Jaroslav Střeštík, Geofyzikální ústav AV ČR, Boční II 1401, 141 31 Praha 4, Česká republika, jstr @ig.cas.cz
 

Abstrakt
Krátkodobé zastínění ionosféry po dobu úplného slunečního zatmění způsobí pokles její vodivosti. Tím se na krátkou dobu naruší systém elektrických proudů, které způsobují pravidelnou denní variaci geomagnetického pole, což se odrazí na pozorovaném průběhu pole na Zemi. Protože ve dnech kolem zatmění byla geomagnetické aktivita velmi nízká, bylo možné tento efekt sledovat na řadě stanic od Anglie po Turecko. Po dobu kolem úplného zatmění vzrůstá především intenzita pole ve složce Y (východ-západ) přibližně o 10 nT. Tento vzrůst začíná přibližně hodinu před zatměním a končí hodinu po něm a je pozorován ještě v okolí pásu totality, kde zakrytí Slunce dosáhlo jen 70%. V magnetické deklinaci (úhel mezi směrem geomagnetického pole a poledníkem) je stejná změna ještě výraznější. Ve složkách X a Z nastává před zatměním pokles o 5 nT a pak vzrůst o 10 nT nad očekávané hodnoty. Tatáž změna se objeví v celkové intenzitě geomagnetického pole. Všechny tyto změny jsou časově spojeny se zatměním a nenastávají proto na všech stanicích současně. V menším rozsahu jsou však pozorovatelné na jižní polokouli na stejném poledníku a rovnoběžce.
 

1. ÚVOD

     V době kolem úplného zatmění Slunce v srpnu 1999 bylo provedeno mnoho pozorování různých jevů s tímto zatměním spojeným. Stranou nezůstala ani měření geomagnetická. Protože úplné zatmění Slunce se vyskytuje zřídka a jen výjimečně v okolí dobře vybavených geomagnetických observatoří, a geofyzici nepořádají expedice do vzdálených zemí za účelem podobných pozorování, není informací o změnách geomagnetického pole po dobu úplného slunečního zatmění mnoho a není také mnoho příležitostí k opakování a potvrzení výsledků získaných při předcházejících zatměních. Zatmění v r. 1999 poskytlo pro tento účel výjimečnou příležitost, protože bylo pozorovatelné jako úplné ve střední Evropě, tedy v oblasti, která je pokryta hustou sítí geomagnetických observatoří.
     Při zatmění Slunce nastávají významné krátkodobé změny především v ionosféře. Ionosféra, jak říká název, je tvořena ionizovanými částicemi. Ionizace je způsobena krátkovlnným slunečním zářením ve dne, naopak v noci dochází k rekombinaci, kdy se opět vytvářejí neutrální atomy. Po dobu zatmění se ionizační proces zpomalí, v úplném stínu se podmínky blíží podmínkám v noci. V tu dobu klesá ionizace v příslušné oblasti ionosféry. Ve vrstvě E v době na konci úplného zastínění by ionizace měla klesnout až na 65% normální hodnoty (Van Zandt et al., 1960). Po výstupu z úplného stínu opět ionizace roste. Oblast úplného stínu je ovšem malá a doba trvání zastínění je krátká, nicméně i v jejím okolí, které se nachází v polostínu, je ionizace snížená, a to tím více, čím blíže k oblasti úplného stínu. Většina prací pojednávajících o geofyzikálních jevech v průběhu zatmění Slunce se zaměřuje právě na změny v ionosféře. Uveďme např. práci Boitman et al. (1999), kde při úplném slunečním zatmění ve středních šířkách byl naměřen pokles ionizace blížící se nočním podmínkám a vzrůst výšky vrstvy F2 asi o 20 km.
     Změny v ionosféře se odrazí také v zemském magnetickém poli. Toto podléhá různým variacím, z nichž nejdůležitější pro tento účel je pravidelná denní variace. Na základě pozorovaného tvaru denní variace na stanicích pokrývajících celou Zemi byl sestaven systém elektrických proudů v ionosféře (ve vrstvě E), které mají vyvolávat denní variace geomagnetického pole tak, jak jsou pozorovány (Matsushita, Maeda, 1965) (viz obr. 1). Systém je tvořen čtyřmi okruhy, které mají střed kolem poledne místního času v šířce přibližně 30o, přičemž směr toku je na severní a jižní polokouli opačný. Podobná dvojice existuje také na noční straně, je však slabší. Celý systém se ovšem deformuje v průběhu dne a roku vzhledem k tomu, že magnetický pól není totožný se zeměpisným, tj. s osou rotace Země. Toto platí pro geomagneticky klidné dny, v porušených dnech se systém podstatně změní.

