Struktura a dynamika sluneční atmosféry
Webové stránky astronomické pracovní skupiny
Menu
Výsledky
Aktualizace z 31. července 2009 zatím pouze v anglické verzi
Aktualizováno 20. listopadu 2007
Jemná struktura slunečních skvrn a pór se studuje za použití četných měření získaných starým Švédským vakuovým slunečním teleskopem (SVST) s průměrem 0,5 m, novým Švédským solárním teleskopem (SST) s průměrem 1 m na observatoři del Roque de los Muchachos, La Palma, a vakuovým věžovým dalekohledem (VTT) na observatoři Teide, Tenerife. Ve spolupráci s Instituto de Astrofisica de Canarias byl navržen způsob vyhodnocení 2D pozorování všech Stokesových parametrů světelných mostů a vnitřní penumbry. Meření zaznamenával Stokesův polarimetr připojený k SVST. Pomocí inverzního kódu SIR jsme získali rozvrstvení různých fyzikálních veličin ve sluneční atmosféře a sestavili jsme semi-empirické modely termální struktury, magnetického pole a pole rychlostí. Modely, které jsou vypočteny pro každou pozici v zorném poli, používáme k vytvoření 3D map vektoru teploty a magnetického pole. Z těchto map byla odvozena "canopy" struktura nad světelnými mosty. Světelné mosty jsou formovány nemagnetickými nebo slabě magnetickými oblastmi hluboko v umbře, kde probíhá konvekce. Naše výsledky nasvědčují existenci nerozlišených magnetických a teplotních struktur ve vnitřní penumbře. Rozložení teploty a intenzity magnetického pole naznačují přítomnost stoupajících magnetických silotrubic, které byly předpovězeny teoretickými modely. Ke zkoumání magnetického pole a topologie toku penumbrálního propojení dvou slunečních pór opačných polarit, jsme použili 2D spektropolarimetrická pozorování o vysokém rozlišení, která byla získána Fabry-Perotovým interferometrem připojeným k VTT. Obdržené výsledky jsou ve shodě se široce uznávanou hypotézou "neučesané" penumbry a modelu stoupajících silotrubic. Ve spolupráci s Institutem pro astrofyziku při univerzitě v Göttingen byly analyzovány časové serie snímků v bílém světle pořízených SST v roce 2004, ukazující nejslabší umbrální jemné struktury. Kromě umbrálních bodů, které se často shlukují do stabilnějších "granulí", jsme pozorovali rozsáhlé protáhlé struktury o nízké intenzitě s tmavými centrálními kanálky. Jasné umbrální body se pohybují od okraje umbry k jejímu vnitřku a přitom vykazují podobnost s penumbrálními zrny. Rovněž jsme zkoumali kinematické vlastnosti jemných struktur umbře.
Ve spolupráci s observatoří Midi-Pyrénées byl proveden rozbor horizontálních pohybů v "příkopech" (moats) kolem slunečních skvrn. Za použití metody LCT na série snímků v ultrafialové oblasti a v bílém světle, pořízené satelitem TRACE, jsme pomocí pohybu granulí a C IV emisních objektů určili plochy, horizontální rychlosti a asymetrie oblastí "moat" u 32 slunečních skvrn různých velikostí, tvarů a fází vývoje. Pozorované asymetrie ve tvarech a rychlostech závisejí na výšce v atmosfeře, stáří sluneční skvrny a na vlastním pohybu skvrny. Předpokládá se, že sub-fotosferické konvektivní proudění okolo slunečních skvrn může být ovlivněno vlastním pohybem skvrn napříč konvektivní zónou.
Velkorozměrové proudění ve sluneční fotosféře studujeme tak, že metodou lokální korelace (LCT) analyzujeme dopplergramy celého slunečního disku, pořízené přístrojem MDI na palubě satelitu SOHO. Využíváme pozorování s velkým časovým rozlišením, která se pořizují po dobu přibližně 2 měsíců v každém roce nepřetržitě od vypuštění satelitu SOHO. Do dnešního dne jsme zpracovali téměř 3 TB surových dat. Pozorování prošla komplexním zpracováním, sloužícím k potlačení šumu a jiných rušivých jevů. Metoda byla vyvinuta, testována a laděna na syntetických datech z jednoduché simulace. Pomocí této metody jsme schopni měřit povrchové rychlosti s přesností 10 m/s a naše výsledky jsou v dobré shodě s měřeními z lokální helioseismologie. Metoda jasně ukazuje obecně známé vlastnosti globálních velkorozměrových toků, jako je diferenciální rotace, poledníková cirkulace a torzní oscilace. Soubor dlouhodobých dat odhaluje silný vliv magnetické aktivity v rovníkovém pásu na rovníkovou rotaci Slunce. V období silné magnetické aktivity je rovníková rotace obecně pomalejší i přesto, že lokální magnetická pole nepatrně zrychlují pohyby ve svém okolí. Použití metody na data v oblasti eruptivního filamentu ukázalo jasný vzrůst střihu zonální složky rychlosti pod filamentem před erupcí a náhlé zeslabení střihu krátce po erupci.
