V. Bumba, Astronomický ústav Akademie věd České republiky, observatoř Ondřejov, Česká republika, bumba @asu.cas.cz
M. Klvaňa,Astronomický ústav Akademie věd České republiky, observatoř Ondřejov, Česká republika, mklvana @asu.cas.cz
A. Garcia, Astronomická observatoř university
v Coimbře, Portugalsko
Abstrakt.
Zabývali jsme se podrobně problematikou
úlohy magnetického pole v přechodné fázi starého cyklu v nový, a to ve
dvou ročních intervalech obklopujících dvě poslední minima, pro která existují
dobrá, zejména magnetická, pozorování.
Ukázali jsme, že aktivní oblasti starého
a nového cyklu mají snahu koncentrovat se ve stejných aktivních délkách:
hlavní a téměř opačné vedlejší a že tedy zdroj jejich magnetických polí
má stejnou heliografickou délku. Kromě toho se zdá, že na samém začátku
nového cyklu, aktivita nového cyklu začíná ve velmi slabém stupni v rovníkové
zóně v podobě drobných magneticky opačně
orientovaných aktivních oblastí, nacházejících se většinou velmi blízko
nebo přímo uvnitř magnetických polí větších oblastí starého cyklu, aby
brzy přeskočila do vyšších šířek. Tato přechodná fáze je charakterizována
vznikem relativně početných (vzhledem
k celkovému stupni aktivity) velmi malých aktivních oblastí. První malé
aktivní oblasti nového cyklu vznikají, často s ne příliš dobře vyjádřeným
rozdělením polarit svého magnetického pole, jako sekundární produkt na
periferii rovníkových "magnetických bublin" nově se vytvářejícího magnetického
toku ještě fungujícího starého cyklu. Mimochodem, podobné magnetické bubliny"
nového cyklu také ze začátku produkují sekundární malé aktivní oblasti
cyklu starého. Zdá se, že nový magnetický
tok ve zkoumaném přechodném období má dva zdroje: jeden v hloubce konvektivní
zóny, a druhý ve vzájemné interakci dříve se vynořivších toků, nebo v působení
"lokálního dynama". V každém případě ve vynořování magnetického
toku, jeho rozdělení na povrchu fotosféry a vzájemné interakci mají veliký
vliv konvektivní pohyby. Naše fotoelektrická měření magnetografem jsou
však, jak jsme v roce 1996 vyzkoušeli, málo citlivá pro sledování těchto
pohybů.
1. ÚVOD.
Při studiu vzniku
a vývoje aktivních oblastí během několika minulých minim slunečního jedenáctiletého
cyklu jsme se setkali se situací, kdy unipolární sektor pozaďového magnetického
pole, protažený meridionálně, propojoval aktivní oblasti staréhoi nového
cyklu na severní i jižní polokouli, a to tak, že jednou hrál úlohu vedoucího,
podruhé chvostového magnetického pole.
Rovněž je známo,
že v posledních letech cyklu je sluneční aktivita většinou soustředěna
do dvou aktivních délek poněkud asymetricky rozložených, a to tak, že při
maximu aktivity v jedné délce, je činnost v druhé délce v minimu. Celý
cyklus výměny aktivity v aktivních délkách trvá většinou více než dva roky.
Na grafech znázorňujících délkové rozložení aktivity v několika
cyklech vidíme někdy v období minima změny sklonu těchto délek. Aktivita
je vytvářející, vlivem existence diferenciální rotace mění se změnou heliografické
šířky také rychlost posunu v Carringtonových souřadnicích. Otázkou je,
odpovídá-li tato rychlost jen diferenciální
rotaci. nebo existují-li tu ještě jiné vlivy.
Rozhodli jsme
se proto podívat se podrobněji na vzájemnou vazbu činnosti starého a nového
cyklu, na jejich délkové rozložení, a především, na propojení jejich magnetických
polí a na vazbu těchto polí na globální magnetické pole Slunce. Hlavním
zdrojem informací pro naše studium byly Solar-Geophysical Data promt reports,
t.j., tabulky aktivních skupin, denní situace včetně magnetických
polí (z observatoře Mt. Wilson i Kitt Peak) a synoptické magnetické mapy
(včetně Wilcoxovy observatoře) tam publikované.
Studovali jsme
průběh vzájemného předávání činnosti mezi starým a novým cyklem v právě
odezněvším minimu aktivity a minimu předchozím. Období, ve kterém proběhlo
poslední minimum jedenáctiletého cyklu (cykly č. 22/23), bylo poměrně krátké,
změna byla velice rychlá. Týkala se prakticky dvou let, a to roků 1996
a 1997, Carringtonových otoček č. 1904 - 1930,
aktivních oblastí NOAA č. 7934 - 8126. V době předposledního minima (cykly
č. 21/22) jsme sledovali opět časový úsek dvou let, a to roků 1985 a 1986,
Carringtonových otoček č. 1757 - 1783, aktivních oblastí NOAA č. 4614 -
4762.
2. ČASOVÉ A DÉLKOVÉ ROZLOŽENÍ
AKTIVITY I MAGNETIC-
KÝCH
POLÍ.
