Sončeva senca

Nazaj

V osrčju Mehike, v narodnem parku Pico de Orizaba, se na pobočju ugaslega ognjenika Sierra Negra nahaja edinstven observatorij, imenovan The High-Altitude Water Cherenkov Gamma-Ray Observatory, ali krajše HAWC (slika 1). Namesto zrcal in velikih kupol ga sestavlja 300 ogromnih kovinskih kontejnerjev. Vsak kontejner je napolnjen do vrha s 188.000 litri izjemno čiste vode, na dnu pa se nahajajo štirje fotomultiplikatorji. Ti posebni detektorji so izredno občutljivi, kar je ključno, saj znanstveniki z njimi lovijo zelo kratkotrajne blišče svetlobe, ki so posledica Čerenkovega sevanja, ki ga v kontejnerjih povzročajo izjemno hitri atmosferski kozmični delci. Znanstveniki v observatoriju HAWC neprestano preučujejo elektromagnetno sevanje gama z valovno dolžino manjšo od stotinke nanometra ter galaktične in izvengalaktične kozmične delce z energijami med 100 GeV in 50 TeV. Kljub temu pa observatorij HAWC nikoli neposredno ne zazna nobenega od teh pojavov.

Slika 1. Pogled na observatorij HAWC. V ozadju je zasnežen najvišji mehiški vrh, Pico de Orizaba. Vir: HAWC.

Kaj “vidi” HAWC in njemu podobni observatoriji

Observatoriji, kot je HAWC, zaznavajo gama sevanje z energijo več kot 10¹⁰ eV, ki prihaja iz oddaljenih virov, kot so supernove, hipernove, pulzarji in blazarji. Po drugi strani so (izven)galaktični kozmični delci povečinoma elektroni ter jedra atomov, med katerimi prevladujejo protoni. Ti delci po vesolju potujejo z izjemno visokimi hitrostmi, njihove energije pa so med 10¹⁰ – 10²⁰ eV. Najpogostejša vira teh delcev sta supernove ter aktivna galaktična jedra.

Vsako sekundo približno 100.000 kozmičnih delcev doseže vsak kvadratni meter Zemljine atmosfere, vendar le redke izjeme dosežejo površje našega planeta. Večina teh delcev trči z dušikovimi in kisikovimi atomi v zgornjih plasteh ozračja, kar ustvarja množico sekundarnih kozmičnih delcev, imenovanih “plohe” (angleško shower, glej sliko 2 levo). Tok teh atmosferskih kozmičnih delcev doseže najvišjo gostoto pri nadmorski višini približno 15 kilometrov, medtem ko je na višini 3000 metrov približno desetkrat višji kot na morski gladini V povprečju vsako sekundo vsak kvadratni meter Zemljinega površja doseže kar osem ploh sekundarnih kozmičnih delcev.

Ko taka ploha doseže HAWC ali podoben observatorij, posamezni detektorji zaznajo Čerenkovo sevanje ob nekoliko različnih časih. Slika 2 desno prikazuje potek enega dogodka, ki ga je zaznal HAWC. Pike različnih barv prikazujejo lokacije detektorjev v kontejnerjih iz ptičje perspektive. Barve prikazujejo časovno razliko od nekega začetnega trenutka. Detektorji označeni z violično barvo so ploho zaznali najprej, medtem ko so tisti, ki so obarvani rdeče, zadnji zaznali ploho. Razlike v času znašajo nekaj deset nanosekund oziroma milijardink sekunde. Na ta način lahko HAWC določi smer iz katere je priletel izvorni ali primarni kozmični delec na pol kotne stopinje natančno.

Sika 2. Levo: Ploha atmosferskih kozmičnih delcev nad HAWCom. Vir: Univerza Rochester. Desno: Časovno zaporedje v katerem različni detektorji observatorija HAWC zaznajo posamezen dogodek. Vir: HAWC.

Lunina ter Sončeva senca

Intenzivost toka galaktičnih kozmičnih delcev ter visokoenergijskega sevanja gama zavisi od smeri na nebu. Tako iz središča Galaksije in iz njenih spiralnih rokavov prihaja nekoliko več tega sevanja kot iz smeri pravokotno na ravnino Galaksije. Znanstveniki pa so tudi ugotovili, da je intenzivnost toka kozmičnih delcev in fotonov gama nekoliko nižja, če usmerimo svoj pogled proti Luni ali Soncu.

Luna deluje kot prepreka, ki enostavno absorbira del tega sevanja. Znanstveniki so manko atmosferskih kozmičnih delcev iz smeri proti Luni poimenovali Lunina senca v kozmičnih delcih in je lepo vidna na sliki 3 levo, ki je bila narejena z observatorijem IceCube Neutrino Observatory, ki se nahaja na Antarktiki. Slika 3 desno prikazuje meritve Sončeve sence, ki so bile opravljene na observatoriju Tibet Air Shower Array na Kitajskem.

Slika 3. Levo: Lunina senca. Vir: IceCube Neutrino Observatory. Desno: Sončeva senca. Vir: Institute for Cosmic Ray Research, The University of Tokio. Posneta z observatorijem Tibet Air Shower Array.

