Pavel Kotrč, Astronomický ústav Akademie věd České republiky 251 65 Ondřejov, pkotrc @asu.cas.cz
Jurij A. Kuprjakov, Šternbergův
astronomický ústav, Moskevská univerzita , 119899 Moskva, Rusko,
kupry @sai.msu.ru
Abstrakt
Sluneční erupce je obzvláště na svém
počátku doprovázena změnami ve vystupujícím chromosférickém záření. Přes
rostoucí význam pozorování ze sond a družic jsou pro výzkum slunečních
erupcí pozemní pozorování stále důležitá. Na ondřejovském mnohokamerovém
erupčním spektrografu používáme několik CCD kamer pro současnou detekci
jak Ha filtrogramů,
tak pro spektrum v několika diagnosticky významných spektrálních čarách,
jako Ha,
Hb a CaII
8542 A. V článku se uvádí souhrn
zkušeností pozorování slunečních erupcí, orientovaných
na detekci rychlých změn ve viditelném záření. Na příkladu
použití individuálních erupčních dat diskutujeme problémy vztahující se
k pozorovací technice i metodice, jakož i srovnání s ostatními typy dostupných
dat.
ÚVOD
Projekty orientované
na detekci rychlých změn v záření slunečních erupcí, zejména v počátečním
stadiu, v takzvané přederupci, byly rozvíjeny na amerických (A. Kipplinger)
a švýcarských (A. Magun) observatořích. V Ondřejově jsme se tímto projektem
začali zabývat v r. 1996 s pomocí automatického zpracování záznamů filtrogramů
a spektrogramů detekovaných videokamerami s rozlišením 25/50 půlsnímků
za sekundu. Ideový záměr vychází z
hypotézy, že urychlené pulzní svazky nabitých částic, s energií vyšší než
je tepelná energie částic, přicházející z koróny se zabrzdí v hustých vrstvách
chromosféry a odevzdaná kinetická energie se projeví následnou termalizací
plazmy. Relaxační doba může být řádově
sekunda nebo zlomek sekundy. Snímáme-li s dostatečně vysokou frekvencí
správné místo, které je tlustým terčem pro dopadající a brzdící částice,
pak je nález krátkodobé změny v intenzitě ať již na filtrogramu, nebo ve
spektru čistě věcí dobré metodiky,
štěstí, píle a dostatku pozorovacího času
i prostředků k úspěšnému dokončení. Řešení problému však připomíná hledání
pověstné jehly v kupce sena. Jakékoliv zpracování enormně velkého množství
dat naráží na problém jejich stability, to je stejných podmínek pozorování.
U samotné erupce je tento problém kardinální, neboť erupce sama o sobě
je typická velkými změnami intenzity v jednotlivých místech. Velkou roli
hraje kvalita obrazu (seeing) a stabilita
dalekohledu i spektrografu včetně kamer a jejich signálu. Pokud hledáme
rychlé variace nějakou sofistikovanou automatickou procedurou na filtrogramu,
potřebujeme k rozpoznání změn vhodný souřadný systém platící pro celou
zpracovávanou sekvenci dat. Takový souřadný systém může být ukotven například
na konfiguraci několika neměnných detailů slunečních skvrn. Je velmi obtížné
takovéto záchytné body v sekvenci snímků vybrat. Vybíráme-li tyto body
ještě ve spektru, musíme řešit problém navázání filtrogramů a spektrogramů.
Všechny tyto okolnosti jsme zvážili a pořídili značné množství pozorování
slunečních erupcí, která zpracováváme i s ohledem na výskyt rychlých změn
v záření erupcí..
Programové zabezpečení
pro náročnou vyhledávací proceduru tohoto úkolu navrhla a realizovala v
rámci své diplomové práce Jana Kašparová. Vodítkem pro hledání vhodných
intervalů byla koincidence našich záznamů s náhlými nárůsty rentgenovského
toku slunečního původu na družici GOES. Najít takovou koincidenci pozemního
pozorování s měřeními z družice se ukázalo mimořádně obtížné, neboť sledování
X záření není prvotním úkolem družice GOES. Navíc, kosmická stanice na
nízké dráze prochází radiačními pásy Země a efekt Murphyho zákonů se ukázal
jako velmi podstatný, neboť naše dobrá pozorování většinou korelovala se
vším možným, jen ne s dobou, v níž
GOES pozoroval.
Návrh procedury
k vyhledávání změn byl popsán Janou Kašparovou ve sborníku ze 14. slunečního
semináře. Procedura byla dokončena a na několika sériích dat prověřena.
Odpovídající změnu (zjasnění či potemnění) se zatím najít nepodařilo. Podařilo
se vyřešit celou řadu problémů souvisejících nebo při hledání se objevivších
a výsledky publikovat, Samotné hledání variací není problémem mrtvým nebo
odloženým, jak dokumentuje následující série obrázků, dokumentujících hledání
variací v nedávné erupci z 30. 4. 2000.
Na prvním obrázku dokumentujeme běžný kompozitní videosnímek sestávající
z Ha filtrogramu
ze štěrbiny spektrografu a odpovídajících spektrálních čar Ha,
Hb a CaII
8542 A.
Na obrázku 2a
je ukázán detail snímků, jejichž časové sekvence byly zkoumány za účelem
hledání rychlých změn intenzity a to jak na filtrogramu, tak ve spektru.
