Zaćmienie Słońca jest niewątpliwie jednym z najbardziej spektakularnych zjawisk jakie można obserwować na niebie. Jeden z takich aktów miał miejsce w roku 2001, a dokładnie 21 czerwca. Było ono bardzo dobrze obserwowalne na południu kontynentu afrykańskiego. Reakcje ludzi na to zjawisko były różne, od podziwu dla tego co potrafi stworzyć natura po strach i obawę czy Słońce na pewno znowu zaświeci. Zjawisko to pozwala przede wszystkim uświadomić sobie ,że Ziemia jest tylko malutkim elementem olbrzymiego układu jakim jest Wszechświat. I tego jak bardzo jesteśmy uzależnieni od energii najbliższej nam gwiazdy czyli Słońca. Dla astronomów natomiast zaćmienie Słońca jest doskonałą okazją do przeprowadzenia badań i weryfikacji dotychczasowych teorii. W ostatnich latach przedmiotem dociekań wielu naukowców stał się fakt dlaczego temperatura zewnętrznych warstw atmosfery słonecznej jest o wiele wyższa niż temperatura powierzchni Słońca.

Aby rozwikłać tą zagadkę warto najpierw zapoznać się z budową Słońca i źródłem energii słonecznej. A więc Słońce jest jedną z wielu gwiazd w naszej Galaktyce. Zajmuje położenie na jednym ze spiralnych ramion Galaktyki. Wraz z innymi gwiazdami Słońce obiega środek Galaktyki z prędkością 220 km/s. Tak więc czas pojedynczego okrążenia trwa około 250 milionów lat. Słońce jest przykładem gwiazdy stacjonarnej. Na diagramie H-R znajduje się na ciągu głównym. Słońce zaliczane jest do gwiazd tzw. pierwszej populacji. Gwiazdy te powstały stosunkowo późno biorąc pod uwagę wiek Galaktyki i jej ewolucję. Tak więc podstawą do budowy Słońca była materia między gwiazdowa, która zawierała już atomy ciężkich pierwiastków pochodzące z reakcji termojądrowych zachodzących w innych wcześniej istniejących gwiazdach.

Dla nas, mieszkańców Ziemi najważniejsze jest to, że Słońce położone jest w centrum Układu Słonecznego. Szacuje się, że masa Słońca stanowi 99.8 % całej masy Układu. Słońce stanowi także główne źródło energii, która dociera do powierzchni naszej planety. Słońce stanowi najjaśniejszy obiekt na niebie. Ze względu na duże natężenie emitowanego przez Słońce promieniowania oraz inne cechy charakterystyczne Słońca do jego badania stosowane są odrębne metody pomiarowe. Dlatego też powstał dział fizyki zwany heliofizyką . Przedmiotem badań heliofizyki jest właśnie Słońce, jego ewolucja, budowa i oddziaływanie na inne ciała niebieskie.

Parametrami klasyfikującymi Słońce są: jego masa, promień oraz jasność.

Tak naprawdę dostępne badaniom są tylko zewnętrzne warstwy Słońca. Jest to słoneczna atmosfera. Fotony, które docierają do obserwatora na Ziemi powstają właśnie w tamtych obszarach. Dzięki temu można wnioskować na temat fizycznych własności rejonów atmosfery słonecznej.

Słońce stanowi kulę zbudowaną ze zjonizowanego gazu, składającego się w 72% z wodoru i 26% z helu. Pozostałe 2% stanowią m.in.: węgiel, azot, tlen, neon , magnez, krzem, siarka i żelazo.

Kula słoneczna znajduje się w stanie równowagi hydrostatycznej. Jest to możliwe zarówno dzięki działaniu siły grawitacji oraz ciśnienie gazu, które zwiększa się w miarę przesuwania się w głąb Słońca.

Dzięki temu ciśnieniu może zostać zrównoważony zewnętrzny ciężar słonecznych warstw.

Centralny obszar Słońca stanowi jądro, gdzie produkowane jest ponad 95% energii słonecznej. W jądrze ciśnienie jest rzędu 10Pa. Wiąże się to z temperaturą na tyle wysoką, że możliwe jest zachodzenie reakcji termojądrowych. Bowiem Słońce czerpie swoją energię właśnie z zamiany wodoru w hel. Następuje fuzja czterech atomów wodoru w jądro helu. Proces ten zachodzi w szeregu reakcji składających się na cykl proton - proton.

