V. Bumba, Astronomický ústav AV ČR, Ondřejov, bumba @asu.cas.cz
OSNOVA:
Úvod
Co jsou a jak vznikají sluneční magnetická pole
Jak se měří magnetická pole
Jak byla objevena magnetická pole na Slunci
Magnetická pole jednotlivých aktivních oblastí (lokální pole)
Pozaďová magnetická pole (globální pole)
Komplexy aktivity (impulsy aktivity)
Magnetická pole, rychlostní pole, jejich singularity a aktivita
Úloha magnetického pole na Slunci a
hvězdách
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
(Ohmův zákon).
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 Rm = vl/h
vyjadřuje poměr indukčního a difuzního členu
v rovnici indukce a nazývá se magnetické Reynoldsovo číslo. Toto Rm
může být pojímáno také jako poměr dvou časových škál, a to doby ohmického
vymizení pole tD = l2/h
a časové škály pohybu pole (advekce)
l/v .
Připomeňme ještě,
že při velmi vysoké vodivosti, kdy Rm
je mnohem větší než 1, je tD
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: l0-DlH, l0 a l0+DlH, 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.
Babcock H. D. a H. W., 1952, Publ. Astron. Soc. Pacific 60, 244
Babcock H. D. a H. W., 1952, Publ. Astron. Soc. Pacific 64, 282 Babcock
H. W., 1953, Ap. J. 118, 387
Billings B. H., 1949a, J. Opt. Soc. Amer. 39, 797
Billings B. H., 1949a, J. Opt. Soc. Amer. 39, 802
Bumba V., Howard R., 1965a, A study of the development of active regions
on the Sun, Ap. J. 141, 1492
Bumba V., Howard R., 1965b, Large - scale distribution of solar magnetic
fields, Ap. J. 141, No 4, 1502 - 151
Bumba V., Howard R., Smith S. F., 1967, The Sun as a magnetic star,The
Magnetic and Related Stars, R. C. Cameron (ed.), MONO Book
Corp., Baltimore 1967, 131 - 136
Degl'Innocenti E. L., 1992, Magnetic Field Measurements, in Solar Observations:
Techniques and interpretation,
M. Collados and M. Vázquez (Eds.), Cambridge Univ. Press, Cambridge,
73 - 143
Dodson H. W., a Hedeman E. R., 1956, M. N. 116, 428
Eigenson M. S., Gněvyšev M. N., Ohl A.
I., Rubašev B. M., 1948, Solněčnaja aktivnosť i jejo zemnyje projavlenija,
Moskva,
Hale G. E., 1908, On the Probable Existence of a Magnetic Field in
Sunspots, Mt. Wilson Contributions No. 30; Ap. J. 28, 315).
Hale G. E. a Nicholson S. B., Magnetic Observations of Sunspots 1917
- 1924, Part I, Carnegie Inst. of Washington, Washington D. C.,
1938.
Howard R., 1959, Ap. J. 130, 193
Howard R., Švestka Z., 1977, Solar Phys. 54, 65
Leighton R. B., 1959, Ap. J. 130, 366
Leighton R. B., 1964, Ap. J. 140, 1547
Leighton R. B., Noyes R. W., Simon G. W., 1962, Astroph. J., 135, 474
Makarov V. I., Makarova V. V.,
Parker E. N., 1982, Kosmischeskie magnitnye polya, ich obrazovanie
i proyavleniya 1, Moskva, Mir, 31
Rayrole J., 1967, Contribution a l'étude de la structure du champ magnetique
dans les taches solaires, Annales d'Astrophysique 30, No.
2, 257 - 300.),
Secchi P. A., 1970, Le Soleil, Paris, 38
Snodgrass H. B., 1987, Solar Phys. 110, 35
Stix M., 1989, The Sun, Springer Verlag, Berlin, 251
von Klüber H., 1955, in Vistas in Astronomy I, A. Beer (ed.), Pergamon
Press, New York, 751
Waldmeier M., 1937, Zs. f. Ap. 14, 91
Waldmeier M., 1955, Ergebnisse und Probleme der Sonnenforschung, Akad.
Verlagsgeselschaft, Leipzig
Wilson O. C., 1976, Bumba and Kleczek (eds.), Basic Mechanisms of Solar
Activity, Dordrecht, 447