M. Klvaňa, Astronomický ústav Akademie věd České republiky, observatoř Ondřejov, Česká republika, mklvana @asu.cas.cz
V. Bumba, Astronomický ústav Akademie věd České republiky, observatoř Ondřejov, Česká republika, bumba @asu.cas.cz
T. I. Kaltman, St. Petersburgská filiálka Speciální astrofyzikální observatoře, Ruská akademie věd, Rusko, kti @saoran.spb.su
 

Abstrakt
Magnetografická měření ve slunečních skvrnách s penumbrou ukazují ve většině případů klasické, více-méně homogenní rozložení magnetických a rychlostních polí. Existují však zajímavé případy anomálních fotosférických efektů, kdy jak magnetické, tak i rychlostní pole v oblastech skvrny se velmi komplikuje a vznikají zde složité magnetické a rychlostní struktury, doprovázené často značnými gradienty.
Na základě zkušeností s modelováním vektorových polí v symetrických skvrnách specifikujeme normální a anomální vlastnosti měřených podélných komponent vektorů magnetických a rychlostních polí a z nich usuzujeme na vektorovou konfiguraci obou polí.
Anomální efekty demonstrujeme a analyzujeme u vedoucí skvrny aktivní oblasti NOAA7981, měřené ve spektrálních čarách FeI-5253.47A a v MgI-5172.7A, která se v kontinuu spektra jeví jako více-méně symetrické. Získaná konfigurace prostorových pohybů plasmy ve skvrně připomíná strukturu tornáda v zemské atmosféře.
 

1. ÚVOD

     Magnetografická měření magnetických a rychlostních polí ukazují, že kromě standardních případů, kdy dopplerovská komponenta rychlosti ve skvrně vytváří klasický Evershedův efekt a magnetické pole skvrny je homogenní a středově symetrické, existuje velké množství případů, kdy tyto vlastnosti jsou pozměněny. Celkem pochopitelná je situace u skvrn, jejichž tvar je značně deformován. Tvar skvrny určuje její magnetické a rychlostní pole a proto u deformovaných skvrn se velmi často setkáváme s anomálním rozložením magnetických a rychlostních polí. Zjistit vektorovou konfiguraci magnetických a
rychlostních polí v takové skvrně však není jednoduché a proto jsme se rozhodli v první etapě zkoumat skvrny, jejichž fotosférický obraz je dostatečně pravidelný. U takových skvrn můžeme modelovat jejich vektorová pole na základě principu symetrie (Klvaňa et all., 1998). Abychom i u takovýchto skvrn odlišili normální a anomální efekty, budeme nejdříve specifikovat normální rozložení dopplerovských rychlostí a longitudinální složky magnetického pole. Normální rozložení magnetických a rychlostních polí demonstrujeme na vedoucí skvrně aktivní oblasti NOAA 7981 (obr. 1 – obr.3). Tato skvrna je zajímavá tím, že několik dnů předtím v ní byly registrovány námi popisované anomální efekty.

2. NORMÁLNÍ ROZLOŽENÍ DOPPLEROVSKÝCH RYCHLOSTÍ
    V PRAVIDELNÉ SKVRNĚ

     Vektorové rychlostní pole v takové skvrně je převážně horizontální a plasma proudí více-méně symetricky ve směru od středu skvrny k jejímu okraji. Uprostřed skvrny bývá oblast s nulovou rychlostí proudění. S rychlostním polem tohoto typu se setkáváme u starých, stabilních, symetrických skvrn (obr. 3). Průmět rychlostního pole do směru pozorování (dopplerovské rychlostní pole) se nazývá normálním Evershedovým efektem a jak můžeme vidět na obr.1, má v takovém případě většinou následující vlastnosti:

2.1  Dopplerovské rychlostní pole v oblasti skvrny je rozděleno na dvě části s opačnými polaritami.
2.2  Kladná polarita se nachází blíže ke středu slunečního disku, záporná polarita je vzdálenější.
2.3  Obě polarity jsou seřazeny za sebou na přímce, směřující ze středu skvrny ke středu slunečního disku. Pokud
       dopplerovské rychlostní pole je podle této přímky osově symetrické, vektorové rychlostní pole ve skvrně se nestáčí, v
       opačném případě vytváří vír – rotuje.
2.4  Nulová čára (dělící čára mezi oběma dopplerovskými polaritami) prochází středem skvrny napříč ke směru ze středu
       skvrny na střed slunečního disku.
2.5  Rozdělení obou polarit rychlostního pole je pozorovatelné již v malé vzdálenosti středu skvrny od středu slunečního
       disku.
2.6  Maximální hodnoty kladné a záporné polarity jsou zhruba stejně velké.
 

