P. Ambrož, Astronomický ústav AVČR, 251 65 Ondřejov, pambroz @asu.cas.cz
 

Abstrakt
V práci je studováno, zda velkorozměrová konvekce, odvozená ve fotosféře z pohybu pozaďových magnetických polí, se podílí na vytváření přederupčních situací. Eruptivní procesy (sluneční erupce, eruptivní protuberance, CME) probíhají převážně ve chromosféře a v koronálním prostoru a jejich energetická bilance se se vztahuje především k deponované uvolnitelné energii v magnetické konfiguraci. Konfigurace s obsahem uvolnitelné energie mohou vzniknout pouze v těch oblastech na Slunci, kde je vhodná konfigurace magnetického pole a kde horizontální rychlostní pole má specielní strukturu. Studium lokalizace takových oblastí a výskyt filamentů, aktivních oblastí, erupcí a CME vzhledem k těmto oblastem je obsahem prezentované práce.

     Sluneční aktivní jevy jsou charakterizovány zjevnou časovou změnou strukturovaného útvaru na Slunci, spojenou se zrychlením pohybů, vzrůstem hustoty, teploty, záření atp. (Martres a Bruzek, 1983). Dodejme, že tyto jevy jsou zpravidla typické také časovou změnou struktury celého útvaru a téměř vždy i změnami v intenzitě a struktuře magnetického pole. To se zásadní měrou na vzniku téměř všech aktivních jevů podílí. Časová proměnlivost patří k základním vlastnostem aktivních jevů. Řada aktivních jevů ve sluneční atmosféře probíhá velmi pomalu a říkáme o nich, že jsou podrobeny pozvolnému vývoji, resp. evoluci. Zde máme na mysli vývoj magnetických oblastí a s nimi spjatých, fakulových a flokulových polí a mnohých rozsáhlých koronálních útvarů a protuberancí resp. filamentů a dále oblastí se silným magnetickým polem jako jsou aktivní oblasti, sluneční skvrny a jejich skupiny Naproti tomu jiné jevy se mohou měnit velmi rychle a u nich potom zpravidla hovoříme o eruptivním procesu. Většina známých eruptivních procesů je charakterizována náhlým uvolněním poměrně značného množství energie. Sem zahrnujeme především sluneční erupce všech mohutností, eruptivní protuberance a CME (ejektované koronální plazma).
     Jednou z hlavních otázek výzkumu sluneční aktivity je vznik eruptivních procesů na Slunci. Jedná se o velmi energetické procesy, které v poměrně velmi krátkém časovém intervalu uvolní značné množství energie a tyto jevy následně svými důsledky ovlivňují naší Zemi. Nesporně jde o závažný kosmogenní faktor, jehož příčina je podstatou intenzivního zkoumání již více než půl století.

