Výzkumy v ASU AV ČR (175): Může Solar Orbiter měřit magnetické pole v eruptivních protuberancích?
10. února letošního roku se ke Slunci vydala evropská sonda Solar Orbiter. Jde o pozorovací kombajn s desítkou přístrojů, na nichž se velkou měrou podíleli i čeští odborníci. Jedním z přístrojů s výraznou českou účastí je Metis, koronograf sloužící k pozorování vnější vrstvy sluneční atmosféry. V představované práci autoři na modelu diskutují, zda a za jakých podmínek bude možné využít měření z Metisu pro určení magnetického pole v eruptivních protuberancích a výronech hmoty do koróny.
Metis, kosmický koronograf na palubě sondy Solar Orbiter, je přístrojem navrženým pro studium eruptivních protuberancí a výronů hmoty do koróny v bezprostřední blízkosti Slunce. Dalekohled bude fungovat ve dvou spektrálních kanálech, a poprvé v historii tak umožní současné pořizování snímků těchto dynamických jevů jak v ultrafialové oblasti spektra (s výrazným příspěvkem od vodíkové čáry Lyman-α) tak v oblasti viditelného záření. Spektrální okno kanálu viditelného světla zahrnuje i héliovou čáru D3 v oranžové oblasti, která má vysoký diagnostický potenciál pro studium magnetických struktur ve sluneční atmosféře. Autoři představovaného článku tuto možnost zkoumali podrobně.
Dnes nikdo nepochybuje o tom, že při formování struktur ve sluneční atmosféře hraje magnetické pole rozhodující roli. Ostatně obrázky z pozemních i kosmických přístrojů nás o tom přesvědčují. Magnetické smyčky vyplněné horkým plazmatem – to je realita vyšší sluneční atmosféry. Určení intenzity magnetického pole v těchto strukturách je ovšem velmi obtížnou úlohou. Magnetická pole jsou ve srovnání s těmi fotosférickými, která stojí např. za slunečními skvrnami, výrazně slabší a není tedy možné použít osvědčenou metodologii založenou na Zeemanově rozštěpu spektrálních čar v magnetickém poli.
Metis byl navržen tak, aby poskytoval nejen snímky s intenzitou záření, ale současně bude poskytovat i informaci o jeho polarizaci. Právě informace o polarizovaném světle může být klíčová ve věci měření magnetických polí v koronálních strukturách. Výhodou je, že ve viditelném světle koronální plazma téměř nezáří, neboť je příliš horké. Původcem viditelného záření je v drtivé většině světlo fotosféry, rozptýlené koronální látkou. V závislosti na vlastnostech látky se účinně rozptylují jen ty vlnové délky (spektrální čáry), pro které jsou vhodné podmínky. Héliová čára D3 v tomto není výjimkou. Ostatní záření téměř volně prochází. Rozptýlené záření je polarizované.
V přítomnosti magnetického pole ovšem u některých spektrálních čar dochází k částečné depolarizaci záření vlivem tzv. Hanleho jevu. Hanleho jev je účinný pro magnetická pole s intenzitami v hodnotách jednotek až desítek Gaussů, což je přesně předpokládaná situace v koróně. Héliová D3 čára patří mezi ty citlivé na Hanleho jev a z měření depolarizace by tak mělo být v principu možné určit intenzitu pole, které tuto depolarizaci způsobilo. Celá věc má ale jeden háček: kanál viditelného světla Metisu zaznamenává nejen záření D3 čáry, ale také spojité záření v rozsáhlé spektrální oblasti. Klíčem tedy je tyto dva příspěvky odlišit.
Petr Heinzel a Jiří Štěpán ze Slunečního oddělení ASU spolu se zahraničními kolegy studovali možnosti naznačené diagnostiky. K tomu využili síť modelů eruptivních protuberancí a výronů hmoty do koróny z předchozích prací. Pro tyto modely studovali očekávané záření, jaké by zaznamenal kanál bílého světla přístroje Metis. Z těchto modelů vyplývá, že pro plazma s teplotou mezi 30 000 a 50 000 K bude pro kanál ve viditelné oblasti světla přístroje Metis příspěvek héliové čáry D3 rozhodující, faktorem pět až sedm přesahující ostatní příspěvky spojitého záření. Naštěstí právě tyto teploty se očekávají v jádrech výronů hmoty do koróny a v eruptivních protuberancích. Díky tomu, že Metis bude měřit polarizované záření, lze pro velký rozsah teplot mezi zhruba 20 000 a 80 000 K od sebe odlišit zářivé příspěvky spojitého záření a čáry D3. To by mělo bohatě pokrýt myslitelné situace.
Magnetické pole s intenzitou v hodnotách jednotek Gaussů pak při teplotě kolem 30 000 K způsobí depolarizaci záření o přibližně 10 %. Taková hodnota by podle specifikací přístroje měla být snadno dosažitelná. A tak pokud půjde vše dobře, můžeme se za pár let těšit na rutinní mapy koronálního magnetického pole v aktivních objektech, podobně jako jsou dnes k dispozici rutinní mapy fotosférických magnetických polí.
REFERENCE
P. Heinzel, J. Štěpán, a kol., On the Possibility of Detecting Helium D3 Line Polarization with Metis, Astrophysical Journal 900 (2020) id.8, preprint arXiv:2007.08940.
KONTAKTY
prof. RNDr. Petr Heinzel, DrSc.
pheinzel@asu.cas.cz
Sluneční oddělení Astronomického ústavu AV ČR
Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Sluneční oddělení ASU AV ČR
Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v. v. i.
O autorovi
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. Slovem i písmem se pokouší o popularizaci oboru, je držitelem ceny Littera Astronomica. 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.