Sončeva senca je nekoliko bolj kompleksna, kot Lunina. Sonce je namreč prepredeno z lastnim magnetim poljem, ki lahko spremeni smer potovanja električno nabitih kozmičnih delcev. Konfiguracija magnetnega polja se skozi Sončev cikel spreminja. Ko je Sonce blizu minimuma svoje aktivnosti, je Sončevo magnetno polje podobno tistemu, ki ga ustvarja paličasti magnet (glej sliko 4, levo). Jasno sta definirana južni ter severni magnetni pol, kar ustvarja dipolarno konfiguracijo: v bližini ekvatorja prevladujejo t.i. zaprta magnetna polja, katerih silnice se raztezajo nekaj deset tisoč kilometrov stran od Sonca, nato pa se vrnejo proti naši zvezdi ter ponovno potonejo v njeno notranjost. Na višjih heliografskih širinah prevladuje t.i. odprto magnetno polje, katerega silnice se raztezajo daleč v heliosfero. Med Sončevimi maksimumi dipolarna konfiguracija Sončevega magnetnega polja izgine, saj so območja odprtega in zaprtega Sončevega magnetnega polja razpršna po vsem Sončevem površju (slika 4, desno). To pa vpliva na Sončevo senco.

Slika 4: Primer silnic Sončevega magnetnega polja med Sončevim minimumom decembra 2008 (levo) ter maksimumom decembra 2014 (desno). Vir: Becker Tjus et al. (2019)

Slika 5 prikazuje, kako se je Sončeva senca spreminjala med Sončevim ciklom 23, ki je trajal od leta 1996 do 2008. Senca je bila najbolj izrazita v letih 1996 in 2008, ko je bilo Sonce blizu minimuma svoje aktivnosti in je skorajda izginila leta 2000, ko je bila Sončeva aktivnost najvišja. Očitno je torej, da je Sončeva senca močno odvisna od prisotnosti odprtega magnetnega polja na Soncu.

Slika 5. Zgoraj: število Sončevih peg med Sončevim ciklom 23. Vir: NOAA Space Weather Prediction Center. Spodaj: Sončeva senca leta 1996 (Sončev minimum), 2000 (maksimum) ter 2008 (minimum). Vir: Tibet Air Shower Array.

Danes znanstveniki s pomočjo najmočnejšega observatorija kozmičnih delcev, imenovanega HAWC, sistematično zbirajo podatke o Sončevi senci in opazujejo, kako se njene lastnosti spreminjajo skozi Sončev cikel. Trenutno imajo na voljo že skoraj osem let podatkov, ki segajo od leta 2016 do leta 2023, kar predstavlja več kot polovico trajanja Sončevega cikla. Njihov cilj je natančno spremljati razvoj Sončeve sence skozi celoten cikel Sončeve aktivnosti. Še posebej jih zanimajo vplivi tipa in jakosti Sončevega magnetnega polja ter energije kozmičnih delcev, ki najbolj prispevajo k tvorbi sence.

Znanstveniki si prizadevajo, da bi v prihodnosti numerični modeli Sončevega magnetnega polja, s katerimi simulirajo magnetno polje Sonca na računalnikih (glej sliko 4), vključili tudi lastnosti Sončeve sence kot vhodne podatke. To bi omogočilo, da postane senca nepogrešljivo orodje za podrobno karakterizacijo magnetnega polja naše zvezde. S tem bi pridobili dragocene informacije o kompleksnosti in dinamiki Sončevega magnetnega polja, kar bi pomagalo razumeti in napovedovati različne pojave na Soncu.

Nadaljna čtiva za najbolj radovedne

1. The High-Altitude Water Cherenkov Gamma-Ray Observatory, https://www.hawc-observatory.org/observatory/site.php
2. High Altitude Water Cherenkov Experiment, Wikipedija, https://en.wikipedia.org/wiki/High_Altitude_Water_Cherenkov_Experiment
3. Gamma-ray astronomy, Wikipedija, https://en.wikipedia.org/wiki/Gamma-ray_astronomy
4. Cosmic Ray, Wikipedija, https://en.wikipedia.org/wiki/Cosmic_ray
5. The cosmic-ray Moon shadow seen by IceCube, https://icecube.wisc.edu/news/research/2013/05/cosmic-ray-moon-shadow-seen-by-icecube/
6. The Sun also casts a shadow on IceCube, https://icecube.wisc.edu/news/research/2018/11/sun-also-casts-shadow-on-icecube/
7. NOAA Space Weather Prediction Center, https://www.swpc.noaa.gov/products/solar-cycle-progression
8. Becker Tjus, J., Desiati, P., Döpper, N., Fichtner, H., Kleimann, J., Kroll, M. & Tenholt, F. (2019), Cosmic-ray propagation around the Sun: investigating the influence of the solar magnetic field on the cosmic-ray Sun shadow, Astronomy & Astrophysics, 633, A83, 18, https://doi.org/10.1051/0004-6361/201936306.