Ziemia jako radioźródło w zakresie fal długich

Jan Hanasz
Ziemia radioźródłem jest… tak jak inne planety Układu Słonecznego, posiadające pole magnetyczne. To ziemskie radioźródło emituje w przestrzeń kosmiczną fale elektromagnetyczne o długości około kilometra wtedy, kiedy w obszarach podbiegunowych pojawiają się na niebie zorze polarne. Stąd nazwa — Zorzowe Promieniowanie Kilometrowe (ZPK). W literaturze angielskojęzycznej jest używany skrót AKR — Auroral Kilometric Radiation. Fale ZPK to najdłuższe fale elektromagnetyczne dostępne dla radioastronomów.

Rys. 1 Rys. 1. Po lewej: rozkład położenia źródła zorzowego promieniowania kilometrowego (ZPK) zrzutowany na jonosferę wzdłuż linii sił pola magnetycznego z dnia 1 listopada 1997 r. godz. 5:36:00 – 5:51:00 UT, otrzymany z pomiarów wykonanych za pomocą polarymetru Polrad na satelicie Interball-2 Zorzowy. Po prawej: zdjęcie zorzy polarnej sfotografowanej w ultrafiolecie z pokładu satelity Polar, otrzymane w tym samym czasie. Położenie maksimum rozkładu ZPK pokrywa się z centrum zorzy polarnej [Panchenko, 2003]
Ich częstotliwości obejmują zakres od 30 kHz (10 km) do 1 MHz (300 m). Źródła tego promieniowania znajdują się ponad obszarami zorzowymi, na wysokościach kilku promieni ziemskich, praktycznie na tych samych liniach sił pola magnetycznego, co zorze polarne świecące około 100 km ponad Ziemią. Widać to dobrze na rys. 1. Lewy panel pokazuje położenie źródła ZPK zrzutowane wzdłuż linii sił pola magnetycznego na wysokość 100 km nad Ziemią. Pokrywa się ono z położeniem zorzy polarnej na prawym panelu, sfotografowanej w tym samym czasie z satelity Polar w promieniach ultrafioletowych [Panchenko, 2003]

Odkrycie ZPK

ZPK jest bardzo silne. Jego moc szacuje się na 10 megawatów do 1 gigawata. Do zasilania tak potężnego nadajnika radiowego byłaby potrzebna elektrownia o jeszcze większej mocy. I taka elektrownia w magnetosferze istnieje. To „elektrownia wiatrowa” napędzana wiatrem słonecznym. Jego zmienne ciśnienie odkształca magnetosferę ziemską. Zmiany w ziemskim polu magnetycznym prowadzą do generacji silnych prądów oplatających magnetosferę ziemską i płynących wzdłuż zorzowych linii sił pola magnetycznego pomiędzy jonosferą a peryferyjnymi obszarami magnetosfery. To właśnie te prądy zasilają źródła ZPK.

ZPK było odkryte w roku 1965 z pokładu radzieckiego satelity Elektron 2 [Benediktow i in., 1965] przez grupę fizyków z Instytutu Badań Naukowych Radiofizyki (NIRFI) w Gorkim (obecnie Niżnyj Nowgorod). Odkrycie to pozostawało niezauważone przez kilka lat, do czasu kiedy po raz drugi promieniowanie to zostało zarejestrowne przez Donalda Gurnetta [1974] z Uniwersytetu Iowa. Jego praca zapoczątkowała okres systematycznych badań ZPK.

Osłonowe działanie jonosfery

Można zapytać: dlaczego ZPK zostało odkryte tak późno, skoro jest tak silne? To jonosfera, czyli gęsta warstwa zjonizowanego gazu, skutecznie blokuje fale z Kosmosu o częstotliwościach poniżej kilku, a czasem nawet kilkunastu MHz. Dlatego ZPK nie dociera do powierzchni Ziemi. Bez tej osłony stacje radiowe na średnich i długich falach byłyby całkowicie zagłuszone przez ZPK. Zatem ZPK daje się odbierać jedynie na sztucznych satelitach Ziemi, orbitujących wysoko ponad jonosferą.

