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 Ro 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 Ro. 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