Sluneční oddělení - archiv publikací
2024
V květnu 2022 vedli ondřejovští astronomové koordinovanou pozorovací kampaň s využitím přístrojů umístěných v Ondřejově (Solar Patrol, SORT a sluneční spektrografy FICUS a HSFA-2), největšího evropského dalekohledu (GREGOR, umístěného na španělském ostrově Tenerife) a kosmických slunečních družic (IRIS a Hinode). Přestože jsou erupce na Slunci velmi častým jevem, není možné přesně předpovědět, kde a kdy se objeví. Není proto snadné nasměrovat sluneční dalekohledy s velmi vysokým prostorovým rozlišením a malým zorným polem (menším než sluneční disk) na oblast, kde dojde k erupci. V rámci této kampaně jsme byli úspěšní a podařilo se nám získat unikátní soubor dat o více vlnových délkách erupce třídy M7,5, včetně přederupční a impulsní fáze. Tento velmi bohatý soubor dat nám umožnil ukázat, že k zintenzivnění záření kontinua dochází i ve slabých erupčních vláknech a odhadnout spodní hranici průměrné teploty ve vrstvě, kde se kontinuum při erupci formuje.
Helioseismologie je jedinou metodou, která nám umožňuje nepřímý pohled do slunečního nitra. Bohužel, značná část publikovaných výsledků závisí na tzv. citlivostních jádrech. Citlivostní jádra představují funkce, které "překládají" změny v parametrech slunečního nitra do veličin, které jsou pozorovatelné na povrchu. Ve studii testujeme jednu třídu citlivostních jader, a to ty spojené s měřením cestovních časů vln šířících se slunečním nitrem. Přímočará manipulace s pozorováními umožňuje změřit prostorový integrál těchto jader a hodnotu porovnat s hodnotou modelovou. Ukazujeme, že shoda je dobrá pro jádra týkající se mělkých vln, které mají stejný radiální stupeň, situace je však méně přesvědčivá pro vlny cestující hlouběji a pro vlny se stejnou fázovou rychlostí.
Inverzní problém, tedy dešifrování fyzikálních podmínek pozorovaných struktur ze zašuměných dat a jediného úhlu pohledu, je ve sluneční fyzice zásadní výzvou. Analýza spektrálních čar poskytuje cenný nástroj pro řešení tohoto problému, protože termodynamické a magnetické vlastnosti plazmatu často zanechávají v intenzitě a polarizaci těchto čar výrazné stopy. Řešení inverzního problému však komplikují nelokální a nelineární interakce mezi různými oblastmi plazmatu zprostředkované zářením. V důsledku toho zůstává tento problém zatím ve své obecnosti nevyřešen. V této práci představujeme novou metodu, která zohledňuje dříve zanedbávané fyzikální procesy, a ukazujeme, že inverzní problém je řešitelný. Konkrétně se zabýváme problémem čar jednou ionizovaného hořčíku, které jsou předmětem pozorování navrhovaného projektu družice NASA.
Analyzovali jsme rádiová pozorování dosud nepoznaného rysu, tzv. spektrálního štěpení, ve slunečních záblescích typu II, které jsou rádiovými signaturami rázových vln ve sluneční koróně. Tento rys je charakterizován skutečným větvením rádiového emisního pruhu typu II v rádiových spektrálních datech. Zjistili jsme, že spektrální štěpení je novým výrazným spektrálním jevem svědčícím o spletitých plazmových procesech, které probíhají ve sluneční koróně. Prezentujeme první interpretaci spektrálního štěpení v záblescích typu II. Klíčovou roli zde hraje složitá souhra mezi konfigurací rázové vlny a magnetického pole. Tento objev rozšiřuje naše chápání mechanismů, které stojí za slunečními rádiovými emisemi, a zdůrazňuje potřebu dalších pozorovacích studií k ověření těchto zjištění.
Rostoucí zájem o hvězdné erupce podnítil různé přístupy k modelování pozorovaných toků v erupcích. Radiačně-hydrodynamické simulace naznačují mnohem větší hustoty v porovnání se slunečními erupcemi. Vznik vodíkových rekombinačních kontinuí při takto rozdílných hustotách řídí fyzika opticky tenkého až opticky tlustého plazmatu. Různí autoři představili jednoduché metody pro analýzu fotometrických data z přístrojů Kepler nebo TESS pro takto rozdílné fyzikální podmínky. V tomto článku shrnujeme obecné poznatky o těchto metodách a počítáme rekombinační spektra vodíku v podmínkách vysokých elektronových hustot. Ukazujeme teoretický kontrast s ohledem na kontinuum klidných hvězd pro dvě charakteristické hvězdy tříd G a dMe. Na základě toho rozlišujeme tři režimy formování kontinua a diskutujeme o použitelnosti různých jednoduchých modelů.
