standardem w zakresie rozbłysków jest obserwowanie promieni rentgenowskich i sprawdzanie, kiedy osiągają szczyt” - mówi Tom Woods, naukowiec kosmiczny z University of Colorado, Boulder, Colo., Który jest pierwszym autorem artykułu na ten temat który ukaże się online 7 września w Astrophysical Journal. „To nasza definicja na wypadek, gdy wybuchnie płomień. Ale widzieliśmy szczyty, które nie odpowiadały promieniom rentgenowskim ”. Woods mówi, że początkowo martwili się, że dane były anomalią lub usterką w instrumentach. Ale kiedy potwierdzili dane za pomocą innych instrumentów i obserwowali powtarzające się wzorce przez wiele miesięcy, zaczęli ufać temu, co widzieli. „A potem byliśmy podekscytowani” - mówi.
W ciągu roku zespół wykorzystał instrument EVE (Extreme Ultraviolet Variability Experiment) na SDO do zarejestrowania danych z wielu innych rozbłysków. EVE nie robi zdjęć konwencjonalnych. Woods jest głównym badaczem instrumentu EVE i wyjaśnia, że zbiera on całe światło od Słońca na raz, a następnie dokładnie oddziela każdą długość fali światła i mierzy jego intensywność. Nie zapewnia to ładnych zdjęć, jak robią to inne instrumenty w SDO, ale zapewnia wykresy, które pokazują, w jaki sposób każda długość fali światła staje się silniejsza, zwiększa się i maleje w czasie. EVE zbiera te dane co 10 sekund, z gwarancją dostarczenia zupełnie nowych informacji na temat zmian zachodzących w słońcu, biorąc pod uwagę, że poprzednie przyrządy mierzyły takie informacje co półtorej godziny lub nie patrzyły jednocześnie na wszystkie długości fal - mało informacji aby uzyskać pełny obraz nagrzewania i chłodzenia pochodni.
[/podpis]
Rejestrując ekstremalne światło ultrafioletowe, widma EVE pokazały cztery fazy w ciągu całego życia flary. Pierwsze trzy zostały zaobserwowane i są dobrze ugruntowane. (Chociaż EVE był w stanie zmierzyć i oszacować je w szerokim zakresie długości fal świetlnych lepiej niż kiedykolwiek wcześniej.) Pierwsza faza to twarda faza impulsowa promieniowania rentgenowskiego, w której wysokoenergetyczne cząsteczki w atmosferze słonecznej padają w kierunku powierzchnia Słońca po wybuchu w atmosferze znanej jako ponowne połączenie magnetyczne. Opadają swobodnie przez kilka sekund do minut, aż uderzą w gęstszą niższą atmosferę, a następnie rozpocznie się druga faza, faza stopniowa. W ciągu kilku minut do godzin materiał słoneczny, zwany plazmą, jest podgrzewany i wybucha z powrotem, kierując się wzdłuż gigantycznych pętli magnetycznych, wypełniając je plazmą. Proces ten wysyła tyle światła i promieniowania, że można je porównać do milionów bomb wodorowych.
Trzecia faza charakteryzuje się atmosferą Słońca - koroną - tracącą jasność, i dlatego jest znana jako faza ściemniania koronowego. Jest to często związane z tak zwanym wyrzutem masy koronalnej, w którym wielka chmura plazmy wybucha z powierzchni Słońca.
Ale czwarta faza, późna flara, zauważona przez EVE, była nowa. Gdzieś od jednej do pięciu godzin później dla kilku rozbłysków, zobaczyli drugi szczyt ciepłego materiału koronalnego, który nie odpowiadał kolejnemu rozbłyskowi promieniowania rentgenowskiego.
„Wiele obserwacji ujawniło zwiększony ekstremalny szczyt promieniowania ultrafioletowego zaledwie kilka sekund po minutach po głównej fazie rozbłysku, a takie zachowanie jest uważane za normalną część procesu rozbłysku. Ale ta późna faza jest inna ”- mówi Chamberlin Goddarda, który jest także współautorem tego artykułu. „Emisje te występują znacznie później. I dzieje się tak po tym, jak główny płomień wykazuje ten początkowy szczyt. ”
Aby zrozumieć, co się dzieje, zespół przyjrzał się również obrazom zebranym przez Advanced Imaging Assembly SDO (AIA). Mogli zobaczyć wybuch flary głównej fazy na zdjęciach, a także zauważyli drugi zestaw pętli koronalnych znacznie powyżej pierwotnego miejsca rozbłysku. Te dodatkowe pętle były dłuższe i stały się jaśniejsze później niż oryginalny zestaw (lub pętle po wyrównaniu, które pojawiły się kilka minut później). Pętle te zostały również fizycznie oddzielone od wcześniejszych.
„Intensywność, którą rejestrujemy w tych rozbłyskach późnej fazy, jest zwykle ciemniejsza niż intensywność promieniowania rentgenowskiego”, mówi Woods. „Ale późna faza trwa znacznie dłużej, czasem przez wiele godzin, więc zużywa tyle samo energii całkowitej co główny płomień, który zwykle trwa tylko kilka minut”. Ponieważ to wcześniej niezrealizowane dodatkowe źródło energii z rozbłysku jest równie ważne dla wpływu na atmosferę Ziemi, Woods i jego koledzy badają teraz, w jaki sposób płomienie z późnej fazy mogą wpływać na pogodę kosmiczną.
Rozbłysk późnej fazy jest oczywiście tylko jednym z elementów układanki, gdy próbujemy zrozumieć gwiazdę, z którą żyjemy. Ale śledząc energię, mierząc różne długości fal światła, używając wszystkich instrumentów, jakie NASA ma do dyspozycji, takie informacje pomagają nam wytyczyć wszystkie etapy wielkiego tańca Słońca.
