شراره‌های نور سفید «کمیاب» خورشید همه‌جا هستند

شراره‌های خورشیدی رهاسازی‌های ناگهانی انرژی مغناطیسی‌اند. آن‌ها تابش، ذرات پرانرژی و پلاسما به بیرون می‌فرستند که آب‌وهوای فضایی را در سراسر منظومهٔ خورشیدی پیش می‌رانند. ردهٔ ویژه‌ای از آن‌ها حتی نور مرئی خورشید را نیز درخشان‌تر می‌کند: شراره‌های نور سفید (white-light flares). نخستین مورد ثبت‌شده را کرینگتون (Carrington) و هاجسون (Hodgson) در 1859 به‌طور مستقل دیدند.

از آن زمان، این شراره‌ها کمیاب و افراطی به شمار آمده‌اند. بیشتر انرژی یک شراره در بالای تاج خورشیدی آزاد می‌شود، و رساندن بخش کافی از آن به پایین برای گرم کردن لایه‌های ژرفی که نور مرئی گسیل می‌کنند دشوار است. نخستین بررسی‌های زمینی تنها چند مورد در سال می‌شمردند. پیش از رصدخانهٔ دینامیک خورشیدی ناسا (SDO)، تنها حدود 150 شراره با قطعیت به‌عنوان شرارهٔ نور سفید شناسایی شده بودند؛ امروز شمارشان به چند صد می‌رسد، بیشترشان از بزرگ‌ترین رده‌ها، X و M. شراره‌ها را بر پایهٔ درخشندگی‌شان در پرتو X به رده‌های B، C، M و X تقسیم می‌کنند، از ضعیف‌ترین تا قوی‌ترین. گروهی دیگر از دیرباز عکس این را استدلال کرده‌اند: شاید هر شراره‌ای در نور سفید بدرخشد، و تلسکوپ‌ها صرفاً حساسیت لازم برای دیدنش را نداشته‌اند.

پیکسل به پیکسل

شوانگ‌هونگ لی (Shuanghong Li)، یونگ‌لیانگ سونگ (Yongliang Song) و همکارانشان در رصدخانه‌های ملی نجومی چین و دانشگاه تربیت معلم غرب چین (China West Normal University) بر آن شدند تا این پرسش را با دوربین HMI ماهوارهٔ SDO فیصله دهند؛ دوربینی که بیش از 15 سال است هر 45 ثانیه از سطح مرئی خورشید، با پیکسل‌هایی به پهنای حدود نیم ثانیهٔ قوسی (ثانیهٔ قوسی زاویه‌ای بسیار کوچک است، 1/3600 درجه)، عکس می‌گیرد.

روش آن‌ها عمداً ساده است. برای هر پیکسل در یک ناحیهٔ شراره‌زا، درخشندگی‌اش را در گذر زمان دنبال می‌کنند، پس‌زمینهٔ کُند را از آن کم می‌کنند، و به دنبال تپ‌ها می‌گردند. اگر قوی‌ترین تپ در طول شراره دست‌کم به اندازهٔ شش برابر پراکندگی تپ‌های پیش و پس از آن، از آن‌ها متمایز باشد، پیکسل تابان به شمار می‌آید. نقطه‌های ریز و جداافتادهٔ یک یا دو پیکسلی کنار گذاشته می‌شوند تا برخورد پرتوهای کیهانی و پیکسل‌های پرنوفه در نتیجه راه نیابند. همین آستانه برای همهٔ شراره‌ها به کار می‌رود.

آن‌ها نمونه‌ای سخت‌گیرانه برگزیدند: 769 ناحیهٔ فعال — نواحی مغناطیسی پیرامون لکه‌های خورشیدی که شراره‌ها در آن‌ها فوران می‌کنند — برگزیده از میان کم‌فعالیت‌ترین‌ها، که هر کدام کمتر از ده شراره پدید آورده بود، میان ژانویهٔ 2011 و مهٔ 2025. این کار 1,951 شراره به دست داد — 547 شراره از ردهٔ B، ضعیف‌ترین رده در این نمونه، 1,316 شراره از ردهٔ C، 88 شراره از ردهٔ M، و هیچ غول ردهٔ X.