V minulém minimu průběh součtu maximálních
ploch skupin skvrn v každé Carringtonově otočce ukazuje, jak se činnost
starého cyklu postupně zmenšuje, aby zanikla definitivně po posledním špičce
v otočce č. 1916. Toto poslední vzepětí starého cyklu zřejmě indukovalo
prvý impuls aktivity cyklu nového v otočce č. 1917 (listopad/prosinec 1996).
Další impulsy, stále mocnější, následovaly s periodou asi pěti otoček.
Také v předposledním minimu je patrné, že
první maxima aktivity nového cyklu jsou indukována maximy aktivity starého
cyklu. Starý cyklus zřejmě vydechl naposled v rotaci č. 1776 (červen 1986),
nový cyklus začal svůj nárůst v další otočce č. 1777 (červen/červenec 1986).
V minulém minimu
počátkem uvedených dvou let aktivita starého cyklu byla převážně soustředěna
do jedné, hlavní aktivní délky, zatím co ve druhé, vedlejší aktivní délce,
dosahovala právě svého minima. Aktivita nového cyklu začala v obou aktivních
délkách, byla však intensivnější v hlavní délce. Kromě toho vytvořila ještě
třetí délkovou koncentraci. Prakticky stejné rozložení aktivních oblastí
a jejich četnosti do dvou aktivních délek, hlavní a vedlejší, existovalo
i
během předposledního minima.
Příčina uvedeného
délkového rozložení aktivity byla v obou minimech v délkovém rozložení
pozaďových magnetických polích, které jsme sledovali dvěma způsoby. Jednak
na rozložení polarit tohoto pole v rovníkovém pásu (+/- 20°), jednak ze
stanfordských měření magnetického pole Slunce jako hvězdy. Výsledky obou
metod se v principu shodují a sestrojíme-li graf délkového rozložení pozaďových
polí, vidíme známé rozložení v podobě dlouhých pásů jednotlivých polarit,
posouvajích se v síti Carringtonových souřadnic od jedné otočky k druhé
rychlostí, danou jejich střední rotací.
Zatímco stanfordská
měření vykazují složitější strukturu pozaďových polí na rovníku, jsou na
Slunci jako hvězdě vidět ve sledovaných obdobích prakticky jen dvě záporné
magnetické délky, a dvě kladné délky, předcházející obě délky záporné.
Srovnáme-li toto rozložení magnetických polí s předešlým délkovým rozdělením
aktivity, vidíme, že v obou minimech aktivita koinciduje s oběma zápornými
magnetickými délkami, zejména s jejich hranicemi, a vyhýbá se délkám kladným.
Hlavní aktivní délka pak koinciduje s mohutnější délkou magnetickou, a
vedlejší magnetická délka je dobře patrná i v době velmi slabé aktivity.
3. VZNIK A VÝVOJ MAGNETICKÝCH POLÍ NA KONCI
A ZAČÁTKU CYKLU.
Nejlepší představu o vzniku, vývoji, zániku
nebo eventuálním splynutím se slabým pozaďovým (globálním) polem pole lokálního,
patřícího jednotlivé aktivní oblasti, základního prvku aktivity, získáme
sledováním denních i synoptických magnetických map. Nejlépe a nejdříve
dostupná jsou nyní měření observatoře Kitt Peak, a to pro obě minulá minima.
Studujeme-li tímto způsobem vznik lokálních
polí obou posledních nových cyklů, vidíme, že v prvé fázi prakticky všechny
vznikly v areálech dříve se vynořivšího pole starého cyklu, buď postupným
přemisťováním polarit, nebo i vynořením se nového magnetického toku, v
němž ale alespoň jedna polarita je zesílenou polaritou lokálního pole starého
cyklu. Poslední impulsy aktivity starého cyklu
(např. v minulém minimu otočka č. 1909 a další) mají na magnetických mapách
podobu velkých "bublin", vynořivších se v blízkosti rovníku, neberoucí
ohled na jeho existenci, rozrůstajících se postupně lineárně
s časem (asi 25 za otočku). Ne jejich periferii pak vznikají menší lokální
pole patřící už novému cyklu, s obráceným pořadím polarit, postupně vytvářející
se starým polem složitou strukturu pozaďového pole velmi silně ovlivňovanou
diferenciální rotací. Sledujeme-li
vývoj "bubliny" na stanfordských (vysoce integrovaných) magnetických synoptických
mapách, vidíme, že je provázen vytvářením pravidelné eliptické struktury,
zobrazující pravděpodobně obrovskou konvektivní celu.
S koncem cyklu končí
vznik ekvatoreálních "bublin", jejich pole je postupně transportováno do
vyšších heliografických šířek, kde je základem aktivity nového cyklu. Na
příklad v posledním minimu během otočky č. 1928 (říjen 1997) pozorujeme
už jen velmi nepatrné zbytky tohoto rovníkového pole.
