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.
Obr.1
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".
Obr. 2 Jemná struktura radiového spektra
na vysokých frekvencích přináší informace o struktuře a chování radiového
zdroje souvisejícího s pozorovanou erupcí 30. 4. 2000 v nižších výškách
koróny.
Obr. 3 Nižší frekvence ukazují na radiospektrogramu
chování radiového zdroje souvisejícího s erupcí ve vysoké koróně.
Obr. 4 Rentgenovský fotometr HXRS na
družici MTI přináší komplementární data pro studium okolností a příčin
polarizace při sluneční erupci.
Obr. 5 Záznamy spekter, snímků ze štěrbiny
a lineární polarizace na mnohokamerovém spektrografu v erupci 30. 4. 2000.
Obr. 6 Rentgenovský záznam pro pozorovanou erupci z 30. 4. 2000.
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