Nietermiczne źródła ZPK

Znając całkowitą moc promieniowania i rozmiary źródeł, można oszacować temperaturę promieniowania (ang. brightness temperature). Rozmiary źródeł ZPK są tak małe (będzie o tym mowa dalej), że oszacowana temperatura promieniowania zawiera się w granicach od 1014—1020 K. Nie ma termicznych źródeł o tak wysokiej temperaturze, zatem źródła ZPK są nietermiczne. Wysoka temperatura promieniowania wymaga bardzo efektywnego procesu przemiany energii kinetycznej cząstek w energię promieniowania elektromagnetycznego. Najskuteczniejszy jest proces koherentnego promieniowania. Zatem obserwacje wskazują, że mechanizm generacji ZPK jest koherentny.

Polrad w misji Interball

Weszliśmy do klubu badaczy ZPK późno, bo dopiero w roku 1996, po Amerykanach, Kanadyjczykach, Japończykach i Francuzach. Został wtedy wprowadzony na orbitę rosyjski satelita Interball-2 Zorzowy, na którego pokładzie umieściliśmy we współpracy z fizykami z Instytutu Badań Kosmicznych RAN w Moskwie, polski radiospektropolarymetr o nazwie Polrad (POLaryzacja RADiopromieniowania) przeznaczony do badania ZPK [Hanasz i in., 1998]*). Znalazł się on na tym satelicie obok innych instrumentów służących do badania zjawisk zorzowych w magnetosferze, takich jak mierniki fal o ultraniskich i bardzo niskich częstotliwościach, czy instrumenty do pomiarów otaczającej plazmy i strumieni cząstek energetycznych. Satelita został wprowadzony na orbitę 29 sierpnia 1996 r. o apogeum na wysokości 20 000 km i nachyleniu płaszczyzny orbity względem równika 63° i dostarczał danych z naszego instrumentu do momentu wyłączenia satelity 29 stycznia 1999 r. Instrument Polrad został zbudowany w Centrum Astronomicznym im. M. Kopernika PAN, Instytucie Lotnictwa i w Centrum Badań Kosmicznych PAN z pomocą techniczną Instytutu Radiotechniki i Elektroniki RAN. Był on przeznaczony do pracy w dwóch reżimach: jako zwykły radiospektrograf do badania widma mocy ZPK oraz jako radiospektropolarymetr do pomiarów widm parametrów polaryzacji ZPK.

Widma ZPK

Rys. 2 Rys. 2. Typowe widmo zorzowego promieniowania kilometrowego (ZPK) uzyskane w dniu 16 listopada 1997 r. za pomocą radiospektrografu Polrad umieszczonego na satelicie Interball-2. Zmienność promieniowania obejmuje 6 rzędów wielkości od 10-19 do 10-13 W/(m2Hz). Częstotliwość emisji jest podana w kilohercach (kHz). Wzdłuż osi czasu są podane wysokość satelity w km (ALT), inwariantna szerokość geomagnetyczna w stopniach (InvL) i lokalny czas magnetyczny (MLT) w godzinach

Spektrogramy, w których przedstawia się gęstość mocy promieniowania w funkcji czasu i częstotliwości, dobrze oddają dynamikę zjawisk falowych. Pokazany na rys. 2 spektrogram uzyskany z pomiarów Polrada pokazuje szybką zmienność ZPK w zakresie 6 rzędów wielkości od 10-19 do 10-13 W/(m2Hz) i wybuchowy charakter tego promieniowania. Częstotliwości zarejestrowanego promieniowania są w zakresie od 50 kHz do 800 kHz, co odpowiada długościom fal od 6 km do 375 m. Dziś już wiemy, dzięki obserwacjom przeprowadzonym podczas zanurzeń satelitów Viking i FAST we wnętrzach źródeł ZPK, że promieniowanie to jest generowane na częstotliwości bliskiej częstotliwości cyklotronowej elektronów, f = eBG/(2?mc), gdzie f — częstotliwość cyklotronowa elektronów, e — ładunek elektronu, BG — natężenie pola magnetycznego w gausach, m — masa elektronu i c — prędkość światła. Opierając się na modelu ziemskiego pola magnetycznego, na przykład dipolowym, można podać wysokości źródeł emisji ZPK na każdej emitowanej częstotliwości. Dla promieniowania pokazanego na rys. 2 wysokości źródeł mieszczą się wzdłuż zorzowych linii sił pola magnetycznego w zakresie od 2000 km do 15 000 km nad Ziemią.

