A. Kulinová, Astronomický ústav MFF UK, Bratislava, kulinova @fmph.uniba.sk
M. Karlický, Astronomický ústav AV
ČR, Ondřejov, karlicky @asu.cas.cz
Abstrakt
Na Astronomicko-geofyzikálnom observatóriu (AGO)
MFF UK v Modre-Pieskoch sa podarilo urobiť asi 4 hodinový videozáznam erupcie
(maximum + graduálna fáza) z 19. júla 1999, 08:16 – 10:30 UT, 2N/M5,8,
ktorá sa odohrala v NOAA AR8636. Erupcia bola pozorovaná v H-alfa (6562,8
AA), protuberančným filtrom (FWHM ~1,5
AA), umiestneným na refraktore 80/3040 mm. Začiatok erupcie sa nepodarilo
zachytiť. Preto sme sa zatiaľ sústredili na časový vývoj poerupčných štruktúr
(nízka chromosféra, koróna ( EIT/SOHO)). Erupcia bola z tohto hľadiska
bohatá najmä na krížové a helikálne štruktúry.
1. ÚVOD
Jedným z najkrajších
a najmohutnejších prejavov slnečnej aktivity sú erupcie. Sú známe už od
polovice 19. storočia. S ich systematickým štúdiom sa však začalo až v
40-tych rokoch nášho storočia, kedy sa, vďaka objavu úzkopásmového H-alfa
filtra, začali robiť patrolné pozorovania. Na H-alfa spektroheliogramoch
však možno zachytiť len chladnejšiu, chromosferickú komponentu erupcie
(T~104 K). Zvyčajne ju tvoria
žiariace erupčné jadrá a tzv. ribony, ktoré naznačujú ukotvenie vyšších
a oveľa teplejších koronálnych štruktúr.
Horúcejšiu komponentu erupcie (T~106
K)
sa podarilo odhaliť až koncom 50-tych a začiatkom 60-tych rokov pomocou
prvých pozorovaní v röntgenovej (RTG) a ultrafialovej (UV) oblasti spektra.
Bolo treba vysvetliť akým spôsobom sa koronálna plazma v erupcii ohreje
na tak vysoké teploty, čo je vlastne zdrojom tejto obrovskej energie, ako
a kde je táto energia uskladnená pred erupciou.
Gold a Hoyle (1960) navrhli model, v ktorom
je zdrojom energie magnetické pole. Nad aktívnou
oblasťou sa vytvoria slučky, v ktorých tečie plazma pozdĺž siločiar. V
dôsledku zložitých pohybov vo fotosfére sa ukotvenia (nohy) slučiek stáčajú
a dochádza ku vzniku elektrických prúdov. Elektrický prúd generuje nové
magnetické pole, ktoré sa potom skladá
s pôvodným poľom a vznikne tzv. helikálna štruktúra. Tieto štruktúry sú
pozorované najmä v protuberanciách (Vršnak a kol., 1991). V prípade interakcie
takýchto prúdových slučiek môže dôjsť k anihilácii magnetických polí (magnetickej
rekonexii) a disipácii elektrického prúdu, čím by sa mohlo náhle uvoľniť
dostatočné množstvo energie.
Na záklde práce
Golda a Hoylea (1960) bolo koncom 60-tych rokov vypracovaných niekoľko
modelov magnetickej rekonexie.
V 70-tych a 80-tych
rokoch pracovalo na obežnej dráhe okolo Zeme množstvo družíc monitorujúcich
slnečnú atmosféru v UV, extrémnej UV a RTG oblasti spektra. Napr. SKYLAB,
SMM, HINOTORI a iné. Všetky potvrdili existenciu magnetických slučiek v
koróne a ich dôležitú úlohu v erupčne
aktívnych oblastiach.
Prístroje pracujúce
v tvrdej RTG oblasti zaznamenali v počiatočných fázach erupcie niekoľko
krátkotrvajúcich impulzov, ktoré teoretici vysvetlili ako prejav iniciácie
erupčného procesu v dôsledku interakcie slučiek.
S množstvom kvalitných
pozorovaní sa zdokonaľovali aj modely slnečných erupcií (Heyvaerts
a kol., 1977, Sturrock, 1980, Priest, 1981, Kundu a kol., 1989, Somov,
1992, Karlický, 1997).
