Przez dekady pytanie brzmiało: jak to możliwe, że korona słoneczna ma miliony stopni, gdy powierzchnia Słońca ma „zaledwie” ok. 5,5 tys. °C? Nowe obserwacje z największego na świecie teleskopu słonecznego – DKIST na Hawajach – przynoszą wreszcie twarde dowody na proces, który tę różnicę wyjaśnia. Międzynarodowy zespół po raz pierwszy bezpośrednio zarejestrował małoskalowe, skrętne (torsyjne) fale Alfvéna w całej koronie. Te magnetyczne „śruby” w plazmie transportują energię w górę, a następnie rozpraszają ją jako ciepło. Wyniki opublikowano w Nature Astronomy.
Co dokładnie odkryto
Fale Alfvéna to drgania pola magnetycznego i plazmy. W koronie – złożonej z wielu cienkich „rurek” pola – czystą postacią tej fali jest tryb torsyjny: skręcanie linii pola jak kluczem dynamometrycznym. Dotąd widzieliśmy głównie większe, rzadkie epizody powiązane z rozbłyskami. Teraz, dzięki obrazom i pomiarom prędkości z instrumentu Cryo-NIRSP na DKIST, uchwycono powszechne, małe skręty – nie epizod, lecz tło korony. To ten „szum” falowy może dostarczać wystarczająco energii do jej podgrzewania.
Jak to zmierzono
Naukowcy śledzili ruch silnie przegrzanego żelaza w koronie. Gdy plazma zbliża się – linia widmowa przesuwa się ku niebieskiemu; gdy oddala – ku czerwieni. Największym kłopotem było „wyciszenie” dominujących ruchów kołyszących (fal typu kink), które maskowały skręcanie. Zastosowano więc nową analizę sygnału, by odfiltrować kołysanie i wydobyć torsję. Efekt: wyraźna, przestrzennie rozległa obecność skrętnych fal w danych DKIST.
Dlaczego to ważne
- Koronalne ogrzewanie: potwierdzenie skrętnych fal jako nośników energii wzmacnia modele, w których turbulencja i rozpraszanie energii falowej utrzymują koronę w ekstremalnych temperaturach. Po latach hipotez mamy twardą obserwację, która „zamyka pętlę” między teorią a rzeczywistością.
- Pochodzenie wiatru słonecznego: fale Alfvéna mogą dostarczać pędu potrzebnego, by plazma wyrwała się grawitacji Słońca i przyspieszyła do naddźwiękowych prędkości – to bezpośrednie przełożenie na prognozy pogody kosmicznej. Lepsze modele = wcześniejsze ostrzeżenia dla sieci energetycznych i satelitów.
- Nowa era diagnostyki Słońca: DKIST pokazał, że potrafimy widzieć zjawiska, które wcześniej ginęły w „szumie”. Dalej: mapowanie rozkładu energii fal na różnych wysokościach, łączenie obserwacji z danymi sond (np. Parker Solar Probe) i testowanie, gdzie i jak energia falowa faktycznie się rozprasza.
Co dalej
Najbliższe kroki to: systematyczne pomiary strumienia energii tych fal w różnych regionach aktywności, sprawdzenie ich zmienności w cyklu słonecznym oraz włączenie nowych danych do operacyjnych modeli prognoz burz geomagnetycznych. Mówiąc prosto: im lepiej zrozumiemy „magnetyczną muzykę” korony, tym precyzyjniej przewidzimy, kiedy orkiestra zagra głośno nad Ziemią.