Được đưa vào hoạt động từ tháng Hai, dữ liệu từ bộ cảm biến của các thiết bị trên Đài quan sát Động lực học năng lượng Mặt Trời của NASA đã định hình lại những gì chúng ta đã biết về các quá trình của Mặt Trời và các nguyên nhân của thời tiết vũ trụ, Alan Title phát biểu.
Mặt Trời đẹp nhất là lúc nó nguy hiểm nhất. Vẻ đẹp đó nhìn thấy được từ Trái Đất dưới dạng ánh sáng phía Bắc và Nam, xuất hiện khi các hạt điện tích từ Mặt Trời đập vào tầng khí quyển trên của Trái Đất. Nhưng ngoài không gian, những hậu quả của “thời tiết vũ trụ” gây ra bởi Mặt Trời không ôn hoà: Tia X và tia gamma mà Mặt Trời phát ra có thể làm hỏng các thiết bị điện tử nhạy cảm, phá hư máy tính và có những tác động nguy hiểm (thậm chí gây tử vong) đến các phi hành gia.
Sống cùng một ngôi sao.
Hầu hết thời gian, bầu khí quyển của Trái Đất và từ trường bảo vệ chúng ta khỏi những trường hợp nguy hại mà diễn ra trong bầu khí quyển Mặt Trời, chẳng hạn như các vụ nổ gần bề mặt Mặt Trời (được biết như lửa Mặt Trời) hoặc các vụ phun trào các bong bóng khí khổng lồ từ bên trong Mặt Trời (được gọi là sự giải phóng hào quang hàng loạt, hoặc CMEs). Mặt dù vậy, khi các hạt điện tích từ Mặt Trời đập vào từ trường Trái Đất, trường này bị bóp méo và bị nén. Kết quả là những thay đổi mật độ của các hạt tích điện trong khí quyển trên của Trái Đất có thể sinh ra các tác động đáng kể. Thông tin liên lạc vô tuyến có thể bị gián đoạn, và đôi khi, có thể gây ra các luồng gây hại trong các dây dẫn điện dài, cáp âm dưới lòng đất và đường ống dẫn dầu. Các ngọn lửa khổng lồ này thậm chí phá hủy các máy biến áp và cắt toàn bộ mạng điện.
Tuy nhiên, giống sự xuất hiện cực quang, các quá trình của Mặt Trời gây ra thời tiết vũ trụ cũng là những khung cảnh tuyệt vời. Những hình ảnh trên cho thấy một chỗ nhô lên hình vòng phun trào từ bề mặt Mặt Trời, gửi những loạt xung plasma bắn ra bên ngoài ào ạt với tốc độ khoảng 300 km/giây. Trước khi có sự phun trào, chỗ nhô lên này tồn tại như một ống dài tương đối mát, có từ tính chứa các vật chất trên bề mặt nhìn thấy được. Nó sau đó bị mất ổn định bởi một cơ chế nào đó mà chúng ta không thể nắm rõ được. Các cơ chế như vậy là quan trọng bởi chúng sản sinh ra CMES, có thể phóng lên đến 10 tỷ tấn plasma nóng vào nhật quyển – với những hậu quả cực kỳ nghiệm trọng đối với các vật thể, con người hay không, và nó đang diễn ra trước mắt ta.