2. FORMULACE PROBLÉMU

     Zajímá nás, zda velkorozměrové rychlostní pole se může nějakým přímým způsobem podílet na genezi, formování a průběhu eruptivních aktivních procesů na Slunci. Přitom se zaměříme na procesy, u nichž dochází k náhlému a jednorázovému uvolnění značného množství energie. Sem počítáme především sluneční erupce, eruptivní protuberance a Coronal Mass Ejections (CME).
     Odhlédněme nyní od mnoha jedinečných odlišností jednotlivých jevů a sledujme základní paradigma v němž uzavřená magnetická konfigurace je postupně vychylována ze své bezproudové konfigurace směrem k narůstající vnitřní uvolnitelné energii až na kritickou hranici stability. Toto je bod v němž do vývoje obvykle vstupuje celá řada spoušťových mechanizmů, které startují vlastní eruptivní proces. Pro vznik eruptivních jevů považujeme za primární především vytvoření konfigurace a dále proces, který je schopen energii dlouhodobě a zvolna akumulovat. Tím je nejspíše interakce magnetického pole s rychlostním polem sluneční konvekce Tak lze odhadnout lokality na Slunci, v nichž pravděpodobnost že eruptivní procesy vzniknou a proběhnou je největší. Otázka načasování eruptivních jevů zde vystupuje až ve druhém pořadí, poněvadž okamžik kritické hranice stability konfigurace může být významně ovlivněn mnoha vnějšími vlivy a tedy jej lze odvodit z procesu evoluce konfigurací jen velmi obtížně a nepřesně. Není dnes patrně sporu o tom, že magnetické pole hraje zásadní úlohu při průběhu eruptivních procesů. Charakteristický rozměr zmíněných eruptivních procesů zpravidla přesahuje dimenze aktivních oblastí. Pozorování s vysokým rozlišením ale ukázala, že všechny eruptivní jevy mají výrazně členitou vnitřní jemnou strukturu a tak dnes převažuje přesvědčení, že řada fyzikálních procesů včetně kritického spuštění nestability se odehrává na úrovni jemné a velmi jemné struktury. Tam se také upírá těžiště astrofyzikálního výzkumu. Přitom ale v rozvinuté erupci či aktivované eruptivní protuberanci pozorujeme řadu jemných útvarů, které zpravidla podléhají eruptivnímu procesu společně. Znamená to, že podmínce kumulace energie a následné destabilizace podléhá celá konfigurace i v tom případě, kdy počáteční impuls pro spuštění byl v jenom bodě a nestabilita se postupně přenášela na celou konfiguraci. Chápeme to tak, že labilní rovnováha celé konfigurace byla nestabilitou v jedné části zcela rozvrácena. Máme proto důvod se domnívat, že podmínky ukládání energie do konfigurace se týkají celého aktivního útvaru, i když musíme připustit, že v celém útvaru nemusí být zcela stejně efektivní. Pro průběh eruptivních procesů není rozhodující intenzita magnetického pole, ale velikost tzv. uvolnitelné magnetické energie v určitém objemu.
     Pojem uvolnitelné energie představuje potenciální schopnost magnetických konfigurací v sobě zvolna akumulovat magnetickou energii, která převyšuje minimální energetický obsah zadaný okrajovými podmínkami. Okrajové podmínky takové úlohy se zpravidla odvozují ze synoptických pozorování magnetického pole ve sluneční fotosféře. Fotosférické pole bývá fragmentováno na velmi malé trubice magnetického toku, které pokrývají značnou část plochy fotosféry. Pouze v aktivních oblastech a ve slunečních skvrnách jsou tyto struktury výrazně integrovány. Přestože platí závislost, podle níž čím menší útvary, tím i kratší doba života, jsme z pozorování svědky, že většina malorozměrových útvarů se shlukuje do mnohem rozsáhlejších magnetických oblastí, které jsou perzistentní po mnoho slunečních otoček a zvolna se vyvíjejí.
     Jednotlivé aktivní jevy na Slunci nejsou rozloženy náhodně a již vůbec ne bez morfologických vztahů. Sluneční aktivní oblasti, sluneční erupce, filamenty a eruptivní protuberance velmi těsně a bezvýhradně souvisí s neutrálními čarami radiální komponenty velkorozměrového magnetického pole. Přitom další podmínkoujejich výskytu je přítomnost gradientu pole kolmo k neutrální čáře, vysokého u erupcí a menšího u protuberancí napříč neutrální čarou. Je zřejmé, že přítomnost a funkce velkorozměrových magnetických polí jsou pro výskyt aktivních jevů podstatné. Jednou z otázek, které se vznikem aktivních útvarů souvisí je, proč se filamenty objevují jen v některých úsecích neutrálních čar a proč např. v aktivních oblastech a leckde po slunečním povrchu se vyskytují singularity jejich pohybu (pivot points), případně proč některé lokality produkují mohutné erupce, resp. eruptivní protuberance a proč jinde jsou jak aktivní oblasti, tak i filamenty naprosto neaktivní. Dovolíme si zde formulovat předpoklad, že míra aktivity souvisí s deponovaným obsahem magnetické energie

