Αστρικό στέμμα
Με τη λέξη στέμμα (corona) στην Αστρονομία είναι γνωστό το ανώτερο στρώμα της ατμόσφαιρας του Ηλίου ή άλλων άστρων.
Τα στέμματα αποτελούνται από πλάσμα και εκτείνονται εκατομμύρια χιλιόμετρα στο διάστημα.
Το ηλιακό στέμμα φαίνεται ευκολότερα από την επιφάνεια της Γης κατά τη διάρκεια μιας ολικής εκλείψεως Ηλίου, καθώς και με ένα ειδικό όργανο που ονομάζεται στεμματογράφος.
Το στέμμα πήρε το όνομά του από το βασιλικό στέμμα (κορώνα), καθώς φαίνεται να περιβάλλει τον "βασιλιά" του Ηλιακού Συστήματος, τον Ήλιο, σε μια ολική έκλειψη όπως το στέμμα το κεφάλι των βασιλέων.
Η πολύ μεγάλη θερμοκρασία του στέμματος του προσδίνει ασυνήθιστα φασματικά χαρακτηριστικά: τον 19ο αιώνα θεωρήθηκε ότι περιέχει ένα άγνωστο ως τότε στοιχείο της ύλης που πήρε το όνομά του: "κορώνιο".
Σήμερα γνωρίζουμε ότι οι φασματικές γραμμές οφείλονται σε άτομα σιδήρου με υψηλό βαθμό ιονισμού (Fe-XIV, 13 φορές ιονισμένο σίδηρο), κάτι που υποδηλώνει θερμοκρασία μεγαλύτερη από 1 εκατομμύριο βαθμούς .
Το φως του στέμματος προέρχεται από τρεις κύριες πηγές.
Αυτές αντιστοιχούν στις εξής οπτικές συνιστώσες του:
Φυσικά χαρακτηριστικά
Το ηλιακό στέμμα είναι πολύ θερμότερο (περίπου 200 φορές) από την ορατή επιφάνεια του Ηλίου: η μέση θερμοκρασία της φωτόσφαιρας είναι 5800 βαθμοί K, ενώ του στέμματος 3 εκατομμύρια K.
Επειδή όμως το στέμμα είναι 1012 φορές αραιότερο από τη φωτόσφαιρα εκπέμπει περίπου 1 εκατομμύριο φορές λιγότερο ορατό φως.
Το στέμμα χωρίζεται από τη φωτόσφαιρα από το κατώτερο στρώμα της ηλιακής ατμόσφαιρας, τη χρωμόσφαιρα.
Ο ακριβής μηχανισμός που υπερ-θερμαίνει το στέμμα υπήρξε αντικείμενο συζητήσεων των ειδικών τις τελευταίες δεκαετίες.
Το πιθανότερο είναι η μεταφορά ενέργειας από το ηλιακό μαγνητικό πεδίο και από κύματα πιέσεως (το δεύτερο είναι λιγότερο πιθανό, αφού σήμερα γνωρίζουμε ότι τα στέμματα υπάρχουν στους αστέρες με ισχυρά μαγνητικά πεδία).
Τα εξωτερικά όρια του ηλιακού στέμματος δεν είναι στατικά, αλλά συνεχώς εκτοξεύονται στο γύρω διάστημα εξαιτίας της ανοικτής μαγνητικής ροής και μετατρέπονται στον λεγόμενο ηλιακό άνεμο.
Το στέμμα δεν είναι πάντα ισότροπα κατανεμημένο γύρω από τον 'Ηλιο.
Σε περιόδους ηρεμίας, το στέμμα περιορίζεται λίγο-πολύ πάνω από τις ισημερινές περιοχές, με τις λεγόμενες στεμματικές οπές να βρίσκονται πάνω από τις πολικές περιοχές.
Ωστόσο, κατά τις εποχές κοντά στο μέγιστο της ηλιακής δραστηριότητας το στέμμα κατανέμεται πιο ισότροπα πάνω από όλη την ηλιακή επιφάνεια, αν και είναι λαμπρότερο πάνω από περιοχές με ηλιακές κηλίδες.
Η περιοδικότητα ακολουθεί τον ενδεκαετή ηλιακό κύκλο.
Με τις κηλίδες συνδέονται οι λεγόμενοι στεμματικοί βρόχοι.
Οι στεμματικοί βρόχοι αποτελούν τις βασικές μαγνητικές δομές του ηλιακού στέμματος.