I magnetická
aktivita nového cyklu začíná vytvářením magnetických "bublin" ve vyšších
šířkách. Ty jsou však ještě rychleji, už běhen další rotace, velmi silně
ovlivňovány, zejména protahovány a deformovány diferenciální rotací, takže
je velice obtížné stanovit co je nově se vynořivší pole a která část eventuálně
vznikla interakcí polí nebo nějakým jiným procesem. V prvé fázi nového
cyklu na periferii "bublin" je patrno několik slabých skupin majících magnetickou
orientaci starého cyklu.
Během pozorovací
sezóny v roce 1996 byla ondřejovským fotoelektrickým magnetografem se zesílenou
citlivostí pro měření radiálních rychlostí (Klvaňa, Bumba, 1994) získána
řada sérií měření velkých částí viditelného disku Slunce (čtverce s největší
plochou ~60°×~60°). Tato měření pokrývala jednak oblast největší "magnetické
bubliny" v červnu (Carringtonovská rotace č. 1910), jednak oblast bez jakékoli
magnetické aktivity v polovině srpna (okolo heliografické
délky L = 50 ). Měření byla prováděna v čarách FeI 525,347 nm a MgI 517,27
nm v rychlém módu měření, s nejnižším rozlišením (plocha štěrbiny 6.4"×9.6"),
tedy s velkou integrací (praktické rozlišení tedy bylo 10"). Měření trvala
okolo hodiny. Vyloučili jsme diferenciální
rotaci a určili střední rychlost pro celou měřenou oblast. Pak jsme sestrojili
mapu rozložení lokálních komponent Dopplerových rychlostí. Amplitudy těchto
rychlostí nikde ani nedosáhly 250 m/s a
nenašli jsme žádný rozdíl v rozdělení rychlostí mezi oběma daty, ani náznak
nějakého strukturálního uspořádání těchto lokálních Dopplerových rychlostí
v případě mapy, pokrývající "magnetickou bublinu".
4. DISKUSE VÝSLEDKŮ.
Z toho co jsme uvedli, je patrno,
že starý a nový cyklus jsou velice úzce propojeny. Základním činitelem
tohoto spojení je magnetické pole, jeho globální rozložení, zákonitosti
jeho vzniku a konvekce. Magnetické "bubliny", tak jak je pozorujeme, tvoří
vlastně základ výskytu a vývoje komplexů aktivity, které jsme popsali s
R. Howardem už v roce 1965. Vznikají zřejmě na dně konvektivní zóny, kterou
"probublávají" skutečně jako obrovské "bubliny". Na jejich dalším přetváření
se pak zřetelně podílí konvekce. Jejich vývoj
připomíná z počátku pramen tryskající ve studánce, jehož hlavní proud je
obklopen řadou malých vírů, do kterých částečně disipuuje jeho pohybová
energie. Fyzikální podmínky v nich se zejména v době minima sluneční aktivity
musí zřetelně lišit od ostatní klidné
fotosféry, a to přítomností uspořádaného magnetického a rychlostního pole.
Bohužel zatím nedovedeme říci proč se liší rozdělení polarit jejich magnetického
pole ve starém a novém cyklu, i když šířková vzdálenost
jejich středů je několikráte menší než jejich plně vyvinutý průměr.
Pravidelnosti
v délkovém rozložení "bublin" souvisí zřejmě s rozložením jejich hloubkových
zdrojů. Ale řada jejich charakteristik, včetně rozložení polarit, by mohla
souviset s procesy probíhajícími ve vyšších vrstvách konvektivní zóny.
Naznačují to na příklad některé pravidelnosti v rozložení polarit ve vyvíjejících
se skupinách slunečních skvrn během jejich aktivní fáze, rozmístění jednotlivých
aktivních
oblastí a jejich vztah ke konvektivním elementům a pod. Mnoho otázek zde
zatím zůstává nedořešených.
Poděkování:
Tato práce byla realizována díky grantovým
projektům GAČR 205/97/0500, GAAV A3003903 a Klíčovému projektu AVČR
K1-003-601,
Obr. 1 Nahoře: Rozložení aktivních oblastí během studovaného intervalu v heliografické délce (osa x). Čas po jednotlivých Carringtonových otočkách postupuje dolů (osa y). Kroužky s křížkem uvnitř representují oblasti patřící ke starému cyklu aktivity, plné kroužky representují oblasti nového cyklu. Průměr kroužků je úměrný ploše aktivní oblasti. Graf je opakován dvakrát, aby bylo lépe patrno délkové rozložení. Dole: Rovníková magnetická pole +/-(20°): rozložení oblastí se zápornou polaritou pole (plné kroužky) v heliografických délkách ve stejném časovém úseku jako v horním grafu. Graf je opět opakován dvakrát.
Obr. 2. Délkové rozložení rovníkových magnetických polí se zápornou polaritou (prázdné kroužky) překryté grafem rozložení aktivních oblastí (plné kroužky). Oba cykly nejsou rozlišeny.
Obr. 3. Serie částí synoptických map magnetického pole z observatoře Kitt Peak v intervalu heliografických délek 120 až 360 pro Carringtonovy otočky číslo 1909 až 1918.