Odhalená tajemství slunečních skvrn

Rozměr: px

Začít zobrazení ze stránky:

Download "Odhalená tajemství slunečních skvrn"

Radovan Horák
před 7 lety
Počet zobrazení:

1 Odhalená tajemství slunečních skvrn Michal Řepík Hvězdárna a planetárium hlavního města Prahy

2 Obsah Slunce jako hvězda Struktura slunečního nitra a atmosféry Pozorování a popis slunečních skvrn Co přinesla pozorování? Popis slunečních skvrn Magnetické pole Slunce a sluneční skvrny Model generace magnetického pole Fyzikální modely slunečních skvrn Modelování slunečních skvrn

3 Struktura slunečního nitra a atmosféry Obsah Slunce jako hvězda Struktura slunečního nitra a atmosféry Pozorování a popis slunečních skvrn Co přinesla pozorování? Popis slunečních skvrn Magnetické pole Slunce a sluneční skvrny Model generace magnetického pole Fyzikální modely slunečních skvrn Modelování slunečních skvrn

4 Slunce jako hvězda Pozorování a popis slunečních skvrn Magnetické pole Slunce a sluneční skvrny Struktura slunečního nitra a atmosféry Základní fyzikální parametry Slunce Hmotnost: Poloměr: Hustota: Zářivý výkon: Povrchová teplota: Tíhové zrychlení: Úniková rychlost: Stáří: M = 1, kg R = km = kg m 3 L = 3, W Teﬀ = 5785 K g = 274 m s 2 v = 6, m s 1 4, let Radiální stratifikace Slunce Jádro: Termonukleární reakce, přeměna vodíkových jader na jádra helia. Sluneční neutrina, fotony gama záření. Vrstva v zářivé rovnováze: Přenos energie zářením, srážky fotonů s pozaďovou látkou (random walk). Konvektivní vrstva: Přenos energie prouděním, teorie směšovací délky. Sluneční atmosféra: Fotosféra, Chromosféra, Přechodová vrstva, Koróna; nelze chápat jako oddělené vrstvy.

5 Slunce jako hvězda Pozorování a popis slunečních skvrn Magnetické pole Slunce a sluneční skvrny Struktura slunečního nitra a atmosféry Fotosféra Nejhlubší a nejhustší vrstva hvězdné atmosféry, z níž uniká do vesmíru převážná část záření. Tloušťka přibližně 300 km. Teplota K. Pozorujeme: okrajové ztemnění granulaci sluneční skvrny fakulová pole Fotosféra ve vysokém rozlišení (La Palma) Detail granulace ( 1000 km) a intergranulárního prostoru

6 Struktura slunečního nitra a atmosféry Granulace ve vysokém rozlišení (La Palma)

7 Slunce jako hvězda Pozorování a popis slunečních skvrn Magnetické pole Slunce a sluneční skvrny Struktura slunečního nitra a atmosféry Supergranule Horké plazma z nitra vystupuje ve středu supergranule a proudí k okrajům, kde klesá. Rozměr km, životnost 24 h. Horizontální proudění ( 0, 4 km s 1 ) ze středu k okrajům s sebou unáší magnetické siločáry. Projevují se v mechanismech vzniku slunečních skvrn. Projev konvekce z hloubek, nebo jiný mechanismus vzniku? Sluneční dopplerogram pořízený vesmírným kombajnem SOHO. Animace zobrazuje supergranule, oscilační p-mody a zjevný je i signál sluneční rotace.

8 Co přinesla pozorování? Obsah Slunce jako hvězda Struktura slunečního nitra a atmosféry Pozorování a popis slunečních skvrn Co přinesla pozorování? Popis slunečních skvrn Magnetické pole Slunce a sluneční skvrny Model generace magnetického pole Fyzikální modely slunečních skvrn Modelování slunečních skvrn

10 Co přinesla pozorování? Rotace Slunce Systematickým pozorováním slunečních skvrn byla objevena sluneční rotace. Slunce nerotuje jako pevné těleso (Země), ale má diferenciální rotaci. Úhlová rychlost rotace ω závisí na heliografické šířce. Na rovníku Slunce rotuje rychleji ( 25 dnů) než na pólech ( 35 dnů). Moderní metody helioseismologie umožňují v současné době zkoumat podpovrchový pohyb plazmatu v konvektivní zóně (sub-surface weather). Diferenciální rotace se projevuje pouze v konvektivní vrstvě. Blíže k jádru Slunce rotuje jako pevné těleso. Společně s rotací vznikají podpovrchová proudění, mezi nimiž má zásadní význam meridionální cirkulace. Ta může být odpovědná za migraci skvrn v průběhu cyklu aktivity.

12 Co přinesla pozorování? Sluneční cyklus Relativní číslo (Index sluneční aktivity) Nechť g je počet skupin slunečních skvrn a f je celkový počet skvrn, potom R = k(10g + f), kde k je pozorovatelova konstanta (závislá na typu přístroje), je relativní číslo.

14 Co přinesla pozorování? Magnetické pole Slunce Zeemanův efekt: rozštěpení spektrálních čar vlivem přítomnosti magnetického pole. Magnetický sluneční cyklus Přibližně pravidelné kolísání sluneční aktivity s periodou kolem 11 let. Fyzikálním základem je 22-letý cyklus (Haleův) změn polarity celkového m-pole Slunce. Sluneční magnetogram: mapa rozložení intenzity a polarity magnetického pole. Vynořování slunečních skvrn na sekvenci magnetogramů.