Pewien udział w wytwarzaniu energii przypisuje się też cyklowi węglowo - azotowemu. Jednak zachodzi on wydajnie w wyższych temperaturach, dlatego ten udział to tylko 1 %.

Masa czterech protonów jest większa od masy jądra helu. Ta różnica jest rzędu około 0.7 %. Ulega ona zamianie na energię, zgodnie ze wzorem Einsteina dotyczącym równoważności masy i energii: E = mc. Z obliczeń wynika, że przy pojedynczej zamianie wydziela się energia 26.732 MeV. Wynika z tego, że na skutek procesów termojądrowych Słońce traci swoją masę. Przyjmując, że w czasie jednej sekundy 600 mln ton wodoru ulega przemianie w hel, można obliczyć jaką masę traci Słońce. Jest to około 4 mln ton. Na szczęście jest to niewiele w stosunku do jego całkowitej masy.

Na podstawie obserwacji zewnętrznych warstw słonecznych nie jest możliwe oszacowanie ile do dnia dzisiejszego zostało wyprodukowane helu we wnętrzu Słońca. Zmianę parametrów słonecznych w przebiegu całej dotychczasowej ewolucji można jedynie przewidzieć na podstawie modeli . I tak struktura Słońca jest opisywana przez tzw. model standardowy. Zakłada on, że wszystkie wielkości charakteryzujące słoneczną kulę są uzależnione od odległości od centrum Słońca. Jest to tzw. symetria sferyczna.

Zatem pierwszy z modeli będzie opisywał Słońce w momencie kiedy reakcje jądrowe są dopiero zapoczątkowywane, a w jądrze nie ma jeszcze helu. Następne modele będą się różniły od siebie właśnie zawartością tego pierwiastka w jądrze. Ta różnica w ilości helu musi zgadzać się z ilością wypromieniowanej energii w czasie jaki upłynął między kolejnymi modelami.

Tak więc zakładając prawdziwość modelu standardowego można oszacować wiek Słońca na około 4.6 miliarda lat. Od początku istnienia Słońca nastąpiła zmiana zarówno jego promienia jak i jasności. Obie wielkości zwiększyły się. Jeśli chodzi o skład chemiczny to podejrzewa się , że warstwy zewnętrzne są zbudowane tak samo jak na początku ewolucji. Zmienił się natomiast skład centralnej części Słońca. Zmniejszyła się mianowicie ilość wodoru do około 40 % początkowej wartości.

Gęstość materii słonecznej w warstwach powierzchniowych wynosi około , natomiast temperatura tych warstw wynosi 6000 K. Wraz z przesuwaniem się w głąb Słońca gęstość i temperatura bardzo się zwiększają. I tak w samym centrum gęstość wynosi . Natomiast temperatura jest równa około . Gęstość jaka panuje we wnętrzu Słońca przewyższa wielokrotnie gęstość jakiegokolwiek metalu. To , że nie występuje w postaci ciała stałego tylko gazu zawdzięcza tak wysokiej temperaturze.

Zawartość helu powstającego jak już wcześniej wspomniano w wyniku reakcji jądrowych maleje wraz z oddalaniem się od centrum Słońca. Nad jądrem znajduje się warstwa zwana otoczką słoneczną. W warstwie tej prawie nie zachodzą reakcje jądrowe. Pod względem chemicznym stanowi ona dosyć jednorodny twór. Natomiast pod względem sposobu transportu energii otoczkę można podzielić dodatkowo na dwie warstwy. I tak bezpośrednio nad jądrem znajduje się tzw. obszar promienisty otoczki. W warstwie tej transport wytworzonej w jądrze energii odbywa się na drodze promienistej. Tak więc w tej warstwie energia transportowana jest przez fotony. Druga warstwa otoczki charakteryzuje się małą przezroczystością. W związku z tym transport energii przez fotony staje się mało wydajny. W warstwie tej energia musi być transportowana w inny sposób, mianowicie dzięki konwekcji czyli ruchowi materii. Dlatego tez ta warstwa otoczki nosi nazwę warstwy konwektywnej. Ta warstwa otoczki płynnie przechodzi w atmosferę słoneczną.

