Kilka lat temu, część mieszkańców Europy i Azji, mogła podziwiać jedno z najbardziej spektakularnych zjawisk w przyrodzie - całkowite zaćmienie Słońca. Zjawisko obserwowało także tysiące naukowców z różnych krajów, choć niekiedy mieli z tym problemy, ponieważ np. w Indiach w najbardziej kluczowym momencie, niebo spowiły chmury. Wtedy to też ludność indyjska zebrana nad rzeką Ganges, modliła się i tańczyła, aby Słońce odsłoniło swoje oblicze. Całkowite zaćmienie Słońca, mogło być obserwowane także w parę lat później - 21 czerwca 2001. Jednak wówczas to mieszkańcy południowej Afryki, mogli być tego świadkiem. W czasie takiego zaćmienia, dla astronomów nadarza się jedyna w swoim rodzaju możliwość obserwacji korony Słońca z powierzchni Ziemi. Dzięki temu mogą poprzez swoje obserwacje badać ją i szukać odpowiedzi na nurtujące ich pytanie. Może już wkrótce astronomowie będą w stanie odpowiedzieć na największą zagadkę dotyczącą korony Słońca, a mianowicie, dlaczego zewnętrzne warstwy atmosfery naszej gwiazdy mają znacznie wyższą temperaturę niż sama jej powierzchnia.

Słońce z daleka może jawić się jako jednorodna kula gazowa. Jednak w rzeczywistości można ją podzielić na wiele warstw, z których każda charakteryzuje się innymi właściwościami. Jak wiemy Słońce emituje promieniowanie, dzięki któremu dostarcza nam niezbędnej energii do życia. Energia ta jest produkowana w wyniku zachodzących we wnętrzu Słońca reakcji termojądrowych i następnie powoli przedostaje się na zewnątrz gwiazdy, do jej tzw. fotosfery, po czym ulatuje w przestrzeń kosmiczną w postaci promieniowania. Powyżej fotosfery rozciąga się rozrzedzona atmosfera słoneczna, która składa się z dwóch części, dolnej i górnej. Dolną część stanowi chromosfera, która w czasie całkowitego zaćmienia Słońca, może być zauważona w postaci jasno-czerwonej obwódki wokół tarczy słonecznej. Natomiast górną część stanowi korona słoneczna o barwie białej, rozciągająca się na odległości rzędu milionów kilometrów ponad chromosferą. Z zewnętrznych partii korony słonecznej uchodzi w przestrzeń kosmiczną tzw. wiatr słoneczny, który to jest strumieniem naładowanych cząstek podróżujących przez nasz cały Układ Słoneczny.

Jeśli chodzi o temperaturę to patrząc od strony jądra, do powierzchni gwiazdy, zachowuje się ona zgodnie z przewidywaniami, czyli w jądrze ma wartość największą - ok. 15 mln K i stopniowo maleje wraz ze zbliżaniem się do powierzchni, gdzie osiąga wartość ok. 6000 K. I do tego momentu wszystko jest jasne. Jednak wraz z oddalaniem się od powierzchni Słońca, od fotosfery, można zauważyć dziwne zjawisko. Otóż gradient temperatury, zostaje odwrócony - temperatura rośnie wraz z odległością od fotosfery. W chromosferze ten wzrost jest równomierny i osiąga maksymalną wartość ok. 10000 K. Jednak potem przy przejściu do korony słonecznej następuje gwałtowny wzrost temperatury do wartości ok. 1 mln K. Co jeszcze bardziej ciekawe, to częściach korony słonecznej, które związane są z plamami na Słońcu ta temperatura osiąga jeszcze większe wartości. I tu pojawia się wspomniana zagadka, dlaczego tak się dzieje, przecież wiemy, że energia gwiazdy musi się tworzyć w jej wnętrzu. Więc skąd ten nagły wzrost temperatury? Już w XIX wieku pojawiły się pierwsze nieścisłości przy obserwacjach Słońca. Wówczas to badając widmo emisyjne Słońca odkryto linie widmowe, które to nie odpowiadały żadnemu znanemu pierwiastkowi. Jednak w latach 40 XX wieku, fizycy spojrzeli na to w inny sposób i stwierdzili, że linie te odpowiadają żelazu, ale takiemu, który to został obdarty z połowy swoich elektronów - efekt ten może wystąpić w ekstremalnych temperaturach, czyli w takich jakie panują w Słońcu. Gdy ludzkość weszła w erę podboju kosmicznego, w przestrzeń wysłano wiele satelitów i sond badawczych, których zadaniem było także badanie Słońca. Zarejestrowały one bardzo silną emisję promieniowania rentgenowskiego przez Słońce, którego zakres pokrywał się ze skrajnym ultrafioletem. A to mogło się odbywać tylko w przypadku, jeśli korona słoneczna osiąga wartość temperatury przekraczającą milion K. Co więcej, badając inne gwiazdy zauważono podobny efekt jak w przypadku Słońca.

