Úvodní strana  >  Články  >  Hvězdy  >  Výzkumy v ASU AV ČR (110): Model přechodové vrstvy ve sluneční atmosféře

Výzkumy v ASU AV ČR (110): Model přechodové vrstvy ve sluneční atmosféře

Snímek Slunce ve spektrální čáře pětkrát ionizované síry, jejíž spektrální čáry se formují při teplotách kolem 200 000 stupňů, tedy právě v podmínkách přechodové vrstvy.
Autor: © SUMMER/SOHO

Marian Karlický z ASU společně s Františkem Karlickým z Přírodovědecké fakulty Ostravské univerzity vybudovali počítačový model přechodové vrstvy ve sluneční atmosféře a studovali procesy, které zde zřejmě probíhají. Ukazují, že udržení takové vrstvy vyžaduje souvislý tok energie, který společně s gravitačním působením a vlnovými procesy tuto vrstvu stabilizuje.

Sluneční atmosféra je skládá ze tří nejdůležitějších vrstev. Nejprve fotosféry, z níž k pozorovatelům na Zemi přichází největší množství záření. Fotosféra je považována za sluneční povrch. Nad fotosférou nalezneme chromosféru, a ještě nad ní korónu. Zatímco od středu sluneční koule teplota až do fotosféry vytrvale klesá, v chromosféře se průběh teploty náhle obrací, dosahuje desítek tisíc stupňů, a posléze prudce roste do koróny na milionové hodnoty.

Za ohřev vyšších vrstev atmosféry jsou téměř jistě odpovědné procesy v magnetických polích, jejichž smyčky se vypínají vysoko nad fotosférou. Nárůst teploty do koróny však není nijak pozvolný, naopak, v podstatě skokově roste z chromosférických na koronální teploty v tzv. přechodové vrstvě, jejíž tloušťka je přinejlepším několik stovek kilometrů. Náhlý skok v teplotě na stonásobek je spojen současně s poklesem hustoty o podobnou hodnotu.

Pozorování ukazují, že přechodová vrstva není statickým prostředím, naopak, jde o oblast velmi dynamickou, plnou pohybů. Přesto je možné si ji v prvním přiblížení představit jako vrstvu, v níž je na jedné straně chladné husté plazma a na straně druhé plazma horké a řídké. Takové prostředí ale nemůže být dlouhodobě stabilním.

Autoři představovaného článku se rozhodli studovat dění na hraně přechodové vrstvy s pomocí numerické simulace. Využili plně relativistický program s numerickým přístupem zvaným „částice v buňce“ (anglicky particle-in-cell, PIC), kdy se v prostorově omezené výpočetní doméně studují pohyby a interakce jednotlivých částic. Program umožňuje „vypínat“ a „zapínat“ jednotlivé myslitelné fyzikální procesy a interakce a studovat jejich vliv na výsledný stav systému. Porovnáním výsledků s reálnými pozorováními pak lze usoudit na důležitost jednotlivých procesů.

Programy počítající dění jednotlivých částic jsou výpočetně velmi náročné, proto je možné takové simulace řešit pouze na superpočítačích, autoři tedy využili služeb ostravského superpočítačového centra. Ve svém výzkumu řešili dvě odlišné situace: jednak zjednodušenou konfiguraci vylučující vzájemné působení částic, kdy docházelo k volnému prolínání obou různě teplých a hustých tekutin, a pak situaci, kdy autoři vzali do úvahy elektromagnetickou interakci částic.

Z výsledků vyplývá, že v případě zjednodušeného modelu volného prolínání je rychlost pronikání chladných částic do „teplé“ oblasti výrazně rychlejší než je tok částic v opačném směru. Vzhledem k rozdílné hmotnosti elektronů a protonů navíc lehké elektrony pronikají do opačné poloviny výpočetní domény mnohem rychleji těžší protony. Chladné plazma také proniká mnohem hlouběji do teplé oblasti než pronikají teplé částice do oblasti chladné.

Pokud se „zapne“ elektromagnetická interakce situace se velmi změní, především se procesy zpomalí. Rychleji unikající elektrony jsou bržděny pomalejšími protony, neboť mezi oběma typy částic se vytvoří vratné elektrické pole, které je základem nenulového elektrického proudu ve vrstvě. Toto elektrické pole má kladnou orientaci a s časem slábne. Elektromagnetická interakce vede ke vzniku plazmových vln, které odrážejí některé horké elektrony zpět do chladné oblasti, což dále zpomaluje pronikání horkého plazmatu do chladného.

