Aldebaran bulletin

Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 35 – vyšlo 1. října, ročník 19 (2021)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Hledej

Ohřev sluneční korony stále záhadný

Petr Kulhánek

Zatmění Slunce nejsou jen líbivou podívanou, ale sehrály roli i u důležitých objevů, ať už šlo o ověření ohybu paprsků vzdálených hvězd díky zakřivení časoprostoru kolem Slunce nebo o pozorování koronyKorona – vnější atmosféra Slunce volně přecházející do meziplanetárního prostoru. Teplota dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním) magnetických siločar. K korona (kontinuum) je způsobena rozptylem slunečního světla na volných elektronech. F korona (Fraunhoferova) je způsobena rozptylem slunečního světla na prachových částicích padajících z meziplanetárního prostoru na Slunce, charakteristické jsou absorpční čáry. E korona (emisní) jsou emisní čáry způsobené přechody ve vysoce ionizovaných kovech. Tyto čáry jsou možné jen za vysokých teplot milionů kelvinů., vnější atmosféry Slunce, která není za normálnmích podmínek viditelná. Při zatmění Slunce, které proběhlo 7. srpna 1869 od Aljašky po severní Karolínu, byla ve spektru korony nalezena zcela atypická zelená spektrální čára. Vlnová délka čáry neodpovídala žádnému známému prvku, a tak se vyrojily domněnky, že jde o nový prvek, tzv. koronium. Pro domnělý prvek ale už nebylo v Mendělejevově periodické tabulce místo. Záhada byla vyřešena až po 70 letech. V roce 1939 švédský astrononom Walter Grotrian a v roce 1941 další švédský astronom Bengt Edlén zjistili, že jde o spektrální čáru třináctkrát ionizovaného železa. Nešlo tedy o nový prvek, ale prvek důvěrně známý za neobvyklých podmínek. K tomu, aby bylo železo takto vysoce ionizováno, musí být v koroně extrémně vysoké teploty, řádově miliony stupňů. Jedna záhada byla nahrazena jinou: Proč je korona tak horká?

Sluneční korona nad aktivní oblastí

Sluneční korona nad aktivní oblastí. Zelené oblasti mají teplotu 0,8 milionů kelvinů, modré 1 až 2 miliony kelvinů a v červených dosahuje teplota až 5 milionů kelvinů. Plazma sleduje magnetické siločáry. Snímek byl pořízen přístrojem AIA na sondě SDO dne 12. 7. 2017, zpracován byl v roce 2020. Zdroj: NASA, SDO, AIA, Lpchitta.

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.

Korona – vnější atmosféra Slunce volně přecházející do meziplanetárního prostoru. Teplota dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním) magnetických siločar. K korona (kontinuum) je způsobena rozptylem slunečního světla na volných elektronech. F korona (Fraunhoferova) je způsobena rozptylem slunečního světla na prachových částicích padajících z meziplanetárního prostoru na Slunce, charakteristické jsou absorpční čáry. E korona (emisní) jsou emisní čáry způsobené přechody ve vysoce ionizovaných kovech. Tyto čáry jsou možné jen za vysokých teplot milionů kelvinů.

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 cm3. Částice vylétávající podél otevřených siločar 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. Pojmenování sluneční vítr pochází od amerického astronoma Eugena Parkera.