Nowe pomiary polaryzacji ZPK

Polrad pracował również jako spektropolarymetr. Był to pierwszy polarymetr, który zmierzył polaryzację ZPK w trzech prostopadłych płaszczyznach, wyznaczonych przez trzy w przybliżeniu prostopadłe anteny. Poprzednie polarymetry mierzyły polaryzację ZPK tylko w jednej płaszczyźnie wyznaczonej przez dwie prostopadłe anteny. Po co więc ta komplikacja? Problem polega na tym, że nie jest znane a priori położenie źródła ZPK względem satelity, a zatem nie wiadomo, pod jakim kątem pada promieniowanie na płaszczyznę polarymetru. Jeśli promieniowanie jest kołowo spolaryzowane, to polarymetr jednopłaszczyznowy zmierzy kołową polaryzację tylko wtedy, kiedy promieniowanie pada prostopadle na płaszczyznę polarymetru (tak jak w radioteleskopach). Pod innym kątem padania zmierzy polaryzację eliptyczną, a w płaszczyźnie anten zmierzy polaryzację liniową. Jeśli polarymetr zmierzy prawoskrętną polaryzację z jednej strony płaszczyzny polarymetru, to po przemieszczeniu źródła na jej drugą stronę polarymetr zmierzy lewoskrętną polaryzację. Zatem pomiary polaryzacji w jednej płaszczyźnie są niejednoznaczne i wymagają dodatkowych spekulacji co do położenia źródła, by móc określić polaryzację, w jakiej rozprzestrzenia się promieniowanie. Mimo tych trudności dotychczasowe pomiary pozwoliły stwierdzić, że ZPK rozprzestrzenia się głównie w fali nadzwyczajnej prawoskrętnej, z małą domieszką fali zwyczajnej lewoskrętnej.

Rys. 3 Rys. 3. Widma parametrów Stokesa polaryzacji ZPK uzyskane z pomiarów za pomocą polarymetru Polrad na satelicie Interball-2. I — natężenie promieniowania, Q — pierwszy parametr polaryzacji liniowej, U — drugi parametr polaryzacji liniowej, V — parametr polaryzacji kołowej. Wskaźnik YZ po lewej stronie oznacza, że pomiary były przeprowadzone za pomocą dwóch anten (YZ) prostopadłych do osi obrotu satelity skierowanej na Słońce (lewa strona rysunku). Widać, jak ruch orbitalny satelity względem źródła ZPK zmienia powoli wartość parametru polaryzacji kołowej VYZ. Po prawej stronie są pokazane widma parametrów polaryzacji Stokesa uzyskane w płaszczyźnie fali. Dominuje polaryzacja prawoskrętna (wartość parametru V ? -1, kolor granatowy) niezależnie od położenia satelity, co odpowiada rozprzestrzenianiu się fali nadzwyczajnej prawoskrętnej

Metoda pomiaru polaryzacji promieniowania w trzech prostopadłych płaszczyznach pozwala wyznaczyć rzuty rzeczywistej elipsy polaryzacji fali na każdą z trzech prostopadłych płaszczyzn i stąd określić zarówno parametry tej elipsy, jak i jej położenie w przestrzeni trójwymiarowej [Panchenko, Hanasz i Rucker, 2008]. Rys. 3 ilustruje działanie zastosowanej metody. Po lewej stronie rysunku są pokazane widma parametrów polaryzacji Stokesa uzyskane za pomocą dwóch anten (YZ) prostopadłych do osi obrotu satelity skierowanej na Słońce (IYZ — natężenie promieniowania, QYZ — pierwszy parametr polaryzacji liniowej, UYZ — drugi parametr polaryzacji liniowej, VYZ — parametr polaryzacji kołowej). Widać, jak ruch orbitalny satelity względem źródła ZPK zmienia powoli wartość parametru polaryzacji kołowej VYZ. Najpierw parametr ten ma wartość dodatnią (kolor rdzawy), następnie przechodzi w liniową (kolor zielony oznacza 0 polaryzacji kołowej), kiedy źródło znajduje się w płaszczyźnie anten, na koniec obserwujemy zmianę znaku parametru VYZ na ujemny (kolor granatowy), kiedy źródło przechodzi na drugą stronę płaszczyzny polarymetru. Widać wpływ ruchu satelity na pomiar parametrów polaryzacji. Po prawej stronie rysunku są pokazane widma parametrów polaryzacji w płaszczyźnie fali, uzyskane w wyniku pomiarów parametrów Stokesa w trzech prostopadłych płaszczyznach polarymetru (XY, YZ, i ZX). Dominuje polaryzacja prawoskrętna (wartość parametru V ? -1, kolor granatowy) niezależnie od położenia satelity. Wyznaczenie położenia elipsy polaryzacji w przestrzeni trójwymiarowej pozwala na wyznaczenie kierunku źródła (prostopadłego do elipsy polaryzacji), z którego pochodzi promieniowanie, a co za tym idzie, również i modu falowego ZPK. W tym przypadku ujemna wartość parametru V (kolor granatowy) wskazuje na to, że dominującym modem propagacji ZPK jest mod prawoskrętny nadzwyczajny. Na widmie V również chwilami są widoczne małe obszary modu lewoskrętnego zwyczajnego (kolor rdzawy). Pomiary z Interballa/Polrada wykazały, że ZPK jest całkowicie spolaryzowane kołowo i w granicach błędu nie zawiera składnika liniowej polaryzacji.