3. VELKOROZMĚROVÁ POLE

     Doposud akceptovaný scénář vzniku a vývoje magnetického pole ve fotosféře počítá s procesem utváření silného toroidálního pole těsně pod hranicí konvektivní zóny a jeho vynořováním. Parker (1979) zdůrazňuje náhodnost tohoto procesu a dále kalkuluje s vlivem turbulentní difuse při přechodu těchto nových a koncentrovaných polí do mnohem rozsáhlejších oblastí starých pozaďových polí. Leighton (1964) takový proces popsal a numerickým modelem dokumentoval. Podstatným motorem tohoto mechanizmu je jak diferenciální rotace, tak i meridionální cirkulace, v obou případech pojímané jako osově symetrická rychlostní pole s téměř neměnnou, či jen zvolna se měnící velikostí a šířkovým profilem.
     Omezení rychlostního i magnetického pole jen na osově symetrické složky je pro rotující kouli přirozené a z teoretického hlediska se jedná o nejpřijatelnější první aproximaci . Analýza synoptických pozorování velkorozměrových magnetických polí ale ukazuje, že rotačně symetrické struktury ve skutečnosti nejsou přítomny a naopak, že i pro nízké módy magnetického pole dominuje v průběhu převážné části cyklu nesymetrická složka. Pro strukturu koróny to např. znamená, že poloidální charakter koróny v průběhu cyklu od minima do maxima naklání svoji osu postupně až do rovníkové roviny a sestupná fáze cyklu vede k převrácení polarit. To se týká nízkých harmonických módů. U vysokých módů takovou jednoduchou pravidelnost nejsme schopni formulovat, jejich podstata ale spočívá v nesymetrické struktuře pole.
     Vývoj nesymetrické složky velkorozměrových polí byl předmětem řady studií v minulosti. Vedle vynořování nového magnetického toku jsme svědky horizontálního přesunu jednotlivých magnetických oblastí jako celku, což nejspíše souvisí s velkorozměrovým transportem individuelních magnetických elementů. Transport je tradičně parametrizován turbulentní difusí, která souvisí s přítomností malorozměrové turbulence v horních vrstvách konvektivní zóny. Turbulentní difuse je proces, který souvisí s přítomností turbulentního rychlostního pole. Je známo, že malorozměrová konvekce je ale poměrně mělká a zasahuje do hloubky menší než 30 Mm, což je pouze 25 procent tloušťky konvektivní zóny. Ve zbývajících 75 procentech tloušťky se sice přenáší energii z nitra prostřednictvím konvekce, přesto ale nevíme, jakou formu konvektivní elementy mají a jaké je zde rozložení rychlostního pole. Z teorie hvězdné konvekce pouze předpokládáme, že konvektivní elementy zde budou velké, o rozměrech řádově 400 Mm a větší a jejich doba života bude zpravidla delší než jedna Carringtonova rotační perioda (t.j. 27.275 dne).
     Všechny aktivní jevy probíhají v útvarech, které se zpravidla klenou ve formě smyček nebo arkád nad neutrální čarou normální složky magnetického pole ve fotosféře. Téměř vždy se tyto útvary skládají z mnoha vláknitých trubic. Platí to i o koronálních útvarech, u nichž se až do doby Skylabu soudilo, že se jedná o spojité a difusní útvary a teprve po roce 1974 bylo obecně akceptováno, že se koróna skládá z obrovského množství smyček a oblouků. Pozorování koróny mimořádně velkým teleskopem při úplném zatmění v roce 1991 ukázala (November a Koutchmy, 1996), že struktura vláken v koróně je ještě daleko jemnější, než se do té doby soudilo.