Od koronia k realitě

Ač to zní velmi zvláštně, viditelný povrch 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. s teplotou 5 800 K je jeho nejchladnější oblastí. Od povrchu směrem do nitra stoupá teplota díky termojaderným reakcím probíhajícím v jádře Slunce. Teplota jádra se odhaduje na 15 milionů kelvinů. Od povrchu stoupá teplota také, koronaKorona – vnější atmosféra Slunce volně přecházející do meziplanetárního prostoru. Teplota dosahuje až milionů stupňů Celsia, pravděpodobně je korona ohřívána rozpadem plazmových vln a lokálními rekonekcemi (přepojováním) magnetických siločar. K korona (kontinuum) je způsobena rozptylem slunečního světla na volných elektronech. F korona (Fraunhoferova) je způsobena rozptylem slunečního světla na prachových částicích padajících z meziplanetárního prostoru na Slunce, charakteristické jsou absorpční čáry. E korona (emisní) jsou emisní čáry způsobené přechody ve vysoce ionizovaných kovech. Tyto čáry jsou možné jen za vysokých teplot milionů kelvinů. má teplotu kolem dvou milionů kelvinů, v lokálních oblastech až pět milionů kelvinů. Korona je velmi řídká, proto k jejímu ohřevu na pozorovanou teplotu postačí méně než 0,001 % z celkového slunečního výkonu. Jde o netepelný ohřev, klasický přenos tepelné energie vedením není v koroně možný. Je jasné, že na vině je magnetické pole, které nějakým způsobem umožňuje přenos energie na vzdálenost statisíců kilometrů. V průběhu let se vyrojily desítky hypotéz a teorií o tom, jaké mechanizmy by mohly ohřev korony způsobovat. Nakonec zůstaly ve hře jen tři: magnetozvukové vlny, přepojování magnetických siločar a turbulentní procesy ovládané magnetickým polem. Slunce dnes sledují desítky družic a sond s vynikajícím rozlišením, a tak bychom očekávali, že problém ohřevu korony byl dávno vyřešen. Opak je pravdou. Nejkvalitnější snímky mají rozlišení přibližně 200 kilometrů. Netepelné procesy ohřevu probíhají ale na úrovni iontů, v tomto případě zejména protonů, a to na škálách řádově sto metrů. Současná technika tedy umožňuje jen nepřímá pozorování těchto procesů. Jmenujme alespoň tři observatoře, které výrazně ovlivnily naše znalosti o Slunci. První je bezmála dvoutunový kolos 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. Hmotnost sondy je 1 875 kilogramů, největší rozměr (bez slunečních panelů) je 4,7 metru. Sonda obíhá kolem libračního bodu L1 a je stále aktivní. o velikosti autobusu, který přes čtvrt století obíhá kolem Lagrangeova bodu L1Lagrangeovy body – pět bodů v sousedství dvou obíhajících hmotných těles, ve kterých je gravitační a odstředivá síla vyrovnána. Polohu těchto bodů poprvé vypočítal italsko-francouzský matematik Joseph-Louse Lagrange. Velmi výhodné je například umístění sond určených k pozorování vzdáleného vesmíru do Lagrangeova bodu L2 soustavy Země-Slunce, který je vzdálený od Země 1 500 000 km ve směru od Slunce (WMAP, Planck, Herschel). Naopak, do bodu L1 soustavy Země-Slunce se umísťují sondy určené pro monitorování Slunce (například SOHO). Lagrangeův bod L3 soustavy Země-Slunce leží opačné straně Slunce, nepatrně dále, než je oběžná dráha Země. Body L4 a L5 neleží na spojnici obou těles, ale tvoří s nimi rovnostranné trojúhelníky. a odsud neúnavně pozoruje naší nejbližší hvězdu. Observatoř SOHO mj. položila základy helioseismologie – sledování podpo­vrchových útvarů za pomoci seismických vln. Na druhém místě je vynikající americká observatoř 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. Observatoř je na geosynchronní orbitě Země., jejíž 4 dvaceticentimetrové dalekohledy sledují Slunce od roku 2010 z geosynchronníGSO – dráha, na které je perioda oběhu družice kolem Země (vzhledem ke hvězdám) stejná jako rotační perioda Země. Družice se pro pozorovatele na určitém místě zeměkoule bude vracet na stejné místo na obloze vždy ve stejný čas (odsud pochází název geosynchronní). Její dráha na obloze připomíná tvarem číslici 8. Speciálním případem je geostacionární dráha, která je kruhová a má nulový sklon. Její výška nad povrchem Země je 35 800 km a družice se pozorovateli jeví na obloze jakoby nehybná. orbity Země. Snímky chrlené každých 12 sekund umožňují sestavovat videa, na nichž sledujeme děje na Slunci v přímém přenosu. Z mnoha slunečních observatoří jmenujme ještě Parkerovu sondu (PSPPSP – Parker Solar Probe, sonda americké NASA určená pro výzkum Slunce z těsné blízkosti. Startovala v srpnu 2018, mise je plánována do roku 2025. Sonda se na konci mise dostane až do vzdálenosti 6,2 milionu kilometrů od slunečního povrchu. Z dosavadních objevů jmenujme alespoň pozorování nehomogenity a turbulencí slunečního větru, objev bezprašné zóny a objev záhybů tvaru písmene S ve slunečním větru.), která zkoumá Slunce z největší možné blízkosti. V roce 2025 by se měla přiblížit k povrchu na necelý šestinásobek slunečního průměru.

