Intensywne, krótkotrwałe, wąskopasmowe emisje radiowe, tzw. szpilki (ang. spikes), należą do najkrócej trwających przejawów radiowej aktywności Słońca. Czas trwania pojedynczej szpilki zwykle nie przekracza 0,1 s, a jej szerokość widmowa mieści się w granicach 0,2–2% częstotliwości środkowej obserwowanego pasma.
Choć badania szpilek są prowadzone już od blisko 45 lat, dotąd nie poznano mechanizmu fizycznego ich emisji. Niewątpliwie emisja szpilek jest związana z drobnoskalowymi procesami anihilacji pola magnetycznego i uwalniania energii, zachodzącymi bardzo szybko i w bardzo małych obszarach. Procesy te trwają krócej i zachodzą na znacznie mniejszych obszarach niż przestrzenna i czasowa zdolność rozdzielcza współczesnych instrumentów pracujących zarówno w zakresie widzialnym, ultrafioletowym, jak i rentgenowskim. Szczegółowe obserwacje efektów tych procesów są możliwe tylko w zakresie radiowym, ponieważ w tej dziedzinie widma elektomagnetycznego dysponujemy przyrządami o bardzo wysokiej rozdzielczości czasowej i częstotliwościowej. Badania szpilek radiowych mogą zatem dostarczyć unikatowych informacji o drobnoskalowych, krótkotrwałych procesach fizycznych, jakie zachodzą na Słońcu.
Na temat szpilek pisałem już na łamach „Uranii–Postępów Astronomii” (nr 4/2001). Niniejszy artykuł przedstawia najnowsze wyniki badań szpilek radiowych, w tym badań prowadzonych przeze mnie w latach 2001–2002 w Centrum Astronomii Uniwersytetu Mikołaja Kopernika w Toruniu.
Koroną słoneczną nazywamy warstwę atmosfery słonecznej rozciągającą się powyżej obszaru przejściowego aż do co najmniej kilkunastu promieni słonecznych, gdzie płynnie przechodzi w ośrodek międzyplanetarny. Natężenie emisji korony w dziedzinie promieniowania widzialnego jest znacznie słabsze od natężenia emisji fotosfery. Z tego powodu koronę możemy obserwować z Ziemi w świetle białym tylko wtedy, gdy tarcza słoneczna jest zasłonięta, a więc podczas całkowitych zaćmień Słońca. Poza zaćmieniami koronę (lub przynajmniej najbardziej gęste struktury w koronie) można obserwować w wybranych liniach widmowych przy użyciu koronografów. Stale można obserwować koronę w świetle białym i w liniach widmowych instrumentami satelitarnymi.
Rozbłyski słoneczne powstają zazwyczaj w obszarach aktywnych o złożonej konfiguracji pola magnetycznego. Częstość ich pojawiania się jest skorelowana z przebiegiem jedenastoletniego cyklu aktywności Słońca. Rozbłyski są źródłem intensywnej emisji promieniowania w całym zakresie widma elektrodynamicznego, często powodują wyrzucenie w przestrzeń międzyplanetarną strumieni naładowanych cząstek. Czas trwania rozbłysku zależy głównie od konfiguracji pól magnetycznych i budowy obszaru aktywnego, co wpływa na ilość wydzielonej energii, zaś z punktu widzenia obserwatora zależy także od długości fali, na jakiej je obserwujemy. Najkrótsze obserwowane rozbłyski trwają od 100 s do około 1000 s, a najdłuższe nawet kilkanaście godzin. Są to zjawiska typu LDE (ang. long duration events).
