Úvodní strana  >  Články  >  Hvězdy  >  Výzkumy v ASU AV ČR (219): Horizontální pohyby v penumbře sluneční skvrny

Výzkumy v ASU AV ČR (219): Horizontální pohyby v penumbře sluneční skvrny

Ukázka časoprostorových diagramů, na nichž jsou zdůrazněny některé lineární struktury odpovídající pohybu význačných struktur. V prvním sloupci a druhém jsou označeny pohyby některých jasných penumbrálních zrn a tmavých těl penumbrálních vláken, ve třetím sloupci pohyby jasných magnetických bodů v okolní fotosféře. Zcela vpravo jsou pak zvýrazněny epizody expanze a kontrakce penumbry.
Autor: Michal Sobotka

Pohyby jemných struktur v rámci penumbry jedné sluneční skvrny byly cílem práce Michala Sobotky z ASU. S využitím velmi kvalitního pozorování z metrového pozemního dalekohledu v práci upřesnil model dynamiky plazmatu v konvektivních strukturách tvořících penumbrální vlákna.

To, že sluneční skvrny jsou nejznámějším projevem sluneční činnosti, asi netřeba opakovat. Stejně tak netřeba zdůrazňovat, že tyto útvary jsou výsledkem akce silných místních magnetických polí, která zásadně ovlivňují dynamiku horkého plazmatu v přípovrchové vrstvě konvektivní zóny Slunce. Vazba mezi magnetickým polem a horkým plynem je velmi komplikovaná, a to natolik, že až do nedávna nebylo z důvodů velké výpočetní náročnosti možné sluneční skvrny realisticky modelovat na počítačích. Skvrny totiž nejsou jen jednoduchými tmavými fleky ve sluneční fotosféře, ale jsou plné nejrůznějších struktur.
 
Rozvinutá sluneční skvrna se sestává ze dvou hlavních částí, z tmavé středové umbry a světlejší okrajové penumbry. Z pozorování vyplývá, že zatímco umbra je obvykle téměř jednolitě tmavá (i když pozorování s velmi vysokým rozlišením nás snadno přesvědčí o opaku), tak penumbra je strukturována do téměř radiálních vláken, směřujících od umbry ven do okolní fotosféry.
 
Pohled na penumbru ve velmi vysokém rozlišení odhalí další detaily. Jsou pozorována vlákna dvou typů. Vlákna se silnějším a více vertikálním polem (tzv. ostny, angl. spines) jsou proložena vlákny se slabším a více horizontálním polem. Ostny se zdají být pokračováním umbrálního magnetického pole. Téměř horizontální vlákna mezi ostny byla v minulosti popsána modelem dynamické silotrubice, v níž na vnitřní (umbrální) straně vyvěrá horké plazma a vytváří pomyslnou horkou „hlavu“ penumbrálního filamentu, tzv. penumbrální zrno. Plazma pak v trubici vytéká radiálně ven a postupně chladne díky vyzařování, v důsledku čehož postupně tmavne. Radiální proudění vysokými rychlostmi uvnitř trubice je známo již více než sto let a po svém objeviteli se označuje jako Evershedův tok. Na konci vlákna se tok obrací zpět do fotosféry a lokálně ohřívá podfotosférické vrstvy. Výstup horkého plazmatu na počátku vlákna způsobuje díky vztlakové síle pohyb penumbrálního zrna směrem k umbře. Takové pohyby se skutečně pozorují ve vnitřní penumbře, ale ve vnější penumbře se penumbrální zrna pohybují směrem ven ze skvrny a model dynamické silotrubice tento pohyb neumí vysvětlit. 
 
Michal Sobotka z ASU společně s dlouhodobým spolupracovníkem Klausem Puschmannem z Německa využili nový, nedávno zveřejněný model penumbrálního vlákna, který doplnili měřením rychlostí pohybů struktur z velmi kvalitních pozorování.
Ta byla pořízena 18. června 2004 s pomocí Švédského slunečního dalekohledu na Kanárských ostrovech. Švédský sluneční dalekohled je se svým metrovým objektivem druhým největším refraktorem na zeměkouli, a protože je vybaven adaptivní optikou, umožňuje studovat detaily fotosférických struktur ve vynikajícím detailu. Toho dne se poblíž středu slunečního disku nacházela skvrna z oblasti NOAA 10634. Atmosférický seeing byl nečekaně malý, což autorům dovolilo pořídit téměř osmihodinovou sérii pozorování v nevídané kvalitě. Série snímků zachycující úsek jinak rozměrné skvrny byla pořízena s kadencí 20 sekund a redukována a normalizována standardními metodami. Reálné rozlišení snímků vzrostlo aplikací dekonvolučního algoritmu, což umožnilo potlačit vliv optických nedokonalostí přístroje. Autoři ze série také odstranili rušivé vlivy helioseismických oscilací a reziduální vliv seeingu.
 