Transport wytworzonej energii z jądra do fotosfery odbywa się głównie przez fotony (98%) oraz przez neutrina (2%).

Fotony powstające w jądrze w wyniku reakcji jądrowych dyfundują ku powierzchni unosząc ze sobą energię jak zostało już wyżej powiedziane. Na skutek licznych oddziaływań z materią ich energia ulega stopniowemu zmniejszeniu. W momencie powstania są wysokoenergetycznymi fotonami promieniowania gamma i rentgenowskiego. Natomiast Przy powierzchni ich energia zmniejsza się na tyle , że stają się fotonami w większości promieniowania optycznego i podczerwonego. Tak więc fotony, które obecnie są wypromieniowywane ze Słońca powstały kilka milionów lat temu. Tyle bowiem trwa droga fotonu z jądra do powierzchni Słońca. W reakcjach jądrowych powstają także cząstki zwane neutrinami. Są one bardzo przenikliwe i droga od centrum do warstw powierzchniowych Słońca zajmuje im zaledwie dwie sekundy. Po drodze nie oddziałują z materią słoneczną. Osiem minut zajmuje neutrinom droga ze Słońca na powierzchnię naszej planety. Dzięki neutrinom i ich własnościom można testować skonstruowane wcześniej modele centralnej części Słońca i szacować ilość produkowanej tam energii. Wartość strumienia neutrin niesie cenną informację na temat fizycznych warunków panujących w centrum kuli słonecznej. Reakcje jądrowe zależą bowiem bardzo silnie od temperatury. I właśnie zmiana natężenia strumienia neutrin na temat zmian temperatury we wnętrzu Słońca. A jest co mierzyć. Szacuje się, że w ciągu jednej tylko sekundy przez kulę ziemską przenika około 65 miliardów neutrin. Problem jest tylko w ich przenikliwości. Z tego względu detektory neutrin umieszcza się pod powierzchnią ziemi i to na dużych głębokościach aby wyeliminować wpływ ewentualnych zakłóceń ze środowiska zewnętrznego. Poza tym detektory takie musza być bardzo masywne. Jest to konieczne aby zwiększyć prawdopodobieństwo oddziaływania neutrin z atomami tarczy. Po raz pierwszy podjęto próby detekcji neutrin pochodzących ze Słońca w roku 1970. Eksperyment ten trwa po dzień dzisiejszy. Wykorzystywany jest bardzo dużych rozmiarów detektor, który zawiera czterochloroetylen. Pod wpływem neutrin następuje przejście chloru w radioaktywny argon. Do takiej reakcji potrzebne są neutrina o energii większej od 814 keV. Zanim eksperyment ruszył obliczono jakiej mniej więcej wartości strumienia można się spodziewać. Tymczasem ku zdumieniu naukowców okazało się, że wartość mierzona jest trzykrotnie mniejsza od oczekiwanej. Problem neutrin słonecznych próbowano rozwiązać na wiele sposobów.

Niektóre z nich odwoływały się do modelów niestandardowych. Modele te zakładają efekty , które mogłyby powodować zmniejszenie ilości powstających neutrin. Chodzi o niższą temperaturę panującą we wnętrzu Słońca.

Mogłaby ona wynikać np. z istnienia w jądrze pola magnetycznego o dużej wartości, szybszej rotacji jadra niż warstw powierzchniowych czy też mniejszej zawartości cięższych pierwiastków w centrum jądra.

Wydaje się jednak , że modele niestandardowe mimo, że w pewnym stopniu tłumaczą uzyskane nieścisłości między teorią a praktyką to jednak nie mogą być uznane za prawdziwe. Nie tłumaczą bowiem prawidłowo innych własności Słońca.

Innym wyjaśnieniem problemu neutrin słonecznych może być oscylacja neutrin. Oscylacja neutrin polega na przekształcaniu się jednych rodzajów neutrin w inne. W szczególności chodziłoby tutaj o zamianę neutrin elektronowych na mionowe lub taonowe. W eksperymencie tym bowiem tak naprawdę zliczane były tylko neutrina elektronowe.

