Pavel Kotrč, Astronomický ústav Akademie věd České republiky 251 65 Ondřejov, pkotrc @asu.cas.cz
 

Abstrakt
V článku jsou uvedeny příčiny možné polarizace v optickém záření slunečních erupcí a je uveden přehled dosud užívaných metodik pro detekci polarizace záření, včetně diskuse dosavadních výsledků a perspektiv tohoto nadějného oboru sluneční fyziky. Zejména je podrobněji popsán projekt studia polarizace záření ve slunečních erupcích. Další informace lze nalézt na URL http://www.asu.cas.cz/ ~pkotrc/index.html.
 

ÚVOD

     Fenomén sluneční erupce umožňuje studovat plazmu za velmi extrémních podmínek, které mohou být stěží uskutečněny v jakékoliv pozemské laboratoři. Zvláště pak vysoká teplota, vysoký stupeň ionizace atomů chemických prvků, extrémně nízké hustoty plazmy, velké množství uvolňované energie během krátkého času, obrovské geometrické škály a doby trvání celého jevu až několik hodin vytvářejí základní rámec fyzikálních podmínek nejmohutnějších procesů v atmosféře naší nejbližší hvězdy.
     Během vysokoteplotních plazmových procesů ve sluneční erupci, jak ukázali např. Švestka a kol. (1992) a Somov (1992) se energie akumulovaná v elektrických proudech a jim ekvivalentním magnetickém poli, rychle transformuje do ohřevu plazmy, pohybů plazmy doprovázené rázovými vlnami, urychlování částic a záření v rozsahu od gama paprsků po radiové vlny.
     Je známo, že jednotlivé mechanismy ohřevu erupční plazmy nemohou být považovány za statické jevy. Nedávná pozorování ve tvrdém rentgenovském záření a v oboru radiových vln odhalila sérii krátce trvajících subsekundových záblesků. Tyto rychlé variace záření jsou vysvětlovány jako přímý důsledek impulzního ohřevu sluneční plazmy pomocí nabitých elementárních částic s nadtepelnými rychlostmi. To se týká především svazků elektronů a protonů pohybujících se z koróny do chromosféry. Tyto svazky jsou zbržděny ve spodních a tedy hustějších vrstvách plazmy, kde odevzdávají svou kinetickou energii. To má za následek intenzivní ohřev chromosférické plazmy a zvýšenou emisi v tvrdém rentgenu. V důsledku toho dochází v těchto hustých atmosférických vrstvách k nárůstu hustoty částic a teploty plazmy, doprovázené silným zářením v optickém oboru, hlavně ve spektrálních čarách Balmerovské série a v UV oblasti.