Αυτοί οι βρόχοι είναι αποτυπώσεις των κλειστών μαγνητικών γραμμών, σε αντίθεση με την ανοικτή μαγνητική ροή που αντιστοιχεί στον ηλιακό άνεμο και στις στεμματικές οπές.
Οι μαγνητικοί βρόχοι αναδύονται από το ηλιακό εσωτερικό και γεμίζουν με καυτό ηλιακό πλάσμα.
Εξαιτίας της έντονης μαγνητικής δραστηριότητας στις περιοχές των στεμματικών βρόχων, αυτοί είναι συχνά πρόδρομοι ηλιακών εκλάμψεων και στεμματικών εκτοξεύσεων μάζας (CME).
Το πλάσμα που τροφοδοτεί αυτές τις δομές θερμαίνεται από τους 5800 K σε πάνω από 1 εκατομμύριο K κατά την άνοδό του από τη φωτόσφαιρα μέχρι το στέμμα.
Συχνά το υλικό αυτό τροφοδοτεί τους βρόχους από τον ένα πόδα τους και κατεβαίνει από τον άλλο (σιφωνική ροή εξαιτίας διαφοράς πιέσεων ή ασύμμετρη ροή από άλλο αίτιο).
Αυτό το φαινόμενο είναι γνωστό ως χρωμοσφαιρική εξάτμιση και χρωμοσφαιρική συμπύκνωση αντιστοίχως.
Εναλλακτικά, μπορεί να υπάρχει συμμετρική ροή από τους δύο πόδες του βρόχου, με πρόκληση συσσωρεύσεως μάζας στη δομή του βρόχου.
Το πλάσμα μπορεί να ψυχθεί στην περιοχή αυτή δημιουργώντας σκοτεινά "νήματα" πάνω από την ηλιακή επιφάνεια ή ηλιακές προεξοχές πάνω από το χείλος του Ηλίου.
Οι στεμματικοί βρόχοι είναι βραχύβια παροδικά φαινόμενα: μπορεί να διαρκέσουν μερικά δευτερόλεπτα (στην περίπτωση των εκλάμψεων), λεπτά, ώρες και σπανιότερα ημέρες.
Οι μακρόβιοι βρόχοι είναι συνήθως γνωστοί ως στεμματικοί βρόχοι "σταθερής κατάστασης" ή "ήρεμοι" (quiescent), όπου υπάρχει ισορροπία ανάμεσα στις πηγές ενέργειας του βρόχου και στις καταβόθρες ενέργειας (παράδειγμα).
Οι στεμματικοί βρόχοι έχουν γίνει σημαντικοί για την κατανόηση του "προβλήματος της θέρμανσης του στέμματος".
Οι βρόχοι είναι πολύ ακτινοβόλες πηγές και για τον λόγο αυτό εύκολα παρατηρήσιμες από όργανα όπως αυτά της αποστολής TRACE.
Παρομοιάζονται με "εργαστήρια Φυσικής" για την κατανόηση φαινομένων όπως οι ηλιακές ταλαντώσεις, η κυματική δραστηριότητα και οι νανοεκλάμψεις.
Παραμένει ωστόσο δύσκολο να εξευρεθεί λύση στο πρόβλημα του πώς υπερ-θερμαίνεται το στέμμα, καθώς αυτές οι δομές παρατηρούνται από μεγάλη απόσταση κι έτσι υπάρχουν αμφιλεγόμενες παρατηρήσεις (π.χ. συνεισφορές στην ακτινοβολία κατά μήκος της γραμμής παρατηρήσεως).
Απαιτούνται επιτόπιες μετρήσεις πριν δοθεί μια οριστική απάντηση, αλλά εξαιτίας των υψηλών θερμοκρασιών του πλάσματος στο στέμμα οι επιτόπιες μετρήσεις είναι αδύνατες (προς το παρόν τουλάχιστον).
Οι ηλιακές εκλάμψεις ή οι μεγάλες ηλιακές προεξοχές συνοδεύονται μερικές φορές από Στεμματικές εκτοξεύσεις μάζας (CMEs, Coronal Mass Ejections), γνωστές και ως "στεμματικά παροδικά φαινόμενα" ("coronal transients").
Αυτές είναι τεράστιοι βρόχοι στεμματικού υλικού που ταξιδεύουν προς τα έξω, μακριά από τον 'Ηλιο, με ταχύτητες πάνω από 1 εκατομμύριο χιλιόμετρα την ώρα και ενέργειες δεκαπλάσιες της ενέργειας της της ηλιακής εκλάμψεως ή προεξοχής που τις συνοδεύει.
