Výzkumy v ASU AV ČR (166): Náhlý rozpad filamentu v oblasti klidného Slunce)

Sluneční filamenty jsou manifestací smyček magnetických polí vypínajících se do atmosféry, které jsou naplněny plazmatem. Sluneční materiál ve filamentech se nachází v silové rovnováze mezi vlastní gravitací a silou magnetického pole. Při pohledu z boku připomínají mosty nebo výtrysky vztyčené nad okrajem slunečního disku a označujeme je jako protuberance, zatímco při pohledu shora je jednoznačně identifikujeme jako tmavé hadovité provazce táhnoucí se často na délku desítek tisíc kilometrů. Fyzikálně se jedná o identické objekty, jejich zdánlivá rozdílnost má svůj původ v složité interakci záření z fotosféry a plazmatu ve filamentu. 

Filamenty se nejčastěji vyskytují v aktivních oblastech, kde je obvykle nalezneme téměř přesně nad tzv. neutrální linií, tedy myšlenou čarou oddělující dvě polarity magnetického pole. Protože lokální změny magnetických polí v aktivní oblasti bývají značné, zde umístěné filamenty obvykle nemají dlouhého trvání a podléhají prudkým změnám, často spojeným s erupcemi. Neutrální linie ovšem nalezneme i ve zdánlivě klidných oblastech, například takových, kde v minulosti existovala aktivní oblast, která se již rozpadla. Nad neutrální linií zbytkového pole se také může vytvořit filament. Protože v takových případech jsou změny magnetického pole pomalé, tyto tzv. klidové filamenty mívají delšího trvání. 

I klidové filamenty občas podlehnou prudké změně, tak tako tomu bylo v případě toho studovaného. Filament se v druhé dekádě října 2010 nacházel východně od aktivní oblasti NOAA 11113. První známky o jeho existenci je možné vypozorovat 13. října 2010, kdy byl patrný v ultrafialových pozorováních nad východním okrajem slunečního disku. To ovšem znamená, že zde filament musel existoval již předtím. Oblast s filamentem se působením sluneční rotace přesunula ke středu slunečního disku, z přístrojů v kosmu i na Zemi na něj tedy byl přímý nerušený výhled. Mezi 18. a 21. říjnem se filament graduálně zvětšoval, ovšem odpoledne 21. října se jeho velikost náhle zmenšila a během několika málo hodin se filament zcela rozpadl, a to zdánlivě bezdůvodně. Příběh se tím změnil v detektivní pátrání. Bylo zapotřebí posbírat důkazy (pozorovací materiál), vyvinout hypotézu vedoucí přes ucelený řetěz důkazů k podezřelému a pachatele usvědčit. 

Rychlá změna obvykle značí ztrátu stability filamentu. Ucelený pozorovací materiál dovolil tuto událost velmi zevrubně studovat (bez zajímavosti není ani to, že podobně ucelený materiál je k dispozici jen k několika málo dalším klidným filamentům podléhajícím náhlému rozpadu), Michal Švanda pracující též pro Sluneční oddělení ASU tedy zadal tuto práci jako bakalářskou k řešení studentovi MFF UK Jiřímu Wollmannovi. J. Wollmann téma velmi podrobně zpracoval a tak nejenže svoji bakalářskou práci bez problémů obhájil, ale též se stala základem pro impaktovaný článek v časopise Astronomy & Astrophysics. 

Autoři hledali především spouštěč náhlého rozpadu. Protože je sluneční materiál ve stavu plazmatu, je zřejmé, že je zde plazma velmi úzce svázáno s magnetickým polem. Změny v povrchovém proudění, v němž jsou chromosférické magnetické smyčky ukotveny, by pak mohly být odpovědné za ztrátu stability a následný rozpad filamentu. Autoři se tedy především soustředili na studium podivností v povrchovém proudění, změřeným ze satelitních pozorování helioseismickou metodou. Zjistili tak, že před aktivací filamentu značně narůstal systematický tok plazmatu směrem k páteři filamentu a tento pohyb ustal po jeho rozpadu.

Současně podél páteře bylo identifikováno několik lokací, kde systematicky vzrůstala místní střední kvadratická rychlost, která do určité míry popisuje celkovou kinetickou energii pohybů plazmatu. I tyto oblasti po rozpadu filamentu zmizely. Z pozorování tedy vyplývá, že zde zjevně existuje vazba mezi rychlostním polem a stabilitou pole magnetického. 

Z literatury je známo, že samotná 3D struktura magnetického pole vypovídá o jeho náchylnosti k nestabilitám. Tzv. rozpadový index popisuje rychlost ubývání amplitudy magnetického pole s výškou. Čím je tato rychlost větší a spád pole s výškou výraznější, tím je taková struktura magnetického pole náchylnější ke vzniku nestability. K výpočtu rozpadového indexu je však zapotřebí znát plnou 3D informaci o vektoru magnetické indukce v oblasti. Taková měření však nejsou běžně k dispozici. 

Autoři proto využili matematického modelu a 3D pole zrekonstruovali extrapolací měřeného podélného pole ve fotosféře. Pak už nic nebránilo výpočtu rozpadového indexu. Skutečně se ukázalo, že v místech, kde byly poprvé pozorovány známky rozpadu filamentu, je hodnota rozpadového indexu nadkritická a době před rozpadem systematicky rostla. K aktivaci filamentu a počátku jeho rozpadu pak zřejmě stačila akce sbíhavého proudění na hranici magnetických polarit, které k sobě ještě více přitisklo atmosférické smyčky až do okamžiku, kdy se jejich charakter stal nestabilním a pole držící filament se rozpadlo. 

Studie podtrhuje velmi těsnou vazbu mezi slunečním plazmatem a magnetickým polem v atmosféře naší nejbližší hvězdy. Že je důležité studovat jednotlivé jevy komplexně a že je velmi obtížné od sebe jednotlivé činitele oddělit. To dělá ze sluneční fyziky disciplínu zajímavou a těžkou současně. 

REFERENCE

J. Wollmann, M. Švanda, D. Korda, Th. Roudier, Evolution of photospheric flows under an erupting filament in the quiet-Sun region, Astronomy & Astrophysics 636 (2020) id. A102, preprint arXiv:2003.12515. 

KONTAKTY

doc. Mgr. Michal Švanda, Ph. D.
svanda@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.