V. Bumba, Astronomický ústav AV ČR, Ondřejov, bumba @asu.cas.cz

     Vážení přátelé, dovolte mi, abych v tomto referátu byl velmi osobní, protože celá má vědecká kariéra zabírá polovinu doby, po kterou skutečně víme, že na Slunci existují magnetická pole, bez kterých by nebyla sluneční aktivita, ani její vlivy na Zemi. Moje povídání bude tedy také poněkud historizující.
     Ještě jedna okolnost měla vliv na výsledný tvar referátu: od roku 1942, kdy jsem jako středoškolský student začal pravidelně pozorovat Slunce, jsem byl a zůstal jsem především pozorovatelem. A magnetická pole pozoruji od roku 1955.
     Jako slunečního pozorovatele mě potkalo několikrát veliké štěstí. Za pět let to bude půl století (1955-1958), co jsem nastoupil aspiranturu u akademika Andreje Borisoviče Severného na Krymské astrofyzikální observatoři AVSSSR. Bylo to několik týdnů po jejím oficiálním otevření, v době, kdy se ještě testoval "BST" sluneční věžový dalekohled. Tento přístroj byl zkonstruován po příkladu věžových dalekohledů observatoře na Mt. Wilsonu a velkého dalekohledu, a zejména spektrografu, observatoře McMath-Hulbert Michiganské university. (Tam, co do sedmdesátých let pracovaly dvě roztomilé dámy Helen Dodson-Prince, s kterou se znal dobře doc. Fr. Link, a E. Ruth Hedeman, výborné pozorovatelky, a ředitelem byl O. C. Mohler.) Na krymské "BST" byl však spektrograf s desetimetrovým ohniskem otáčivý (!). Byl napájen dalekohledem s dvěma fokusy: 35m a 25m. Byl to tedy ideální přístroj pro studium magnetických polí. A já tam byl v době, kdy se rozbíhala pravidelná služba fotografického určení měřitelné intensity pole slunečních skvrn všech aktivních oblastí, a kdy probíhalo zkoušení a uvádění do chodu nového fotoelektrického magnetografu.
     V roce 1964 jsem se jako stipendista UNESCO, a na dva měsíce i Carnegiova ústavu ve Washingtonu, sponzora ústavu, dostal do Pasadeny v Kalifornii, na "Observatoře Mt. Wilson a Palomar". Tam od srpna 1959 Bob Howard získával každodenní fotoelektrické magnetogramy celého slunečního disku na přístroji, zkonstruovaném v roce 1952 H. W. a H. D. Babcocky, otcem a hlavně synem Horacem, a to nejdříve v jejich soukromé laboratoři přímo ve městě Pasadeně. Ta byla vybavena coelostatem, dalekohledem i spektrografem. Nezapomeňme také, že Babcockové ryli své vlastní dispersní mřížky ve zvlášť izolovaném sklepě v hlavním sů!dle observatoře, v Santa Barbara street.
     Byly tam tedy nakupeny denní magnetické mapy Slunce, stačilo jen dát je dohromady a sestrojit tak synoptické mapy pro celé sluneční otočky, aby bylo možné studovat velkostrukturální pole, nebo ze dne na den zkoumat vývoj lokálních polí. Kromě toho v "CALTECHu" (Californian Inst. of Technology) pracoval v té době Hal' (Harold) Zirin, zakladatel observatoře na Velkém Medvědím jezeře (Big Bear Solar Observatory) a prof. R. B. Leighton se svými žáky. Velmi často se na ústavu objevoval i John (J. M.) Wilcox, pozdější zakladatel hvězdárny pro systematická měření slabých magnetických polí ve Stanfordu, nazvané po jeho tragické smrti jeho jménem, který studoval magnetická pole v meziplanetárním prostoru. V té době začínal také svou vědeckou kariéru teoretika slunečních magnetických polí E. Parker.

2. CO JSOU A JAK VZNIKAJÍ SLUNEČNÍ MAGNETICKÁ POLE

     Vznik magnetických polí, která jsou ve vesmíru vždy produktem pohybů plazmy, je na Slunci spojen zejména s pohyby konvektivními a turbulentními, účinkujícími zřejmě po celé hloubce konvektivní zóny a v celé hierarchii jejích konvektivních elementů (Ty uchovávají část své energie v magnetických polích tím, že ohýbají a zkrucují jejich siločáry). Je také propojen s diferenciální rotací a současně je i určujícím faktorem pro vznik sluneční aktivity, pro kterou jsou magnetická pole jedním z hlavních zdrojů energie. Nezapomeňme na těsné spojení magnetického pole s elektrickým polem a na prostředníka tohoto spojení - pohyb! ("Na elektrický náboj bez pohybu, nacházející se v magnetickém poli, nepůsobí žádná síla", připomíná Parker, 1982). Naše poznatky o vlastnostech magnetického pole B jsou obsaženy v Maxwellových rovnicích, svazujících B s elektrickým polem E a hustotou elektrického toku j, charakterizujícím sumární pohyb nabitých částic slunečního plazmatu.
Vyjdeme-li z Maxwellových rovnic pro pomalé procesy:

kde tečka znamená časovou derivaci a m permeabilitu.

