M. Sobotka, Astronomický ústav AV ČR,
Ondřejov, msobotka @asu.cas.cz
Abstrakt
V tomto století vzrostly naše znalosti
o slunečních skvrnách nebývalou měrou: Haleův objev magnetického pole skvrn
v roce 1908, úvahy o mechanismu ochlazování skvrn ve třicátých a čtyřicátých
letech, rozvoj teoretických modelů od konce padesátých let, první stratosférické
snímky jemné struktury v letech šedesátých a konečně pozemní pozorování
s velmi vysokým prostorovým rozlišením.
Tento přehled je věnován struktuře a dynamice slunečních skvrn na úrovni
fotosféry. Shrnuje základní informace o umbře, penumbře, světelných mostech
a o prvcích jemné struktury, tak jak jsou získávány ze spekter a z časových
sérií obrazů s vysokým rozlišením a
jak jsou fyzikálně interpretovány pomocí teoretických modelů.
1. ÚVOD
Lidé pozorují skvrny na Slunci už velmi dlouho. Ve starých čínských kronikách lze najít záznamy o příležitostných pozorováních okem viditelných velkých skvrn a jejich skupin během asi 1800 let. První pozorování skvrn dalekohledem uskutečnil pravděpodobně T. Harriot v roce 1610 a již v následujícím roce se objevila první publikace o skvrnách, napsaná J. Fabriciem. V témž roce (1611) Galileo na základě vlastních pozorování došel k závěru, že skvrny jsou součástí povrchu Slunce a že postupují od východního k západnímu okraji slunečního disku. Tak byla objevena rotace Slunce. V roce 1769 zjistil A. Wilson, že penumbry skvrn se jeví užší na straně bližší k okraji disku než na straně mířící ke středu disku. Usoudil z toho, že viditelný povrch umbry je níže než okolní fotosféra. Tento výškový rozdíl se nyní nazývá Wilsonova deprese. Sporadická a později pravidelná pozorování slunečních skvrn umožnila objevit v 19. století statistické zákonitosti jejich výskytu a cyklus sluneční aktivity.
2. MAGNETICKÉ POLE
Poznatky o fyzice
slunečních skvrn se objevily teprve s rozvojem spektroskopie a astrofyziky
na počátku 20. století. Nejprve, v roce 1906, G. E. Hale odvodil z intenzit
spektrálních čar, že teplota skvrn je nižší než v okolní fotosféře. O dva
roky později pak pomocí měření Zeemanova rozštěpu magneticky citlivých
čar objevil přítomnost silného magnetického pole (Hale, 1908).
Podle současných
měření (např. Martínez Pillet, 1997) má magnetické pole největší hodnotu
ve středu umbry (až 3000 G) a monotónně ubývá směrem k okraji skvrny. Sklon
siločar pole vzhledem ke kolmici k povrchu je ve středu umbry nulový a
roste směrem ven: na rozhraní umbry a penumbry je asi 40°
a na vnějším okraji penumbry kolem 70°
.
Proč jsou skvrny
chladnější než jejich okolí? Odpověď na tuto otázku byla a je hledána právě
ve spojitosti s magnetickým polem a jeho interakcí s pohybujícím se elektricky
vodivým plazmatem, z něhož je Slunce vytvořeno. Cowling (1934) přišel s
myšlenkou, že sluneční skvrny jsou tvořeny mohutnými silotrubicemi procházejícími
horní částí konvektivní zóny a fotosférou. Na základě tohoto předpokladu
Biermann (1941) usoudil, že ochlazování skvrny může být vysvětleno jako
důsledek potlačení konvektivního přenosu
energie v silném magnetickém poli. Hoyle (1949) uvedl, že magnetické pole
potlačuje konvektivní pohyby napříč siločar avšak nikoli podél nich. Protože
magnetické siločáry se vějířovitě rozšiřují blízko slunečního povrchu,
tepelný tok musí být rozprostřen na
větší plochu a tudíž je skvrna ve fotosféře chladnější. Všechny tyto myšlenky
byly využity v současných fyzikálních modelech slunečních skvrn.
3. FYZIKÁLNÍ MODELY
Ideální model sluneční skvrny by měl být dynamický. Měl by vysvětlovat procesy vzniku a rozpadu skvrn i časové a prostorové fluktuace intenzit a rychlostí v umbře a penumbře. Takový model však dosud nebyl sestrojen. Nejobvyklejším přiblížením jsou v současnosti magnetostatické modely, které, navzdory svým omezením, dávají dostatečnou představu o globální struktuře skvrny. Uveďme nyní nejdůležitější z nich.
1. Podobnostní modely. Jejich základním předpokladem je podobnost horizontálního rozdělení intenzity magnetického pole v každé výškové hladině. Výsledná konfigurace magnetického pole je pak natolik jednoduchá, že umožňuje analytické řešení modelu (např. Schlüter a Temesváry, 1958).