Một trong những mục tiêu chính yếu của Đài quan Động lực học năng lượng Mặt Trời của NASA (SDO) là nhằm nắm rõ các cơ chế bất ổn định. Để tìm hiểu thêm về chúng, và những hiện tượng được sinh ra, chúng ta cần quan sát được các sự kiện hiện đang diễn ra trên Mặt Trời. Đây không phải là điều dễ dàng. Nhửng ngọn lửa bùng phát dữ dội và CMES có thể xảy ra gần như bất cứ nơi này ở mọi thời điểm, vì vậy chúng ta cần một hệ thống quan sát toàn bộ bề mặt Mặt Trời một cách liên tục. Hơn nữa, các vụ nổ năng lượng Mặt Trời rất nhanh – với tốc độ 1000 km/giây không phải là không phổ biến – vì vậy các hình ảnh phải ở một mức nào đó và với các khoản thời gian phơi sáng để có thể bắt được ngay tức khắc các diễn biến của những sự kiện phức tạp. Gửi dữ liệu từ nhiều hình ảnh về Trái Đất, phân loại và chuyển đến các nhà khoa học cũng là một điều khó khăn. Cuối cùng, các vấn đề thông thường nảy sinh khi làm việc trong không gian: bạn chỉ có một “phát” duy nhất, vì thế nếu thiết bị không hoạt động, thì bạn cũng không thể sửa nó, tất cả các thiết bị phải được gọn gàng hết mức có thể vì tất cả trị giá đến 200.000 bảng Anh mỗi kí chỉ để phóng một cuộc thử nghiệm, và các thiết bị phải có bộ cảm biến cực nhạy, đồng thời máy tính phải có khả năng chống chọi lại thời tiết vũ trụ khắc nghiệt mà chúng có nhiệm vụ nghiên cứu, mà không có sự bảo vệ của từ trường Trái Đất.
Các tai lửa bùng phát ở bề mặt Mặt Trời
Tất cả các yếu tố này đặt ra một thách thức cho mỗi chúng ta, những người chịu trách nhiệm thiết kế các thiết bị cho SDO. Là sứ mệnh đầu tiên trong chương trình “Sống cùng một ngôi sao” của NASA, mục đích của SOD là giúp chúng ta có được nhiều thông tin hơn về các biến cố của Mặt Trời, chẳng hạn như vùng vòng cung nhô lên được thể hiện trên hình 1, các tác động đến nhật quyển và đặc biệt, làm thế nào mà chúng gây ra thời tiết vũ trụ. Bằng cách đó, SDO được thiết kế dựa trên các sứ mệnh trước như SOHO hay STEREO, đã phóng lần lượt vào năm 1995 và 2006. Hai sứ mệnh trên vẫn đang còn hoạt động, bổ sung vào kho kiến thức của chúng ta về các biến cố diễn ra trên Mặt Trời bằng cách thu thập dữ liệu bổ sung dựa trên quầng hào quang bên ngoài, còn STEREO, cung cấp các quan sát bổ sung về các vụ nổ của Mặt Trời. Tương tự như vậy, TRACE, được phóng vào năm 1996 và kết thúc sứ mệnh vào tháng 12 tới, cung cấp những hình ảnh độ phân giải cao của các vùng định trước của khí quyển Mặt Trời.
Các kết quả từ những sứ mệnh trước cung cấp một cái nhìn cụ thể làm cách nào mà Mặt Trời vận động. Tuy nhiên, nhiệm vụ mới lần này sẽ cho chúng ta nhiều điều hơn nữa về Mặt Trời mà những sứ mệnh trước chưa làm được. Tất cả các hình ảnh trước đây của hào quang Mặt Trời bị giảm chất lượng bởi ba hạn chế lớn. Một là chúng không thể kết hợp hình chụp không gian có độ phân giải cao với những quan sát bao trùm toàn bộ đĩa Mặt Trời. Thứ hai, các thiết bị không thể chụp liên hoàn các bức ảnh (gọi là hoạt động với “nhịp độ cao”) bởi những giới hạn dữ liệu có thể gửi về Trái Đất. Và cuối cùng, bởi vì các thiết bị trước đây không thể chụp các bức ảnh trên một loạt các bước sóng khác nhau, và với một tốc độ tương đương sự phát triên của hào quang, nó không thể phân biệt liệu các biến cố ghi nhận được là do sứ nóng, độ lạnh hay những thay đổi mật độ.