Koherencja — maser elektronowo-cyklotronowy

Jak wcześniej zauważyliśmy, obserwacje wskazują, że mechanizm generacji ZPK jest koherentny. Klasyczna teoria promieniowania mówi, że wirujący w polu magnetycznym elektron wypromieniowuje falę elektromagnetyczną prawoskrętnie spolaryzowaną na częstotliwości cyklotronowej (fce = eBG/(2?mc). Jeśli koncentracja elektronów w plazmie jest duża, to na skutek licznych zderzeń każdy elektron wiruje niezależnie od sąsiada, a więc niekoherentnie. Jeśli liczba elektronów w źródle jest M i każdy elektron wypromieniuje falę o mocy P = E × H, to sumaryczna moc wypromieniowana z takiego niekoherentnego źródła wyniesie MP. Jeśli zaś koncentracja elektronów w źródle jest mała, tak mała, że częstotliwość plazmowa

wzór 1

(gdzie N — koncentracja elektronów), to elektrony mają dość czasu między zderzeniami, by uzgodnić między sobą fazy. Ten zgodny ruch wirowy elektronów w polu magnetycznym powoduje, że całe źródło oscyluje koherentnie, bo sumują się amplitudy pola elektrycznego i magnetycznego fal, a moc wypromieniowana (?E)×(?H) = M2P jest wtedy M-krotnie większa, niż moc wypromieniowana z niekoherentnego źródła. Ten niezwykle wydajny proces przemiany energii kinetycznej elektronów w energię fal elektromagnetycznych nosi nazwę masera elektronowo-cyklotronowego i został zaproponowany przez Wu i Lee w 1979 r. dla wyjaśnienia intensywnego promieniowania ZPK.

Warunki w źródle ZPK

Rys. 4 Rys. 4. Schemat struktury źródła zorzowego promieniowania kilometrowego (ZPK) (obszar najbardziej zaczerniony). Linie ciągłe są konturami jednakowego potencjału. Spadek potencjału może wynosić nawet 10 kV. Poprzeczne pola elektryczne Eobs mają duże amplitudy. Linie przerywane oznaczają linie sił pola magnetycznego. Kierunki prądów podłużnych są oznaczone przez J, wiązki przyspieszonych elektronów wysypujących się do jonosfery przez e-, wiązki jonów przyspieszonych w górę przez i+ (wg Erguna i in., 2000)

Czy w źródłach ZPK warunek, by częstotliwość plazmowa była znacznie niższa niż częstotliwość cyklotronowa elektronów, fpe ? fce, jest spełniony? Obserwacje z Vikinga i FAST-a wskazują, że tak. Satelity te od czasu do czasu zanurzały się w źródłach ZPK i mierzyły wewnątrz nich koncentrację elektronów, pola elektryczne i magnetyczne i ich drgania wzdłuż i w poprzek linii sił pola magnetycznego, a także widma energetyczne strumieni elektronów i jonów. Obserwacje te pokazały, że obszar źródła ZPK jest wnęką plazmową o szerokości kilkudziesięciu kilometrów, zawierającą bardzo rozrzedzoną gorącą plazmę, z której pod wpływem skierowanego w górę silnego pola elektrycznego, około 100 mV/m, została wymieciona zimna plazma do tego stopnia, że warunek fpe ? fce jest spełniony. To silne pole elektryczne przyspiesza elektrony i jony do energii od 1 do 10 keV (rys. 4), elektrony w kierunku Ziemi (e-), a jony (i+) w górę, od Ziemi. Sprawcą rozsunięcia ładunków jest silny prąd płynący w górę wzdłuż linii sił pola magnetycznego (na rys. 4 strzałka J skierowana w górę), zaindukowany przez wcześniej wzmiankowaną „elektrownię wiatrową”.