2. Kanálové modely. Jsou založeny na Hoylově myšlence přenosu energie podél magnetických siločar, v kanálech, které divergují s rostoucí výškou. Zahrnují rovněž Biermannův předpoklad potlačení konvektivního ohřevu (Chitre a Shaviv, 1967).
3. Dvourozměrná magnetostatická rovnováha. Známe-li ze spektroskopických pozorování výškové rozdělení tlaku plynu v atmosféře skvrny, lze řešením rovnic magnetostatické rovnováhy dopočítat konfiguraci magnetického pole. Pizzo (1986) tímto způsobem zkonstruoval modely skvrn různých velikostí.
4. Modely s proudovou vrstvou. Horizontální mechanická rovnováha skvrny je udržována magnetickými silami, které jsou soustředěny v proudové vrstvě, tenké symetrické oblasti, kde tečou silné elektrické proudy. Nejpokročilejším modelem tohoto typu je model se dvěma proudovými vrstvami (obr. 1), které leží mezi umbrou a penumbrou a mezi penumbrou a okolní konvektivní zónou (Jahn a Schmidt, 1994). Vnitřní proudová vrstva tepelně izoluje umbru, zatímco vnější proudová vrstva dovoluje částečný ohřev penumbry.
Obr. 1. Model skvrny se dvěma proudovými vrstvami. Vnější proudová vrstva (1) odděluje penumbru (P) od okolní konvektivní zóny a umožňuje částečný stranový ohřev penumbry (šipky). Vnitřní proudová vrstva (2) tepelně izoluje umbru (U), která je chladnější díky potlačenému konvektivnímu přenosu energie (PK).
5. Svazkový (cluster) model. Na rozdíl od předcházejících modelů, které uvažovaly jedinou velkou magnetickou silotrubici, svazkový model (Parker, 1979) popisuje skvrnu jako dynamický svazek tenkých silotrubic (obr. 2). Mezi nimi jsou oblasti bez magnetického pole, kde probíhá konvektivní přenos energie. Tento model nabízí přímé vysvětlení jasových nehomogenit v umbře (např. jasných umbrálních bodů).
Obr. 2. Svazkový model sluneční skvrny, tvořený tenkými magnetickými silotrubicemi, které se slévají na úrovni fotosféry.
Vedle těchto teoretických modelů je třeba zmínit ještě modely semiempirické, které potřebují jen málo fyzikálních předpokladů a dovolují přímo určit podmínky ve skvrnách na základě spektroskopických pozorování. Řešením rovnic přenosu záření ve spektrálních čarách lze pomocí tzv. inverzních metod zjistit výškové rozvrstvení teploty, tlaku, hustoty, rychlosti a vektoru intenzity magnetického pole v konkrétní pozorované skvrně (např. Collados a kol., 1994). Nevýhodou těchto modelů je, že poskytují informace pouze z těch vrstev, ze kterých k nám přichází pozorované záření. Nemohou tedy popisovat subfotosférické vrstvy, které jsou klíčové pro pochopení mechanismu vzniku a stability slunečních skvrn.
4. JEMNÁ STRUKTURA
Pozorování slunečních
skvrn s vysokým prostorovým rozlišením mají dlouhou historii. Již v 19.
století P. A. Secchi vizuálně pozoroval a zobrazil ve své knize "Le Soleil"
(1870) většinu objektů jemné struktury. Fotografická pozorování s rozlišením
0.7"- 1" publikoval Chevalier (1916). Dalším mezníkem se staly snímky ze
stratosférického balónu "Stratoscope"
s rozlišením kolem 0.3", na kterých byly patrny velmi malé jasné útvary
v umbře, "umbral dots" (Danielson, 1964). Po roce 1980 došlo k rychlému
rozvoji pozorování s vysokým rozlišením i z pozemních observatoří, hlavně
na Pic du Midi, Sacramento Peak a na
Kanárských ostrovech. V současné době mají nejlepší pozemní pozorování
rozlišení až 0.25" a na připravovaných velkých slunečních dalekohledech
s průměrem větším než 1 m, využívajících adaptivní optiku pro kompenzaci
chvění ovzduší, se bude rozlišení blížit
k 0.1".
Udělejme si nyní
přehled nejdůležitějších objektů jemné struktury slunečních skvrn. Jako
příklad můžeme použít skvrnu na obr. 3.
Obr. 3. Základní prvky jemné struktury ve sluneční skvrně: UC - umbrální jádro (umbral core); PG - penumbrální zrno (penumbral grain); LB - světelný most (light bridge); DB - difúzní pozadí (diffuse background); UD - umbrální bod (umbral dot); DN - temné jadérko (dark nucleus).