     Při zastínění části ionosféry se ovšem tento systém naruší. V místě zastínění klesne elektrická vodivost, následkem toho se proudy tomuto místu “vyhýbají” a přesunou se do jeho okolí. Tím se změní také magnetické pole v dotčené oblasti. Charakter změny je ovšem při každém zatmění různý, závisí to na tom, která část systému proudů je zastíněna, a pozorovaná změna magnetického pole závisí také na poloze stanice vzhledem k zastíněnému místu. To znamená, přes které oblasti na Zemi prochází pás úplného zatmění, ve které denní době se pozorovalo apod. Před více než půl stoletím Chapman a Bartels (1940) popsali efekt slunečního zatmění na zemské magnetické pole a odhadli velikost změny na desítky nT, což znamená, že musí být pozorovatelná.
     Při úplném a z menší části i při částečném zatmění Slunce nastávají krátkodobé změny počasí. Vlivem nižšího přísunu slunečního tepla při zastínění klesne teplota vzduchu o několik stupňů (o 3-7 ^oC), současně se zvýší relativní vlhkost vzduchu a někdy se zvedne vítr (jindy se naopak utiší). To však není předmětem této práce. Mohlo by se však zdát, že pozorované změny v magnetickém poli jsou jen důsledkem změněných konstant měřicích přístrojů. Tak tomu ale není. Přístroje jsou umístěny ve sklípku nebo v domečku, kde se udržuje stálé mikroklima. Změny, které budou popsány dále, nemají se změnou povětrnostních podmínek nic společného.
     Úplné zatmění Slunce je neopakovatelný přírodní jev a proto jeho pozorování může být ohroženo nepříznivými podmínkami. Totéž platí i pro pozorování všech přírodních dějů se zatměním souvisejících. Podobně jako optické pozorování Slunce může znemožnit oblačnost, tak v případě geomagnetických změn může být záznam zcela znehodnocen v případě geomagnetické bouře. Amplituda takových poruch značně převyšuje amplitudu očekávané odezvy na sluneční zatmění. Rok 1999 se nachází již na vzestupné větvi 11-letého cyklu sluneční a geomagnetické aktivity a proto výskyt geomagnetických bouří není nijak výjimečný, i když jeho pravděpodobnost je menší než možný výskyt oblačnosti při optickém pozorování (s výjimkou mimořádně suchých oblastí). Pokud by však geomagnetická bouře nastala, nebyla by k dispozici vůbec žádná data, protože bouře je jev celosvětový. Ale i středně silná geomagnetická aktivita, i když ne zrovna geomagnetická bouře, by mohla zkomplikovat celou záležitost. Naštěstí ve dnech kolem zatmění bylo geomagnetické pole klidné. Mírně zvýšená aktivita byla z počátku pondělí 9. 8., v dalších dnech se však pole uklidnilo a zvláště v denních hodinách 11. 8. bylo zcela klidné (tříhodinový Kp-index většinou roven 1).