LINEÁRNÍ POLARIZACE V ZÁŘENÍ ERUPCÍ

     Svazky urychlených částic šířících se nějakým preferovaným směrem, tedy jinými slovy existence přesně definované anizotropie ve formě směrovosti, musí mít za následek výskyt lineárně polarizovaného záření vznikajícího v tomto prostředí. V důsledku toho představuje spektroskopie polarizovaného záření unikátní zdroj informací o podmínkách přenosu energie ve sluneční plazmě, nezávisle na stupni ionizace tohoto prostředí (Kazantsev a Hénoux, 1995). Pozorování lineární polarizace vodíkové čárové emise v horních vrstvách chromosféry umožňuje během slunečních erupcí monitorovat mechanismy přenosu energie v erupční atmosféře (Hénoux a spol., 1983, 1990, Hénoux a Chambe, 1990, Kazantsev a spol. 1994, Hénoux , 1991 Vogt a Hénoux, 1996). Ze studia stupně polarizace a azimutu polarizační roviny uvnitř emisního jádra vodíkové čáry Ha bylo odvozeno, že během slunečních erupcí jsou svazky nízkoenergetických protonů formovaných v horní koróně a pohybujících se uvnitř erupčních smyček, zodpovědné za přenos energie dolů do vrchní chromosféry. Tento závěr je založen na tendenci protonů neztrácet směrovost při průchodu zředěným prostředím podél jejich dráhy do chromosféry.
     Spektroskopie impaktně polarizovaného záření začala být používána k diagnostice přenosu energie ve slunečních erupcích pomocí pozorování z kosmu i ze Země kolem r. 1980. V pozemských spektropolarimetrických pozorováních čar vodíkové Balmerovy série se používají hlavně dva přístupy. První z nich je založen na používání Lyotova filtru, který poskytuje prostorové rozdělení lineární polarizace ve vybraném úzkém spektrálním oboru v širokém zorném poli. Pozorování prováděná s Lyotovým filtrem ukázala, že lineární polarizace je přítomná v jádře čáry Ha během slunečních erupcí s rozdělením dle azimutu směru polarizačního vektoru, které vykazuje maximum ve směru na střed slunečního disku. Tento směr se zdá být upřednostněn jak vyplývá z měření prováděných pomocí Lyotova filtru.
     Analýza lineární polarizace jak v Ha, tak v Hb čarách Balmerovy série ve sluneční erupci metodou studia lineární polarizace na profilu čáry v různých vybraných místech byla použita např. v práci Firstové a Kotrče (1987). Technika a metody použité k pozorování a analýze spektropolarimetrických měření jsou popsány Firstovou a kol. (1997).
     Vogt a Hénoux (1996) a Firstová a kol. 1997 učinili závěr, že chromosférické čáry Ha a Hb vykazují ve slunečních erupcích lineární polarizaci ať jsou studovány metodou Lyotova filtru nebo na spektrálních profilech. Stupeň lineární polarizace dosahuje 5 až 10 procent a směr roviny polarizace preferuje směr na střed slunečního disku. Spektra v čáře Ha, pořízená po impulzní fázi erupce, mají směr roviny lineární polarizace nejčastěji orientován ke středu slunečního disku.. Tento fakt naznačuje, že energetické částice s energií dostačující ke srážkové excitaci atomů vodíku musí mít anizotropickou rozdělovací funkci (Hénoux a Karlický, 1999). Taková anizotropie může být spojována s atmosférickým bombardováním svazky částic o vysoké rychlosti. Pokud docílíme dostatečnou statistiku pozorování s patřičným časovým rozlišením a porovnáme je s dalšími doprovodnými pozorováními z jiných oborů elektromagnetického záření, můžeme rozlišit který druh částic hraje hlavní roli v těchto efektech. Existují dva vhodní kandidáti pro tyto procesy. Buď nízkoenergetické elektrony(do 50 eV) s rychlostní rozdělovací funkci symetrickou kolem vertikálního směru, nebo nízkoenergetické (do 200 keV) protony. Měření stupně a směru lineární polarizace v čáře Ha společně s odvozením dalších parametrů profilů čar v nepolarizovaném záření slunečních erupcí a jejich porovnáním s radiovými a rentgenovskými měřeními jsou hlavní prostředky které chceme použít k řešení problematiky specifikace částic zodpovědných za impaktní polarizaci a problematiky související.
     Simultánní pozorování jak polarizovaných, tak nepolarizovaných čárových profilů, jež hodláme provádět tak přinese dodatečnou informaci o zdroji přenosu energie a původu pozorované polarizace a pomůže se vyhnout poruchám polarizovaného záření v důsledku značného Dopplerovského posunu, která je přítomen v erupcích. Vzhledem k tomu, že předpokládáme, že procesy spojené s interakcí svazků částic s plazmou budou spíše velmi krátce trvající, bude výskyt polarizovaného záření podstatně limitován v čase. Ve skutečnosti se předpokládá, že tento proces může mít charakter pulsací (Heinzel a Karlický, 1992). Abychom jej byli schopni detekovat, musíme použít dalekohled a spektrograf s dobrým úhlovým a spektrálním rozlišením spojeným s detektory světla pracujícími s velmi krátkými expozičními dobami a mající vysoké (subsekundové) časové rozlišení. Ondřejovský mnohokamerový spektrograf popsaný Valníčkem a spol. (1959) je dosud unikátním přístrojem umožňujícím simultánní detekci několika diagnosticky významných spektrálních čar se zahrnutím vysokých členů Balmerovy série a např. též čáry sodíku, vápníku a hélia. Podstatnou okolností je vysoká světelnost a dobré spektrální rozlišení (120 000 ve druhém řádu, kam je mřížka směrována). V nedávné době byl tento přístroj podstatně modernizován (Kotrč a spol. 1993) a v modernizaci se nadále pokračuje. Tento přístroj je vybaven CCD videokamerami pracujícími s kadencí 25/50 půlsnímků za sekundu. Všechny tyto okolnosti jsou nejpodstatnějšími body, které zaručují vhodnost všech parametrů našeho přístroje pro řešený projekt. Navíc, přístroj je nám zcela k dispozici, odpadá nutnost plánovat fixní pozorovací intervaly a tak pravděpodobnost zachycení velkého počtu slunečních erupcí prakticky dosahuje svého maxima.
     Zabýváme se teoretickým zázemím celé problematiky, viz. obr, 1. Kromě toho jsme v létech 1996 – 1998 analyzovali problematiku rychlých procesů ve spektrech a v Ha filtrogramech za pomoci monitorování systémem videokamer. Chceme zúročit získanou zkušenost a tudíž praktikujeme podobné osvědčené metody pozorování, redukce dat a jejich interpretace, které byly vypracovány dříve. Navíc používáme jak radiová data z nedávno modernizovaných ondřejovských radioteleskopů (ukázky dat na obr. 2 a 3.) a plánovanou registraci X-emise jak z experimentů HESSI, tak česko-amerického experimentu HXRS  vypuštěné na palubě americké družice MTI, viz obr. 4, abychom získali unikátní sady pozorování k řešení popsaných problémů.
 
