Novinky

Na čem pracujeme: Sondáž koronálního magnetického pole Slunce rázovou vlnou

Kosmické počasí v okolí Země a také atmosféry dalších planet Sluneční soustavy jsou ovlivňovány neustálým proudem nabitých částic od Slunce, slunečním větrem. Indukce meziplanetárního magnetického pole, která je v popisu slunečního větru jednou z klíčových veličin, je odvozována z matematických modelů, v nichž parametry koronálního magnetického pole určují počáteční podmínky. Artem Koval z ASU společně se svými kolegy ukazuje, že v určitých situacích lze indukci magnetického pole v koróně změřit.

Kontinuální tok nabitých částic od Slunce do nitra Sluneční soustavy, tzv. sluneční vítr, je centrálním tématem v diskusi vztahů Slunce s bezprostředním okolím planet Sluneční soustavy. Slunce je v kosmickém prostoru obklopeno obří bublinou, heliosférou, která je formována právě vanoucím slunečním větrem. Informace o vlastnostech slunečního větru a procesech, které jej urychlují a ovlivňují, jsou klíčové například pro předpovědi kosmického počasí. Tato disciplína je v současnosti důležitá pro zemské technologie, ale s příslibem pilotovaného dobývání kosmu se stane stejně důležitou i pro další cíle ve Sluneční soustavě, ať už pro Měsíc nebo pro Mars.

Od 60. let 20. století je známo, že sluneční vítr má dvě komponenty – pomalou a rychlou – a že vyvěrá ze struktur sluneční koróny – vnější vrstvy sluneční atmosféry. Přímých informací o stavu magnetického pole v koróně máme pomálu. Ze snímků v ultrafialové oblasti spektra nebo z pozorování korónografy se sice dozvídáme o tvaru – morfologii a topologii – tohoto pole, ale nezískáváme žádné informace o jeho indukci. V tom mohou být nápomocna rádiová pozorování.

Eruptivní procesy na Slunci jsou často spojeny s výronem částic do koróny. Tyto částice vytvářejí svazky a bývají doprovázeny rázovými vlnami, které pronikají skrz koronální struktury. Například svazky téměř relativistických elektronů při průniku korónou vyzařují na rádiových vlnových délkách a jejich postup ve vzdálených radioteleskopech ukazuje velmi specifickou charakteristiku v tzv. dynamických spektrech, tedy záznamu intenzity rádiových vln v závislosti na jejich frekvenci a na čase. Pozorujeme tzv. vzplanutí typu III, kdy se frekvence přijímaného rádiového záření velmi rychle snižuje. Jiným typem jsou vzplanutí typu II. Ta jsou spojována s postupem rázové vlny, která urychluje koronální elektrony před sebou a nutí je zářit v rádiové oblasti. I v případě vzplanutí typu II pozorujeme postupný pokles frekvence s časem, pokles je ale pomalejší. Navíc, zcela typicky je vzplanutí typu II v dynamických spektrech zobrazeno jako dva rovnoběžně postupující pruhy s frekvencemi v poměru 2:1. Jde o obraz základní a první harmonické frekvence elektronových elektrostatických plazmových vln, které jsou emitovány elektrony před rázovou vlnou.

Některá ze vzplanutí typu II vykazují ještě podivnější spektrální tvar. Harmonické pruhy v dynamických spektrech se mohou rozštěpit do dvou frekvencí, v dynamickém spektru tak pozorujeme celkově čtyři rovnoběžné pruhy. Toto chování vysvětluje model, v němž rádiové záření vzniká ve dvou místech, a to těsně před a těsně za rázovou vlnou. Jiné hustoty plazmatu se projevují jinými charakteristickými frekvencemi rádiového záření. Vzplanutí typu II se mohou v dynamických spektrech také “zlomit” nebo “poskočit”. Tyto náhlé změny jsou nejčastěji spojovány s kolizemi rázové vlny se strukturami koróny.