2. MATERIÁL

     Prostřednictvím sítě programu Intermagnet, jehož se zúčastní také naše observatoř Budkov, byla shromážděna minutová data všech složek geo-magnetického pole nepřetržitě pro dny 9. - 13. 8. (tedy den zatmění, dva dny před zatměním a dva dny po něm). Tato data jsou volně dostupná pro všechny účastníky programu Intermagnet. Seznam observatoří, jejichž data byla použita, je v Tabulce 1. Observatoře pokrývají prakticky celou trasu slunečního stínu v Evropě. Jen čtyři z nich však leží přímo v pásu totality: Fürstenfeldbruck, Nagycenk, Tihany a Surlari. Ostatní leží v jeho blízkosti, kde zatmění bylo pozorovatelné jako částečné, a to San Pablo a Kandili na jih, ostatní na sever od pásu totality. Data z observatoře Kandili jsou bohužel horší kvality, vyskytují se zde neustále nevysvětlitelné fluktuace. Na ostatních stanicích je záznam bez poruch. Pro porovnání byla přibrána data z observatoře Sodankylä, kde byla zakryta jen malá část slunečního disku, dále z observatoře Hermanus, ležící v blízkosti konjugovaného bodu na jižní polokouli, a z observatoře Fredericksburg ve Virginii v USA, která je velmi vzdálena od oblasti zatmění.

     Pro další zpracování byla všechna data vyhlazena. Hodnota pole x_i se nahradí hodnotou y_i spočtenou pomocí Woolhouseovy formule:

     Vyhlazením se potlačí drobné krátkoperiodické undulace a lépe vyniknou změny s periodami počítanými na minuty až desítky minut. Takto byly vyhlazeny všechny složky pole ze všech stanic a takto upravená data jsou uváděna v grafech.

3. VÝSLEDKY

     Vzhledem k nízké geomagnetické aktivitě se průběh pole v jednotlivých složkách blížil průměrné denní variaci S_q, a to zvláště ve dnech 10., 11. a 12. 8., ovšem s výjimkou krátkého období kolem zatmění, kde bylo možno pozorovat určité odchylky. Tento odlišný chod byl dobře viditelný na pozadí pravidelného průběhu v obou okolních dnech, který byl často téměř shodný v obou dnech. Pozorované průběhy pole byly sestaveny pro všechny observatoře ve všech složkách podle UT. V dalších grafech budeme uvádět pouze vybrané úseky od 8 do 13 hod. UT.
     Pravidelná denní variace S_q má ve složce Y tvar jednoduché vlny s maximem ráno kolem 7 LT a minimem po poledni kolem 13 LT. Nerozhoduje, je-li na příslušné stanici deklinace východní nebo západní (tj. znaménko složky Y kladné nebo záporné). V období 8-13 UT hodnota ve složce Y na všech stanicích klesá. Celkem činí pokles 20 - 70 nT a je velmi různý na různých stanicích. Na stanici Hermanus je změna zrcadlově obrácená. V čase kolem úplného slunečního zatmění se pozoruje dočasný vzrůst (bez ohledu na znaménko samotné složky Y ). Začíná asi hodinu před zatměním a končí hodinu po něm, někdy trvá i déle. To znamená, že na stanicích v západní Evropě, kde střed zatmění nastal kolem 10.00 UT, toto zvýšení začalo asi v 9.00 UT a na úroveň 10. a 12. 8. se pole vrátilo kolem 11.00 UT (obr. 2). Na stanicích ve střední Evropě, kde střed zatmění nastal kolem 11.00 UT, se pozorované zvýšení objevilo mezi 9.30 - 10.00 a skončilo 11.00 - 12.00 UT (obr. 3). Kromě toho na všech stanicích se objevilo další zvýšení intenzity pole kolem 12.45 UT, to však nastalo na všech stanicích současně a nemá tedy vztah k zatmění. Zvýšení po dobu zatmění dosahuje 10 nT, menší v západní, větší ve střední a východní Evropě. Stejné zvýšení jako v pásmutotality je pozorováno i mimo oblast úplného zatmění (Dánsko, Polsko), kde zakrytí slunečního disku bylo jen kolem 80%. Dále na sever je zvýšení nepatrné (Finsko, 55% zakrytí), a téměř žádné nebylo pozorováno ani na jih od pásu zatmění (Španělsko, 70% zakrytí). Na americkém kontinentě nebylo v té době pozorováno žádné podobné zvýšení ve složce Y, neobjevilo se ani na stanici poblíž konjugovaného bodu na jižní polokouli.