Bộ ba quan sát Mặt Trời
SDO đã được phóng tại Trung tâm Kennedy vào ngày 11 tháng 02 và được đưa vào quỹ đạo tĩnh 36,000 km phía trên Trái Đất bằng tên lửa Atlas V. Ba thiết bị trên tàu được thiết kế để hỗ trợ cho nhau. Thiết quan sát nhật quyển và từ tính (HMI) được phát triển bởi các nhà nghiên cứu thuộc Đại học Stanford và Phòng thí nghiệm Vật lý thiên văn không gian Lockeed Martin (LMSAL), sẽ nghiên cứu cách vận động của từ trường tại bề mặt Mặt Trời. Để làm điều này, mỗi 30s HMI lập nên các bản đồ của vật chất chảy trên bề mặt Mặt Trời. Nó cũng lập bản đồ từ trường “thị tuyến” mỗi 45s và vec tơ từ trường mỗi 15 phút. Các bản đồ dòng chảy bề mặt cho chúng ta suy ra một số thứ đang diễn ra bên dưới bề mặt Mặt Trời, bởi các hình dạng của dòng chảy bề mặt có thể tiết lộ sự vận động của các từ trường, ngay cả trước khi chúng xuất hiện trên phần bán cầu có thể nhìn thấy. Các bản đồ trường vec tơ, trong khi đó, cho thấy hướng và độ lớn của từ trường xuất hiện qua bề mặt của Mặt Trời. Đối với các bản đồ thị tuyến, chúng cho thấy thông lượng từ tính về hướng Trái Đất. Các trường vec tơ cung cấp nhiều thông tin hơn, nhưng các đo đạc thị tuyến thì lại chính xác hơn.
Thiết bị chụp ảnh
Thiết bị thứ hai trên SDO là Tổ hợp chụp ảnh khí quyển (AIA), cũng được phát triển tại LMSAL (hình 2). Nhiệm vụ của nó là nghiên cứu thế nào mà hào quang Mặt Trời phản ứng với các từ trường mà HMI quan sát được gần bề mặt Mặt Trời. Bốn kính viễn vọng của AIA (xem khung) gửi ánh sáng đến những máy chụp CCD, ghi lại những hình ảnh của khí quyển Mặt Trời tại các bước sóng tương ứng với trạng thái ion hoá của sắt và heli, cũng như ba dãy quang phổ trong vùng tử ngoại của quang phổ. Dữ liệu từ các vạch quang phổ sắt cho phép chúng ta lập biểu đồ nhiệt độ của hào quang trong một chuỗi từ 700,000–20 × 106 K, trong khi dữ liệu đối với heli ghi nhận nhiệt độ từ 30,000–100,000 K.
Thiết bị cuối cùng trên tàu SDO là Khí cụ đo sự thay đổi đa dạng của tia Siêu cực tím (EVE). Phát triển bởi đội ngũ các nhân viện tại Phòng thí nghiệm Khí quyển và Vật lý không gian Đại học Colorado, EVE bao gồm một loạt các quang phổ kế để đo bức xạ Mặt Trời trên tổng số bước sóng từ 0.1-105 nm. Vì EVE và AIA bay cùng với nhau, nó cũng có thể thay đổi để kết hợp những thay đổi trong bức xạ Mặt Trời với những biến cố trên Mặt Trời, bằng cách so sánh thời gian của những thay đổi trong các đo đạc của EVE với dữ liệu dãy quang phổ trong số ảnh của AIA.
Quản lý số dữ liệu thu được.
Các yêu cầu về tốc độ chụp ảnh cao, độ phân giải không gian chất lượng và đòi hỏi quang phổ rõ ràng dẫn đến thiết kế của ba thiết bị, cũng như đặc tính và quỹ đạo của tàu vũ trụ mang chúng. Quỹ đạo tính của đài quan sát, ví dụ, cung cấp hai lợi thế quan trọng trong việc nghiên cứu Mặt Trời. Trước tiên, quỹ đạo đó đủ cao trên Trái Đất, hành tinh duy nhất che Mặt Trời một giờ mỗi ngày tối đa - và thậm chí sau đó hai giờ, hai tuần chu kỳ mỗi năm, vào tháng 09 và 03. Điều thứ hai, tỉnh có nghĩa là tàu SDO luôn luôn ở trên cùng một vĩ độ, vì vậy nó có thể truyển dử liệu và nhận được lệnh liên tục từ một trạm điều khiển duy nhất dần White Sands, New Mexico.