Ďalej sa ukázalo,
že počas impulznej fázy erupcie sa v slučkách nad inverznou líniou magnetického
poľa produkujú urýchlené energetické častice, ktoré potom bombardujú chladnejšie
a hustejšie vrstvy chromosféry v miestach, kde sú tieto slučky ukotvené.
Dochádza k ohrevu plazmy a vypĺňaniu slučky touto plazmou, k produkcii
mäkkého RTG žiarenia a koronálnej explózii. Okrem toho bola v silnejších
erupciách pozorovaná aj emisia gama žiarenia.
90-te roky opäť
priniesli nové pozorovania s lepším časovým a priestorovým rozlíšením.
Ide najmä o projekty: YOHKOH, SOHO a TRACE. Súbežne s nimi funguje veľké
množstvo pozemských observatórií, ktoré sledujú slnečné erupcie od optickej
oblasti spektra až po rádiovú.
S neúmerným množstvom
dát v rôznych vlnových dĺžkach vystupuje problém klasifikácie erupcií.
Zdá sa však, že ich z hľadiska topológie magnetického poľa môžeme rozdeliť
do dvoch skupín:
2. POZOROVANIA NA ASTRONOMICKO-GEOFYZIKÁLNOM OBSERVATÓRIU MFF UK V MODRE-PIESKOCH.
AGO MFF UK je pracovisko zamerané najmä na štúdium medziplanetárnej hmoty. Pred niekoľkými rokmi zakúpilo protuberančný H-alfa filter, ktorý mal pôvodne slúžiť len na vzdelávacie účely. Pokusne sme zostavili pozorovací systém a pozorovania zaznamenali. Podarilo sa nám zachytiť niekoľko zaujímavých dejov (erupcie, pohyby a rozpad filamentu). Ukážky (animácie) si môže čitateľ pozrieť na internetovej stránke observatória:
Jednoduchý a zatiaľ aj "provizórny" pozorovací systém tvorí:3. ERUPCIA Z 19. JÚLA 1999
Ide o erupciu typu E/D, ktorá zrejme
nebola natoľko dynamická, aby sme mohli pozorovať
všetky ostatné znaky, typické pre tento druh erupcií. Odohrala sa
v
magneticky komplikovanej aktívnej oblasti NOAA AR8636. Podľa údajov SGD
bola klasifikovaná ako M5,8/2N, so začiatkom o 08:16 UT, maximom o 08:46
UT, koncom o 09:10 UT a polohou N18E59.
V časovom intervale 08:20:20 až 08:21:45
zachytil BATSE/CGRO zvýšený tok tvrdého RTG žiarenia.
V Modre-Pieskoch
sa nám podarilo zachytiť na videozáznam len graduálnu fázu tejto erupcie.
Časti záznamu boli zdigitalizované v 5 s úsekoch. Z nich boli vybrané 2
až 3 najostrejšie snímky a výsledný obrázok sme získali ako ich priemer.
Tieto obrázky sme využili ako doplňujúci materiál k snímkam z Extrémne
ultrafialového ďalekohľadu (EIT) na
SOHO (Delaboudiniére a kol., 1995). Použili sme celodiskové snímky získané
v časovom intervale 06:56:21 UT až 10:43:42 UT (vlnové dĺžky: 171 AA/Fe
IX, X, 284 AA/Fe XV, 304 AA/He II a najmä 195 AA/Fe XII) s kadenciou
cca. 12 minút. Všetky boli upravené (tmavý prúd, flatfield) a normalizované
na expozičnú dobu 1s.
Okrem hore uvedených
dát sa nám podarilo získať aj čiastočný (súkromný) záznam erupcie z astronomického
observatória na Hvare, ktorý nám poskytol Ing. Knížek z Aú AV ČR v Ondřejove.
Zaujímavé časti záznamu sme zdigitalizovali.
Graduálna fáza
tejto erupcie sa vyznačovala množstvom poerupčných slučiek, ktoré sa najprv
sformovali do dvoch približne súbežných arkád, potom vytvorili niekoľko
krížových a helikálnych šruktúr.
4. HELIKÁLNE ŠTRUKTÚRY
V čase zvýšeného
RTG žiarenia sa, v H-alfe a zároveň aj EUV (Fe XII, 195 AA), objavili dva
jasné body P1 a P2, medzi ktorými sa neskôr vytvorila arkáda A1 (obr.