Nedávné srovnání velkoškálových rychlostí, odvozených z horizontálního pohybu magnetického toku měřeného na WSO Stanfordovy university, Kitt Peak a SOHO/MDI, s rychlostním polem pod fotosferou, získaným z dat MDI metodou lokální helioseismologie, ukazuje silnou závislost charakteru naměřených rychlosti na prostorovém rozlišení použitém při měření. V podstatě, hlavní rychlostní struktury souvisejí s magnetickým tokem na malých prostorových škálách, zatímco velkorozměrové rychlostní struktury jsou reprezentativní obvykle jen v dlouhodobém měřítku. Shoda mezi oběma metodami není stálá pro všechna dostupná data a kolísá v závislosti na pravidelnosti vynořování aktivních oblastí na slunečním povrchu.
Pozorování úplného zatmění Slunce z Angoly 2001 a Egypta 2006 byla zpracována a sloučena za použití iterační metody s bezproudovou extrapolací magnetického pole z fotosféry. Koronální struktury pozorované v bílém světle ukazují dobrou shodu s indukčními čarami získanými extrapolací a vypočtené hodnoty intenzity mohou být dále použity pro popis různých fyzikálních podmínek v koroně.
Aktualizováno 23. září 2005
Studovali jsme dynamiku a vzájemné vztahy mezi prvky jemné struktury na hranici penumbry s fotosférou. Na základě dvouhodinové časové série snímků stabilní sluneční skvrny, která byla pořízena na Švédském vakuovém slunečním dalekohledu (La Palma) a restaurována pomocí metody fázové diverzity, jsme zjistili následující fakta: Mnoho penumbrálních zrn se pohybuje směrem od umbry ke hranici s fotosférou. Jedna třetina z nich proniká z penumbry do okolní fotosféry. Tato zrna pokračují v původním pohybu jako malé jasné objekty, nebo expandují a přemění se v granule. Nemají však nic společného s fakulárními body, pozorovanými ve spektrálním pásu G v okolí skvrny. Takové body vznikají v blízkosti temných penumbrálních vláken, kde předpokládáme silnější magnetické pole. Na základě stejných pozorování jsme studovali pohyby granulí a fakulárních bodů v oblasti "moat" kolem skvrny. Granule, které se opakovaně rozpadají v určitých místech, vytvářejí centra rozbíhavých pohybů, nebo, z jiného hlediska, tzv. "rodiny" granulí. Ty se v oblasti moat pohybují směrem od skvrny. Fakulární body se pohybují stejným směrem, rychlostmi odpovídajícími rychlostem sousedících granulí.
Zkoumali jsme vliv Jouleova ohřevu plazmatu na jas umbrálních bodů při jejich zániku. K tomu byly použity časové série snímků jedné skvrny a jedné póry. Efekt Jouleova ohřevu se projevuje jako specifické změny jasu a velikosti umbrálních bodů. Z našeho rozboru vyplývá, že 12 % umbrálních bodů ve skvrně a 14 % v póře může být ovlivněno Jouleovým ohřevem. Dále jsme analyzovali pozorování pořízená polarimetrem LPSP na Švédském vakuovém slunečním dalekohledu. Dvojrozměrné mapy všech Stokesových parametrů s rozlišením kolem 0,7" byly použity k výpočtu teploty, magnetického pole a Dopplerových rychlostí osmi umbrálních bodů. Objevili jsme zvýšenou teplotu ve spodních vrstvách, vzestupné proudění a magnetické pole s náklonem vyšším než je v okolní umbře. Byly rovněž analyzovány podmínky ve světelných mostech, kde je magnetické pole nakloněno velmi silně.