Jestliže prostředí má elektrickou vodivost s a jestliže absolutní hodnota rychlosti pohybu je podstatně menší než rychlost světla, pak

Z uvedených rovnic pak dostaneme rovnici indukce

kde h = 1/ms se nazývá magnetická difuzivita.
     Pro v = 0 se stane rovnice indukce pouze rovnicí difuze.
     První člen pravé strany rovnice indukce představuje indukční efekt pohybujícího se prostředí na magnetické pole. Druhý člen ukazuje jak bude pole s časem slábnout, díky konečnému ohmickému odporu.
     Velikost obou členů můžeme srovnat řádově, nahradíme-li vektory jejich absolutními hodnotami a operátor rotace členem 1/l, kde l je charakterictický rozměr změn magnetického pole v prostoru. Pak R_m = vl/h vyjadřuje poměr indukčního a difuzního členu v rovnici indukce a nazývá se magnetické Reynoldsovo číslo. Toto R_m může být pojímáno také jako poměr dvou časových škál, a to doby ohmického vymizení pole t_{D = l²/}h a časové škály pohybu pole (advekce) l/v .
     Připomeňme ještě, že při velmi vysoké vodivosti, kdy R_m je mnohem větší než 1, je t_D mnohem delší než l/v, tedy než každý prakticky požitelný čas.
     Další diskuse rovnic a s ní spojených otázek by nás odvedla příliš daleko od hlavního tématu. Existuje řada modelů generování slunečních magnetických polí. Většina z nich se shoduje v tom, že hlavní oblast jejich generování je na dně konvektivní zóny (konvektivní dynamo). Ale existují i domněnky o možnosti generace lokálních polí v daleko menších hloubkách (lokální dynamo). Z množství knih, které se problematikou indukování magnetického pole v kosmickém prostoru a zejména na Slunci zabývají bych si dovolil zmínit klasickou knihu E. Parkera, dostupnou u nás v ruském překladu (1982), nebo např. knížku o Slunci M. Stixe (1989).

3. JAK SE MĚŘÍ MAGNETICKÉ POLE

     Jen velice letmo a primitivně připomenu základní a víceméně schematizující údaje o Zeemanově jevu: spektrální čára se v magnetickém poli štěpí na řadu složek polarizovaných buď lineárně ve směru pole, nebo kruhově v rovině kolmé k tomuto směru. Lineárně polarizované komponenty rozštěpené čáry se označují písmenem p, kruhově polarizované písmeny s. Posun i intensita složek jsou symetrické vůči nerozštěpené čáře. Nejjednodušší rozštěpenou podobu má normální (Lorentzův) triplet: Je-li l₀ vlnová délka nerozštěpené čáry v centimetrech, pak vlnové délky tří složek čáry rozštěpené jsou: l_0-Dl_H, l_{0 a} l₀₊Dl_{H, kde}

_{H je intensita magnetického pole v Gaussech,}

_{E elektrický náboj v CGSE,}

_{me hmota elektronu v gramech,}

_c rychlost světla v cm/s a

g faktor Landého pro přechody, při kterých vzniká daná čára.

     Ve směru magnetického pole (longitudinální, podélný Zeemanův jev) vidíme pouze obě podélné komponenty s, polarizované kruhově, každou v opačném směru. Díváme-li se ve směru kolmém k vektoru pole (transverzální, příčný Zeemanův efekt), vidíme všechny tři složky rozštěpené čáry: neposunutá složka od povídá komponentě p, polarizované ve směru pole a posunuté složky s, cirkulárně polarizované. Při tom poměrné intensity jednotlivých složek (Searsova formule) jsou dány takto (fialová : střední : červená):

kde g je směr mezi zorným paprskem a vektorem pole. To znamená, že v příčném poli je intensita p složky dvakrát vyšší než intensity složek s, pro podélné pole je tomu opačně.
     Toto schéma platí ovšem pro absorpční čáru vznikající v opticky tenké vrstvě a homogenním magnetickém poli.
     Moderní měření polarizace jednotlivých složek spektrální v magnetickém poli rozštěpené čáry je záležitost poměrně složitá, která musí vzít do úvahy zejména fyzikální podmínky prostředí a způsob jakým vzniká měřená čára, podrobnosti o jejích energetických hladinách, atd. Nemohu jít tak daleko, ale mohu Vás odkázat na jednu z mnoha existujích statí, dotýkajících se těchto otázek (E. L. Degl'Innocenti, 1992). Byla přednesena na První zimní škole astrofyziky "Sluneční pozorování: technika a interpretace" na Kanárských ostrovech v roce 1991.

