Promieniowanie radiowe Słońca zaobserwowano po raz pierwszy już ponad 30 lat temu, w czasie II wojny światowej, a to w związku z zakłóceniami w pracy radarów wojskowych. Odkrycie to dało początek nowej i potężnej metodzie badania zewnętrznych warstw Słońca. Gwałtowny rozwój radioastronomii słoneczej następuje wkrótce po wojnie na skutek postępu w technikach instrumentalnych. Równolegle dokonuje się wielki postęp w zakresie interpretacji obserwacji. I tak, dzisiejszy stan wiedzy o falach w plazmie oparty jest w głównej mierze o teorie zbudowalne dla wyjaśnienia mechanizmu emisji fal radiowych w atmosferze Słońca.

Z własności fizycznych atmosfery Słońca wynika, że im wyższa jest częstotliwość promieniowania radiowego, w tym głębszych jej warstwach może być ono generowane. Osiągnięcia ostatnich lat pozwoliły rozszerzyć dostępne do badań pasmo fal radiowych prawie do 20 oktaw — od ok. 300 GHz do kilkuset kiloherców — co umożliwia badanie atmosfery Słońca na całej jej głębokości — od chromosfery do zewnętrznych warstw korony — przy pomocy technik radiowych.

To, że radioastronomia Słońca nie jest „sztuką dla sztuki", wyczerpująco pokazały dotychczasowe doświadczenia. Intensywne badania podczas Międzynarodowego Roku Geofizycznego 1957–58 i późniejsza ich kontynuacja wykazały bezpośredni związek między aktywnością Słońca i zaburzeniami w otoczeniu Ziemi. Jasnym stało się też, że cały obszar w otoczeniu układu Ziemia-Słońce jest w rzeczywistości fizycznie jednym wielkim systemem. Skutki aktywności Słońca propagują się poprzez koronę, przestrzeń międzyplanetarną, magnetosferę Ziemi do jej powierzchni przez jonosferę i neutralną atmosferę. Bezpośrednim wyrazem tych skutków są np. zakłócenia w łączności radiowej w czasie wzmożonej aktywności Słońca. Od momentu wyjścia człowieka poza atmosferę ziemską sprawą wielkiej wagi stało się unikanie niebezpieczeństwa powstającego w wyniku silnych wybuchów promieniowania X, nadfioletowego i emisji cząstek. Istnieją częste sugestie i spekulacje na temat wpływu aktywności Słońca na wiele zjawisk na Ziemi, m.in. pogody i zmian klimatycznych. Ciągłe badania neutralnej atmosfery na wysokościach kilkudziesięciu kilometrów mogą dostarczyć dowodów na takie wpływy.

Nie ulega jednak żadnej wątpliwości istnienie potrzeby prognozowania aktywności Słońca w ogóle i pewnych zjawisk z tym związanych w szczególności. Przy obecnym stanie wiedzy jest to zagadnienie niezwykle trudne. O trudnościach świadczą wypowiedzi niektórych z najwybitniejszych znawców tego zagadnienia, stwierdzających, że być może jest to w ogóle niemożliwe. Aktualne wysiłki w tym kierunku opierają się zarówno na obserwacjach jak i na teorii. Obserwowane korelacje wskazują wiele możliwych zastosowań metod radiowych do przewidywania zjawisk słonecznych, a zatem związalnych z nimi zjawisk geofizycznych. Oto kilka przykładów. Krótkoterminowe prognozy występowania rozbłysków można opracowywać na podstawie obserwacji na falach centymetrowych, wskazywanie na możliwość pojawienia się zjawisk protonowych jest możliwe z analizy widm mikrofalowych, a promieniowanie mikrofalowe i wybuchy typu III na falach metrowych dostarczają informacji o możliwości wystąpienia wzmożonej emisji słonecznego promieniowania X. Pomiary wybuchów na falach metrowych dostarczają też jednej z metod badania koronalnych fal uderzeniowych, pól magnetycznych i strumieni cząstek.

Niedawne osiągnięcia w technikach obserwacyjnych pozwalają sądzić, że te najbardziej podstawowe dane obserwacyjne istnieją w próbkach zbyt małych, aby możliwe było podjęcie prób prognozowania „kosmicznej pogody" na podstawie metod statystyczych. Drogą do osiągnięcia sukcesu na tym polu jest zakrojona na szeroką skalę skoordynowana międzynarodowa współpraca wielu ośrodków badawczych, obejmująca swym zasięgiem różne dyscypliny nauki. Koordynacją badań Słońca, zbieraniem i opracowywaniem wyników obserwacji, zajmują się obecnie trzy Światowe Centra Danych (World Data Centres): w USA (Boulder, WDC–A), w ZSRR (Moskwa, WDC–B) i w Japonii (Toyokawa, WDC–C). Zebrane wyniki są systematycznie publikowane w specjalnych biuletynach; są to Solar-Geophysical Data, Solnecznyje Dannyje i Quarterly Bulletin on Solar Activity.