Obr. 1: Dopplerovské rychlostní pole symetrické skvrny – klasický Evershedův efekt. Šipka označuje směr osy symetrie skvrny na střed slunečního disku.

Obr. 2: Longitudinální komponenta vektoru magnetického pole v symetrické skvrně, měřená ve spektrální čáře 517.27 nm.

Obr. 3: Rozložení jasů symetrické skvrny v kontinuu spektra, v níž bylo měřeno magnetické a rychlostní pole na obr. 2 a obr.1.

3. NORMÁLNÍ ROZLOŽENÍ LONGITUDINÁLNÍ KOMPONENTY
    MAGNETICKÉHO POLE V  PRAVIDELNÉ SKVRNĚ

     Vektorové magnetické pole ve skvrně je převážně vertikálního charakteru, pouze směrem k okraji skvrny se sklání blíže k horizontální rovině a vytváří tak vějířovitou konfiguraci. Maximální hodnoty magnetického pole se nacházejí v oblasti středu skvrny. S magnetickým polem tohoto typu se setkáváme u starých, stabilních, symetrických skvrn (obr. 3). Průmět vektoru magnetického pole do směru pozorování (longitudinální komponenta, měřená magnetografem) má v tomto případě většinou následující vlastnosti (viz obr.2):

3.1  Převládá jedna polarita magnetického pole, daná polaritou skvrny (primární polarita). Sekundární polarita, vznikající na
       základě efektu projekce, se objevuje až ve velkých vzdálenostech od středu slunečního disku.
3.2  Primární polarita se nachází blíže ke středu slunečního disku, sekundární polarita je vzdálenější.
3.3  Obě polarity jsou seřazeny za sebou na přímce, směřující ze středu skvrny ke středu slunečního disku. Pokud
       longitudinální komponenta magnetického pole je podle této přímky osově symetrická, vektorové magnetické pole ve
       skvrně se nestáčí, v opačném případě vytváří vír – rotuje.
3.4  Neutrální čára magnetického pole mezi primární a sekundární polaritou se nalézá mimo střed skvrny, zpravidla mezi
       středem skvrny a vnějším okrajem skvrny, odvráceným od středu slunečního disku.
3.5  Rozdělení obou polarit rychlostního pole je pozorovatelné až ve velké vzdálenosti středu skvrny od středu slunečního
       disku.
3.6  Oblast maxima primární polarity magnetického pole se nalézá přibližně ve středu skvrny a maximální hodnoty sekundární
       polarity jsou podstatně menší.
3.7  Vertikální charakter vějířovitého rozložení vektorového magnetického pole ve skvrně způsobuje, že dochází k posuvu
       obrazu longitudinální komponenty magnetického pole vůči obrazu skvrny v kontinuu spektra směrem ke středu slunečního
       disku a jeho rozměr ve směru osy symetrie skvrny je menší, než tento rozměr skvrny v kontinuu spektra. Ve větších
       výškách, kde vějířovité uspořádání vektorového magnetického pole přechází do vláknité struktury typu magnetické
       trubice, mohou být jak posuv, tak i změna rozměru redukovány.

     Vlastnosti podélné komponenty vektorového pole, uvedené v bodech 2.1 - 2.6 charakterizují převážně horizontální rozložení vektorů v rovině sluneční fotosféry a naopak vlastnosti podélné komponenty vektorového pole v bodech 3.1 – 3.7 charakterizují převážně vertikální rozložení vektorů, kolmé ke slunečnímu povrchu. Na základě těchto vlastností můžeme pak usuzovat na horizontální nebo vertikální charakter vektorového pole v konkrétním případě.

4. ANOMÁLNÍ EFEKTY V ROZLOŽENÍ DOPPLEROVSKÝCH
    RYCHLOSTÍ V  PRAVIDELNÉ SKVRNĚ

     Anomálními efekty v rychlostních polích budeme nazývat zásadní odchylky od vlastností dopplerovských rychlostních polí, uvedených v bodech 2.1 – 2.6.

