Pętle rozbłyskowe, odkryte w latach 60. ubiegłego wieku, są nierozdzielna częścią najbardziej energetycznych zjawisk w Układzie Słonecznym, jakimi są rozbłyski słoneczne. Nie są one przez nie wywoływane ani nie są tez osobnym zjawiskiem, jak twierdzono na podstawie pierwszych obserwacji. Niemniej jednak wielu autorów nadal używa jednego z pierwotnych, lecz mylnego terminu i nazywa je pętlami po-rozbłyskowymi. Pętle obserwowane są w trakcie fazy gradualnej rozbłysków, czyli po wydzieleniu największej ilości energii, i są one zakotwiczone w jego wstęgach. Mogą nawet tworzyć cała arkadę, która będzie utrzymywać się nad powierzchnia Słońca przez kilka godzin. Na obserwowanych obrazach są one widoczne w szerokim zakresie temperatur – od promieniowania rentgenowskiego (są to tzw. gorące pętle rozbłyskowe) do temperatury chłodnej plazmy chromosferycznej obserwowanej w przedziale ultrafioletowym i optycznym widma (tzw. chłodne pętle rozbłyskowe). Według teorii powstawania rozbłysków, a także z ich obserwacji wiadomo, ze pętle pojawiają się po maksimum rozbłysku i formowane są w procesie rekolekcji magnetycznej. Energia wyzwolona w jej trakcie jest transportowana w formie energetycznych cząstek w kierunku gęstej chromosfery znajdującej się poniżej. Podgrzana plazma paruje do pętli, które są wypełniane gorąca plazma. Jest to parowanie chromosferyczne, które ma miejsce w fazie impulsowej i gradualnej rozbłysków. W takim przypadku obserwuje się gorące pętle rozbłyskowe. Kiedy plazma w pętlach ochładza się, ich struktura zaczyna się kurczyć, i staja się wówczas widoczne chłodne pętle na mniejszych wysokościach, tuz poniżej gorących pętli dopiero co uformowanych przez przełączenia linii sił pola magnetycznego. Od czasu odkrycia pętli rozbłyskowych zgromadzono duża liczbę ich obserwacji m.in. spektroskopowych. W tego typu pętlach zachodzi duży spływ materii z ich szczytu w kierunku powierzchni i zmienia się on w czasie zgodnie z charakterystycznymi czasami ochładzania się plazmy. Taki przepływ plazmy uwidacznia się poprzez asymetrie linii widmowych – w zależności od tego, czy ma miejsce spływ lub wypływ materii asymetria jest w czerwonej, lub fioletowej części widma dla zjawisk obserwowanych na tarczy słonecznej. Jest to częste zjawisko w trakcie rozbłysków słonecznych. Analiza widmowa asymetrii linii lub jedynie samych przesunięć linii jest idealnym narzędziem, który umożliwia poznanie mechanizmów powodujących przepływy w atmosferze rozbłyskowej. Jednak pętle rozbłyskowe nie były zbyt często obserwowane w promieniowaniu ultrafioletowym ze względu na ograniczenia instrumentalne. Wiedza dotycząca chromosfery i warstwy przejściowej Słońca, widocznych w zakresie ultrafioletowym promieniowania elektromagnetycznego, opiera się przeważnie na obserwacjach prowadzonych przez teleskopy i inne instrumenty (np. spektrografy) umieszczone na pokładach satelitów kosmicznych. Ultrafioletowa cześć widma zapewnia wiele możliwości diagnostycznych w badaniach dotyczących tych dwóch obszarów słonecznej atmosfery. W tym zakresie długości fal formuje się wiele linii rezonansowych od obfitych pierwiastków, np. magnez Mg II, krzem Si IV czy węgiel C II, IV. Natężenie linii Mg II h i k oraz Ca II H i K jest wskaźnikiem aktywności Słońca i gwiazd na poziomie chromosfery. Jedna z najważniejszych naukowo misji słonecznych w ostatnich latach jest Interface Region Imaging Spectrograph (IRIS), która monitoruje atmosferę Słońca w zakresie ultrafioletowym, w szczególności słoneczny obszar przejściowy oraz chromosferę, od 2013 roku. Obserwacje są prowadzone w wysokiej rozdzielczości widmowej, przestrzennej oraz czasowej. Instrumenty zostały zaprojektowane w taki sposób, aby jednocześnie były tworzone obrazy i