Được giữ liên lạc liên tục với trạm kiểm soát là rất quan trọng đối với SDO, nhờ có khối lượng tuyệt đối dữ liệu được tạo ra. Có tổng cộng sáu máy ảnh CCD trên SDO – hai cái trên HMI và sáu cái trên AIA – và hầu như mỗi giây chụp được một tấm ảnh 4096 x 4096 điểm ảnh (16 megapixel) từ mỗi cái sau đọc được đọc và truyền về Trái Đất. Độ pixel thực tế là lớn so với theo tiêu chuẩn của máy ảnh CCD thương mại (13 × 13 μm).
Bởi vì số lượng photon được dò thấy trong phần phơi sáng đơn tỷ lệ với kích thước điểm ảnh, các CCD trên AIA có phạm vi lớn và cơ động – từ 1 đến 10,000. (Các máy ánh được thiết kế và sản xuất bởi các nhà khoa học tại Phòng thí nghiệm Rutherford Appelon gần Didcot, trong khi các máy dò CCD được làm bởi e2v, cũng tại Anh). Điều này thật tuyệt khi mà có thể bao phủ một phạm vi rộng cường độ của các vụ nổ trên Mặt Trời, nhưng điều này cũng đồng nghĩa với một bức ảnh “nặng” một phần tư terabit dữ liệu. Thật vậy, tổng số dữ liệu được gửi từ AIA và HMI đến trạm kiểm soát tại New Mexico khoảng 18 terabyte mỗi ngày, hay 67 megabit mỗi giây. Để có được ý tưởng về quy mô của các dữ liệu liên quan, xét mỗi ảnh thì nó sẽ ghi đầy 6.25 đĩa DVD, vì thế sẽ cần đến 540,000 đĩa DVD để chứa hết tất cả các ảnh thu về trong một ngày.
Dữ liệu tốc độ cao này có một tác động đáng kể đến thiết kế của Trung tâm Khoa học Điều hành chung lên HMI và AIA (EVE có tốc độ truyển tải dữ liệu nhỏ hơn nhiều, có trung tâm dữ liệu riêng), hệ thống phân phối dữ liệu và hệ thống còn lại của cộng đồng khoa học dùng để truy cập dữ liệu. Tính năng cuối cùng đặc biệt quan trọng, theo đó nếu bạn hỏi một nhà khoa học dữ liệu nào mà ông ta muốn xe, câu trả lời đầu tiên thường là “Tất cả đống đó.” Thật không may, sự thật khủng khiếp này là một khi những bức ảnh được nén, AIA đơn phương tạo ra khoảng 3.5 terabyte dữ liệu mỗi ngày – tương đương tải về máy 700,000 tập tin MP3 âm thanh chất lượng.
Để dễ dàng hơn cho các nhà khoa học nghiên cứu Mặt Trời, một số tiện ích đã được phát triển cho phép chúng ta lưu dữ liệu SDO phân phối vào các mục tiêu khoa học cụ thể. Ví dụ, vài câu hỏi mà các nhà khoa học đang cố gắng tìm ra đáp án bao gồm những ngọn lửa được gắn kết với CMEs hay không, loại lửa nào gắn kết với những tính năng cụ thể trong quang phổ EVE, và những mối tương quan thống kê nào giữa bùng nổ dây và hình dạng của từ trường. Chúng tôi sản sản xuất một chương trình xem dữ liệu, cho phép các nhà khoa học quan sát các kho lưu trữ bằng dữ liệu nén. Điều này giúp giảm đáng kể số lượng dữ liệu phải được thu thập trước khi các đánh giá khoa học chính xác có thể bắt đầu. Các công cụ xử lý dữ liệu bao gồm “Sun Today” trang chủ (sdowww.Imsal.com) thể hiện các ảnh mẫu từ từ phổ AIA và HMI, cập nhật mỗi 5 phút, cũng như các đoạn phim mỗi ngày về các biến cố trên Mặt Trời.