 

Koule Poincaré se užívá pro znázornění představ o polarizovaném světle. Póly koule představují levotočivou a pravotočivou kruhovou polarizaci světla. Ve všech ostatních bodech koule je polarizace eliptická. Libovolně vybraný bod H na rovníku odpovídá horizontální polarizaci a jeho protějšek V přes průměr koule označuje vertikální polarizaci. Libovolný bod P na povrchu Poincarého koule je pak možné určit jeho délkou 2l a šířkou 2w. Bod P pak odpovídá elipticky polarizovanému paprsku, jehož projekce se určí vztahy a=l, b/a = tg ôwô. Levotočivá polarizace je pro 2w<0 a pravotočivá pro 2w>0. Protože světlo bývá zpravidla částečně polarizované, zavádí se pojem veličiny "stupeň polarizace".
 
 

Hlavní body a cíle projektu:

1. Musíme instalovat a upravit větev měření lineární polarizace do optickomechanického systému mnohokamerového erupčního spektrografu v Ondřejově. Jak bylo ukázáno Kotrčem (1997), optický systém má dostatek světla k detekci lineární polarizace v čáře H-alfa pomocí CCD videokamer a rychlých digitálních CCD kamer.
2. Jako hlavní přístroj, použijeme mnohokamerový erupční spektrograf s vypracovaným systémem spektropolarimetrických měření k detekci Balmerovských čárových spekter (polarizované i nepolarizované) z předimpulsních i impulsních fází slunečních erupcí, které se v nadcházejícím období maxima sluneční aktivity, jež se očekává v r. 2002, budou vyskytovat poměrně velmi často.
3. Budeme registrovat optická spektra s kadencí videofrekvence (25 snímků/s) s přesnou registrací času umožňující porovnat data s ondřejovskými záznamy z 100 – 4200 MHz radiospektrografem a novými radiometrem pracujícím na 3 GHz (Karlický a spol., 1992) a s daty českoamerického projektu spektrometru HXRS pro tvrdé rentgenovské záření (Fárník a spol. 1998) na družici NASA MTI a plánovaného experimentu HESSI pro pokročilou analýzu sluneční koróny.
4. Ke studiu úhlu lineární polarizace a jeho rozložení vzhledem ke směru na střed slunečního disku budeme realizovat jednoduchý souřadnicový systém pro měření polohy a ovládání polarizačního elementu, který bude užíván automaticky.
5. Pro zpracování a kalibraci dat budeme převážně používat metodu a techniku vyvinutou v předchozích projektech a to jak námi, tak speciálně metodiku pro zpracování podobných kvazi dvoudimenzionálních spektropolarimetrických dat, jež lze běžně porovnávat s metodikou Hénouxova filtropolarimetrického experimentu známého jako experiment PARIS a nadále využívat možnosti spolupráce s kolegy pracujícími na dokončovaném francouzsko-italském dalekohledu THEMIS.
6. Budeme pořizovat dostatečně statisticky početný soubor erupčních spekter k vyjasnění problémů různých typů částic, které mohou být zodpovědné za proces impaktní polarizace.
7. K nalezení správné interpretace studovaných polarizovaných spektrálních profilů budeme počítat NLTE modely atmosféry a společně s kolegy z Francie zamýšlíme počítat přenos polarizovaného záření v rámci studovaných modelů atmosféry.

