M. Sobotka, Astronomický ústav AV ČR, Ondřejov, msobotka @asu.cas.cz;
                    Instituto de Astrofísica de Canarias, La Laguna
M. Vázquez, Instituto de Astrofísica de Canarias, La Laguna, mva @ll.iac.es
M. Sánchez Cuberes, Instituto de Astrofísica de Canarias, La Laguna, msanchez @ll.iac.es
J. A. Bonet, Instituto de Astrofísica de Canarias, La Laguna, jab @ll.iac.es
A. Hanslmeier, Institut für Geophysik, Astrophysik und Meteorologie, Graz, arnold.hanslmeier @kfunigraz.ac.at
 

Abstrakt
V této práci analyzujeme časové série obrazů s vysokým prostorovým rozlišením, pozorované simultánně v pásmech 800 nm a 1554 nm na Švédském vakuovém slunečním dalekohledu, La Palma. Protože pásmo 800 nm odpovídá maximu opacity a pásmo 1554 nm minimu opacity ve spojitém spektru, pozorujeme záření přicházející z různých hloubek sluneční fotosféry. Fakule pozorované blízko středu disku v pásmu 1554 nm jsou o 2.5 % temnější než klidná fotosféra. Póry jsou obklopeny prstenci těchto temných fakulí. Srovnáním jasových teplot v obou pásmech získáváme informace o rozdílech v teplotní stratifikaci klidné fotosféry, fakulí a pór. Tyto rozdíly jsou způsobeny přítomností různě silného magnetického pole.
 

1. ÚVOD

     Pozorování aktivních fotosférických struktur v blízkém infračerveném oboru jsou zajímavá tím, že minimum opacity ve spojitém spektru leží v oblasti 1600 nm, takže v této vlnové délce můžeme sondovat nejhlubší vrstvy sluneční fotosféry. Foukal a jeho spolupracovníci publikovali sérii prací, založených na takovýchto pozorováních (viz Foukal a kol., 1990), a zjistili, že fakule blízko středu disku jsou temnější než okolní klidná fotosféra. Moran, Foukal a Rabin (1992) nalezli, že ztemnění fakulí vzrůstá s rostoucím magnetickým tokem, pokud tento tok je vyšší než minimální hodnota 2 x 1018 Mx. Wang a kol. (1998) získali podobná pozorování, ale s vyšším prostorovým rozlišením (kolem 1"). V této práci poprvé využíváme simultánních infračervených pozorování fakulí a pór v minimu a maximu opacity ve spojitém spektru k určení jasových teplot v jejich spodních a vrchních fotosférických vrstvách.

2. POZOROVÁNÍ A ANALÝZA DAT

     Časové série širokopásmových CCD obrazů aktivních oblastí byly získány na Švédském vakuovém slunečním dalekohledu (Observatorio del Roque de los Muchachos, La Palma). Pozorování byla prováděna simultánně ve dvou různých infračervených pásmech: 800.0 ± 2.5 nm (maximum opacity) a 1554.2 ± 4.6 nm (minimum opacity).
     K další analýze byly vybrány dvě aktivní oblasti v blízkosti středu slunečního disku:

1) 23. června 1997, 08:09 - 09:24 UT, NOAA 8055, rostoucí skupina velmi malých pór.

2) 25. června 1997, 08:31 - 10:07 UT, NOAA 8056, velmi rychle se vyvíjející skupina pór.

     Po opravě na temný proud a "flatfield" byly všechny snímky normalizovány na střední intenzitu klidné fotosféry Iph . Na snímcích jsou patrny detaily o velikosti blízké difrakčnímu limitu rozlišení dalekohledu (0.45" pro 800 nm a 0.89" pro 1554 nm). Ze snímků byly odstraněny pohyby a deformace obrazu způsobené neklidem ovzduší a každý snímek byl opraven o teoretický instrumentální profil dalekohledu. Akustické vlny byly odstraněny pomocí trojrozměrné Fourierovy filtrace v prostoru a čase ("subsonic filter"). Obrazy v obou spektrálních pásmech byly převzorkovány na společné měřítko 0.166"/pixel. Aby bylo možné přímé porovnání intenzit v obou pásmech, obrazy v pásmu 800 nm byly degradovány tak, aby měly stejné rozlišení jako snímky v pásmu 1554 nm.
     Pomocí modelů fakulí (Solanki a Steenbock, 1988), klidné fotosféry (Gingerich a kol., 1971) a malé sluneční skvrny (Collados a kol., 1994), jenž byly přijaty jako aproximace pozorovaných struktur, byly spočteny efektivní hloubky formování spojitého spektra pro vlnové délky 800 a 1554 nm. Bylo zjištěno, že rozdíl mezi těmito hloubkami se zvětšuje s klesající průměrnou teplotou modelu: 28 km ve fakulích, 41 km v klidné fotosféře a 64 km v malé skvrně.