Slunce v extrémním ultrafialovém oboru

Slunce v extrémním ultrafialovém oboru (195 nm) zachycené přístrojem AIA na observatoři SDO dne 26. srpna 2017. Počítačový algoritmus zrekonstruoval magne­tické siločáry. V oblasti otevřených siločar plazma odtéká do korony a vzniknou tzv. koronální díry, jimiž je vidět chladný sluneční povrch. Jasné aktivní oblasti souvisí s uzavřenými siločarami. Zdroj: NASA, SDO, AIA.

Vítězné tažení Alfvénových vln

Myšlenka popisovat plazmaPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magne­tická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektric­ké­ho obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. jako tekutinu pochází už z počátku 20. století. Hlubší teoretický popis se ale objevil až na počátku 40. let. Za otce tohoto popisu je považován švédský fyzik Hannes Alfvén, který v roce 1942 jako první použil pro tekutinový popis plazmatu slovo „magnetohydrodynamikaMagnetohydrodynamika – teoretický popis plazmatu jakožto nabité vodivé tekutiny. Tento popis poprvé zavedl v roce 1942 Hannes Alfvén a získal za něj Nobelovu cenu za fyziku pro rok 1970. Z magnetohydrodynamiky přirozeně vyplývá možnost magnetického pole vmrznutého do plazmatu.“. Jím navržená soustava rovnic znamenala značný průlom v metodách popisu plazmatu. Vedla na koncept magnetických polí sledujících plazma („zamrzlýchZamrzlé pole – silné magnetické pole je provázáno s plazmatem natolik, že sleduje jeho pohyb. Takové situaci říkáme zamrzlé magnetické pole. S jeho konceptem přišel jako první švédský fyzik Hannes Alfvén, když začal plazma popisovat jako tekutinu a zformuloval rovnice magnetohydrodynamiky. Za objevné práce ve fyzice plazmatu získal Nobelovu cenu za fyziku pro rok 1970.“ do plazmatu), na správný popis vlnových jevů i turbulencí v plazmatu. Hannes Alfvén za průkopnické práce v oblasti magnetohydrodynamiky získal v roce 1970 Nobelovu cenuNobelova cena – je udílena švédskou Královskou akademií věd jednou ročně v pěti kategoriích: za fyziku, chemii, fyziologii a medicínu, literaturu a za úsilí o mír. Cena je hrazena z Nobelovy nadace, kterou založil Alfréd Nobel, vynálezce dynamitu, v roce 1895. První cena za fyziku byla udělena v roce 1901 Wilhelmu Roentgenovi za objev rentgenového záření. Nobelova cena činí 8 milionů švédských korun, tj. 23 milionů českých korun a uděluje se vždy 10. prosince při výročí smrti Alfreda Nobela. za fyziku. Byl to také on, kdo v roce 1947 navrhl, že by za ohřev korony mohly být zodpovědné magnetozvukové vlny, kterým dnes na počet Hannese Alfvéna říkáme Alfvénovy vlnyAlfvénova vlna – jedna ze tří magnetizvukových vln, které se mohou šířit plazmatem. Pro Alfvénovu vlnu je typická anizotropie, dominantně se šíří podél magnetického pole. Magnetické