1, 2). Mala kužeľovitý tvar pretiahnutý
juhovýchodným
smerom. Na (obr. 1) je vidieť, že jej
koniec vytvára zaujímavú helikálnu štruktúru S, ktorá je veľmi dobre viditeľná
najmä v H-alfe. Takmer súbežne s A1 sa vyvíjala aj arkáda A2. Domnievame
sa, že obe tieto arkády rástli, v dôsledku čoho pravdepodobne došlo ku
kontaktu s ďalšou arkádou A3, ktorá sa klenula nad A1 a A2 (obr.
1,2 a 4).
Aby sme lepšie
pochopili vývoj týchto arkád, pokúsili sme sa extrapolovať magnetické polia
v potenciálovom priblížení. Použili sme program vyvinutý na základe prác
Alessandrakis (1981) a Démoulin a kol. (1997). Ako vstupné dáta do tohto
programu sme použili celodiskový magnetogram z MDI/SOHO. Výsledky sú na
(obr.
3 a 4). Kým arkády A1 a A3 sú v celkom
dobrej zhode s pozorovaniami, A2 sa od extrapolácie značne odlišuje. Táto
odlišnosť môže byť spôsobená prítomnosťou lokálnych elektrických prúdov.
Ako sme sa už v úvode zmienili, lokálne elekrtické prúdy môžu viesť k vytvoreniu
helikálnych štruktúr. Preto sme určili polomer - R, dĺžku stúpania - L
a uhol stúpania - Jhelikálnej
štruktúry S. Pre jednoduchosť sme predpokladali, že štruktúra má valcovú
geometriu s osou symetrie z.
Na základe týchto parametrov sme potom odhadli celkový elektrický prúd
I podľa vzťahu:
I = 2p R BF/m0 = 2p R Bz tgJ /m0 = (2pR/m0 ) . (2pRBz /L),
kde BF
je azimutálna zložka magnetického poľa a pre veľkosť pozdĺžnej zložky magnetického
poľa Bz, sme postupne brali hodnoty 10-4,
10-3 a 10-2 T.
Uhol stúpania J je
približne 77°, R ~ 18.9 Mm a L ~ 26.6 Mm. Pre spomínaný prúd I sme
potom dostali hodnoty: 4,2´ 1010
A, 4,2´ 1011 A, 4,2´
1012 A.
Na (obr. 2),
t.j. zhruba v čase kontaktu arkád A1 a A2, možno este štruktúru S rozoznať
v EUV aj v H-alfe. Neskôr, asi po 09:20 UT, sa stala difúznou (najmä v
H-alfe), a potom zanikla.
Iný prípad helikálnej
štruktúry H možno vidieť na (obr. 5). Aj v tomto prípade sme
za rovnakých predpokladov odhadli parametre R ~ 16,1 Mm, L ~ 53,7 Mm, J
~ 62° a celkový prúd I tečúci touto štruktúrou:
1,5´ 1010 A, 1,5´
1011 A, 1,5´ 1012 A pre
hodnoty Bz, rovné 10-4, 10-3 a 10-2
T.
5. KRÍŽOVÉ ŠTRUKTÚRY
Počas vývoja poerupčných
slučiek sme v EUV (Fe XII, 195 AA), ale aj v H-alfe, pozorovali niekoľko
skrížených slučiek
(obr. 5, 6).
Vznikli po kontakte arkád a vyvíjali sa v časovom intervale 09:20:16 UT
až 10:21:15 UT. Väčšinou išlo o projekciu a nepozorovali sme žiadne známky
vzájomnej interakcie. V jednom prípade skutočne mohlo dôjsť k interakcii
slučiek, pozri (obr. 5).
Veľká krížová
štruktúra C na (obr. 5) je vytvorená
projekciou a čiastočne ju vidieť aj na extrapoláciách (obr. 3
a 4). V bode P však došlo v priebehu 12
minút k výraznejšiemu zvýšeniu jasnosti. Na diferenčnom obrázku sa v blízkosti
tohto bodu vytvorila už vyššie spomenutá helikálna štruktúra H.
Aj na (obr. 6)
vidieť v EUV (Fe XII, 195 AA) krížovú štruktúru C. V H-alfe sú na približne
rovnakom mieste badateľné jej náznaky vo forme chladnejších častí jednotlivých
slučiek.
