Výzkumy v AsÚ AV ČR (41): Balíček programů pro analýzu nemaxwellovských rozdělovacích funkcí částic ve sluneční atmosféře

Diagnostika opticky tenkých čar je jedinou možností, jak se dozvědět o poměrech ve vyšších vrstvách sluneční atmosféry. Záření je totiž jediným měřením, které máme k dispozici. Na základě závislosti zářivého toku na frekvenci přicházejícího záření (takové veličině se obecně říká spektrum) je možné usoudit na termodynamické parametry materiálu v dané oblasti Slunce, tedy zejména na teplotu a tlak (hustotu) materiálu. To jsou parametry, které jsou základem pro úspěšné posouzení jevů, probíhajících ve všudepřítomných magnetických polích, včetně energetických jevů, jakými jsou například malé erupce.

Tvar spektrálních čar je nejčastěji modelován za předpokladu rovnovážného rychlostního rozdělení volných elektronů. Mnohá pozorování z minulosti ukazují, že tento předpoklad je ve sluneční atmosféře velmi často narušen, zejména v případě, kdy se v daném místě pozorují dynamické jevy. Těmi je například urychlování částic, interakce částic s plazmovými vlnami, rázové vlny nebo rekonexe magnetických polí, jež jsou podstatou již dříve zmíněných erupcí všech tříd. V takovém případě se v rychlostním spektru objevuje více částic s vysokými rychlostmi, než odpovídá rovnovážnému rozdělení, odborně se mluví o přítomnosti tzv. vysokoenergetického chvostu. Částice (nejčastěji elektrony) nejsou v takovém případě v termodynamické rovnováze.

To ale znamená, že závěry přijaté na základě předpokladu rovnovážného rozdělení mohou být chybné. Nejčastěji se jedná o chybně určenou teplotu nebo hustotu materiálu, což se může projevit i chybným určením prostorového umístění zájmového místa (jen se ve skutečnosti v atmosféře nachází výše nebo níže než odpovídá výsledkům).

Elena Dzifčáková a její kolegové se vlivům odchylek statistického rychlostního rozdělení elektronů od rovnovážného stavu věnují již dlouho. Modifikovali volně dostupný programový balík CHIANTI, který v sobě kombinuje programy pro výpočet a diagnostiku spekter s nejmodernějšími atomárními daty popisujícími jednotlivé elektronové přechody tak, aby bylo možné započítat vliv netermálního rozdělení elektronů. Započtení vysokoenergetického chvostu je možné dosáhnout více způsoby, jedním z nich je využití tzv. rozdělovacích funkcí kappa (κ). Ty se od rovnovážného maxwellovského liší přítomností dalšího volného parametru, který charakterizuje odklon rozdělení od termálního. κ -distribuce mají od jiných přístupů dvě hlavní výhody: pro limitní hodnotu parametru κ splývají s maxwellovskými a především teplota má stejný význam jako teplota vyplývající z termálního rozdělení (tedy teplota je parametrem charakterizujícím střední kinetickou energii částic).

Výsledný programový balík KAPPA umožňuje výpočet čárových spekter i příspěvků různých kontinuí s využitím κ-distribucí elektronů. Algoritmy použité v programech jsou v detailech popsány v představované práci. Co je však nejdůležitější: tento balík je komukoli volně k dispozici na webové adrese kappa.asu.cas.cz. Autoři provedli zevrubné testování a zjistili, že přestože na mnoha místech použili velká zjednodušení ve prospěch rychlosti výpočtu, jsou poskytované výsledky vždy s chybou menší než 10 % (typicky však méně než 5 %).

Výpočet ukázkových syntetických spekter pak každého přesvědčí, jak velký vliv mají nerovnovážná rozdělení elektronů na tvar opticky tenkých ultrafialových čar. Nezbývá než doufat, že se balíček KAPPA Eleny Dzifčákové a jejích kolegů ve spektrální diagnostice slunečních pozorování rychle ujme. Možná budeme překvapeni, které všechny dosavadní poznatky bude zapotřebí zrevidovat.

Reference:
Dzifčáková, E. a kol., KAPPA: A Package for Synthesis of Optically Thin Spectra for the Non-Maxwellian kappa-distributions Based on the Chianti Database, Astrophysical Journal Supplement 217 (2015) article id. 14, arXiv:1502.00853
http://kappa.asu.cas.cz

Kontakt:
doc. RNDr. Elena Dzifčáková, CSc., elena@asu.cas.cz

Převzato: Astronomický ústav AV ČR