Fotosférická rychlostní pole pod klidnými filamenty
 
 

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

B. Rompolt, Astronomický ústav Wroclawské university, observatoř Bialkov

P. Rudawy, Astronomický ústav Wroclawské university, observatoř Bialkov
 

Abstrakt.
Posice klidných filamentů pozorovaných ve vodíkové čáře Ha koincidují v největším množství pozorovaných případů s těmi oblastmi fotosféry, ležícími pod nimi, kde dopplerovské rychlosti měřené fotoelektricky ve fotosférických čarách nepřekračují 50 msec-1 v záporném směru, tj. od pozorovatele. Dopplerovskérychlosti přesahující tuto hodnotu mohou být pod filamentem naměřeny jedině v nejbližším sousedství skvrn Tedy filamenty se vyhýbají fotosférickým oblastem s většími dopplerovskými rychlostmi. Současně velmi často klidný filament posičně vyznačuje hranici mezi opačnými směry dopplerovských pohybů. Tato koincidence bývá často dokonce těsnější nežli koincidence klidného filamentu s hranicí magnetických polarit. Díky typickému charakteru rozdělení fotosférických dopplerovských rychlostí, oblasti negativních pohybů pod filamentem jsou většinou podstaně rozsáhlejší, nežli ostrůvky pohybů kladných, ležících pod filamentem, nebo dotýkajících se jeho těla. Dokonce i filamenty ohraničující superpenumbru velkých skvrn se nacházejí nad hranicí obou směrů pohybů nebo nad oblastmi minimálních pohybů.
 

1. ÚVOD.

     Vznik aktivních filamentů, ležících nad hranicí polarit magnetického pole aktivních oblastí, je úzce spojen s těmi singulárními místy lokálního magnetického pole, která mají největší gradienty magnetického pole, v nichž jsou pozorovány Dopplerovy pohyby s velkými amplitudami a která jsou místem vývoje i radiantem vlastních pohybů vznikajících slunečních skvrn. Jakmile však aktivita filamentu odezní, stane se filament částí neustále se prodlužujícího i rozšiřujícího klidného filamentu, rozdělujícího vedoucí a chvostovou část magnetického pole oblasti. Proces vývoje končí praktickým vymizením veškeré fotosférické aktivity a transformací těla filamentu v téměř úplně chromosférický útvar, ačkoliv jeho spojení s fotosférou ležící pod ním nikdy úplně nezmizí.
     Více než před dvaceti léty madam Martres s kolegy (Martres et al., 1976) ukázala pro jednu aktivní oblast, že její filament viditelný v čáře Ha leží nad oblastmi fotosféry, kde Dopplerovy rychlosti nepřesahují 300 m/s a že jsou tam přítomny jak kladné (k pozorovateli), tak i záporné (od pozorovatele) pohyby. Ale nejstabilnější část filamentu ležela prakticky nad hranicí, oddělující plochy s opačnými pohyby. Tyto výsledky byly potvrzeny i na dalším filamentu (Martres et al. in 1981). Ioshpa se svými spolupracovníky (Ioshpa and Kulikova, 1988, 1994, 1995, Ioshpa et al., 1991) také předvedl, že dlouhotrvající filamenty viditelné v čáře Ha koincidují ve své stabilní části s linií hranice, oddělující pohyby dolů a vzhůru.

2. POZOROVACÍ DATA.

     V této krátké poznámce bychom chtěli představit předběžné výsledky našeho zkoumání vztahů filamentů pozorovaných v jejich klidové fázi v čáře Ha k fotoelektricky měřeným rychlostem fotosféry ležící pod nimi, a to v pěti aktivních oblastech. Využili jsme pozorování získaná ondřejovským magnetografem, který má zvýšenou citlivost měření Dopplerových rychlostí (Klvaňa, Bumba, 1994). Měření se týkala čtyř velmi aktivních oblastí NOAA 6850 a 6853 (říjen 1991), NOAA 7216 (červenec 1992), 7260 (srpen 1992) a jedné starší oblasti NOAA 7757. Byly srovnávány nejen mapy rozložení radiálních rychlostí, nýbrž i podélné složky magnetického pole, intensity v kontinuu a digitalizovaných fotografií (ve stejném měřítku), získaných v čáře Hđ velkým koronografem a horizontálním dalekohledem v Bialkówě, observatoři patřící Astronomickému ústavu Wroclawské university.

