STRUKTURA, INTENZITA A POLARIZACIA KORONY

`'Mapy`' vsetkych troch uvedenych parametrov sme skombinovali do Obrazka 3. Nie je tu miesto na detailnu diskusiu vysledkov. Detailna diskusia merani si zasluzi rozsah niekolkych clankov, preto len strucne. Uvodom treba poznamenat, ze vsetky tri casti obrazka su, pochopitelne, skreslenym dvojrozmernym priemetom skutocnej trojrozmernej priestorovej situacie v korone do roviny oblohy. Tak to je a inak to pri pozorovaniach korony na slnecnom limbe nebude. Dosledkom je fakt, ze vsetko co na jednotlivych castiach obrazka vidime, je istym sposobom deformovane a `'vyhladene`' integraciou svetla (signalu) pozdlz zorneho luca, presekavajuceho na okraji Slnka znacnu cast jeho atmosfery. V skutocnosti sa jedna o integraciu pozdlz niekolko desiatok heliografickych stupnov, alebo o rotacny efekt Slnka prinasajuci a unasajuci struktury na limb a z limbu az pocas niekolkych dni. A tak s interpretaciou meraneho treba byt v pripade zatmenovych pozorovani opatrny. Rekonstruovat skutocny trojrozmerny stav nie je nijako jednoduche. Vyzadovalo by to, alebo pozorovanie zatmenia aspon z dvoch dostatocne vzdialenych miest v medziplanetarnom priestore, alebo pozorovanie zatmenia zo Zeme o 2-4 dni. Ani jedno, ani druhe nie je samozrejme mozne. Pomahame si preto nepriamymi metodami: (a) posudzovanim aktivity na povrchu Slnka v priebehu niekolkych dni pred a po zatmeni a aplikovanim doteraz znamych suvislosti medzi fotosferickou aktivitou a koronalnymi strukturami a, (b) v poslednej dobe k spravnemu posudeniu priestorovej lokalizacie koronalnych utvarov vyuzivame najma moznost denneho teoretickeho vypoctu koronalneho magnetickeho pola. S ohladom na velmi dobru korespondenciu (prakticky 1:1) pocitanych magnetickych struktur a pozorovanych struktur korony, mozno tento sposob odporucat a preferovat.

Obrazok 3.  Struktura (hore), intenzita (v strede) a polarizacia (dole) slnecnej korony 11. 8. 1999.

Horny panel Obrazka 3 ukazuje strukturu korony ziskanu znamou metodou nalozenia negativu a pozitivu toho isteho snimku korony a ich vzajomneho pootocenia o velmi maly uhol (cca 1°). V nasom pripade sme pouzili nepolarizovany snimok c. 7. Strimery, viditelne v blizkosti oboch polov Slnka, sa zasadne nachadzaju nad neutralnou ciarou globalneho magnetickeho pola Slnka. Prave ich poloha na okraji Slnka (s ohladom na ich viditelnost do velkych vzdialenosti od Slnka) moze podliehat znacnemu skreslesniu. Pritom je zrejme, ze predovsetkym pritomnost a viditelnost koronalnych strimerov predurcuje pozorovany globalny tvar korony. Pocas zatmenia 1999 bola na Slnku nie najjednoduchsia kvadrupolova konfiguracia magnetickeho pola (vid aj Obrazok 4 - nizsie) a tak poloha strimerov vzhladom k limbu Slnka je o to neistejsia. Nerespektovanie realne mozneho skreslenia tvaru dvojrozmernej korony a nepoznanie evolucie globalneho magnetickeho pola Slnka v priebehu 22-rocneho magnetickeho cyklu viedlo k historicky chybnemu odvodeniu zavislosti tvaru (splostenia) korony od fazy slnecneho cyklu (Sykora a Ambroz, 1995; Sykora a kol., 2000).

Stredny panel Obrazka 3 poskytuje obraz o rozlozeni relativnej intenzity korony. Izofoty su kreslene s krokom  log I = 0.2. Akokolvek je priebeh a tvar izofot ziadanym parametrom z hladiska kvantitativneho, predsa len, v porovnani s hornym, ale aj dolnym panelom (stupen polarizacie), tento druh obrazka umoznuje iba neistu a slabu identifikaciu jednotlivych utvarov korony. Dva kvantitativne udaje vsak mozno uviest len na zaklade analyzy izofot: (a) ze intenzita korony na zapadnom okraji Slnka je naozaj asi dvojnasobna v porovnani s jeho vychodnym okrajom (take ocakavanie sme uz vyssie vyslovili na zaklade asymetrickeho rozlozenia aktivity na povrchu Slnka v den zatmenia) a (b) ze splostenie korony (sposob jeho urcenia vid v Sykora a Ambroz, 1995) indikuje jej skoro kruhovy tvar, zdanlivo typicky pre obdobia blizko maxim slnecnych cyklov. Ciselne splostenie korony 11. augusta 1999 je e = +0.04 pre fazu cyklu F = +0.82.

Rozlozenie stupna polarizacie (podrobne o merani polarizacie a jej interpretacii vid v Sykora a kol., 1998) v dolnej casti Obrazka 3 umoznuje, ako je vidiet, ovela lepsiu identifikaciu koronalnych struktur nez to umoznuje intenzitna mapa, ale zaroven, aj do mapy polarizacie je infiltrovany neziaduci prvok integracie svetla pozdlz zorneho luca. Izoplety (tak sa volaju ciary rovnakeho stupna polarizacie) su vykreslene s krokom 5%. Pre uspokojivu orientaciu v obrazku posluzi ak uvedieme, ze najvyssia polarizacia 45% je namerana v klasickom strimere, nachadzajucom sa na pozicnom uhle asi 18#18 v SE-kvadrante blizsie k S-polu (ako je zname, pozicny uhol na Slnku sa meria od N cez E, S, W, naspat k N). Pomerne vysoky stupen polarizacie v strimere moze byt namerany z dvoch dovodov. Alebo je naozaj relativne vyssi oproti ostatnym strimerom, alebo je jeho polarizacia vysoka hlavne preto, ze predmetny strimer sa nachadza presne na okraji Slnka, blizko obrazovej roviny oblohy (ako je zname z teorie stupen polarizacie klesa pri vzdalovani sa od obrazovej roviny dozadu alebo dopredu). Porovnanim so strukturou korony v hornej casti obrazka mozno skoro s istotou tvrdit, ze namerana vysoka polarizacia v uvenom SE-strimere je dosledkom jeho takmer presnej polohy na okraji Slnka. Svedci o tom jeho takmer kalsicky cibulovity tvar a aj charakteristicka pritomnost malej protuberancie v strede tzv. domu strimera. Jednoducho, strimer sa javi klasickym preto, ze jeho najnizsie casti nie su prekryte slnecnym diskom. Tak je tomu len vtedy ak sa strimer nachadza takmer presne na okraji Slnka.

Obrazok 4.  Struktury slnecnej korony pozorovane pocas zatmeni Slnka (vlavo) a prislusne synopticke mapy globalneho magnetickeho pola (vpravo).

Dalsia strana:  TVAR (SPLOSTENIE) SLNECNEJ KORONY ...
Predchadzajuca strana:  STAV SLNECNEJ AKTIVITY 11. AUGUSTA 1999
Prva strana:  Zatmenie Slnka 11. augusta 1999