Úvodní strana  >  Články  >  Hvězdy  >  Výzkumy v ASU AV ČR (246): Komplikace spektrální diagnostiky ve slunečních protuberancích

Výzkumy v ASU AV ČR (246): Komplikace spektrální diagnostiky ve slunečních protuberancích

Intenzitní mapa sluneční protuberance pořízená ve spektrální čáře neutrálního helia s vlnovou délkou 1083 nm 20. května 2011. Spodní tmavá část odpovídá okraji slunečního disku (limbu), nad nímž je patrný „les“ spikulí. Vpravo je na ose vynesena odpovídající geometrická výška. Bílá šipka vlevo nahoře označuje směr na sever.
Autor: © D. Orozco Suárez

Jiří Štěpán ze Slunečního oddělení ASU se podílel na zajímavé studii poukazující na možné problémy v analýze polarimetrických pozorování slunečních protuberancí. V práci autoři demonstrují, že pokud se pro analýzu použije příliš zjednodušující model vzniku spektrální čáry hélia v infračervené oblasti spektra, odvozené parametry popisující stav magnetického pole v protuberanci mohou být podceněny nebo přeceněny i o několik řádů. 

Drtivou většinu astrofyzikálních objektů nelze přímo osahat a měření fyzikálních veličin tak není možné provádět přímo na místě. Odborníci se ovšem o parametry objektů ve vesmíru evidentně zajímají. Ve své práci jsou však omezeni na studium přicházejícího elektromagnetického záření v nejrůznějších oblastech spektra. 

Není to ale vůbec málo. Příroda byla v tomto vědcům milostiva a umožnila, že do vlastností světla se propisuje až neuvěřitelné množství parametrů zářících objektů. Na dálku tak lze „měřit“ teplotu, rychlost plazmatu, magnetické pole i další fyzikální veličiny. Všechny tyto vlastnosti se nesmírně hodí slunečním fyzikům. Naše Slunce je totiž luxusně blízko, takže nám umožňuje studovat jevy ve své atmosféře s až nevídaným prostorovým, časovým a konec-konců i spektrálním rozlišením. 

Různé jevy na Slunci mají různé odezvy v tzv. spektrálních čarách – význačných strukturách spektra, které obvykle přísluší jednomu prvku nebo molekule. Pro diagnostiku útvarů v chromosféře a koroně, např. protuberancí, filamentů nebo spikulí, se často používá spektrální čára neutrálního hélia v infračervené oblasti spektra, konkrétně s vlnovou délkou 1083 nm. Velkou výhodou této spektrální čáry je, že v klidných oblastech bez magnetického pole nejsou splněny podmínky pro její vznik. Objevuje se tak jen v magnetických strukturách, což zdůrazňuje její diagnostický potenciál pro studium těchto objektů. 

Tato spektrální čára je tzv. multipletem, tedy je složena z několika komponent, které mají každá svůj diagnostický potenciál a zároveň můžeme využít skutečnosti, že v důsledku jejich blízkosti dochází k jejich kvantové interferenci, což vede k jejich netriviální citlivosti na magnetické pole. Zmíněná héliová čára je citlivá jak na slabší, tak na silnější magnetická pole. Nevýhodou je jejich komplikovaný model, neboť různé komponenty vznikají z jiných energetických hladin, které jsou ovlivněny stavem látky a jejím prostorovým provázáním v důsledku šíření záření. A přitom model této spektrální čáry je potřeba, neboť úspěšná diagnostika na správném vyhodnocení reálných pozorování stojí. 

V literatuře se objevují nejčastěji výsledky odvozené při použití zjednodušeného modelu infračerveného héliového multipletu, kdy se předpokládá, že vrstva, v níž tato čára vzniká, je opticky tenká. To znamená, že přicházející záření může být nahrazeno konstantou bez ohledu na pozici ve spektrální čáře (tedy bez ohledu na vlnovou délku). Za této aproximace se předpokládá, že látka sama sebe neovlivňuje absorpcí a emisí záření. Jenže některá pozorování ukazují, že filamenty nebo spikule nemusí být nutně opticky tenké. V tom případě přicházejí ke slovu efekty tzv. částečné redistribuce záření, tedy  nejobecnější popisu interakce světla a látky. To by ovšem znamenalo dramatický nárůst výpočetní náročnosti modelování takového procesu. V praxi proto autoři zpravidla volí cestu zanedbání vlivu šíření záření. 

Jiří Štěpán společně s kolegy z Kanárských ostrovů hledali kompromis mezi dostatečnou přesností popisu procesu interakce záření s chromosférickou látkou a rozumnou výpočetní náročností. Z jejich studie vyplývá, že přijatelným řešením může být již pouhé rozdělení studované spektrální čáry na dvě části, na tu modřejší (s kratšími vlnovými délkami) a tu červenější (s delšími vlnovými délkami). Pokud jsou tyto dvě části vyhodnocovány odděleně s připuštěním různého pozaďového záření, daří se reprodukovat efekty spojené s nezanedbatelnou optickou tloušťkou látky. 

