Novinky

Na čem pracujeme: Možnosti měření magnetických polí ve sluneční chromosféře, přechodové oblasti a koróně

Slunce je prostoupeno magnetickými poli, jež nejspíše vznikají na samotném dně konvektivní zóny v hloubkách 200 Mm pod povrchem Slunce, procházejí celou konvektivní zónou, kde se zesilují a mění do komplikovanější formy, až se vypínají do všech vrstev sluneční atmosféry. Zatímco ve fotosféře lze intenzitu magnetických polí měřit, ve vyšších vrstvách atmosféry je to zatím značně problematické. Jiří Štěpán ve své práci přijaté k publikaci v Astrophysical Journal ukazuje na způsob, jak přesto informaci o intenzitě magnetických polí v chromosféře, přechodové vrstvě a koróně získat. 

O existenci magnetických polí v těchto vrstvách totiž není pochyb. V chromosféře pozorujeme spikule, fibrily, pláže, filamenty i protuberance, přičemž ty se často vypínají vysoko do koróny. V koróně pak při úplných slunečních zatměních přesvědčivě vidíme dlouhé přilbicové paprsky nebo naopak uzavřené smyčky. Smyčky jsou ostatně útvarem, který v koróně zobrazené v ultrafialových vlnových délkách najdeme všude. Všechny tyto vyjmenované útvary jsou dílem interakce mezi magnetickým polem a horkým materiálem a přirozeně souvisí například s výskytem zmagnetizovaných slunečních skvrn nebo fakulí ve fotosféře. Avšak zatímco magnetická pole ve fotosféře, zejména pak ve slunečních skvrnách, můžeme měřit s pomocí tzv. Zeemanova jevu (kdy se určité spektrální čáry v přítomnosti magnetického pole rozštěpí na více komponent a vzájemná vzdálenost těchto komponent je úměrná intenzitě magnetického pole), očekávaná intenzita magnetických polí ve vyšší atmosféře klesá. Zeemanovské rozštěpy jsou tedy nicotné a o nějakém měření nemůže být řeč.

Fyzika (a zejména ta kvantová) tomu však chtěla, že v režimu slabých polí se uplatňuje jiný pojmenovaný jev – Hanleův. Ten souvisí s rozptylem lineárně polarizovaného záření na atomech pozaďové látky. Pokud je tato látka mimo magnetické pole, dochází při rozptylu vstupujícího záření k jeho lineární polarizaci. Stupeň a orientace této polarizace pak závisí jen na vzájemném směru přicházajících a rozptýlených světelných vln a na vnitřních vlastnostech rozptylujícího atomu. Pokud jsou ovšem atomy umístěny do magnetického pole, vystupuje do hry dodatečná asymetrie, která se projeví na změně stupně a orientace polarizace záření. Ze změny charakteru polarizace lze pak usoudit na intenzitu a směr magnetického pole. Tato změna závisí nejen na samotném poli, ale také na vyšetřované spektrální čáře, tedy na ochotě atomu v daném stavu s magnetickým polem interagovat. Pro každou spektrální čáru existuje tzv. nasycené magnetické pole: pokud intenzita pole roste nad tuto hodnotu, projeví se jeho působení pouze na orientaci lineární polarizace, ale nikoli na jejím stupni.

Je důležité, že Zeemanův a Hanleův jev se výborně doplňují. Zatímco Hanleův jev je citlivý především na slabší magnetická pole (s intenzitami ve zlomcích až stovkách Gaussů podle spektrální čáry), jev Zeemanův začíná být efektivní až u magnetických polí s intenzitami ve stovkách Gaussů.

Velmi význačnou spektrální čarou na Slunci je Lyman-α s vlnovou délkou 122 nm, tedy v ultrafialové oblasti spektra. Tato čára vzniká především v přechodové vrstvě mezi chromosférou a korónou. Tato čára by měla být citlivá vůči Hanleově efektu v režimu magnetických polí s intenzitou pár desítek Gaussů, které se v této oblasti očekávají. Měření polarizace v této spektrální čáře je cílem experimentu CLASP (Chromospheric Ly α Spectropolarimeter), který bude vypuštěn sondážní raketou. Let, který dovolí přibližně pět minut pozorování, je tedy třeba pečlivě naplánovat, neboť nebude čas ke korekci chyb. Jiří Štěpán společně s kolegy ze Španělska a Norska tedy otestoval, co lze od takových měření očekávat. K tomu využil výsledek plně trojrozměrné magnetohydrodynamické simulace, jež v malém výpočetní boxu obsahuje nejen svrchní část konvektivní zóny Slunce, ale především fotosféru, chromosféru, přechodovou oblast a korónu, tyto vrstvy provázané magnetickým polem. V tomto prostředí pak řešil realistický přenos polarizovaného záření s pomocí kódu PORTA, jehož je sám autorem. Výpočet tohoto problému je opravdu náročný, na výkonném počítačovém klastru přesáhl výpočetní čas jeden milion CPUhodin.

Z výsledků vyplývá, že očekávaný stupeň polarizace v této spektrální čáře je až 5 %, což je bohatě v rozsahu plánované citlivosti přístroje CLASP. Vzhledem k tomu, že CLASP bude štěrbinový spektrograf, na základě výsledků svých analýz autoři článku přinášejí argumenty, podle nichž je pro hodnotnější vědecké výsledky vhodnější orientovat štěrbinu v radiálním směru vzhledem ke středu slunečního disku, tedy kolmo na okraj disku. Autoři dále poukazují na možnou chybnou interpretaci výsledků, pokud se použijí pouze zjednodušené, jednorozměrné modely atmosféry. Vzhledem k tomu, že chromosféra a vyšší vrstvy jsou silně strukturované, efekty prostorových nerovnoměrností jsou velké a je tedy třeba vzít je v úvahu.

Michal Švanda

Citace práce

Štěpán, J. a kol., Three-dimensional radiative transfer simulations of the scattering polarization of the hydrogen Ly-α line in a MHD model of the chromosphere-corona transition region, Astrophysical Journal in press (2015), ArXiv:1501.06382

Kontakt: Mgr. Jiří Štěpán, Ph.D. jiri.stepan@asu.cas.cz