Κάποιες μεγάλες εκτοξεύσεις μπορούν να προωθήσουν προς το διάστημα εκατοντάδες εκατομμύρια τόνους ύλης με ταχύτητα περίπου 1,5 εκατομμύριο χιλιόμετρα την ώρα.
Το στέμμα άλλων αστέρων
Και άλλοι αστέρες εκτός από τον 'Ηλιο έχουν στέμματα, που μπορούν να ανιχνευθούν με χρήση τηλεσκοπίων ακτίνων Χ.
Κάποια αστρικά στέμματα, ιδιαίτερα νεαρών αστέρων, είναι πολύ φωτεινότερα από το ηλιακό.
Πώς θερμαίνεται το στέμμα;
Το "πρόβλημα της θέρμανσης του στέμματος" στην Ηλιακή Φυσική συνίσταται στο ερώτημα του γιατί η θερμοκρασία του ηλιακού στέμματος είναι εκατομμύρια βαθμούς υψηλότερη από εκείνη της επιφάνειας του Ηλίου (φωτόσφαιρας).
Αυτό απαιτεί τη μεταφορά ενέργειας από το ηλιακό εσωτερικό στο στέμμα με μη-θερμικές διαδικασίες, αφού ο Δεύτερος θερμοδυναμικός νόμος απαγορεύει τη μεταφορά θερμότητας από το ψυχρότερο (φωτόσφαιρα) προς το θερμότερο (στέμμα), μέρη της οποίας μπορούν να φθάσουν ακόμα και τα 10 εκατομμύρια βαθμούς.
Η ισχύς που απαιτείται για τη διατήρηση του στέμματος στην υψηλή του θερμοκρασία μπορεί να υπολογισθεί εύκολα.
Αντιστοιχεί σε περίπου 1 κιλοβάτ για κάθε τετραγωνικό μέτρο της ηλιακής επιφάνειας, ή το 1/40.000
της ισχύος του φωτός που εκπέμπει το άστρο της ημέρας.
Η στενή περιοχή αυξήσεως της θερμοκρασίας από τη χρωμόσφαιρα μέχρι το στέμμα ονομάζεται μεταβατική περιοχή και μπορεί να κυμαίνεται σε πάχος από δεκάδες έως μερικές εκατοντάδες χιλιόμετρα.
Ανάλογο φαινόμενο θα ήταν ένας λαμπτήρας που θερμαίνει τον αέρα που τον περιβάλλει σε μεγαλύτερη θερμοκρασία από ό,τι τη γυάλινη επιφάνειά του.
Ο Δεύτερος Νόμος της Θερμοδυναμικής θα παραβιαζόταν.
Αρκετές θεωρίες για τη στεμματική (υπερ-)θέρμανση έχουν προταθεί, αλλά δύο θεωρίες έχουν παραμείνει ως οι πιθανότερες: η "κυματική θέρμανση" και η "μαγνητική επανασύνδεση" (ή "νανοεκλάμψεις").
Καμιά θεωρία δεν έχει καταφέρει να δικαιολογήσει τις ακραίες θερμοκρασίες του στέμματος.
Οι περισσότεροι ηλιακοί φυσικοί πιστεύουν σήμερα ότι ένας συνδυασμός των δύο θεωριών μπορεί ίσως να ερμηνεύσει τη θέρμανση του στέμματος, παρότι οι λεπτομέρειες δεν είναι γνωστές ακόμα.
Η διαστημική αποστολή της NASA Solar Probe + αποσκοπεί στη διερεύνηση της στεμματικής θερμάνσεως και της δημιουργίας του ηλιακού ανέμου από απόσταση περίπου 9,5 ηλιακών ακτίνων (6,6 εκατομμυρίων χιλιομέτρων).
Κατά τη θεωρία των "θερμαντικών κυμάτων", που προτάθηκε το 1949 από τον Εβρί Σατζμάν, ενέργεια από το ηλιακό εσωτερικό μεταφέρεται στη χρωμόσφαιρα και το στέμμα με κύματα.
Το πλάσμα ως μέσο υποστηρίζει αρκετά είδη κυμάτων, ανάλογων με τα ηχητικά κύματα στον αέρα.
Τα σημαντικότερα είδη είναι το μαγνητοακουστικό κύμα και το κύμα Alfvén . Τα μαγνητοακουστικά κύματα είναι ηχητικά κύματα που τα τροποποιεί η παρουσία ενός μαγνητικού πεδίου, ενώ τα κύματα Alfvén είναι παρόμοια με τα ραδιοκύματα ULF στο ότι έχουν τροποποιηθεί από την αλληλεπίδραση με την ύλη του πλάσματος.