Ale w ostatnich czasach pojawiło się wiele doniesień, które to wskazują na to, że już wkrótce zagadka zostanie rozwiązana. Otóż astronomowie, którzy zajmują się badaniem korony słonecznej zaproponowali aby przy opisie korony słonecznej uwzględnić oddziaływanie pola magnetycznego Słońca. W ten sposób doszli do wniosku, że temperatura korony słonecznej jest największa w miejscach gdzie pole magnetyczne osiąga największe natężenie. Pozwala to na obejście trudności związanych z przesyłaniem energii z wnętrza Słońca na drodze termodynamicznej, ponieważ w wypadku uwzględnienia pola magnetycznego energia dostarczana do korony słonecznej nie jest przenoszona w postaci termicznej. Jednak finalnie i tak zostaje zamieniona na ciepło. Obecnie naukowcy skupili się na dwóch modelach: na tzw. drobnoskalowej rekoneksji linii sił pola magnetycznego (proces ten zachodzi także w rozbłyskach słonecznych), oraz na falach magnetohydrodynamicznych.

Dane do badań z tymi zjawiskami dostarczyły obserwacje wykonywane przez sondy kosmiczne, które to przystosowane są do rejestracji fal, których nie można odebrać na Ziemi, oraz przez teleskopy znajdujące się na powierzchni naszej planety, które to obserwują Słońce pod kątem fal radiowych wysyłanych przez nie. W wyniku tak prowadzonych obserwacji może dojść do odkryć, które to pozwolą nam lepiej zrozumieć zjawiska jakie zachodzą w Słońcu. A co więcej, w jaki sposób wpływają one także na atmosferę naszej planety.

Korona słoneczna była obserwowana już od dawna, jednak pierwsze jej fotografie w wysokiej rozdzielczości pojawiły się dopiero w latach 1973 i 1974. Były to fotografie wykonane w zakresie ultrafioletu i promieniowania rentgenowskiego, wykonane przez odpowiednie teleskopy znajdujące się na pokładzie stacji kosmicznej Skylab. Na tych fotografiach, które przedstawiały aktywne partie korony słonecznej, znajdujące się nad plamami słonecznymi można było zauważyć pewne grupy pętli, które to pojawiały się i znikały w zaledwie kilka dni. Można było także spostrzec olbrzymie rozmyte łuki rentgenowskie, które to rozciągały się na odległości rzędów milionów kilometrów. Natomiast na fotografiach wykonanych w ultrafiolecie, które przedstawiały zdjęcia spokojniejszej części korony słonecznej można było zauważyć, iż emisja ultrafioletu układała się w rozkład przypominający plaster miodu. Taki rozkład wynika z granulacji fotosfery. Natomiast analizując fotografie biegunów słonecznych, można było zauważyć obszary, które charakteryzowały się niskim poziomem emisji promieniowania rentgenowskie - nazwano je dziurami koronalnymi.