Mnoho skvrn má
umbru složenou z více nezávislých částí, umbrálních
jader. Umbrální jádra si většinou
zachovávají svoji identitu během celého vývoje skvrny. Z morfologického
hlediska se skládají ze dvou složek. Temná složka vypadá jako souvislé
pozadí s temnějšími a světlejšími oblastmi, bez jasně oddělených přechodů.
Proto jí říkáme difúzní pozadí. Nejtemnější
místa se nazývají temná jadérka.
Jasná složka, vystupující z difúzního pozadí, je tvořena umbrálními
body nebo jejich seskupeními a
slabými světelnými mosty.
Světelné
mosty mají velmi širokou
škálu velikostí, intenzit a tvarů. Některé z nich oddělují umbrální jádra,
jiné, užší a méně jasné, leží uvnitř. Jejich vnitřní struktura může být
buď zrnitá (granulární) nebo vláknitá.
Penumbra skvrn je tvořena jasnými a temnými vlákny. V pravidelných skvrnách jsou vlákna rozložena radiálně. Mladé a nepravidelné skvrny mají často vytvořeny jen části penumbry. Malé skvrny bez penumbry se nazývají póry. Jasná penumbrální vlákna jsou ve skutečnosti tvořena řetízky malých protáhlých jasných útvarů, penumbrálních zrn.
5. UMBRÁLNÍ JÁDRA
Mezi základní
parametry umbrálních jader patří velikost (plocha nebo průměr), intenzita
(jas) a magnetické pole. Každé umbrální jádro se chová jako samostatný
objekt, takže v jedné skvrně mohou být jádra s velmi odlišnými parametry.
Důležitým fotometrickým
parametrem je minimální intenzita (intenzita nejtmavšího místa)
Imin
, která je obvykle v rozsahu 5 % - 30 % střední
intenzity klidné fotosféry
Iph (na
vlnové délce 540 nm) a je v dobré korelaci s průměrnou intenzitou difúzního
pozadí (Sobotka, Bonet a Vázquez, 1993). Tato korelace dovoluje charakterizovat
jas umbrálního jádra pomocí jediné hodnoty. Měření Imin je
však ztíženo přítomností tzv. rozptýleného světla, záření okolní fotosféry,
které je rozptylováno při průchodu ovzduším Země. Velikost rozptýleného
světla závisí na stavu ovzduší, na přístroji a na velikosti a poloze skvrny.
Vezmeme-li v úvahu, že může činit několik procent Iph ,
vidíme, že při fotometrii umbry je vždy nutné provádět příslušnou opravu
(viz např. Martínez Pillet, 1992).
Jaké jsou vzájemné vztahy
mezi intenzitou, velikostí a magnetickým polem umbrálních jader? Malé umbry
se zdají být jasnější než velké. V šedesátých a sedmdesátých letech se
předpokládalo, že tento efekt je způsoben pouze rozptýleným světlem a že
všechny umbry jsou přibližně stejně
temné, nezávisle na velikosti. Pozdější pozorování, pečlivě opravená o
rozptýlené světlo (např. Sobotka, 1985; Martínez Pillet a Vázquez, 1993),
však ukázala, že malé umbry (o průměru do 8") jsou opravdu systematicky
jasnější než velké.
Vztah mezi magnetickým
polem a intenzitou (nebo teplotou) umbrálních jader byl nejdříve předpovězen
teorií: Místa s vyšší intenzitou magnetického pole B by
měla být temnější a chladnější než oblasti se slabším magnetickým polem.
Tuto předpověď potvrdili experimentálně Martínez Pillet a Vázquez (1993),
kteří na základě spektroskopických měření zjistili, že teplota klesá lineárně
s rostoucí B2. To platí jak
pro umbrální jádra jako celek (temnější jádra mají silnější magnetické
pole) tak i lokálně pro různá místa v difúzním pozadí uvnitř jader -- například
temná jadérka jsou místa s nejsilnějším magnetickým polem uvnitř umbrálního
jádra.
6. PENUMBRA
Pro prvky jemné
struktury v penumbře je typický protáhlý tvar, důsledek magnetického pole
silně skloněného vzhledem k normále k povrchu. Jak bylo již zmíněno, jasná
penumbrální vlákna jsou tvořena penumbrálními zrny. Tyto útvary byly podrobně
popsány Mullerem (1973) na základě fotografií pořízených na Pic du Midi.
Penumbrální zrna mají protáhlý, kometám podobný tvar, s jasnými hlavičkami
směřujícími ke středu skvrny. Jejich šířka je přibližně 0.4", délka v rozmezí
0.4" - 4" a intenzita je blízká intenzitě klidné fotosféry. Penumbrální
zrna jsou oddělena tenkými tmavými vlákny, která, na rozdíl od jasně ohraničených
zrn, vypadají spíše jako temné pozadí
obklopující jasná zrna. Průměrná intenzita temných vláken je 0.6 Iph.
