Úvodní strana  >  Články  >  Hvězdy  >  Výzkumy v ASU AV ČR (299): Penumbrální zrna v numerické simulaci sluneční skvrny

Výzkumy v ASU AV ČR (299): Penumbrální zrna v numerické simulaci sluneční skvrny

Jeden ze snímků zobrazujících intenzitu záření v simulované sluneční skvrně s vyznačením několika vybraných penumbrálních zrn, jimž byla věnována větší pozornost. Zelené úsečky označují zrna, která se systematicky pohybovala směrem k umbře skvrny, zatímco červené úsečky zrna pohybující se ven ze skvrny.

Jak se ve skvrnách na Slunci pohybují jasné útvary zvané penumbrální zrna, a co tento pohyb říká o vnitřní dynamice a magnetickém poli Slunce? Nová studie pomocí pokročilé počítačové simulace nabízí odpovědi, které rozšiřují výsledky předchozích pozorování a odhalují, jak složitý a proměnlivý je život penumbrálních zrníček.

Sluneční skvrny jsou oblastmi na povrchu Slunce s intenzivním magnetickým polem a nižší teplotou než jejich okolí. Zvláště zajímavá je jejich penumbra – světlejší prstenec s vláknitou strukturou, kde se nacházejí penumbrální filamenty a na jejich hlavách jasné útvary ve tvaru komety, označované jako penumbrální zrna. Tato zrna představují oblasti horkého plazmatu stoupajícího na povrch, a jejich zdánlivý pohyb směrem ke středu skvrny nebo ven z penumbry je předmětem výzkumu už řadu let. Dlouho bylo známo, že pohyb penumbrálních zrn je jen zdánlivý – tedy že neodráží skutečný směr proudění plazmatu, ale spíše komplexní dynamiku v prostředí magnetických polí. Skutečný pohyb plazmatu je striktně ven ze skvrny a obvykle se označuje jako tzv. Evershedův tok.

Pozorování, například ze sondy Hinode nebo teleskopu GREGOR, naznačovala, že směr zdánlivého pohybu penumbrálních zrn souvisí s tím, jak je skloněné magnetické pole uvnitř a kolem zrníčka. Pokud je pole uvnitř zrna více horizontální než v okolí, zrno se zdánlivě pohybuje ke středu skvrny, a naopak. Přesto dosud nebylo možné tento vztah s jistotou potvrdit kvůli omezením prostorového a časového rozlišení pozorování. Odpověď by mohla poskytnout detailní numerická simulace.

Takové simulace jsou naštěstí v poslední době k dispozici. Michal Sobotka ze Slunečního oddělení ASU společně s Markusem Schmassmannem z německého KISu využili jednu z nejnovějších, kterou M. Schmassmann vytvořil pomocí kódu MURaM. Cílem bylo zjistit, za jakých fyzikálních podmínek penumbrální zrna vznikají, jaké mají vlastnosti, a jak se během života vyvíjejí. Klíčovým bodem bylo zjistit, zda existuje statisticky významný vztah mezi směrem zdánlivého pohybu penumbrálních zrn a sklonem magnetického pole uvnitř a v okolí těchto struktur.

V simulaci se zkoumala oblast o rozměrech 49 × 22 × 6 tisíc kilometrů s prostorovým rozlišením 32 km horizontálně a 16 km vertikálně. Simulace probíhala po dobu jedné hodiny s výstupem po 18 sekundách. Hlavními analyzovanými veličinami byly intenzita záření na vlnové délce 500 nm (reprezentující viditelný povrch), teplota, intenzita a sklon magnetického pole a rychlost proudění plazmatu. Penumbrální zrna byla automaticky detekována jako jasné oblasti s výrazným stoupajícím proudem.