3. VÝSLEDKY.

     Většina pozorovaných filamentů ve studovaných aktivních oblastech se chovala stejně, jako bylo popsáno Ioshpou a Kulikovou (1995), ale je třeba upřesnit několik okolností. Ty jsou dány především způsobem, lépe řešeno módem rozložení plošek fotosféry se stejnými dopplerovskými rychlostmi uvnitř a okolo aktivní oblasti: a to tím, že negativní rychlosti organizované do specifických vzorů převažují tam, kde je magnetické pole, tj. uvnitř aktivní oblasti. A ta je pak obklopena sítí pohybů charakterizujících klidnou fotosféru (Bumba a Klvaňa, 1995, Bumba et al., 1993, 1995, 1996). Je třeba také připomenout charakteristický způsob rozložení dopplerovských rychlostí v Evershedově jevu, který vytváří každá pravidelná skvrna i řada dalších, menších skvrn (Bumba a Klvaňa, 1996). Rozložení Dopplerových rychlostí v Evershedůvě efektu pak dobře zapadá do celkové struktury rozložení pohybů v celé aktivní oblasti. Tedy tam existují nejen dobře definované hranice mezi plochami s opačnými dopplerovskými pohyby (většinou v Evershedově jevu, nebo specifických singularitách pohybového pole a okolo aktivní oblasti, ve kterých jak bylo řečeno, převládají plochy s negativními pohyby), nýbrž je možné pozorovat i ostrůvky ploch s opačnými, positivními pohyby a izolované velké plochy nulových nebo negativních pohybů. Filamenty, rozprostírající se většinou nad hranicí rozdělující plochy pohybů opačných směrů, jsou často protaženy i nad taková pohybová pole. V takovém případě dávají filamenty přednost plochám, ve kterých magnetograf neregistroval žádnou fotosférickou rychlost (méně než 50 m/s), nebo plochám negativních pohybů s minimálními rychlostmi. Jen v blízkosti skvrn mohou být fotosférické rychlosti pod filamentem vyšší. Filamenty se tedy vyhýbají místům ve fotosféře s většími amplitudami Dopplerových pohybů. Díky typické morfologii rozdělení dopplerovských pohybů v aktivní oblasti, plochy se zápornými rychlostmi pod filamentem jsou větší, zatímco plochy s kladnými pohyby tvoří, jak bylo řečeno, menší ostrůvky, přiléhající k filamentu z druhé strany nebo řídčeji ležící pod ním.
     Mimochodem, pozice klidných filamentů velmi často souhlasí s hranicí rozdělující oba směry dopplerovských pohybů ve fotosféře pod nimi dokonaleji, než je tomu u známé koincidence filamentů s hranicí polarit fotosférického magnetického pole. V žádném případě u námi pozorovaných filamentů Dopplerova rychlost ve fotosféře pod nimi nepřevyšuje hodnotu 50 m/s.
     Také filamenty, které lemují superpenumbru velkých skvrn se chovají podobně. I ony leží nad hranicemi oddělujícími oba směry pohybů. Jinými slovy, sledují hranice oddělující primární a sekundární struktury Evershedova jevu (Bumba a Klvaňa, 1996).

