Pierwszy znak nowego cyklu aktywności magnetycznej Słońca

263 lata temu, w lutym 1755, rozpoczął się pierwszy cykl aktywności słonecznej. Tak naprawdę, to Słońce było aktywne także wcześniej, ale od tego momentu rozpoczęliśmy numerowanie kolejnych cykli. Zmiany aktywności widoczne są w liczbie plam na fotosferze słońca. Plamy to obszary, w których następuje wypływ pola magnetycznego wędrującego z głębszych warstw Słońca. W miejscach wypływu obserwuje się obszary nieco chłodniejsze niż otoczenie, słabiej świecące, które wydają się prawie czarne.

Na początku cyklu plam jest niewiele i pojawiają się głównie na dużych szerokościach heliograficznych. Wraz z upływem czasu rejestrujemy ich coraz więcej, jednocześnie obszar pojawiania się plam przesuwa się systematycznie w kierunku równika słonecznego. Po osiągnięciu maksimum następuje powolne zmniejszanie się liczby plam. Zwykle koniec cyklu charakteryzuje się tym, że widzimy plamy starego cyklu w okolicy równika słonecznego ale w obszarach dużych szerokości heliograficznych pojawiają się plamy nowego cyklu.

Całość opisanych zmian trwa około 11 lat. Każdy cykl jest nieco inny. Maksima różnią się liczbą widocznych plam, podobnie jak minima. Nieraz minimum może być bardzo głębokie. Możemy wtedy nie zobaczyć plam nawet przez kilka miesięcy. Ostatni raz taka sytuacja miała miejsce w 2008 r., kiedy obserwowaliśmy najgłębsze minimum aktywności Słońca od ponad 100 lat. Niektórzy zaczęli wieszczyć wejście w wieloletni okres braku aktywności, który mógłby mieć dramatyczne skutki dla naszego klimatu, podobnie jak miało to miejsce w czasie minimum Maundera (druga połowa XVII w.). Zimy w Europie były wtedy wyjątkowo srogie, co zostało upamiętnione w wielu źródłach historycznych, które wspominają choćby o traktach prowadzonych przez zamarzniętą Zatokę Fińską, na których można było wymienić konie znajdując się kilkadziesiąt kilometrów od lądu.

Nic dziwnego, że astronomowie czekali na plamy nowego cyklu z niecierpliwością. Dziś możemy ogłosić: Ufff! Nowy cykl nieśmiało daje o sobie znać! W najnowszym RHESSI nuggets pojawiła się właśnie informacja o obserwacji plamy nowego cyklu. 

Ta plama jest mała. Tak mała, że trudno ją zobaczyć na monitorze bez powiększania obrazu. Ma jednak cechę, która pozwala jednoznacznie stwierdzić jej przynależność do dwudziestego piątego cyklu aktywności. Pole magnetyczne w okolicy plamy ma pewien charakterystyczny rozkład. W wielkim skrócie chodzi o to, że plamy wykazują zawsze dwubiegunowość. Dodatkowo bieguny magnetyczne ustawiają się w danym cyklu, na danej półkuli Słońca, zawsze w tym samym porządku. Na przykład najpierw wędruje biegun N, a podąża za nim biegun S. W następnym cyklu ten porządek się odwraca. Taki właśnie obszar, o biegunowości przeciwnej do obszarów cyklu 24., zaobserwowano 9. kwietnia 2018 r.

Z ostatniej chwili: są już także doniesienia o pierwszym rozbłysku z tego obszaru.

Wyjaśnienie do rysunku: Pierwsza plama nowego, dwudziestego piątego, cyklu aktywności Słońca. Obszar, w którym została zaobserwowana oznaczono czerwonym prostokątem. Lewa kolumna przedstawia obraz w zakresie światła widzialnego.  Prawa kolumna przedstawia rozkład pola magnetycznego w fotosferze słonecznej. Bieguny magnetyczne tego obszaru mają układ przeciwny względem obszarów cyklu 24., co oznacza, że jest to obszar nowego cyklu. Dolny wiersz zawiera powiększone fragmenty zaznaczone czerwonym prostokątem.

