Výzkumy v ASU AV ČR (246): Komplikace spektrální diagnostiky ve slunečních protuberancích

Drtivou většinu astrofyzikálních objektů nelze přímo osahat a měření fyzikálních veličin tak není možné provádět přímo na místě. Odborníci se ovšem o parametry objektů ve vesmíru evidentně zajímají. Ve své práci jsou však omezeni na studium přicházejícího elektromagnetického záření v nejrůznějších oblastech spektra. 

Není to ale vůbec málo. Příroda byla v tomto vědcům milostiva a umožnila, že do vlastností světla se propisuje až neuvěřitelné množství parametrů zářících objektů. Na dálku tak lze „měřit“ teplotu, rychlost plazmatu, magnetické pole i další fyzikální veličiny. Všechny tyto vlastnosti se nesmírně hodí slunečním fyzikům. Naše Slunce je totiž luxusně blízko, takže nám umožňuje studovat jevy ve své atmosféře s až nevídaným prostorovým, časovým a konec-konců i spektrálním rozlišením. 

Různé jevy na Slunci mají různé odezvy v tzv. spektrálních čarách – význačných strukturách spektra, které obvykle přísluší jednomu prvku nebo molekule. Pro diagnostiku útvarů v chromosféře a koroně, např. protuberancí, filamentů nebo spikulí, se často používá spektrální čára neutrálního hélia v infračervené oblasti spektra, konkrétně s vlnovou délkou 1083 nm. Velkou výhodou této spektrální čáry je, že v klidných oblastech bez magnetického pole nejsou splněny podmínky pro její vznik. Objevuje se tak jen v magnetických strukturách, což zdůrazňuje její diagnostický potenciál pro studium těchto objektů. 

Tato spektrální čára je tzv. multipletem, tedy je složena z několika komponent, které mají každá svůj diagnostický potenciál a zároveň můžeme využít skutečnosti, že v důsledku jejich blízkosti dochází k jejich kvantové interferenci, což vede k jejich netriviální citlivosti na magnetické pole. Zmíněná héliová čára je citlivá jak na slabší, tak na silnější magnetická pole. Nevýhodou je jejich komplikovaný model, neboť různé komponenty vznikají z jiných energetických hladin, které jsou ovlivněny stavem látky a jejím prostorovým provázáním v důsledku šíření záření. A přitom model této spektrální čáry je potřeba, neboť úspěšná diagnostika na správném vyhodnocení reálných pozorování stojí. 

V literatuře se objevují nejčastěji výsledky odvozené při použití zjednodušeného modelu infračerveného héliového multipletu, kdy se předpokládá, že vrstva, v níž tato čára vzniká, je opticky tenká. To znamená, že přicházející záření může být nahrazeno konstantou bez ohledu na pozici ve spektrální čáře (tedy bez ohledu na vlnovou délku). Za této aproximace se předpokládá, že látka sama sebe neovlivňuje absorpcí a emisí záření. Jenže některá pozorování ukazují, že filamenty nebo spikule nemusí být nutně opticky tenké. V tom případě přicházejí ke slovu efekty tzv. částečné redistribuce záření, tedy  nejobecnější popisu interakce světla a látky. To by ovšem znamenalo dramatický nárůst výpočetní náročnosti modelování takového procesu. V praxi proto autoři zpravidla volí cestu zanedbání vlivu šíření záření. 

Jiří Štěpán společně s kolegy z Kanárských ostrovů hledali kompromis mezi dostatečnou přesností popisu procesu interakce záření s chromosférickou látkou a rozumnou výpočetní náročností. Z jejich studie vyplývá, že přijatelným řešením může být již pouhé rozdělení studované spektrální čáry na dvě části, na tu modřejší (s kratšími vlnovými délkami) a tu červenější (s delšími vlnovými délkami). Pokud jsou tyto dvě části vyhodnocovány odděleně s připuštěním různého pozaďového záření, daří se reprodukovat efekty spojené s nezanedbatelnou optickou tloušťkou látky. 

Autoři tyto efekty v práci demonstrovali na ukázkovém modelu protuberance/filamentu a zjistili, že dříve zanedbávaný efekt přenosu záření se významně projevuje už při malých optických tloušťkách plazmatu. Celková intenzita záření v infračervené čáře neutrálního hélia není příliš ovlivněna. Polarizované záření je ovšem změněno zásadně. Amplituda polarizovaných profilů se mění mnohonásobně a v tomto modelu výrazně klesá i anizotropie záření v důsledku zářivé interakce plazmatu sama se sebou. Z toho vyplývá, že pokud se pro diagnostiku použije méně dokonalý model, odvozené fyzikální parametry by byly určeny nesprávně. Autoři například ukazují, že již v případě jejich velmi jednoduchého modelu protuberance pozorované podél magnetického pole by standardní metody dospěly k indukci magnetického pole v řádu desetin Gaussů, zatímco správná hodnota (odvoditelná dokonalejším modelem) je v desítkách Gaussů. To je rozdíl téměř dvou řádů. Opačná situace by nastávala, pokud bychom stejné vlákno pozorovali napříč. Odvozené magnetické pole v desítkách Gaussů by neodpovídalo skutečným hodnotám v desetinách Gaussu.

Jiří Štěpán a kolegové poukazují na to, že v případě komplikovanějších situací, které berou plně v úvahu trojrozměrnou geometrii, je situace ještě složitější a potenciál k nesprávnému vyhodnocení pozorování vyšší. Zároveň jsou přesvědčeni, že právě korektní započtení všech relevantních fyzikálních procesů umožní sice náročnější, ale mnohem jednoznačnější diagnostiku slunečních magnetických polí. Z práce nepřekvapivě vyplývá, že autoři prací analyzujících a interpretujících reálná pozorování by si měli být vědomi zjednodušení, která do této činnosti vstupují. Některá zjednodušení nemusejí být pro danou situace platná, což může získané výsledky degradovat.

REFERENCE

A. Vicente Aravelo, J. Štěpán a kol., The He I 10830 A line: Radiative transfer and differential illumination effects, Astronomy&Astrophysics v tisku, preprint  arXiv:2303.17585

KONTAKT

Mgr. Jiří Štěpán, Ph.D.
jiri.stepan@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.