4. MAGNETICKÁ ENERGIE

     Každý plazmatický provazec pod vlivem magnetického pole je součástí konfigurace v  určitém objemu a váže na sebe určité množství magnetické energie. Celková magnetická energie ve vymezeném objemu je dána jako objemový integrál druhé mocniny intenzity magnetického pole přes celý objem. Taková energie ale představuje absolutní energetické minimum, pokud konfigurace magnetického pole je bezproudová. Je patrně velmi málo situací, kdy by takový stav v elektricky dobře vodivém prostředí sluneční koróny nastal. Pozorování mnoha aktivních jevů v aktivních oblastech i mimo ně nasvědčuje tomu, že vláknité útvary v tomto prostředí představují magnetické silotrubice, vyplněné plazmatem, v nichž podél magnetických siločar protéká i elektrický proud. Taková konfigurace se obvykle nazývá bezsilovou, poněvadž v ní je Lorenzova síla nulová. Elektrický proud v konfiguraci je generován v důsledku procesu deformace konfigurace, především pohybem zakotvení smyček a oblouků ve sluneční fotosféře. Zatím co struktura bezproudové konfigurace, typická pro model ve vakuu, je dána okamžitým rozložením magnetického pole ve sluneční fotosféře, je v případě bezsilové konfigurace situace zcela jiná. Bezsilová konfigurace předpokládá přítomnost plazmatu o určité hustotě, protékání elektrického proudu a propojení opačných polarit, které se po delší dobu zachovává. Taková konfigurace je stabilní vůči pomalým změnám a tedy se může vyvíjet. Je v ní formou jakési hystereze uložena předchozí historie vývoje. Přidaná energie, související s deformací a tedy i s velikostí protékajícího proudu, představuje energetický exces, který do konfigurace může být uložen a tedy v důsledků pohybu zakotvení ve fotosféře akumulován, avšak také může být náhle uvolněn. Bezsilové konfigurace představují relativně stabilní útvary a soudí se, že jsou typické pro stabilizované přederupční a protuberanční konfigurace.
     Většina aktivních jevů eruptivní povahy souvisí s přeměnou zvolna akumulované magnetické energie převážně v koronálním prostoru na kinetickou energii projevující se jak zvýšením teploty, tak urychlováním částic či ejekcí neutrálního plazmatu jako celku. Podstatou je pozvolné vytvoření aktivního útvaru s vysokou mírou uvolnitelné energie a posléze jejího náhlého uvolnění. Příčinou je překročení meze stability existující konfigurace, její destrukce a posléze relaxace do konfigurace s minimální magnetickou energií.
     Pro vytvoření konfigurace s dostatečně velikým množstvím uvolnitelné energie je vedle mimořádně veliké intenzity magnetického pole zapotřebí i přítomnost deformační síly, která zajistí pohyb ukotvení konců smyček a oblouků. V této souvislosti se hovoří o silách souvisejících s konvekcí, avšak často se uvažuje ogranulární či supergranulární dimenzi. Jindy se naopak v podobné souvislosti vzpomíná diferenciální rotace. Problém je ale v tom, že jak malorozměrové proudění, tak i globální nerovnoměrná rotace zatím neposkytují na slunečním tělese významné lokality, které by vedly ke vzniku zmíněných aktivních jevů. Je zde totiž otázka, proč např. sluneční filamenty nevznikají na všech neutrálních čarách ve vybraných šířkových zónách? Bezpečně víme, že pouze intenzita magnetického pole není pro tento problém rozhodující. Vysvětlení této obtíže vidíme v možnosti, že rychlostní pole na Slunci není osově symetrické a tedy závislé jen na heliografické šířce jako v případě diferenciální rotace, ani homogenní prostřednictvím malorozměrové konvekce, pod úrovní určitého minimálního charakteristického rozměru. Pro výše nastíněný problém je významné velkorozměrové rychlostní pole, jehož přítomnost je prezentována již řadu let (Ambrož, 1987).
     Velkorozměrové rychlostní pole dosahuje globálních rozměrů, pozorujeme je po celém slunečním povrchu a charakterické rozměry tzv. nesymetrických útvarů jsou srovnatelné s velikostí slunečního poloměru. Horizontální rychlosti, které odvozujeme z pozorování, vykazují horizontální gradient v rychlostním poli a tedy působí horizontální deformaci struktur na povrchu Slunce. Numericky lze gradient vyčíslit jako prostorovou změnu každé ze složek rychlosti např. během jedné Carringtonovy rotační periody. Každý gradient horizontální rychlosti, přítomný po nějakou dobu, vyvolává deformaci objemu ve spojitém prostředí sluneční fotosféry. Body, ve kterých jsou aktivní útvary ukotveny, mohou tak měnit svoji vzdálenost a s časem se struktura ukotvení může výrazně měnit. V oblastech s maximálním gradientem zároveň existují mezi dvěma rozdílnými body maximální relativní (vzájemné) rychlosti. Přitom bereme v úvahu obě, tedy zonální i meridionální složky rychlosti. Přítomnost relativních rychlostí je podstatná hlavně proto, že z hlediska vytváření přebytku uvolnitelné energie je důležité, jakou strukturu pohyb ve fotosféře má. Pro tvorbu uvolnitelné energie je významné především horizontální proudění, vertikální proudění se přímo na deformaci bezsilové konfigurace nepodílí. Horizontální deformace může ale být v zásadě dvojího druhu. Může v principu docházet buď  k prosté kontrakci nebo ke střihové deformaci. První typ pohybu vede v okolí neutrální čáry ke stěsnávání konfigurace a může zapříčinit tvorbu podmínek nezbytných k propojení (rekonexi) magnetických silotrubic a k vytvoření tzv. proudové vrstvy. Samozřejmě že v blízkém okolí dochází i k rozvolnění konfigurace, avšak tento proces není pro náš problém významný. Druhý typ pohybu vede k vytváření bezsilových konfigurací s akumulovanou uvolnitelnou energií, tak jak bylo zmíněno výše. V obou případech je zřejmé, že proces mimořádně zvýšené relativní horizontální rychlosti vede ke vzniku situací, které jsou typické pro přederupční stavy, tj. generuje v přederupční situaci elektrický proud buď v proudové vrstvě, nebo v bezsilové konfiguraci..

