Výzkumy v ASU AV ČR (69): Vlastnosti plazmatu ve slunečních protuberancích

Sluneční protuberance je oblakem materiálu s chromosférickými vlastnostmi, který se však nachází již v koróně. Chladné plazma, v porovnání s okolní korónou, vyplňující smyčky magnetického pole rozptyluje záření fotosféry přicházející zespodu, a to nejúčinněji na vlnových délkách odpovídajících spektrálním čarám vodíku, jež jsou ve spektru při chromosférických teplotách nejvíce patrné. Protože záření od fotosféry přichází do oblaku protuberance směrově zespoda a rozptylováno je do všech směrů (proto také protuberanci nad okrajem disku můžeme pozorovat), toto rozptýlené záření v radiálním směru chybí a protuberance se při pohledu proti slunečním disku zdá tmavá. Sluneční fyzikové sice náhle mluví o filamentu, ale fyzikálně jde o stejný jev. Novým termínem je zmaten pouze nepřítel sluneční fyziky.

Vlastnosti magnetického pole, které protuberance hostí, ani detailní znalosti o vlastnostech plazmatu v nich nelze jednoznačně určit z pozorování. Komplikací je totiž proměnlivá optická tloušťka  protuberančního plazmatu v různých spektrálních čarách užitých k pozorování. Zatím co v některých čarách jsou protuberance extrémně neprůhledné, v jiných jsou naopak částečně či docela průhledné. Ze samotného pozorování však nelze jednoznačně určit, o který případ se jedná. Do zorného paprsku tak přispívají neznámou měrou elementy z různých geometrických hloubek, jež se mohou lišit hustotou nebo teplotou. Z pozorování tak lze obvykle získat pouze hrubé odhady nebo nejednoznačné, průměrné, výsledky.

K pochopení dění v protuberanci je tedy často výhodnější vytvořit počítačový model, který je pak možné libovolně upravovat a sledovat vliv jednotlivých parametrů na pozorované veličiny. Takový vnitřně konzistentní model vypracoval a publikoval Stanislav Gunár z ASU. Model nazvaný „whole-prominence fine structure“ (WPFS), tedy volně přeloženo asi jako „model jemné struktury celé protuberance“ v sobě kombinuje 3D nelineární model magnetického pole vyplněného plazmatem s vlastnostmi získanými semi-empiricky. Model spočívá ve výpočtu struktury magnetického pole, do níž je pak vkládáno iterativní metodou plazma tak, aby bylo v hydrostatické rovnováze. Vlastnosti materiálu jsou určeny semiempiricky, aby tvary vypočtených spektrálních profilů vybraných čar souhlasily s těmi pozorovanými.

Takový kombinovaný model umožňuje studium vlastností protuberančního plazmatu, zejména pak teploty a hustoty, studium parametrů rovnovážného magnetického pole a třeba i hodnoty plazmového beta, tedy poměru tlaku plazmatu a magnetického pole. Plazmové beta popisuje, která z entit v daném místě převažuje. Je-li hodnota beta výrazně menší než jedna, převažuje vliv magnetického pole a plazma se jím musí řídit, tedy zejména se musí pohybovat jen podél siločar jako po kolejnicích. Je-li naopak beta větší než jedna, znamená to nadvládu plazmatu, což je typická situace pro tzv. zmrzlé magnetické pole – tedy když se někam pohybuje plazma, musí magnetické pole s ním. Obecně se soudilo, že beta bude v protuberanci výrazně menší než jedna.

Analýza zástupce protuberancí vypočteného modelem WPFS ukazuje, že v případě, že magnetické pole v jemných strukturách má relativně malou intenzitu, uložené plazma na něj má jen malý vliv. To je důsledkem faktu, že v drtivé většině objemu protuberance je hodnota plazmového beta menší než jedna, a tedy převažuje vliv magnetického pole. Avšak, v prohlubeninách magnetického pole (tzv. magnetických dipech) s největší hloubkou může tlak hydrostatického plazmatu narůst do té míry, že se hodnoty plazmového beta přiblíží k jedné. V takovém případě už uložené plazma na magnetické pole může mít vliv a deformovat jeho tvar.

Teplota vloženého plazmatu se od místa k místu mění a závisí především na tvaru a hloubce každého dipu, nezdá se však, že by závisela na intenzitě magnetického pole v dipu. Teplota v dipu graduálně roste od jeho centra (které leží geometricky nejhlouběji) k jeho okrajům. Vzhled dipu může být značně nesymetrický a proto je také nesymetrické teplotní rozdělení plazmatu.

Model umožňuje také stanovit celkovou hmotnost plazmatu v protuberanci, autoři uvádějí typickou hodnotu řádově 10×10²⁸ kg, což je v dobré shodě s hmotnostmi protuberancí odhadovanými z pozorování. Celkově asi dvě třetiny plazmatu v protuberanci mají teplotu nižší než 14 000 K.

Jeden podstatný nedostatek však WPFS model přes všechny úspěchy má. Oproti reálným protuberancím jsou průběhy magnetického pole i stavových veličin plazmatu hladké, změny hodnot nenastávají na škálách kratších než 1000 km. V realitě však protuberance obsahují jemnější struktury, stokilometrové a jistě i menší. Tento rozpor je nejspíše způsoben zjednodušeními modelu, buď hladkostí uvažovaného fotosférického pole, jež se teprve rozvíjí do chromosférických výšek, nebo nezapočtením dynamických jevů, například oscilací, které mohou s časem strukturu magnetických polí značně zesložitit a přidat změny na malých prostorových škálách. I přes tento nedostatek je model WPFS dobrou reprezentací skutečných protuberancí a přispívá k vysvětlení procesů v těchto enigmatických jevech.

Reference:
Gunár, S. a Mackay, D. H., Properties of the prominence magnetic field and plasma distributions as obtained from 3D whole-prominence fine structure modeling, Astronomy&Astrophysics 592 (2016) A60

Kontakt:
RNDr. Stanislav Gunár, Ph. D., gunar@asu.cas.cz

Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v.v.i.