W pierwszych latach systematycznych obserwacji radiowych Słońca mierzono tylko całkowity strumień na mikrofalach i falach metrowych (preferowano wówczas pasma 3000 i 200 MHz). Wkrótce jednak okazało się, że dynamika widma zjawisk niezwykłych jest zbyt skomplikowana, aby mogła być dostatecznie dobrze odzwierciedlona przebiegami zaobserwowanymi tylko na dwóch pasmach. Obecnie panuje tendencja, aby stworzyć taką sieć stacji, by zapewniła ciągłość obserwacji przez całą dobę, pokrywając przedział wysokich częstotliwości w wąskich pasmach (tzw. single-frequency) w rozsądnych odstępach częstotliwości. W zakresie fal dekametrowych i decymetrowych najważniejszą rolę odgrywają obserwacje widmowe (spektralne), natomiast wąskopasmowe służą do kalibracji intensywności promieniowania w tych pierwszych. Uzupełnieniem o ciągle rosnącej wadze tych podstawowych obserwacji są badania z wysoką rozdzielczością kątową (interfrometryczne i heliograficzne) oraz pomiary polaryzacji promieniowania.

Gdyby Słońce promieniowało jako źródło termiczne, wówczas odbierany strumień powinien zmieniać się z częstotliwością zgodnie z prawem Plancka. Widmo w zakresie widzialnym rzeczywiście pokrywa się z krzywą Plancka dla ciała doskonale czarnego o temperaturze ok. 6000 K. Jednakże dla fal radiowych, już dłuższych od 1 cm, gęstość odbieranego strumienia jest wyższa niż spodziewana, a nadwyżka osiąga maksimum na falach metrowych, odpowiadając promieniowaniu ciała czarnego o temperaturze rzędu miliona stopni Kelvina. W czasie wzmożonej aktywności plamotwórczej równoważne temperatury Słońca osiągają wielokrotnie wyższe pułapy. W promieniowaniu radiowym Słońca wyróżnia się zwykle dwa podstawowe składniki: składnik odpowiadający tzw. spokojnemu Słońcu oraz pewna nadwyżka pochodząca z lokalnych centrów aktywnych. Pod tą ostatnią nazwą rozumie się pewne obszary atmosfery Słońca, w których występują silne pola magnetyczne a ciśnienie magnetyczne przewyższa ciśnienie gazów. Centra aktywne występują najliczniej w strefach plam słonecznych, między szerokościami heliograficznymi 10° ÷ 30° na obu półkulach. Wykazują one wielką rozmaitość zjawisk rozciągających się swymi skutkami na całe widmo fal elektromagnetycznych. Wśród nich wyróżnia się zjawiska wolnozmienne o czasie życia porównywalnym z życiem centrum (od kilku godzin do kilku miesięcy) — jak np. plamy, plaże czy kondensacje koronalne, oraz szybkozmienne, z których większość jest stowarzyszona z rozbłyskami będącymi niewątpliwie najefektowniejszymi ze zjawisk słonecznej aktywności.

Całokształt aktywności Słońca charakteryzuje skomplikowana zmienność w czasie. Najbogatszy materiał obserwacyjny dotyczy ilości plam słonecznych. Niedawno badania zurychskich danych z lat 1700–1969 przeprowadzone przez Cole'a (1973) wykazują istnienie okresowości o długości od 88 do 5,75 lat, z których wyróżnia się dobrze znany cykl 11,1-letni jako najwyraźniejszy, i 10,45-letni, chociaż o mniejszej amplitudzie, ale uważany za podstawowy albo za nośnik perturbacji różnic w cyklach plam słonecznych (Covington, 1974, sugeruje że ten właśnie okres ujawnił się na fali 10,7 cm w Ottawie jako odstęp między minimami strumieni dziennych w styczniu 1954 i lipcu 1964 r.).

Rys. 1. Wygładzony przebieg obserwowanych strumieni promieniowania Słońca na częstotliwościach 1000 i 127 MHz w 19 i 20 cyklu aktywności.

Ilustracją przebiegu aktywności Słońca w zakresie radiowym jest załączony rysunek, przedstawiający wygładzone średnie miesięczne strumienie na częstotliwości 1000 MHz, pochodzące z obserwatorium w Toyokawie oraz wyniki toruńskie na fali 2,36 m (127 MHz). Wygładzanie zostało wykonane przez splot średnich miesięcznych z 24 punktami rozkładu normalnego o efektywnej szerokości 6 (TYKW — Toyokawa) i 12 miesięcy (TORN — Toruń). Mimo że obserwacje nie obejmują całego 19 cyklu, łatwo zauważyć, że wysokość cyklu 20 jest mniejsza niż 19. Różnicę tę często wiąże się ze wspomnianym już 88-letnim okresem nieregularnych zmian aktywności Słońca. Ani przyczyny fizyczne, ani znaczenie statystyczne takich zmian nie są znane. Wewnątrz 11-letniego cyklu aktywności Słońca występują liczne zmiany średniego poziomu. Zarówno pod względem ilości plam, gęstości strumienia na falach radiowych, czy ilości rozbłysków, obserwuje się dość dobrze skorelowane w czasie fluktuacje, wpływające głównie na poziom aktywności Słońca w określonym odcinku czasu. W 1970 r. Dodson i Hedeman znaleźli pewne regularności występowania tych fluktuacji w cyklach 19 i 20 (do 1969 r.). Okazuje się, że tzw. pierwotne zmiany aktywności występują co 8–17 obrotów Słońca (średnio co 15 obrotów, tzn. ok. 13 miesięcy). Są one dobrze widoczne na przedstawionym rysunku. Fluktuacje zwane wtórnymi obserwuje się w odstępach 3–5 obrotów Słońca.