3. VÝSLEDKY

     Abychom vzájemně porovnali intenzity v obou spektrálních pásmech, vytvořili jsme "rozdílové obrazy" Idif, definované jako váhované rozdíly snímků I v 800 nm a 1554 nm:

kde "1" odpovídá normované hodnotě Iph a váha F vyrovnává nižší granulární kontrast v pásmu 1554 nm (kontrast klidné granulace klesá s rostoucí vlnovou délkou). Toto vyrovnání bylo nutné, protože kontrast v pásmu 800 nm je asi 2.3x vyšší než v 1554 nm a prostým odečtením snímků bychom dostali obraz silně ovlivněný fotosférickou granulací. Na rozdílových obrazech (obr. 1) jsou vidět temné struktury, které velmi připomínají fakulová pole. Srovnáním histogramů intenzit v klidné fotosféře a v těchto temných strukturách jsme zjistili, že ztemnění jsou způsobena nižší intenzitou v pásmu 1554 nm ve srovnání s pásmem 800 nm a že tedy opravdu pozorujeme temné fakule. V pásmu 1554 nm je pozorovaná střední intenzita fakulí o 2.5 % nižší než střední intenzita klidné fotosféry, v pásmu 800 nm jsou fakule temnější pouze o 1 %.

Obr. 1. Rozdílové obrazy NOAA 8055 (vlevo) a NOAA 8056 (vpravo), ukazující temné fakule a póry. Bílé obrysy naznačují hranice pór v pásmu 800 nm. Bílé obdélníky ohraničují oblasti klidné fotosféry. Dělení souřadnicových os je v pixelech, 1 pixel = 0.166".

     Pomocí kalibračních faktorů publikovaných v literatuře (Neckel a Labs, 1984; Makarova, Roshchina a Sarychev, 1994) byly normalizované intenzity přepočteny na absolutní. V nejlepších snímcích pak byly pomocí Planckova zákona vypočteny pro každý pixel hodnoty jasové teploty Tb. Na obr. 2 jsou v podobě rozptylových diagramů vyneseny hodnoty Tb(1554 nm) oproti Tb(800 nm). Na obrázku vidíme, že body odpovídající klidné fotosféře jsou jasně odlišeny od bodů odpovídajícím fakulím (jasové teploty v klidné fotosféře jsou v pásmu 1554 nm vyšší než ve fakulích) a že směrem k nižším teplotám oblak fakulárních bodů plynule přechází v oblak bodů odpovídajících pórám. Tato fakta potvrzují společný magnetický původ fakulí a pór.
     Důležitým parametrem, závisejícím na výškovém rozvrstvení teploty v atmosféře, je rozdíl jasových teplot DTb = Tb (1554 nm) – Tb (800 nm). Přímka v  roz-ptylových diagramech na obr. 2 představuje konstantní teplotní rozdíl 560 K, odpovídající průměrnému DTb v klidné fotosféře. Vidíme, že v oblastech s magnetickým polem (fakule, póry) DTb postupně vzrůstá s klesající teplotou. Ve fakulích je DTb vždy menší než v klidné fotosféře (body leží pod přímkou 560 K). Tak je tomu i v periferních částech pór, které se na mapách teplotních rozdílů DTb jeví jako temné prstence, obkružující hranice pór. Vnitřní části pór mají DTb větší než 560 K. Vzrůst DTb s klesající teplotou atmosféry souvisí s rostoucím rozdílem mezi efektivními hloubkami formování spojitého spektra v pásmech 800 a 1554 nm, jak bylo zmíněno na konci druhé kapitoly.