Αμφότερα τα είδη κυμάτων μπορούν να παραχθούν από την τυρβώδη κίνηση της ύλης στην ηλιακή φωτόσφαιρα (κοκκίαση και υπερκοκκίαση), και αμφότερα μπορούν να μεταφέρουν ενέργεια για κάποια απόσταση μέσα από την ηλιακή ατμόσφαιρα, προτού μετατραπούν σε ωστικά κύματα, τα οποία διαχέουν την ενέργειά τους ως θερμότητα.
Η θεωρία αυτή παρουσιάζει πρόβλημα με την απόδοση αυτής της ενέργειας ως θερμότητας στο σωστό μέρος.
Τα μαγνητοακουστικά κύματα αδυνατούν να μεταφέρουν αρκετή ενέργεια προς τα πάνω, μέσα από τη χρωμόσφαιρα, ως το στέμμα επειδή στη χρωμόσφαιρα η πίεση είναι πολύ χαμηλή, αλλά και επειδή τείνουν να ανακλώνται πίσω προς τη φωτόσφαιρα.
Τα κύματα Alfvén μπορούν να μεταφέρουν αρκετή ενέργεια, αλλά δεν τη διαχέουν αρκετά γρήγορα όταν φθάσουν στο στέμμα.
Τα κύματα μέσα σε πλάσματα είναι πολύ δύσκολο να κατανοηθούν και να περιγραφούν αναλυτικά, αλλά προσομοιώσεις με ηλεκτρονικούς υπολογιστές από τον Τόμας Μπογκντάν και συνεργάτες του το 2003 φαίνεται να δείχνουν ότι τα κύματα Alfvén μπορεί να μετατρέπονται σε κύματα άλλου είδους στη βάση του στέμματος, παρέχοντας έτσι ένα μονοπάτι που είναι ικανό να μεταφέρει μεγάλα ποσά ενέργειας από τη φωτόσφαιρα μέσα στο στέμμα και μετά να την "αποθέσουν" εκεί ως θερμότητα.
Ακόμα ένα πρόβλημα με τη θεωρία των "θερμαντικών κυμάτων" ως το 1997 ήταν η πλήρης απουσία ενδείξεων για κύματα που να διαδίδονται μέσα στο ηλιακό στέμμα.
Η πρώτη απευθείας παρατήρηση κυμάτων στο στέμμα έγινε εκείνη τη χρονιά από το διαστημικό παρατηρητήριο SOHO, την πρώτη αποστολή που μπορούσε να παρατηρεί τον 'Ηλιο στο άπω υπεριώδες για μεγάλα χρονικά διαστήματα με σταθερή φωτομετρία.
Τα κύματα που ανιχνεύθηκαν ήταν μαγνητοακουστικά, με συχνότητα περίπου 1 mHz, δηλαδή περίοδο χιλίων δευτερολέπτων, και μπορούσαν να μεταφέρουν μόλις το 10% περίπου της ενέργειας που χρειάζεται για να θερμαίνεται το στέμμα ως τις παρτηρούμενες θερμοκρασίες του.
Υπάρχουν πολλές παρατηρήσεις τοπικών κυματικών φαινομένων, όπως κυμάτων Alfvén που παράγονται από ηλιακές εκλάμψεις, αλλά αυτά τα γεγονότα είναι παροδικά και αδυνατούν να ερμηνεύσουν την ομοιόμορφη θέρμανση του στέμματος.
Δεν είναι ακόμα γνωστό με ακρίβεια το πόση κυματική ενέργεια είναι διαθέσιμη για τη θέρμανση του στέμματος.
Αποτελέσματα που δημοσιεύθηκαν το 2004 με δεδομένα από τη διαστημική αποστολή TRACE φαίνεται να δείχνουν ότι υπάρχουν στην ηλιακή ατμόσφαιρα κύματα με συχνότητες ως 0,1 Hz (περίοδο 10 δευτερόλεπτα).
Μετρήσεις της θερμοκρασίας διαφορετικών ιόντων στον ηλιακό άνεμο με το όργανο UVCS του SOHO δίνουν ισχυρές έμμεσες ενδείξεις ότι υπάρχουν κύματα με πολύ υψηλότερες συχνότητες, έως 200 Hz.
Αυτά είναι πολύ δύσκολο να ανιχνευθούν υπό τις συνηθισμένες συνθήκες, αλλά στοιχεία που αποκτήθηκαν κατά τη διάρκεια ολικών εκλείψεων Ηλίου από ομάδες του Κολεγίου Γουίλιαμς υποδεικνύουν την παρουσία τέτοιων κυμάτων στην περιοχή των 1–10 Hz.
