„Už na první pohled se zdá, že vnitřek Slunce a hvězd je méně dostupný vědeckému zkoumání než jakákoli jiná oblast vesmíru. Naše dalekohledy mohou zkoumat vzdálenější a vzdálenější hlubiny vesmíru, ale jak lze vůbec získat nějakou povědomost o tom co je skryto pod tak důkladnými překážkami? Jaký přístroj je schopen proniknout svrchními vrstvami hvězdy a zjistit jaké podmínky panují uvnitř?“
Arthur Eddington „The Internal Constitution of the Stars“, 1926, p. 1
Článek převzat a přeložen z kongresových novin Nuncius Sidereus III. Překlad Michal Varady.

Alexander G. Kosovichev, Stanford University, USA

Helioseismologická pozorování

Helioseismologie studuje vnitřek Slunce na základě pozorování a analýzy oscilací na jeho povrchu. Studium vnitřní struktury a dynamiky Slunce je jedním ze základních problémů astrofyziky. Procesy vedoucí k uvolňování nukleární energie a tvorbě magnetického pole probíhají pod viditelným povrchem Slunce a jsou tak nedostupné přímým astronomickým pozorováním.

Odpovědi na Eddingtonovy otázky dává helioseismologie. Vnitřní vrstvy Slunce jsou neprůhledné pro elektromagnetické záření, jsou však „průhledné“ pro zvukové vlny. Pozorování zvukových vln na Slunci nám tedy umožňuje zkoumat jeho vnitřní strukturu a dynamiku. Zvukové kmity s charakteristickou periodou 5 minut objevili v roce 1963 Leighton, Noyers a Simon. Zpočátku se mělo za to, že tyto oscilace představují lokální povrchový jev související s šířením zvukových vln buzených granulací sluneční atmosférou.

Následná pozorování Franze-Ludviga Deubnera však ukázala, že výkonové spektrum těchto oscilací je koncentrováno v „hřebíncích“, které jsou formovány podpovrchovými rezonancemi. Frekvence oscilací jednotlivých rezonančních modů závisí buď přímo, nebo nepřímo na různých vlastnostech slunečního nitra, jako je například rychlost zvuku, úhlová rychlost sluneční rotace a dalších.

Během posledních deseti let umožnila nepřetržitá pozorování slunečních oscilací jak z kosmu, ze Solar and Heliospheric Observatory (SOHO), tak i z povrchu Země, ze stanic Global Oscillation Network Group (GONG), měření přibližně 2000 multipletů zvukových (p) a povrchových gravitačních (f) modů slunečních oscilací a určení jejich proměnnosti během slunečního cyklu. Tyto oscilace jsou pozorovány prostřednictvím dopplerovských posuvů fotosférických čar, které se každou minutu měří na celém slunečním disku. Obrazy dopplerovských posuvů, obvykle o velikosti 1024×1024 pixelů, zobrazují oscilace rychlostí na slunečním povrchu v širokém pásmu vlnových délek a sférických harmonických funkcí stupně l, od 0 do 1000.

Globální helioseismologie

Tato disciplína umožnila nová přesná měření diferenciální rotace uvnitř Slunce a určení polohy úzké přechodové vrstvy (tzv. tachocliny) na dně konvektivní zóny, v níž se charakter sluneční rotace mění z rotace téměř tuhého tělesa v zářivé rovnováze, na diferenciální rotaci v konvektivní zóně. Má se také za to, že velký gradient úhlové rychlosti v tachoclině hraje důležitou roli při procesu tvorby slunečního magnetického pole – slunečního dynama.

Helioseismologická data rovněž odhalila hloubkovou strukturu zonálních toků – „torzních oscilací“, které se během slunečních cyklů přesouvají ze středních heliografických sířek směrem k rovníku. Tato pozorování jsou důležitá pro pochopení mechanismů sluneční aktivity. Navíc lze vysoce přesná měření frekvencí slunečních oscilací použít pro určení vnitřního rozvrstvení a chemického složení Slunce.

Tyto metody založené na analýze frekvencí kmitů rezonančních modů na celém slunečním disku se nazývají „globální helioseismologie“. Ta poskytuje informace o osově symetrické struktuře Slunce a jeho rotaci. Samozřejmě, frekvence jednotlivých modů nejsou citlivé na složitější 3D struktury a toky uvnitř Slunce. Také nemohou být použity k měření severo-jižní asymetrie.