4. JAK BYLA OBJEVENA MAGNETICKÁ POLE NA SLUNCI

     Podnětem k hledání magnetických polí ve skvrnách byla Georgi E. Haleovi (1868 - 1938) existence chromosférických struktur obklopujících sluneční skvrny, připomínající rozložení siločar okolo tyčového magnetu. Své prvé pokusy prováděl Hale se spektrografem vybaveným konkávní mřížkou na soukromé Kenwoodské observatoři v Chicagu, financované jeho otcem. Přístroj byl předobrazem spektrografu "dalekohledu slečny Helen Snowové" (Snow Telescope), postaveném nejprve za její prostředky na Yerkesově observatoři (1903) a pak přeneseném na observatoř Mt. Wilson (1904-5). Protože však zrcadla tohoto dalekohledu rychle měnila tvar po své exposici slunečním světlem, přikročil Hale ke stavbě "experimentálního" šedesáti-stopého (prakticky dvacetimetrového (18.96m)) věžového dalekohledu (1906), na jehož spektroheliografu poprve získal fotografie Slunce ve vodíkové čáře Ha. V roce 1907, podle plánů svých a C. G. Abbota, zkonstruoval ještě vyšší věžový dalekohled, mající stopadesát stop (téměř padesátimetrový (47.41m)). Všechny tyto přístroje byly neustále zdokonalovány, jejich spektrografy vylepšovány. Je to poutavá historie, ale zavedla by nás příliš daleko ( G. E. Hale and S. B. Nicholson, 1938). První spektra, dokazující existenci magnetického pole ve slunečních skvrnách, byla získána dne 24. června 1908 na velkém věžovém dalekohledu, a to v druhém řádu rovinné Rowlandovy mřížky vertikálního spektrografu, vybaveného Fresnelovýn hranolem a nikolem nad svou štěrbinou. Dne 25. června pak v třetím řádu, v červené oblasti spektra, po speciálním zcitlivění fotografické desky. Otáčení nikolu měnilo relativní intensity komponent rozštěpených čar a posouvalo jimi. Indikovalo tak opačnou kruhovou nebo eliptickou polarizaci jednotlivých složek rozštěpených spektrálních čar (Hale, 1908).
     Hale se ve dvacátých letech také pokoušel se svými spolupracovníky (na př. Searsem, Maanenem, Ellermannem) měřit fotograficky celkové pole Slunce, ale bez úspěchu. Tyto marné pokusy byly podnětem pro hledání nových, zejména fotoelektrických metod pro měření slabých slunečních magnetických polí.
     Principiální vývoj takových přístrojů nové generace (díky nově vzniklým technikám) ukončili až H. D. a H. W. Babcockovi (1952, 1955) a H. W. Babcock (1953), kteří místo pohyblivých optických částí použili pevný elektro-optický krystal, zavedený původně Billingsem (1949a, b).
     Fotoelektrický magnetograf na Mt. Wilsonu završil dlouhou etapu pokusů o zrychlení měření intensity zejména slabého pole, prováděných na př. G. Thiessenem, H. von Klüberem a K. O. Kiepenheuerem s otáčivou půlvlnovou destičkou, posledním dokonce i na Mt. Wilsonu (1950), a současně otevřel novou stránku studia slunečních magnetických polí (von Klüber, 1955). Přístroj se stal v šedesátých letech předlohou pro mnoho dalších přístrojů podobné koncepce, zejména krymského a tzv. "Lambdametru", zkonstruovaného Jeanem Rayrolem v Meudonu (Rayrole, 1967), který měřil fotoelektricky magnetická pole pomocí spekra už vyfotografovaného na desce (mimochodem s velkým, tj. jednovteřinovým rozlišením!). Je třeba připomenout, že v té době vznikaly nové fotoelektrické magnetografy jako houby po dešti, každá hvězdárna, která chtěla být nazývána sluneční, konstruovala svůj magnetograf. Ovšem systematická pozorování byla prováděna jen zřídka a visuální měření magnetických polí spolu s kresbami dělá dnes jen Mt. Wilson (http://www.astro.ucla.edu/~obs/intro.html) a Krymská astrofyzikální observatoř, patřící dnes Ukrajinské AV (http://quake.stanford.edu/~leonid/crao.html), která shromažďuje taková pozorování i z několika dalších ruských observatoří (ovšem měří magnetická pole také fotoelektricky). Silně integrovaná magnetická měření na celém disku jsou k disposici na Wilcoxově observatoři (http://quake.Stanford.EDU:80/~wso/). Celodiskové magnetogramy s dobrým rozlišením poskytuje americká Národní sluneční observatoř na hoře Kitt Peak v Arizoně (http://www.nso.noao.edu/synoptic/synoptic.html) a několikrát denně je možné získat magnetogram celého disku nebo jeho střední části s vteřinovým rozlišením z družice SOHO (http://sohowww.estec.esa.nl).
     Jestliže tedy prvá dvě - tři desetiletí století byla Haleovou érou visuálního i fotografického měření magnetického pole slunečních skvrn a marných pokusů o měření celkového pole Slunce, padesátá a šedesátá léta byla obdobím konstrukce nových, velmi citlivých přístrojů pro měření i slabých slunečních magnetických polí. Díky tomu přinesla poslední tři desetiletí století bouřlivý růst objemu našich znalostí o slunečních magnetických polích, vrcholící přílivem nových a ještě systematičtěji získávaných dat se stále se zvětšujícím rozlišením během nových a nových kosmických experimentů.
     Nesmíme při tom zapomenout, že během těchto posledních desetiletí se začala systematicky měřit i magnetická pole Slunci podobných hvězd (nejen těch s kilogaussovými intensitami), projevujích podobnou aktivitu jakou vyvíjí Slunce. Kromě toho se ukázalo, že magnetická pole ve vesmíru vstupují do všech jeho aktivních procesů - od mezigalaktických měřítek až po jádra některých planet, kde svým účinkem umožňují a chrání život před kosmickými vlivy.
     A dovolte mi při této příležitosti připomenout, že i Slunce je magneticky proměnnou hvězdou, jak jsme - jako jedni z prvých - ukázali společně s Bobem Howardem a Sarou Smithovou (Bumba et al., 1967).