Zgodnie z powszechnie przyjmowanym obecnie modelem rozbłysku słonecznego w pierwotnym obszarze wydzielania energii dochodzi do zamiany energii pola magnetycznego na energię termiczną, emisji promieniowania elektromagnetycznego — szczególnie w krótkofalowej części widma, a także przyspieszania strumieni naładowanych cząstek. Zazwyczaj wyróżnia się trzy fazy rozbłysku: (a) fazę wzrostu, często zakończoną bardzo krótką fazą impulsową, (b) fazę maksimum i (c) fazę stopniowego zaniku. Niekiedy rozbłysk może być poprzedzony tzw. prekursorem (niewielkim, krótkotrwałym wzrostem emisji promieniowania rentgenowskiego). Podczas fazy wzrostu, a szczególnie fazy impulsowej, dochodzi do uwolnienia większości energii, emisji dużej ilości promieniowania rentgenowskiego, przyspieszania strumieni naładowanych cząstek (elektronów) oraz nagrzania plazmy koronalnej w obszarze rozbłysku. Pewna część naładowanych cząstek, przyspieszonych w obszarze wydzielania energii, może stać się źródłem emisji promieniowania radiowego w zakresie metrowym, decymetrowym i mikrofalowym. Podczas stosunkowo długotrwałej fazy zaniku plazma koronalna powraca stopniowo do temperatury sprzed rozbłysku, ale zarówno konfiguracja pól magnetycznych, jak i przestrzenny rozkład gęstości materii może po rozbłysku znacznie różnić się od konfiguracji przed rozbłyskiem (erupcje protuberancji, koronalne wyrzuty materii (CME, ang. Coronal Mass Ejection), rekonfiguracja arkad magnetycznych itd.).
Badania radiowe Słońca prowadzone są od 1942 r. Bardzo szybko odkryto, że źródłem promieniowania radiowego Słońca są górna chromosfera oraz korona słoneczna. Obserwacje radiowe dostarczają ogromnej ilości informacji na temat parametrów plazmy oraz procesów fizycznych zachodzących w atmosferze Słońca.
Szczególnie cennymi instrumentami badawczymi pracującymi w dziedzinie radiowej są spektrometry radiowe, które pozwalają uzyskiwać widma dynamiczne różnych zjawisk na Słońcu z bardzo wysoką rozdzielczością czasową i częstotliwościową. Widma dynamiczne przedstawiają zależność strumienia emisji od czasu (oś pozioma) i częstotliwości (oś pionowa) (patrz rys. 1).
Rys. 1. Widmo dynamiczne szpilek radiowych z 11 lipca 2000 r., początek 13:27:25 UT. Natężenie podano w jednostkach względnych. Szpilkę oznaczoną strzałką pokazano na wklejce
W ostatnich latach dynamiczny rozwój interferometrii radiowej pozwolił uzyskać radiowe obrazy Słońca. Do najbardziej znanych instrumentów stosowanych do interferometrycznych obserwacji Słońca należą m.in. radioteleskopy w Westerbork (Holandia), radioheliograf Culgoora w Australii, Very Large Array (VLA) w Nowym Meksyku (działający od 1980 r.), Owens Valley Radio Observatory (OVRO) w Kalifornii (od 1978 r.), radioheliograf w Nançay we Francji (od 1977 r.), interferometr RATAN-600 w Rosji (od 1972 r.) oraz radioheliograf w Nobeyamie w Japonii (użytkowany od 1992 r.).
W przyszłości jest planowana budowa nowych instrumentów, z których jeden zasługuje na szczególną uwagę. Jest nim Frequency-Agile Solar Radiotelescope (FASR), który będzie się składać ze stu anten pracujących w zakresie od 30 MHz do 30 GHz. Pozwolą one uzyskać radiowe mapy Słońca z wysoką rozdzielczością przestrzenną, czasową i częstotliwościową. Nowe instrumenty będą wspierane nadal przez spektrometry, dzięki którym uzyskujemy dynamiczne widma zjawisk słonecznych o wysokiej czasowej i częstotliwościowej rozdzielczości, pomimo ich ograniczeń w rozdzielczości kątowej. Obserwacje te nadal są potrzebne dla zapewnienia całodobowego monitorowania aktywności słonecznej (Aschwanden, 2004).