Jak powstaje ZPK?

Kiedy przyspieszony elektron zbliża się do Ziemi, wiruje w coraz silniejszym polu magnetycznym po spirali, której zwoje się zagęszczają, co powoduje, że składnik prędkości prostopadły do pola magnetycznego znacznie przewyższa składnik prędkości równoległy do niego (wzór 2).

Elektron ten emituje falę elektromagnetyczną na przesuniętej relatywistycznie częstotliwości cyklotronowej elektronów (częstotliwości wirowania elektronów w polu magnetycznym):

wzór 3

W tym wzorze ? jest kątową częstotliwością emitowanej fali, ?ce jest kątową częstotliwością cyklotronową elektronu w spoczynku, v jest prędkością rezonansową elektronu o składowych wzór 4 i wzór 5, równoległej i prostopadłej do otaczającego pola magnetycznego, wzór 6 liczbą falową.

Rys. 5 Rys. 5. Przykład podkowiastego rozkładu prędkości i jego ewolucja (poziomo — prędkości równoległe do pola magnetycznego, pionowo — prędkości prostopadłe do pola magnetycznego). Rozkład ten powstaje na skutek przyspieszania elektronów w polu elektrycznym wzdłuż pola magnetycznego (strzałka pozioma w prawo), następnie na skutek ruchu elektronów w coraz silniejszym polu magnetycznym składnik prostopadły (perp. velocity) prędkości rośnie (strzałka łukowata) kosztem składnika poziomego. Na koniec składnik prostopadły traci energię na rzecz wzmacnianych fal elektromagnetycznych (strzałki pionowe w dół)

Obszar zorzowy jest prawie bez przerwy bombardowany przez przyspieszone elektrony. Łącznikiem między nimi są fale elektromagnetyczne. Te elektrony, których energia jest większa, przekazują za pomocą fal jej nadmiar tym, których energia jest mniejsza. W ten sposób energia elektronów w wiązce nie tylko się wyrównuje, ale także ich ruch wirowy staje się zgodny w fazie — wiązka staje się koherentnym źródłem promieniowania elektromagnetycznego. Elektrony tracą energię kinetyczną na rzecz emitowanych fal, zatem potrzebny im jest dopływ nowej energii. Rolę „dopełniacza” spełniają obecne w obszarze zorzowym silne pola elektryczne (~100 mV/m) skierowane w górę, które uzupełniają utraconą na promieniowanie elektromagnetyczne energię elektronów pędzących po gęstniejącej spirali w dół, wzdłuż rosnącego pola magnetycznego. Przyspieszanie elektronów w kierunku rosnącego pola magnetycznego wytwarza specyficzny rozkład prędkości elektronów o kształcie podkowy (rys. 5). Pomiary energii elektronów wewnątrz źródeł ZPK wskazują na to, że źródłem energii fal jest właśnie podkowiasty rozkład prędkości elektronów [Ergun i in., 2000]. Rys. 5 pokazuje przykład takiego rozkładu prędkości i jego ewolucję (wzór 4, wzór 5). Najpierw elektrony ulegają przyspieszeniu w polu elektrycznym wzdłuż pola magnetycznego (strzałka pozioma w prawo), następnie na skutek ruchu elektronów ku Ziemi w coraz silniejszym polu magnetycznym składnik prostopadły (wzór 5) prędkości rośnie (strzałka łukowata) kosztem składnika poziomego. Na koniec składnik prostopadły traci energię na rzecz wzmacnianych fal elektromagnetycznych (strzałki pionowe w dół). Teoria masera cyklotronowego wyjaśnia najważniejsze cechy ZPK: to, że jest ono emitowane koherentnie w pobliżu lokalnej częstotliwości cyklotronowej elektronów fce, że jest ono kołowo prawoskrętnie spolaryzowane w modzie nadzwyczajnym, i to, że ma ogromną moc emitowanego promieniowania odpowiadającą bardzo wysokiej temperaturze promieniowania od 1014 do 1020 K.