5. MAGNETICKÁ  POLE  JEDNOTLIVÝCH  AKTIVNÍCH  OBLASTÍ   (LOKÁLNÍ POLE).

     Studium vzniku a vývoje aktivních oblastí je oblíbeným tématem slunečních pozorovatelů od dob pátera Secchiho (1870), přes Waldmeiera (1937), Dodsonovou a Hedemanovou (1956) a velkou skupinu ruských pozorovatelů (viz kdysi základní učebnice sluneční fyziky od čtyř ruských autorů: Eigenson et al., 1948). Během mého pobytu na Krymu se otázkám vztahu magnetického pole a vývoje aktivních oblastí velmi věnoval Vladimír Jevgeněvič Stěpanov. Kromě toho začátkem šedesátých let byly velmi intensivně studovány pohyby v supergranulích a jejich vliv na přenos magnetického pole, díky zejména prof. R. B. Leightonovi z CALTEXu a jeho žáku Georgi (George W.) Simonovi (na př. Leighton et al., 1962). I Alan M. Title je Leightonovým žákem z šedesátých let. Kromě toho v té době byla dokázána velmi těsná korelace emise čar H a K CaII se slunečními magnetickými poli (Howard, 1959, Leighton 1959). Díky tomu začali Olin Wilson a o něco později A. H. Vaughan na stopalcovém dalekohledu observatoře na Mt. Wilsonu systematická sledování proměnnosti kalciové emise některých, Slunci podobných hvězd a hledání jejich cyklické aktivity, srovnatelné s jedenáctiletým slunečním cyklem.
     V době mého pobytu v Pasadeně byla na ústavu k disposici nejen magnetická měření celého disku Slunce s rozlišením daným čtvercovou štěrbinou o hraně 23", od roku 1963 podstatně zmenšenou na 10" (Bumba a Howard, 1965a), nýbrž i spektroheliogramy, pořizované v čarách K232 CaII a Ha HI, a to se stejnou frekvencí jako magnetické mapy (už od začátku práce spektroheliografu na dvacetimetrové věži), a denní fotografie fotosféry v bílém světle z velké věže.
     To byl základní pozorovací materiál, který nám s Dr. Howardem dovolil stanovit "základní pravidla hry" pro vývoj jednotlivých aktivních oblastí, i když od samého začátku bylo jasné, že tyto oblasti jsou většinou článkem vývoje složitějších a rozsáhlejších struktur. Podařilo se nám stanovit několik základních podmínek vývoje (Bumba a Howard, 1965a):

a) důležitost přítomnosti zbytků starého magnetického pole,

b) důležitost sítě konvektivních elementů všech měřítek, zejména však supergranulí,

c) existence počáteční nerovnováhy magnetických toků,

d) převládající směr vývoje od východu k západu,

e) důležitost prvých vývojových fází, určujících další vývoj.