Na tomto obrázku
(EIT/SOHO) je ešte jedna zaujímavá absorbčná štruktúra AS. Má helikálny
tvar a počas erupcie bola takmer stabilná. Nachádza sa medzi dvoma slučkami,
jasnými v 195 AA a tmavými v H-alfa. Absorbčná štruktúra AS leží približne
v mieste, kde bol na začiatku erupcie pozorovaný H-alfa filament.
Obr. č. 2. Kontakt arkád A1 a A2. Obrázok je zložený z 3 snímok v približne rovnakých časoch:09:08:16 UT EIT/SOHO 195 AA, 09:04:37 UT Hvar H-alfa, 09:10 UT AGO Modra H-alfa.. Na obrázku arkádu A3 nevidieť priamo. Pri detailnejšej analýze obrázkov z EIT sa nám však podarilo nájsť slabú absorbčnú štruktúru ležiacu nad A1 a A2 viď obr. 1 a 4.
Obr. č 5. Krížové štruktúry. Obrázok je zložený z troch častí: 09:44:43 UT a 09:56:15 UT, EIT/SOHO 195 AA a diferenčného obrázku - (09:56:15 UT - 09:44:43 UT). Práve na diferenčnom obrázku je dobre vidieť bod P, v ktorom pravdepodobne došlo ku kontaktu slučiek. Takmer presne nad ním sa črtá tmavý náznak helikálnej štruktúry H.
Obr. č. 6. Krížová a absorbčná štruktúra. Obrázok je zložený z 3
snímok v približne rovnakých časoch:09:32:49 UT EIT/SOHO 195 AA, 09:31:30
UT Hvar H-alfa, 09:35 UT AGO Modra H-alfa.. Na snímke z Hvaru vidieť vľavo
dolu pod škvrnou chladnejšie časti slučiek tvoriacich krížovú štruktúru
C. Na prvej snímke je dobre viditeľná aj zaujímavá
absorbčná štruktúra AS. (Pozri aj obr. 5.)
6. ZÁVER
Skúmaná erupcia z 19. júla 1999, M5,8/2N,
08:16 UT, bola veľmi bohatá na rôzne helikálne
a krížové štruktúry. Boli zreteľne pozorovateľné najmä v EUV na vlnovej
dĺžke 195 AA (EIT/SOHO).
Detailnejšie
sme analyzovali dve helikálne štruktúry, určili ich uhol stúpania J
a celkový prúd I nimi tečúci (Bz = 10-4, 10-3,
10-2 T):
Poďakovanie
Táto práca bola podporovaná grantom A3003707
AV ČR. Autori si týmto dovoľujú poďakovať všetkým dobrým ľuďom, ktorí akýmkoľvek
spôsobom pomáhajú pri budovaní "slnečného programu".
LITERATÚRA
Alissandrakis C. E.: 1981, Astron. Astrophys. 100, str. 197.
Delaboudiniére a kol.: 1995, Sol. Phys. 162, str. 291.
Démoulin P., Bagala L. G., Mamdrini C. H., Hénoux J. C.,
Rovora M.G.: 1997, Astron. Astrophys. 325, str. 305.
Gold T., Hoyle F.: 1960, Mon. Not. Royal Astron. Soc. 120, str. 89.
Heyvaerts J., Priest E. R., Rust D. M.: 1977, Astrophys. J. 216, str.
123.
Karlický M.: 1997, Space Science Reviews 81, str. 143.
Kundu M. R.., Woodgate B., Schmahl E. J.: 1989, Energetic Phenomena
on the Sun, Kluwer Acad. Publ., Dordrecht, The
Netherlands.
Melrose D. B.: 1997,Astrophys. J. 486, str. 521.
Priest E. R.: 1981, Solar Flare Magnetohydrodynamics, Gordon and Breach
Science Publ., London.
Sakai J., de Jager C.: 1996, Space Science Rewievs 77, No. 1-2.
Schwenn R.: 1995, "Mass Ejections from the Sun and Their Interplanetary
Counterparts", Solar Wind 8, eds: Winterhalter D.,
Gosling J. T., Habbal S. R., Kurth W. S., Neugebauer M., AIP Press,
Woodbury, New York, str. 426.
Somov B. V.: 1992, Physical Processes in Solar Flares, Kluwer Acad.
Publ., Dordrecht, Holland.
Sturrock P. A.: 1980, Solar Flares, Colorado Assoc. Univ. Press, Boulder,
Colorado.
Vršnak B., Ruždjak V. a Rompolt B: 1991,
Sol. Phys. 136, str. 151.