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:

• uzavreté/impulzné (U/I) - charakterizované uzavretými magnetickými siločiarami. Sú kompaktné, majú nízke slučky, vyskytujú sa v magneticky komplikovaných oblastiach, v blízkosti inverznej línie. Nebývajú spojené s rádiovými vzplanutiami typu II a IV;

• eruptívne/dynamické (E/D) - charakterizované otvorenými magnetickými siločiarami. Zvyčajne zaberajú väčšiu plochu a rozprestierajú sa vyššie do koróny. Sú spojené so zmenami filamentu, či jeho náhlym zmiznutím, s únikom koronálnej látky (CME) a rádiovými vzplanutiami typu II a IV. Vykazujú efekt veľkého množstva urýchlených častíc, najmä protónov.

• vznik rôznych druhov nestabilít (prúdových slučiek), ktoré vedú k erupcii
• a s nimi spojené javy ako napr. urýchľovanie častíc, zdvíhanie sa, či zmiznutie filamentu, prípadne vytvorenie plazmoidu.

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:

• http://www.fmph.uniba.sk/~ago/.

• ďalekohľad - refraktor 80/3040 mm
• protuberančný H-alfa filter (FWHM 1,5 AA, od firmy Thousand Oaks Optical) a dva predfiltre, ktoré vymedzujú príslušnú oblasť spektra
• TV CCD kamera

• a videorekordér.

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:

kde B_F je azimutálna zložka magnetického poľa a pre veľkosť pozdĺžnej zložky magnetického poľa B_z, 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 B_z, 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 (B_z = 10^-4, 10^-3, 10^-2 T):

• helikálna štruktúra S na konci arkády A1: J ~ 77° , I ~ 4,2´ 10¹⁰ A, 4,2´ 10¹¹ A, 4,2´ 10¹² A
• helikálna štruktúra H: J ~ 62° , I ~ 1,5´ 10¹⁰ A, 1,5´ 10¹¹ A, 1,5´ 10¹² A

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.