Po stacji kosmicznej Skylab, kolejne sondy kosmiczne przeznaczone do badań Słońca wyposażone były w sprzęt charakteryzujący się coraz lepszą zdolnością rozdzielczą. W 1991 roku w przestrzeń kosmiczną została wysłana japońska sonda kosmiczna Yohkoh, na pokładzie, której znajduje się teleskop działający w zakresie promieniowania rentgenowskiego. Zadaniem tej sondy było wykonywanie zdjęć korony słonecznej w czasie 11 letniego cyklu aktywności słonecznej, dzięki czemu możliwe byłoby poznanie ewolucji powstających w niej pętli czy innych tworów i elementów. W 1995 roku zainstalowano na orbicie okołoziemskiej, w odległości 1,5 mln km. od powierzchni Ziemi laboratorium przeznaczone do badań nad Słońcem - SOHO - Sollar and Heliospheric Observatory. Zostało ono umieszczone w ten sposób, że zawsze znajduje się ponad słoneczną stroną naszej planety, przez co możliwe jest nieustanne prowadzenie obserwacji Słońca. Na pokładzie tego kosmicznego obserwatorium znajduje się wyspecjalizowane urządzenie, szerokokątny koronograf spektroskopowy (Large Angle and Spectroscopic Coronograph - LASCO). Urządzenie to może prowadzić obserwacje w świetle widzialnym, a do ograniczenia blasku dochodzącego ze strony Słońca użyto nieprzezroczystej tarczy. Może on prowadzić obserwacje wieloskalowych struktur powstających w koronie słonecznej, w czasie ich obrotu następującego razem z obrotem Słońca (przypomnijmy, że obrót Słońca dokonuje się w ciągu 27 dni ziemskich). Zdjęcia wykonane przez ten koronograf przedstawiały fantastyczne obrazy, dzięki którym można było zaobserwować jak z korony wyrzucane są olbrzymie pęcherze plazmy, które poruszały się z prędkością ok. 2000 km/s. Ta wyrzucona w przestrzeń kosmiczną plazma następnie docierała do innych planet w tym, także Ziemi. Oprócz koronografu na SOHO zainstalowano także inne urządzenia. Jednym z nich jest teleskop, który może dostarczać obrazów wykonanych w skrajnym ultrafiolecie (Extrem Ultraviolet Imaging Telescope - EIT). Teleskop ten dostarczył zdjęć o dużo lepszej jakości, niż te pochodzące ze Skylab'u.

W 1998 roku na orbitę okołoziemską został wprowadzony satelita o nazwie TRACE - Transition Region and Coronal Explorer, który to jak sama jego nazwa wskazuje przeznaczony był do badania korony i obszaru przejściowego. Na pokładzie tego satelity znajdował się teleskop działający w zakresie ultrafioletu i dzięki niemu, można było uzyskać zdjęcia o bardzo wysokiej rozdzielczości. Zdjęcia te pokazały niezwykłe bogactwo szczegółów korony słonecznej. Olbrzymie pętle, które wcześniej zaobserwowano okazały się nitkowatymi strukturami, z których każda ma grubość zaledwie kilkuset kilometrów. Nitki te nieustannie drgają i poruszają się, a te ruchu mogą być cenną wskazówką dotyczącą rozwiązania problemu wysokiej temperatury korony słonecznej. Z dalszych wykonanych zdjęć zaobserwowano, że wszelkie pętle, łuki czy dziury koronalne układają się wzdłuż linii sił pola magnetycznego. Z kolei pola te, jak się powszechnie uważa powstają we wnętrzu Słońca, w jego górnych warstwach, których grubość osiąga 1/3 promieniowania Słońca. W warstwach tych transport energii nie odbywa się na drodze emisji promieniowania, a poprzez konwekcję. Przypomina to trochę dynamo, które powoduje przekształcenie ok. 0,01% emitowanej energii pod postacią promieniowania w energię pola magnetycznego. W wyniku tego, że części Słońca o różnych szerokościach heliograficznych obracają się z różnymi prędkościami, linie sił pola magnetycznego zostają odkształcone, w ten sposób, że są charakterystycznie skręcone. W miejscach gdzie występują plamy słoneczne, a także ich grupy, linie sił pola magnetycznego wydostają się ponad powierzchnię Słońca, czyli fotosferę i sięgają nawet korony słonecznej.

Pomiary fotosfery pod względem jej magnetyzmu prowadzone są już od ok. 100 lat, przy pomocy tzw. magnetografów, które to w swoim działaniu wykorzystują efekt Zeemana. (przypomnijmy że efekt ten polega na ty, że linie widmowe pod wpływem działania pola magnetycznego ulegają rozszczepieniu na dwie, lub kilka linii widmowych różniących się od siebie nieznacznie długością fali). Jednak jak dotąd w wyniku prowadzonych obserwacji, nie udało się takiego efektu zaobserwować dla korony słoneczne. Jest to głównie spowodowane tym, że rozszczepienie linii widmowych emitowanych przez koronę słoneczną jest zbyt małe, aby można je było zaobserwować, nie posiadamy jak na razie na tyle czułych spektrometrów i inne tego typu urządzeń. Tak, więc, naukowcy nie posiadają danych bezpośrednich dotyczących pola magnetycznego w koronie słonecznej. Więc to co im pozostaje to tylko ekstrapolowanie pola magnetycznego z fotosfery na obszar korony słonecznej. W wyniku takiej operacji szacuje się, że indukcja pola magnetycznego w obszarze korony wynosi ok. 0,001 T. Jeśli porównamy tą wartość z indukcją pola magnetycznego Ziemi na jej biegunach to zauważymy, że pole magnetyczne Słońca jest 20 razy większe. Co więcej, w obszarach wzmożonej aktywności słonecznej indukcja ta osiąga wartość 0,01 T.