Pierwszy zidentyfikowany obiekt spoza Układu Słonecznego

Projekt Pan-STARRS (Panoramic Survey Telescope and Rapid Response System) od 2010 roku monitoruje całe niebo w poszukiwaniu obiektów zmiennych i poruszających się. Ma na swoim koncie odkrycie bardzo wielu planetoid oraz komet. 19 października tego roku dzięki obserwacjom Pan-STARRS odkryto obiekt, który oznaczono jako planetoidę A/2017 U1. Obiekt ten miał niezwykłą orbitę o mimośrodzie (oznaczanym literą e) większym niż 1, a dokładnie równym 1.195 ± 0.001 (orbity kołowe mają e = 0, eliptyczne, 0 < e < 1, paraboliczna, e = 1, a hiperboliczne, e > 1). Taki mimośród mają orbity hiperboliczne, a to oznacza, że obiekt ten nie jest związany na stałe z Układem Słonecznym. A skoro tak, to pochodzi spoza Układu Słonecznego.

Podobnych obiektów szukano od bardzo dawna. Nieraz się zdarzało, że ogłaszano odkrycie komety z orbitą hiperboliczną. Zwykle jednak wyznaczane mimośrody ich orbit były bardzo bliskie 1, a po precyzyjniejszym ich wyznaczeniu okazywało się, że nie ma przekonującego dowodu na to, że orbita jest hiperboliczna. Jedynym wcześniej poznanym obiektem, który poruszał się po takiej trajektorii była kometa C/1980 E1 (Bowell). Uzyskała ona jednak orbitę hiperboliczną dopiero po bliskim przejściu obok Jowisza. Był to więc obiekt z naszego Układu Słonecznego, który na skutek bliskiego przejścia koło Jowisza finalnie go opuścił.

Obiekt A/2017 U1 pierwotnie także uznano za kometę i nazwano C/2017 U1 (PANSTARRS). Obserwacje wykonane 25 października przy pomocy Very Large Telescope wykazały jednak brak charakterystycznego dla komet warkocza, czyli gazowej otoczki jądra. Dlatego dziś obiekt ten klasyfikuje się jako planetoidę. Obiekt nadleciał do nas z grubsza od strony gwiazdozbioru Lutni z prędkością około 26 km/s, z kierunku bardzo bliskiego na gwiazdę Wega. Nie można go jednak wiązać z tą gwiazdą, gdyż przy tej prędkości ruchu, dystans pomiędzy nami a Wegą musiałby pokonać w około 300 tysięcy lat, wtedy zaś Wega znajdowała się w zupełnie innym miejscu na niebie. Kierunek ten jest jednak bardzo bliski apeksowi Słońca, czyli kierunkowi ruchu Układu Słonecznego względem okolicznych gwiazd. Jest to naturalny kierunek, z którego powinny nadbiegać do nas obiekty spoza Układu Słonecznego. Najbliżej Słońca, w peryhelium trajektorii, A/2017 U1 osiągnął prędkość 87,7 km/s, a opuści Układ Słoneczny poruszając się w kierunku gwiazdozbioru Pegaza. Rozmiary obiektu są szacowane na około 160 m średnicy. Pomiary barwy U1 wykazały, że jest ona czerwonawa, co czyni ten obiekt podobny barwą do obiektów pasa Kuipera.

Obraz obiektu A/2017 U1 zarejestrowany 21 października w Tenagra Observatory w Arizonie. Każde z ujęć było naświetlane przez 9 minut, w trakcie których teleskop śledził obiekt. Dzięki temu uzyskano ostry obraz obserwowanego obiektu, zaś obrazy gwiazd tła rozmyły się do postaci kresek.