Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA & Štefánikova hvězdárna v Praze
Číslo 12 (vyšlo 26. března, ročník 14 (2016)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

PFSS simulace slunečních siločar

Petr Kulhánek

SlunceSlunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium. je magnetickou hvězdou. Magnetické pole je hlavním aktérem sluneční aktivity včetně jedenáctiletého cykluSluneční cyklus – přibližně jedenáctiletý základní cyklus v životě Slunce. Během něho se periodicky mění počet slunečních skvrn i samotný sluneční výkon. Poprvé o něm pro nás napsal Heinrich Schwabe v roce 1843, i když objeven byl už v 70. letech 18. století Christianem Horrebowem, jehož práce ale bohužel zapadla. Švýcarský astronom Rudolf Wolf (1816–1893) dopočetl sluneční aktivitu zpětně až do poloviny 17. století a cyklus z let 1755 až 1766 označil jako první. V roce 2010 Slunce podle tohoto značení zahájilo 24. cyklus činnosti. sluneční činnosti. Magnetické pole Slunce je zodpovědné za sluneční skvrnySluneční skvrna – oblast na slunečním povrchu s intenzivní magnetickou aktivitou, díky které má nižší teplotu než okolí (méně než 5000 K). Jsou to viditelné projevy trubic magnetických toků v konvektivní zóně. Ačkoli jsou ve skutečnosti velmi jasné, v porovnání s okolím se jeví jako tmavé. V UV oboru jsou ale naopak světlejší než okolí. Někdy mají i 50 tisíc km v průměru. Vyskytují se většinou ve skupinách a můžeme je dělit podle toho, ke kterému konci magnetické silokřivky patří. Poprvé byly pozorovány v roce 1611., erupce, koronální výrony hmotyCME – Coronal Mass Ejection, výron sluneční koronální hmoty (s vmrznutým magnetickým polem) do meziplanetárního prostoru. K výronům CME dochází pravidelně, jejich četnost odpovídá sluneční aktivitě – v minimu dochází k CME přibližně jednou za den, v maximu dochází k CME až třikrát denně. Rychlé výrony CME se mohou dostat až do vzdálenějších oblastí Sluneční soustavy, takové putující plazmoidy se nazývají ICME (Interplanetary CME). a emisi slunečního větruSluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v m3. Částice vylétávající v polárním směru mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země.. Je také původcem magnetických bouří na Zemi a jejich doprovodných efektů, například polárních září. Poznání mechanizmů sluneční aktivity a schopnost předpovídat kosmické počasí jsou pro lidstvo velmi důležité, neboť plazmoidyPlazmoid – kompaktní plazmový útvar, někdy nazývaný plazmový oblak, zhustek, shluk, cluster. Plazmoid s sebou může unášet tzv. vmrznuté magnetické pole. putující od Slunce bezprostředně ohrožují pozemské technologie.

Aktivní Slunce vyfotografované na vlně 17,1 nm přístrojem AIA observatoře SDO

Aktivní Slunce vyfotografované na vlně 17,1 nm přístrojem AIA observatoře SDOSDO – Solar Dynamics Observatory, americká sluneční observatoř, která startovala 11. února 2010. Dokáže pořídit snímek Slunce každých 12 sekund v rozlišení 4096×4096 pixelů. K základním přístrojům observatoře patří: AIA (Atmospheric Imaging Assembly) – čtveřice dalekohledů o průměru 20 cm s deseti filtry pro různé vlnové délky, HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) – helioseismometr a magnetometr, EVE (EUV Variability Experiment) – detektor fluktuací extrémního ultrafialového záření..
Zdroj: NASA GSFC.

Slunce – nám nejbližší hvězda, tzv. hvězda hlavní posloupnosti, která se nachází ve vzdálenosti 149,6×106 km od Země. Jde o žhavou plazmatickou kouli s průměrem 1,392×106 km, teplotou na povrchu 5 780 K, teplotou v centru přibližně 15×106 K a zářivým výkonem 3,846×1026 W. Zdrojem energie je jaderná syntéza, při které se za každou sekundu sloučí v jádru Slunce 700 milionů tun vodíku na hélium.