5. ZPRACOVÁNÍ MATERIÁLU A VÝSLEDKY (UVOLNITELNÁ MAGNETICKÁ ENERGIE A VÝSKYT FILAMENTU)

     Jednou ze stěžejních otázek je, zda maximální relativní rychlosti mají nějaký přímý vztah k rozložení velkorozměrových magnetických polí ve fotosféře. Bylo provedeno srovnání mnoha dvojic map relativní horizontální rychlosti a normální komponenty fotosférického magnetického pole. Bodový graf pro Carringtonovu otočku č. 1843 je dokumentován na obr. 1. Na vodorovné ose je vynesena intenzita magnetického pole v  Gaussech a na svislé ose hodnota odpovídající relativní rychlosti mezi dvěma sousedními body. Graf obsahuje celkem 259200 bodů. Je zřejmé, že převážná část bodů s vysokou hodnotou relativní rychlosti leží nad resp. v bezprostředním okolí tzv. neutrální čáry. Body s nízkou hodnotou relativní rychlosti leží jak nad neutrálními čarami, tak i mimo ně a v místech s nízkou intenzitou magnetického pole je relativní rychlost malá. Znamená to, že neutrální čáry jsou z  hlediska deformace podstatné, oblasti s největší deformací leží na nich, avšak pouze jejich přítomnost není postačující pro nárůst uvolnitelné energie.
 

     Druhou složkou, určující velkost uvolnitelné magnetické energie je intenzita magnetického pole, přesněji, hodnota uvolnitelné energie je úměrná druhé mocnině intenzity magnetického pole.
     Součin velikosti deformace a druhé mocniny celkového magnetického pole je tak vhodnou veličinou, která charakterizuje míru uvolnitelné energie v konkrétní lokalitě na Slunci. Mapa rozložení vykazuje dramatický průběh této veličiny s  poměrně vzácnými výraznými maximy. V nich je možné očekávat maximální hodnoty uvolnitelné energie. Tato výrazná diversifikace oblastí s uvolnitelnou magnetickou energií představuje nový a poměrně neočekávaný výsledek. Oblasti s vysokým celkovým magnetickým polem zpravidla překrývají několik neutrálních čar a rozkládají se v místech se značně komplikovaným magnetickým polem již proto, že magnetické pole zde bývá mladé a intenzivní. Součin zdůrazňuje oblasti s vysokou hodnotou uvolnitelné energie a výsledný obraz rozložení uvolnitelné energie je znázorněn axonometricky na obrázku 2. Podstatná část slunečního povrchu uvolnitelnou energií nedisponuje, pouze několik malých lokalit je tak vyvoleno pro možné kumulování energie.
 