     Tyto zákonitosti do dneška vystihují vývoj individuální aktivní oblasti, jejího fakulového pole i celé skupiny slunečních skvrn. Nová oblast vzniká na hranici magnetických sektorů pozaďového pole (o kterém budeme ještě mluvit) tak, že ve starém poli, většinou vedoucí polarity, se objeví ostrůvek nebo záliv opačné polarity. Kalciová emise spojená s novým polem postupně obklopí celou chvostovou supergranuli a následně vedoucí supergranuli. Oblast zaujatá vynořujícím se novým magnetickým tokem je v chromosféře ohraničena elipsou, viditelnou v čáře Hđ HI jako oblast uspořádané vláknité struktury obklopující emisi, v čáře K CaII pak jako oblast slabé absorpce obklopující podobnou emisi spojenou s nejintensivnějšími poli. Prvních několik dní vývoje se obě osy elipsy lineárně prodlužují s časem, a to na obě strany, rychlostí asi 200 m/s, takže plocha elipsy se zvětšuje. Ostrá hranice elipsy se naruší jakmile vývoj oblasti dosáhne maxima. To je ve fotosféře charakterizováno vytvořením penumbry u vedoucí skvrny. Jestliže velké skvrny ve fotosféře, které právě zaplňují jednu nebo více supergranulí, jsou obklopeny drobnými skvrnkami, které plochu celé supergranule nevyplní, pak tyto skvrnky brzy zmizí, jejich plocha se exponenciálně zmenší k nule, zatímco skvrny vypňující supergranule, jsou velmi stabilní a mají dlouhou životnost.
     Nejnovější studie přístroji s velkým prostorovým rozlišením ukázaly podrobnosti zejména dynamiky vývoje a vlastních pohybů granulace, mezogranulace, supergranulace a jednotlivých strukturních elementů skvrn. Pokud jde o výzkum magnetických polí, zatím nejplodnějšími se mi zdají být léta sedmdesátá a osmedesátá, kdy byly ukázány detajlněji vztahy morfologie magnetických polí aktivní oblasti k erupcím, některým typům protuberancí a pod. (Kitt Peak, Big Bear, Krym, Meudon). Byla také zkoumána dynamika pohybů jednotlivých magtických uzlů, na př. při stárnutí skvrn, jejich vzájemné interakce, anihilace či ponořování opačných polarit atd. (Kitt Peak, Big Bear). Ale řada takových prací končila požadavkem na ještě větší rozlišení, aby bylo možno vysvětlit fyzikální podstatu pozorovaného jevu.

6. POZAĎOVÁ MAGNETICKÁ POLE (GLOBÁLNÍ POLE).

     Ještě před tím než se zmíním o vyšších organizačních celcích slunečního magnetického pole, měl bych opět připomenout "základní pravidla hry" nalezená pro dynamiku vývoje a změn slabých magnetických polí a tím vlastně definovat vlastnosti "pozaďových magnetických polí" (Bumba a Howard, 1965b):

Vzhled:

     Fotoelektrický magnetograf observatoře Mt. Wilson měřil slabá magnetická pole do intensity 2 gaussů, a to jejich podélnou složku (je třeba vzít do úvahy velkou integraci měření vlivem velké plochy vstupní štěrbiny přístroje). Jak se mnohem později ukázalo, vektory slabých magnetických polí, která dosahují při vteřinovém rozlišení hodnot několika set Gaussů, mají většinou radiální směr, tedy jsou téměř kolmé k slunečnímu povrchu. Při měření to znamená, že s rostoucí vzdáleností od středu slunečního disku jsou měření méně spolehlivá. Přesto synoptiské mapy ukázaly, že velká část slunečního povrchu je pokryta rozsáhlými oblastmi s měřitelnou intensitou magnetického pole, majících stejnou polaritu. A tyto rozsáhlé unipolární oblasti se pravidelně střídají s oblastmi opačné polarity.

Dynamika:

     Bez lokálních polí by nebylo polí pozaďových a naopak. Neustále se měnící topologie těchto polí je výsledkem nepřetržitého rozšiřování plochy a slábnutí intensity starých i nových polí, různého protahování a změny tvaru působením konvektivních pohybů zejména supergranulárních a diferenciální rotace, a to za nepřetržitého vzniku a vývoje nových intensivnějších polí uvnitř jejich struktur. Změny jsou patrné od otočky k otočce, ale celkový charakter se mění zhruba po roce, pokud nedojde k mimořádným událostem. Rozeznatelnost nových magnetických toků v pozaďovém poli trvů většinou od 1 do 5 otoček Slunce, v závislosti na stupni aktivity.

Zákonitosti, které dynamiku změn lokálních, ale zejména pozaďových polí ovlivňují:

a) Oblasti magnetických polí stejné polarity se často pohybují směrem k sobě (někdy o vzdálenost větší než je jejich rozměr) a vzájemně splývají, takže ztrácejí svou identitu. Jako by se stejné polarity přitahovaly, jejich magnetické toky se sčítají, zatímco opačné polarity jako by se odpuzovaly. Nenašli jsme případ, že by se k sobě přibližovaly útvary s opačnou polaritou. Rychlost pohybu jejich těžiště je řádu 100 m/s. Pohyb může vést k překročení rovníku. Ovšem tento pohyb je výsledkem složitých procesů silně ovlivněných sítí konvektivních elementů. V žádném případě nejde o posuv oblasti jako celku. Kdysi jsme se pokusili tyto jevy vysvětlit Leightonovou (1964) teorií působení supergranulárních pohybů. Do dneška však nebyly tyto jevy beze zbytku vysvětleny a často se na jejich vliv zapomíná. K vysvětlení je třeba pozorování s velmi vysokým prostorovým rozlišením, umožňujícím sledování jednotlivých magnetických elementů. K řešení těchto otázek mnoho přispělo pozorování pohybů jemné struktury magnetických polí na observatoři BBSO (Big Bear).