از هر دو شراره، یکی

1,012 شراره از 1,951 شراره در نور سفید درخشیدند: 51.9%. این سهم با اندازهٔ شراره بالا می‌رود: 36.9% برای ردهٔ B، 55.9% برای ردهٔ C و 85.2% برای ردهٔ M. به نوشتهٔ نویسندگان، «برای نخستین بار» معلوم می‌شود که گسیل نور سفید حتی در میان شراره‌های ردهٔ B گسترده است.

دوسوم نواحی آرام (508 از 769) دست‌کم یک شرارهٔ نور سفید پدید آوردند. هرچه یک ناحیه شرارهٔ بیشتری پدید آورده بود، احتمالش بیشتر بود: 43.6% نواحی با یک شراره، 68.1% با دو شراره، 76.5% با سه، 86.1% با چهار، و تقریباً همهٔ نواحی با شش شراره یا بیشتر. سال به سال، این نرخ از نزدیک با تعداد لکه‌های خورشیدی در نواحی نمونه همگام بود (همبستگی r ≈ 0.85). هیچ ترجیحی برای عرض جغرافیایی نشان نداد و از چرخهٔ خورشیدی پیروی کرد: حدود 57% شراره‌ها در چرخهٔ 24، و تاکنون 45% در چرخهٔ 25.

پنهان در برابر چشم

چرا این‌همه مدت از چشم افتاده بودند؟ لکه‌های تابان، که نویسندگان آن‌ها را هسته (kernel) می‌نامند، بسیار ریزند: بیشترشان کمتر از 2 ثانیهٔ قوسی مربع (یعنی حدود هشت پیکسل دوربین)، و هرگز بیش از 5 ثانیهٔ قوسی مربع. بیشترشان 6 تا 16 دقیقه دوام می‌آورند و سطح را تنها 3 تا 20%، و معمولاً 6 تا 9%، درخشان‌تر می‌کنند — درست در حوالی آستانهٔ 8% که بسیاری از بررسی‌های پیشین برای اعلام یک آشکارسازی به کار می‌بردند.

مهم‌تر از همه، بیشترشان بیرون از لکه‌های خورشیدی قرار دارند، در خورشید آرام: 91.4% هسته‌ها در شراره‌های ردهٔ B، 86.1% در ردهٔ C و هنوز 74.4% در ردهٔ M. آنجا، در برابر پس‌زمینه‌ای که خود درخشان است، تباین ضعیف است و دیدنش با چشم دشوار. و وقتی یک شراره چند هسته دارد، این هسته‌ها معمولاً ناهمگام با یکدیگر درخشان می‌شوند، پس مقایسهٔ تنها دو عکس فوری برخی از آن‌ها را از قلم می‌اندازد. شراره‌های کوچک بیشتر یک هستهٔ تنها دارند؛ شراره‌های ردهٔ M معمولاً بیش از سه هسته دارند.

آنچه درخشش را تعیین می‌کند

با این حال، درخشندگی یک هسته هیچ پیوندی با ردهٔ شراره، میدان مغناطیسی محلی یا اندازهٔ هسته نشان نمی‌دهد. با مدت دوام هسته و مدت زمان لازم برای بالا آمدنش همراه است. نویسندگان گمان می‌کنند که آرایش مغناطیسی در لحظهٔ شراره تعیین می‌کند که جو ژرف با چه کارایی‌ای گرم می‌شود. حدود نیمی از هسته‌ها میان دو نقطهٔ شاخص در سیگنال پرتو X شراره به اوج می‌رسند، که از آمیزه‌ای از فرایندهای گرمایش خبر می‌دهد.

فراتر از خورشید

این یافته از ستارهٔ ما فراتر می‌رود. شراره‌های خورشیدی نور سفید به شراره‌های ستارگان دیگر شباهت دارند، و شراره‌های ستاره‌ای ضعیف در نور کل ستاره غرق می‌شوند. به گفتهٔ نویسندگان، ستارگانی که هیچ شراره‌ای روی آن‌ها دیده نشده است ممکن است به اندازهٔ خورشید فعال باشند. آن‌ها محدودیت‌های کار خود را نیز برمی‌شمارند: هر چیزی کوتاه‌تر از 45 ثانیه یا کوچک‌تر از نیم ثانیهٔ قوسی از دید دوربین می‌گریزد، نقطه‌های ریز و جداافتاده کنار گذاشته شدند، و نمونه بیشتر شراره‌های کوچک را در بر دارد.

به گفتهٔ نویسندگان، این پژوهش بیش از 170 سال پس از رصد کرینگتون انجام می‌شود — و در سالِ دویستمین سالگرد تولد او.