W porównaniu z polami magnetycznymi wytwarzanymi przez zwykłe magnesy laboratoryjne, są to pola o mniejszym natężeniu, jednak i tak wywierają znaczny wpływ na koronę słoneczną. Dzieje się tak, głównie z tego powodu, że korona słoneczna ma bardzo wysoką temperaturę i co więcej jest praktycznie cała zjonizowana, czyli utworzona jest z plazmy, w skład, której wchodzą elektrony, protony i jądra atomowe, a nie obojętne atomy. Plazma charakteryzuje się zupełnie innymi własnościami niż zwykły gaz neutralny co prowadzi do występowanie w niej także zupełnie innych zjawisk. Jako że cząstki w plazmie są naładowane, a pole magnetyczne oddziałuje na naładowane cząstki, to może je powiązać ze swoimi liniami sił pola (tak jak opiłki żelaza układają się wzdłuż linii sił pola magnetycznego zwykłego magnesu sztabkowego). W tym wypadku cząstki te poruszają się wzdłuż linii sił tego, pola, ale po trajektoriach przypominających spirale (niczym nawinięte na nie koraliki). Z polem magentycznym związane jest także ciśnienie magnetyczne, które jest wprost proporcjonalne do kwadratu natężenia pola magnetycznego. W obszarze rozrzedzonej plazmy ciśnienie to może przewyższać ciśnienie termiczne nawet 100 razy. W wyniku obserwacji zarówno pola magnetycznego, oraz temperatury korony słonecznej, astronomowie są przekonani, że to właśnie pole magnetyczne dostarcza energii koronie. Wnioski swoje opierają na istnieniu silnych korelacji pomiędzy natężeniem pola magnetycznego a temperaturą korony słonecznej. Jednak do pewnego czasu nie bardzo było wiadomo w jaki sposób pole magnetyczne może powodować podgrzewanie korony słonecznej. Aby energia pola magnetycznego mogła się zamienić w energię cieplną, pole takie musiałoby być zdolne do dyfundowania przez plazmę. To z kolei pociąga za sobą konieczność istnienia określonej wartości oporu elektrycznego korony słonecznej, czyli krótko mówiąc korona słoneczna nie mogłaby być nadprzewodnikiem - doskonałym przewodnikiem. I tu pojawia się problem, ponieważ w doskonałym przewodniku poruszające się cząstki natychmiast niwelują powstałe pole elektryczne. I jeśli w plazmie nie istniałoby pole elektryczne, to nie mogłaby się ona poruszać w polu magnetycznym (względem niego, ani względem plazmy), ponieważ ruch takich spowodowałby wytworzenie się pola elektrycznego. Tak więc dla ominięcia tego problemu astronomowie w tym wypadku mówią o tzw. "wmrożonym" w plazmę polu magnetycznym. Otóż można ten problem rozpatrzyć pod względem ilościowym, zastanawiając się jak długo pole magnetyczne dyfundowałoby w plazmie na określoną odległość. W tym wypadku mamy do czynienia z dyfuzją, której tempo jest odwrotnie proporcjonalne do oporności właściwej. W przypadku opisu plazmy opierającym się na klasycznej fizyce, oporność właściwa plazmy wynika ze zderzeń kulombowskich, które to polegają na polegają na rozproszeniu strumienia przepływających elektronów, w wyniku oddziaływania elektrostatycznego z innymi naładowanymi cząstkami plazmy. Jeśli byśmy tak przedstawili procesy zachodzące w plazmie, to okazałoby się, że przebycie drogi wynoszącej ok. 10000 km, czyli drogi odpowiadającej typowej pętli powstającej w obszarze aktywnym korony słonecznej, zajęłoby ok. 10 mln lat. Jednak jak wiemy z obserwacji procesy takie jak rozbłyski pojawiające się w koronie, odbywają się w przeciągu zaledwie kilku minut, czyli w czasie o wiele krótszym. Czyli wszystko wskazuje na to, że albo droga dyfuzji jest w takich przypadkach bardzo mała, albo oporność właściwa elektryczna ma wysoką wartość, lub też może oba te zjawiska zachodzą równocześnie. Pewne obserwacje wskazywały na to, że może rzeczywiście droga dyfuzji jest tak mała, bowiem w pewnych strukturach, które to były związane z wysokim gradientem pola magnetycznego, droga dyfuzji wynosiła zaledwie kilka metrów. Jednak dalsze badania i obserwacje utwierdziły badaczy w przekonaniu, że to jednak jest sprawa wysokiej oporności elektrycznej. Przez ostatnie lata fizycy badali plazmę w warunkach laboratoryjnych i zauważyli powstawanie w niej pewnych niestabilności, które to mogą prowadzić do tworzenia się turbulencji w niewielkich skalach, czy nawet powodować zmienianie się wartości całkowitego ładunku elektrycznego, a to już jest czynnik odpowiedzialny za wzrost bądź spadek oporności elektrycznej.

