Jev poprvé zjištěný ve slunečním větru může pomoci vyřešit dlouholetou záhadu týkající se Slunce: proč je sluneční atmosféra o miliony stupňů teplejší než povrch.

Snímky ze spektrografu IRIS (Interface Region Imaging Spectrograph) umístěného na oběžné dráze Země a ze sondy AIA (Atmospheric Imaging Assembly) ukazují důkazy, že nízko položené magnetické smyčky jsou zahřáté na miliony stupňů Kelvina.

Výzkumníci tvrdí, že těžší ionty, jako je křemík, jsou přednostně zahřívány jak ve slunečním větru, tak v přechodové oblasti mezi sluneční chromosférou a korónou.

Tam se smyčky zmagnetizovaného plazmatu neustále obloukovitě pohybují, ne nepodobně jako jejich příbuzní v koróně nad nimi. Jsou mnohem menší a obtížně analyzovatelné, ale dlouho se předpokládalo, že se v nich ukrývá magneticky poháněný mechanismus, který uvolňuje výboje energie v podobě nanovzplanutí.

Sluneční fyzik Stephen Bradshaw z University of Rose a jeho kolegové patřili k těm, kteří něco takového tušili, ale nikdo z nich neměl před IRIS dostatečné důkazy.

Vysoko letící spektrometr byl postaven speciálně pro pozorování přechodové oblasti. Ve studii, která vyšla v časopise Nature Astronomy, vědci popisují „zjasnění“ v rekonektivních smyčkách, která obsahují silné spektrální znaky kyslíku a zejména těžších iontů křemíku.

Tým ve složení Bradshaw, jeho bývalý student a hlavní autor Shah Mohammad Bahauddin, nyní člen výzkumné fakulty v Laboratoři pro fyziku atmosféry a vesmíru na Coloradské univerzitě v Boulderu, a astrofyzička NASA Amy Winebargerová studovali snímky IRIS schopné rozlišit detaily těchto smyček přechodové oblasti a detekovat kapsy superhorkého plazmatu. Snímky jim umožňují analyzovat pohyby a teploty iontů uvnitř smyček prostřednictvím světla, které vyzařují a které se čte jako spektrální čáry sloužící jako chemické „otisky prstů“.

„Právě v emisních čarách se otiskuje veškerá fyzika,“ říká Bradshaw, docent fyziky a astronomie. „Cílem bylo zjistit, jak se tyto drobné struktury zahřívají, a doufat, že tím řekneme něco o tom, jak se zahřívá samotná koróna. Mohlo by jít o všudypřítomný mechanismus, který funguje v celé sluneční atmosféře.“

Snímky odhalily spektra horkých bodů, kde byly čáry rozšířeny tepelnými a Dopplerovými efekty, což naznačuje nejen prvky zapojené do nanožárů, ale také jejich teploty a rychlosti.

V horkých bodech zjistili, že se spojující se proudy obsahující křemíkové ionty pohybují směrem k pozorovateli (modrý posuv) a od pozorovatele (IRIS) (červený posuv) rychlostí až 100 kilometrů za sekundu. U lehčích iontů kyslíku nebyl zjištěn žádný Dopplerův posun.

Výzkumníci studovali dvě složky mechanismu: jak se energie dostává z magnetického pole a pak jak vlastně ohřívá plazmu.

Přechodná oblast má teplotu jen asi 10 000 stupňů Celsia, ale konvekce na povrchu Slunce ovlivňuje smyčky, kroutí a splétá tenká magnetická vlákna, která je tvoří, a dodává energii do magnetických polí, která nakonec plazmu ohřívají, říká Bradshaw. „Pozorování IRIS ukázala, že tento proces probíhá, a jsme si poměrně jisti, že přinejmenším jedna odpověď na první část je prostřednictvím magnetické rekonexe, jejíž klíčovou signaturou jsou jety,“ říká.“

Při tomto procesu se magnetická pole plazmových vláken lámou a znovu spojují v místech opletení do nižších energetických stavů, čímž se uvolňuje uložená magnetická energie. Tam, kde k tomu dochází, se plazma přehřívá.

Jak ale uvolněná magnetická energie ohřívá plazma, zůstávalo až dosud záhadou. „Podívali jsme se na oblasti v těchto malých smyčkových strukturách, kde dochází k rekonexi, a měřili jsme emisní čáry z iontů, hlavně křemíku a kyslíku,“ říká. „Zjistili jsme, že spektrální čáry křemíkových iontů jsou mnohem širší než čáry kyslíku.“

To naznačuje přednostní ohřev křemíkových iontů. „Potřebovali jsme to vysvětlit,“ říká Bradshaw. „Podívali jsme se a přemýšleli a ukázalo se, že existuje kinetický proces zvaný iontový cyklotronový ohřev, který upřednostňuje ohřev těžkých iontů před lehčími.“

Podle něj vznikají v místech rekonexe iontové cyklotronové vlny. Vlny nesené těžšími ionty jsou náchylnější k nestabilitě, která způsobuje, že se vlny „lámou“ a vytvářejí turbulenci, která ionty rozptyluje a dodává jim energii. To rozšiřuje jejich spektrální čáry nad rámec toho, co by se dalo očekávat pouze na základě místní teploty plazmatu. V případě lehčích iontů může dojít k tomu, že na jejich ohřev nezbude dostatek energie. „V opačném případě nepřekročí kritickou rychlost potřebnou ke spuštění nestability, která je u lehčích iontů rychlejší,“ říká.

„Ve slunečním větru jsou těžší ionty výrazně teplejší než lehčí ionty,“ říká Bradshaw. „To bylo definitivně změřeno. Naše studie poprvé ukazuje, že je to také vlastnost přechodové oblasti, a proto by mohla přetrvávat v celé atmosféře díky námi identifikovanému mechanismu, včetně ohřevu sluneční koróny, zejména proto, že sluneční vítr je projevem rozpínání koróny do meziplanetárního prostoru.“

Další otázkou podle Bahauddina je, zda k těmto jevům dochází stejnou rychlostí na celém Slunci. „S největší pravděpodobností je odpověď záporná,“ říká. „Pak je otázkou, jak moc přispívají k problému koronálního ohřevu. Mohou dodávat horním vrstvám atmosféry dostatečné množství energie, aby mohly udržet mnohamilionovou korónu?“

„To, co jsme ukázali pro přechodovou oblast, bylo řešením důležitého kousku skládačky, ale celkový obraz vyžaduje, aby další kousky zapadly na správné místo,“ říká Bahauddin. „Věřím, že IRIS nám v blízké budoucnosti bude schopen říci něco o chromosférických kouscích. To nám pomůže vytvořit jednotnou a globální teorii sluneční atmosféry.“