logo ČAS

Česká astronomická společnost

Registrace k odběru novinek
Domů ČAS Články Akce Obloha Download Rady Media Kontakt

Snímek dne
Mraky Asperitas nad Novým Zélandem
ČAM Leden 2015
Česká astrofotografie měsíce
Kometa C/2014 Q2 Lovejoy
Peter Aniol, Miloslav Druckmüller
Kometa C/2014 Q2 Lovejoy Foto: Peter Aniol, Miloslav Druckmüller
Slunce a Měsíc
Slunce fáze Měsíce
Na obloze
Výzkumy v AsÚ AV ČR (17): Osiřelé penumbry jako testovací materiál pro teorii slunečních skvrn 2014.10.30 06:00

(Popiska obrázku v závěru článku) Foto: Astronomický ústav AV ČRSluneční skvrny jsou nejvýznamějšími projevy sluneční aktivity, tedy neustálých proměn povrchového mangetického pole Slunce. Po právu jsou tedy cílem dalších a dalších odborných studií, neboť jsou i přes staletí trvající výzkum stále zahaleny několika tajemstvími. Otázky jejich vzniku nebo hloubkové struktury tak zůstávají nezodpovězeny. Jan Jurčák ze Slunečního oddělení AsÚ se věnoval studiu struktur, které svým vzhledem připomínají penumbru vyvinutých slunečních skvrn, ovšem s žádnou skvrnou nejsou přímo propojeny. Takové struktury si vysloužily označení osiřelá penumbra.

Každý poučený čtenář zajímající se byť jen trochu o sluneční skvrny ví, že sluneční skvrna je důsledkem potlačení průniku tepla konvekcí silným povrchovým magnetickým polem. Také ví, že vyvinutá sluneční skvrna má dvě dobře pozorovatelné části: vnitřní umbru (česky stín), která je částečně nebo zcela obklopena penumbrou (česky polostínem). Ten, kdo skvrny někdy viděl na vlastní oči není překvapen, že existují sluneční skvrny bez penumbry (obvykle jsou menší a nazývají se pórami), nebo že jsou skvrny komplikovaných typů, kdy je v jedné penumbře zahrnuto několik umber.

Hlavní rozdíl mezi umbrou a penumbrou tkví v charakteru magnetického pole, které tyto útvary formuje. Z pečlivých analýz spektroskopických pozorování dnes víme, že magnetické pole v umbře je silnější a směřuje téměř kolmo k rovině fotosféry. Naproti tomu v penumbře je magnetické pole více skloněno k rovině okolní fotosféry, na vnějším okraji penumbry je téměř v rovině fotosféry. Také je podstatně slabší. A tak zatímco v umbře toho amatérskými dalekohledy opravdu moc neuvidíme (velké sluneční dalekohledy ukáží doznívající degenerovanou konvekci v podobě tzv. umbrálních bodů), penumbra je za dobrých pozorovacích podmínek i v malých dalekohledech dobře patrná jako vláknitá. Tato vlákna (tzv. penumbrální filamenty) se radiálně rozbíhají od umbry ven ze skvrny a spektroskopická pozorování ukazují, že podél nich velmi rychle teče ionizované plazma ze skvrny ven. Fyzikální podstata penumbrálních filamentů ani dalších jemných struktur, které lze v penumbře pozorovat (např. penumbrální zrna) však doposud není spolehlivě vysvětlena. Je však velmi pravděpodobné, že jde o degenerovanou konvekci. Skvrny s penumbrou jsou ještě lemovány tzv. moatem (česky příkopem), jež se projevuje systematickým prouděním plazmatu pryč od skvrny.

Běžné skvrny však tentokrát J. Jurčáka a jeho tým nezajímaly. Cílem jeho výzkumu se staly dvě osiřelé penumbry, zachycené Slunečním optickým dalekohledem (Solar Optical Telescope, SOT) na palubě japonské družice Hinode v aktivních oblastech NOAA 10960 a NOAA 11089. Tento 0,5metrový přístroj je v současnosti největším slunečním dalekohledem ve volném kosmu, kde se, neovlivňován zemskou atmosférou, zaměřuje na studium útvarů sluneční atmosféry s vysokým prostorovým rozlišením. Přístroj pořizuje nejen snímky v několika oborech viditelného elektromagnetické záření, ale umožňuje změřit i jeho polarizaci, jež je především výsledkem interakce světla s magnetickými poli.

Analýzou těchto pozorování autoři práce ukázali, že obě osiřelé penumbry se nacházejí na hranici polarit magnetického pole, filamenty těchto penumber byly zarovnány se směrem magnetických siločar. Porovnáním s penumbrami ve vyvinutých skvrnách ve stejné skupině pak ukázali, že se tyto dva útvary nijak zásadně neliší. Na vnější straně osiřelých penumber dokonce nalezli i proudění plazmatu, které odpovídá moatu. Variace intenzity a sklonu magnetického pole i rychlosti proudění plazmatu jsou však v osiřelých penumbrách menší než v penumbrách skvrn.