Wracając do problemu związanego z ogrzewaniem korony słonecznej, to jak już wspomnieliśmy istnieją jak na razie dwa istotne modele, koncepcje starające się ten problem wyjaśnić i rozwiązać. Przez długi czas naukowcy byli przekonani, że kluczem do rozwiązania tego problemu jest zjawisko ogrzewania przez fale. Na początku uważano że falami tymi miały być fale akustyczne, jednak jak się wkrótce okazało fale te nie mogłyby się one rozchodzić ponad fotosferą, ponieważ natychmiast po jej opuszczeniu byłyby rozpraszane w chromosferze, przez co już nie niosłyby ze sobą energii dla korony. Po odrzuceniu tej koncepcji zwrócono uwagę na fale magnetyczne, a dokładniej na tzw. fale Alfvena, które to były związane tylko z oscylacjami linii sił pola magnetycznego. Jednak i to wyjaśnienie nie tłumaczyło wiele problemów. Tak więc wydaj się na dzień dzisiejszy, że kluczem do rozwiązania tej zagadki są fale stanowiące bardziej ogólną klasę, tzw. fale magnetohydrodynamiczne [MHD], które to obejmują swoim zakresem, zarówno fale Alfvena, oraz tzw. fale magneto-akustyczne, które to są rozchodzącymi się oscylacjami ciśnienia magnetycznego. Pomimo tego, że teoria obejmując fale magnetohydrodynamiczne wykorzystuje do opisu elektromagnetyzm i hydrodynamikę, to zasadniczo mechanizm je opisujący jest zupełnie inny. Fale magnetohydrodynamiczne fizycy podzielili na dwa rodzaje: fale wolne i fale szybkie. Kryterium rozróżniające te dwa rodzaje opiera się na tym, czy prędkość fazowa fal, jest mniejsza, czy większa od prędkości fal Alfvena, która to w koronie słonecznej wynosi ok. 2000 km/s. Porównując te fale ze sobą, to dla typowej pętli powstającej w aktywnym obszarze korony słonecznej, przebycie jej długości zajmuje fali Alfvena ok. 5 sekund, natomiast fali magneto-akustycznej szybkiej znacznie mniej, a fali MHD długiem ok. pół minuty. Fale magnetoakustyczne powstają w wyniku zaburzeń konwektywnych zachodzących w fotosferze. Następnie są wynoszone za pomocą pól magnetycznych do korony słonecznej. Gdy już do niej dotrą mogą jej przekazać swoją energię plazmie znajdującej się w koronie, jeśli tylko ma ona wystarczającą wartość oporności elektrycznej i lepkości. Przez pewien czas takie wyjaśnienia były tylko czystymi spekulacjami, jednak w 1998 roku nastąpił przełom i potwierdzenie, kiedy to sonda kosmiczna TRACE, zarejestrowała powstanie na Słońcu potężnego rozbłysku, któremu towarzyszyła fala uderzeniowa powodująca drgania pętli znajdujących się w jej pobliżu. Obserwacje pokazały, że pętle te wykonały kilka oscyalcji, zanim powróciły do stanu równowagi, co pokazało na to, że istniejące tłumienie jest znacznie większe, niż opisuje to klasyczna teoria. Te obserwacje pokazały, że faktycznie fale magnetoakustyczne - MHD, są w stanie przekazywać swoją energię plazmie.