Vznik penumbry slunečních skvrn je stále nedostatečně objasněn. V této práci studujeme oblasti na okraji sluneční póry, ve kterých vzniká penumbra. Před vznikem penumbry jsme ve studovaných oblastech našli různé vlastnosti magnetických a rychlostních polí. Mechanizmus formování penumbry je však všude stejný. Penumbrální filamenty s Evershedovým prouděním se začínají formovat na hranici umbry a rostou radiálně především směrem ven s tím, jak se penumbrální filamenty časem prodlužují.
M. García-Rivas, et al. 2024, Astronomy & Astrophysics, 686, A112
Jasná zakončení světlých vláken v penumbře slunečních skvrn, penumbrální zrna, se zdánlivě pohybují směrem dovnitř, k umbře, nebo ven, směrem od umbry. Penumbrální zrna jsou místa, kde se horký plyn vynořuje z oblasti pod fotosférou. Použili jsme spektropolarimetrická pozorování pěti skvrn, abychom porovnali náklon magnetického pole v penumbrálních zrnech a jejich okolí. Ukázalo se, že asi v polovině zrn, která se pohybují dovnitř, je náklon větší než v okolní penumbře a v polovině zrn, která se pohybují ven, je menší než v okolí. Opačný poměr náklonů byl pozorován jen v pětině případů. Existuje tedy statistická závislost směru zdánlivých pohybů penumbrálních zrn a náklonu magnetického pole v penumbře.
2023
Analyzovali jsme rádiová pozorování záblesku typu II, který má nesmírně bohatou a komplexní spektrální morfologii. Tu jsme použili ke studiu turbulence elektronové hustoty ve sluneční koróně. Poprvé jsme tak získali vlastnosti hustotní turbulence v koronálním streameru. Cílem je vyvinout metody pro rutinním sondováním vlastností hustotní turbulence v koróně.
A. Koval, et al. 2023, The Astrophysical Journal, 952, id.51
Tato studie zkoumá hvězdné erupce na chladných hvězdách, konkrétně se zaměřuje na hvězdu dMe AD Leo, která byla pozorována pomocí Perkova dalekohledu v Ondřejově. Hvězdné erupce, známé svými energetickými událostmi ve hvězdných atmosférách, často vykazují asymetrie ve spektrálních čarách, přičemž modré asymetrie jsou obvykle spojovány s výrony koronální hmoty a původ červených asymetrií zůstává nejasný. Pro zkoumání těchto červených asymetrií vědci modelovali emise čáry Hα z rozsáhlého oblouku chladných smyček erupcí pomocí non-LTE přenosu záření, přičemž zahrnuli rozložení rychlostí jednotlivých "koronálních dešťových mračen". Syntetické profily Hα vygenerované z modelu koronálního deště měly zesílená červená křídla, která přesně odpovídala pozorováním, což naznačuje, že koronální déšť by mohl být pravděpodobným vysvětlením červených asymetrií pozorovaných ve hvězdných erupcích na AD Leo.
J. Wollmann, et al. 2023, Astronomy & Astrophysics, 669, A118
Koronograf Metis na sondě ESA Solar Orbiter vyvinulo italsko-německo-české konsorcium. Poprvé je schopen pozorovat sluneční korónu současně ve viditelném světle a v čáře Lyman-alfa. Představujeme unikátní pozorování velké eruptivní protuberance a demonstrujeme jednoznačnou detekci emise neutrálního helia v čáře D3. Ukazujeme, jak se protuberance jeví v polarizovaném světle, a zkoumáme potenciál systému Metis pro detekci magnetických polí protuberancí.
P. Heinzel, et al. 2023, The Astrophysical Journal Letters, 957, 10H
Zatímco název "protuberanční tornáda" naznačuje prudkou dynamiku, analogie s tornádem silně koliduje s obvyklým paradigmatem magnetické struktury slunečních protuberancí. V tomto přehledovém článku jsme tento dlouholetý paradox vyřešili. Došli jsme k závěru, že "protuberanční tornáda' se neliší od ostatních stabilních protuberancí. Dojem sloupovité siluety a spirálovitých pohybů je pouze důsledkem projekčních efektů v kombinaci s malo-škálovou dynamikou.