Ve statistické části bylo analyzováno 226 penumbrálních zrn pohybujících se směrem ke středu skvrny a 107 zrn pohybujících se směrem ven. Zkoumala se průměrná hodnota magnetického sklonu uvnitř každého zrna a v jeho okolí. Výsledky ukázaly, že u zrn pohybujících se dovnitř převládá případ, kdy je sklon magnetického pole uvnitř větší (více horizontální) než v okolí, a naopak u skvrn pohybujících se ven bývá sklon menší (více vertikální). Tento výsledek odpovídá pozorováním, ale rozdíly jsou jen mírné a s velkým rozptylem – tedy ne vždy jednoznačně určitelné.

Zajímavý je vývoj těchto rozdílů s rostoucí vzdáleností výskytu zrn od středu skvrny: zatímco vnitřní penumbrální zrna mají typicky větší sklon než okolí, ve vnější penumbře je tomu naopak. Změny sklonu se sledovaly nejen na viditelném povrchu, ale i v hloubkách 160 a 320 km pod povrchem. U povrchu bylo zjištěno, že zrna mají vyšší teplotu než okolí, ale rozdíly se s rostoucí hloubkou stírají, což ukazuje, že struktury penumbrálních zrn jsou lokalizované relativně blízko povrchu.

Kromě statistiky autoři podrobně analyzovali i jednotlivé případy pomocí svislých řezů a časových sekvencí. Zjistili, že sklon magnetického pole uvnitř penumbrálních zrn se během jejich života může měnit, a spolu s tím i směr jejich zdánlivého pohybu. Tento poznatek vysvětluje některé dříve pozorované výjimky, kdy směr pohybu zrn neodpovídal předpokládanému vztahu ke sklonu pole. Penumbrální filamenty, v nichž PGs sedí, mají obvykle zvýšený sklon nad povrchem, což koreluje s horizontálním prouděním Evershedova typu.

Simulace dále ukázaly, že pohyb penumbrálních zrn může být ovlivněn turbulencí a náhodnými procesy, zvláště v okrajových oblastech penumbry. V některých případech se směr zdánlivého pohybu během několika minut změnil, nebo zrno úplně zmizelo. Takové změny nelze snadno pozorovat běžnými metodami, protože simulace poskytuje vyšší časové rozlišení než současné spektropolarimetrické přístroje.

Navzdory určitým nedostatkům simulace (například příliš silné magnetické pole ve srovnání s pozorováním nebo nedostatek penumbrálních zrn v oblasti vnitřní penumbry) se ukázalo, že výsledek podporuje základní hypotézu: existuje vztah mezi sklonem magnetického pole v penumbrálních zrnech a jejich směrem pohybu, i když tento vztah je ovlivněn mnoha dalšími faktory a není vždy jednoznačný. Mezi takové faktory patří zejména turbulence v konvekčních proudech a časová proměnlivost struktury zrn.

Autoři rovněž potvrzují, že Evershedův tok – horizontální proudění plazmatu v penumbrálních vláknech – vzniká pouze v oblastech, kde tlak magnetického pole dominuje nad tlakem plynu. Tento poznatek ukazuje na důležitost magnetické konfigurace v generování proudových struktur.

Studie ukazuje, že i když existuje obecný vztah mezi sklonem magnetického pole v penumbrálních zrnech a směrem jejich zdánlivého pohybu, reálné chování těchto struktur je silně ovlivněno dynamikou a turbulencí prostředí. Simulace nabízí pohled do hloubky a do časového vývoje, jaký pozorování zatím neumožňují. Zaplacenou cenou je fakt, že numerické simulace svým vzhledem i hodnotami fyzikálních parametrů ne zcela odpovídají skutečným skvrnám pozorovaným na Slunci. Do budoucna lze očekávat, že kombinace realistických simulací a vysoce přesných pozorování umožní ještě přesněji pochopit vnitřní strukturu a dynamiku slunečních skvrn.