     Ve složce X má pravidelná denní variace S_q tvar jednoduché vlny s minimem kolem 8 LT a s maximem kolem 14 LT. Vybraný interval zachycuje na stanicích v západní Evropě ještě část minima (odpovídá 8 LT), na stanicích východněji položených část maxima (odpovídá 14 LT). Vzrůst činí za tuto dobu kolem 40 - 60 nT. Na stanici Hermanus na jižní polokouli je pozorována změna zrcadlově obrácená. V čase kolem úplného slunečního zatmění se pozorují nižší hodnoty před zatměním a vyšší po něm (obr. 4). Úrovně předcházejícího a následujícího dne nabývá složka X právě v době zatmění. Na některých stanicích jsou však hodnoty celkově zvýšeny v den zatmění, proto je třeba celou křivku posunout asi o 5 nT dolů, aby byla tato variace patrná. Pak před časem zatmění jsou hodnoty pole nejvýše o 5 nT nižší, po zatmění nejvýše o 10 nT vyšší. Na zvýšených hodnotách setrvává pole ještě asi 2 hodiny, klesá velmi pomalu k normálu. Efekt je nápadnější na stanicích v západní Evropě, ale ne na jih od pásu zatmění (Španělsko). Celkově je efekt slabší než ve složce Y, navíc amplituda denní variace je ve složce X větší než ve složce Y. Obdobná změna není pozorována dále od pásu zatmění (Finsko) ani na americkém kontinentě, na jižní polokouli (Hermanus) lze však najít změnu velmi podobnou, avšak s podstatně menší amplitudou.

     Ve složce Z má pravidelná denní variace S_q tvar jednoduché vlny. V použitém období je změna jen malá. Na západních stanicích mírně klesá nejvýše o 30 nT, na ostatních se nemění, případně rostě nejvýše o 10 nT. V čase kolem úplného zatmění se pozoruje podobný chod jako ve složce X: krátkou dobu před zatměním je pozorován pokles asi o 5 nT, po zatmění vzrůst nejvýše o 10 nT, přičemž i zde přes očekávanou střední hodnotu přechází právě v okamžiku zatmění (obr. 5). Efekt je výraznější na stanicích ve střední a jihovýchodní Evropě, a to na sever i na jih od pásu úplného zatmění. Celkově je však efekt ještě slabší než ve složce X, v poměru k amplitudě denní variace však už ne. Ve Finsku, na americkém kontinentě ani na jižní polokouli nejsou pozorovány žádné změny.

     Ze složek X a Y se snadno spočítá deklinace (úhel mezi směrem horizontální složky zemského magnetického pole a poledníkem): D=arctg(Y/X). Protože vzrůst ve složce Y během zatmění v poměru k vlastní hodnotě Y je mnohem větší než tentýž poměr ve složce X, bude celkový chod v deklinaci během zatmění velmi podobný chodu ve složce Y. Skutečně se pozoruje zvýšení, které začíná asi 1 hodinu před středem zatmění a končí hodinu po něm, stejně jako ve složce Y. Amplituda denní variace činí v deklinaci méně než 0,2^o, tedy asi 10’, zvýšení v průběhu zatmění kolem 0,04^o, tj. asi 2-3’. Graf průběhu deklinace je velmi podobný obr. 2. a 3.
     Ze všech tří složek se spočítá celková intenzita magnetického pole podle vztahu F = (X² + Y² + Z²)^1/2. Vzhledem k podobnému chodu ve složkách X a Z a malé hodnotě ve složce Y je výsledný chod ve složce F velmi podobný chodu ve složkách X a Z jako je na obr. 3 a 4.
 