Série byla pořízena ve třech spektrálních kanálech, v tzv. pásu G, který dobře zobrazuje struktury magnetických polí, a dále v modrém a červeném kontinuu. V těchto pozorováních jsou jednotlivé struktury dobře patrné, přesto jsou některé kanály pro určité struktury vhodnější. Například červené kontinuum je vhodnější pro studium dynamiky penumbrálních zrn. Pás G je zase vhodnější pro měření vlastností vnějších částí penumbry a dynamiky jasných magnetických bodů v okolní fotosféře. 
 
Autory zajímala především rychlost pohybu a životnost vybraných magnetizovaných struktur. K výzkumu využili metodu prostoročasových řezů v obecně trojrozměrné prostoročasové datové kostce (dvě osy jsou prostorové a jedna časová). Řezy byly konstruovány podél sady radiálních úseček, které zhruba koincidovaly se směrem penumbrálních vláken. Pokud se podél tohoto řezu pohybuje nějaký objekt, v sérii po sobě jdoucích řezů vytvoří kompaktní lineární útvar, přičemž směrnice tohoto útvaru odpovídá rychlosti pohybu. Délka lineárního útvaru pak vypovídá o životnosti struktury.
 
Autoři vyhodnotili vlastnosti mnoha objektů různých typů a výsledky analyzovali statisticky. Cílem bylo získat typické hodnoty rychlostí určitých objektů nejlépe v závislosti na poloze vůči skvrně. Tak například penumbrální zrna lokalizovaná ve vnitřní polovině penumbry se typicky pohybovala rychlostí kolem 700 m/s směrem k umbře, zatímco ve vnější polovině byl pohyb vždy ven od umbry s rychlostmi vykazujícími velmi vysoký rozptyl. Typická životní doba penumbrálního vlákna byla kolem 20 minut bez ohledu na lokalizaci. Tmavé útvary v rámci penumbrálních vláken se pohybovaly rychlostmi 2 až 6 km/s ven z penumbry. Jejich životnost byla typicky kolem 7 minut. Jejich stopy se ovšem na stejném místě často znovu opakovaly, s periodou mezi 10 a 20 minutami. Tento typ pohybu zřejmě souvisí s Evershedovým tokem.
 
I samotná pozice hranice penumbry se v čase měnila, opakovaně byla zaznamenána postupná expanze zdánlivou rychlostí asi 500 m/s trvající kolem jedné hodiny, která byla nahrazena velmi rychlou kontrakcí, jakmile se poblíž hranice zformovala nová granule nebo jejich skupina. Trasování jasných magnetických bodů v blízké fotosféře jen doplňuje dynamiku magnetizovaných struktur. Nejčastější popis odpovídal objevení se jasného bodu poblíž vnější hranice penumbry následovanému radiálním pohybem konzistentním s expanzí hranice penumbry. Jiné body se objevují v mezigranulárních prostorech a jejich pohyb je pak zcela podřízen probíhající konvekci.
 
Autoři v závěru svého článku sestavili empirický scénář vývoje magnetické silotrubice, do níž proniklo z podpovrchových vrstev horké plazma. Tento scénář zahrnuje komplikovanou interakci trubice s okolními siločárami magnetického pole v ostnech a je schopen vysvětlit pohyb penumbrálních zrn jak směrem k umbře, tak i od ní. Do vývoje významně vstupuje také dynamická tvorba granulí v těsném okolí sluneční skvrny. Autoři podotýkají, že tento empirický scénář je třeba více rozpracovat, nejlépe s pomocí sofistikované numerické simulace.
 

REFERENCE

M. Sobotka a K. G. Puschmann, Horizontal motions in sunspot penubrae, Astronomy & Astrophysics v tisku, preprint arXiv:2205.03171

KONTAKT

RNDr. Michal Sobotka, DSc.
michal.sobotka@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: Sluneční skvrny, Astronomický ústav AV ČR


26. vesmírný týden 2022

26. vesmírný týden 2022

Přehled událostí na obloze a v kosmonautice od 27. 6. do 3. 7. 2022. Měsíc bude v novu a ještě předtím jej najdeme ráno poblíž Merkuru a Venuše. Ráno můžeme vidět všechny okem viditelné planety v pořadí, jak jdou od Slunce. Kometa C/2017 K2 (PanSTARRS) se pohybuje souhvězdím Hadonoše. BepiColombo podruhé minula Merkur. SLS byla plně natankována, na test se chystá Super Heavy. Ariane 5 opět úspěšná. První let čistě jihokorejské rakety. VZLÚSat-1 slaví pět let na orbitě. Před 65 lety se narodil český astronom Marek Wolf.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

M63

Titul Česká astrofotografie měsíce za květen 2022 získal snímek „M 63“, jehož autorem je Zdeněk Vojč       M 63. Nu, opravdu trochu nudné pojmenování. Příliš to nevylepší ani NGC 5055, i přes tolik pětek. Ale nebyli by to romantičtí astronomové, aby tomuto objektu na

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

C/2017 K2 PnaStarrs

Kométa je na snímku vľavo dole, vpravo hore je hviezda Cebalrai z Hadonosa.

Další informace »