4. DISKUSE

     Magnetické pole je ve fotosféře obsaženo ve formě oddělených magnetických elementů (magnetických silotrubic a jejich svazků), jejichž velikost a plošná hustota ("filling factor") vzrůstá s rostoucím mag-netickým tokem -- od jasných fakulárních bodů přes fakulová pole až po sluneční póry a skvrny. Teplotní struktura těchto magnetických elementů je určována dvěma základními protichůdnými mechanismy: (1) potlačením konvektivního přenosu energie (a tedy i ohřívání) v důsledku přítomnosti magnetického pole a (2) zářivým ohřevem z okolní teplejší atmosféry, který přichází ze stěn magnetického elementu. Zářivý ohřev je účinnější v horních vrstvách fotosféry, kde je nižší hustota a střední volná dráha fotonů je delší než ve spodních vrstvách. Zářivý ohřev rovněž silně závisí na velikosti magnetického elementu -- čím menší velikost, tím je ohřev účinnější. Na obr. 3 je znázorněno zjednodušené schéma, kde se porovnávají teploty uvnitř a vně magnetických elementů různých velikostí v hloubkách odpovídajících formování spojitého spektra v pásmech 800 a 1554 nm. Současně bychom měli mít na mysli, že zároveň se zvětšováním magnetických elementů roste také jejich plošná hustota, což má za následek ochlazování okolního nemagnetického prostředí a snižování účinnosti zářivého ohřevu.

Obr. 3. Schematický pohled na teplotní strukturu magnetických elementů různých velikostí.

     V nejmenších magnetických elementech (jasných fakulárních bodech) převažuje zářivý ohřev z okolní fotosféry a tyto elementy jsou jasnější než jejich okolí. Jsou velmi malé (menší než 0.4") a nemohly být detekovány v našich infračervených pozorováních. Fakule, složené z elementů středních velikostí (kolem 1"), se v pásmu 1554 nm jeví jako temnější než jejich okolí, protože zářivý ohřev v jejich spodních vrstvách je málo účinný a převažuje zde efekt potlačení konvektivního přenosu energie. Protože fakule mají blízko středu slunečního disku v pásmu 800 nm téměř stejnou intenzitu jako klidná fotosféra, můžeme usuzovat, že v jejich horních vrstvách je, díky zářivému ohřevu ze stran, teplota podobná jako v okolní fotosféře. Póry a skvrny jsou temné jak ve viditelném, tak v infračerveném oboru, protože s růstem velikosti a plošné hustoty magnetických koncentrací rapidně klesá účinnost zářivého ohřevu a efekt potlačení konvekce převládá ve všech fotosférických vrstvách.

Poděkování

Tato práce vznikla v rámci řešení grantového úkolu GA AV ČR č. A-3003903, španělského projektu DGES 95-0028 a klíčového projektu AV ČR č. K1-003-601.
M. S. děkuje španělskému ministerstvu školství za umožnění ročního pobytu v Instituto de Astrofísica de Canarias.

LITERATURA

Collados, M., Martínez Pillet, V., Ruiz Cobo, B., del Toro Iniesta, J. C., Vázquez, M.: 1994, Astron. Astrophys., 291, 622
Foukal, P., Little, R., Graves, J., Rabin, D., Lynch, D.: 1990, Astrophys. J., 353, 712
Gingerich, O., Noyes, R. W., Kalkofen, W., Cuny, Y.: 1971, Solar Phys., 18, 347
Makarova, E. A., Roshchina, E. M., Sarychev, A. P.: 1994, Solar  Phys., 152, 47
Moran, T., Foukal, P., Rabin, D.: 1992, Solar Phys., 142, 1
Neckel, H., Labs, D.: 1984, Solar Phys., 90, 205
Solanki, S. K., Steenbock, W.: 1988, Astron. Astrophys., 189, 243
Wang, H., Spirock, T., Goode, P. R., Lee, C., Zirin, H., Kosonocky, W.: 1998, Astrophys. J., 495, 957