Subtelna struktura ZPK

Rys. 6 Rys. 6. Widmo dynamiczne dryfujących wybuchów ZPK, tzw. „stria”, obserwowane z satelity SC2 Cluster 24 września 2007 r. o godz. 9.48.00 UT (Dzięki uprzejmości Joelene Pickett z Uniwersytetu Iowa)

Obserwacje prowadzone w ostatnich latach z dużą zdolnością rozdzielczą w czasie i częstotliwości z satelitów Polar, Interball i Cluster ukazały całe bogactwo struktur widmowych ZPK. W większości są to wąskopasmowe struktury, dryfujące po widmie częstotliwości wolniej lub szybciej, w górę i w dół, trwające czasami po kilka minut. Niewiele o nich wiemy. Skoncentrujmy się więc tylko na jednym, lepiej zbadanym rodzaju subtelnej struktury ZPK, tzw. „dryfujących szpilkach”, w literaturze znanych jako „stria bursts” [Mutel, 2006]. Przykład ich widma dynamicznego uzyskanego z satelity Cluster jest pokazany na rys. 6. Pasmo pojedynczej szpilki jest niezwykle wąskie. Jego szerokość zmierzona na poziomie połowy maksymalnej mocy wynosi około 20 Hz, co odpowiada pionowemu rozmiarowi źródła < 1 km. Tak małe źródła emitują fale, których długości są porównywalne z ich rozmiarem. Dryf szpilek po częstotliwości jest z reguły ujemny (tzn. od wyższych ku niższym częstotliwościom) i jest spowodowany ruchem źródełek z dołu do góry. W pokazanym przykładzie źródełka dryfują w czasie około 10 s z wysokości 8500 km na wysokość 11 000 km nad Ziemią, z prędkością około 250 km/s. Inne spektrogramy wykazują dryfy źródeł w zakresie od 50 do 350 km/s. W tych małych źródełkach w ciągu 10 s maser elektronowo-cyklotronowy bardzo efektywnie przemienia energię kinetyczną elektronów w energię elektromagnetyczną fal ZPK.

Solitarne dziury jonowe?

Czym mogą być źródełka, w których koncentruje się duża energia? Niedawno Mutel [2006] skojarzył je z solitarnymi (solitonopodobnymi) dziurami jonowymi obserwowanymi z satelity FAST. W obszarze zorzowym FAST przenikał przez bardzo małe solitarne struktury silnego ujemnego pola elektrycznego o amplitudzie nawet do 400 mV/m i rozmiarach około 3 km, poruszających się w górę z prędkościami 200 do 400 km/s. Struktury solitarne, znane również jako dziury jonowe, są drobnoskalowymi (~1 km) obszarami o negatywnym potencjale elektrycznym. Są one widoczne w satelitarnych danych pola elektrycznego jako bipolarne struktury równoległego pola elektrycznego o amplitudach od 10 do 500 mV/m i skalach czasowych 3 do 10 ms. Zarówno ich rozmiary, jak i prędkości są podobne do rozmiarów i prędkości źródełek generujących „stria”. W takich strukturach elektrony doznają silnego przyspieszenia. Mutel sugeruje, że poruszające się w górę solitarne dziury jonowe mogą wytwarzać wąskopasmowe szpilki ZPK. Obserwacje z Clustera i FAST-a wskazywałyby więc na to, że maser elektronowo-cyklotronowy może znaleźć dogodne warunki do generacji ZPK w solitarnych dziurach jonowych. Trzeba to udokumentować za pomocą symulacji numerycznych i bezpośrednich obserwacji. Zorzowy obszar źródła ZPK może składać się w istocie z licznych małych, ale bardzo wydajnych źródełek ZPK.

Maser elektronowo-cyklotronowy w astrofizyce

Tylko w otoczeniu Ziemi są możliwe do przeprowadzenia bezpośrednie pomiary in situ plazmy, cząstek i fal bezpośrednio we wnętrzu źródeł ZPK, potrzebne do określenia warunków, w jakich może działać mechanizm elektronowego masera cyklotronowego. Takich możliwości nie mają astronomowie, którzy wnioskują o warunkach panujących w źródłach promieniowania tylko na podstawie widma fal elektromagnetycznych. Dzięki obserwacjom w otoczeniu Ziemi maser elektronowo-cyklotronowy został względnie dobrze udokumentowany jako mechanizm generacji ZPK. Obserwacje wąskopasmowych i krótkotrwałych wybuchów promieniowania radiowego Jowisza i Saturna potwierdziły, że mechanizm ten działa również i w magnetosferach innych planet posiadających pole magnetyczne, również w magnetosferach Neptuna i Urana. Można więc przypuszczać, że maser elektronowo-cyklotronowy działa wszędzie tam, gdzie występuje dostatecznie silne pole magnetyczne. Najbliższym kandydatem jest Słońce. Potem przyjrzymy się też gwiazdom rozbłyskowym.

