Úvodní strana  >  Články  >  Hvězdy  >  Výzkumy v ASU AV ČR (207): Sondáž koronálního magnetického pole Slunce rázovou vlnou

Výzkumy v ASU AV ČR (207): Sondáž koronálního magnetického pole Slunce rázovou vlnou

Kolekce dynamických spekter srovnaných v čase z rádiové observatoře IZMIRAN v Rusku (panel a), německého spektropolarimetru AIP (panel b) a francouzského dekametrového pole antén v Nancay (panel c). Na posledním panelu jsou vyznačeny zásadní útvary spektra. F označuje základní frekvenci, H její harmonickou. Fialové obdélníky označují přibližné trvání zlomu v případě prvního vzplanutí typu II a skoku v případě druhém. Označena je také skupina vzplanutí typu III, která předcházela. Ve zcela spodním panelu je pak rentgenové záření z družic GOES, které poukazuje na průběh sluneční erupce.
Autor: Artem Koval

Kosmické počasí v okolí Země a také atmosféry dalších planet Sluneční soustavy jsou ovlivňovány neustálým proudem nabitých částic od Slunce, slunečním větrem. Indukce meziplanetárního magnetického pole, která je v popisu slunečního větru jednou z klíčových veličin, je odvozována z matematických modelů, v nichž parametry koronálního magnetického pole určují počáteční podmínky. Artem Koval z ASU společně se svými kolegy ukazuje, že v určitých situacích lze indukci magnetického pole v koróně změřit.

Kontinuální tok nabitých částic od Slunce do nitra Sluneční soustavy, tzv. sluneční vítr, je centrálním tématem v diskusi vztahů Slunce s bezprostředním okolím planet Sluneční soustavy. Slunce je v kosmickém prostoru obklopeno obří bublinou, heliosférou, která je formována právě vanoucím slunečním větrem. Informace o vlastnostech slunečního větru a procesech, které jej urychlují a ovlivňují, jsou klíčové například pro předpovědi kosmického počasí. Tato disciplína je v současnosti důležitá pro zemské technologie, ale s příslibem pilotovaného dobývání kosmu se stane stejně důležitou i pro další cíle ve Sluneční soustavě, ať už pro Měsíc nebo pro Mars. 

Od 60. let 20. století je známo, že sluneční vítr má dvě komponenty – pomalou a rychlou – a že vyvěrá ze struktur sluneční koróny – vnější vrstvy sluneční atmosféry. Přímých informací o stavu magnetického pole v koróně máme pomálu. Ze snímků v ultrafialové oblasti spektra nebo z pozorování korónografy se sice dozvídáme o tvaru – morfologii a topologii – tohoto pole, ale nezískáváme žádné informace o jeho indukci. V tom mohou být nápomocna rádiová pozorování. 

Eruptivní procesy na Slunci jsou často spojeny s výronem částic do koróny. Tyto částice vytvářejí svazky a bývají doprovázeny rázovými vlnami, které pronikají skrz koronální struktury. Například svazky téměř relativistických elektronů při průniku korónou vyzařují na rádiových vlnových délkách a jejich postup ve vzdálených radioteleskopech ukazuje velmi specifickou charakteristiku v tzv. dynamických spektrech, tedy záznamu intenzity rádiových vln v závislosti na jejich frekvenci a na čase. Pozorujeme tzv. vzplanutí typu III, kdy se frekvence přijímaného rádiového záření velmi rychle snižuje. Jiným typem jsou vzplanutí typu II. Ta jsou spojována s postupem rázové vlny, která urychluje koronální elektrony před sebou a nutí je zářit v rádiové oblasti. I v případě vzplanutí typu II pozorujeme postupný pokles frekvence s časem, pokles je ale pomalejší. Navíc, zcela typicky je vzplanutí typu II v dynamických spektrech zobrazeno jako dva rovnoběžně postupující pruhy s frekvencemi v poměru 2:1. Jde o obraz základní a první harmonické frekvence elektronových elektrostatických plazmových vln, které jsou emitovány elektrony před rázovou vlnou. 

Některá ze vzplanutí typu II vykazují ještě podivnější spektrální tvar. Harmonické pruhy v dynamických spektrech se mohou rozštěpit do dvou frekvencí, v dynamickém spektru tak pozorujeme celkově čtyři rovnoběžné pruhy. Toto chování vysvětluje model, v němž rádiové záření vzniká ve dvou místech, a to těsně před a těsně za rázovou vlnou. Jiné hustoty plazmatu se projevují jinými charakteristickými frekvencemi rádiového záření. Vzplanutí typu II se mohou v dynamických spektrech také „zlomit“ nebo „poskočit“. Tyto náhlé změny jsou nejčastěji spojovány s kolizemi rázové vlny se strukturami koróny. 

