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.