Je zajímavé, že pojmy "temný" a "jasný" mají pouze lokální význam, neboť
změny jasu na větších prostorových škálách v penumbře jsou větší než místní
variace intenzity mezi jasnými penumbrálními zrny a temnými vlákny.
Podívejme se
nyní na rozdělení velikosti a sklonu vektoru magnetického pole v penumbře.
Již na konci šedesátých let Beckers a Schröter (1969) naznačili, že magnetické
pole je více skloněné (vzhledem k normále k povrchu) v temných vláknech
než ve světlých. Řešení tohoto problému je velmi obtížné, protože magnetické
pole je měřeno pomocí spektrálních čar, které vznikají ve větších výškách
než spojité záření, v němž vidíme temné a jasné útvary. Teprve Wiehr
(1991) a Hofmann a kol. (1994) na základě pozorování z Kanárských ostrovů
ukázali, že magnetické pole je silnější a více skloněné směrem k povrchu
v temných vláknech a slabší a méně skloněné v penumbrálních zrnech. Tento
poznatek je však stále ještě třeba
prověřit novými pozorováními.
Sluneční penumbra
je velmi složitým dynamickým systémem. Z časových sérií snímků v bílém
světle vidíme, že penumbrální zrna se pohybují. Ve vnitřní penumbře mají
typickou rychlost 0.4 km/s směrem ke středu skvrny, ve vnější penumbře
převládá pohyb směrem ven ze skvrny rychlostí 0.5 km/s (Sobotka, Brandt
a Simon, 1999). Příklad trajektorií pohybů penumbrálních zrn je na obr.
4.
Obr. 4. Trajektorie pohybů penumbrálních zrn v pravidelné sluneční skvrně. Černé čáry přísluší pohybům směrem ke středu skvrny, bílé čáry odpovídají pohybům směrem k vnější hranici penumbry.
Temné oblasti
ve vnější penumbře, vznikající rozšířením temných vláken, se pohybují velmi
rychle (až 3.5 km/s) směrem k vnějšímu okraji penumbry (Shine a kol., 1994).
Tento charakter pohybu pokračuje i za hranicí skvrny, kde se granule přiléhající
k penumbře pohybují směrem od skvrny rychlostí kolem 1 km/s. Výše zmíněné
horizontální pohyby penumbrálních zrn a temných oblastí jsou pouze zdánlivé
a nemusejí odpovídat skutečnému proudění
plazmatu. Jedná se pravděpodobně o pohyby průsečíků prostorových magnetických
struktur s viditelným povrchem Slunce.
Skutečné proudění
plazmatu se měří pomocí Dopplerova posuvu spektrálních čar. Již na počátku
století objevil Evershed (1909) posuvy a asymetrie spektrálních čar v penumbře,
interpretované jako téměř horizontální rychlosti 3 - 4 km/s směrem ven
ze skvrny. Evershedův jev je velmi obsáhlé téma. Zde se soustředíme pouze
na otázku prostorového rozložení Evershedova pohybu vzhledem
k penumbrálním zrnům a temným vláknům. Její řešení je, podobně jako v případě
magnetického pole, opět velmi obtížné, vzhledem k rozdílné výšce formování
spektrálních čar a spojitého spektra. Ačkoli Beckers a Schröter (1969)
již dávno navrhli, že Evershedův pohyb
by měl být soustředěn do temných vláken, teprve nedávná pozorování (např.
Shine a kol., 1994) potvrdila tuto domněnku. Evershedův pohyb je přítomen
v temných vláknech, která jsou téměř horizontální a rovnoběžná se silně
skloněnými siločarami magnetického pole.
Shrnuto: Současná
pozorovatelská představa o penumbře je založena na dvou složkách. (1) V
temných vláknech (penumbrálním pozadí) je magnetické pole silně skloněno
vzhledem k normále k povrchu a ve vnější penumbře je téměř vodorovné. V
této temné složce jsou pozorovány pohyby směrem ven ze skvrny, ať už ve
formě Evershedova jevu nebo horizontálních pohybů. (2) Penumbrální zrna
(jasná složka) mají slabší a méně skloněné magnetické pole, jejich příspěvek
k Evershedovu efektu je malý a vlastní
pohyby směřují ve vnitřní penumbře ke středu skvrny a ve vnější penumbře
ven ze skvrny.
7. SVĚTELNÉ MOSTY
Světelné mosty jsou jasné a poměrně složité
struktury, které procházejí napříč umbrou nebo do ní pronikají na značnou
vzdálenost. Jejich životní doba je několik dní, i když jejich tvar se může
změnit během několika hodin. Světelné mosty úzce souvisejí s topologií
magnetického pole skvrny a hrají důležitou roli ve vývoji skvrn. Jejich
fotometrické charakteristiky, morfologie a vnitřní struktura jsou velmi
různorodé. Například jas se pohybuje od intenzity slabých umbrálních bodů
až po Iph
, šířka od méně než
1" do několika obloukových vteřin, vnitřní struktura může být granulární
nebo vláknitá a podobně.
