Od kilkudziesięciu lat wiemy jak wygląda niewidoczna z Ziemi połowa Księżyca. Czy można jednak, bez wysyłania sond w odległe miejsca Układu Słonecznego, badać zmieniającą się aktywność na niewidocznej stronie Słońca? Okazuje się że tak!

Umożliwiają to urządzenia Michelson-Doppler Imager (MDI) i Solar Wind ANisotropies (SWAN) zainstalowane na kosmicznym obserwatorium słonecznym SOHO.

MDI sporządza mapę niewidocznych z Ziemi plam słonecznych posługując się techniką holografii heliosejsmicznej. Umożliwia ona badanie tych obszarów niewidocznej części Gwiazdy Dziennej, które znajduje się mniej niż 50 stopni od geometrycznego środka niewidocznej połówki (opisany kąt ma wierzchołek w środku Słońca).

Prezentowany powyżej obrazek przedstawia wygląd obu półkuli słonecznych 11 listopada 2003 roku. Widoczne są obrazy grup 486 i 488, w których kilkanaście dni temu nastąpiły potężne wybuchy. Później, na skutek obrotu Słońca stały się niewidoczne.

SWAN z kolei pozwala określić aktywność regionów na powierzchni Słońca w zakresie ultrafioletu.

Jak działa holografia sejsmiczna?

W Słońcu rozchodzą się fale dźwiękowe wywoływane przez turbulentny ruch konwekcyjny zewnętrznych jego warstw. Z podobnego powodu szumi gotowana w garnku woda. Ruch konwekcyjny natomiast to unoszenie się cieplejszych części zupy z dna garnka i ich wypływanie na powierzchnię.

Fale obserwowane przez MDI mają okres drgań około 5 minut. Tyle samo czasu w fotosferze słonecznej widać wypływający bąbel o rozmiarach europejskiego państwa (bąble określa się mianem granulacji słonecznej). Właśnie te bąble są źródłem fal akustycznych rozchodzących się w słonecznym wnętrzu.

Fale dźwiękowe rozchodzą się w większości wewnątrz gwiazdy, odbijają się od jądra i od warstw fotosfery słonecznej (fotosfera to warstwa Słońca, którą widzimy w świetle widzialnym naszymi oczami). Dzięki obserwowaniu wibracji powierzchni, heliosejsmolodzy mogą badać wnętrze gwiazdy w sposób podobny do tego, którego geolodzy używają do badania wnętrza naszej planety (badają rozchodzenie się fal powstających w czasie trzęsień Ziemi).

Silne pole magnetyczne w pobliżu plam słonecznych wpływa na prędkości rozchodzenia się fal. MDI jest w stanie te zmiany zarejestrować i ukazać istnienie skupień tego pola (czyli plam słonecznych). Dzięki tej technice możliwe jest otrzymanie obrazu niewidocznej z Ziemi części Słońca.

Jak działa SWAN?

Gdy w 1989 roku naukowcy postulowali o uwzględnienie instrumentu SWAN w projekcie SOHO, chcieli studiować oddziaływanie wiatru słonecznego i gazu międzygwiezdnego. Okazało się jednak, że instrument może również posłużyć do badania aktywności słonecznej.

SWAN bada aktywność słoneczną pośrednio, badając całe niebo w promieniowaniu ultrafioletowym. Chmura międzygwiezdnego wodoru, która otacza cały Układ Słoneczny oddziałuje z wiatrem słonecznym. W w zetknięciu z promieniowaniem ultrafioletowym pochodzącym ze Słońca gaz świci w zakresie linii alfa Lymana. Ponieważ aktywne regiony na Słońcu są w tym zakresie jaśniejsze, również część nieba znajdującego się na przeciw aktywnych regionów staje sie jaśniejsza. Rotacja Słońca powoduje zmiany w promieniowaniu na linii alfa Lymana na niebie „za” Słońcem i każda zmiana aktywności może zostać w ten sposób wychwycona. Proces ten można zobrazować wyobrażając sobie latarnię morską, której wiązka oświetla coraz inne części otaczającej mgły.

Po okresie niezwykłej aktywności Słońca na przełomie października i listopada, naukowcy skupili się bardziej nad śledzeniem aktywności niewidocznej strony tarczy słonecznej. Znaleźli powiązanie między jasnością nieba w zakresie linii alfa Lymana a indeksem Mg II – miarą promieniowania na linii zjonizowanego magnezu znajdującego się w zewnętrznej warstwie atmosfery Słońca. Indeks Mg II, mierzony przez satelity takie jak UARS i SORCE, jest dobrą miarą całkowitej aktywności Słońca.

Za pomocą instrumentu SWAN naukowcy wyliczyli wartość indeksu Mg II, jaką obserwowałby obserwator rotujący razem z Słońcem, obserwujący zawsze ten sam aktywny region.

Plamy numer 486 i 484 widoczne były między 26 października a 4 listopada. Wyliczony na podstawie danych z instrumentu SWAN indeks Mg II zwiększał się do 7 listopada, a następnie zaczął gwałtownie spadać. Związana z tym zmiana jasności w zakresie linii alfa Lymana wynosiła 20 procent. Około 18-19 listopada zanotowano kolejny wzrost aktywności.

Naukowcy rozpoczęli pracę nad techniką obrazowania niewidocznej strony Słońca w 2000 roku. „Aby dokładnie przewidywać aktywnośC słoneczną musimy wiedzieć, co dzieje się po przeciwnej stronie Słońca” – mówi dr Joseph Kunches z NOAA. – „MDI, SWAN i LASCO udowodniły, że mogą posłużyć do śledzenia aktywnych regionów gry te znajdują się po drugiej stronie tarczy słonecznej„.