Novinky

Na čem pracujeme: Náhlý rozpad filamentu v oblasti klidného Slunce

Sluneční těleso i jeho atmosféra jsou protkány křivkami magnetických polí, s jejich místními koncentracemi se pak pojí nejrůznější jevy sluneční aktivity. Autoři představované práce zevrubně studovali jeden exemplář filamentu, který se vypínal nad oblastí klidného Slunce, a 21. října 2010 se náhle rozpadl. Tento jev byl zachycen celou řadou přístrojů, což dovolilo studovat příčiny jeho rozpadu. 

Sluneční filamenty jsou manifestací smyček magnetických polí vypínajících se do atmosféry, které jsou naplněny plazmatem. Sluneční materiál ve filamentech se nachází v silové rovnováze mezi vlastní gravitací a silou magnetického pole. Při pohledu z boku připomínají mosty nebo výtrysky vztyčené nad okrajem slunečního disku a označujeme je jako protuberance, zatímco při pohledu shora je jednoznačně identifikujeme jako tmavé hadovité provazce táhnoucí se často na délku desítek tisíc kilometrů. Fyzikálně se jedná o identické objekty, jejich zdánlivá rozdílnost má svůj původ v složité interakci záření z fotosféry a plazmatu ve filamentu.

Filamenty se nejčastěji vyskytují v aktivních oblastech, kde je obvykle nalezneme téměř přesně nad tzv. neutrální linií, tedy myšlenou čarou oddělující dvě polarity magnetického pole. Protože lokální změny magnetických polí v aktivní oblasti bývají značné, zde umístěné filamenty obvykle nemají dlouhého trvání a podléhají prudkým změnám, často spojeným s erupcemi. Neutrální linie ovšem nalezneme i ve zdánlivě klidných oblastech, například takových, kde v minulosti existovala aktivní oblast, která se již rozpadla. Nad neutrální linií zbytkového pole se také může vytvořit filament. Protože v takových případech jsou změny magnetického pole pomalé, tyto tzv. klidové filamenty mívají delšího trvání.

I klidové filamenty občas podlehnou prudké změně, tak tako tomu bylo v případě toho studovaného. Filament se v druhé dekádě října 2010 nacházel východně od aktivní oblasti NOAA 11113. První známky o jeho existenci je možné vypozorovat 13. října 2010, kdy byl patrný v ultrafialových pozorováních nad východním okrajem slunečního disku. To ovšem znamená, že zde filament musel existoval již předtím. Oblast s filamentem se působením sluneční rotace přesunula ke středu slunečního disku, z přístrojů v kosmu i na Zemi na něj tedy byl přímý nerušený výhled. Mezi 18. a 21. říjnem se filament graduálně zvětšoval, ovšem odpoledne 21. října se jeho velikost náhle zmenšila a během několika málo hodin se filament zcela rozpadl, a to zdánlivě bezdůvodně. Příběh se tím změnil v detektivní pátrání. Bylo zapotřebí posbírat důkazy (pozorovací materiál), vyvinout hypotézu vedoucí přes ucelený řetěz důkazů k podezřelému a pachatele usvědčit.

Rychlá změna obvykle značí ztrátu stability filamentu. Ucelený pozorovací materiál dovolil tuto událost velmi zevrubně studovat (bez zajímavosti není ani to, že podobně ucelený materiál je k dispozici jen k několika málo dalším klidným filamentům podléhajícím náhlému rozpadu), Michal Švanda pracující též pro Sluneční oddělení ASU tedy zadal tuto práci jako bakalářskou k řešení studentovi MFF UK Jiřímu Wollmannovi. J. Wollmann téma velmi podrobně zpracoval a tak nejenže svoji bakalářskou práci bez problémů obhájil, ale též se stala základem pro impaktovaný článek v časopise Astronomy & Astrophysics.

Autoři hledali především spouštěč náhlého rozpadu. Protože je sluneční materiál ve stavu plazmatu, je zřejmé, že je zde plazma velmi úzce svázáno s magnetickým polem. Změny v povrchovém proudění, v němž jsou chromosférické magnetické smyčky ukotveny, by pak mohly být odpovědné za ztrátu stability a následný rozpad filamentu. Autoři se tedy především soustředili na studium podivností v povrchovém proudění, změřeným ze satelitních pozorování helioseismickou metodou. Zjistili tak, že před aktivací filamentu značně narůstal systematický tok plazmatu směrem k páteři filamentu a tento pohyb ustal po jeho rozpadu. Současně podél páteře bylo identifikováno několik lokací, kde systematicky vzrůstala místní střední kvadratická rychlost, která do určité míry popisuje celkovou kinetickou energii pohybů plazmatu. I tyto oblasti po rozpadu filamentu zmizely. Z pozorování tedy vyplývá, že zde zjevně existuje vazba mezi rychlostním polem a stabilitou pole magnetického.

Z literatury je známo, že samotná 3D struktura magnetického pole vypovídá o jeho náchylnosti k nestabilitám. Tzv. rozpadový index popisuje rychlost ubývání amplitudy magnetického pole s výškou. Čím je tato rychlost větší a spád pole s výškou výraznější, tím je taková struktura magnetického pole náchylnější ke vzniku nestability. K výpočtu rozpadového indexu je však zapotřebí znát plnou 3D informaci o vektoru magnetické indukce v oblasti. Taková měření však nejsou běžně k dispozici.

Autoři proto využili matematického modelu a 3D pole zrekonstruovali extrapolací měřeného podélného pole ve fotosféře. Pak už nic nebránilo výpočtu rozpadového indexu. Skutečně se ukázalo, že v místech, kde byly poprvé pozorovány známky rozpadu filamentu, je hodnota rozpadového indexu nadkritická a době před rozpadem systematicky rostla. K aktivaci filamentu a počátku jeho rozpadu pak zřejmě stačila akce sbíhavého proudění na hranici magnetických polarit, které k sobě ještě více přitisklo atmosférické smyčky až do okamžiku, kdy se jejich charakter stal nestabilním a pole držící filament se rozpadlo.

Studie podtrhuje velmi těsnou vazbu mezi slunečním plazmatem a magnetickým polem v atmosféře naší nejbližší hvězdy. Že je důležité studovat jednotlivé jevy komplexně a že je velmi obtížné od sebe jednotlivé činitele oddělit. To dělá ze sluneční fyziky disciplínu zajímavou a těžkou současně.

Citace práce

J. Wollmann, M. Švanda, D. Korda, Th. Roudier, Evolution of photospheric flows under an erupting filament in the quiet-Sun region, Astronomy & Astrophysics 636 (2020) id. A102, preprint arXiv:2003.12515.

Kontakt: doc. Mgr. Michal Švanda, Ph. D., svanda@asu.cas.cz