4.1  Dopplerovské rychlostní pole nemá vlastnosti bodů 2.1 – 2.6, ale jeho vlastnosti odpovídají bodům 3.1 – 3.7 - s velkou
       pravděpodobností se jedná o vertikální proudění plasmy.
4.2  Poloha kladné a záporné polarity je zaměněna, tzn. záporná polarita je blíže ke středu slunečního disku – pozorujeme
       inverzní Evershedův efekt s pohybem plasmy od okraje skvrny do jejího středu.
4.3  Maximální hodnoty kladné a záporné polarity jsou zhruba stejně velké, ale nulová čára neprochází středem skvrny – jedná
       se o přítomnost rychlostního pole a pravděpodobně i o vertikální proudění v umbře skvrny. Směr proudění je dán
       polaritou dopplerovského pole ve středu skvrny – kladnou polaritu zde bude mít pole při proudění plasmy z nitra Slunce
       nad sluneční povrch.

5. ANOMÁLNÍ EFEKTY V ROZLOŽENÍ LONGITUDINÁLNÍ
    SLOŽKY MAGNETICKÉHO POLE

     V magnetických polích jsme zatím nepozorovali zásadní odchylky od vlastností, uvedených v bodech 3.1 – 3.7, které by svědčily o potlačení vertikálního charakteru vektorového magnetického pole. Setkáváme se spíše s  případy, kdy relativně homogenní magnetické pole ve skvrně je deformováno lokalitami opačné polarity, případně je značně nehomogenní.

6. ANOMÁLNÍ EFEKT, POZOROVANÝ VE SPEKTRÁLNÍ ČÁŘE
    FEI - 5253.47 A

Obr. 4: Anomální efekt v rychlostním poli vedoucí skvrny aktivní oblasti NOAA7981, měřený ve spektrální čáře 525.347 nm (FeI). V oblasti umbry vidíme inverzní Evershedův efekt, obklopený normálním Evershedovým efektem.

     Dopplerovské rychlostní pole na obr.4 se výrazně odlišuje od klasického obrazu Evershedova efektu.
     Uprostřed skvrny se nalézá oblast s inverzním Evershedovým efektem, obklopená rychlostním polem normálního Evershedova efektu. Nulová čára inverzního Evershedova efektu prochází středem skvrny, což znamená, že uprostřed skvrny můžeme očekávat nulové rychlostní pole. Vlastnosti dopplerovského rychlostního pole ve skvrně odpovídají horizontálnímu proudění plasmy po slunečním povrchu. Mírná nesymetrie rozložení polarit vůči směru na střed slunečního disku napovídá o rotaci vektoru rychlosti ve skvrně.

Obr. 5: Longitudinální komponenta vektoru magnetického pole skvrny ve spektrální čáře 525.347 nm (FeI).

     Longitudinální složka magnetického pole na obr.5 nevykazuje žádný anomální efekt a podle obr.6 se nám skvrna jeví jako dostatečně symetrická, vhodná pro aplikaci metody výpočtu vektorových polí na základě efektu symetrie.

7. ANOMÁLNÍ EFEKT, POZOROVANÝ VE SPEKTRÁLNÍ ČÁŘE
    MGI - 5172.7 A

Obr. 7: Anomální efekt v rychlostním poli vedoucí skvrny aktivní oblasti NOAA7981, měřený ve spektrální čáře 517.27 nm (MgI). V oblasti umbry vidíme normální Evershedův efekt, obklopený inverzním Evershedovým efektem.

     Dopplerovské rychlostní pole na obr.7 se také výrazně odlišuje od klasického obrazu Evershedova efektu. Na rozdíl od pozorování v čáře FeI se uprostřed skvrny nalézá oblast s normálním Evershedovým efektem, obklopená rychlostním polem inverzního Evershedova efektu. Nulová čára inverzního Evershedova efektu však neprochází středem skvrny, ale je posunuta směrem od středu slunečního disku, takže v oblasti středu skvrny se nalézá kladná polarita normálního Evershedova efektu. To znamená, že uprostřed skvrny můžeme očekávat rychlostní pole se značnou vertikální komponentou, směřující nad sluneční povrch.

Obr. 8: Longitudinální komponenta vektoru magnetického pole skvrny ve spektrální čáře 517.27 nm (MgI).

     Longitudinální složka magnetického pole na obr.8 nevykazuje žádný anomální efekt. Na rozdíl od pozorování v čáře FeI však obrysy magnetického pole ve směru osy symetrie (bod 3.7) přesahují obrysy skvrny v kontinuu spektra. Podle obr.9 se nám skvrna jeví také jako dostatečně symetrická, vhodná pro aplikaci metody výpočtu vektorových polí na základě efektu symetrie.

8. ANALÝZA POZOROVANÉHO JEVU

Obr. 10: Průmět vektoru rychlosti do roviny sluneční fotosféry, získaný na základě semiempirického modelování vektorového rychlostního pole pro spektrální čáru 525.347 nm (FeI). Paty vektorů leží na pravidelné síti, tvořené body měření (viz značky na rámečku).

