Financirano iz sredstava: NextGenerationEU

Voditelj projekta: Davor Sudar


Opis:
Sunce je dinamičan i aktivan objekt koji se sastoji od vruće, ionizirane plazme. Sunčeva fotosfera predstavlja sloj iz kojeg potječe većina vidljivog zračenja te označava prijelaz između guste unutrašnjosti Sunca i njegove rjeđe atmosfere. U unutrašnjosti Sunca plazma je u režimu u kojem dominira tlak plina nad magnetskim poljem, dok je u atmosferi situacija obrnuta, pa dinamiku plazme određuje magnetsko polje. Posljedica toga su brojni dinamički procesi u atmosferi, među kojima su posebno značajni eruptivni procesi poput Sunčevih bljeskova i koronalnih izbačaja mase (eng. coronal mass ejections, CME).

Sveobuhvatni cilj ovog projekta je proučavanje i bolje razumijevanje eruptivnih procesa, te općih uzroka koji dovode do eruptivnih pojava. Stoga je projekt podijeljen na tri cjeline: 1) Sunčeva rotacija, 2) Eruptivni procesi u nižoj atmosferi i 3) Eruptivni procesi u srednjoj i visokoj koroni, te heliosferi.

Sunce pokazuje diferencijalnu rotaciju, pri čemu njegov ekvator rotira brže od polova. Ovaj fenomen je ključan u teoriji solarnog dinama i utječe na solarnu magnetsku aktivnost. Suvremena istraživanja koriste razne tracere (pokazatelje gibanja), uključujući sunčeve pjege, koronine svijetle točke (CBPs) te helioseizmičke podatke za proučavanje rotacije.

Smatra se da je horizontalno Reynoldsovo naprezanje glavni pokretač opaženog diferencijalnog profila Sunčeve rotacije. Reynoldsovo naprezanje proizlazi iz korelacije između dviju turbulentnih komponenti brzine: reziduala brzine rotacije i meridijanskih gibanja. Da bi horizontalno Reynoldsovo naprezanje bilo različito od nule, potrebno je da reziduali brzine rotacije i meridijanske brzine budu međusobno korelirane. Ako je korelacija pozitivna, tj. ako su reziduali brzine rotacije brži od prosjeka povezani s negativnim meridijanskim brzinama (prema ekvatoru), dobiva se negativno Reynoldsovo naprezanje. Isto vrijedi ako su negativne vrijednosti reziduala brzine rotacije povezane s pozitivnim meridijanskim kretanjem. Zbog same prirode Reynoldsovog naprezanja, moguće ga je opažati jedino metodama tracera.

Ono što se opaža jest negativno horizontalno Reynoldsovo naprezanje što pokazuje prijenos angularnog momenta s većih heliografskih širina prema nižim (od polova prema ekvatoru). Iako se opća uloga Reynoldsovog naprezanja čini razjašnjenom, još uvijek postoje neka otvorena pitanja koja treba istražiti:

- vremenske varijacije profila rotacije, kako unutar jednog solarnog ciklusa, tako i između različitih ciklusa

- asimetriju između sjeverne i južne hemisfere u rotaciji Sunca, osobito na aktivnim širinama i koronalnim strukturama

- asimetriju u raspodjeli tracera između dviju hemisfera

- razliku izemđu karakteristike meridijanskih gibanja kod različitih tracera

- promjena u iznosu Reynoldsovog naprezanja u različitim ciklusima

2) Eruptivni procesi u nižoj atmosferi
Sunčevi bljeskovi predstavljaju nagla i intenzivna oslobađanja energije u Sunčevoj atmosferi, uzrokovana procesom magnetske rekonekcije. Opažaju se kroz cijeli elektromagnetski spektar, od gama zračenja do radiovalova, pri čemu su najizraženiji u rendgenskom i EUV području. U milimetarskom (mm) i submilimetarskom (sub-mm) rasponu frekvencija (≈ 100 GHz – 10 THz) bljeskovi su još uvijek slabo istraženi, iako suvremena opažanja ukazuju na složenu povezanost s tvrdim rendgenskim zračenjem, kao i s kromosferskim linijama.
Smatra se da mm emisija bljeskova može nastati kombinacijom različitih fizikalnih mehanizama, prvenstveno termičkog zakočnog zračenja i žirosinkrotronskog zračenja, pri čemu njihov relativni doprinos ovisi o fazi bljeska. Također postoje naznake postojanja više populacija ubrzanih elektrona koje doprinose emisiji u različitim dijelovima spektra. Prostorna analiza pokazuje da je mm emisija povezana s različitim strukturama Sunčeve atmosfere, uključujući nožišta i vrhove magnetskih petlji, bljeskovna vlakna te kromosferske i koronalne značajke. Zbog svoje visoke prostorne i vremenske razlučivosti, opažanja radioteleskopom ALMA omogućuju detaljnije proučavanje ovih procesa.
Iako su osnovne karakteristike mm emisije bljeskova prepoznate, još uvijek postoje otvorena pitanja koja treba istražiti:
- dominantni mehanizmi emisije u različitim fazama bljeskova
- povezanost mm emisije s rendgenskim, EUV i Hα zračenjem
- postojanje i uloga višestrukih populacija ubrzanih elektrona
- prostorna povezanost emisije s magnetskim strukturama
- doprinos kromosferskih i koronalnih komponenti ukupnoj emisiji

3) Eruptivni procesi u srednjoj i visokoj koroni te heliosferi
Koronini izbačaji mase (CME) predstavljaju najveće eruptivne procese u Sunčevom sustavu i ključni su nositelji Sunčeve aktivnosti u heliosferi. Radi se o izbačajima magnetizirane plazme iz korone, najčešće povezanim s erupcijama magnetskih struktura u obliku usukanog magnetskog užeta. Smatra se da njihovo pokretanje proizlazi iz magnetskih nestabilnosti i procesa magnetske rekonekcije, pri čemu dolazi do oslobađanja energije akumulirane fotosferskim gibanjima i pojavom magnetskog toka. Zbog utjecaja na planetarna okruženja i tehnologiju, njihovo razumijevanje i predviđanje od ključne je važnosti za svemirsku prognostiku.
CME-ovi se opažaju u bijeloj svjetlosti koronografima, no takva opažanja ograničena su projekcijskim efektima i nedostatkom jasne informacije o izvoru. Stoga se koriste dodatni pokazatelji iz niže korone i stereoskopske metode za rekonstrukciju njihove trodimenzionalne strukture i kinematike. Dobiveni parametri koriste se kao ulaz u modele propagacije kroz heliosferu. Tijekom propagacije CME-ovi se šire, razvijaju složene strukture te mogu formirati udarne valove i kompresijske regije.
Njihovi heliosferski pandani (ICME) proučavaju se in situ mjerenjima plazme i magnetskog polja, gdje se identificiraju kao poremećaji u Sunčevom vjetru. Tijekom evolucije kroz heliosferu dolazi do širenja, interakcija s okolinom te procesa poput magnetske rekonekcije. ICME-ovi također stupaju u interakciju s kozmičkim zrakama i planetarnim magnetosferama, što može rezultirati geomagnetskim olujama.
Iako su osnovni procesi povezani s CME-ovima poznati, još uvijek postoje otvorena pitanja koja treba istražiti:
- mehanizmi pokretanja i rana evolucija CME-ova
- određivanje trodimenzionalne strukture i orijentacije
- razvoj tijekom propagacije i interakcije s okolinom
- povezanost koronalnih opažanja s in situ mjerenjima
- uvjeti nastanka udarnih valova i kompresijskih regija
- utjecaj na kozmičke zrake i planetarna okruženja