     Tento proces má dva aspekty. První spočívá v tom, že obecně je maximální míra deformace vázaná na neutrální čáry (inverzní linie). Malé deformace potom souvisí s vnitřními částmi velkorozměrových oblastmi fotosférického magnetického pole. Toto zjištění je zajímavé již proto, že uvnitř jednotlivých unipolárních oblastí, jsou-li dostatečně rozsáhlé, zpravidla pozorujeme koronální díry. A u těch, jak je všeobecně známo, je střední diferenciálnost zonální rychlosti mnohem menší než např. u slunečních skvrn či filamentů, které souvisí s okraji (tj. neutrálními čarami) jednotlivých magnetických oblastí.
     Druhý aspekt se týká právě aktivních oblastí, erupcí a filamentů. U těchto jevů pozorujeme dramatické vývojové změny. Vlastní pohyby ve skupinách slunečních skvrn, ale především řada přederupčních stavů a struktura rozvinutých filamentů svědčí o systematických deformačních pohybech, které působí po dlouhou dobu. Pro demonstraci použijeme údaje z  tzv. synoptických map sluneční chromosféry, vydávaných na observatoři v Meudonu. Je známo, že filamenty se pozorují pouze na inverzních čarách velkorozměrového magnetického pole, ale tento vztah ani zdaleka není universální. Kromě toho řada filamentů nebo jejich částí se pozoruje např. jen jeden den a tedy nejsou časově perzistentní. Jsou ale filamenty a jejich části, které jsou opakem těch předchozích, jejich doba života je nejen několik dnů, ale často i několik měsíců. Takové útvary jsou na synoptických mapách specielně vyznačeny. Na obr. 3 jsou určitým zvoleným prahem znázorněny hodnoty uvolnitelné magnetické energie v  relativních jednotkách a do mapy jsou zakresleny polohy filamentů s dlouhou dobou života. Ukazuje se, že stabilní filamenty jsou ve všech případech spojeny s oblastmi vysoké uvolnitelné energie. Vypadá to tak, jako by pro vznik stabilního filamentu vedle dostatečně intenzivního magnetického pole bylo zapotřebí i dynamického prostředí, které působí deformaci. Navíc se ukazuje, že v těsné blízkosti maxim jsou často lokalizovány filamenty, u nichž probíhá proces tzv. náhlého zmizení. O tom se všeobecně soudí, že souvisí s tzv. aktivací filamentu, jeho přeměnou na eruptivní protuberanci a následně s generováním velmi dynamického procesu CME. Zde tušíme příčinný vztah mezi rozložením velkorozměrových magnetických polí, rychlostních polí a eruptivními procesy na Slunci. Tyto velmi slibné náznaky budou předmětem dalšího detailního studia těchto vztahů, které skýtají naději pro rozpracování numerické metodiky prognózování vznikuaktivních jevů.
 

Obr.3. Vzájemná poloha dlouze žijících filamentů a oblastí se zvýšenou hodnotou uvolnitelné energie. Dlouho žijící filamenty (řady hvězdiček) se nevyskytují mimo tyto oblasti (bílé oblasti), ostatní filamenty ano.
 

