Výzkumy v ASU AV ČR (160): Přerozdělování energie ve dvojsmyčkové erupci

Sluneční erupce jsou nejenergetičtějším projevem sluneční aktivity. Dnes je prakticky jisté, že za jejich zažehnutím stojí přepojení (rekonexe) magnetického pole v komplikované struktuře koronálních smyček magnetického pole. Erupce je spojena s mnoha jevy v nejrůznějších spektrálních oblastech. Od elektromagnetického záření přes všechny vlnové délky od rádiových až po rentgenové až po svazky částic urychlené na rychlosti blízké rychlosti světla. Erupce jsou sice zažehnuty rekonexí v koróně, ale značná část pozorovacích důkazů o jejich průběhu vychází ze záření nižších vrstev, kam se od bodu rekonexe prodírají elektronové svazky. Tyto svazky mají tzv. netermální charakter, tedy jejich rychlostní spektrum je vysoce nerovnovážné. Netermální elektrony se srážejí s pozaďovou látkou a tzv. se termalizují, tedy jejich rychlostní spektrum se přibližuje rovnovážnému rozdělení. Tím také začínají tepelně vyzařovat, nejprve v rentgenové a ultrafialové oblasti ve vrstvách koróny a posléze i ve spektrálních čarách ve viditelné oblasti, jakmile se proderou do chromosféry a nakonec mohou rozzářit i fotosféru v takzvaném kontinuu.  Tedy alespoň podle jedné třídy modelů. Konkurenční hypotézy vysvětlují kontinuální emisi fotosféry jinými mechanismy. V literatuře lze nalézt i propracované práce, které ohřev nižších vrstev atmosféry nevysvětlují srážkami svazků elektronů, ale například přenosem energie prostřednictvím vlnění magnetického pole.

V realitě jde zřejmě o součinnost více těchto jevů, z nichž některý je v daném případě dominantní. O to více jsou cenná pozorování erupcí, u nichž zjevně převažuje jen jediný způsob přenosu energie. Ve svazkovém popisu je tedy důležité hledat časovou souvislost mezi netermální emisí elektronových svazků a termálního plazmatu ohřátého během erupce.

V poslední době se ukázalo, že je množství erupcí, u nichž se pozoruje jen velmi malé množství termální emise a to tak málo, že tyto erupce ani neobjevily v katalogu erupcí družice GOES, která je v tomto oboru etalonem. Takové erupce jsou v hantýrce označovány jako „chladné“, i když jde zjevně o nesprávný popis. Zdá se, že takové erupce vznikají ve strukturách kompaktních magnetických polí s větší intenzitou než „normální“ erupce. Předchozí autoři naznačili, že právě tyto „chladné“ erupce by mohly být dobrými cíli pro studium tepelné odezvy na ohřev netepelnými elektrony.

Jednou takovou erupcí byla erupce z 5. listopadu 2013. Galina Motorina a její kolegové využili bohatého pozorovacího materiálu k detailnímu studiu této události, pro niž zkonstruovali i plně trojrozměrný model. Erupce byla pozorována celou řadou přístrojů jak ve vesmíru, tak z povrchu zemského, a to v celém elektromagnetickém spektru. Na snímkách z přístroje Atmospheric Imaging Assembly na palubě družice Solar Dynamics Observatory je například dobře patrné, že erupce nastala v dvojsmyčkové konfiguraci magnetického pole, kdy v oblasti byly pozorovány dvě horizontální smyčky, jejichž interakcí zřejmě došlo k zažehnutí erupce.

Analýza měření v rentgenové oblasti spektra umožnila studovat netermální vlastnosti svazků částic. To bylo možné zejména proto, že v rané fázi erupce se v oblasti nenalézalo prakticky žádné plazma ohřáté na erupční teploty. Bylo tedy možné odhadnout celkovou energii netepelných elektronových svazků. Následně bylo možné analyzovat ultrafialové snímky z přístroje AIA a odhadnout energetický obsah částic tepelných, až druhotně ohřátých elektronovými svazky. Porovnáním těchto dvou analýz bylo možné popsat energetický rozpočet erupce. Je zajímavé, že celková energie netepelných částic byla posléze transformována do tepelné energie přehřátého plazmatu v koronálních smyčkách, a to ve dvou dílech. Jeden tepelný zdroj byl řídký a horký, zatímco druhý hustý a chladnější. Důležité ale je, že z celkového porovnání vyplývá, že zde není prostor pro jiné fyzikální procesy, které by se měly podílet na rozdělení energie erupce. Souhlas obou čísel je až podezřelý.

Takovou situaci je nutné potvrdit detailní 3D numerickou simulací vycházející z pozorovacích dat. K tomu byl použit program GX Simulator, který v zadané konfiguraci magnetického pole modeluje výsledné energetické spektrum částic. Model se podařilo naladit doslova k dokonalé shodě s pozorováními. Celkově na počátku model obsahuje v jednu chvíli 4×1019 J energie v netermálních částicích, která je prakticky napůl přerozdělena do tepelné energie dvou interagujících magnetických smyček. Celkově během vývoje dojde k přerozdělení 1,6×1021 J energie, což je ve vynikající shodě s hodnotou získanou z rentgenových pozorování.

Co však zůstává neobjasněno je, proč plazma v každé ze smyček zareagovalo na prakticky stejné množství ohřevu jinak. Jedna smyčka se prudce ohřála až na 30 milionů stupňů a pak rychle zchladla. Oproti tomu druhá smyčka, zřejmě hustší, se ohřála na „pouhých“ 10 milionů stupňů, ale chladla výrazně pomaleji. Zřejmě to souvisí s tím, že původně byla první smyčka řidší, elektronové svazky do ní proběhly hlouběji a vypařily větší množství plazmatu do koróny. Naproti tomu v druhé, hustší smyčce ztratila zřejmě část elektronů svazku své energie ještě ve vysokých výškách a vypaření chromosférického materiálu nemohlo probíhat tak efektivně. Do tepelné komponenty bylo tedy celkově v případě první smyčku uloženo dvakrát tolik energie než v případě smyčky druhé. Podstatné ale je, že celková suma opět odpovídá energii netermálních částic. A tak v případě erupce z 5. listopadu 2013 nezbývá vůbec žádný prostor pro jiné fyzikální procesy, o nichž se v erupcích uvažuje.

REFERENCE

G. Motorina a kol., Spatiotemporal Energy Partitioning in a Nonthermally Dominated Two-loop Solar Flare, Astrophysical Journal 890 (2020) id. 85, preprint arXiv:2001.02009

KONTAKTY

Dr. Galina Motorina, CSc.
galina.motorina@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.