 

4. ZÁVĚR

     Literatura zabývající se odezvou úplného slunečního zatmění v zemském magnetickém poli je neobyčejně chudá. K tomu musíme připočíst, že každé zatmění je pozorovatelné v jiných zeměpisných šířkách a na nejbližší geomagnetické observatoři také v různé denní době. V poslední době existuje jen jediná práce se srovnatelnými podmínkami a výsledky (Brenes et al., 1993). Zpracovává zatmění v Costa Rica dne 11. 7. 1991, které nastalo kolem 14 hod. místního času. V té době intenzita pole ve složce H (tedy přibližně X) mírně klesá, kolem zatmění se pokles zastaví a po dobu asi jedné hodiny setrvává přibližně na hodnotách o 10 nT vyšších než jsou očekávané. Vzrůst začíná krátce před začátkem totality. Ve složce Z byla změna nepatrná, v deklinaci byl pozorován vzrůst něco přes 2 minuty. Výsledky velmi dobře souhlasí s pozorováním ve střední Evropě v r. 1999.
     Zatmění Slunce ve Finsku 22. 7. 1990 a geomagnetické pole ve stejné době popsali Nevanlinna a Häkkinen (1991). Zatmění se však vyskytovalo v nočních hodinách (střed kolem 01.50 UT - v severním Finsku je v této roční době již Slunce nad obzorem). Výsledky jsou jiné: po dobu kolem zatmění je ve všech třech složkách pozorován pokles intenzity o 5 - 10 nT trvající jen nejvýše 10 minut. Tento odlišný efekt souvisí se zcela odlišnou polohou stanice vzhledem k výše zmíněnému systému proudů v ionosféře.
     Dnes již je vydán první popis geomagnetického efektu při posledním zatmění Slunce v r. 1999 (Malin et al., 2000). Údaje pocházejí především z tureckých stanic Elazig (dočasná, v pásu totality) a Kandili (stálá, zakrytí 95%), pro srovnání byly použity záznamy též ze stanic Tihany, Fürstenfeldbruck, Chambon la Foret a Hartland. Na obou tureckých stanicích byly přítomné značné poruchy, viz výše, které se autoři pokusili odstranit. Shodně jako v tomto příspěvku byl pozorován vzrůst v intenzitě pole ve složce Y o 30 nT na stanici Elazig, v Kandili a na evropských stanicích jen 15 nT. Poloha vzrůstu se časově kryje s časem zatmění.
     Závěrem lze říci, že uvedené změny v geomagnetickém poli v průběhu úplného slunečního zatmění znamenají rozšíření dosavadních znalostí a jsou zajímavým potvrzením našich představ o původu geomagnetických variací, zejména co se týče reakce na výjimečné podmínky.

Poděkování

Tato práce byla realizována za podpory grantu číslo 205/99/0915 Grantové agentury České republiky. Autor současně vyjadřuje svůj dík všem, kdo umístili v práci použitá data na ftp-server.

LITERATURA

Brenes, J., Leandro, G., Fernández, W. 1993: "Variation of the geomagnetic field in Costa Rica during the total solar eclipse of July11, 1991",
     Earth, Moon and Planets 63, p. 105-118.
Chapman, S., Bartels, J. 1940: "Geomagnetism. Vols. I and II", Oxford University Press.
Malin, S.R.S., Özcan, O., Tank, S.B., Tuncer, M.K., Yazici-Cakin, O. 2000: "Geomagnetic signature of the 1999 August 11 total eclipse",
     Geophys. Journal International, 140, No 3, p. F13-F16.
Matsushita, S., Maeda, H. 1965: "On the geomagnetic solar quiet day variation field during the IGY", Journal of Geophysical Research 70,
     2535-2558.
Nevanlinna, H., Häkkinen, L. 1991: "Geomagnetic effect of the total solar eclipse on July 22, 1990", Journal of Geomagnetism and
     Geoelectricity Japan 43, p. 319-321.
Van Zandt, T.E., Norton, R.B., Stonehacker, G.H. 1960: "Photo-chemical rates in the equatorial F2--region from 1958 eclipse", Journal of
     Geophysical Research 65, 2003-2009.