Tak więc mechanizm przekazywania energii koronie słonecznej przez fale magnetoakustyczne okazał się jak najbardziej realny. Jednak mimo tego powstała inna koncepcja, wykorzystująca do wyjaśnienia podgrzewania korony tzw. mikrorozbłyski. Wyjaśnijmy, co tak naprawdę rozumiemy pod pojęciem rozbłysku. Otóż jest to nagłe wyzwolenie olbrzymiej ilości energii, której wartość w obszarze aktywnym Słońca może dochodzić nawet do 1025J. Takie rozbłyski powstają w wyniku rekoneksji linii sił pola magnetycznego, która polega na tym, że linie sił pola skierowane przeciwnie do siebie, znoszą się wzajemnie, a powstała przy tym energia jest zamieniana na ciepło. Aby proces ten mógł zachodzić, konieczne jest to, aby pole magnetyczne mogło dyfundować przez plazmę. W czasie rozbłysku zachodzi także silna emisja promieniowania rentgenowskiego i ultrafioletowego. Gdy Słońce znajduje się w stanie maksymalnej swojej aktywności, takich rozbłysków może powstawać nawet kilka w ciągu godziny. Dodatkowo sondy kosmiczne, pokazały że takie rozbłyski, tylko znacznie mniejsze mogą także zachodzić w obszarach, które jak dotąd były postrzegane za obszary spokojne i pozbawione takiej aktywności. Rozbłyski tego rodzaju nazwano mikrorozbłyskami, głównie dlatego, że ich energia jest kilka milionów razy mniejsza niż w przypadku zwykłych dużych rozbłysków. Rozbłyski stanowią jedyne gwałtowne oznaki aktywności Słońca. Bardzo często obserwowalne są w najniższych częściach korony słonecznej, gdzie nagle wytryskują z prędkościami dochodzącymi do kilkuset m/s. Takim rozbłsykom towarzyszy silne promieniowanie rentgenowskie i ultrafioletowe, oraz wyrzucane są olbrzymie ilości materii koronalnej. Pomimo mniejszej skali, mikrorozbłyski są także bardzo interesujące, a może nawet bardziej, ponieważ to one osiągają temperatury rzędu milionów K, stanowiąc w ten sposób potencjalne źródło grzania się korony słonecznej. W wyniku badań i obserwacji nad tymi mikrorozbłyskami, okazało się, że można je jeszcze dodatkowo rozłożyć na tzw. nanorozbłyski. A dzięki takiemu ujęciu problemu, można by było wyjaśnić całkowitą moc jaką wypromieniowuje korona słoneczna w postaci promieniowania elektromagnetycznego, a która jest rzędu 3*1018W. Tak, więc zachodzi pytanie, który z tych mechanizmów tak naprawdę jest odpowiedzialny za wysoką temperaturę korony słonecznej, czy nanorozbłyski, czy też może fale magnetoakustyczne. Odpowiedź na to pytanie zależy od tego jak wyglądają ruchy w fotosferze, a które powodują zaburzenie pola magnetycznego. Jeśli ruchy te trwają mniej, niż pół minuty to nie są w stanie wygenerować fal MHD, ale możliwe jest wówczas zajście procesu rekoneksji. Dotychczasowe prowadzone obserwacje przez sondy SOHO, TRACE, a także przez wiele teleskopów i stacji badawczych obserwujących Słońce i jego aktywność, jak na razie pokazały tylko, że czasy trwania tych ruchów są zróżnicowane.

Problem związany z wysoką temperaturą korony słonecznej, który dotyczy nie tylko Słońca, ale także innych gwiazd, od bardzo dawna intrygował naukowców i astronomów. Jednak dzięki zastosowaniu do badań sond i stacji kosmicznych, wydaje się, że rozwiązanie tego problemu nadejdzie niebawem. Z doświadczenia jednakże wynika, że jeśli jedna z tajemnic zostanie rozwikłana, natychmiast pojawia się szereg innych. Gwiazdy są tworami bardzo dynamicznymi i skomplikowanymi i jeszcze zapewne upłynie dużo czasu zanim w pełni poznamy procesy zachodzące w ich wnętrzu. Co ciekawe, w dobie poszukiwań ciemnej materii czy badań nad czarnymi dziurami, nawet Słońce, które to już przecież znamy od wieków, potrafi dostarczyć nam wiele zagadek i problemów.