Výzkumy v ASU AV ČR (163): Hranice umbry a penumbry ve slunečních skvrnách – případ pro numerické simulace

Sluneční skvrny byly pozorovány již starými Číňany, přes 400 let nepřerušeně je astronomové zakreslují a studují zákonitosti jejich výskytu. Dnešní pozorování s velmi vysokým rozlišením umožňují ve skvrnách odlišit útvary jemné struktury s rozměry několika desítek kilometrů. I díky těmto pozorováním mají odborníci dobré přehledové představy, jaké jsou typické vlastnosti fyzikálních parametrů ve slunečních skvrnách. Je tak například naprosto jasné, že sluneční skvrny existují kvůli velmi silnému magnetickému poli, jež zcela mění charakter konvektivních pohybů, které jinak zachvacují přípovrchové vrstvy Slunce. Konvekce je výrazně potlačena a magnetické pole vlastním tlakem zřeďuje plyn ve skvrnách. Skvrna je tak oproti úrovni okolní klidné fotosféry sníženinou se dnem propadlým asi o 500 km. 

Jádrem sluneční skvrny je temná umbra, která tvoří pomyslné dno pánve. Je známo, že magnetické pole zde je především vertikální, tedy kolmé k rovině fotosféry. Je zde také nejsilnější, dosahuje indukce až 0,6 T. Umbra je lemována penumbrou, v níž je magnetické pole mnohem více skloněno k fotosféře. Je také mnohem slabší. Penumbra je tvořena vlákny vycházejícími radiálně z umbry končícími v okolní fotosféře. Rozhraní umbry a penumbry je velmi ostré a charakter magnetického pole se zde prakticky skokově mění. Je tedy zřejmé, že se zde velmi prudce mění charakter konvekce v magnetickém poli. Mnozí autoři pátrali po parametru, který tyto dva pracovní režimy konvekce rozlišuje. 

Jan Jurčák ze Slunečního oddělení ASU před několika lety poukázal na příkladu jedné skvrny, že parametrem, který je na rozhraní umbry a penumbry konstantní, je velikost vertikální komponenty magnetického pole. Tento poznatek byl později potvrzen na celém vzorku stabilních slunečních skvrn, kdy se ukázalo, že hodnota kritického vertikálního magnetického pole je kanonická pro všechny sluneční skvrny a nezávisí na jejich velikosti nebo hodnotě magnetického pole. Tzv. Jurčákovo kritérium bylo studováno i na případech skvrn, u nichž hodnota vertikálního pole na rozhraní umbry a penumbry nedosahovala té kritické – u nich však pozice umbrálního rozhraní nebyla stabilní. 

Pozorování slunečních skvrn však neumožňují stanovit údaje o stavu látky pod povrchem skvrn. Tyto informace nám mohou přinést současné numerické simulace. Ty pokročily do stavu, kdy v zásadě dobře reprodukují známá pozorovací fakta o skutečných slunečních skvrnách. Tým astronomů se rozhodl ověřit platnost Jurčákova kritéria na pěti různých simulacích slunečních skvrn.

Tyto simulace se lišily přístupem k charakterizaci celkového magnetického pole. Dvě ze simulací vycházely z tzv. potenciálového magnetického pole, tři další simulace pak připustily pole nepotenciální, tedy takové, které obsahuje i určité množství „nadbytečné“ magnetické energie a v podstatě uměle nutí magnetické pole ke sklánění. 

Striktně řečeno, žádná z pěti simulací, kterou měli autoři k dispozici, nereprodukuje skutečné sluneční skvrny dokonale. Potenciálové simulace vytvářejí nezvykle úzkou a nevýraznou penumbru ve srovnání se skutečnými skvrnami. Nepotenciálová simulace sice vzhledem skutečnou skvrnu připomíná více, ale analýza vektoru magnetického pole na rozhraní umbry a penumbry ukáže, že pole je zde nerealisticky skloněné – což je důsledek jeho nepotenciálnosti. Indukce magnetického pole je zde také mnohem větší, než je u skvrn běžné.

Na rozhraní umbry a penumbry mají studované parametry (celková velikost magnetického pole, jeho vertikální komponenta a sklon) mnohem větší statistický rozptyl než je běžné u pozorovaných skvrn. To je zřejmě důsledkem skutečnosti, že rozhraní umbry a penumbry je u skutečných skvrn poměrně hladké, zatímco u simulací je velmi zvlněné s vysokou fraktální dimenzí. Autoři ověřili, že to není důsledek konečného rozlišení reálných pozorování. 

Hodnota kritického vertikálního pole byla ve většině simulací výrazně menší než u reálných skvrn, s výjimkou opět simulací potenciálních, kdy se dá mluvit o rozumné shodě. Toto může být důsledek buď „jinakosti“ simulovaných skvrn, nebo nesprávně určeného vektoru magnetického pole z pozorování, které se určuje matematickým výpočtem inverzním modelováním. Autoři tedy ověřili, že pokud z numerické simulace syntetizují umělá pozorování a zatíží je známými nedokonalostmi přístrojů, tak zpětné odvození příslušných fyzikálních parametrů vede ke správné hodnotě. Vektor magnetického pole byl tedy určen správně. 

Pokud jde o silovou rovnováhu, ze simulací jednoznačně vyplývá, že v umbře jednoznačně dominuje vliv magnetického pole, zatímco v okolí skvrny nepřekvapivě dominuje vliv plynu. V penumbře je situace nejednoznačná a tlaky magnetického pole i plynu jsou zde víceméně v rovnováze. Autoři studovali také fyzikální parametry na hranici penumbry a klidného Slunce a zjistili, že tato hranice souhlasí s pozicí tzv. magnetopauzy. Tedy hranice, na níž je energie magnetického pole rovna kinetické energii konvektivních pohybů. 

Práce ukazuje, že i když jsou současné numerické simulace slunečních skvrn skutečně propracované, odvozené vlastnosti v nich stále ještě ne zcela odpovídají vlastnostem skutečných skvrn. I proto je jejich vypovídající hodnota při posuzování univerzální platnosti Jurčákova kritéria v tuto chvíli sporná. Autoři však slibují, na budou na této problematice i nadále pracovat. 

REFERENCE

J. Jurčák a kol., A distinct magnetic property of the inner penumbral boundary. III. Analysis of simulated sunspots, Astronomy&Astrophysics v tisku, preprint arXiv:2004.03950. 

KONTAKTY

Mgr. Jan Jurčák, Ph. D.
jan.jurcak@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.