Bylo učiněno
mnoho pokusů o morfologickou klasifikaci světelných mostů (např. Bray a
Loughhead, 1964; Bumba a Suda, 1983). Zde uvedeme jednoduchou dvouparametrickou
klasifikaci (Sobotka, Bonet a Vázquez, 1994): První parametr je spojen
s konfigurací celé skvrny a rozlišuje, zda světelný most odděluje umbrální
jádra (silný světelný most)nebo
neodděluje (slabý světelný most). Druhý parametr souvisí s vnitřní
strukturou světelného mostu - buď granulární nebo vláknitý.
Máme tedy celkem čtyři základní typy světelných mostů:
1. Silné granulární mosty: Jsou složeny z granulí podobných fotosférickým a oddělují dvě nebo více umbrálních jader, majících stejnou magnetickou polaritu.
2. Silné vláknité mosty: Rovněž oddělují dvě nebo více umbrálních jader, ale mají vláknitou strukturu. Jsou-li vlákna orientována podélně vůči mostu, jsou magnetické polarity sousedících umbrálních jader stejné. Jsou-li vlákna orientována napříč mostem, jsou magnetické polarity sousedících umbrálních jader opačné.
3. Slabé granulární mosty: Leží uvnitř umbrálního jádra a jsou součástí jeho jasné složky. Jsou složeny z malých jasných zrn podobných umbrálním bodům, které jsou často uspořádány do řetízků.
4. Slabé vláknité mosty: Leží uvnitř umbrálního jádra a jsou součástí jeho jasné složky. Vypadají jako dlouhé úzké výběžky penumbry a jsou složeny z pohybujících se protáhlých jasných zrn podobných penumbrálním zrnům.
Jaké je magnetické
pole ve světelných mostech? Podle posledních prací na toto téma (např.
Leka, 1997) je magnetické pole v silných světelných mostech nižší o 500
- 1200 G než v okolních umbrálních jádrech a jeho sklon je větší než v
umbře, ale menší než v penumbře. Dále bylo dokázáno (Rimmele, 1997), že
v mostech probíhají konvektivní procesy. Tato fakta přesvědčivě ukazují
na to, že světelné mosty jsou "hluboké" struktury, vytvořené
díky velkorozměrovým nehomogenitám v konfiguraci magnetického pole skvrn
a že to nejsou pouhé povrchové útvary, jak by snad mohl naznačovat název
"mosty".
Vývoj světelných
mostů je úzce svázán s vývojem celé skvrny. Při zániku skvrny se často
pozoruje, že z řetízků jasných umbrálních bodů se vyvíjejí slabé světelné
mosty, které se rozšiřují a zjasňují, až rozštěpí umbrální jádro a stanou
se silnými světelnými mosty. Tyto silné mosty se postupně přeměňují na
oblasti fotosférické granulace, když se umbrální
jádra od sebe začnou vzdalovat. Intuitivně si můžeme představit následující:
V důsledku místního zeslabení magnetického pole se zesilují konvektivní
procesy a vznikají nejdříve stabilní seskupení umbrálních bodů, případně
slabé světelné mosty. S dalším poklesem
intenzity magnetického pole se mohou vytvářet větší konvektivní buňky,
podobné buňkám v granulaci, a objevují se silné světelné mosty. To je první
krok ke znovunastolení podmínek panujících v klidné fotosféře, který ve
svých důsledcích vede k rozpadu skvrny.
Při vzniku sluneční skvrny může probíhat opačný proces.
8. UMBRÁLNÍ BODY
Umbrální body
jsou velmi malé jasné objekty různých intenzit, vystupující z temného difúzního
pozadí umbrálního jádra. K jejich pozorování potřebujeme výjimečně klidné
a průzračné ovzduší a vysoce kvalitní dalekohledy s rozlišovací schopností
alespoň 0.3".
Protože umbrální
body detekujeme na samé hranici prostorového rozlišení, jejich pozorované
intenzity a velikosti se podstatně liší od reálných hodnot. Skutečné intenzity
a velikosti se mohou určovat pomocí dvoubarevné fotometrie nebo spektroskopicky.
První výsledky dvoubarevné fotometrie (Beckers a Schröter, 1968) ukazovaly
na to, že všechny umbrální body mají skutečnou intenzitu srovnatelnou s
Iph
a
že jejich rozměry jsou velmi malé -- okolo 0.2". Pozdější pozorování však
ukázala, že skutečné intenzity a velikosti umbrálních bodů leží v daleko
širším rozsahu. Sobotka, Bonet a Vázquez (1993) na základě spektroskopických
pozorování a semiempirických modelů nalezli, že skutečná
intenzita
Iud
jasných bodů je
přímo úměrná lokální intenzitě okolního temného difúzního pozadí Idb:
Obr. 5. Normalizovaný počet umbrálních
bodů v závislosti na jejich efektivním průměru deff.