widma obszarów słonecznych. Misja ma na celu poznanie źródeł energii występujących w atmosferze słonecznej. Dzięki takiej specyfikacji instrument jest idealny do szczegółowych badan chłodnych pętli rozbłyskowych, co było nieosiągalne przez wcześniejsze instrumenty mające niska rozdzielczość. Wiedza na temat procesów zachodzących w chromosferze i warstwie obszaru przejściowego podczas rozbłysków słonecznych jest niewystarczająca. IRIS umożliwia dokładniejsze obserwacje rozbłysków słonecznych i ich analizę w tych obszarach atmosfery. W poniższej pracy przedstawiono analizę obserwacji spektroskopowych oraz obrazów w zakresie ultrafioletowym widma z satelity IRIS chłodnych pętli rozbłyskowych na podstawie wybranego rozbłysku słonecznego. Po raz pierwszy przebadano ewolucje przestrzenna i czasowa chłodnych pętli rozbłyskowych w liniach z zakresu bliskiego i dalekiego ultrafioletu oraz ich geometrie na podstawie obrazów IRIS. Praca zawiera przykłady kilku przebadanych pętli w liniach Mg II h i k, Si IV oraz C II, a także modelowanie teoretycznych profili linii Mg II h. Dzięki badaniom pętli wraz z wyznaczeniem ruchu i prędkości plazmy, jak również ich rzeczywistego kształtu z widm i obrazów o wysokiej rozdzielczości uzyskano lepszy obraz tych struktur i uzupełniono wiedze na ich temat. Za pomocą różnych linii widmowych, a także ich poszczególnym fragmentom (skrzydła, centrum linii), które formują się na różnych wysokościach w atmosferze Słońca, można otrzymać parametry fizyczne plazmy, takie jak gęstość, temperatura, prędkości wzdłuż linii widzenia, i informacje o jej strukturze. Pozwalają tez badać przepływy plazmy, np. parowanie chromosferyczne. Obserwacje spektroskopowe rozbłysków słonecznych są bardzo ważne, są konieczne do poszerzenia wiedzy na temat występujących w nich procesów energetycznych i dynamiki. Wyniki badan przedstawionych w poniższej pracy mogą zgłębić procesy fizyczne mające miejsce podczas późniejszych faz rozbłysków słonecznych. Niniejsza praca ma następujący plan. W Rozdziale 1. zostało szczegółowo omówione powstawanie oraz charakterystyka pętli rozbłyskowych na podstawie ważniejszych prac powstałych od czasów pierwszych obserwacji tych zjawiska. Dotyczą one przede wszystkim ich kinematyki, dynamiki oraz struktury w różnych zakresach widmowych. Ponadto w rozdziale scharakteryzowano obserwacje różnych zjawisk aktywnych prowadzonych w zakresie UV, głównie w liniach magnezu Mg II h i k. Podrozdział dotyczący linii Mg II h i k zawiera informacje o powstawaniu tych linii, charakterystykę ich profilu widmowego w atmosferze Słońca spokojnego oraz w obszarze aktywnym. W sąsiedztwie głównych linii obecny jest tryplet magnezowy, który także opisano. Omówione zostało zastosowanie linii magnezu w badaniach oraz ważniejsze wcześniejsze odkrycia dokonane dzięki ich obserwacjom i analizie. Do analizy pętli wykorzystano obserwacje wykonane w bliskim i dalekim ultrafiolecie przez satelitę IRIS. Rozdział 2. zawiera przede wszystkim opis budowy satelity i jego instrumentów, wykonywanie obserwacji oraz zakres widmowy spektrografu. W rozdziale zostały opisane najważniejsze linie widmowe z tego zakresu (linie optycznie grube i cienkie). Omówiono także kalibracje radiometryczna widm, która jest konieczna do otrzymania natężenia linii w jednostkach absolutnych. W pracy posłużono się również obserwacjami pomocniczymi z teleskopu Solar Dynamics Observatory (SDO), którego charakterystykę zawarto w jednym z podrozdziałów. Druga cześć rozdziału dotyczy obserwacji wybranego rozbłysku słonecznego klasyM6.5 z 22 czerwca 2015 roku. Po jego maksimum zaobserwowano wyraźny system pętli rozbłyskowych na obrazach wykonanych przez IRIS. Na temat rozbłysku pojawiło się wiele prac, przede