Wybuchy radiowe o czasie trwania krótszym niż 100 ms zostały po raz pierwszy opisane przez Dröge'a i Riemanna (1961) oraz Elgarřya (1961). Nazywamy je szpilkami (ang. spikes). Termin ten zaproponował de Groot (1962), który tym mianem określa wąskopasmowe i krótkotrwałe emisje radiowe, trwające krócej niż 100 ms.
Szpilki obserwujemy w szerokim zakresie częstotliwości od około 0,1 GHz do 8,5 GHz. W zależności od częstotliwości, na której występują, wyróżniono dwa typy szpilek: metrowe, występujące w zakresie od około 100 MHz do 400 MHz oraz decymetrowe, obserwowane w zakresie od 400 MHz do 8,5 GHz. W niniejszym artykule koncentruję się na badaniach szpilek decymetrowych.
Najnowsze badania wskazują na istnienie co najmniej dwóch podklas szpilek decymetrowych. Do pierwszej zaliczamy te z nich, które obserwujemy podczas fazy zaniku rozbłysków słonecznych (ramka), a ich źródła znajdują się od 20'' do 400'' od miejsca rozbłysku obserwowanego w twardym lub miękkim promieniowaniu rentgenowskim.
Do drugiej podklasy zaliczamy te szpilki, które obserwujemy podczas fazy wzrostu często zakończonej bardzo krótką fazą impulsową i fazy maksimum rozbłysku słonecznego, są one dobrze skorelowane z twardym promieniowaniem rentgenowskim. Źródła pierwszej podklasy szpilek decymetrowych znajdują się w dużej odległości od obszarów silnego pola magnetycznego w obszarze aktywnym. Druga podklasa szpilek decymetrowych jest związana z rozbłyskami, które występują w obszarze silnego pola magnetycznego.
Teoretyczne modele emisji szpilek radiowych możemy podzielić na dwie grupy: (1) promieniowanie plazmy i procesy przyspieszania; (2) emisja masera elektronowo – cyklotronowego.
Pierwotnie szpilki radiowe interpretowano jako przejaw nieciągłego uwalniania energii w rozbłysku słonecznym. Obserwowany szeroki przedział występowania szpilek w częstotliwości wskazuje, że uwalnianie energii następuje w wielu różnych miejscach (Benz, 1985).
Odkrycie kilkusekundowego opóźnienia pomiędzy grupami szpilek a lokalnymi maksimami obserwowanymi w twardym promieniowaniu rentgenowskim sugeruje raczej, że za emisję szpilek są odpowiedzialne procesy związane z propagacją cząstek i niestabilnością plazmy w niejednorodnym ośrodku (Aschwanden i Güdel, 1992).
Model zaproponowany przez Fleishmana i Melnikova (1998) tłumaczy, że za powstawanie szpilek decymetrowych odpowiedzialne są drobnoskalowe niejednorodności pola magnetycznego, które powodują pojawienie się pojedynczych niestabilnych lokalnych pułapek magnetycznych odpowiedzialnych za generowanie promieniowania radiowego.
Kuznetsov i Vlasov (2002) sugerują, że za obserwowane widmo dynamiczne szpilek są odpowiedzialne niejednorodności w plazmie koronalnej, które determinują czas i miejsce, w jakim generowane jest promieniowanie.
Powszechnie uważa się, że za emisję szpilek decymetrowych jest odpowiedzialny mechanizm masera elektronowo – cyklotronowego. W polu magnetycznym naładowane cząstki poruszają się wzdłuż linii sił pola magnetycznego po spirali o stałym skoku. Jeśli poruszają się one z nierelatywistycznymi prędkościami, wówczas emitowane przez cząstki promieniowanie nazywamy cyklotronowym, w przypadku elektronów jest to tzw. promieniowanie elektronowo – cyklotronowe. W pewnych warunkach może dojść do wzmocnienia promieniowania cyklotronowego. Zjawisko to nazywamy maserem cyklotronowym. Wprzypadku gdy mamy do czynienia z elektronami, mówimy o maserze elektronowo – cyklotronowym.