REFERENCE

M. Sobotka, M. Schmassmann, Apparent motion of penumbral grains in a sunspot simulation, Astronomy and Astrophysics v tisku, preprint arXiv:2506.09504

KONTAKT

RNDr. Michal Sobotka, CSc., 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. 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: Penumbra, Sluneční skvrna, Astronomický ústav AV ČR


36. vesmírný týden 2025

36. vesmírný týden 2025

Přehled událostí na obloze a v kosmonautice od 1. 9. do 7. 9. 2025. Měsíc bude v neděli v úplňku a 7. 9. nastane úplné zatmění Měsíce. Planety se dají pozorovat na ranní obloze, Saturn už celou noc. Slunce je aktivní a nastala erupce, po které nelze vyloučit slabší polární záři. Nejsilnější nosič současnosti Super Heavy úspěšně vynesl loď Starship, která následně úspěšně přečkala ohnivé peklo a dosedla na plánovaném místě v oceánu.

Další informace »

Česká astrofotografie měsíce

Temná mlhovina Barnard 150

Titul Česká astrofotografie měsíce za červenec 2025 obdržel snímek „Temná mlhovina Barnard 150“, jehož autorem je astrofotograf Václav Kubeš       Dávno, opravdu dávno již tomu. Někdy v době, kdy do Evropy začali pronikat Slované a začala se formovat Velkomoravská říše, v době, kdy Frankové

Další informace »

Poslední čtenářská fotografie

NGC7293 Helix

The “Snail,” or NGC 7293—the Helix Nebula—is the nearest and also the brightest planetary nebula, located in the constellation Aquarius. It ranks among the best-known planetary nebulae. The Snail Nebula is approximately 650 light-years from Earth. It formed about 25,000 years ago and is expanding at a velocity of 24 km/s. Thanks to its brightness of magnitude 7.3 and an apparent diameter of roughly 15 arcminutes, it is easy to observe with a telescope (or binoculars). It is also a very rewarding target for amateur observations. It is our nearest and, despite the NGC designation, the brightest planetary nebula in the sky. It is also the most extensive nebula in the sky, which is actually a drawback: despite its high total magnitude, its surface brightness is low. For this reason it was not discovered by Herschel and does not appear in Messier’s catalogue. Its true diameter is about 1.5 light-years, and it formed about 25,000 years ago when the progenitor star shed the outer layers of its atmosphere. The stellar core has become a white dwarf with a surface temperature of 130,000 °C and an apparent magnitude of 13.3. Owing to its high temperature, its radiation is predominantly ultraviolet and it can be seen only with a large telescope. The white dwarf illuminates its ejected envelopes—the nebula itself—which is expanding at 24 km/s. Once, this nebula was a star similar to our Sun—the view into the Helix Nebula reveals our very distant future. Within this nebula, as in many others, there are peculiar structures called cometary knots. They were first observed in 1996 in the Helix Nebula. They resemble comets in appearance but are incomparably larger: their heads alone reach twice the size of the Solar System, and their tails, pointing radially away from the central star, are up to 100 times the Solar System’s diameter. They expand at 10 km/s. Although they have nothing to do with real comets, part of their material may have originated in the progenitor star’s Oort cloud, which evaporated in the final stage of its evolution. These remarkable structures likely arose when a later, hotter shell ejected by the star ploughed into an earlier, cooler shell. The collision fragmented the shells into pieces, creating comet-like forms. It is possible that dust particles within the cometary knots gradually stick together to form compact icy bodies similar to Pluto. Equipment: SkyWatcher NEQ6 Pro, GSO Newtonian astrograph 200/800 (200/600 f/3), Starizona Nexus 0.75× coma corrector, Touptek ATR585M, AFW-M, Touptek LRGBSHO filters, Gemini EAF focuser, guiding via TS off-axis guider + PlayerOne Ceres-C, SVBony 241 power hub, automated backyard observatory with my own OCS (Observatory Control System). Software: NINA, Astro Pixel Processor, GraXpert, PixInsight, Adobe Photoshop Lights: 48×180 s R, 43×180 s G, 49×180 s B, 76×120 s L, 153×360 s H-alpha, 24×900 s OIII; master bias, flats, master darks, master dark flats Gain 150, Offset 300. July 24 to August 30, 2025 Belá nad Cirochou, northeastern Slovakia, Bortle 4

Další informace »