Autoři tyto efekty v práci demonstrovali na ukázkovém modelu protuberance/filamentu a zjistili, že dříve zanedbávaný efekt přenosu záření se významně projevuje už při malých optických tloušťkách plazmatu. Celková intenzita záření v infračervené čáře neutrálního hélia není příliš ovlivněna. Polarizované záření je ovšem změněno zásadně. Amplituda polarizovaných profilů se mění mnohonásobně a v tomto modelu výrazně klesá i anizotropie záření v důsledku zářivé interakce plazmatu sama se sebou. Z toho vyplývá, že pokud se pro diagnostiku použije méně dokonalý model, odvozené fyzikální parametry by byly určeny nesprávně. Autoři například ukazují, že již v případě jejich velmi jednoduchého modelu protuberance pozorované podél magnetického pole by standardní metody dospěly k indukci magnetického pole v řádu desetin Gaussů, zatímco správná hodnota (odvoditelná dokonalejším modelem) je v desítkách Gaussů. To je rozdíl téměř dvou řádů. Opačná situace by nastávala, pokud bychom stejné vlákno pozorovali napříč. Odvozené magnetické pole v desítkách Gaussů by neodpovídalo skutečným hodnotám v desetinách Gaussu.

Jiří Štěpán a kolegové poukazují na to, že v případě komplikovanějších situací, které berou plně v úvahu trojrozměrnou geometrii, je situace ještě složitější a potenciál k nesprávnému vyhodnocení pozorování vyšší. Zároveň jsou přesvědčeni, že právě korektní započtení všech relevantních fyzikálních procesů umožní sice náročnější, ale mnohem jednoznačnější diagnostiku slunečních magnetických polí. Z práce nepřekvapivě vyplývá, že autoři prací analyzujících a interpretujících reálná pozorování by si měli být vědomi zjednodušení, která do této činnosti vstupují. Některá zjednodušení nemusejí být pro danou situace platná, což může získané výsledky degradovat.

REFERENCE

A. Vicente Aravelo, J. Štěpán a kol., The He I 10830 A line: Radiative transfer and differential illumination effects, Astronomy&Astrophysics v tisku, preprint  arXiv:2303.17585

KONTAKT

Mgr. Jiří Štěpán, Ph.D.
jiri.stepan@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: Protuberance, Astronomický ústav AV ČR


41. vesmírný týden 2025

41. vesmírný týden 2025

Přehled událostí na obloze a v kosmonautice od 6. 10. do 12. 10. 2025. Měsíc je počátkem týdne v úplňku a na konci týdne přestává být vidět na večerní obloze. To umožní lepší viditelnost dvou komet, jejichž nástup na večerní oblohu s nadějí očekáváme. Kometa C/2025 A6 (Lemmon) bude vidět zatím jen dalekohledem a trochu obtížněji, ale snad také menším dalekohledem, by mohla být vidět i C/2025 R2 (SWAN). Planeta Saturn je vidět celou noc a bude v konjunkci s Měsícem. Jupiter a Venuše jsou vidět nejlépe ráno. Slunce je poměrně aktivní a opět nastaly slabé polární záře. V plánech startů raket nyní figuruje výhradně Falcon 9 s telekomunikačními družicemi Starlink a Kuiper. Sto let od narození by oslavil významný český astronom Miroslav Plavec.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

Když se blýská v dáli

Titul Česká astrofotografie měsíce za září 2025 obdržel snímek „Když se blýská v dáli“, jehož autorem je astrofotograf Lukáš Veselý Měsíc září je již dávno za námi a s ním i další kolo soutěže Česká astrofotografie měsíce. A tentokrát se porota opravdu „zapotila“. Ze 42 zaslaných snímků vybrat ten

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

IC 5146 Zámotok

IC 5146 (Zámotok) je emisná hmlovina a otvorená hviezdokopa v súhvezdí Labuť. Objavil ju nemecký astronóm Max Wolf 28. júla v roku 1894. Neskôr v roku 1899 ju pozoroval aj britský astronóm Thomas Espin. Hmlovina je obklopená okrajom tmavej hmloviny s názvom Barnard 168, ktorá oddeľuje hmlovinu od hviezdneho pozadia. Červená farba hmloviny je spôsobená ionizáciou od centrálnej jasnej hviezdy spektrálneho typu B0, ktorá svojím ultrafialovým žiarením ionizuje okolitý vodík. Modrasté sfarbenie niektorých častí hmloviny je spôsobené rozptylom viditeľného svetla z hviezd na prachu, ktorý sa v hmlovine nachádza. Vek centrálnej a najjasnejšej hviezdy sa odhaduje na 100 tisíc rokov a v okolitej otvorenej hviezdokope sa nachádza niekoľko stoviek mladých hviezd s priemerným vekom okolo milión rokov. Z tohto vyplýva, že na tomto mieste pravdepodobne došlo k niekoľkým epizódam hviezdotvorby, ktoré pokračujú až dodnes. Vybavenie: SkyWatcher NEQ6Pro, GSO Newton astrograf 200/800 (200/600 F3), Starizona Nexus 0.75x komakorektor, Touptek ATR585M, AFW-M, Touptek LRGBSH filtre, Gemini EAF focuser, guiding TS Off-axis + PlayerOne Ceres-C, SVBony 241 power hub, automatizovaná astrobúdka s mojím vlastným OCS (observatory control system). Software: NINA, Astro pixel processor, GraXpert, Pixinsight, Adobe photoshop Lights 85x180sec. R, 68x180sec. G, 76x180sec. B, 130x120sec. L, 99x600sec Halpha, 74x600sec. S2, master bias, flats, master darks, master darkflats Gain 150, Offset 300. 8.8. až 30.8.2025 Belá nad Cirochou, severovýchod Slovenska, bortle 4

Další informace »