Na novém metrovém Švédském slunečním dalekohledu (La Palma) jsme v září 2003 a v červnu 2004 pozorovali skvrny s rozlišením lepším než 0,15". Intenzity a velikosti umbrálních bodů byly měřeny zároveň v modré a červené oblasti spektra. "Skutečné" hodnoty byly pak určovány metodou dvojbarevné fotometrie. Histogramy pozorovaných velikostí mají maximum na 0,23" (165 km) ve všech pozorovaných skvrnách a pórách. To znamená, že většinu umbrálních bodů lze plně rozlišit dalekohledem o průměru jednoho metru. Výsledky dvojbarevné fotometrie naznačují, že 50 % umbrálních bodů je jasnějších a teplejších než klidná fotosféra a že střední "skutečná" velikost umbrálních bodů je asi 100 km.
Analyzovali jsme podélné složky rychlostí a magnetických polí v sedmi aktivních oblastech pozorovaných ondřejovským magnetografem. Rychlosti zde vykazují změny vůči typickému obrazu rychlostí v klidné fotosféře. Ve vrcholných stadiích vývoje aktivní oblasti jsou rychlosti ve směru od pozorovatele koncentrovány ve strukturách podobných buňkám, kde je přítomno magnetické pole. Rozpadá-li se aktivní oblast, buňková struktura rychlostí mizí. Nalezli jsme, že Evershedův tok spojený se zanikajícími skvrnami má opačný směr než ve stabilních skvrnách. Organizované buňkové struktury jsou nejlépe viditelné kolem středu slunečního disku. To naznačuje přítomnost sestupných proudů v rozvíjejících se aktivních oblastech.
Série dopplergramů pozorovaných přístrojem MDI na kosmické observatoři SOHO byla využita ke studiu horizontálních pohybů supergranulí na velkých prostorových škálách. Pro tento účel byla vyvinuta původní metodika a programové vybavení. Výsledné globální horizontální pohyby, vypočtené pro období slunečního minima, mají převládající zonální a slabší meridionální složku a dobře odpovídají časově proměnné diferenciální rotaci Slunce. Ve spolupráci se Státní technickou universitou v Petrohradě byla rozpracována dynamická teorie přílivových vln na povrchu Slunce. Byla použita k modelování změn rychlostí podél rovníku způsobených přílivovými vlnami od planet Merkur, Venuše, Země a Jupiter. Krátká období beze změn jsou střídána dlouhými obdobími se silnými změnami každých 120 dnů. Porovnání s rychlostmi pozorovanými MDI na SOHO ukázalo, že amplituda rychlostí přílivových vln musí být menší než 20 m/s.
Byly studovány časové změny velkoškálových horizontálních rychlostí, které jsme odvodili z pohybů magnetických polí ve fotosféře. Nalezli jsme, že jejich zonální složky kolem rovníku a v aktivních šířkách, stejně jako jejich meridionální složky, se mění se slunečním cyklem. Zbytkové zonální rychlosti přenosu magnetického toku ukazují struktury stejné jako rychlosti získané měřením Dopplerova posuvu. Všechny změny jsou určovány procesy, které mají symetrii odlišnou od osové symetrie Slunce. Vzrůst zonálních složek rychlosti na úkor meridionálních v období minima cyklu dobře odpovídá modelu cyklické funkce slunečního dynama.
Studovali jsme velkoškálové dynamické charakteristiky sluneční koróny, fotosféry a chromosféry. Byl vytvořen magnetodynamický model koronálních struktur, závislý na velkorozměrových horizontálních rychlostech přenosu magnetického toku ve fotosféře. Byl nalezen úzký vztah mezi uzavřenými magnetickými konfiguracemi v koróně a celkovými magnetickými poli, extrapolovanými do spodní koróny. Oblasti se zvýšeným celkovým magnetickým polem vyvolávají zvýšenou intenzitu zelené koróny, způsobenou hlavně lokálním vzrůstem hustoty ohřívaných koronálních struktur. Složitý systém horizontálních rychlostí přenášejících magnetický tok ve fotosféře je zdrojem neustálých změn při propojování opačných polarit. Magnetické oblasti a oblasti se zvýšeným jasem zelené koróny rotují společně a jejich rotace se, na rozdíl od diferenciální rotace bipolárních oblastí, skvrn a filamentů, více blíží rotaci tuhého tělesa.