Sluneční cyklus – přibližně jedenáctiletý základní cyklus v životě Slunce. Během něho se periodicky mění počet slunečních skvrn i samotný sluneční výkon. Poprvé o něm pro nás napsal Heinrich Schwabe v roce 1843, i když objeven byl už v 70. letech 18. století Christianem Horrebowem, jehož práce ale bohužel zapadla. Švýcarský astronom Rudolf Wolf (1816–1893) dopočetl sluneční aktivitu zpětně až do poloviny 17. století a cyklus z let 1755 až 1766 označil jako první. V roce 2010 Slunce podle tohoto značení zahájilo 24. cyklus činnosti.

Sluneční skvrna – oblast na slunečním povrchu s intenzivní magnetickou aktivitou, díky které má nižší teplotu než okolí (méně než 5000 K). Jsou to viditelné projevy trubic magnetických toků v konvektivní zóně. Ačkoli jsou ve skutečnosti velmi jasné, v porovnání s okolím se jeví jako tmavé. V UV oboru jsou ale naopak světlejší než okolí. Někdy mají i 50 tisíc km v průměru. Vyskytují se většinou ve skupinách a můžeme je dělit podle toho, ke kterému konci magnetické silokřivky patří. Poprvé byly pozorovány v roce 1611.

Sluneční vítr – proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou sluneční soustavu. Zejména jde o protony, elektrony a alfa částice (jádra hélia). Typická rychlost částic u Země je kolem 500 km/s (rychlost zvuku v tomto prostředí je 50 km/s), teplota 3 eV (30 000 K) a koncentrace několik protonů v m3. Částice vylétávající v polárním směru mají vyšší rychlost (přibližně 750 km/s) a nazýváme je rychlý sluneční vítr. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země.

SDO – Solar Dynamics Observatory, americká sluneční observatoř, která startovala 11. února 2010. Dokáže pořídit snímek Slunce každých 12 sekund v rozlišení 4096×4096 pixelů. K základním přístrojům observatoře patří: AIA (Atmospheric Imaging Assembly) – čtveřice dalekohledů o průměru 20 cm s deseti filtry pro různé vlnové délky, HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) – helioseismometr a magnetometr, EVE (EUV Variability Experiment) – detektor fluktuací extrémního ultrafialového záření.

Magnetické pole Slunce

Přímým pozorováním sledujeme magnetické pole a jeho projevy na povrchu i nad povrchem Slunce. Nevidíme ovšem do mechanizmů probíhajících pod povrchem Slunce, kde se nachází skutečný zdroj magnetického pole Slunce. Původní představu, že uvnitř Slunce je oblast tekoucího prstencového proudu, který generuje dipólové pole Slunce, teoreticky vyvrátil anglický astronom Thomas George Cowling (1906–1990) už v roce 1934. Současnou teorii tekutinového dynamaMHD dynamo – magnetohydrodynamické dynamo, tekutinová varianta klasického dynama. Elektrické proudy vznikají při pohybu plazmatu nebo tekutého kovu a generují magnetické pole. Dipólová složka se mění na azimutální tzv. omega efektem a azimutální na dipólovou tzv. alfa efektem. Tekutinové dynamo nemůže být stacionární, jeho základní vlastností je překlápění magnetických pólů. v rotujícím tělese rozpracoval americký astrofyzik Eugene Parker (1927). K teorii dynama ovšem přispěla i řada dalších fyziků, například významný sovětský teoretik Jakov Borisovič Zeldovič (1914–1987) nebo skotský astrofyzik Henry Keith Moffatt (1935). Pokud těleso rotuje s diferenciální rotací, jsou původně dipólové magnetické siločáry vytahovány v místech rychlejší rotace (u Slunce v okolí rovníku) v azimutálním směru. Tím dochází k natahování siločáry, tj. zvětšování její délky. Tomuto jevu říkáme omega efektOmega efekt – jev, při kterém rotující těleso (například Slunce) přeměňuje dipólovou složku magnetického pole na azimutální. Magnetické pole je je zamrzlé do plazmatu tělesa a otáčí se s ním. Pokud má těleso diferenciální rotaci, magnetické siločáry jsou v místech, kde je rotační rychlost vyšší, vytahovány v azimutálním směru. Tím vzniká azimutální složka pole. (podle písmene omega, kterým se zpravidla značí úhlová frekvence rotujícího tělesa, ale i podle tvaru vychlípené indukční čáry). Při omega efektu se mění dipólová složka v azimutální složku. U Slunce k tomuto jevu dochází nejvýrazněji v blízkosti tzv. tachovrstvyTachoplocha – plocha uvnitř Slunce. Pod touto plochou rotuje Slunce jako tuhé těleso, nad ní rotuje diferenciálně. Tachoplocha se nachází pod konvektivní zónou., což je oblast přechodu mezi radiačním a konvektivním přenosem energie. Nachází se přibližně 220 000 km pod slunečním povrchem. Navinutí magnetické siločáry kolem dokola Slunce trvá přibližně osm měsíců. U Země dochází k obdobnému jevu ve vodivém plastickém prostředí na hranici jádra a pláště.