4. DISKUSE VÝSLEDKŮ.

     Jak jsme ukázali dříve, život filamentů ležících nad hranicí polarit fotosférického magnetického pole aktivní oblasti, pozorovaných ve vodíkové čáře Ha, je možno rozdělit zhruba na tyto důležité vývojové fáze: vznik, periodu aktivity a klidovou fázi (ta má zřejmě také několik období). Vznik a první fáze vývoje, tedy růst takového filamentu, kdy je filament velmi úzce propojen s ostatní chromosférickou aktivitou, doprovázející vývoj aktivní oblasti, je vlastně nedělitelnou částí vzniku a vývoje celé aktivní oblasti, to je i jejího magnetického a rychlostního pole. Je geneticky spojen se singularitami těchto polí. Se zmenšující se aktivitou oblasti, s vyčerpáním gradientů obou polí, se takový filament transformuje do podoby nejvíce známé a zaujímá svou klidovou fázi. Ale i jako klidný filament stále zdánlivě oddělující obě polarity magnetického pole oblasti, a to nejen po dobu viditelnosti jejích slunečních skvrn, nýbrž i jejích zbytků, je neustále neoddělitelnou součástí doznívající aktivity dané oblasti fotosféry, chromosféry i koróny.
     A jak jsme viděli, také v této klidové fázi je filament svázán i s fotosférickým rychlostním polem aktivní oblasti, ležícím pod ním. Zde je nutno ale říci, že v naší práci jsme nebrali do úvahy vzájemné možné geometrické posuvy mezi fotosférickými a chromosférickými útvary, a to pro malou vzdálenost studovaných objektů od středu slunečního disku. Ve všech případech byla menší než 30°.
     Domníváme se, že přednesené výsleky jsou natolik zajímavé, aby bylo pokračováno v podobných pozorováních, abychom lépe pochopili fyziku popsané vazby fotosférického rychlostního pole a filamentu, a to nejen v klidové fázi. Určitě nalezený vztah k rozhraní obou pohybových směrů a fakt, že pokud se pod částí filamentu odehrává nějaký pohyb, je to velmi pomalé klesání fotosférické hmoty jsou velmi zajímavé. Ovšem i ostrůvky stoupající hmoty, nacházející se většinou blízko uzlů filamentu, musí hrát svou roli.

LITERATURA

Bumba V., Klvaňa M., Kálmán B., and Györi L. 1993, A&A 276, 193
Bumba V., Klvaňa M., and Kálmán B. 1995, A&A Suppl. 109, 355
Bumba V., Klvaňa M., and Kálmán B. 1996, A&A Suppl. 118, 35
Ioshpa, B. A. and Kulikova, E. Kh.: 1988, Fizika solnetschnoi aktivnosti, Moskva, Nauka, 168
Ioshpa, B. A. and Kulikova, E. Kh. 1995, Astronom. Zhurnal 72, 932
Klvaňa M., Bumba V. 1994a, Handling and Archiving Data from Ground-based Telescopes. In: Albrecht M. and Pasian F.
     (eds.), ESO Conference and Workshop Proceedings No. 50 (ESO Garching), 172
Klvaňa M., Bumba V. 1994b, JOSO Annual Report 1993. In: Alvensleben A. V. (ed.), 119
Martres, M. -J. Rayrole, J. and Soru-Escaut, I.: 1976, Solar Phys. 46, 137
Martres, M. -J. Mein, P. Schmieder, B. and Soru-Escaut, I.: 1981, Solar Phys. 69, 301
 


Obr. 1 Starší aktivní oblast NOAA 7757 s hlavním klidným filamentem ležícím nad linií, rozdělující magnetická pole oblasti a několik méně tmavývh klidných filamentů. Mapa Dopplerových rychlostí překrytá konturami nejtmavších struktur digitalizované fotografie v čáře Ha. Tmavé plochy na rychlostní mapě představují oblasti s kladnými (k pozorovateli) složkami rychlosti.

Obr. 2 Aktivní oblast NOAA 7260 20. srpna 1992 asi v 11hod. UT. V oblasti probíhá obnovení aktivity (vynořuje se nový magnetický tok) v její východní (chvostové) části. V tomto místě je silně zesílená emise a vytváří se tam aktivní filament. Vedoucí skvrna je obklopena dobře viditelnou superpenumbrou, lemovanou na severu (nahoře) jak klidným, tak i aktivním filamentem. Na jihu jsou dobře vidět tmavá vlákna, organizovaná magnetickým polem oblasti. Mapa Dopplerových rychlostí aktivní oblasti NOAA 7260 z 20. srpna 1992, asi z 11 hod, překrytá konturami nejtmavších struktur fotografie, pořízená velkým koronografem Astronomického ústavu Wroclawské university v Bielkowě, a to v čáře Ha.