Η θεωρία αυτή υποθέτει ότι το ηλιακό μαγνητικό πεδίο επάγει ηλεκτρικά ρεύματα στο στέμμα.
Εκεί τα ρεύματα αποδίνουν ταχύτατα την ενέργειά τους ως θερμότητα και κυματική ενέργεια.
Αυτή η διαδικασία αποκαλείται "επανασύνδεση" εξαιτίας του ιδιόμορφου τρόπου που συμπεριφέρονται τα μαγνητικά πεδία μέσα στο πλάσμα.
Οι γραμμές του μαγνητικού πεδίου είναι "προσδεδεμένες" στα φορτισμένα σωματίδια που αποτελούν το πλάσμα και για τον λόγο αυτό η τοπολογία του μαγνητικού πεδίου παραμένει η ίδια: αν ένα συγκεκριμένο ζεύγος μαγνητικών πόλων (βόρειος και νότιος) συνδέονται με μία γραμμή μαγνητικού πεδίου, τότε, ακόμα και αν το πλάσμα αναδευτεί ή οι στοιχειώδεις μαγνήτες αλλάξουν θέση, αυτή η γραμμή θα συνεχίσει να συνδέει αυτούς τους συγκεκριμένους πόλους.
Η σύνδεση αυτή διατηρείται από ηλεκτρικά ρεύματα που επάγονται στο πλάσμα.
Κάτω από ορισμένες συνθήκες, τα ηλεκτρικά ρεύματα μπορεί να "καταρρεύσουν", επιτρέποντας στο μαγνητικό πεδίο να "επανασυνδεθεί" σε άλλους μαγνητικούς πόλους και κατά τη διαδικασία αυτή να απελευθερώσει θερμότητα και κυματική ενέργεια.
Η μαγνητική επανασύνδεση έχει θεωρηθεί ως το αίτιο των ηλιακών εκλάμψεων, που είναι οι μεγαλύτερες εκρήξεις στο Ηλιακό Σύστημα.
Επιπλέον, η ηλιακή φωτόσφαιρα καλύπτεται από εκατομμύρια μικρών μαγνητικών περιοχών με διαστάσεις από 50 ως 1000 km.
Αυτοί οι μικροί μαγνητικοί πόλοι πλήττονται και αναταράσσονται από την κοκκίαση.
Το μαγνητικό πεδίο στο ηλιακό στέμμα πρέπει να υφίσταται σχεδόν συνεχώς επανασυνδέσεις ώστε να ανταποκρίνεται στις κινήσεις αυτού του φωτοσφαιρικού "μαγνητικού χαλιού".
Επομένως η ενέργεια που απελευθερώνεται από την επανασύνδεση αποτελεί ένα φυσικό υποψήφιο για το αίτιο της στεμματικής υπερθέρμανσης, ίσως με τη μορφή μιας σειράς "μικροεκλάμψεων" που η καθεμιά ξεχωριστά αποδίνει πολύ λίγη ενέργεια, αλλά όλες μαζί εξασφαλίζουν όλη την απαιτούμενη ενέργεια.
Η ιδέα ότι αυτές οι μικροεκλάμψεις μπορεί να θερμαίνουν το στέμμα προτάθηκε για πρώτη φορά από τον Γιουτζήν Πάρκερ τη δεκαετία του 1980, αλλά είναι ακόμα μία αμφισβητούμενη επιστημονική υπόθεση.
Ειδικότερα, τα τηλεσκόπια υπεριώδους όπως αυτά των αποστολών TRACE και SOHO/EIT μπορούν να παρατηρήσουν μεμονωμένες μικροεκλάμψεις με τη μορφή μικρών εκλαμπρύνσεων στο άπω υπεριώδες, αλλά οι παρατηρήσεις τους δείχνουν ότι αυτά τα μικρά γεγονότα είναι πολύ λίγα για να δικαιολογούν όλη την ενέργεια που απελευθερώνεται στο στέμμα.
Η πρόσθετη απαιτούμενη ενέργεια θα μπορούσε να προέρχεται από κυματική ενέργεια ή από βαθμιαία μαγνητική επανασύνδεση που απελευθερώνει ενέργεια ομαλότερα από τις μικροεκλάμψεις και συνεπώς δεν παρατηρείται από το TRACE.
Παραπέρα διάβασμα
Thorsten Dambeck: Seething Cauldron in the Suns's Furnace, MaxPlanckResearch, 2/2008, p.
28 - 33
