Gdy pod koniec października potężny rozbłysk słoneczny stał się źródłem koronalnego wyrzutu masy astronomowie z National Solar Observatory wykorzystali nowe instrumenty, by otrzymać najostrzejsze zdjęcia serca burzy słonecznej.

Sfotografowaliśmy rozbłysk w zakresie H-alfa wodoru i naszym oczom po raz pierwszy ukazała się struktura rozbłysku o rozdzielczości 0,2 sekundy łuku” – mówi dr Thomas Rimmele, członek projektu Optyki Adaptatywnej NSO. Dodatkowo wykorzystano również Diffraction Limited Spectropolarimeter (DLSP), który pozwolił sporządzić mapy polaryzacji charakteryzujące się wysoką rozdzielczością. Mapy takie są bardzo pomocne w badaniu szczegółów struktur magnetycznych w aktywnych regionach na Słońcu.

System AO76, intensywnie testowany od kwietnia 2003, rekompensuje w dużym stopniu efekt rozmycia spowodowany turbulencjami ziemskiej atmosfery. System analizuje zniekształcenia na zdjęciu i wylicza w jaki sposó zmienić kształt lustra tak, aby usunąć większość lub nawet wszystkie deformacje. Liczba 76 oznacza ilość podzespołów w systemie.

DLSP jest pierwszym instrumentem, który może wykorzystać ten system optyki adaptatywnej AO76. Zainstalowany jest na teleskopie Dunn Solar Telescope (DST). Rozdzielczość 0,2 sekundy łuku jest już bardzo rozdzielczości maksymalnej teleskopu, która wynosi 0,18 sekundy łuku. Podczas erupcji słonecznych, które miały miejsce między 23 a 25 października 2003 roku, systemy były właśnie testowane.

Chociaż Słońce jest oślepiające dla ludzkiego oka, świeci za słabo jak na potrzeby niektórych badań naukowych. Kiedy obserwuje się niewielki region w wąskim zakresie spektrum, a promieniowanie dodatkowo przechodzi przez skomplikowany układ optyczny, do sensorów dochodzi stosunkowo niewiele informacji. DLSP potrzebuje 50 minut, żeby zebrać dane o regonie, dlatego dla systemu nieodzowna staje się optyka adaptatywna, która pozwala otrzymać ostre i stabline obrazy. Bez jej użycia turbulencje atmosferyczne zniekształciłyby dane.

Przez większość czasu system AO76 dostarczał obrazów doskonałej jakości i mogliśmy zbadać plamę wykorzystując maksymalną rozdzielczość powierchniową DLSP” – mówi Rimmele.

Filtr Universal Birefringent Filter przepuszczał promieniowanie w paśmie linii alfa wodoru (656,3 nanometry) i żelaza Fe I (543,4 nanometry). Fale H-alfa są emitowane przez gorący obojętny wodór i wyznaczają aktywne regiony na Słońcu. Na linii żelaza zaobserwować można prędkość gazu wypływającego z fotosfery. Dodatkowo obserwacje przeprowadzono w paśmie G (430,3 nanometra), gdzie widoczna jest absorbcja kilku typów cząsteczek i struktura magnetyczna fotosfery.

Na zdjęciu plamy słonecznej wykonanym przez DLSP w paśmie G widać ciemne półcieniowe jądra, niedawno odkryte przez szwedzkich astronomów struktury.

Sądzimy, że w paśmie G widzimy ciemne półcieniowe jądra plamy” – mówi Rimmele. – “Zostały one zaobserwowane niedawno za pomocą 1-metrowego szwedzkiego teleskopu w La Palma. Dane z UBF powinny dostrczyć więcej informacji na temat pochodzenia tych nowo odkrytych struktur“.

Za pomocą DLSP stworzono rónież profil Stokesa w wysokiej rozdzielczości dla plamy słonecznej po i przed erupcjami z 24 października. Parametry Stokesa – cztery parametry opisujące polaryzację światła – określają siłę i kierunek pola magnetycznego w okolicy plamy, wyjaśnia dr K. “Sankar” Sankarasubramanian, związany z projektem DLSP.

Pomiar parametrów Stokesa to standardowa technika, jednak połączenie możliwości AO i DLSP pozwoliło na wykrycie struktur 16 razu mniejszych niż struktury widziane przez starszy Advanced Stokes Polarimeter. Jednym z najważniejszych celów misji DLSP jest pomiar siły i kierunku pól magnetycznych w okolicy plamy slonecznej i zrozumienie przepływu energii między aktywnymi magnetycznie rejonami.

Mapa aktywnego regionu NOAO 0484 uzyskana przez DLSP. Dolna lewa mapa przedstawia intensywność promieniowania (jasność), a zdjęcia po prawej przedstawiają liniową i kołową polaryzację.

DLSP bada dwie linie spektralne w pobliżu zakresu 630,25 nanometrów. Linie pochodzą od atomoów żelaza zajdujących się około 200 kilomtrów nad fotosferą, widzialną powierzchnią Słońca.

Dwie linie spektralne w pomiarach pola magnetycznego dają lepsze rezultaty niż jedna” – mówi Sankar. – “Nasze obserwacje struktur i pola są dzięki temu bardziej precyzyjne“.

Oprócz większej czułości i rozdzielczości, dodatkową zaletą DLSP jest to, że instrument zostanie na stałe zamontowany na DST, będzie można go łatwo uruchomić i rozpocząć obserwacje.

AO76 i DLSP mają w być w pełni gotowe do pracy w marcu 2004 roku i wkrótce potem rozpoczną służbę naukową.

Autor

Anna Marszałek