Niestety, żaden ze znanych modeli emisji szpilek nie jest ogólnie akceptowany.
Rys. 2. Widmo dynamiczne szpilek radiowych z 23 kwietnia 2001 r., początek
10:14:58 UT. Natężenie podano w jednostkach względnych. Szpilkę ze strukturą wewnętrzną oznaczoną strzałką pokazano na wklejce
Obserwacje szpilek prowadziłem od lutego 2000 r. do grudnia 2001 r. radioteleskopem o średnicy 15 m, na częstotliwości 1420 MHz, należącym do Centrum Astronomii Uniwersytetu Mikołaja Kopernika w Toruniu. W ciągu 357 dni przeprowadziłem łącznie około 2000 godzin obserwacji. Do rejestracji zjawisk wykorzystałem spektrograf (tzw. Maszynę Pulsarową), który pracował w paśmie częstotliwości 1352–1490 MHz. Rozdzielczość częstotliwościowa spektrografu wynosiła 3 MHz, a rozdzielczość czasowa 80 mikrosekund. Były to obserwacje prowadzone z najwyższą czasową rozdzielczością dla tego rodzaju zjawisk, jaką osiągnięto kiedykolwiek na świecie.
W tym okresie zarejestrowałem trzynaście zjawisk radiowej aktywności Słońca. Dane w zakresie rentgenowskim (satelity Yohkoh, GOES oraz Interball), ultrafioletowym (teleskop TRACE) oraz w linii Hα pozwoliły na zidentyfikowanie najbardziej prawdopodobnych zjawisk aktywności słonecznej związanych z obserwowanymi szpilkami oraz na zbadanie podstawowych własności morfologicznych i ewolucyjnych obszarów aktywnych, w których są generowane szpilki.
Szczegółowa analiza obserwacji obejmowała m.in. wyznaczenie podstawowych parametrów, takich jak: czas trwania, szerokość widmowa oraz prędkość dryfu, dla 5199 szpilek (tab. 1).
| Tabela 1. Podstawowe parametry wszystkich szpilek. | |
| Liczba szpilek | |
| Czas trwania szpilki [s] minimum / maksimum średnia | 0,003/0,099 0,036 |
| Szerokość widmowa szpilki [MHz] minimum / maksimum średnia | 3,0/35,5 9,96 |
| Szerokość względna szpilki [%] minimum / maksimum średnia | 0,20/2,47 0,70 |
| Prędkość dryfu (ujemna) [MHz/s] Liczba szpilek minimum / maksimum średnia | 2681 63/13569 776 |
| Prędkość dryfu (dodatnia) [MHz/s] Liczba szpilek minimum / maksimum średnia | 709 51/13425 1608 |
Na uzyskanych widmach dynamicznych mogłem wyróżnić dwa rodzaje szpilek: szpilki bez struktury wewnętrznej oraz szpilki ze strukturą wewnętrzną. Szpilki bez struktury wewnętrznej charakteryzują się pojedynczym wzrostem strumienia promieniowania radiowego, a ich kształt można opisać dwuwymiarową funkcją Gaussa (np. szpilka widoczna na wklejce na rys. 1). Z kolei szpilki ze strukturą wewnętrzną mają złożony kształt i wykazują istnienie kilku lokalnych maksimów (np. szpilka widoczna na wklejce na rys. 2). Być może są to krótkotrwałe łańcuchy złożone z ciasno upakowanych szpilek o bardzo szybkim dryfie w częstotliwości. Podstawowe parametry szpilek decymetrowych ze strukturą wewnętrzną oraz bez niej zebrano w tab. 2.