Jednak aby przyjąć, ze rzeczywiście dochodzi do zjawiska oscylacji neutrin najpierw należy założyć, że neutrina są cząstkami obdarzonymi masą spoczynkową. To jednak nie zostało jeszcze ostatecznie potwierdzone.

Powyżej otoczki słonecznej znajduje się atmosfera Słońca. W atmosferze dodatkowo wyróżniono trzy warstwy , które różnią się pod względem własności fizycznych. I tak wyróżnia się: fotosferę, chromosferę i koronę słoneczną. Z fotosfery pochodzi prawie całe promieniowanie słoneczne z zakresu promieniowania widzialnego i podczerwonego. Jest to warstwa o grubości ponad stu kilometrów. To właśnie dzięki tej warstwie Słońce w świetle widzialnym jest obserwowane jako wyraźnie zarysowana tarcza. A wiemy, że tak naprawdę nie istnieje granica miedzy powierzchnią Słońca a jego atmosferą. Fotosfera charakteryzuje się ziarnistością struktury czyli tzw. granulacją. Jest to cecha właściwa tej warstwie. W obszarze fotosfery można zatem wyróżnić tzw. granule. Są to jaśniejsze obszary , które otoczone są przez ciemniejsze pasma. Rozmiary rejonów jaśniejszych sięgają dwóch tysięcy kilometrów. Co ciekawe granule nie są formami trwałymi. Każda z nich żyje około dziesięciu minut. Formy te nie mają także stałego kształtu . Przyczyną powstawania granuli są zmiany dotyczące warunków przesyłu energii w tej warstwie a konkretnie w jej dolnych rejonach. W fotosferze znajdują się także fale akustyczne. Chodzi tutaj zarówno o fale odbijające się od fotosfery jak i te przechodzące powyżej tej warstwy i unoszące energie mechaniczną.

W fotosferze obserwowalne są także niejednorodności pola magnetycznego. Występują zarówno duże koncentracje pola widoczne jako ciemniejsze plamy jak i obszary jasne odpowiadające małym koncentracjom.

Za fotosferą znajduje się chromosfera. W momencie gdy fotosfera się kończy ma miejsce szybki spadek temperatury i gęstości. W chromosferze natomiast temperatura wzrasta wraz z wysokością. Wartość maksymalna to około 25 tysięcy K. Chromosfera charakteryzuje się dużą niejednorodnością. Obserwowane są charakterystyczne spikule czyli bryzgi chromosferyczne. Są to po prostu wytryski materii, które są wyrzucane z niższych warstw atmosfery a osiągają koronę słoneczną. Podczas zaćmienia Słońca chromosfera jest widoczna jako otoczka kuli słonecznej, o barwie czerwonej. Ma bardzo nieregularne i postrzępione brzegi.

Charakterystyczne dla chromosfery są rozbłyski powstające m.in. na skutek anihilacji pola magnetycznego.

Ponad chromosferą znajduje się warstwa przejściowa. Ma ona grubość około 1000 kilometrów. Na tym obszarze następuje wzrost temperatury do wartości miliona K. Ponad tą warstwą przejściową znajduje się korona słoneczna czyli najbardziej zewnętrzna część atmosfery Słońca. Jest to warstwa także najbardziej rozległa. Podczas zaćmienia Słońca jest obserwowana jako biaława otoczka . Okazuje się, że to jaki ma kształt oraz rozmiary silnie zależy od aktywności Słońca.

W obrębie korony dochodzi do zmiany temperatury i gęstości. Temperatura zmienia się w kierunku na zewnątrz od wartości około 1.5 milionów K do 1 miliona K.

W obrębie korony widoczne są liczne nieregularności, których ilość zależy od tego w jakiej fazie cyklu aktywności znajduje się aktualnie Słońce. Pod względem składu chemicznego korona słoneczna nie różni się od fotosfery. Ponieważ jednak temperatura jest dużo większa dlatego też materia ma postać zjonizowaną. Występujący w koronie wodór oraz hel są całkowicie zjonizowane. Natomiast w przypadku pozostałych atomów dochodzi do utraty ponad połowy elektronów. W koronie słonecznej dochodzi do bardzo powolnego spadku ciśnienia.