Autoři poukazují, že vystavěná struktura je dlouhodobě neudržitelná, což je ve zjevném rozporu s realitou, kdy přechodová vrstva ve sluneční zjevně existuje dlouhodobě. Autoři uzavírají, že na stabilizaci rozhraní se musí podílet gravitační síla, kterou v numerické experimentu nemohli uvažovat. Směr toku hmoty je z chladné do horké oblasti, což v případě Slunce značí tok proti směru gravitace. Dále je  pro udržení teplotního skoku důležitý neustálý přísun energie. Ten mohou dodávat procesy související s ohřevem vyšší atmosféry, tedy například celé spektrum erupcí.

Práce ale přesvědčivě ukazuje, že ve vrstvě se nachází mix horkých a chladných částic. Toto poznání může být důležitým pro správnou interpretaci ultrafialových a rentgenových spekter, v nichž jsou zřejmě patrné nerovnovážné procesy. A ty jsou studovány mimojiné astronomy ASU.

REFERENCE

Karlický, M. & Karlický, F., Hot-cold plasma transition region: collisionless case, Astronomy & Astrophysics, v tisku, preprint arXiv:1709.07622

KONTAKT

prof. RNDr. Marian Karlický, DrSc.
Email: karlicky@asu.cas.cz
Sluneční oddělení Astronomického ústavu AV ČR

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Sluneční oddělení Astronomického ústavu AV ČR

Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v. v. i.



O autorovi

Michal Švanda

Michal Švanda

Doc. Mgr. Michal Švanda, Ph. D., (*1980) pochází z městečka Ždírec nad Doubravou na Českomoravské vrchovině, avšak od studií přesídlil do Prahy a jejího okolí. Vystudoval astronomii a astrofyziku na MFF UK, kde poté dokončil též doktorské studium ve stejném oboru. Zabývá se sluneční fyzikou, zejména dynamickým děním ve sluneční atmosféře, podpovrchových vrstvách a helioseismologií a aktivitou jiných hvězd. Pracuje v Astronomickém ústavu Akademie věd ČR v Ondřejově a v Astronomickém ústavu Matematicko-fyzikální fakulty Univerzity Karlovy v Praze, kde se v roce 2016 habilitoval. V letech 2009-2011 působil v Max-Planck-Institut für Sonnensystemforschung v Katlenburg-Lindau v Německu. Astronomií, zprvu pozorovatelskou, posléze spíše „barovou“, za zabývá od svých deseti let. Před začátkem pracovní kariéry působil v organizačním týmu Letní astronomické expedice na hvězdárně v Úpici, z toho dva roky na pozici hlavního vedoucího. Kromě astronomie se zajímá o letadla, zejména ta s více než jedním motorem a řadou okýnek na každé straně. Více o autorovi na jeho webových stránkách svanda.astronomie.cz.

Štítky: Atmosféra Slunce, Přechodová vrstva Slunce, Astronomický ústav AV ČR


17. vesmírný týden 2018

17. vesmírný týden 2018

Přehled událostí na obloze od 23. 4. do 29. 4. 2018. Měsíc je mezi první čtvrtí a úplňkem. Večer je nad západem jasná Venuše. Jupiter je vidět už kolem půlnoci a ráno uvidíme nejlépe Mars a Saturn. Na obloze se podíváme na asterismus, který připomíná číslici tři. Hledač exoplanet TESS s pomocí Falconu 9 úspěšně odstartoval. Devadesátky by se dožil Gene Shoemaker.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

NGC2264 HaLRGB

Titul Česká astrofotografie měsíce za březen 2018 obdržel snímek „NGC 2264“, jehož autorem je Pavol Kollarik   Za devatero horami a devatero řekami, ještě dál než běhá po obloze Měsíc a ještě dál než leží Slunce, ve vzdálenosti 2180 světelných let, nalezneme „Vánoční stromeček“. Nu

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

Záblesk Irídia

Záblesk družice Irídium 80. Canon 350D+Samyang 8/3.5; Expozícia 58s. 22.4. 2018 o 2:58 SELČ; Tesárske Mlyňany. Vzdialenosť satelitu bola 1564 km.

Další informace »