Novinky

Na čem pracujeme: Hustota plazmatu, velikost magnetického pole a turbulence ve sluneční erupci

Marian Karlický ze Slunečního oddělení ASU je nestorem teoretického výzkumu dění ve slunečních erupcích a interpretace rádiových pozorování. V představované práci společně se svým ruským spolupracovníkem Leonidem Jasnovem využil pozorování zvláštního typu rádiových záblesků na Slunci k určení fyzikálních podmínek v místě probíhající erupce.

Sluneční erupce, coby nejenergetičtější projevy sluneční aktivity, vyzařují na všech vlnových délkách celého elektromagnetického spektra. Dobře je známo náhlé zvýšení zářivého toku v tvrdých oblastech rentgenového nebo ultrafialového záření, které souvisí s velmi vysokými teplotami plazmatu v oblasti erupce. V důsledku netermálních procesů jsou ale erupce zdrojem i podstatně měkčího rádiového záření.

Elektromagnetické vlnění se v plazmatu, tedy horkém plynu s nabitými částicemi, šíří jinak než v běžných látkách. Tak například zde existuje hraniční frekvence vlnění. Má-li vlnění frekvenci nižší, nemůže se v plazmatu šířit, neboť je velmi účinně tlumeno. Tzv. plazmová frekvence má svoji hodnotu nejčastěji v oblasti odpovídající právě rádiovým vlnovým délkám. To znamená, že i když mohou být procesy v erupci zdrojem rádiových vln v celém spektru, ke vnějšímu pozorovateli se dostanou jen ty, které překonají hraniční plazmovou frekvenci. Zdálo by se to jako nevýhoda, ale pravý opak je pravda. Identifikace hraniční frekvence v pozorováních umožňuje na dálku určit například hustotu plazmatu v erupčním místě. V plazmatu můžeme identifikovat i jiné charakteristické frekvence, které se často objevují v pozorovaném elektromagnetickém spektru. Cyklotronová frekvence, která závisí na indukci magnetického pole, nebo horní hybridní frekvence, která je kombinací frekvence cyklotronové a plazmové.

Rádiové záření Slunce lze relativně snadno pozorovat, vhodná technologie je rutinně k dispozici přibližně od 2. světové války. V ASU v Ondřejově vznikla kolem tohoto problému pracovní skupina, která obhospodařuje a postupně modernizuje několik radioteleskopů, které Slunce pozorují na mnoha vlnových délkách vždy, když je nad obzorem, a to bez ohledu na počasí. To je velkou výhodou rádiových vlnových délek – prostupují oblačností. Vzhledem k dostupnému skenování ve frekvenci a kontinuálnímu záznamu v čase lze pořízená pozorování zobrazovat např. prostřednictvím tzv. dynamických spekter. Jde o dvojrozměrný obraz intenzity rádiového záření, kdy na vodorovné ose běží čas a na ose svislé frekvence záření.

Některá rádiová vzplanutí mají v dynamických spektrech velmi komplikovaný vzhled. Často připomínají zástupce živočišné říše, po nichž tak získávají názvy. Před téměř půlstoletím byla poprvé pozorována vzplanutí typu zebra. Tato vzplanutí v dynamických spektrech připomínají vlnící se horizontální pruhy s přibližně stálými frekvencemi. Jednotlivé pruhy jsou od sebe odděleny přibližně stejnými frekvenčními rozdíly. Nejvíce propracovaným teoretickým modelem pro vzplanutí typu zebra je model s dvojitou plazmovou rezonancí. Ten předpokládá, že zvýšená emise je pozorována na takových frekvencích, kdy si odpovídají horní hybridní frekvence a celočíselný násobek cyklotronové frekvence. Vlny s frekvencí vyhovující rezonanční podmínce jsou zesilovány. Odstup pruhů ve frekvenci souvisí s prostorovou změnou hustoty plazmatu a indukce magnetického pole, tedy jak rychle se tyto veličiny zmenšují se vzdáleností podél erupční smyčky. Pruhy zebry se v čase vlní a toto vlnění se připisuje turbulentnímu chování plazmatu.

Zdá se až neuvěřitelné, jaké všechny základní parametry lze v principu získat ze vzdáleného pozorování Slunce s pomocí radioteleskopů. Nic ale není zadarmo, pro měření frekvencí pruhů zebry a jejich interpretaci je třeba sestavit pokročilý počítačový program, údaje z něj jsou pak využity k výpočtu parametrů plazmatu a magnetického pole v rezonanční erupční oblasti. To vše však autoři zvládli a svoji metodiku použili pro výjimečně kvalitní pozorování vzplanutí typu zebra z 14. února 1999 získaného s pomocí radioteleskopů v Ondřejově. Z analýzy vyplývá, že během této události dosáhla hustota plazmatu v erupční oblasti kolem 3×10¹⁰ částic v kubickém centimetru a magnetická indukce 1,7‒3,2 mT. Autoři též studovali turbulentní vlastnosti hustoty i magnetické indukce a zjistili, že turbulentní změny v daném místě zdroje zebry zachycené v čase jsou výraznější než turbulentní změny podél zdroje zebry. To je podle autorů indikátorem anizotropie této turbulence, zřejmě vyvolané okolním magnetickým polem. Z pozorovaných vlastností lze odhadnout i teplotu v erupční oblasti, která pro případ erupce z 14. 2. 1999 byla autory určena na 3 miliony stupňů.

Práce jasně demonstruje, že i relativně jednoduchá pozorování prováděná technikou z konce minulého století lze v součinnosti se správnou interpretací použít k určení hodnot základních fyzikálních veličin v erupcích. Tyto informace slouží k upřesnění modelů, popisujících tyto erupční jevy s potenciálním vlivem na život na Zemi.

Michal Švanda

Citace práce

M. Karlický, L. Jasnov, Estimating density and magnetic field turbulence in solar flares using radio zebra observations, Astronomy & Astrophysics 638 (2020) A 22.

Kontakt: prof. RNDr. Marian Karlický, DrSc., karlicky@asu.cas.cz