wszystkim wykorzystujących obserwacje Big Bear Solar Observatory (BBSO), które również zostały pokrótce opisane. Na podstawie obrazów i widm w rozdziale przeanalizowano wstępnie zmiany natężenia wstęg i pętli w czasie. Na podstawie najlepiej obserwowanych pętli rozbłyskowych we wczesnej fazie gradualnej została pokazana ewolucja przestrzenna i czasowa widm z zakresu bliskiego i dalekiego ultrafioletu. Szczegółowa analizę chłodnych pętli rozbłyskowych przeprowadzono w Rozdziale 3. Została wykonana na podstawie profili linii Mg II h obserwowanych wzdłuż pętli. Do badan wybrano 9 pętli w różnych momentach czasu fazy gradualnej. Profile linii zostały wymodelowane za pomocą dwóch wariantów modelu chmury. Pozwoliło to na jednoczesne otrzymanie wiarygodnych parametrów fizycznych charakteryzujących plazmę przemieszczająca się w pętlach, czyli prędkość wzdłuż linii widzenia, prędkość mikroturbulencji, grubość optyczna oraz funkcje źródłowa. Rozdział zawiera również dopplerogramy obszaru aktywnego w celu uzasadnienia, ze dominującym zjawiskiem w pętlach jest spływ plazmy. Kolejnym etapem pracy było odwzorowanie kształtu analizowanych pętli rozbłyskowych. W Rozdziale 4. została omówiona metoda geometryczna umożliwiająca zrekonstruowanie prawdziwego kształtu badanej struktury. Na podstawie obrazów dwuwymiarowych zjawiska na dysku słonecznym/na brzegu dysku można otrzymać informacje o jego rzeczywistym położeniu i rozmiarach. Kształt badanych pętli został wyznaczony z obrazów otrzymanych z IRIS, ale w niektórych przypadkach dane te uzupełniono o obrazy z SDO/AIA 171°A. Stosując również podstawowa geometrie, podjęto próbę przedstawienia pętli rozbłyskowych w przestrzeni trójwymiarowej. Rozdział 5. przedstawia kolejna metodę, która umożliwia poszerzenie znajomości kinematyki pętli. Wykorzystuje ona wyniki otrzymane w dwóch poprzednich rozdziałach. Dzięki prostym obliczeniom otrzymuje się tzw. prędkość prawdziwa spływu/wypływu materii, czyli prędkości wzdłuż osi pętli. Uzyskane wyniki każdej z pętli zostały porównane z prędkościami spadku swobodnego na Słońcu. Podsumowanie wykonanych w pracy obliczeń oraz odniesienie się do prac innych autorów z tego zakresu badan zawarto w Rozdziale 6. Ponadto w rozdziale zostało przedyskutowanych kilka istotnych kwestii nawiązujących do pętli rozbłyskowych – m.in. modelowanie NLTE oraz zjawisko deszczu koronalnego, w których ruch materii wykazuje podobne zachowanie do tego obserwowanego w pętlach rozbłyskowych. Na końcu pracy umieszczono dodatki, w których znajdują się informacje uzupełniające. Znajduje się tam również wykaz skrótów wykorzystanych w niniejszej rozprawie i ich objaśnienia.

7 grudnia 2020 roku o godz. 10:00 odbędzie się publiczna obrona pracy doktorskiej mgr Katarzyny Mikuły „Modelowanie struktury i kinematyki pętli rozbłyskowych na podstawie obserwacji IRIS„. Obrona przeprowadzona zostanie w trybie zdalnym w formie wideokonferencji z przekazem obrazu i dźwięku w czasie rzeczywistym, z wykorzystaniem aplikacji Microsoft Teams zapewniającej publiczny dostęp do wydarzenia bez wcześniejszej rejestracji i umożliwiającej uczestnikom spotkania bezpośrednią komunikację.
Odnośnik do wydarzenia: Publiczna obrona pracy doktorskiej
Do spotkania można dołączyć z poziomu przeglądarki internetowej (w zależności od używanego systemu operacyjnego, wymagana może być przeglądarka Chrome/Edge) lub aplikacji Microsoft Teams (dostępna wersja bezpłatna). Dostęp online do spotkania możliwy od godz. 10:00. Dla zapewnienia właściwego przebiegu obrony, spotkanie będzie moderowane. W celu ułatwienia moderacji, uczestnicy wydarzenia proszeni są o podanie swojego imienia i nazwiska podczas dołączania do spotkania. Przebieg zdalnej obrony będzie rejestrowany.