Efekty omega a alfa způsobují překlápění slunečního pole

Efekty omega a alfa způsobují překlápění slunečního pole.
Kresba: Ivan Havlíček.

Druhým významným jevem je alfa efektAlfa efekt – jev, při kterém u rotujícího tělesa (například Slunce) vzniká z azimutální složky magnetického pole složka dipólová. Jde o statistický jev. Fluktuace rychlostního pole (u Slunce jsou největší na hranici konvektivní a zářivé zóny) se kopírují na fluktuace magnetického pole. Z těchto fluktuací vzniká rostoucí nenulová střední hodnota magnetického pole v dipólovém směru.. Dochází při něm k vychýlení magnetické trubice vlivem Coriolisovy síly, k její následné deformaci a překlopení do dipólové složky. Jev je způsoben statistickými fluktuacemi rychlosti, které se přenášejí na fluktuace magnetického pole. A z těchto chaotických fluktuací postupně vzniká a sílí dipólová složka pole. Jakoby z chaosu povstával nový řád. Jev je nazván podle tvaru vychlípené siločáry, která připomíná písmeno alfa řecké abecedy. Tyto jevy umožňují vzájemnou transformaci obou složek pole a vždy je jedna složka postupně zesilována na úkor druhé a poté naopak. Magnetický dipól generovaný tímto mechanizmem se proto pravidelně překlápí. Například pro Slunce trvá celý cyklus (doba, za kterou je severní pól zpět na svém místě) přibližně 22 let. V období překlápění dipólu má pole výraznou nesymetrii a připomíná vlasatou kouli, na jejímž povrchu se střídá více oblastí vystupujících a vstupujících siločar. Slunce je v této fázi v maximu své aktivity. V období převážně dipólového pole je Slunce ve fázi minima sluneční aktivity. Sluneční aktivita má periodicitu 11 let (období mezi výměnou severního pólu za jižní). Model tekutinového dynama je ovšem jen rámcový a detaily geneze magnetického pole uvnitř Slunce nejsou známy. Velikost pole se v tachovrstvě odhaduje na 10 T, ve slunečních skvrnách na 0,1 T, v koronálních smyčkách na 0,01 T a ve středních oblastech koróny na 0,001 T.

V minimu sluneční aktivity je pole převážně dipólové, v maximu má složitější strukturu

V minimu sluneční aktivity je pole převážně dipólové, v maximu má složitější strukturu.
Kresba: Ivan Havlíček.