Ze stejného pozorovacího
materiálu byly určeny životní doby. 66 % umbrálních bodů mělo životní dobu
kratší než 10 minut a pouze 7 % existovalo déle než 40 minut. Histogram
životních dob je podobný histogramu velikostí -- počet umbrálních bodů
roste se zkracující se dobou života.
Ačkoli se umbrální
body vyskytují všude v oblasti umbry, jejich prostorové rozdělení není
stejnorodé. Vytvářejí seskupení nebo řetízky na některých "preferovaných"
místech, zatímco téměř chybí v temných jadérkách. Střední vzdálenost mezi
nejbližšími body (0.5" - 0.75") klesá s rostoucí intenzitou difúzního pozadí
(Sobotka, Bonet a Vázquez, 1993). Velké a dlouho žijící umbrální body nalézáme
převážně v jasnějších oblastech umbry. Nejjasnější umbrální body leží
obvykle v periferních částech umbry, kde je intenzita difúzního pozadí
nejvyšší. Tyto body se v minulosti pozorovaly nejčastěji, protože byly
daleko snáze detekovatelné než body v temných centrálních oblastech umbry.
To pravděpodobně vedlo k historickému rozdělení
umbrálních bodů na centrální a periferní (Grossmann-Doerth, Schmidt a Schröter,
1986). Některé periferní umbrální body vznikají z penumbrálních zrn, která
projdou hranicí umbra/penumbra. V současnosti je obtížné říci, zda se centrální
a periferní body fyzikálně liší, protože
jejich pozorované vlastnosti (velikosti, životní doby a pohyby) jsou velmi
podobné.
Horizontální
pohyby umbrálních bodů nejsou příliš uspořádané. Jejich rychlosti jsou
v širokém pásmu od 0 do 800 m/s. Dá se říci, že body v centrálních oblastech
umbry se pohybují pomaleji (průměrná rychlost 180 m/s) než body v periferních
oblastech (270 m/s) a že pohyby umbrálních bodů ve vnějších oblastech jsou
převážně orientovány směrem ke středu umbry, ale tyto poznatky nelze brát
jako přesná pravidla (Sobotka, Brandt a Simon, 1997b).
Pokud jsou umbrální
body důsledkem nějakého konvektivního procesu, dá se očekávat, že v nich
budeme pozorovat zeslabení magnetického pole a vzestupné proudění. Spektroskopická
měření dlouho nedávala žádný rozdíl vertikálních rychlostí mezi umbrálními
body a difúzním pozadím. Teprve Rimmele (1997) nalezl slabou korelaci mezi
vzestupnými rychlostmi řádu 50 m/s a zjasněními malých rozměrů v umbře,
odpovídajícími umbrálním bodům a jejich seskupením.
Magnetické pole, určované
ze spekter s vysokým rozlišením, nevykazuje fluktuace na prostorových škálách
srovnatelných s umbrálními body, ale je zeslabeno až o 20 % v jasnějších
oblastech o rozměrech nad 1", odpovídajících "preferovaným místům" výskytu
umbrálních bodů a jejich seskupení
(Schmidt a Balthasar, 1994). Nepřítomnost výrazných změn magnetického pole
a vertikálních rychlostí v umbrálních bodech lze, podobně jako v případě
temných a jasných penumbrálních vláken, vysvětlit rozdílnými výškami tvoření
spojitého spektra, ve kterém pozorujeme
umbrální body, a spektrálních čar, ze kterých odvozujeme výše uvedené fyzikální
charakteristiky.
9. FYZIKA JEMNÉ STRUKTURY
Položme si nyní otázku: Existuje nějaký obecný fyzikální vztah mezi prvky jemné struktury slunečních skvrn -- umbrálními body, penumbrálními zrny a granulemi ve světelných mostech? Shrňme poznatky o podobnostech a vzájemných vztazích mezi těmito objekty a seřaďme je tak, jak se projevují při klesající intenzitě magnetického pole ve skvrně:
1. Temná jadérka, místa s nejsilnějším magnetickým polem v umbře, téměř neobsahují umbrální body.
2. Vzdálenost mezi nejbližšími umbrálními body klesá s rostoucím jasem difúzního pozadí, tj. se zeslabováním magnetického pole.
3. Velké a dlouho žijící umbrální body se vyskytují převážně v jasnějších oblastech umbrálních jader, kde je magnetické pole slabší než v okolí.