Rys. 3. Zjawisko z dnia 26 marca 2000 r. (początek: 10:38:00.6 UT). Łańcuch szpilek z wyraźnie widocznym dryfem w częstotliwości. W górnej części rysunku przedstawiono dynamiczne widmo łańcucha szpilek, a w dolnej krzywą zmian natężenia sygnału w funkcji czasu i częstotliwości wzdłuż linii prostej zaznaczonej na górnym rysunku. Czas trwania łańcucha szpilek wynosił 340 ms a jego widmowa szerokość 15 MHz
Szpilki decymetrowe obserwowano w różnych fazach słonecznego rozbłysku, co wskazuje na istnienie kilku mechanizmów ich emisji. Trzeba pamiętać, że z każdą fazą rozbłysku wiążą się odmienne warunki fizyczne odpowiedzialne za ich powstanie, ale wszystkie mają prawdopodobnie związek z lokalnymi anihilacjami pola magnetycznego.
Na widmach dynamicznych badanych zjawisk można wyróżnić dwa rodzaje struktur utworzonych z wielu pojedynczych szpilek: łańcuchy szpilek (ang. chains of spikes), obserwowane już przez np. Güdela i Benza (1988) oraz odkryte przeze mnie kolumny szpilek.
| Tabela 2. Podstawowe parametry szpilek ze strukturą wewnętrzną i bez niej: (1) — szpilki bez struktury wewnętrznej; (2) — szpilki ze strukturą wewnętrzną. | ||
| (1) | (2) | |
| Liczba szpilek | ||
| Czas trwania szpilki [s] minimum / maksimum średnia | 0,03 | 0,046 |
| Szerokość widmowa szpilki [MHz] minimum / maksimum średnia | 10,31 | 9,2 |
| Szerokość względna szpilki [%] minimum / maksimum średnia | 0,73 | 0,65 |
| Prędkość dryfu (ujemna) [MHz/s] Liczba szpilek minimum / maksimum średnia | 64/5462 1073 | 63/12141 467 |
| Prędkość dryfu (dodatnia) [MHz/s] Liczba szpilek minimum / maksimum średnia | 111/9102 1436 | 51/13425 948 |
Łańcuchy są utworzone z kilkunastu, ułożonych blisko siebie indywidualnych szpilek. W części badanych łańcuchów obserwujemy zmianę w czasie pasma emisji poszczególnych szpilek, nazywamy je łańcuchami z dryfem (rys. 3). Z kolei jeśli pasmo emisji nie ulega zmianie, to łańcuchy takie nazywamy łańcuchami bez dryfu (rys. 4). Łańcuchy szpilek obserwowałem podczas czterech zjawisk. Średni czas trwania łańcuchów mieścił się w granicach od 67 ms do 509 ms, a ich widmowa szerokość od 7,2 MHz do 17,25 MHz. Średni czas trwania szpilek, tworzących łańcuch, wynosił ∼30 ms.
Rys. 4. Zjawisko z dnia 26 kwietnia 2000 r. (początek: 14:10:13.96 UT). Łańcuch szpilek bez dryfu w częstotliwości. W górnej części rysunku przedstawiono dynamiczne widmo łańcucha szpilek, a w dolnej krzywą zmian natężenia sygnału w funkcji czasu wyznaczoną dla częstości, w której występuje najwyższe natężeniu sygnału dla całego łańcucha szpilek. Czas trwania łańcucha szpilek wynosił 275 ms, a jego widmowa
szerokość 7 MHz
Kolumny to struktury utworzone z wielu pojedynczych szpilek emitowanych w bardzo krótkim przedziale czasu (∼320 ms) jednocześnie w całym obserwowanym paśmie częstotliwości. W kolumnie każda ze szpilek może wykazywać dodatni lub ujemny dryf w częstotliwości (rys. 5). Obserwowałem je tylko w dwóch zjawiskach.
Wyraźne różnice w czasowej ewolucji pomiędzy łańcuchami a kolumnami szpilek można przypisać różnej strukturze źródeł emisji.