Rys. 7 Rys. 7. Widmo dynamiczne szpilek radiowych obserwowanych w koronie słonecznej 30 października 2001 r. za pomocą 15-m radioteleskopu UMK w Piwnicach. Początek obserwacji godz. 12:20:27 UT. Natężenie promieniowania pokazano w jednostkach względnych. Szpilkę oznaczoną strzałką pokazano we wkładce (Dąbrowski, teza doktorska 2006)

Tematem pracy doktorskiej Bartosza Dąbrowskiego obronionej na UMK w roku 2006 były „Krótkoczasowe zjawiska radiowej aktywności Słońca”. Praca dotyczyła szpilek radiowych (ang. spikes), znanych od lat 60. ubiegłego wieku. Ale obserwacje Dąbrowskiego wykonane 15-metrowym radioteleskopem w Piwnicach charakteryzowały się niespotykaną dotąd rozdzielczością w czasie 78 mikrosekund i dużą rozdzielczością w częstotliwości (rys. 7). W pracy znajdujemy liczne przykłady dryfujących po częstotliwości szpilek słonecznego promieniowania radiowego w zakresie obserwacji od 1352 do 1490 MHz. Uderza podobieństwo struktur widmowych dryfujących w koronie słonecznej i w magnetosferze ziemskiej (por. z rys. 6). W obu przypadkach szpilki wędrują od wyższych ku niższym częstotliwościom, co odpowiada unoszeniu się źródeł z dołu do góry. W obu przypadkach promieniowanie jest na ogół spolaryzowane prawoskrętnie w modzie nadzwyczajnym [szpilki słoneczne: Güdel i Zlobec, 1991], w obu przypadkach moc promieniowania jest bardzo duża i w obu przypadkach krótkie czasy trwania i wąskopasmowy charakter szpilek wskazują na małe rozmiary ich źródeł. Zatem można wnioskować, że również i wewnątrz korony słonecznej działa maser elektronowo-cyklotronowy, co sugerował Dulk już w roku 1985. Dryf źródeł w koronie oszacowany z dryfu po częstotliwości wynosi dla przypadku z rys. 7 2,3×104 km/s.

Można przypuszczać, że maser elektronowo-cyklotronowy może generować emisję radiową w każdym obiekcie astrofizycznym, w którym spełnione są dwa warunki: 1 — elektrony energetyczne wysypują się do obszaru o rosnącym polu magnetycznym (butelki magnetycznej) i 2 — gęstość plazmy jest bardzo mała, co oznacza, że stosunek częstotliwości plazmowej do cyklotronowej, fpe/fce jest dostatecznie mały.

Rys. 8 Rys. 8. Subtelna struktura widma dynamicznego gwiazdy AD Leonis podczas wybuchu emisji radiowej w dniu 9 kwietnia 2005 r. godz. 01.15.41,5 UT, zaobserwowana za pomocą 300-m radioteleskopu Arecibo w zakresie fal od 1120 do 1220 MHz. Widmo obejmuje interwał czasu 0,75 s, rozdzielczość czasowa 1 ms. Zauważmy szybko dryfujące struktury „stria” (Osten i Bastian, 2008)

Wśród obiektów astrofizycznych, które mogą być kandydatami na masera elektronowo-cyklotronowego, na szczególną uwagę zasługują gwiazdy rozbłyskowe (ang. flare stars), ponieważ charakteryzują się nagłymi i silnymi wybuchami emisji radiowej. Faza wzrostu tych wybuchów jest bardzo krótka, co oznacza, iż źródła mają bardzo małe rozmiary (oszacowany rozmiar = prędkość światła razy czas wzrostu). Należą do nich czerwone karły typu M, nazywane także gwiazdami zmiennymi UV Ceti. Charakteryzują się one niezwykle silnymi rozbłyskami podobnymi do rozbłysków słonecznych. Wybuchy te są wynikiem przyspieszania cząstek w aktywnych magnetycznie obszarach korony gwiazdowej. Najbliższa z nich AD Leonis (4,9 parseków) — gwiazda karłowata późnego typu dM3e — była obserwowana z dużą zdolnością rozdzielczą zarówno w czasie, jak i częstotliwości za pomocą 300-m radioteleskopu w Arecibo przez Osten i Bastiana [2008]. Podczas jednego z wybuchów zarejestrowali oni subtelną strukturę widmową o 100% polaryzacji kołowej, pokazaną na rys. 8, przypominającą dryfujące szpilki obserwowane w magnetosferze ziemskiej i w koronie słonecznej. Dryf szpilek ku niższym częstotliwościom oznacza, że źródła unoszą się w koronie gwiazdowej w górę, z prędkością 6×104 km/s. Ich rozmiary oszacowane z czasu trwania szpilek 2 ms są < 600 km, a temperatura promieniowania TB> 1014 K. Zatem obserwacje wskazują na to, że wybuchowe promieniowanie radiowe gwiazdy AD Leonis jest produkowane przez koherentny mechanizm elektronowego masera cyklotronowego.