Jako vhodná místa k měření se obvykle vybírají středy emisních vláken eruopce
(2b), nebo jejich okraje u vláken ukotvených
ve velké sluneční skvrně (2c). Typický kalibrovaný spektrální profil
vidíme na obr. 3. Bylo nutno provézt správné
určení disperzní křivky a kalibrační křivky. Pak bylo možné pro každý spektrální
profil stanovit jeho polohu na disperzní ose, integrovanou a maximální
intenzitu. Časový chod tvaru profilů a jejich parametrů, včetně maximálních
a integrálních intenzit ve vybraném místě sluneční erupce je znazorněn
na obr. 4, 5 a 6, kde je ukázán typický chod v průběhu krátkého intervalu.
Výběr časových intervalů se dělal s ohledem na záznam rentgenovského záření
z družice GOES (obr. 7) a s přihlédnutím k výskytu efektů na záznamech
ondřejovských radiových spektrografů se subsekundovým rozlišením,
viz. obr. 8.
Obr. 1. Erupce 30. 4. 2000 v 08:01:56 UT,
zleva čára Hb, slit-jaw filtrogram,,
Ha, Ca 8542 A.
Obr. 2a. . Erupce 30. 4. 2000 v 08:03:12 UT, slit-jaw filtrogram
a spektrum v Ha..
Obr. 2b Snímek erupce ukazující typický
výběr polohy štěrbiny spektrografu na střed emisního vlákna.
Obr. 2c Jiným vhodným místem studia
očekávaných rychlých změn může být okraj emisního vlákno erupce ukotveného
v blízkosti centra sluneční skvrny.
Obr. 3 Emisní kalibrovaný profil erupce
v čáře Ha v 08:03:25 UT, snímek 16..
Obr. 4 Vývoj emisních kalibrovaných
profilů erupce v intervalu zkoumání. Na levé ose obrázky je čas v minutách,
sekundách a jejich zlomcích, na pravé ose vlnová délka.
Obr. 5 Graf s vývoje parametů emisních kalibrovaných profilů erupce v intervalu zkoumání. Na svislé ose obrázku je čas v miutách, sekundách a jejich zlomcích, na vodorovné ose vlnová délka (vlevo) a maximální intenzita (vpravo).
Obr. 6 Časový průběh intenzity čáry
Ha ve vybraném místě erupce. l
- maximální intenzita v profilu v libovolných jednotkách, m
- integrovaná intenzita. Časová škála pokrývá
interval patnácti sekund v rozmezí 08:03:12 - 08:03:27 UT .
a)
b)
Obr. 7. Rentgenovské záření ve sledované
erupci, efekt č. 7205 na družici GOES : a) nahoře - tok x-záření, {1.0
-8.0 A}, b) dole - kanál 30.3 - 58.0 keV .
a)
b)
Obr. 8 . a) radivý tok na 3000 MHz, b) radiové spektrum v rozsahu2.0 - 4.5 GHz .
ZÁVĚR
Dosavadní analýza
dat vedla k nalezení několika zajímavých úseků, které byly následně zkoumány
podrobněji. Ukazuje se však, že i při velmi hustém pozorování radiovými
a rentgenovskými přístroji je prakticky velmi obtížné, ne-li nemožné,
najít všechny doplňující informace nezbytné ke správné lokalizaci a časovému
určení useků, v nichž se pak provádí výběr a následná analýza zpracovávaných
optických a spektrálních dat. Samotná analýza je rovněž značně pracná,
neboť nehledě na vysoký stupeň poloautomatizace některých postupů, je nadále
nutné téměř každý krok kontrolovat operátorem. Je nutno zdůraznit, že analýza
podobných očekávaných rychlých změn v intenzitě záření slunečních erupcí
je nadále předmětem zájmu několika pracovních skupin v zahraničí a že se
ji hodláme v rámci možností věnovat nadále i my. Pokračování v hledání
variací ať již na dřívějších záznamech dat, nebo na aktuálních, může být
námětem pro další diplomové práce. Mnoho
úsilí bylo v tomto směru vynaloženo a metodika i technické a programové
zázemí je zájemcům k dispozici. Další informace lze nalézt na webovské
stránce: http://www.asu.cas.cz/
~pkotrc/index.html.
Poděkování
Článek byl vypracován v rámci grantu GA ČR 205/00/1726.
LITERATURA :
Fárník, F., Garcia, H. and Kiplinger, A.: 1998, in ”Crossroads for European
and Heliospheric Physics”, Ed. R. A. Harris,
Noordwijk, ESA 1998, p. 305-308.
Heinzel, P. a Karlický, M.: 1992, in Eruptive Solar Flares, Proc. of
the IAU Coll. 133, eds. B. V. Jackson, M. Machado and
Z. Švestka, Lecture Notes in Physics, Springer-Verlag,
359.
P. Heinzel, M. Karlický, P. Kotrč a
Yu. A. Kupryakov: 2000, High Energy Solar Physics: Anticipating HESSI ASP
Conference Series, R. Ramaty and N. Mandzhavidze,
(eds), Vol. 206, 289-292.
Karlický, M., Tlamicha, A., Jiřička, K.,
Aurass, H. a Zlobec, P.: 1992, Hvar Obs. Bull. 16, 23.
Kašparová, J.: 1999, 14. Sluneční seminář,
Stará Lesná.
Kašparová, J.: 1999, Diplomová práce, Katedra astronomie a astrofyziky
MFF UK Praha.