Detekce siločar

Jak lze vůbec zjistit, jaké je na Slunci magnetické pole? Metod není příliš mnoho. Na povrch Slunce nelze dopravit magnetometr, který by změřil pole přímo na místě za pomoci cívky, v níž bude pole generovat elektrický proud. Při pohledu z dálky je možné využít přesuny plazmatu nad povrchem Slunce. Plazma většinou kopíruje sluneční magnetické siločáry, a tak lze jejich průběh snadno odhadnout. Další možností je fotografování v ultrafialovém oboru, v němž září elektrony kroužící kolem magnetických siločar. Tyto elektrony zviditelní siločáry podobně, jako to dělají magnetické piliny v blízkosti tyčového magnetu. Magnetické pole lze dále zjistit z rozštěpení čar ve spektru (Zeemanův jev) nebo ze stočení roviny polarizace polarizovaného světla (Faradayova rotace).

Magnetické pole na slunečním povrchu je v současnosti určováno přístroji, které pracují v konkrétní spektrální čáře. Pořizuje se několik fotografií v samotné čáře a jejím těsném okolí (tzv. filtrogramy). Z posunů čáry lze určit radiální rychlosti povrchu, a tím spektrum akustických vln přicházejících z nitra Slunce. Z polarizace elektromagnetického záření v dané spektrální čáře lze určit magnetické pole. Většina přístrojů určovala jen složku magnetického pole ve směru zorného paprsku. K takovým patří například velmi úspěšná sonda SOHOSOHO – SOlar and Heliospheric Observatory, sonda vypuštěná NASA v roce 1995 se zaměřením na pozorování a výzkum slunečního povrchu, atmosféry, koróny a slunečního větru. Základem observatoře je dalekohled EIT o průměru 12 cm. z roku 1995, na jejíž palubě je vynikající přístroj MDI (Michelson Doppler Interferometer), který pořizuje magnetogramy povrchu Slunce. První pravidelná měření všech tří složek prováděla ale až japonská sonda HinodeHinode – japonská sonda kosmické agentury JAXA z roku 2006 určená k výzkumu Slunce. Její původní název byl SOLAR-B. Hlavním cílem je výzkum magnetického pole Slunce, jeho vznik a souvislost s generováním slunečního větru a výzkum ohřevu koróny. od roku 2006, ale jen na malém procentu povrchu Slunce. Skutečnou revolucí se stal přístroj HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) na palubě sondy SDOSDO – Solar Dynamics Observatory, americká sluneční observatoř, která startovala 11. února 2010. Dokáže pořídit snímek Slunce každých 12 sekund v rozlišení 4096×4096 pixelů. K základním přístrojům observatoře patří: AIA (Atmospheric Imaging Assembly) – čtveřice dalekohledů o průměru 20 cm s deseti filtry pro různé vlnové délky, HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) – helioseismometr a magnetometr, EVE (EUV Variability Experiment) – detektor fluktuací extrémního ultrafialového záření., z jehož dat lze dopočítat všechny tři složky magnetického pole na celém povrchu Slunce. HMI využívá absorpční čáru neutrálního železa na vlnové délce 617,3 nm. Přístroj pracuje téměř nepřetržitě s rozlišením jedné obloukové vteřiny a chrlí terabyte dat denně. Jeho CCDCCD – Charge Coupled Device, zařízení s nábojovou vazbou, umožňuje převést paralelní analogový signál (elektrický náboj kumulovaný v potenciálových jámách) na sériový signál, daný časovou posloupností proudových pulzů úměrných kumulovanému náboji. Při serializaci paralelní informace CCD funguje jako posuvný registr, který umožňuje postupné posouvání náboje změnou potenciálového profilu řízenou hodinovým signálem. (Přesun náboje si lze přestavit podobně jako řetěz lidí předávajících si při požáru na povel různě naplněná vědra s vodou. S každým povelem se konkrétní vědro posune o krok blíže k požáru. Časový průběh proudu vody vylitého do ohně odráží prostorové rozložení objemů vody ve vědrech.) Potenciálové jámy mohou být umístěny vedle sebe pouze v jediné řadě (lineární CCD) nebo ve více řadách (plošné CCD). Nejznámějšími CCD jsou fotoelektrické snímače, kdy se rozložení náboje vytváří vnitřním fotoefektem. Mohou však sloužit i jako paměťové prvky (například jako odkládací paměť pro výše zmíněné fotoelektrické snímače). V zobrazovacích zařízeních jsou nejmenší rozměry jednoho CCD pixelu 9×9 mikrometrů a plošné senzory jsou tvořeny maticí velkou až 5120×5120 pixelů. Chlazené CCD senzory pracují se šumem odpovídajícím 4 až 7 elektronům. (Údaje z roku 2008.) matice má 4096×4096 pixelů. O unikátní sondě SDO jsme psali v bulletinech AB 18/2010AB 18/2012.