W swojej pracy przeanalizowałem trzynaście zjawisk radiowej aktywności Słońca, w których zidentyfikowałem osiemnaście grup szpilek decymetrowych. Czas trwania grupy szpilek zmieniał się od 1 s do 420 s, a jego wartość średnia wynosiła 55,7 s. Jest to wynik podobny do rezultatów, jakie uzyskali inni badacze obserwujący szpilki na różnych częstotliwościach. Każda z zarejestrowanych grup szpilek zawierała od kilkunastu do kilkuset szpilek.
Wyznaczony przez mnie średni czas trwania szpilki wynosi 36 ms i jest czterokrotnie dłuższy od wyników otrzymanych przez innych badaczy obserwujących szpilki na tej samej częstotliwości (np. Mészárosová i in., 2003). Był on jednak zbliżony do wartości 33,1 ms wyznaczonej dla szpilek obserwowanych również na 1420 MHz przez Xie i in. (2002). Wartość średniego czasu trwania szpilki na częstotliwości ν = 1420 MHz wyznaczona z zależności przedstawionej w pracy Güdela i Benza (1990):
wynosiła ok. 9,5 ms.
Krótki czas trwania szpilek mógł być spowodowany drobnoskalową strukturą (rzędu kilku do kilkudziesięciu kilometrów) elementarnego obszaru uwalniania energii, w którym są generowane wiązki elektronów lub strukturą plazmy w obszarze propagacji tych wiązek.
Rys. 5. Zjawisko z dnia 22 marca 2001 r. (początek: 13:11:18.2 UT). Na widmie widać wyraźne kolumny szpilek radiowych (jedną z nich ograniczono liniami przerywanymi)
Temperatura elektronowa w obszarze emisji szpilek, obserwowanych na 1420 MHz, przy założeniu plazmowego mechanizmu ich emisji, wynosiła T ≈ 5,1×106 K.
Średnia szerokość widmowa szpilki wynosiła 9,96 MHz i była ponad trzykrotnie niższa od wartości, jakie otrzymali inni badacze (Casillaghy i Benz, 1993). Wartość średniej szerokości widmowej szpilki na częstotliwości ν = 1420 MHz, wyznaczona z zależności przedstawionej w pracy Csillaghy'ego i Benza (1993):
wynosiła 13,9 MHz, co jest wartością zbliżoną do przedstawionych tu wyników.
W pojedynczym zjawisku szerokość widmowa szpilek była na ogół stała. Sugeruje to, że w trakcie ich emisji w źródle panowały takie same lub bardzo podobne warunki fizyczne.
Każda ze szpilek wykazuje dodatni (tj. od niskich do wysokich) lub ujemny (tj. od wysokich do niskich) dryf w częstotliwości o różnej prędkości. Jeśli przyjmiemy, że za generowanie szpilek odpowiedzialne są procesy plazmowe, to dodatni dryf w częstotliwości można interpretować jako ruch czynnika pobudzającego w kierunku powierzchni Słońca (lub lokalny wzrost gęstości plazmy), podczas gdy dryf ujemny może być spowodowany ruchem czynnika pobudzającego w górę (lub lokalnym spadkiem gęstości plazmy) (rys. 6).
Wartość średnia prędkości dryfu ujemnego i dodatniego badanych szpilek wynosiła odpowiednio -776 MHz/s oraz 1608 MHz/s i była znacznie mniejsza od prędkości dryfu szpilek obserwowanych w paśmie 0,4–1,4 GHz przez F. Dröge'a, która nie przekraczała 3800 MHz/s (Dröge, 1977).
Znajomość prędkości dryfu pozwoliła na oszacowanie prędkości poruszania się wiązek elektronów odpowiedzialnych za emisję szpilek. Dla -776 MHz/s wynosiła ona θb = 1.1×109 cm/s, co odpowiada 0,04 prędkości światła, a dla 1608 MHz/s θb = 2.3×109 cm/s, co odpowiada 0,08 prędkości światła.