Chúng ta đang nghiên cứu cái gì:
Vào cuối tháng ba, chúng tôi hé mở cánh của kính viễn vọng AIA lần đầu tiên. Những hình ảnh đầu tiên tuyệt đẹp. Các bộ lọc tinh vi phía trứơc trên các kính viễn vọng an toàn sau lần phóng và mọi thiết bị hoạt động một các hoàn hảo. Sau một vài ngày chúng tôi bắt đầu lấy dữ liệu, Mặt Trời tưởng thưởng cho chúng tôi bằng một vụ nổ lớn chếch về phía đông của nó – một khởi đầu tuyệt vời cho sứ mệnh có kế hoạch kéo dài 5 năm.
Kể từ đó, chúng tôi quan sát Mặt Trời gần như liên tục, chỉ tạm nghỉ theo kế hoạch để hiệu chuẩn. Trong thời gian này, Mặt Trời đã được thể hiện qua một số CMEs, phuc trào dây, vệt lửa nhỏ và thậm chí một vài lần khá lớn. Kết quả, chúng tôi bắt đầu đánh giá Mặt Trời bị tác động bao nhiêu phần bởi một sự sắp xếp lại từ trường trong một khu vực rất lân cận. Ví dụ, khu vực không có các đốm đen có thể tạo ra các rối loạn ảnh hưởng 30-60% bề mặt nhìn thấy.
Chụp các bức ảnh với nhịp độ cao mang đến một giải hậu hĩnh. Lúc bắt đầu các hoạt động dây hoặc CME, một số điểm đặc trưng diễn ra với tốc độ 100–600 km/giây. Lúc bắt đầu bùng phát dữ dội một vệt lửa, thỉnh thoảng có những “nhát” plasma di chuyển với tốc độ 1000–2000 km/giây. Khi những biến động như thế diễn ra, một phần của bề mặt khuếch tán của chúng gây ra bởi chuyển động mờ; một bứa ảnh phơi sáng 3s điển hình chụp bởi AIA, ví dụ, làm mờ hình ảnh của một cấu trúc 2000 km/giây bởi 4-8 điểm ảnh. Một bức ảnh phơi sáng 30s điển hình của tàu vũ trụ trước đó sẽ làm mất nét gấp 5 lần hoặc hơn và làm hình ảnh bị mờ 25 lần – rất mờ, thực tế, sự kiện này khó có thể phát hiện. Chúng tôi cũng xem các mẫu sóng di chuyển dọc theo các vạch từ trường ở 1000–2000 km/giây như những trường hợp vệt lửa phát ra.
Những sóng nhanh này chưa bao giờ được thấy trước đây và chúng ta không biết cơ chế tạo ra chúng hoặc vai trò của chúng trong các quá trình bùng nổ.
Mặt trời sáng rực lộng lẫy.
Mặc dù một số dữ liệu này tốt hơn về mặt diễn giải số lượng, những hình ảnh nhiệt độ phức tạp được chụp bởi AIA cũng có thể kết hợp với một số loại bản đồ nhiệt màu sai, như được thể hiện trong hình 3. Những đoạn phim của nhửng bản đồ màu cũng cho phép các nhà khoa học nghiên cứu mặt trời tìm hiểu được thế nào mà các mẫu nhiệt độ phát triển khi Mặt Trời ở dạng tĩnh, cũng như khi nó vận động. Những đoạn phim cung cấp các hình ảnh trực quan giữa các mối liên quan giữa các biến cố trên Mặt Trời mà ở khoảng cách khá xa nhau. Trong nhiều thập kỷ đã có những tranh luận khoa học về việc các vụ phun trào dây hay các bùng nổ cũng có để gây ra một biến cố kế tiếp ở khoảng cách xa. Bây giờ, chỉ sau vài tháng quan sát, các đoạn phim AIA đã thiết lập nên nguyên nhân rõ ràng về các khoảng cách của đường kính Mặt Trời và nhiều hơn nữa. Mặc dù chúng tôi đang trải qua mức tối thiểu sâu nhất trong các hoạt động của Mặt Trời nhiều hơn cả một thế kỷ quan, Mặt Trời vẫn còn khá nhiều điều muốn nói với chúng ta.