Tato omezení překonávají nové metody tzv. „lokální helioseismologie“ (tzv. časově-vzdálenostní helioseismologická analýza, analýza prstencového diagramu, akustická holografie), které podstatně posouvají naše možnosti při zkoumání struktury a dynamiky uvnitř Slunce. Zvláště nám umožňují získávat 3D mapy toků plazmatu a obrazy rozložení rychlosti zvuku v konvektivních buňkách, slunečních skvrnách a aktivních oblastech, rozlišit velkoškálové struktury toků, měřit meridionální cirkulaci a detekovat sluneční skvrny na odvrácené straně Slunce. Hlavní problémy helioseismologie se však vztahují k předpovídání sluneční aktivity a kosmického počasí.

Zatímco „globální helioseismologie“ měří rezonanční frekvence celého Slunce, lokální metody využívají lokálních vlastností slunečních oscilací, jako jsou tzv. cestovní časy zvukových vln, jejich fázové posuny nebo disperzní vztah. Například časově-vzdálenostní helioseismologie je založena na měření časů průchodu zvukových a povrchových gravitačních vln mezi různými místy na slunečním povrchu. Tyto časy se používají k odhadům vlastností slunečního plazmatu podél trajektorie zvukové vlny. Protože trajektorie zvukových vln procházejí vnitřkem Slunce, dává tato metoda 3D mapy toků plazmatu a poruch pod viditelným povrchem Slunce. V současnosti lze pomocí lokální helioseismologie s úspěchem získat detailní mapy toků hmoty až do hloubek 20–30 Mm, která odpovídá 10–15 % hloubky dna konvektivní zóny. Samozřejmě jsou tyto metody rychle zdokonalovány, takže lze očekávat, že se časem stanou jedním z hlavních nástrojů pro studium slunečního dynama.

Struktura a dynamika slunečních skvrn a aktivních oblastí

Časově-vzdálenostní (time-distance) helioseismologie vedla ke stopě, která by mohla pomoci vyřešit záhadu slunečních skvrn. Měření dob průchodů akustických vln naznačují, že v podpovrchové vrstvě, v hloubce 4–5 Mm, existují plazmové toky s rychlostmi 1–2 km/s, které se sbíhají okolo slunečních skvrn. V hlubších vrstvách jsou tyto toky obrácené. Měření rovněž ukazují, že rychlost zvuku v podpovrchové vrstvě je nižší o 10–20 %, ale zvyšuje se v hlubších vrstvách. To znamená, že chladná oblast slunečních skvrn způsobená potlačením konvektivního toku energie díky magnetickému poli je v hloubce pouhých 4 Mm, což je dosti málo ve srovnání s průměrem slunečních skvrn, který je typicky 10–20 Mm. Vyšší rychlost zvuku (vyšší teplota) ve větších hloubkách je pravděpodobně způsobena částečnou akumulací tepelného toku. Tento přebytek tepelného toku je pak v konvektivní zóně přerozdělen horizontálními toky plazmatu, které se pozorují v hloubkách 4–5 Mm.

Tato pozorování naznačují, že magnetické pole ve slunečních skvrnách může být udržováno silnými konvergujícími toky plazmatu pod povrchem Slunce a že tedy hlavní rysy slunečních skvrn lze vysvětlit tzv. clusterovým modelem, jehož autory jsou Severny a Parker, v němž sluneční skvrny reprezentují shluky magnetických siločar, které jsou dohromady stlačovány konvergentními plazmovými toky.

Tato dvouvrstvá struktura se zdá být velmi typická pro velké aktivní oblasti. Časově-vzdálenostní analýza vynořujících se a vyvíjejících se aktivních oblastí ukazuje, že se aktivní oblasti vyvíjejí jako důsledek opakovaného vynořování magnetického toku na týchž místech během delších časových období několika dnů a týdnů. Dosud však v mapách podpovrchových plazmových toků nebyl nalezen žádný náznak toho, že aktivní oblasti jsou formovány velkoškálovými magnetickými smyčkami ve tvaru písmene omega, což navrhují některé modely. Nicméně, výsledné podpovrchové obrazy v některých případech odhalují existenci smyčkám podobných struktur, které dosahují hloubek alespoň 40 Mm pod povrchem Slunce. Avšak hloubka zakončení těchto struktur je stále neznámá. Detekce nově se vynořujících aktivních oblastí a předpověď jejich vývoje je jedním z nejdůležitějších úkolů lokální heliosesmologie.