Na okraj problému:

     Uvědomujeme si plně, že měření polarizovaného světla ve slunečních erupcích je ohromně náročný úkol. Avšak současně jsme si plně vědomi předností staršího ondřejovského mnohokamerového erupčního spektrografu a jeho technického zázemí, včetně účasti vysoce kvalifikovaných pracovníků ze všech oborů slunečního pozorování, zpracování dat i teoretického výzkumu na připravovaném projektu.
     V prvním roce trvání projektu, tj. v r. 2000, plánujeme dokončit optickou lavici s aparaturou pro měření lineární polarizace včetně automatického souřadnicového systému pro nastavování polarizačního detekčního elementu. Dále plánujeme provádět pozorování, registraci a zpracování dat v maximálně automatizované formě jak jen to bude možné. Později se budeme koncentrovat na pozorování, analýzu dat a jejich interpretaci. Teoretické zázemí a kompletace pozorování z radiového a rentgenovského oboru bude prováděno po celou dobu trvání projektu. Zamýšlíme rovněž participovat na koordinovaných pozemských a kosmických (v rámci SOHO, resp. HESSI) mezinárodních kampaních spolupracujících s velkými slunečními dalekohledy např. francouzsko-italský THEMIS, který bude mít po dokončení speciální vybavení pro detekci polarizovaného záření podél profilu spektrální čáry. Plánujeme obdobnou spolupráci s dalšími specializovanými pracovišti (Bajkalská sluneční observatoř v Rusku a observatoř Huairou v Číně).
     Každý rok plánujeme pozvat ke spolupráci a podporovat více diplomantů a doktorandů k účasti na tomto přitažlivém programu studia fundamentální otázky výzkumu slunečních erupcí.
 

Poděkování.

Článek byl vypracován v rámci grantu GA ČR 205/00/1726.
 

LITERATURA:

Fárník, F., Garcia, H. a Kiplinger, A.: 1998, in ”Crossroads for European and Heliospheric Physics”, Ed. R. A. Harris,
     Noordwijk, ESA 1998, p. 305-308.
Firstova, N. M. and Kotrč, P.: 1987, Bull. Astron. Inst. Czechosl. 38, 257.
Firstova, N. M., Hénoux, J.-C., Kazantsev, S. A. a Bulatov A. V.: 1997, Solar Phys. 171, 123
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.
Hénoux, J.-C.: 1991, Solar Polarimetry, Proceedings of the Eleventh National Solar Observatory/Sacramento Peak Summer
     Workshop, p. 285.
Hénoux, J.-C., Chambe, G., Semel, M., Sahal S., Woodgate, B., Shine, R., Beckers, J. a Machado M.: 1983, Astrophys J.
     265, 1066.
Hénoux, J.-C., Chambe, G., Smith, d.. Tamres, D. T., Featrier, N., Rovira, M., Sahal-Brechot, S.: 1990, Astrophys J. Suppl.
     Ser. 73, 303.
Hénoux, J.-C. and Vogt E.: 1998, Physica Scripta, Vol. T78, 60-67
Hénoux, J.-C. a Karlický M.: 1999, Astron. Astrophys. 341, 896-901
Karlický, M., Tlamicha, A., Jiřička, K., Aurass, H. and
Zlobec, P.: 1992, Hvar Obs. Bull. 16, 23.
Kazantsev, S. A. and Hénoux J.-C.: 1995, Polarization Spectroscopy of Ionized Gases, Kluwer Academic Publishers,
     Dordrecht, Holland.
Kazantsev, S. A., Hénoux J.-C., Featrier, N., Luchinkina, V. V., a Liapsev, A. N.: 1994, Astron. Astrophys. Rev. 6, 1.
Kotrč, P., Heinzel, P. a Knížek M.: 1993, JOSO Annual Report 1992, ed. A. v. Alvensleben, 114
Kotrč P.: 1997, Hvar Obs. Bull. 21, 97.Somov, B. V.: 1992, Physical Processes in Solar Flares, Kluwer Acad. Publ.,
     Dordrecht, Holland.
Švestka, Z., Jackson, B.V. a Machado, M.E.: 1992, Eruptive Solar Flares, Proc. of IAU Coll. 133, Lecture Notes in Physics,
     Springer-Verlag.
Valníček, B., Letfus, V., Blaha, M., Švestka Z., a Seidl Z.: 1959, Bull. Astron. Inst. Czechosl. 10, 149
Vogt, E. and Hénoux, J.-C.: 1996, Solar Phys. 194, 345