4. Z řetízků umbrálních bodů se mohou vyvinout slabé světelné mosty.
5. Silné světelné mosty, kde je magnetické pole podstatně slabší než v okolní umbře, jsou tvořeny granulemi, které jsou podobné granulím ve fotosféře, avšak jsou menší.
V oblastech se silně skloněným, téměř horizontálním magnetickým polem, tj. v penumbře a vláknitých světelných mostech, pozorujeme, že:
6. Protáhlá zrna tvořící slabé světelné mosty s vláknitou strukturou jsou podobná morfologicky a dynamicky penumbrálním zrnům.
7. Penumbrální zrna, která projdou hranicí mezi umbrou a penumbrou, se změní v umbrální body a pokračují v pohybu ke středu skvrny.
Tato fakta ukazují,
že prvky jemné struktury mají mnoho společných vlastností a že jsou pravděpodobně
projevem určitého jednotného fyzikálního procesu, ovlivňovaného prostorovým
rozdělením vektoru magnetického pole.
V podstatě existují
dva teoretické přístupy, jak vysvětlit širokou škálu objektů jemné struktury
ve skvrnách. První je založen na myšlence, že sluneční skvrna je tvořena
jedinou velkou nehomogenní magnetickou silotrubicí, ve které probíhá magnetokonvekce
(konvekce plazmatu v magnetickém poli). Magnetické pole ovlivňuje proudění
plazmatu,ale zároveň je samo modifikováno prouděním. Podle tohoto přístupu
jsou různé prvky jemné struktury projevy různých režimů magnetokonvekce
(viz např. Weiss, 1997).
Druhý přístup
vychází ze svazkového modelu umbry (Parker, 1979). Umbrální body a světelné
mosty tak mohou být vysvětleny jako zářivé projevy sloupců horkého plynu
bez magnetického pole, které pronikají mezi jednotlivými úzkými magnetickými
silotrubicemi.
Ačkoli obě výše
uvedené teorie vycházejí z velmi odlišných předpokladů, jejich předpovědi
pozorovatelných jevů jsou velmi podobné. Proto při současném stavu znalostí
nemůžeme rozhodnout, který z obou přístupů je blíže skutečnosti.
V současné době
je více rozpracována teorie magnetokonvekce. Weiss (1997) publikoval zajímavé
výsledky numerických simulací trojrozměrného pohybu plazmatu v prostředí,
které svými parametry (magnetické pole, teplota, hustota) odpovídá umbře.
Simulace byly počítány pro různě velikou intenzitu magnetického pole.
1. V silném magnetickém poli existuje režim ustálené konvekce. Je charakterizován stabilní strukturou, tvořenou malými stoupajícími "bublinami" horkého plazmatu v souvislém prostředí klesajícího plynu. "Bubliny" se při svém vzestupu rozpadnou dříve, než mohou dosáhnout viditelného povrchu. Tento režim magnetokonvekce by mohl existovat v temných jadérkách.
2. Při mírném zeslabení magnetického pole (asi o 15 % oproti výchozímu stavu 1) se objeví prostorově modulované oscilace. Sousedící sloupce horkého plazmatu střídavě sílí a slábnou. Horké sloupce mohou být pozorovány jako umbrální body.
3. Při dalším zeslabení magnetického pole (o 30 % oproti výchozímu stavu) vzniká aperiodická konvekce. Oblasti horkého plazmatu se zvětšují a jejich pohyby se stávají výraznějšími a chaotičtějšími. Pohyb začíná převládat nad magnetickým polem a magnetické struktury ztrácejí stabilitu. Tento stav by mohl odpovídat slabým světelným mostům.
4. Ve slabém magnetickém poli (nižším o 50 % oproti výchozímu stavu), v režimu turbulentní konvekce, převládají rozměrné stoupající "bubliny" horkého plazmatu. Chladnější klesající plazma je spolu s magnetickým polem vytlačováno na hranice horkých oblastí a do uzlových bodů, kde se stýkají tři nebo čtyři horké "bubliny".
V silně skloněném
magnetickém poli penumbry probíhají odlišné procesy. Schlichenmaier, Jahn
a Schmidt (1998) navrhli scénář vývoje tenké magnetické silotrubice v penumbře,
který částečně vysvětluje pohyb penumbrálních zrn a Evershedův jev. Velmi
zjednodušeně by se dal popsat takto: Na počátku vývoje se část trubice
situované na okraji penumbry ohřeje
v důsledku záření okolní klidné fotosféry. Ohřátá část trubice expanduje
a v důsledku vztlakové síly začne stoupat a "narovnávat" nakloněnou silotrubici.
Průsečík horké části silotrubice s viditelným povrchem se pohybuje směrem
ke středu skvrny a pozorujeme jej jako
penumbrální zrno. Zároveň v silotrubici vzniká proudění plynu směrem ven
ze skvrny. Na horní část trubice, nad průsečíkem s viditelným povrchem,
vztlaková síla již nepůsobí a tato část leží vodorovně. Díky vyzařování
se ochlazuje, stává se průzračnou a
jeví se jako temné vlákno. Proudění v ní pak může být příčinou Evershedova
jevu.