siločáry se rozvlní kolmo na svůj směr, což připomíná pohyby trávy ve větru. Alfvénova vlna se šíří Alfvénovou rychlostí a je pojmenována podle švédského fyzika Hannese Alfvéna.. Alfvénovy vlny deponují energii do zprohýbaných magnetických siločar, které vlají jako tráva ve větru. Na Slunci byly tyto vlny detekovány japonskou družicí HinodeHinode – japonská družice 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. Družice pracuje na heliosynchronní orbitě Země. v roce 2007. Výpočty americké skupiny vědců vedené Bartem De Pontieuu z laboratoře LMSAL (Lockheed Martin Solar and Astrophysics Laboratory) ukázaly, že pozorované vlny jsou schopné odnášet do korony podstatnou část energie potřebné k jejímu ohřevu. V případě Hinode šlo o otevřené siločáry, podél nichž se Alfvénovy vlny šířily od Slunce. Rozvlnit se ale mohou i uzavřené magnetické smyčky (tzv. koronální smyčky), jejichž oba konce procházejí slunečním povrchem. Povrch Slunce funguje podobně jako pevný úchyt struny a smyčka se může rozkmitat stojatým Alfvénovým vlněním. Rozvlněné siločáry následně předávají energii částicím korony. Mechanizmus týkající se uzavřených siločar navrhl americký fyzik Eugen Parker v roce 1988. Rychlost Alfvénových vln je nepřímo úměrná odmocnině z hustoty plazmatu. Výskyt lokálních bublin plazmatu či okolních turbulencí mění rychlost šíření Alfvénových vln i účinnost přenosu energie. Podle numerických simulací mohou být Alfvénovy vlny kombinovány s iontovými cyklotronními vlnami. Ty vznikají při krouživém pohybu nabitých částic (protonů či iontů) podél magnetických siločar. Jde o elektromagnetické vlny, jejichž frekvence je blízká cyklotronní frekvenciCyklotronní frekvence – frekvence šroubovicového (Larmorova, gyračního) pohybu elektronů kolem magnetických siločar. Důležitá je tzv. cyklotronní rezonance, při které je vlna absorbována na této frekvenci. Z cyklotronní rezonance lze určit magnetické pole plazmatu. Cyklotronní frekvence je rovna QB/m.. Iontové cyklotronní vlny mohou také přenášet energii, a to dokonce na velké vzdálenosti. Kolem roku 2010 se zdálo, že Alfvénovy vlny jsou zcela dominantním mechanizmem přenosu energie do korony a další mechanizmy k ohřevu přispívají jen zanedbatelně. Dnes víme, že i minoritní mechanizmy mohou mít nezanedbatelný vliv.

Pozorování oblasti v okolí jižního pólu sondou Hinode. Animace je složena ze záběrů dalekohledu Solar Optical Telescope z 19. března 2007. Zobrazená oblast je třikrát větší než naše Země. Žhavé plazma uniká vzhůru podél siločar magnetického pole. Jejich příčné vlání je způsobeno Alfvénovými magnetozvukovými vlnami. Podél siločar se šíří energie, která následně ohřívá koronu. Video je stonásobně zrychlené oproti skutečnosti. Zdroj: JAXA, Hinode.

