Novinky

Nejlepší vědecké výsledky za rok 2013: Helioseismická tomografie proudění plazmatu ve svrchní vrstvě sluneční konvektivní zóny

Helioseismologie je jedinou metodou, která umožňuje přímý výzkum dění ve slunečním nitru. Seismické vlny šířící se slunečním nitrem jsou ovlivňovány lokálním stavem plazmatu. Inverzní úlohy v lokální helioseismologii poskytují tomografické obrazy dění pod slunečním povrchem z mnoha nezávislých měření průchodů seismických vln nitrem. Tato nezávislá měření jsou konstruována s pomocí prostoro-časových filtrů. V lokální helioseismologii jsou používány dva konkurenční přístupy: filtry založené na dekompozici vln se stejnou fázovou rychlostí (takové vlny prostupují přibližně do stejné hloubky slunečního nitra) a filtry oddělující rezonančních mody vln (takové vlny mají identické disperzní vlastnosti).

Cílem předkládané práce je zpřesnění inverzních helioseismických technik určených ke studiu proudění plazmatu ve svrchní vrstvě sluneční konvektivní zóny. Studiem obou rozdílných přístupů ke konstrukci helioseismických filtrů se ukazuje, že vezmou-li se v úvahu efekty konečné vlnové délky seismických vln, jsou výsledky získané oběma přístupy rovnocenné. Kombinací obou typů filtrů do jedné velké inverzní úlohy je navíc možné provádět tomografii proudění slunečního plazmatu až do hloubek kolem 10 000 km s poměrem signálu k šumu větším než jedna, tedy hlouběji než 4 000 km uváděných v předchozích pracích. Aplikace vylepšené techniky na měření přístrojem HMI na kosmické sluneční observatoři SDO poukazuje na ztrácející se koherenci supergranulí (projevu velkorozměrové konvekce) s hloubkou. Supergranule by tedy mohly být mělkou záležitostí, v rozporu se teoretickými odhady. Studium spekter konvekce indikuje posun charakteristických rozměrů konvektivních struktur s hloubkou k větším strukturám. To je sice předpovídáno teoretickými modely, avšak doposud to nebylo prokázáno pozorováním.

Příklad struktury proudění na supergranulárních škálách v přípovrchové vrstvě sluneční konvektivní zóny. Uprostřed obrázku jsou vykresleny řezy vektorovým polem ve svrchní vrstvě sluneční konvektivní zóny. Šipkami jsou znázorněny vektory horizontálního proudění, barvami pak horizontální divergence proudění. Dobře jsou patrné supergranule, konvekci podobné struktury s horizontálním “roztékavým” prouděním s charakteristickým rozměrem 30 000 km. Je zřejmé, že charakter proudění se pro hloubky větší než 5 000 km mění. Nalevo od řezů jsou zakreslena průměrovací jádra, která dávají představu o míře lokalizace jednotlivých řezů ve Slunci. Napravo pak rychlostní spektra odpovídající jednotlivým řezům. Na nich je patrný posun charakteristických velikostí od úhlových stupňů l = 120 na povrchu (odpovídající velikosti 36 000 km) až po l ~ 80 v hlubších vrstvách (což odpovídá 54 000 km).

Autor:
Švanda, M.

Článek:
   Tomography of Plasma Flows in the Upper Solar Convection Zone Using Time-Distance Inversion Combining Ridge
      and Phase-speed Filtering
   The Astrophysical Journal, 2013, Volume 775, Issue 1, article id. 7, 10 pp.
   ADS : 2013ApJ...775....7S
   DOI: 10.1088/0004-637X/775/1/7