POZOROVANIE Z 3.NOVEMBRA 1999

Uz s novou kamerou sme v ramci jej testov 3.novembra 1999 ziskali pozorovanie dopplerovskych rychlosti v okoli veducej skvrny aktivnej oblasti NOAA8742. Dve pozorovania v case 10^h57^m-11^h08^m a 11^h26^m-11^h37^m UT pozostavali kazde z 35 zaznamov slnecneho spektra v okoli absorbcnych ciar FeI 5576.1 a NiI 5578.7. Kazdy zaznam bol vytvoreny z 18 spektier, ziskanych z roznych miest v okoli skvrny pomocou optickych vlaken OVZ. Ako referencne spektrum bolo pouzite priemerne spektrum vsetkych vlaken z viacerych merani v strede slnecneho disku. Pomocou nich boli zistene relativne posuny spektier jednotlivych vlaken ako i casova zavislost polohy spektier na detektore. Z vyslednych spektier boli postupom, uvedenym v praci Rybaka a kol. (1999), urcene polohy oboch spektralnych ciar v jednotlivych meraniach a tieto boli opravene o efekty relativneho posunu spektier jednotlivych vlaken a casovej zavislosti polohy spektra na detektore. Z tychto poloh bol urceny ich priemer a stredna kvadraticka odchylka merani. Udaje boli potom prevedene na skalu dopplerovskych rychlosti v smere medzi pozorovatelom a meranym miestom. Dalej boli vysledky korigovane o zavislost posunu spektralnej ciary FeI na vzdialenosti od stredu disku (Andersen, 1984) a geometricku projekciu rotacie plazmy v okoli skvrny do smeru medzi pozorovatelom a meranym miestom.

Vysledne hodnoty rotacnej rychlosti su zobrazene na obr.1, kde su vysledky oboch merani v oboch ciarach uvedene v jednom grafe. Okrem 'chybajucich' vysledkov, neexistencia ktorych je zapricinena nizkou priepustnostou niektorych vlaken, je zrejma i rozna nepresnost urcenia rychlosti pomocou jednotlivych vlaken z roznych miest v okoli skvrny. Tato je ciastocne sposobena vplyvom radialnych 5-minutovych oscilacii plazmy. Vlakna c.9 a c.10 s najjasnejsim spektrom s najvyssim pomerom signalu k sumu a s chybou rotacnej rychlosti mensou ako +/-100m/s poskytuju horny odhad tohoto vplyvu v nasich meraniach. Vlakna s vyrazne vacsimi chybami (napr. c.6, 11, 19) su vsak vyrazne slabsie v zaznamenavanom obraze spektra, a preto je nepresnost urcenia rychlosti pomocou nich vacsia. Obr.2 rozdeluje vysledky rotacnej rychlosti pre jednotlive merania a pre obe spektralne ciary. S casovym odstupom pol hodiny, ako je vidiet na tomto grafe, sme nezistili zmeny rotacnej rychlosti plazmy presahujuce nepresnost urcenia tejto veliciny. Vacsia nepresnost merani pomocou ciary NiI je sposobena nizsou urovnou signalu na okraji obrazu spektra (hlavne v jeho hornej casti - vlakna s vysokym poradovym cislom).

**Figure:** Kontextovy obrazok casti slnecneho disku v bielom svetle v okoli veducej skvrny oblasti NOAA8742 z 3.novembra 1999, ziskany pristrojom MDI druzice SOHO. Kosostvorce oznacuju polohu vlaken OVZ, ake by mali v pripade, ze skvrna a jej okolie sa vyrazne v priebehu 6 hodin (casovy rozdiel medzi obrazkom MDI a meranim pomocou OVZ) nezmenili. Velkost a smer useciek zodpovedaju nameranym priemernym hodnotam rotacnej rychlosti, ziskanym z prveho merania pomocou FeI ciary. Vzdialenost medzi koncom usecky a bodkou za useckou reprezentuje strednu kvadraticku chybu merani.
$\begin{figure} \begin{center} \leavevmode \vspace{-0.8cm} \centerline{\epsfig{file=wl.eps,width=10.0cm,height=12.0cm}} \end{center}\end{figure*}$

**Figure:** Kontextovy obrazok casti magnetogramu longitudalneho magnetickeho pola casti slnecneho disku v okoli veducej skvrny oblasti NOAA8742 z 3.novembra 1999, ziskany pristrojom MDI druzice SOHO. Kosostvorce oznacuju pribliznu polohu vlaken OVZ. Velkost a smer useciek zodpovedaju nameranym priemernym hodnotam rotacnej rychlosti, ziskanym z prveho merania pomocou FeI ciary. Vzdialenost medzi koncom usecky a bodkou za usezkou reprezentuje strednu kvadraticku chybu merani.
$\begin{figure} \begin{center} \leavevmode \vspace{-0.8cm} \centerline{\epsfig{file=mf.eps,width=10.0cm,height=12.0cm}} \end{center}\end{figure*}$

Vysledky prveho merania pomocou dopplerovskej ciary ciary FeI boli prenesene do kontextovych obrazov okolia skvrny, ziskanych pristrojom MDI/SOHO 6hodin pred, resp. 4minuty po nasom merani rotacnych rychlosti pomocou OVZ. Intenzitogram a magnetogram longitudalnej zlozky magnetickeho pola su zobrazene na obr.3 a 4. Kvoli nesimultannosti merani a chybe merani rotacnej rychlosti, v niektorych vlaknach stale vacsej alebo porovnatelnej s hladanymi efektami, nie je dnes mozne z tohoto merania robit ziadne astrofyzikalne zavery.

RYBAK Jan
2000-07-14