Mikrorekonekce stále na scéně

V roce 1946 navrhl australský astronom Ronald Gordon Giovanelli, že zdrojem ohřevu plazmatuPlazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází elektricky nabité částice. Kladné a záporné náboje se navzájem kompenzují, takže celek je elektricky neutrální. Částice jsou schopné reagovat na elektrická a magne­tická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektric­ké­ho obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, jiskry, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách. Přes 99 % atomární látky ve vesmíru je v plazmatickém skupenství. a urychlení částic může být přepojováníRekonekce – přepojení magnetických siločar, při němž siločáry prudce změní svou dosavadní topologii do jiné, energeticky výhodnější podoby. Při tom dojde k uvolnění energie, která zahřeje okolní plazma. Někdy natolik, že plazma zazáří i v rentgenovém nebo v gama oboru. Na mikroskopické úrovni jsou za rekonekci zodpovědné pohybující se nabité částice, které generují nová magnetická pole skládající se s polem původním. magnetických siločar. Bylo tomu zhruba ve stejné době, kdy byl také navržen mechanizmus transportu energie do korony prostřednictvím magnetozvukových vln. Při přepojení se magnetické siločáry dostávají do protisměru, v této oblasti je nulové pole (tzv. nulový bod) a siločáry získají tvar písmene X. V takovém místě může dojít ke změně topologie siločar a prudkému uvolnění energie. Přepojení siločar je zodpovědné za vznik koronálních výronů 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)., při nichž se uvolní plazmoidPlazmoid – kompaktní plazmový útvar, někdy nazývaný plazmový oblak, zhustek, shluk, cluster. Plazmoid s sebou může unášet tzv. vmrznuté magnetické pole. se sbaleným magnetickým polem, který následně putuje Sluneční soustavou. Označení magnetické přepojení (anglicky magnetic reconnection) zavedl anglický fyzik a astronom James Dungey, který v roce 1953 objevil, že změna topologie magnetických indukčních čar je možná jedině v plazmatu s konečným odporem. Na počátku 50. let se vynořila velmi populární představa, že v koroně je velké množství nulových bodů, v nichž dochází k minirekonekcím a právě ty způsobují její ohřev.

V roce 2008 se pokoušel tým skotských fyziků vedený Stephanem Régnierem z Univerzity v St. Andrews hledat nulové body magnetického pole na základě měření pole sondou HinodeHinode – japonská družice 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. Družice pracuje na heliosynchronní orbitě Země.. Zatímco v blízkosti fotosféry jich nalezli značné množství, v koroně jich bylo minimálně. Tím poprvé utrpěla představa mikrorekonekcí a mikroerupcí jakožto dominantního mechanizmu ohřevu korony citelnou porážku. K částečné renesanci došlo až v roce 2019, kdy sonda Parker Solar ProbePSP – Parker Solar Probe, sonda americké NASA určená pro výzkum Slunce z těsné blízkosti. Startovala v srpnu 2018, mise je plánována do roku 2025. Sonda se na konci mise dostane až do vzdálenosti 6,2 milionu kilometrů od slunečního povrchu. Z dosavadních objevů jmenujme alespoň pozorování nehomogenity a turbulencí slunečního větru, objev bezprašné zóny a objev záhybů tvaru písmene S ve slunečním větru. objevila v těsné blízkosti Slunce minizáblesky (viz AB 50/2019), o jejichž existenci se dosud nevědělo, protože bylo Slunce pozorováno z větší vzdálenosti, kam tyto minizáblesky nemají šanci doletět, neboť se záhy po vzniku rozplynou. Mikrorekonekce a mikroerupce tedy v koroně skutečně probíhají a přispívají k jejímu ohřevu, i když pravděpodobně nejde o mechanizmus dominantní.

Přepojení magnetických siločar

K přepojení magnetických siločar dochází v oblastech, kde mají blízké siločáry opačný směr a magnetické pole je nulové. Oblast přepojení má tvar písmene X.

Minizáblesky vysoce energetických částic

Minizáblesky vysoce energetických částic pozorované Parkerovou sondou.
Zdroj: NASA, PSP.