Oba typy útvarů však vypadají odlišně v různých výškách v atmosféře. Zatímco hlouběji v atmosféře jsou osiřelé a normální penumbry vizuálně neodlišitelné, výše v atmosféře je již rozdíl značný, osiřelá penumbra se zdá podstatně jasnější. Autoři tento rozdíl vysvětlují absencí pozaďového magnetického pole. To se nad normální penumbrou uzavírá a nedovolí tak vzestup penumbrálních filamentů do větších geometrických výšek, zatímco v případě osiřelé penumbry takové pole chybí a tudíž penumbrální filamenty mohou vystoupat výše.

Odvozená struktura magnetického pole, které studované osiřelé penumbry vytváří, odpovídá velmi ploché smyčce podpovrchového pole připomínajícího velké řecké Omega. To protíná fotosféru ve dvou místech, ve dvou patách. Plazma v osiřelé penumbře proudí podél magnetických siločar směrem k patě s větší intenzitou pole. To připomíná situaci, kterou často řešíme v praxi, kdy je třeba přečerpat tekutinu z jedné nádoby do druhé. K tomu poslouží i hadička, kterou se obě nádoby volně spojí a kapalina pak samovolně přeteče z výše postavené nádoby do té níže postavené. V hadičce se vytváří podtlak, který odsává kapalinu z výše postavené nádoby, přičemž se využije tzv. sifónového efektu. (Praktici vědí, že podtlak je zpočátku třeba vytvořit, např. nasátím kapaliny do hadičky nebo jejím vyplněním kapalinou.) V penumbrách skvrn by to mohlo fungovat podobně, neboť v patách magnetického pole s větší intenzitou je přirozeně podtlak plynu ve srovnání s tlakem plynu v patě opačné. Sifónové proudění je jednou z teorií, jež vysvětlují pozorované vlastnosti normálních penumber.

Z časového vývoje vyplývá, že se v obou studovaných případech pole postupně zanořuje pod fotosféru a oba útvary tedy nejspíše zanikají. Autoři práce tedy uzavírají, že osiřelé penumbry reprezentují slabší a více skloněné magnetické pole normálních penumber bez pozaďové komponenty, která se nachází pouze v plnohodnotných skvrnách. I proto mohou být takové útvary důležitými k pochopení dějů ve slunečních skvrnách.

Obrázek v úvodu článku: Penumbry studované J. Jurčákem a jeho týmem jsou na těchto snímkách z družice HINODE ohraničeny modrou linií. Detailně vyšetřované osiřelé penumbry jsou v číslovaných boxech 1 a 2, číslem 3 je označena normální penumbra sluneční skvrny použitá pro porovnání.

Reference: Jurčák, J., Bellot Rubio, L. R., Sobotka, M., Orphan penumbrae: Submerging horizontal fields, Astronomy and Astrophysics 564 (2014) A91, arXiv:1402.6558

Kontakt: Mgr. Jan Jurčák, Ph.D., jurcak@asu.cas.cz

Převzato z webu Astronomického ústavu AV ČR.

  Švanda Michal   Zobrazeno: 1950x   Tisk
Bolid a meteorit s rodokmenem 9. 12. 2014
Žereme vesmír@Hvězdárna a Planetárium Brno

Slovníček pojmů
Složky a projekty ČAS

Zvířetníkové světlo, Venuše a Mars: To vše je nám nyní dostupné po setmění. Stačí jen jasná průzračná obloha a pokud možno tmavý výhled k západu, protože kvůli světlu z měst prostě toto slabé světlo jen tak neuvidíme. Jasnou Venuši si ale můžeme vychutnat poměrně vysoko na jihozápadě ještě za světla. Kousek nad ní je slabší Mars. Fotil Vilém Heblík na Pardubicku.
02.17 21:22 Astro M. Gembec

Detail jádra komety: Rosetta se prosmýkla jen asi 6 km od jádra komety 67P a pořídila zajímavé detailní záběry. Něco už je k vidění na webu ESA. Zdroj.
02.16 21:06 Astro M. Gembec

Hlubinami vesmíru s Dr. Adélou Kawka: Nově v archivu TV Noe
02.11 12:14 Astro J. Suchánek

Hlubinami vesmíru s Doc. Miloslavem Zejdou, o dvojhvězdách 1. díl: Premiéra v sobotu 7. února ve 20 hod. na TV Noe. Bližší info včetně repríz
02.05 12:40 Nezařazeno M. Gembec

VISTA – pohled skrz Mléčnou dráhu:

Nový infračervený snímek mlhoviny Trifid odhaluje vzdálené proměnné hvězdy.

Zdroj: ESO

02.05 10:35 Astro M. Gembec

Archiv novinek
Astro.cz v cizím jazyce