Πώς θερμαίνεται το στέμμα του Ηλίου;

Το ηλιακό στέμμα θεωρείται η εξωτερική ατμόσφαιρα που περιβάλλει τον Ήλιο και τα άλλα αστέρια. Εκτείνεται έως εκατομμύρια χιλιόμετρα πάνω από την επιφάνεια του Ήλιου και είναι πολύ χαμηλής πυκνότητας (περίπου 10^-12 φορές πιο αραιή από την γήινη ατμόσφαιρα που είναι περίπου 1.2 kg/m³ ). Λόγω της χαμηλής εκπομπής στο οπτικό σε σχέση με την επιφάνεια του Ήλιου είναι ορατή μόνο κατά την διάρκεια ηλιακής έκλειψης.

Η συστηματική μελέτη του ηλιακού στέμματος ξεκίνησε από το 1970 με πιο σημαντικές τις διαστημικές αποστολές του SkyLab και Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) της NASA. Φασματοσκοπικές μελέτες του στέμματος αποκάλυψαν ότι η εκπομπή είναι κυρίως στο υπεριώδες και τις ακτίνες Χ. Το πλάσμα (πλήρως ιονισμένο αέριο) στο ηλιακό στέμμα έχει θερμοκρασία περίπου 1 εκατομμύριο Κέλβιν. Πώς γίνεται όμως από τους 6000 Κέλβιν της επιφάνειας του Ήλιου η θερμοκρασία να φτάνει τους 1 εκατομμύριο;

Ο δεύτερος νόμος της Θερμοδυναμικής μάς λέει ότι όσο απομακρυνόμαστε από μια πηγή θερμότητας, η θερμοκρασία πρέπει να πέφτει. Στο ηλιακό στέμμα όμως, γίνεται το αντίθετο. Επομένως πρέπει να υπάρχει κάποια σταθερή παροχή θερμότητας στο στέμμα που αυξάνει τη θερμοκρασία σε πολύ υψηλές τιμές.

Δύο είναι οι  επικρατέστεροι μηχανισμοί θέρμανσης αυτήν τη στιγμή. Ο πρώτος μηχανισμός θεωρεί ότι η θέρμανση προέρχεται από κύματα χαμηλής συχνότητας, που είναι γνωστά ως κύματα Alfven. Τα κύματα αυτά διαδίδονται πάνω στις μαγνητικές δυναμικές γραμμές μεταφέροντας ενέργεια η οποία και διαχέεται στο στέμμα με αποτέλεσμα την αύξηση της θερμοκρασίας. Παρόλο που έχουν παρατηρηθεί κύματα Alfven στην ηλιακή ατμόσφαιρα, η ικανότητά τους να μεταφέρουν επαρκή ενέργεια  ικανή για τη θέρμανση του στέμματος δεν δίνει μια πειστική απάντηση.

Στον δεύτερο μηχανισμό, γνωστό ως θέρμανση Joule, θεωρούμε ότι στις περιοχές υψηλού μαγνητικού πεδίου δημιουργούνται ρεύματα λόγω μαγνητικής επανασύνδεσης, υπεύθυνα για τη θέρμανση του στέμματος.

Παρατηρώντας τον Ήλιο στο υπεριώδες με το Solar Dynamic Observatory (SDO) της NASA, βλέπουμε ότι το μεγαλύτερο μέρος της ακτινοβολίας προέρχεται από περιοχές υψηλής συγκέντρωσης μαγνητικού πεδίου που είναι γνωστά σαν “ενεργές περιοχές”. Το μαγνητικό πεδίο σε αυτές τις περιοχές μοιάζει με ένα μαγνητικό δίπολο. Η μαύρη περιοχή αντιστοιχεί σε αρνητικό μαγνητικό πεδίο και η άσπρη σε θετικό.

Ουσιαστικά δημιουργείται ένας τεράστιος μαγνήτης όπου δυναμικές γραμμές ξεκινάνε από τον αρνητικό πόλο και καταλήγουν στο θετικό. Αυτές οι δυναμικές γραμμές αποτελούν τους τεράστιας έκτασης στεμματικούς βρόχους όπως φαίνονται στη δεξιά εικόνα. Πάνω σε αυτούς του βρόχους κινείται το πλάσμα. Λόγω των τυχαίων κινήσεων στη φωτόσφαιρα οι μαγνητικές δυναμικές γραμμές έρχονται κοντά με αποτέλεσμα να έχουμε μια απελευθέρωση ενέργειας λόγω των μαγνητικών επανασυνδέσεων. Η συνολική ενέργεια από όλες τις μαγνητικές επανασυνδέσεις είναι αρκετή να θερμάνει το στέμμα. Η ιδέα του μοντέλου αυτού προτάθηκε από τον Eugene Parker το 1972 και παραμένει μέχρι σήμερα ο κύριος μηχανισμός θέρμανσης του στέμματος.

Δυστυχώς η πολυπλοκότητα των μαγνητοϋδροδυναμικών εξισώσεων (MHD), καθώς και οι περιορισμένες δυνατότητες των υπολογιστών αδυνατούν να δώσουν μια σαφή απάντηση.

Οι νέες διαστημικές αποστολές των Parker Solar Probe της NASA και Solar Orbiter της ESA οι οποίες θα πλησιάσουν αρκετά κοντά στο Ηλιακο στέμμα, αναμένεται να δώσουν υψηλότερης ευκρίνειας παρατηρήσεις της Ηλιακής ατμόσφαιρας και ίσως δώσουν μια τελική απάντηση στο ερώτημα “ποιός μηχανισμός είναι υπεύθυνος για την θέρμανση του στέμματος;”.

Πηγές:

Physics of the Solar corona, Markus Aschwanden, 2005

Parker, E. N. 1972, ApJ, 174, 499

Parker, E. N. 1983, ApJ, 264, 642