b) Působení různých sil na oblast, např. diferenciální rotace, je často ovlivněno přítomností jiné oblasti opačné polarity v její blízkosti. Dokonce může dojít k "evakuaci" oblasti obsazené jednou polaritou, když byla obklopena plochou s opačnou polaritou.

c) Rozdělení pozaďových polí na slunečním povrchu je také silně ovlivněno tím, že vznik nových aktivních oblastí je většinou soustředěn do určitého intervalu heliografických délek ("aktivní délky"). Jestliže se po dlouhou dobu v daném intervalu nová aktivita (nový magnetický tok) neobjevuje, pole postupně slábne v celé rozsáhlé oblasti, na okrajích rychleji nežli v jejím centru, až se postupně ztratí z dosahu magnetografu.

Změna pozaďového pole s cyklem aktivity:

     V době maxima cyklu, kdy oblasti jednotlivých polarit jsou k sobě hustě namačkány a v samých aktivních oblastech vzájemně propleteny, ukazují synoptické mapy na kvazirigidní rotaci tohoto systému magnetických polí. V aktivní zóně +/- (30° - 40°) jsou pole jednotlivých polarit ovšem dosti pravidelně rozložená a parabolicky zakřivena vlivem diferenciální rotace tak, jako by tento vliv zamrzl po třetí nebo čtvrté otočce. Do vyšších heliografických šířek, na obou stranách rovníku, jsou vytlačovány unipolární oblasti vždy více chvostové polarity, které uchopeny diferenciální rychlostí putují postupně k pólům.
     V době minima aktivity se mohou vyskytovat i délkové intervaly bez měřitelných magnetických polí. Pravidelnost rozložení unipolárních oblastí v aktivních délkách je podstaně nižší.
     Zpracování denních měření magnetických polí na observatoři Mt. Wilson za celou dobu jejich existence ukázala pravidelný posun chvostové polarity k pólům a jeho souvislost s jedenáctiletým cyklem (např. Snodgrass, 1987). Tyto výsledky daly vlastně podnět k stále ještě trvající diskusi o podstatně delším trvání základního cyklu sluneční činnosti.
     Makarov a Sivaraman (např. Makarov et al., 1987) prodloužili tyto řady pozorování pohybů opačných polarit v heliografických šířkách o několik cyklů dozadu. Využili k tomu staré kalciové spektroheliogramy observatoře Kodaikanal v jihozápadní Indii, založené začátkem století Eveshedem.
     Už řadu let používá pozaďová magnetická pole ke studiu struktury velkých konvektivních elementů ve fotosféře Dr. Pavel Ambrož, který o svých výsledcích na těchto seminářích mnohokráte hovořil.

7. KOMPLEXY AKTIVITY (IMPULSY AKTIVITY).

     Když jsem se začal zabývat sluneční fyzikou, byla mi velkou pomocnicí kromě Waldmeierovy do dnes známé knížky "Výsledky i problémy slunečního výzkumu"(1955) i nesmírně zajímavá a instruktivní kniha tehdy velmi známých sovětských slunečních fyziků: Eigensona, Gněvyševa, Ohla a Rubaševa (1948). Tito zkušení pozorovatelé Slunce psali a statistikou i pozorováními dokazovali existenci určitých "impulsů" sluneční aktivity, ve kterých se sluneční činnost časově i místně projevuje. Skutečně v době nižží aktivity je možné takové "impulsy" dobře identifikovat. V délkovém intervalu bez aktuální činnosti, pouze se starým pozaďovým polem se náhle objeví jedna nebo více aktivních oblastí, v následných otočkách jejich počet vzrůstá, ale jejich mohutnost klesá. Plocha, kterou nová magnetická pole zaujímají se zvětšuje v délce i šířce. Většinou prvá aktivní oblast a její skupina skvrn bývají největší, další pak jsou stále menší a menší. Sledování takových "základních impulsů aktivity", zahrnujících postupně okolo deseti nebo i více jednotlivých aktivních oblastí. v roce 1962 nám ukázalo (Bumba a Howard, 1965b), že jejich hranice se posouvá ve fotosféře ve všech směrech rychlostí asi 100 m/s. V šířce však, po dosažení 40° se rychlost expanse podstatně zpomalí, a to na několik desítek m/s. Tato expanse aktivity se netýká jen fotosféry, zabírá chromosféru i koronu, má vliv i na meziplanetární prostor, je velmi komplexní. A rychlost expanse je prakticky stejná, jako rychlost posunu hranice "magnetických bublin", které jsme studovali v době dvou posledních minim jedenáctiletých cyklů. A tyto bubliny se zdají být totožné s "obrovskými" celami konvekce. Tedy celý proces v pricipu vzniká už v konvektivní zóně. Protože jeho dynamika se netýká jen konvektivní zóny a fotosféry, zabírá ohromný prostor chromosféry i korony, jeho magnetická pole i aktivita zasahují daleko do meziplanetárního prostoru, je tedy velmi komplexní. Proto jsme tento základní impuls aktivity nazvali "komplex sluneční aktivity". Jeho celková životní doba bývá o něco delší než jeden rok, může se však vyskytovat v dané oblasti i v seriích (Bumba a Howard, 1965b; Howard, Švestka, 1977).
     Jak bylo řečeno, časový vývoj komplexu se svým průběhem podobá většině slunečních procesů, tj. prudce během několika málo otoček vzroste k maximu, aby potom několikrát déle postupně se vyčerpával. Ovšem výskyt komplexů v seriích může mít opačný chod: během mnoha a mnoha otoček jako by znovu začínal. Magnetické pole oblasti se však tím stále více komplikuje, až v maximu dojde k velké koncentraci aktivity, a to většinou v jedné, maximálně dvou "superoblastech", produkujících mohutné erupce, výrony koronální hmoty a pod., aby pak během 3-5 otoček toto komplikované pole prakticky úplně zmizelo s povrchu Slunce.
     Jistě, v letech vysoké aktivity není dobře možné jednotlivé komplexy aktivity rozlišit, zasahují do sebe zejména prostorově. Ale to se týká většinou jen poměrně krátkého období kolem maxima, a to ještě jen u cyklů s velmi vysokou aktivitou. Nedávno zesnulý prof. Cornelius Zwaan razil pro prakticky stejný útvar název "sunspot nest" hnízdo skvrn. Ale obecně jsou zatím tyto útvary studovány málo, i když jsou jedním ze základních stavebních prvků cyklu aktivity, kombinujících jednotlivé aktivní oblasti v místě i čase.