6. MAGNETICKÉ POLE A ZELENÁ KORÓNA

     Pozoruhodný vztah byl nalezen mezi výskytem zvýšených hodnot celkového magnetického pole nad fotosférou ve vzdálenosti 1.04 R_o a synopticky (to je v časové posloupnosti po částech) konstruovanými mapami zelené koróny s vlnovou délkou 530.3 nm. Celkové magnetické pole představuje absolutní hodnotu úplného vektoru intenzity magnetického pole, odvozeného z měření intenzity podélné složky na slunečním disku. Synoptická mapa obsahuje vektorový součet radiálně orientovaného vektoru a horizontální složky, odvozené na základě numerické extrapolace za předpokladu bezproudové aproximace. Pro výpočet byla použita známá metodika Zhao a Hoeksema (1991) pro bezproudovou konfiguraci se zdrojovou plochou ve vzdálenosti 3.5 R_o. Pozorování pocházejí z Wilcoxovy sluneční observatoře ve Stanfordu a výpočet se provádí ze serie harmonických koeficientů, dosahujících hlavního čísla n = 19 Synoptická mapa, zkonstruovaná pro otočku 1843 je uvedena na obr.4. Synoptické mapy zelené koróny jsou tvořeny z údajů tzv. homogenní řady pozorování zelené koróny, kompilovaných z několika stanic na jednotnou škálu observatoře na Lomnickém štítě, tak jak byly provedeny Rybanským a Rušínem (1992, 1993). Zatím co mapa celkového magnetického toku je pro každou otočku jen jedna, jsou mapy jasu zelené koróny dvě – z východního a západního okraje. Porovnání celé trojice je možné sledovat na obr. 4. Je zřejmé, že všechny tři mapy nejsou ani po morfologické stránce identické. Velmi pozoruhodné jsou rozdíly dvojice map koróny, které plynou z několika příčin. Předně, mezi oběma mapami je obecně časový rozdíl zhruba dvou týdnů a během této doby se jednotlivé koronální útvary vyvíjejí. Dále, koronální pozorování představují integraci jasu podél pozorovacího paprsku. Ve skutečnosti dochází k ustředňování v zonálním směru v intervalu kolem 40 heliografických stupňů, a při tom v polárních oblastech se ustředňování postupně stáčí do meridionálního směru. Údaj o koróně nad slunečním okrajem je tedy značně nehomogenní z hlediska svého prostorového rozlišení a částečně i z hlediska své prostorové lokalizace. Konečně použitý materiál je sice přiveden na jednu společnou škálu jasu, avšak kompiluje pozorování z různých přístrojů, metodik i pozorovacích podmínek a obsahuje i pro některé dny výpadky. To způsobuje poměrně dosti zřetelnou nehomogenitu ve struktuře rekonstruovaných map, kterou lze na první pohled postřehnout a dokonce je možné při troše cviku identifikovat, ze které stanice je ten či onen úsek mapy utvořen. Takové nedostatky ovšem vůbec nesnižují význam tohoto pozorovacího materiálu již proto, že se jedná o unikátní informace, soustřeďované několika generacemi pozorovatelů po velmi dlouhé období. Porovnání s rozložením celkové hodnoty magnetického toku je ovšem stimulující.
 

 

Obr. 4. Srovnání synoptických map pro CR1843 celkového magnetického toku, extrapolovaného z pozorování WSO Stanford (nahoře) a pozorování intenzity zelené koróny pro východní (uprostřed) a západní (dole) okraj odvozených z homogenizované řady (viz rozbor v textu)..

Poděkování.

Tato studie vznikla v rámci řešení grantových úkolů AVČR/GA č. A3003806, a S1003006 a klíčového projektu AVČR č. K1-003-601

LITERATURA

Ambrož, P.: 1987, Bull. Astron. Inst. Czechosl. 38, 110
Leighton, R. B.: 1964, Astrophys. J. 140, 235
Martres, M. J. a Bruzek, A.: 1983, Ilustrovný slovník termínov slnečnej a slnečno-zemnej fyziky, (red. A. Bruzek a C. J.
     Durrant), SÚAA Hurbanovo, 75
November, L. a Koutchmy, S.: 1996, Astrophys. J. 466, 512
Parker, E. N.: 1979, Cosmical Magnetic Fields, Their origin and their activity, Clarendon Press, Oxford.
Rybanský, M. a Rušín,V.: 1992, Contrib. Astron. Obs. Skalnaté Pleso 22, 229
Rybanský, M. a Rušín,V.: 1994, Contrib. Astron. Obs. Skalnaté Pleso24, 139
Sakurai, T.: 1979, Publ. Astron. Soc. Japan 31, 209
Zhao, X. a Hoeksema, J. T.: 1991, EOS, Transactions American Geophysical Union 72, No. 44, 1385