Helioseismic and Magnetic Imager pro observatoř SDO

Absolutní špička pro detekci magnetického pole na povrchu Slunce, přístroj HMI, který je umístěn na palubě sluneční observatoře SDO. Přístroj vyvinuli na Stanfordské univerzitě. Zdroj: Stanford University.

SDO – numerický dopočet siločar z povrchových dat

Změření polarizace konkrétní spektrální čáry na povrchu Slunce je jen počátek mravenčí práce, která následuje. Z parametrů popisujících polarizaci se nejprve dopočítá magnetické pole na povrchu Slunce. Ze znalosti pole na povrchu se poté pomocí numerických simulací rekonstruuje pole nad povrchem a částečně i pod povrchem. Pro tuto činnost se nejčastěji využívá model  PFSS (Potential Field Source Surface) vyvinutý v roce 1969 Altschulerem a Newkirkem. Model počítá z Maxwellových rovnic pravděpodobný tvar magnetického pole. Jako okrajové podmínky využívá model znalost pole na povrchu Slunce. Výsledkem je průběh pole až do koróny a případně s menší přesností i na odvrácené straně Slunce nebo pod povrchem Slunce. Model byl později několikrát zpřesněn a stal se základem numerických simulací prováděných na Stanfordské univerzitě. Z výpočtů vznikají sugestivní videa průběhů siločar nad slunečním povrchem.

Rekonstrukce siločar v období minima a maxima sluneční činnosti

Na horním snímku je rekonstrukce magnetických siločar v období minima sluneční aktivity (1. ledna 2011), na Slunci převládá dipólové pole, oblast severního a jižního pólu je dobře patrná. Na dolním snímku je výsledek obdobného výpočtu pro maximum sluneční aktivity (10. července 2014), kdy je magnetické pole mnohem chaotičtější a na Slunci můžeme detekovat několik severních a jižních pólů. Bílé čáry reprezentují uzavřené siločáry (vynořující se siločáry mají bílé okolí, nořící se mají černé okolí). U otevřených siločar je kladná polarita značena zelenou barvou a záporná polarita fialovou barvou. Zdroj: Stanford University.

Z dat přístroje HMI posbíraných od 1. ledna 2011 do 30. prosince 2014 byla udělána unikátní animace vývoje pole od období slunečního minima až do období slunečního maxima. Na následujícím videu se na magnetické pole Slunce díváme z bodu zafixovaného nad slunečním povrchem. Díky rotaci Slunce se ale po určité době dostane sledovaná oblast na odvrácenou stranu Slunce, kde samozřejmě data z přístroje HMI nejsou k dispozici. Z modelu PFSS je přesto možné pole dopočítat a odhadnout i jeho nejpravděpodobnější vývoj. Jakmile se sledovaná oblast dostane z odvrácené strany Slunce opět do zorného pole přístroje HMI, odhady se nahradí průběhem dopočteným z reálných dat naměřených na povrchu. Jednou za měsíc je proto na videu dobře patrný zákmit způsobený přechodem dat dopočítávaných na odvrácené straně k výpočtu z reálných dat naměřených na přivrácené straně.

Unikátní simulace vývoje magnetických siločar od minima po maximum slunečního cyklu. Simulace byla dělána z dat naměřených na povrchu Slunce přístrojem HMI observatoře SDO a pokrývá periodu od 1. ledna 2011 do 30. prosince 2014. Zdroj: Stanford University. (mp4/h264, 63 MB)

Odkazy

Valid HTML 5 Valid CSS!

Aldebaran Homepage