M. Bělík, Hvězdárna v Úpici, belik @.com
V. Rušin, AÚ SAV, Tatranská Lomnica, vrusin @ta3.sk
E. Marková, Hvězdárna v Úpici, markova @obsupice.cz
E. Brandejsová, VUT Brno, nimrodel @email.cz
 
 

Abstrakt
Velkoškálové koronální (přílbicové) paprsky pozorované v bílé koróně během úplných zatmění Slunce anebo pomocí koronografů jsou většinou lokalizovány nad klidnými typy protuberancí. Na základě výsledků z pozorování úplných zatmění Slunce byla ze snímků koronografů MK3 a MK4 vytvořena ´synoptická mapa´ koronálních struktur a srovnána se změnami pozic protuberancí v průběhu slunečního cyklu. Protuberance v maximu cyklu v okolí pólů mizí. Ze získaných výsledků se ukazuje, že i výskyt velkoškálových koronálních struktur vykazuje podobný trend.
 

1.  Úvod

     Zatmění Slunce poskytuje jedinečnou možnost pozorování nejvyšší části sluneční atmosféry – koróny. Je všeobecně známo, že koróna se podle povahy produkovaného záření skládá ze tří různých částí: E-koróny, K-koróny a F-koróny. Nejnápadnější a nejpůsobivější část koróny, pozorovatelná během úplného zatmění, je bílá koróna, vznikající rozptylem fotosférického světla na elektronech a prachových částicích kolem Slunce. Dlouhodobá pozorování ukazují, že bílá koróna je tvořena  mnoha strukturami odlišných tvarů, velikostí a různých fyzikálních vlastností. Všechny tyto koronální útvary jsou odrazem magnetického pole Slunce, a to jak lokálního, tak globálního (Bagenal a Gibson, 1991). Velkoškálové koronální útvary souvisí se strukturami magnetického pole nacházejícími se v nižších oblastech Slunce, o nichž ale běžná fotosferická měření poskytují bohužel jen málo informací. Zmíněné magnetické struktury se tvoří hluboko v oblasti slunečního dynama, zatímco struktury zaznamenané na fotosferických magnetogramech jsou ovlivňovány pohyby plasmy v aktivních oblastech. Na druhé straně struktura vnitřní koróny velmi úzce souvisí s vlastnosti slunečního větru v blízkosti Země. Zatímco nízkoškálové koronální struktury jsou pozorovány jen přechodně nad aktivními oblastmi, přilbicové paprsky se během slunečního cyklu vyskytují nad slunečním povrchem dlouhodobě v korelaci s rozložením zjasnění zelené koróny a protuberancí (Minarovjech et al., 1998). Z toho vyplývá, že životnost těchto dlouhých přilbicových paprsků bude v porovnání s menšími strukturami delší. Pozorování přilbicových paprsků v různých fázích cyklu mohou hrát důležitou roli při studiu rozložení magnetického pole nad slunečním povrchem. Jak jsme uvedli výše, přilbicové paprsky jsou lokalizovány nad některými typy protuberancí vyskytujícími se v oblastech oddělujících velkoškálové struktury magnetických polí na slunečním povrchu.
     V této práci se zabýváme rozložením přilbicových paprsků v letech 1988 – 1998 ve vztahu k polohám protuberancí a možným vývojem přilbicových paprsků ve 22. a 23. cyklu sluneční aktivity. Z důvodu nízké frekvence slunečních zatmění během slunečního cyklu používáme vedle z nich získaných dat také snímky z koronografů MK3 a MK4 observatoře Mauna Loa.

2. Použitá data

     V našich předchozích pracích jsme využívali pouze vlastní pozorování úplných slunečních zatměních získané v letech 1990, 1991, 1994, 1995, 1997 a 1998. Předběžné výsledky ukazují výrazný vztah mezi polohou dlouhých přilbicových paprsků a protuberancí (Bělík et al., 1999).
     K detailnímu zjištění vztahu mezi přilbicovými paprsky a protuberancemi byly využita každodenní data z dříve zmíněných koronografů MK3 a MK4 spolu s rozložením protuberancí během slunečního cyklu publikovaných v Minarovjech et al. (1998).
     Tato data zachycují pozorování během různých fází cyklů č. 22 a 23 s počátkem v roce 1988 (krátce před maximem, které nastalo v r. 1989), a koncem v roce 1998 - poblíž maxima 23. cyklu. Minimum mezi 22. a 23. cyklem nastalo v květnu 1996 (Altrock et al., 1999). Polohy přilbicových paprsků, patrné z obrázků z koronografů byly získány těmito dvěmi způsoby:

1)  Z koronografů MK3 a MK4 byly určeny pozice os paprsků pro každý den pro celé studované období a byly porovnány s
     rozložením protuberancí (obr. 1).
2)  Byl vytvořen kompozitní obrázek zachycující tenké proužkové výřezy pro každý den ve výšce 1,3 Ro kolem celého
     slunečního limbu, kde jsou prakticky přítomny pouze přilbicovité paprsky (obr. 2).
 

3.  Diskuse a závěr

     Jak můžeme vidět na obr. 1, rozložení protuberancí a přilbicových paprsků ukazuje silnou podobnost. Zatímco v období okolo minima slunečního cyklu se tyto paprsky nacházejí převážně v blízkosti rovníku, během maxima jsou pozorovány kolem celého Slunce. Paprsky ve středních heliografických šířkách mezi maximem a minimem zvolna mění svoji polohu.
     Na základě těchto získaných výsledků můžeme popsat pravděpodobný scénář změny rozložení přilbicových paprsků a protuberancí v průběhu celého slunečního cyklu. Protuberance kolem minima (Minarovjech et al., 1998) jsou většinou lokalizovány v blízkosti rovníku, do 40° heliografické šířky. Krátce po minimu se pás protuberancí rozštěpuje do dvou individuálních pásů. První se pozvolna odklání k pólům, kde se v maximu cyklu rozpadá. Druhý se přesouvá k rovníku a mizí v minimu příštího cyklu. Podobné trendy jsou také pozorovatelné v rozložení paprsků.
     Vidíme, že v minimu slunečního cyklu jsou polohy koronálních paprsků prakticky identické s polohami protuberancí ve středních a nízkých šířkách. Během průběhu cyklu směrem k maximu se paprsky pohybují ze středních šířek k pólům, kde se vyskytují v maximu cyklu a zanikají podobně jako protuberance. Podrobnější pohled na rozložení a pohyb koronálních paprsků kolem slunečního limbu během celého studovaného období je ukázáno na obr. 2, který je ve shodě s výsledky patrné z obr. 1.
 

Literatura

Altrock, R.C., Rybanský, M., Rušin V., Minarovjech, M.: 1999, Sol. Phys., in press
Bengal, F. and Gobson, S.: 1991, J. Geophys. Res. 96, 17 663
Bělík, M., Marková, E., Rušin, V.: 1999, Proc. of the 1999 Solar Eclipse Workshop
Minarovjech, M., Rybanský, M., Rušin, V.: 1998, in News Perspectives on Solar Prominences, eds.: D. Webb, D. Rust and
     B. Schmieder, ASP Conference, Series 150, San Francisco, 484
MLSO data (data from http://www.hao.ucar.edu/public/research/mlso/data_archive.html )