Výzkumy v AsÚ AV ČR (137): Oscilace ve slunečních erupcích

Numerická simulace vychází ze zjištění, že erupce na Slunci a zřejmě i na jiných hvězdách jsou důsledkem explozivní přestavby magnetického pole v koróně. Podle v současnosti uznávaných modelů dochází k rekonexi v poměrně specifické konfiguraci magnetického pole. Tato typická konfigurace má charakter protáhlé smyčky, kdy se v jejím určitém místě – v tzv. X-bodě – k sobě přiblíží opačně orientované magnetické siločáry na malou vzdálenost a přepojí se. Rekonexe připomíná magnetický zkrat: rychle se uvolní nashromážděná energie.

Bezprostřední okolí se prudce ohřeje a stane se zdrojem rentgenového záření. Z rekonexního místa se šíří nahoru i dolů urychlené svazky částic. Ty šířící se dolů pronikají do hustých vrstev atmosféry, ohřívají je a nutí zářit. Ve finále je ještě horní část přepojené smyčky vymrštěna do meziplanetárního prostoru ve formě koronálního výronu hmoty.

Z popisu by se zdálo, že taková sluneční erupce je jev probíhající spojitě až do vyčerpání. Některá pozorování však ukazují, že například rentgenové záření má tendenci oscilovat. To svědčí o cyklicky se měnících podmínkách v rekonexním bodě. 

Petr Jelínek s Marianem Karlickým se rozhodli tuto situaci vyšetřit s pomocí numerické simulace. Sestavili tedy model, jehož konfigurace odpovídá typické situaci před sluneční erupcí. Jeho vertikální rozvrstvení odpovídá střednímu modelu sluneční atmosféry, magnetické pole pak obsahuje onen kýžený X-bod. Program FLASH, který je velmi variabilní, pak řešil magnetohydrodynamické rovnice problému. Nejprve autoři ověřili stabilitu modelu.

Pak simulovali ohřev hustých vrstev atmosféry (způsobený svazky částic) tlakovým impulzem ve dvou místech, kde v modelu tyto svazky částic dopadají. Tento impuls odpovídal zvýšení lokální teploty z hodnoty 170 000 K na 1,7 milionu Kelvinů. Impuls se okamžitě transformoval do rázové vlny šířící se nadzvukově směrem nahoru i dolů. Obě rázové vlny směřující vzhůru po 64 sekundách prošly X-bodem a po 106 s opustily sledovaný numerický box. Vlna směřující dolů v důsledku rostoucí hustoty atmosféry zpomaluje, proniká do fotosféry a částečně se zde odráží. Odražená vlna v čase 300 s po začátku simulace nezadržitelně směřuje vzhůru a v čase 460 s prochází X-bodem a dále mimo výpočetní box. 

Je ale zajímavé, že průnik vlny to fotosféry zde vyvolal periodické oscilace, které částečně konvertují ve vlny šířící se opakovaně vzhůru. Další vlna tak startuje vzhůru v čase 530 s a v čase 690 s prochází X-bodem. 

Každý průchod rázové vlny pozicí bodu X zde lokálně změní stavové podmínky a pravděpodobně tak ovlivní rekonexi, pokud by zde probíhala. Koncepčně jednoduchý numerický pokus tak nabízí přirozené vysvětlení dlouho řešené záhady. 

Je otázkou, zda by neměly být vlny dopadající do fotosféry také pozorovatelné, zvláště, pokud zde vyvolávají cyklické oscilace. K posouzení této možnosti se stačí vrátit do konce devadesátých let 20. století, kdy byly v pozorováních přístrojem Michelson Doppler Imager na družicové observatoři SOHO odhaleny tzv. sluncetřesení, tedy vlny šířící se fotosférou od místa erupce jako kola na vodě od místa, kam vhodíme kámen. Zbývá jen dořešit otázku, zda vlastnosti těchto vln pozorovaných přístrojem MDI odpovídají vlastnostem poruch indukovaných v modelu Petra Jelínka a Mariana Karlického. Bude to každopadně nosné téma některého z dalších výzkumů v tomto oboru. 

REFERENCE

P. Jelínek, M. Karlický, Pulse-beam heating of deep atmospheric layers triggering their oscillations and upward moving shock that can modulate the reconnection in solar flares, Astronomy&Astrophysics v  tisku, arXiv:1902.00292.

KONTAKTY

prof. RNDr. Marian Karlický, DrSc .
karlicky@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.