Radiowe widmo promieniowania Słońca spokojnego charakteryzuje nierównomierny, ale stały wzrost strumienia ze wzrostem częstotliwości, który osiąga gęstość ok. 500 jednostek słonecznych (1 su = 10^–22 W/m²/Hz) na częstotliwości 15 GHz. Dynamika zjawisk natomiast jest największa na niskich częstotliwościach (fale metrowe i dekametrowe). Tak np., na częstotliwościach rzędu 100 MHz, gdzie gęstość strumienia spokojnego Słońca wynosi kilka jednostek, nie należą do rzadkości wybuchy o gęstości rzędu 100000, a średnie dzienne — rzędu 1000 jednostek. Mały strumień na wielolkrotnie przewyższającym go tle pochodzącym z otoczenia i promieniowania Galaktyki, duża dynamika zjawisk i brak wypracowanych metod systematycznych kalibracji absolutnych na falach metrowych i dłuższych sprawiają, że obserwacje Słońca typu single-frequency w tym zakresie ciągle należą do najtrudniejszych. W tej sytuacji obserwacje polskie, prowadzone w Toruniu na częstotliwości 127 MHz, są jednym z niewielu na świecie stosunkowo długim ciągiem danych. I chociaż zebrane wyniki wymagają pewnych korekt możliwych do wprowadzenia po wieloletnich doświadczeniach i mimo nie najwyższej czułości i stabilności stosowanych systemów odbiorczych, m.in. dzięki zastosowaniu do kalibracji tych samych radioźródeł o znanych strumieniach (Cas A i Cyg A), uzyskano dość jednolity materiał obserwacyjny, stanowiący istotny wkład do światowego programu badania aktywności Słońca. Gruba analiza przebiegu strumienia w cyklach 19 i 20 na 127 MHz wskazuje na występowanie wyraźnych wtórnych maksimów — znanych np. ze zliczeń plam. Jest to potwierdzenie rozważań prowadzonych jeszcze przed ostatnim makisimum (np. Kus, 1968). Można także zauważyć podobne przesunięcie minimum z roku 1964 na 1965. Czy nie jest to efekt instrumentalny pokażą najbliższe miesiące, gdyż według przewidywań z danych na wyższych częstotliwościach nowy 21 cykl aktywności Słońca miał się rozpocząć w styczniu–marcu br. (Covington, 1974 i Cole, 1973). Obecnie już wiadomo, że na falach radiowych minimum nie wystąpiło do końca maja, a z przebiegu średnich miesięcznych można wnioskować, że nastąpi prawdopodobnie w okresie czerwiec–sierpień 1975 r., przy założeniu, że strumień w minimum osiągnie ten sam poziom, co w minimum sprzed 11 lat.

Powyższe, z konieczności fragmentaryczne informacje zostały zaczerpnięte z licznych już dzisiaj opracowań dotyczących radioastronomii Słońca, poszerzonych o wieloletnie doświadczenia Zakładu Radioastronomii Uniwersytetu M. Kopernika w Toruniu. Czytelników pragnących bliżej zapoznać się z tą szybko rozwijającą się dziedziną nauki, odsyłamy do literatury. Szczególnie polecamy następujące dwie pozycje:

M. R. Kundu Solar Radio Astronomy, Wiley Interscience, New York 1965.

P. S. McIntosh, M. Dryer (wydawcy) Solar Activity — Observations and Predictions, MIT Press, Cambridge (USA) — London 1972.

W niniejszej pracy wykorzystano ponadto nast. materiały:

A. Kus, Postępy Astronomii, 1968, 4.

H. W. Dodson, E. R. Hedeman, IUC STP Symposium, Leningrad, May 1970.

T. W. Cole, Solar Physics, 1973, 30, 111.

A. E. Covington, Journ. of the R. Astr. Soc. of Canada, 1974, 68, 31.

Instruction Manual for Monthly Report, ICSU-STP-IAU WDC-C2 for solar radio emission, Toyokawa 1974.

Complete Summary of Daily Solar Radio Flux, Toyokawa 1975.

Monthly reports of daily solar radio flux at 9400, 3750, 2000 and 1000 MHz, Toyokawa, January-May 1975.