Tempo tego spadku jest wolniejsze od tego jaki jest niezbędny do utrzymania równowagi hydrostatycznej. Powoduje to, że korona słoneczna nie ma statycznego charakteru. Obserwowane jest jej ciągłe przejście w ośrodek międzygwiazdowy. Zjonizowane cząstki gazu korony o prędkości większej od prędkości ucieczki oddalają się od Słońca i właśnie w ten sposób powstaje wiatr słoneczny. Wiatr słoneczny dostaje się w obszar całego Układu Słonecznego. Wiatr niesie nie tylko materię słoneczną ale także pole magnetyczne ze Słońca. W pobliżu Ziemi następuje zderzenie wiatru słonecznego z ziemskim polem magnetycznym. Powstaje w ten sposób fala uderzeniowa, która jest przyczyna wielu zjawisk obserwowanych na Ziemi np. burzy magnetycznej czy zaburzeń w łączności radiowej. Wiatr słoneczny, jego skład i własności są przedmiotem badań wielu sond kosmicznych. Dzięki nim wiadomo , że np. w pobliżu ziemskiej orbity prędkość wiatru słonecznego dochodzi do 400 km/s. Wiatr słoneczny podobnie jak i korona cechuje się dużą nieregularnością. Powoduje on utratę przez Słońce dużej ilości materii.

Promieniowanie emitowane przez Słońce obejmuje całe widmo fal elektromagnetycznych. Prawie 49 % promieniowania znajduje się w zakresie widzialnym i bliskiej podczerwieni. Dla każdej z warstw słonecznej atmosfery występuje charakterystyczny zakres emitowanych fal. I tak fotosfera jest źródłem promieniowania głownie z zakresu widzialnego i podczerwieni. Chromosfera natomiast emituje głównie promieniowanie ultrafioletowe i radiowe a korona słoneczna promieniowanie ultrafioletowe, radiowe i rentgenowskie.

To właśnie korona słoneczna jest przedmiotem zainteresowań wielu naukowców w ciągu ostatnich lat. Konkretnie chodzi o nagły i nietypowy wzrost temperatury w obrębie tej warstwy wraz z oddalaniem się od Słońca. Informacje , ze coś dziwnego może dziać się w koronie słonecznej pochodzą już z końca dziewiętnastego wieku. Wtedy to w emisyjnych liniach widmowych promieniowania słonecznego zostały odkryte takie linie, które nie odpowiadały żadnemu ze znanych pierwiastków. Pierwsze próby wyjaśnienia tego faktu podjęto w połowie ubiegłego wieku. Wówczas dwie z tych linii zostały przypisane zjonizowanym atomom żelaza, które w wyniku aktów jonizacji pozbyły się ponad połowy swoich elektronów.

Taka jonizacja może zachodzić tylko w przypadku bardzo wysokich temperatur. Później gdy dzięki satelitom i sondom możliwy stał się pomiar promieniowania słonecznego okazało się, ze korona słoneczna jest źródłem promieniowania rentgenowskiego. Było to potwierdzenie faktu, że musi tam panować temperatura rzędu megakelwinów. Nie jest to zjawisko właściwe tylko dla Słońca, dotyczy także innych gwiazd emitujących promieniowanie rentgenowskie.

Pozostawał zatem do wyjaśnienia mechanizm ogrzewania korony słonecznej. Jednym z zaproponowanych wyjaśnień podany był związek miedzy temperaturą a polem magnetycznym. Zaobserwowano bowiem, że w obszarach o największym natężeniu pola magnetycznego występuje najwyższa temperatura.

Pierwszych obrazów słonecznej korony dostarczyła amerykańska sonda Sylab , na pokładzie której zainstalowano teleskopy ultrafioletowe i rentgenowskie. Zaobserwowano wówczas plamy słoneczne a także położone nad nimi pętle, które obserwowane były kilka dni a potem ulegały zanikowi. Charakterystyczną strukturę stanowiły także łuki promieniowania rentgenowskiego o bardzo rozmytych konturach. W obszarach pozbawionych aktywności obserwowana była struktura zbliżona do plastra miodu. Wynika ona z omawianej wcześniej granulacji fotosfery. W rejonach nad biegunami słonecznymi zauważono obszary, gdzie emisja promieniowania z zakresu rentgenowskiego była zaniżona. Nazwano te obszary dziurami koronalnymi.