Podivná vzplanutí typu II byla na Slunci zaznamenána 17. března 2004 hned dvě. Zřejmě souvisela s relativně slabou erupcí třídy C1.6, která vznikla v malé aktivní oblasti NOAA 10572. Erupce byla spojena s úzkým výronem do koróny, vyvrženým rychlostí asi 700 km/s, který byl sledován koronografy LASCO na družici SOHO. Pozorování byla podpořena také dalšími přístroji na družici SOHO, zejména ultrafialovým zobrazovačem EIT a fotosférickým zobrazovačem MDI. Rádiové záření pak bylo sledováno na Zemi hned několika radioteleskopy. Ty zaznamenaly nejprve sérii vzplanutí typu III, jak elektronové svazky vyrazily z místa rekonexe magnetického pole, které pak byly následovány dvojicí vzplanutí typu II. První z nich bylo vzplanutí „zlomené“, druhé pak „se skokem“. Pozorování takových anomálních vzplanutí typu II hned za sebou je považováno za něco výjimečného. Obě tato vzplanutí byla současně rozštěpená, což dalo odborníkům jedinečnou příležitost na dálku změřit indukci magnetického pole. 

Analýzu vedl Artem Koval ze Slunečního oddělení ASU, studie se dále účastnili i další pracovníci oddělení a spolupracovníci ze zahraničních institucí. Z analýzy obrazových snímků bylo možné stanovit, že struktura koróny v prostorových úhlech, do nichž vyrazila rázová vlna výronu hmoty do koróny, byla velmi jednoduchá. Jeden koronální paprsek a prostorná magnetická trubice, zakořeněná ve stejné oblasti jako jedna strana koronálního paprsku. Tyto dvě význačné koronální struktury tedy byly ve vzájemném kontaktu. 

První vzplanutí typu II začalo krátce po 9.29 světového času a o necelé tři minuty po jeho začátku se objevil frekvenční zlom. Po tomto okamžiku se frekvence vzplanutí snižovala velmi rychle a vzplanutí vymizelo 35 sekund po zlomu. Z pečlivé analýzy zobrazovacích dat se ukázalo, že zlom jednoznačně souvisel s kolizí rázové vlny s koronálním paprskem. Vícefrekvenční štěpení před zlomem bylo možné využít ke změření intenzity magnetického pole v koróně. Ve vzdálenostech 1,35 až 1,55 slunečního poloměru od středu disku klesala indukce z 1,08 k 0,69 G. Naměřené hodnoty jsou ve vynikající shodě s jedním ze semiempirických modelů publikovaných v literatuře. 

Druhé vzplanutí typu II se započalo po 9.36 světového času. O minutu později poskočila frekvence vzplanutí k vyšším hodnotám, skok trval asi 15 sekund, poté frekvence klesala jako obvykle. Kolem 9.38:30 skočila frekvence vzplanutí opět dolů, jako by se vrátila na původní trend nastolený před skokem nahoru. Vzplanutí zaniklo kolem 9.40. Studiem zobrazovacích dat se ukázalo, že skok jednoznačně souvisí s přechodem rázové vlny přes ukotvenou magnetickou trubici. Drastické změny v hustotě plazmatu vedly k prudkým změnám frekvence rádiové emise. Tuto událost bylo opět možné použít pro výpočet indukce magnetického pole, a to jak v pozaďové koróně, tak v magnetické trubici. Artem Koval pro tyto účely vyvinul zcela novou metodiku, nezávislou na znalosti rychlosti rázové vlny, jejíž hodnota by jinak byla pro výpočet klíčová. Bylo tak zjištěno, že na hranici magnetické trubice hodnota indukce magnetického pole vzrostla a vyvíjela se i v rámci trubice. 

Práce ukazuje, že současným použitím nejrůznějších typů pozorování lze dospět až k překvapivě přesvědčivým určením jinak zcela skrytých parametrů sluneční atmosféry. Představená metodika v sobě má velký potenciál k vzdálenému mapování magnetického pole sluneční koróny. 

REFERENCE

A. Koval, M. Karlický a kol., Shock-wave radio probing of solar wind sources in coronal magnetic fields, Astrophysical Journal v tisku, preprint arXiv:2110.15863.

KONTAKT

Dr. Artem A. Koval, CSc.
artem.koval@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

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. 

Štítky: Korona, Rádiové záření Slunce, Astronomický ústav AV ČR


32. vesmírný týden 2022

32. vesmírný týden 2022

Přehled událostí na obloze a v kosmonautice od 8. 8. do 14. 8. 2022. Měsíc bude v úplňku. Planety Jupiter, Saturn a Mars jsou vidět již o půlnoci, ale stále je ideální je pozorovat až v druhé půlce noci a ráno. Aktivita Slunce je nízká. Nastává maximum meteorického roje Perseid, ale ruší je svit Měsíce v úplňku. Zažili jsme šest startů raket během 20 hodin. Čtyři mise mířily na oběžnou dráhu, jeden let byl suborbitální a jedna raketa vynesla sondu na cestu k Měsíci. Před 60 lety se uskutečnil simultánní let kosmických lodí Vostok 3 a Vostok 4. Před 145 lety byl objeven měsíc Marsu nazvaný Deimos.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

NGC6543 (PK 096+29.1)  Kočičí oko - Cat's Eye

Titul Česká astrofotografie měsíce za červen 2022 získal snímek „Kočičí oko“, jehož autorem je Roman Hujer Astronomie je poetická věda. Objektům na obloze, které nesou většinou místo názvu písmenné a číselné kódy označující pořadové číslo v tom kterém astronomickém katalogu, astronomové často

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

Pelikán, IC 5070

Pelikán alebo IC 5067/70 je emisná hmlovina v súhvezdí Labuť, ktorá dostala názov podľa svojho tvaru. 288x150 sec. Lights ISO1600, master bias, 80 flats

Další informace »