8. MAGNETICKÁ POLE , RYCHLOSTNÍ POLE, JEJICH
    SINGULARITY A AKTIVITA.

     Na přelomu šedesátých a sedmdesátých let, v prvé fázi práce velkého věžového dalekohledu (Mc Mathova) na arizonské hoře Kitt Peak, a nově Zirinem budované observatoře na umělém poloostrůvku v umělém jezeře Velkého Medvěda (Big Bear Solar Observatory), sovětských hvězdárnách ( zejména Krym, Pulkovo, Irkutsk), v Meudonu a Potsdami i jinde, začalo dosud nekončící úsilí, věnované studiu magnetických polí aktivních oblastí a dynamice jejich vývoje. Dnes se touto problematikou zabývá řada dalších observatoří.
     Mohutný nástup výzkumu slunečních magnetických polí demostrují i sborníky symposií Mezinárodní astronomické unie, věnovaných tématu magnetických polí. Charakteristické a mnohomluvné jsou nejen jejich názvy, nýbrž i jména vydavatelů:

Symp. č. 6, 1956, Stockholm, Elektgromagnetické jevy v kosmické fyzice; B. Lehnert (poznáváme Alfvénův vliv). Mimochodem toto symposium bylo inspirací pro prof. Severného, aby se začal zajímat o vztah magnetických polí a erupcí. Symp. č. 22, 1963, Rottach-Egern (NSR), Hvězdná a sluneční magnetická pole; R. Lüst.
Symp. č. 43, 1970, Paříž, Sluneční magnetická pole; R. Howard.
Symp. č. 102, Zurich, Sluneční a hvězdná magnetická pole: vznik a koronální efekty; J. O. Stenflo.

