Výzkumy v ASU AV ČR (112): Proudění plazmatu v okolí slunečních filamentů

Původcem všech projevů sluneční aktivity je magnetické pole, které podléhá podstatným změnám. V některých specifických případech se v arkádách magnetického pole v koróně vytvoří struktura malých prohlubní, do nichž může kondenzovat chromosférické plazma, které se vypařuje podél smyček arkády. Útvar pak v pozorování ve spektrálních čarách vodíku vytváří oblouk vypínající se nad slunečním povrchem ve výškách desítek až stovek tisíc kilometrů. Vzniká protuberance nebo filament. Tyto útvary se jako klikatí hadi často táhnou v délkách stovek tisíc kilometrů a mohou být velmi stabilní, tedy jen s malými proměnami vydržet několik dní, ale jako celek i několik týdnů.

Z principů vzniku je tedy jasné, že filamenty by se měly vyskytovat v oblastech, kde se mění polarita magnetického pole, neboť arkáda smyček směřuje vždy od jedné polarity do druhé. V případě stabilních filamentů je dělící čára mezi polaritami magnetického pole snadno identifikovatelná, odborníci mluví o tzv. inverzní linii. A skutečně, stabilní filamenty v aktivních oblastech se typicky formují nad inverzní linií. Inverzní linie je jen zřídka podobná přímce, mnohem častěji připomíná spíše klikatou čáru, v jejíž střední ose se často vytváří filament. Chromosférické struktury (např. všudypřítomné fibrily) mají v okolí filamentů charakteristické uspořádání podél filamentu, takže v jeho okolí vytváří specifický kanál. Nohy filamentů velmi těsně souvisí s výraznými háčky nebo vousy po jejich stranách a jsou zakotveny hluboko do nižších vrstev atmosféry. Na snímcích v čáře Hα s dobrým prostorovým rozlišením pozorujeme, že filamenty se skládají z velkého množství tenkých vláken, která propojují opačné polarity ne kolmo, ale tak, že vykazují výrazný sklon k ose filamentu.Vznik filamentů není zcela uspokojivě vysvětlen a teoretické modely, které berou zřetel na výsledky pozorování, soudí, že v něm svoji roli musí hrát charakteristické proudění plazmatu v okolí inverzní linie. Právě pro téměř vždy přítomný sklon vláken k ose filamentu (mluvíme zde o tzv. chiralitě vláken) předpokládají, že v okolí inverzní linie je přítomno střižné proudění (tedy že rychlost plazmatu podél inverzní linie je na jedné straně vyšší než na druhé) a toto vede ke vzniku těch správných magnetických struktur, v nichž může kondenzovat chromosférické plazma.

Pavel Ambrož z ASU ve spolupráci s Wolfgangem Pötzi z Rakouska studoval celkově čtyřiašedesát filamentů zachycených v celodiskových pozorování z observatoří v rakouském Kanzelhöhe a u amerického Velkého medvědího jezera. Využil nejen sekvence pozorování ve vodíkové čáře Hα, v níž jsou filamenty dobře patrné, ale také měření podélné složky pohybu plazmatu, tzv. dopplergramy, jež byly s pomocí magnetooptického filtru pořizovány na observatoři v Kanzelhöhe. Zatímco snímky v  Hα sloužily především k identifikaci pozice filamentu, sekvence dopplergramů byly použity k měření horizontálních rychlostí. Při tomto měření se využilo sledování pohybů význačných struktur – konvektivních buněk supergranulí – od snímku do snímku.

Výsledky práce ukazují, že ve všech studovaných případech se skutečně vyskytuje střižné proudění podél filamentů. Výsledek je o to zajímavější, že ve všech případech, kde bylo možné vlákna uvnitř filamentů identifikovat, odpovídal jejich sklon k ose i znaménku rozdílu středních střižných rychlostí.   Nezdá se však, že ve směru kolmém by byla přítomna význačná složka středního proudění směrem k inverzní linii, což ty podstatné modely vyžadovaly. Autoři ukazují, že pohyby k inverzní linii a od ní se vyskytují úsekově přibližně ve stejném zastoupení, nelze tedy mluvit o převažující složce v případě, že sledujeme střední hodnotu podél filamentu.

Výsledky však ale zcela přesvědčivě ukazují, že vousy filamentů jsou zakotveny v místech s výrazně sbíhavým prouděním. Lze předpokládat, že sbíhavé pohyby zde koncentrují rozptýlené magnetické pole a z koncentrace vznikne výrazná magnetická struktura propojující se s filamentem prostřednictvím vousu. Oblasti, kde se pozorují sbíhavé pohyby jsou poměrné úzké a právě v nich se prostřednictvím turbulentní difúze magnetického toku pohybují místa zakotvení filamentu z obou stran k ose filamentu.

Charakteristické proudění plazmatu ve fotosféře se tedy v okolí stabilních filamentů vyskytuje. Jakým způsobem přispívá ke vzniku nebo stabilizaci magnetické struktury je ale otázkou pro další studie.

REFERENCE

Ambrož, P. a Pötzi, W: Horizontal flow below solar filaments, Astronomy & Astrophysics, v tisku

KONTAKT

RNDr. Pavel Ambrož, CSc.
Email: pambroz@asu.cas.cz
Sluneční oddělení Astronomického ústavu AV ČR

Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Sluneční oddělení ASU AV ČR

Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v.v.i.