     Pozorování v obou uvedených čarách popisuje stav sluneční atmosféry ve dvou výškových hladinách, vzdálených od sebe cca 1000 km. Z hlediska pozorování není tento výškový rozdíl velký (cca 1.5 obl.sec), ale vzhledem k dramaticky se měnícím fyzikálním podmínkám v těchto výškách můžeme očekávat i různé výsledky měření.
     Pozorování v čáře FeI ukazuje převládající horizontální proudění plasmy po slunečním povrchu, které však na rozdíl od klasického Evershedova efektu má dva směry. V oblasti penumbry plasma vytéká ze skvrny po slunečním povrchu téměř radiálně, ale v oblasti umbry se směr jejího pohybu mění na opačný – ke středu skvrny (obr. 10).
     Vektorové rychlostní pole na obr. 11 ukazuje rozložení vektorů v rovině kolmé ke slunečnímu povrchu. Je zde vidět převládající charakter horizontálního proudění.

Obr. 11: Vektorové rychlostní pole skvrny v rovině kolmé ke slunečnímu povrchu a průběh jasu ve skvrně – měření v čáře FeI.

Obr. 12: Průmět vektoru rychlosti do roviny sluneční fotosféry, získaný na základě semiempirického modelování vektorového rychlostního pole pro spektrální čáru 517.27 nm (MgI). Paty vektorů leží na pravidelné síti, tvořené body měření (viz značky na rámečku).

     Zcela jiný obraz pohybu plasmy vyplývá z měření v čáře MgI. V horizontální rovině se vytváří složitý vír, který v oblasti umbry směřuje dovnitř skvrny, v oblasti penumbry existuje kruhová hranice se středem ve středu skvrny, k níž z obou stran plasma přitéká (obr. 12).

Obr. 13: Vektorové rychlostní pole skvrny v rovině kolmé ke slunečnímu povrchu a průběh jasu ve skvrně – měření v čáře MgI.

     Přitom dochází ke změnám ve vertikálním proudění (obr. 13) a nejvyšší vertikální rychlosti jsou naměřeny uprostřed skvrny.
     Ještě lépe můžeme sledovat chod vertikální, radiální a azimutální komponenty vektoru rychlosti ve skvrně na grafech obr. 14 (čára FeI) a na obr. 15 (čára MgI). Kromě intenzity v kontinuu skvrny je zde vykreslena křivka dopplerovské rychlosti podél osy symetrie skvrny, procházející jejím středem ve směru na střed slunečního disku.

Obr. 14: Komponenty úplného vektoru rychlosti ve skvrně, získané z dopplerovské rychlosti na základě semiempirického modelování vektorového rychlostního pole pro spektrální čáru 525.347 nm (FeI). Uprostřed skvrny vidíme nulovou vertikální komponentu a záporné radiální rychlosti (pohyb dovnitř skvrny) v oblasti umbry.

Obr. 15: Komponenty úplného vektoru rychlosti ve skvrně, získané z dopplerovské rychlosti na základě semiempirického modelování vektorového rychlostního pole pro spektrální čáru 517.27 nm (MgI). Uprostřed skvrny vidíme maximální vertikální komponentu a rovněž záporné radiální rychlosti (pohyb dovnitř skvrny) v oblasti umbry. Velká azimutální komponenta potvrzuje náš předpoklad o víru ve skvrně ve větší atmosférické výšce.

9.  ZÁVĚR

     Celkový prostorový obraz proudění plasmy nad skvrnou je značně složitý. Na základě pohybu plasmy, který jsme odvodili z magnetografických měření dopplerovských rychlostí ve dvou různých spektrálních čarách, nacházejících se v různých výškách sluneční atmosféry, jsme získali představu o prostorovém uspořádání pohybů v této skvrně. Konfigurace pohybů plasmy ve skvrně připomíná strukturu tornáda v zemské atmosféře. V nižší fotosférické vrstvě (čára FeI) dochází k pohybu plasmy dovnitř skvrny (sání), ve vyšší hladině, nacházející se na dně chromosféry, se kromě pohybu dovnitř objevuje silný vertikální stoupavý proud. Musíme však vzít do úvahy, že obě použitá měření nebyla provedena simultánně, ale postupně za sebou, což může mít vliv na výsledný efekt.

Poděkování:

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

LITERATURA:

Klvaňa M., Bumba V., Krivtsov A., 1998: Configuration of the velocity and magnetic field vectors in the photosphere of
     symmetric Sunspots, Astronomical Society of Pacific Conference Series, Vol. 155, 79-84.