Podivná vzplanutí typu II byla na Slunci zaznamenána 17. března 2004 hned dvě. Zřejmě souvisela s relativně slabou erupcí třídy C1.6, která vznikla v malé aktivní oblasti NOAA 10572. Erupce byla spojena s úzkým výronem do koróny vyvrženým rychlostí asi 700 km/s, který byl sledován koronografy LASCO na družici SOHO. Pozorování byla dále podpořena dalšími přístroji na družici SOHO, zejména ultrafialovým zobrazovačem EIT a fotosférickým zobrazovačem MDI. Rádiové záření pak bylo sledováno na Zemi hned několika radioteleskopy. Ty zaznamenaly nejprve sérii vzplanutí typu III, jak elektronové svazky vyrazily z místa rekonexe magnetického pole, které pak byly následovány dvojicí vzplanutí typu II. První z nich bylo vzplanutí “zlomené”, druhé pak “se skokem”. Pozorování takových anomálních vzplanutí typu II hned za sebou je považováno za něco výjimečného. Obě tato vzplanutí byla současně rozštěpená, což dalo odborníkům jedinečnou příležitost na dálku změřit indukci magnetického pole.

Analýzu vedl Artem Koval ze Slunečního oddělení ASU, studie se dále účastnili i další pracovníci oddělení a spolupracovníci ze zahraničních institucí. Z analýzy obrazových snímků bylo možné stanovit, že struktura koróny v prostorových úhlech, do nichž vyrazila rázová vlna výronu hmoty do koróny, byla velmi jednoduchá. Jeden koronální paprsek a prostorná magnetická trubice, zakořeněná ve stejné oblasti jako jedna strana koronálního paprsku. Tyto dvě význačné koronální struktury tedy byly ve vzájemném kontaktu.

První vzplanutí typu II začalo krátce po 9.29 světového času a o necelé tři minuty po jeho začátku se objevil frekvenční zlom. Po tomto okamžiku se frekvence vzplanutí snižovala velmi rychle a vzplanutí vymizelo 35 sekund po zlomu. Z pečlivé analýzy zobrazovacích dat se ukázalo, že zlom jednoznačně souvisel s kolizí rázové vlny s koronálním paprskem. Vícefrekvenční štěpení před zlomem bylo možné využít ke změření intenzity magnetického pole v koróně. Ve vzdálenostech 1,35 až 1,55 slunečního poloměru od středu disku klesala indukce z 1,08 k 0,69 G. Naměřené hodnoty jsou ve vynikající shodě s jedním ze semiempirických modelů publikovaných v literatuře.

Druhé vzplanutí typu II se započalo po 9.36 světového času. O minutu později poskočila frekvence vzplanutí k vyšším hodnotám, skok trval asi 15 sekund, poté frekvence klesala jako obvykle. Kolem 9.38:30 skočila frekvence vzplanutí opět dolů, jakoby se vrátila na původní trend nastolený před skokem nahoru. Vzplanutí zaniklo kolem 9.40. Studiem zobrazovacích dat se ukázalo, že skok jednoznačně souvisí s přechodem rázové vlny přes ukotvenou magnetickou trubici. Drastické změny v hustotě plazmatu vedly k prudkým změnám frekvence rádiové emise. Tuto událost bylo opět možné použít pro výpočet indukce magnetického pole a to jak v pozaďové koróně tak v magnetické trubici. Artem Koval pro tyto účely vyvinul zcela novou metodiku, nezávislou na znalosti rychlosti rázové vlny, jejíž hodnota by jinak byla pro výpočet klíčová. Bylo tak zjištěno, že na hranici magnetické trubice hodnota indukce magnetického pole vzrostla a vyvíjela se i v rámci trubice.

Práce ukazuje, že současným použitím nejrůznějších typů pozorování lze dospět až k překvapivě přesvědčivým určením jinak zcela skrytých parametrů sluneční atmosféry. Představená metodika v sobě má velký potenciál k vzdálenému mapování magnetického pole sluneční koróny.

Michal Švanda

Citace práce

A. Koval, M. Karlický a kol., Shock-wave radio probing of solar wind sources in coronal magnetic fields, Astrophysical Journal v tisku, preprint arXiv:2110.15863.

Kontakt: Dr. Artem A. Koval, CSc., artem.koval@asu.cas.cz