Perspektivy helioseismologie

Heliosesmologie poskytla bezprecedentní pohled do nitra Slunce a odhalila komplikované struktury a jejich dynamiku. Mnoho heliosesmologických výsledků je neočekávaných, jdoucích proti intuici a nevysvětlitelných pomocí současných teoretických modelů. Pro pochopení základních mechanismů sluneční magnetické aktivity, procesů kumulace a uvolňování magnetické energie je velmi důležité detailnější studium vnitřních procesů souvisejících s 11letým slunečním cyklem, variací diferenciální rotace a meridionální cirkulace – zvláště na sluneční tachoclině, procesů spojených s formováním slunečních skvrn a aktivních oblastí, rychlých konvektivních toků pod aktivními oblastmi, které mohou vést ke střihu a kroucení magnetických polí v koróně a způsobovat tak sluneční erupce.

Nová helioseismologická pozorování s vysokým rozlišením budou získána z budoucích kosmických experimentů: Solar–B, jehož start je naplánován na září 2006, a Solar Dynamic Observatory plánovaný na rok 2008. Pro budoucí pokrok v helioseismologii je rovněž nutné vyvinout realistické 3D simulace sluneční magnetokonvekce, dynama a slunečních skvrn, aby bylo možné testovat a zjemňovat helioseismologické diagnostiky a interpretaci helioseismologických výsledků. Hlavním směrem v helioseismologii je další vývoj lokálních metod k získání 3D map celé konvektivní zóny a detailního zobrazení podpovrchových magnetických struktur.

	Výkonové spektrum slunečních oscilací jako funkce stupně sférické harmonické funkce l a frekvence v. Hřebínky jsou vytvářeny rezonancemi oscilačních modů. Nejnižší hřebínek odpovídá povrchovému gravitačnímu (f) modu, nejvyšší hřebínky jsou zvukové (p) mody. Horní osa zobrazuje vlnovou délku v Mm.
	Tento obrázek znázorňuje tři nejdůležitější globální pohyby na Slunci: zonální toky („torzní oscilace“) zobrazené jako rozdíl pozorované podpovrchové rotace a jejího vyhlazeného obrazu. Diferenciální rotace se mění s heliografickou šířkou a hloubkou pod povrchem (v řezu Sluncem). Pomocí proudnic jsou zobrazeny pozorované meridionální toky směrem k pólům u povrchu a předpokládané toky zpět u dna konvektivní zóny.
	Tento diagram ukazuje přesun zonálních toků („torzních oscilací“) z vysokých k nízkým šířkám během současného slunečního cyklu. Barevná škála ukazuje rychlost zonálních toků v m/s. Slabě viditelná dvojice červených větví, které začínají v roce 2002 na šířce přibližně 45 stupňů, jsou torzní oscilace následujícího slunečního cyklu, které pravděpodobně naznačují, že magnetické pole, jež bude tvořit sluneční skvrny v příštím cyklu, se již vytváří v nitru Slunce.
	Radiální a šířkové odchylky rychlosti zvuku ve Slunci se vzhledem ke standardnímu modelu. Červená barva odpovídá kladným odchylkám (teplejší oblasti) a modrá záporným odchylkám (chladnější oblasti).
	Na tomto obrázku je zobrazeno rozložení rychlosti zvuku v osově symetrické komponentě plazmového toku pod sluneční skvrnou. Červená barva znázorňuje místa, kde je rychlost zvuku vyšší než průměrná a modrá barva kde je nižší než průměrná. Hloubka tohoto boxu je zhruba 12 Mm. Přechod mezi vyšší a nižší rychlostí zvuku je v hloubce 4–5 Mm. Charakteristická rychlost toků je přibližně 1–2 km/s.
	Odchylky rychlosti zvuku pod velkou aktivní oblastí NOAA 10488 pozorované v říjnu 2003, kde pozorování naznačují existenci podpovrchové smyčce podobné struktury. Hloubka výřezu je asi 48 Mm, horizontální velikost je zhruba 540 Mm. Škála odchylek rychlosti zvuku jde od –1 do 1,5 km/s a škála fotosférických magnetických indukcí na horní stěně kvádru jde od –1800 do 1800 Gaussů.

Přeložil Michal Varady 
  Odpovědný redaktor Kongresových novin Michal Švanda