Kolmogorovova turbulence není outsider

K přenosu energie také mohou přispívat turbulentní struktury v plazmatu, které jsou ve sluneční koroně hojně pozorovány. Pro turbulence je na první pohled typický chaos, zdánlivě náhodné fluktuace rychlostního i tlakového pole způsobené přechodem do stavu s velkým množstvím vírů. Pro turbulenci je ale nejcharakterističtějším jevem tzv. energetická kaskáda – vznikají víry nejrůznějších velikostí. Velké víry se protahují a rozpadají na víry menší. Víry určité velikosti předávají energii nelineárními jevy vírům menším, ty ještě menším atd. Energie je transformována od největších struktur k těm nejmenším. Velikost vírů má svou dolní hranici – říkáme ji Kolmogorovova škála. U malých vírů energetická kaskáda končí a začínají převládat disipativní jevy. Energie vírů se nakonec přemění na chaotickou tepelnou energii. První úspěšný model turbulence předložil sovětský matematik Andrej Nikolajevič Kolmogorov v roce 1941. Jeho model vycházel spíše z rozměrové analýzy než ze skutečné znalosti fyzikálních procesů. Ty ostatně neznáme dodnes. Ve slunečním plazmatu je aplikace Kolmogorovova modelu značně diskutabilní, protože na nejmenší škále hrají podstatnou roli krouživé pohyby iontů, se kterými Kolmogorovův model nepočítá. Larmorův poloměr pohybu iontů kolem siločar zde přebírá roli Kolmogorovovy škály. Pro sluneční fyziku z Kolmogorovova modelu zůstává předávání energií mezi jednotlivými škálami vírů. Vlastní disipace energie na úrovni Kolmogorovovy škály (v tomto případě stovky metrů) je nejasná.

Podle rozsáhlých numerických simulací  mohou sehrát u ohřevu korony turbulentní struktury také důležitou roli. Například švédský astronom Boris Vilhelm Gudiksen spolu s dánským astronomem Åkem Nordlundem uskutečnili v roce 2005 numerickou simulaci, v níž magnetohydrodynamický algoritmus využíval 3 375 milionů síťových buněk. Takové simulace jsou na hranici výpočetních možností, ale bohužel nestačí. Jak k turbulentním procesům, tak k rekonekcím dochází na škále stovek metrů, kde se ionty chovají jako samostatná individua a tekutinový model selhává. Korektní numerické simulace tedy musí probíhat buď na základě statistických metod (v rámci kinetické teorie), nebo skutečným výpočtem pohybu jednotlivých částic včetně jejich vzájemných interakcí, což je v současné době nemožné. Jednotlivé mechanizmy mohou být navíc propojené. Rozvlnění plazmatu může vést jak k turbulencím, tak ke vzniku nulových bodů potřebných pro přepojení magnetického pole. A samotné přepojení siločar je zpravidla prudký (rychlý) děj, který může plazma rozvlnit a současně způsobit vznik turbulentních struktur. V turbulentním plazmatu naopak dochází k drobným explozivním rekonekcím... K definitivnímu pochopení procesů, které ohřívají koronu, budeme potřebovat robustnější numerické simulace a detekční metody pracující na škále pouhých stovek metrů.

Numerická simulace turbulencí v plazmatu z roku 2017 prováděná na Chicagské univerzitě. V místech doteku magnetických siločar dochází k „divokým“ rekonekcím magnetického pole. Uvolněná energie zahřívá okolní plazma. Zdroj: NASA GSFC, University of Chicago (Colby Haggerty), University of Delaware (Tulasi Parashar).

Závěrem: Slunce v hledáčku SDO

Observatoř SDO pozoruje Slunce už od roku 2010 a patří k tomu nejlepšímu, co máme ke sledování sluneční aktivity k dispozici. V klipu jsou nejlepší záběry pořízené za první desetiletí činnosti této výjimečné observatoře. Zdroj: NASA, SDO.

Odkazy

Valid HTML 5Valid CSS

Aldebaran Homepage