Výzkumy v ASU AV ČR (139): Hledání vysokofrekvenčních koronálních vln během úplného zatmění Slunce

Problém tzv. koronálního ohřevu je ve sluneční fyzice jednou z opravdu velkých a přetrvávajících záhad. Proč jsou vyšší vrstvy atmosféry – chromosféra a koróna – mnohem teplejší sluneční povrch? Je jasné, že vyřešení tohoto paradoxu, který je v rozporu s druhou větou termodynamickou, není v mechanických jevech. Svoji roli bude určitě hrát magnetické pole, kterým je sluneční atmosféra vyloženě protkána. 

V současnosti si konkurují dvě třídy hypotéz koronálního ohřevu. Jedna třída – tzv. stejnosměrná – je spojována především s celou plejádou slunečních erupcí na nejrůznějších škálách. Převážná většina potřebné energie by podle této hypotézy byla uvolněna erupcemi, které jsou pod rozlišovací schopností dnešních dalekohledů. Druhá třída – tzv. střídavá – je spojována s vlnami, které přicházejí do vyšší atmosféry, zde se rozpadají a předávají energii okolnímu plazmatu. Podle nejrůznějších studií jsou pro ohřev koróny nadějnými zejména vlny alfvénického typu s vyššími frekvencemi (většími než 0,5 Hz), které by mohly velice efektivně přenášet daleko od slunečního povrchu.

Takové vlny je však velmi obtížné detekovat v dostupných pozorováních. Frekvence 0,5 Hz znamená, že perioda vlny je 2 sekundy. Tedy potřebujeme pozorování vzorkovat s alespoň dvojnásobnou frekvencí (tedy jednou za sekundu), abychom takové vlny mohli zachytit. Nejmodernější dalekohled sledující rutinně korónu je v současnosti přístroj Atmospheric Imaging Assembly (AIA) na družici Solar Dynamics Observatory (SDO). Tento přístroj pořizuje snímek sluneční atmosféry hned v deseti různých filtrech, ovšem ne rychleji než jednou za 12 sekund. Je zřejmé, že AIA nemůže na tento problém odpovědět. Nízkofrekvenční vlny již byly ve sluneční koróně detekovány, ale odhadnutý energetických tok v těchto vlnách je o několik řádů nižší, než jsou zářivé ztráty. 

Úplná zatmění Slunce tak představují jedinečnou příležitost. Správně navržené pozemní přístroje s nejnovější technologií umožňují překonat omezení technická omezení kosmických družic. Takovým přístrojem je i v Polsku zkonstruovaný Solar Eclipse Coronal Imaging System (SECIS), jež byl použit i na expedicích za zatmění v letech 1999 a 2001. Jde o přístroj postavený na zrcadlovém dalekohledu, který napájí postfokální zařízení, které umožňuje pořizovat simultánně snímky jednak v celém optickém oboru a jednak v zakázané zelené koronální čáře železa. Oproti předchozímu byly zdokonaleny digitální kamery, které nyní umožňovaly pořizovat téměř 3,5 snímků za sekundu. Cílem tedy nebylo sestavení „dokonalého“ statického snímku sluneční koróny, ale naopak postižení vývoje a dynamiky této vrstvy. 

Polský tým, jehož součástí byl i Arek Berlicki, donedávna vědecký pracovní slunečního oddělení ASU, dnes profesor Wroclawské univerzity, pořídil v inkriminovaný den ucelenou sérii 429 snímků sluneční koróny za dobrých pozorovacích podmínek.  Pozorování byla naplánována tak, aby zabírala zejména východní okraj disku, neboť se zde vyskytovala aktivní oblast NOAA 12672 a nad okrajem byly dobře patrné magnetické smyčky v této oblasti vyvěrající. Tedy dobrý cíl pro otestování dotčené hypotézy. 

Přestože montáž dalekohledu byla velice pečlivě ustavena a otestována předchozí noc, celou sekvenci snímků bylo třeba dorovnat, tedy snímky sesadit tak, aby si pozičně odpovídaly se subpixelovou přesností. Absolutně přesné zarovnání je naprosto kritické pro následnou frekvenční analýzu. 

Zpracovaná pozorování pak byla předmětem následné vědecké analýzy. Vyhledávány byly lokální jasové změny mezi body, které byly srovnány podél jasné struktury. Předpokládá se, že jasné vlákno reprezentuje smyčku magnetického pole, podél níž by se měly magnetozvukové vlny propagovat. V podstatě byly pro jednotlivé body podél jasného vlákna zkonstruovány světelné křivky, které byly pak podrobeny frekvenční analýze s pomocí vlnkové transformace. Výkonová spektra neukázala nic, co by mohlo být v souladu s hypotézou. Ve spektrech jsou patrné epizodické výkyvy nad hladinu statistické významnosti v hledaném frekvenčním rozsahu, ale nic dlouhodobě přetrvávajícího. 

Autoři tedy opustili myšlenku hledání putujících oscilací podél smyček a vyšetřili celé zorné pole nad východním okrajem slunečního disku. Označili body, v nichž spektrální výkon ve studované frekvenční oblasti překonal statisticky stanovenou hranici šumu. Prostorové rozložení označených bodů bylo však zcela náhodné, některé z bodů byly dokonce detekovány v rámci měsíčního disku. Nebyly nalezeny žádné koherentní struktury. 

Celkově lze tedy uzavřít, že tato pozorování nepřinesla žádné důkazy pro existenci krátkoperiodických magnetoakustistických vln, které by se snad mohly podílet na ohřevu sluneční koróny. Autoři dodávají, že jasové změny vyvolané těmito vlnami, pokud se v koróně vyskytují, jsou nejspíš opravdu malé. Pozorovány by snad mohly být citlivějšími přístroji, nebo snad přístroji zohledňujícími i další zajímavé spektrální oblasti. Sama se nabízí například zakázaná červená čára ionizovaného železa v optické oblasti.  

REFERENCE

P. Rudawy, K. Radziszewski, A. Berlicki a kol., A Search for High-Frequency Coronal Brightness Variations in the 21 August 2017 Total Solar Eclipse, Solar Physics 294 (2019) 48, preprint arXiv:1903.06076

KONTAKTY

dr hab. prof. U.Wr. Arkadiusz Berlicki
arkadiusz.berlicki@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.