Các kính thiên văn AIA: một thách thức lớn gấp 4 lần:
Đài quan sát Động lực học năng lượng Mặt Trời của NASA mang theo ba khí cụ, một trong số đó là Tổ hợp chụp ảnh khí quyển (AIA). Thiết kế với bốn kính thiên văn của nó cho ta thấy bốn thách thức lớn, một trong số đó gây ra bởi chính ánh sáng Mặt Trời. Lượng ánh sáng chạm tới kênh tia siêu cực tím (EUV) điển hình yếu hơn 1 tỷ lần so với ánh sáng Mặt Trời chạm lên mặt trước của viễn vọng. Để loại bỏ ánh sáng khả kiến, mặt trước của mỗi kênh EUV được phủ một lớp lọc kim loại dày chỉ 150n, hay khoảng 0.2% được kính sợi tóc người – đủ dày để chặn ánh sáng khả kiến, nhưng cũng đủ mỏng để ánh sáng EUV vượt qua.
Việc sản xuất các bộ lọc như thế là một thử thách lớn, nhưng thiết kế để kết nối chúng với nhau còn khó hơn bội lần. Việc gắn kết phải vững chắc đủ để chịu được rung động hoặc các thay đổi áp lực mà chúng phải chống chọi trong quá trình phóng, nhưng chúng không thể chặn một phần lớn ánh sáng EUV. Hình ảnh cho thấy một trong nhiều bộ lọc mà đã không thành công trong quá trình thử nghiệm để xác định những mẫu nào chịu được môi trường phóng một cách hoàn hảo.
Bộ lọc của kính viễn vọng AIA.
Thác thức thứ hai là đảm bảo rằng ánh sáng EUV sẽ được phản xạ từ các gương của kính viễn vọng. Ánh sáng EUV sẽ không phản xạ từ một lớp phủ đơn bạc hoặc nhôm dùng cho các gương của các kính viễn vọng ánh sáng khả kiến, vì thế thay vào đó chúng tôi phải tráng gương bằng các lớp thay thế bằng silicon và molypden. Lớp phủ này không thể bong tróc, do đó nếu có lỗi trong quá trình tráng chiếc gương sẽ không thể sử dụng. Các gương cũng phải có hình dạng đúng, và bởi vì bước sóng của ánh sáng EUV rất ngắn, nên chúng phải cực kỳ trơn tru, với các dao động theo từng hình vuông tuyệt đối vào khoảng 0.3 nm.
Thách thức thứ ba là ánh sáng EUV có thể dễ dàng bị hấp thụ dễ dàng bởi các chất bẩn như các hợp chất silicon và hydrocacbon dùng để giữ các kính AIA với nhau. Một lớp phủ bẩn chỉ dày 50 nm cũng đủ để giảm mức truyền của kính xuống 50%, và các kính AIA cứ 11 bề mặt khác nhau nơi các vùng bẩn như thế có thể được giải quyết, bao gồm nhiều bộ lọc, kính sơ cấp và thứ cấp của các kính viễn vọng, và chính bề mặt của các máy ảnh CCD. Điều này có nghĩa là ít hơn cho phép 5 nm các chất bẩn trên bất kỳ bề mặt nào, kể cả trong quá trình chế tạo hoặc từ sự thải khí của các thành phần sao khi AIA đi vào quỹ đạo.
Các máy ảnh CCD lấy mẫu ánh sáng từ một hình nón rộng khoảng 0.6 giây góc, tương ứng với khoảng 730 km từ tâm đĩa Mặt Trời. Để tạo ra hình ảnh sắc nét, chuyển động gây ra bởi tàu vũ trụ phải được giới hạn vào khoảng 0.02 giây góc, hoặc khoảng 14 km trêm bề mặt Mặt Trời. Điều này đòi hỏi một hệ thống hoạt động ổn định, nơi các tín hiệu được tạo ra bởi chính các kính viễn vọng được dùng để kiểm soát các góc của gương thứ cấp được gắn trên thiết bị truyền động áp điện. Kết quả rất ổn định giống như việc giử một laser chỉ vào một vòng tròn mục tiêu đường kính 1mm ở khoảng cách 10km. Đối với người hâm mộ golf, điều này tương đương với việc một người đánh vào lỗ trên Old Course ở St Andrews trong khi đứng ở Piccadilly Circus.