Výzkumy v ASU AV ČR (86): Vzplanutí typu zebra jako diagnostika vlastností plazmatu
Sluneční erupce jsou nejprudšími projevy proměnné magnetické aktivity Slunce. Projevují se ve všech oblastech energetického spektra – ve viditelné oblasti, v oblasti tvrdých ultrafialových a rentgenových délek a také v oblasti rádiového záření, a to díky netermálním procesům, které v erupci probíhají. Ukazuje se, že rádiové záření v erupcích má vynikající diagnostický potenciál pro posouzení podmínek, v nichž se erupce zažehávají. Jan Benáček, student Mariana Karlického z ASU, se věnoval popisu specifického vzplanutí v rádiové oblasti – vzplanutí typu zebra.
Základním diagnostickým nástrojem slunečního radioastronoma je takzvané dynamické spektrum. Jde o záznam intenzity rádiového záření v závislosti na frekvenci a čase. V tomto dynamickém spektru lze vysledovat pět základních typů vzplanutí: typ I má svůj původ v netermálních procesech doprovázejících denní změny sluneční činnosti, tento typ se často označuje také jako šum nebo šumová bouře. V dynamickém spektru jej uvidíme jako krátké (zlomky sekund trvající) úzkopásmové (tedy jen na určitých frekvencích, nejčastěji kolem 50-300 MHz) záblesky připomínající „pípání“. V období zvýšené aktivity můžeme takových pulsů zaregistrovat i tisíce za hodinu a celková „bouře“ může trvat i několik dnů. Obvykle souvisí s přechodem velké aktivní oblasti přes sluneční disk.
Typ II se projevuje jako úzkopásmová emise, jejíž typická frekvence se v čase posouvá od přibližně 300 MHz po frekvence v řádu 10 MHz. Astronomové věří, že typ II souvisí se silnými erupcemi a je signalizací rázové vlny stoupající vzhůru atmosférou. Lze jej použít po sondáž hustoty okolní atmosféry. Někdy po tomto typu rádiového vzplanutí následuje typ IV.
Pak tu máme typ III, což jsou záblesky, které v několika sekundách proběhnou spektrum od frekvencí kolem 500 MHz po 0,5 MHz. Předpokládá se, že typ III je vybuzen elektronovými svazky prodírajícími se korónou. Po typu III často následuje typ V. Záblesk typu IV je způsoben synchrotronovým zářením elektronů zachycených v magnetickém poli koróny, jež mají relativistické rychlosti. Záblesk tohoto typu je širokopásmový, v rozsahu 30-300 MHz. Tento typ vzplanutí následuje obvykle několik málo desítek minut po maximu erupce a trvá několik hodin. A konečně typ V v dynamickém spektru vypadá jako krátkodobé (několik minut trvající) spojité záření v oblasti kolem 10 MHz. Jde o synchrotronové záření navazující na typ III.
Kromě tohoto základního dělení se ve spektrech často objevují charakteristické záblesky dalších typů, které nejsou tak běžné. Mezi ty speciální s velkým diagnostickým potenciálem patří záblesky typu zebra. Jde o podskupinu vzplanutí typu IV, které v dynamickém spektru vypadá jako soustava prakticky rovnoběžných pruhů, pomalu se měnících v čase (tyto pruhy připomínají zebří maskování, odtud jejich označení) v oblasti decimetrových a metrových vln (tedy frekvencí v desítkách až stovkách megahertzů). Sluneční fyzikové se domnívají, že původcem těchto specifických obrazů ve spektrech je dvojitá rezonance v plazmatu mezi plazmovými vlnami a fázovou rychlostí pohybu částic ve speciální konfiguraci magnetického pole, při níž vznikají speciální typy oscilací s tzv. horní hybridní frekvencí. To, co pak ve spektru pozorujeme jako pruhy, je právě horní hybridní frekvence a její vyšší harmonické. Horní hybridní frekvence je kombinací lokální plazmové frekvence, která závisí na hustotě plazmatu, a cyklotronové frekvence, jež je naopak funkcí magnetické indukce. Hodnota horní hybridní frekvence v sobě tedy nese informaci jak o plazmatu, tak o magnetickém poli, v němž se toto plazma nachází. Studiem těchto typů vzplanutí se tedy dozvídáme o obou těchto veličinách najednou, jež není jinak možné měřit.
Pro odhady zmíněných parametrů se používají nejčastěji výsledky velmi zjednodušených analytických modelů, zanedbávajících například teplotu plazmatu. Jan Benáček pod vedením Mariana Karlického vytvořil zpřesněný analytický model, v němž má plazma realistickou teplotu, a odhadl, jaké chyby se astronomové dopouštějí, pokud tento realistický požadavek ignorují. Analytický aparát řešil s pomocí volně dostupného nástroje Wolfram Alpha.
V prezentovaném modelu pruhy vznikají v různých výškách v atmosféře konverzí horní hybridní oscilace do elektromagnetického vlnění o stejné a dvojnásobné frekvenci. Základní frekvence a její harmonická se liší stupněm polarizace, který je pro základní frekvenci vysoký, zatímco nízký stupeň polarizace je známkou harmonické frekvence. Autoři dále ukazují, že pro realisticky nastavený problém může mít korekce na vysokou teplotu plazmatu výrazný vliv na frekvence pozorované v dynamických spektrech. Z toho vyplývá, že pokud jsou tato měřená spektra vzplanutí typu zebra interpretována s využitím zjednodušených modelů, jsou i získané odhady parametrů materiálu chybné. Autoři ukazují, že se sice nejčastěji jedná o nejistotu pouhých několik procent, ale pro myslitelné modely může jít i o procent dvacet, což již je pětina určené hodnoty. Taková nejistota je v době moderních měření jen těžko akceptovatelná.
REFERENCE
Benáček, J., Karlický, M., Yasnov, L. V., Temperature dependent growth rates of the upper-hybrid waves and solar radio zebra patterns, Astronomy&Astrophysics 598 (2017) id. A106, preprint arXiv:1701.06520
KONTAKT
doc. RNDr. Marian Karlický, DrSc.
Sluneční oddělení Astronomického ústavu AV ČR
Email: marian.karlicky@asu.cas.cz
Zdroje a doporučené odkazy:
[1] Sluneční oddělení ASU AV ČR
Převzato: Astronomický ústav AV ČR, v. v. i.