Rys. 6. Po lewej stronie mamy szpilkę z dryfem ujemnym, a po prawej z dryfem dodatnim
Szpilki w grupie (na widmie dynamicznym) są rozłożone równomiernie, wyjątek stanowią tu łańcuchy oraz kolumny szpilek, których liczba jest niewielka. Sugeruje to, że szpilki są generowane na różnych wysokościach. Występowanie grup w pojedynczym zjawisku, pomiędzy którymi nie obserwuje się szpilek, może wskazywać, że istnieje jakiś mechanizm, który powoduje okresowe przerwy w ich emisji.
Struktury wewnętrznej szpilek nigdy wcześniej nie obserwowano. Powodem tego była ograniczona czasowa rozdzielczość i czułość stosowanych instrumentów.
Prędkość poruszania się wiązek elektronów odpowiedzialnych za emisję szpilek bez struktury wewnętrznej wynosiła θb = 1.5×109 cm/s (dla dryfu ujemnego), co odpowiada 0,05 prędkości światła oraz θb = 2.0×109 cm/s (dla dryfu dodatniego), co odpowiada 0,07 prędkości światła. W przypadku szpilek, które posiadały strukturę wewnętrzną prędkość poruszania się wiązek elektronów wynosiła θb = 0.7×109 cm/s (dla dryfu ujemnego), co odpowiada 0,02 prędkości światła oraz θb = 1.3×109 cm/s (dla dryfu dodatniego), co odpowiada 0,04 prędkości światła.
Szpilki są obserwowane podczas trwania rozbłysków słonecznych zachodzących w różnych konfiguracjach pola magnetycznych oraz w rozbłyskach w których obserwuje się ruch materii (rys. 7).
Krótki czas trwania i wąskopasmowy charakter szpilek decymetrowych wskazują na małe rozmiary ich źródeł. Wynoszą one, w zależności od przyjętego mechanizmu emisji szpilek, od 60 km do 200 km.
Rys. 7. Po lewej obraz obszaru aktywnego NOAA 8921 wykonany teleskopem TRACE (195 Å) 26 marca 2000 r. o godzinie 10:38:04 UT. Po prawej obraz obszaru aktywnego NOAA 8970 wykonany teleskopem SXT (teleskop ten przeznaczony był do badania
Słońca w miękkim promieniowaniu rentgenowskim) (z filtrem AlMg), umieszczonym
na satelicie Yohkoh, 26 kwietnia 2000 r. o godzinie 14:18:08 UT
Wysokość źródła emisji szpilek radiowych, w zależności od przyjętego mechanizmu ich emisji wynosi od ∼3.2×103 km do 5.7×103 km nad powierzchnią Słońca. Uzyskana wysokość odpowiada dolnej warstwie korony słonecznej.
Zdecydowana większość obszarów aktywnych (dziesięć z trzynastu badanych zjawisk) związanych z emisją szpilek znajdowała się w pobliżu środka tarczy słonecznej. Wyjaśnienie powodów wyraźnej preferencji obszarów emisji leżących blisko środka tarczy słonecznej wymaga dalszych badań.
Różnorodność zebranego materiału obserwacyjnego nie pozwoliła mi na stworzenie spójnego modelu emisji szpilek decymetrowych. Jednak uzyskane wyniki uaktualniają naszą wiedzę o tych krótkoczasowych zjawiskach. Konieczne są zatem dalsze systematyczne i długotrwałe obserwacje prowadzone z tak wysoką czasową rozdzielczością, które pozwolą lepiej i bardziej dokładne wyjaśnić procesy odpowiedzialne za generowanie szpilek.
Dr Bartosz Dąbrowski jest obecnie kierownikiem Planetarium i Obserwatorium Astronomicznego w Grudziądzu. Powyższy tekst powstał na podstawie Jego pracy doktorskiej
