Novinky
Na čem pracujeme: Proudění plazmatu kolem slunečních skvrn
Svrchní obálka slunečního tělesa je kvůli probíhající konvekci neuvěřitelně dynamická až chaotická. Přesto zde nalezneme určitý velkorozměrový systém proudících útvarů, granule a supergranule. Silná magnetická pole, zejména taková, která vytvářejí sluneční skvrny, tuto dynamiku značným způsobem ovlivňuje. Okolo vyvinutých slunečních skvrn s penumbrou se pak ustavuje zvláštní systém proudění plazmatu, tzv. moat. M. Švanda a M. Sobotka z AsÚ s T. Bártou, studentem MFF UK, studovali statistické porovnání vlastností proudění v moatech unipolárních skvrn a v supergranulích.
Oba útvary jsou si totiž již na první pohled podezřele podobné. Supergranule, které nejsou přímo pozorovatelné běžnými dalekohledy, připomínají jakési výtokové růžice s rozměry kolem 30 Mm, převážně s horizontálním prouděním od středu buněk k jejich okrajům rychlostí kolem 300 m/s, a životní dobou kolem jednoho dne. Moaty (vyslov [mout], česky bychom řekli „příkop“, ovšem český překlad se nepoužívá) kolem slunečních skvrn vypadají jako prstenec proudění směrem od penumbry sluneční skvrny. Jejich šířka je kolem 10 Mm a plazma v nich od skvrny uniká rychlostí kolem 500 m/s. Zdálo by se tedy, že proudění plazmatu kolem skvrny vypadá jakoby někdo umístil skvrnu doprostřed supergranule. Experimentální popis charakteru proudění kolem skvrn silně omezuje modely jejich hloubkové struktury a vzniku.
Pro měření pohybu plazmatu v obou útvarech byla použita lokální helioseismologie. Tento moderní obor sluneční fyziky analyzuje šíření seismických vln slunečním nitrem, v tomto případě šíření povrchového gravitačního modu, který je ovlivňován děním v mělkých přípovrchových vrstvách konvektivní zóny. Z poruch šíření seismických vln je možné usoudit na přítomnost anomálií (poruch hustot, tlaku, ...), ale také na směr a velikost proudění plazmatu v nitru. Pro výpočet bylo použito programové vybavení vyvinuté M. Švandou v předchozích letech. Tento programový balík umožňuje měřit cestovní časy seismických vln a inverzní metodou z nich modelovat všechny tři složky vektoru proudění plazmatu ve zvolené hloubce pod povrchem.
Porovnání bylo prováděno statistickým způsobem, čímž se podařilo vyhnout lokálním změnám a náhodným chybám. Pro popis proudění v moatu bylo z pozorování přístrojem HMI na sluneční družicové observatoři SDO použito 104 osamocených přibližně radiálně symetrických slunečních skvrn, pro popis proudění v supergranuli pak 222 976 jednotlivých supergranulí, detekovaných automatickým segmentačním algoritmem.
Z porovnání vyplývá, že oba proudové systémy jsou si skutečně velmi podobné. Nalezneme zde však dva podstatné rozdíly. Zatímco proudění v průměrné supergranuli je přísně symetrické kolem středu, proudění v moatu skvrny je ovlivněno vlastním pohybem skvrny, jež se pohybuje asi o 100 m/s rychleji než okolí. Radiální proudění v moatu je tedy strháváno před skvrnou na sever a jih od skvrny, což zmenšuje tloušťku moatu na západní straně skvrny, a za skvrnou vytváří brázdu podobnou brázdě za plující lodí, čímž naopak tloušťku moatu na východní straně skvrny zvětšuje. Druhý rozdíl je pak v charakteru vertikální rychlosti. Ve středu supergranule nalezneme vzestupné proudění rychlostí asi 4 m/s, které se přibližně na 60 % rozměru supergranule mění na proudění sestupné. Naproti tomu celý moat je oblastí sestupného proudu. Odhady naznačují, že v moatu cirkuluje alespoň dvakrát tolik hmoty jak v průměrné supergranuli, což nejspíš znamená, že těsně kolem sluneční skvrny musí vyvěrat plazma z nitra Slunce vysokou rychlostí. Tato oblast je bohužel současnou helioseismologií nepostihnutelná.
Citace práce
Švanda, M., Sobotka, M., Bárta, T., Moat Flow System around Sunspots in Shallow Subsurface Layers, Astrophysical Journal 790 (2014) article id. 135, arXiv:1406.2482
Kontakt: Mgr. Michal Švanda, Ph.D., svanda@asu.cas.cz