Výše popsané teoretické modely jsou idealizovány.
Jednotlivé prvky jemné struktury jsou v nich izolovány a jejich vlastnosti
jsou studovány bez ohledu na složité dynamické
vztahy panující v reálném prostředí sluneční skvrny. Nicméně, výsledky
těchto modelů jsou již přímo srovnatelné s pozorováními. To je významný
pokrok v modelování pohybů plazmatu v magnetickém poli a zároveň velká
výzva pro pozorovatele,aby se snažili o stále vyšší rozlišení a kvalitu
svých dat.
Poděkování
Tato práce vznikla v rámci řešení grantového úkolu GA AV ČR č. A-3003903 a klíčového projektu AV ČR č. K1-003-601.
LITERATURA
Beckers, J. M., Schröter, E. H.: 1968, Solar phys., 4, 303
Beckers, J. M., Schröter, E. H.: 1969, Solar phys., 10, 284
Biermann, L.: 1941, Vierteljahrschr. Astron. Ges., 76, 194
Bray, R. J., Loughhead, R. E.: 1964, Sunspots, Chapman and Hall, London
Bumba, V., Suda, J.: 1983, Bull. Astron. Inst. Czechosl., 34, 29
Chevalier, S.: 1916, Ann. Obs. Astron. Zô-Sé, Tome IX, B1
Chitre, S. M., Shaviv, G.: 1967, Solar Phys., 2, 150
Collados, M., Martínez Pillet, V., Ruiz Cobo, B., del Toro Iniesta,
J. C., Vázquez, M.: 1994, Astron. Astrophys., 291, 622
Cowling, T. G.: 1934, M.N.R.A.S., 94, 39
Danielson, R.: 1964, Astrophys. J., 139, 45
Evershed, J.: 1909, Kodaikanal Obs. Bull. No. XV, 63
Grossmann-Doerth, U., Schmidt, W., Schröter, E. H.: 1986, Astron. Astrophys.,
156, 347
Hale, G. E.: 1908, Astrophys. J., 28, 315
Hofmann, J., Deubner, F. L., Fleck, B., Schmidt, W.: 1994, Astron.
Astrophys., 284, 269
Hoyle, F.: 1949, Some Recent Researches in Solar Physics, Cambridge
Univ. Press
Jahn, K., Schmidt, H. U.: 1994, Astron. Astrophys., 290, 295
Leka, K. D.: 1997, Astrophys. J., 484, 900
Martínez Pillet, V.: 1992, Solar Phys., 140, 207
Martínez Pillet, V.: 1997, in Advances in the Physics of Sunspots,
ed. B. Schmieder, J. C. del Toro Iniesta, M. Vázquez, ASP
Conf. Ser. Vol. 118, 212
Martínez Pillet, V., Vázquez, M.: 1993, Astron. Astrophys., 270, 494
Muller, R.: 1973, Solar Phys., 29, 55
Parker, E. N.: 1979, Astrophys. J., 234, 333
Pizzo, J. V.: 1986, Astrophys. J., 302, 785
Rimmele, T. R.: 1997, Astrophys. J., 490, 458
Schlichenmaier, R., Jahn, K., Schmidt, H. U.: 1998, Astron. Astrophys.,
337, 897
Schlüter, A., Temesváry, S.: 1958, in Electromagnetic Phenomena in
Cosmical Physics, ed. B. Lehnert, IAU Symp. No. 6,
Cambridge Univ. Press, 263
Schmidt, W., Balthasar, H.: 1994, Astron. Astrophys., 283, 241
Shine, R. A., Title, A. M., Tarbell, T. D., Smith, K., Frank, Z. A.:
1994, Astrophys. J., 430, 413
Sobotka, M.: 1985, Astron. Zh., 62, 995
Sobotka, M., Bonet, J. A., Vázquez, M.: 1993, Astrophys. J., 415, 832
Sobotka, M., Bonet, J. A., Vázquez, M.: 1994, Astrophys. J., 426, 404
Sobotka, M., Brandt, P. N., Simon, G. W.: 1997a, Astron. Astrophys.,
328, 682
Sobotka, M., Brandt, P. N., Simon, G. W.: 1997b, Astron. Astrophys.,
328, 689
Sobotka, M., Brandt, P. N., Simon, G. W.: 1999, Astron. Astrophys.,
348, 621
Weiss, N. O.: 1997, in Advances in the Physics of Sunspots, ed. B.
Schmieder, J. C. del Toro Iniesta, M. Vázquez, ASP
Conf. Ser.Vol. 118, 21
Wiehr, E.: 1991, Astron. Astrophys., 287, L1