     K těmto symposiím by bylo možno přiřadit mnoho symposií a konferencí o aktivních oblastech v širších souvislostech, kterých bylo mnoho, pořádáno různými organizátory. Z nich bych připomenul pouze Budapešť v roce 1967 (Symp IAU č. 35), "Struktura a vývoj slunečních aktivních oblastí", protože jsme participovali na jeho organizaci a byla tam velká československá účast.
     Pokud jde o magnetická pole aktivních oblastí, skupin jejich slunečních skvrn i jednotlivé skvrny, existuje dnes už neprostudovatelné množství prací. Maximální úsilí bylo dosud věnováno studiu vztahů jeho morfologie, dynamiky i modelů k různým eruptivním procesům, zejména ovšem erupcím.
     Hlavní výsledek lze říci velmi prostě: čím komplikovanější je magnetické pole, čím rychlejší jsou jeho změny, čím větší jeho gradienty, tím je větší fotosférická, chromosférická i koronální aktivita oblasti. Při tom všem je nejdůležitější historie vývoje lokálního pole, místní i časová posloupnost vynořování jednotlivých dávek magnetického toku. A to je úzce vázáno na časové a místní rozdělení globálního pole, které je určováno nám dosud ne dobře známými faktory.
     Domnívám se však, že doposud je příliš mnoho úsilí věnováno studiu pouze magnetických polí a velmi málo prací je určeno výzkumu polí rychlostních a vzájemnému vztahu obou těchto polí. Po nesmělých pokusech v Meudonu a na Krymu, iniciovaných Mme Martres a V. J. Stěpanovem, se kromě podrobných studií pohybů v Evershedově efektu, prakticky nikdo k těmto snahám nepřipojil. Ondřejovský magnetograf má elektronicky zcitlivěnou cestu měření Dopplerových rychlostí (Klvaňa a Bumba, 199.) a poskytuje tak možnost studovat Dopplerovy pohyby v aktivních oblastech právě ve vazbě na magnetická pole, měřená současně.
     Už jsme to několikrát referovali o našich výsledcích ukazujících, že singularity magnetického pole aktivních oblastí, tj. místa, ve kterých se úzce dotýkají opačné polarity a pole vytváří velké gradienty, jsou nejen místy, se kterými jsou geneticky spojeny chromosférické erupce a surge. Tato místa jsou v poli Dopplerových rychlostí vyznačena anomálními rychlostmi s velkými amplitudami, tvoří radianty vlastních pohybů vznikajících skvrn, je s nimi spojen i vznik nejdříve aktivního a pak zklidněného charakterictického filamentu, ležícího nad hranicí oddělující vedoucí a chvostovou polaritu pole. Každé obnovení aktivity oblasti, tj. každé vynoření nového magnetického toku, je provázeno kromě nové fotosférické, chromosférické i koronální aktivity i těmito anomálními pohyby. To nás právě vedlo k představě fungování lokálního dynama, ve kterém tyto pohyby mohou hrát primární úlohu a zesilovat staré, nebo generovat nové magnetické pole.

9. ÚLOHA MAGNETICKÉHO POLE NA SLUNCI A HVĚZDÁCH.

     Slunce je chladnou trpasličí hvězdou dolní části hlavní větve Hertzsprung - Russelova diagramu, spektrálního typu G2 V. Podobné hvězdy jsou dominantní složkou svítící hmoty naší Galaxie. Mají různé stáří, od stejného jako Galaxie až k pouze několika milionům let. Pozorovaná aktivita na těchto hvězdách je většinou variantou známých slunečních jevů, od proměnnosti emise jejich čar H a K CaII, ultrafialového záření přechodné vrstvy mezi chromosférou a korónou, koronálního záření X, až po neteplovou radiovou emisi, vše měnící se většinou v dobré korelaci s periodou rotace hvězdy. Z pozorování kalciové emise byla u některých hvězd nalezena i periodicita jejich proměnnosti, podobná slunečnímu jedenáctiletému cyklu. Pozorovány jsou i krátkodobé jevy analogické slunečním erupcím.
     Bylo ukázáno, že tato aktivita úzce souvisí s hloubkou konvektivní zóny hvězdy. Proto začíná u hvězd spektrálního typu F0, kde konvekce nasazuje a končí u pozdějších typů nežli je M5, které jsou plně konvektivní. Aktivita těchto hvězd je tedy kontrolována jejich hmotou, složením, stupněm rotace a hloubkou konvektivní zóny. A její fyzika nemůže být vysvětlena bez studia fotosférických magnetických polí, která tuto aktivitu generují, zřejmě velmi podobným způsobem jako na Slunci. Přítomnost magnetických polí ve vnější konvektivní zóně moduluje i celkovou svítivost hvězdy. Disipace této netepelné energie, nashromážděné v magnetickém poli aktivní oblasti a koncentrované ve slunečních skvrnách, ohřívá chromosféru i korónu, vytváří a vystřeluje protuberance, generuje erupce, výrony koronální hmoty, sluneční vítr. Bez slunečního a hvězdných magnetických polí by tedy zřejmě nebylo ani sluneční a hvězdné aktivity i se všemi důsledky pro sluneční a hvězdný vítr a tedy i mezihvězdný prostor.

Obr. 1: Absorpční čáry v umbře (U) sluneční skvrny v červené oblasti slunečního spektra. V pravé části rozštěpená čára FeI 6302.508 A mezi dvěma telurickýmí (úzkými) čarami. Nahoře bez polaroidní mozaiky, dole s mozaikou, která pravoidelně střídá směr polarizační roviny.

Obr. 2: Magnetogram celého slunečního disku, pořízený na Národní observatoři Kitt Peak 3. Října 1982. V pr, západní avé části slunečního disku, jsou magnetická pole nových aktivních oblastí, ve střední části disku poměrně stará, velice roztažená (silně ovlivněná supergranulárními pohyby) pole oblastí, které už zmizely. Záporná polarita je tmavá.

Obr. 3: Magnetická pole tří aktivních oblastí, opět s dobře vyznačenou supergranulární strukturou. Mapa byla získána opět v KPNO, a to 30. října 1970. Záporná polarita je opět tmavá

Poděkování:

Tato práce byla realizována díky grantovým projektům GAČR 205/97/0500, GAAV A3003903 a Klíčovému projektu AVČR K1-003-601.