Zdjęć korony słonecznej były wykonywane następnie przez wiele kolejnych sond kosmicznych. W roku 1991 na Ziemię zdjęć korony słonecznej dostarcza sonda japońska Yohkoh . Zdjęcia te wykonywane są z dużą regularnością i mają na celu obserwację ewolucji elementów korony słonecznej w czasie cyklu aktywności Słońca , który trwa jedenaście lat.

Od roku 1995 na orbicie zlokalizowanej w odległości 1.5 mln km od powierzchni naszej planety funkcjonuje stacja badawcza przeznaczona do ciągłej obserwacji Słońca. Obiekt ten nosi nazwę "Solar and Helispheric Observatory" . Jest to obserwatorium powstałe przy współpracy europejskich i amerykańskich naukowców. Jednym z zainstalowanych w obserwatorium urządzeń jest Large Angle and Spectroscopic Coronagraph. W tłumaczeniu na polski nazwa jego brzmi "sześciokątny koronograf spektroskopowy". Dzięki temu urządzeniu możliwe jest śledzenie w świetle widzialnym struktur koronalnych podczas ich obrotu wraz z kulą słoneczną.

Zdjęcia obrazują dużych rozmiarów pęcherze plazmy , które wytryskają z obszaru korony słonecznej. Prędkość tych pęcherzy może osiągać wartość nawet 2 tysiące kilometrów. Mogą one docierać zarówno do powierzchni naszej planety jak i pozostałych planet.

Na terenie tego obserwatorium znajduje się także teleskop obrazujący w skrajnym ultrafiolecie. Jego angielska nazwa to Extreme Ultraviolet Imaging Telescope.

Od roku 1998 na orbicie biegunowej wokół naszej planety krąży satelita TRACE. Przedmiotem badań tego satelity jest korona słoneczna oraz obszar przejściowy.

Dzięki temu satelicie na Ziemię trafiły bardzo szczegółowe obrazy tych obszarów. Dokładnie zostały zobrazowane pętle na terenie obszarów aktywnych. Dziś wiadomo już , że mają one nitkowatą strukturę, a ich grubość nie przekracza kilkuset kilometrów. Struktury te wykazują drgania. Może to być wskazówką do wyjaśnienia tak wysokiej temperatury w obszarze korony słonecznej.

Odkryto także ciekawą własność, mianowicie że ułożenie pętli , łuków i dziur koronalnych jest uwarunkowane ułożeniem linii pola magnetycznego.

Za miejsce powstawania tych pól magnetycznych uważa się górne warstwy wnętrza kuli słonecznej. W obszarach tych transport energii odbywa się w wyniku ruchów konwektywnych. Działanie ruchów konwektywnych opiera się na zasadzie dynama. Dzięki temu część energii promienistej ulega przekształceniu i pojawia się energia magnetyczna. Następnie linie sił pola magnetycznego ulegają odkształceniu na skutek tego ,że obszary Słońca, które mają mniejszą szerokość heliograficzną mają większe tempo obrotu niż pozostałe rejony. W obszarach gdzie występują plamy słoneczne skręcone linie pola magnetycznego przechodzą przez fotosferę i dotykają korony słonecznej.

Do pomiarów pola magnetycznego w fotosferze używa się specjalnych urządzeń zwanych magnetografami. Ich działanie opiera się na zjawisku Zeemana. Takie zjawisko jak na razie nie jest obserwowane w obszarze korony słonecznej. Jest to wina przyrządów, którymi w obecnej chwili dysponują naukowcy. Jedyną radą na to pozostaje ekstrapolacja natężenia pola magnetycznego fotosfery na obszar korony słonecznej. Wykorzystując taką technikę można przewidzieć, że w koronie wartość indukcji pola magnetycznego wynosi około 0.001 T. jest to wartość dwudziestokrotnie przekraczająca indukcję pola magnetycznego na Ziemi w okolicach biegunów.

Dla obszarów aktywnych korony przewidziana wartość indukcji to około 0.01 T.

Zdaniem naukowców takie pole magnetyczne ma duży wpływ na zachowanie się elementów korony słonecznej , tym bardziej, że nie jest to obszar składający się ze zwykłego gazu ale z materii zjonizowanej.