Subtelna struktura widm wybuchowego promieniowania radiowego innych gwiazd późnych typów nie jest jak dotąd znana. Ale ich wybuchy są znacznie silniejsze, niż się spodziewano. Można więc przypuszczać, że wybuchy emisji radiowej tych gwiazd są generowane tak jak w AD Leonis, przez ten sam mechanizm masera cyklotronowego, a zatem mogą mieć podobną subtelną strukturę widma dynamicznego. By to stwierdzić, potrzebny jest czas obserwacyjny na dużych radioteleskopach.

Emisja radiowa planet spoza układu słonecznego

Silne promieniowanie radiowe planet Układu Słonecznego spowodowane koherentną emisją masera cyklotronowego stwarza nadzieję na znalezienie radiowo aktywnych planet poza nim. Na początek poszukiwania będą się koncentrowały wokół planet olbrzymich podobnych do Jowisza, zapewne posiadających silne pole magnetyczne. Takie planety mogą emitować intensywne promieniowanie radiowe w zakresie częstotliwości do kilkudziesięciu megaherców. Dotychczasowe próby odkrycia promieniowania radiowego planet pozasłonecznych pokazały jedynie, że nawet największe instrumenty istniejące obecnie na świecie nie mają czułości wystarczającej dla tego rodzaju poszukiwań. Choć według niektórych oszacowań (np. Griessmeier, Zarka, Spreeuw, 2007) promieniowanie radiowe planet pozasłonecznych powinno dać się zaobserwować za pomocą będącego w budowie radiointerferometru LOFAR (Low Frequency Array).

Podsumowanie

Dzięki lokalnym pomiarom plazmy i cząstek energetycznych (in situ) podczas przecinania przez satelitę wnętrza ziemskich źródeł ZPK, został względnie dobrze zbadany niezwykle wydajny mechanizm elektronowego masera cyklotronowego, który generuje promieniowanie radiowe ZPK i zostały względnie dobrze określone warunki, w których może on działać. Unikalne obserwacje polaryzacji ZPK przeprowadzone za pomocą polarymetru Polrad pozwoliły na wyznaczenie polaryzacji Stokesa ZPK w przestrzeni trójwymiarowej. Wynika z nich, że jest ona całkowicie kołowa, co zgadza się z teorią masera elektronowo-cyklotronowego. Obserwacje fal radiowych innych planet, korony słonecznej i wybuchowego promieniowania gwiazd wskazują na to, że mechanizm ten występuje również w innych obiektach astrofizycznych i dobrze tłumaczy wysokie temperatury promieniowania obserwowanych obiektów astrofizycznych. Koherentny mechanizm masera elektronowo-cyklotronowego jest najwydajniejszym znanym procesem generacji promieniowania radiowego, za pomocą którego można wytłumaczyć temperatury promieniowania TB > 1014 do 1020 K. Subtelna struktura szpilek radiowych dryfujących ku niskim częstotliwościom (tzw. „stria”), wykryta najpierw w zorzowym promieniowaniu kilometrowym Ziemi, potem w koronie słonecznej, a ostatnio również i w koronie gwiazdy rozbłyskowej późnego typu AD Leonis wskazuje na to, że mechanizm elektronowo-cyklotronowego masera może znaleźć szerokie zastosowanie również w obiektach astrofizycznych, w których temperatury promieniowania są ekstremalnie wysokie.

Profesor Jan Hanasz jest jednym z pionierów polskich badań kosmicznych, specjalistą fizyki kosmicznej, współtwórcą aparatury dla satelity „Kopernik 500” w 1973 r. i instrumentu Polrad dla satelity Interball-2 wprowadzonego na orbitę w 1996 r. Przez kilka dziesięcioleci pracował w CAMK-u, a obecnie pracuje w Centrum Badań Kosmicznych PAN

(Źródło: „Urania — PA” nr 3/2009)