Novinky

Na čem pracujeme: Podrobná analýza erupce slunečního filamentu

Tým autorů vedený Jurajem Lörinčíkem z ASU zevrubně studoval velmi známou a fotogenickou erupci filamentu. Autoři se soustředili především na měřené rychlosti magnetických struktur během rekonexe magnetického pole a celkovou změnu charakteru trojrozměrného magnetického pole během erupce. Hned ve dvou recenzovaných článcích poukazují na nedostatečnost učebnicových vývojových modelů slunečních vzplanutí. 

Oproti jiným hvězdám má naše Slunce tu „nevýhodu“, že je poměrně hodně blízko a tudíž lze na jeho povrchu a v jeho atmosféře pozorovat velké množství detailů. Jevy související s magnetickou aktivitou se navíc v čase intenzivně proměňují a to tak, jak se mění magnetické pole, které je způsobuje. Aktivní procesy ve sluneční atmosféře jsou neustále cílem aktuálního výzkumu na mnoha pracovištích ve světě. Mezi nimi nelze vynechat ani Sluneční oddělení ASU.

Doktorand Juraj Lörinčík by hlavní autorem hned dvojice článků zabývající se erupcí velkého filamentu následovanou slunečním vzplanutím. Souvislost mezi dynamickými změnami ve filamentech, vzplanutími a výrony hmoty do koróny není úplně zřejmá, byť jsou tyto jevy velmi často kauzálně spojeny. Na tyto otázky hledají odborníci odpovědi pomocí modelů slunečních vzplanutí. V současnosti je za standardní považován v principu dvojrozměrný model slunečního vzplanutí (známý podle iniciál svých autorů jako CSHKP model), který názorně vysvětluje změny v zapojení magnetických siločar v koronální arkádě. Tento model předpokládá existenci tzv. X bodu, v němž dochází k rekonexi magnetického pole, jevům spojeným se vzplanutím a také ke vzniku výronu hmoty do koróny.

Odborníci si ovšem povšimli, že CSHKP model popisuje některá vzplanutí velmi nepřesvědčivě. Před několika lety tak francouzští kolegové přišli se „standardním modelem sluneční erupce ve 3D“, kdy rekonexe může probíhat nejen v zobecněných X bodech, ale i tzv. kvazi-oddělujících rozhraních. To jsou místa v konfiguraci magnetického pole, kde se z místa na místo velmi prudce mění konektivita magnetického pole a i malá výchylka zde může vést k rekonexi a následnému vzplanutí.

Družice Solar Dynamics Observatory (SDO) poskytuje již od roku 2010 unikátní pozorovací materiál. Zejména pak přístroje Helioseismic and Magnetic Imager (HMI) and Atmospheric Imaging Assembly (AIA) dodávají vysokokadenční snímky několika vrstev sluneční atmosféry s dobrým prostorovým rozlišením. Těmto přístrojů tedy neunikla erupce velkého filamentu z 31. srpna 2012 kolem deváté večerní světového času, jež byla následována slabým vzplanutím. Dynamika tohoto filamentu byla cílem představovaných prací.

 V prvním článku se autoři zaměřili na měření a interpretaci skutečných i zdánlivých pohybů magnetických struktur v průběhu vývoje filamentu. Autoři rozdělili zorné pole do několika segmentů a z časových sekvencí snímků odvozovali, jak rychle se tyto segmenty pohybovaly vůči pozaďové atmosféře. Povšimli si, že zjasnění viditelná v ultrafialových pozorováních se pohybují nejen od sebe, resp. od nulové čáry magnetického pole, ale některá také ve směru kolmém, tedy podél magnetického rozhraní. Pohyby kolmé na neutrální čáru byly pozorované s relativně typickými rychlostmi méně než 15 kilometrů za sekundu, zatímco pohyby podél oddělující linie, které jsou často zcela ignorovány, dosahovaly rychlostí i téměř 500 km/s. Tuto situaci například CSHKP model vůbec nepostihuje z důvodu chybějící dimenze.

J. Lörinčík a jeho spolupracovníci získali důkazy i pro zdánlivé „klouzavé“ pohyby související s probíhající rekonexí v kvazi-oddělujícím rozhraní. Tyto zdánlivé rychlosti dosahovaly hodnoty několika málo desítek kilometrů za sekundu, což je plně v souladu s předpovědí standardního modelu slunečního vzplanutí ve 3D.
Tím ale studium této události nekončí. V navazující práci autoři studovali přerod struktur magnetického pole v průběhu

erupce. V některých horkých ultrafialových kanálech družice SDO je dobře patrná jemná struktura jak filamentů tak smyček, které se formují po rekonexi pole. Tyto útvary mají tvar vláken a obvykle lze určit místa ve fotosféře, kde jsou tato vlákna ukotvena. Na počátku byla dobře pozorovatelná vlákna ve filamentu s jasně danou konektivitou. Jakmile se ale přes tyto struktury přehnalo erupční vlákno, původní vlákna filamentu zmizela. V místě jejich původního ukotvení se objevila vlákna narůstající poerupční kaskády.

Toto chování je opět důležitou podporou pro standardní model slunečního vzplanutí ve 3D. Procházející erupční vlákno je indikátorem probíhající rekonexe. Z vývojové sekvence je tedy zřejmé, že právě výskyt erupčního vlákna v daném místě ukončuje existenci vlákna filamentu, které je rekonexí přetvořeno do konfigurace odpovídající kaskádě poerupčních smyček. Ještě k tomu bylo možné vidět, že průchod erupčního vlákna přes některá filamentární vlákna byla spojena se zmizením koronální magnetické arkády přemosťující eruptivní filament. Snad už jen na dokreslení je třeba opět podotknout, že ani takové chování neustále používaný model CSHKP slunečního vzplanutí nevysvětluje.

Zdá se, že s dostupností lepších a lepších pozorování z moderních přístrojů se stávají názorné učebnicové modely až příliš zjednodušujícími a tudíž neudržitelnými.

Michal Švanda

Citace práce

J. Lörinčík a kol., Velocities of Flare Kernels and the Mapping Norm of Field Line Connectivity, Astrophysical Journal 881 (2019) article id. 68. preprint arXiv:1906.01880
J. Lörinčík a kol., Manifestations of three dimensional magnetic reconnection in an eruption of a quiescent filament: Filament strands turning to flare loops, Astrophysical Journal v tisku, preprint arXiv:1909.03825

Kontakty:

Mgr. Juraj Lörinčík, juraj.lorincik@asu.cas.cz
doc. RNDr. Jaroslav Dudík, PhD., dudik@asu.cas.cz