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.