15 Popis slunečních skvrn Obsah Slunce jako hvězda Struktura slunečního nitra a atmosféry Pozorování a popis slunečních skvrn Co přinesla pozorování? Popis slunečních skvrn Magnetické pole Slunce a sluneční skvrny Model generace magnetického pole Fyzikální modely slunečních skvrn Modelování slunečních skvrn

16 Popis slunečních skvrn Základní stavba slunečních skvrn Umbra: tmavý střed Penumbra: vlásčité okolí Vybrané jevy ve slunečních skvrnách Póra: skvrna bez penumbry Moat: tok od penumbry ven Evershedův jev: systematický tok v penumbře Wilsonova deprese: umbra ve větší hloubce než penumbra Vývoj osamocené sluneční skvrny ve vysokém rozlišení (La Palma). Obří skupina skvrn NOAA 2192 pozorovatelná ve druhé polovině října roku 2014.

17 Popis slunečních skvrn Jemná struktura Umbrální jádra Umbrální body Penumbrální zrna Penumbrální vlákna Světelné mosty

18 Popis slunečních skvrn Magnetická klasifikace α: unipolární skupina β: bipolární skupina β γ: komplexní bipolární skupina γ: multipolární skupina δ: podvojná skupina β δ β γ δ γ δ McIntoshova klasifikace Magnetogram skupiny NOAA 2192, 22. říjen Zkonkrétníhotypuskupinyslunečníchskvrn můžeme usuzovat na erupční aktivitu dané oblasti.

27 Model generace magnetického pole Obsah Slunce jako hvězda Struktura slunečního nitra a atmosféry Pozorování a popis slunečních skvrn Co přinesla pozorování? Popis slunečních skvrn Magnetické pole Slunce a sluneční skvrny Model generace magnetického pole Fyzikální modely slunečních skvrn Modelování slunečních skvrn

28 Model generace magnetického pole Magnetohydrodynamické dynamo Rotující těleso s elektricky vodivým fluidem může indukcí ve spojení s magnetickým polem indukovat takový proud, který generuje totéž magnetické pole. Na dně konvektivní vrstvy, v tachoklině. ω-efekt: Diferenciální rotace natahuje a zakrucuje siločáry dipólového (poloidálního) pole. Vzniká silné prstencové (toroidální) magnetické pole se siločarami ve směru rovnoběžek. α-efekt: Konvektivní proudy vynášejí nahoru části toroidálního pole a vytvářejí smyčky. Ty se začnou slévat a postupně vytvoří poloidální pole. Proces se opakuje. Toroidální a poloidální složky jsou na Slunci současně. Několik matematických modelů. Toroidální komponenta magnetického pole je zodpovědná za vznik aktivních oblastí.

29 Fyzikální modely slunečních skvrn Obsah Slunce jako hvězda Struktura slunečního nitra a atmosféry Pozorování a popis slunečních skvrn Co přinesla pozorování? Popis slunečních skvrn Magnetické pole Slunce a sluneční skvrny Model generace magnetického pole Fyzikální modely slunečních skvrn Modelování slunečních skvrn

30 Slunce jako hvězda Pozorování a popis slunečních skvrn Magnetické pole Slunce a sluneční skvrny Fyzikální modely slunečních skvrn Vznik slunečních skvrn Část prstencové silotrubice ležící v konvektivní vrstvě se vyboulí nahoru, vzniklá smyčka protne na dvou místech fotosféru a dá tak vzniknout vedoucí a zadní části skupiny skvrn s opačnými polaritami. Magnetické pole znemožňuje ohřev dané oblasti. Teplota ve skvrně je K. M-pole ve středu skvrny dosahuje 0, 3 T. Životnost od několika hodin do několika měsíců. Velikost Mm. Mnoho matematických modelů: Monolitická silotrubice, Svazkový model

31 Modelování slunečních skvrn Obsah Slunce jako hvězda Struktura slunečního nitra a atmosféry Pozorování a popis slunečních skvrn Co přinesla pozorování? Popis slunečních skvrn Magnetické pole Slunce a sluneční skvrny Model generace magnetického pole Fyzikální modely slunečních skvrn Modelování slunečních skvrn

32 Modelování slunečních skvrn Matthias Rempel a kol. (High Altitude Observatory) Simulace jedné skvrny i páru slunečních skvrn různé penumbry. Složitost výpočtů, tisíce procesorů. Časová doba simulace postihuje až hodin Různé hloubky až do 16 Mm Simulace vynořování skvrn. Použití numerického modelu pro inverzní úlohy v lokální helioseismologii. Kvalita výsledků výpočtů je silně závislá na kvalitě použitého algoritmu a možnostech počítače. Pokud by se trvale drželo tempo vývoje výpočetní techniky, dospějeme do stavu, který by byl pro sluneční modely uspokojivý, za přibližně 135 let.

33 Modelování slunečních skvrn Rempel et al.: Simulace páru slunečních skvrn včetně jemné struktury fotosféra.

34 Modelování slunečních skvrn Rempel et al.: Simulace páru slunečních skvrn včetně jemné struktury magnetogram.

35 Modelování slunečních skvrn Rempel et al.: Simulace vynořování páru slunečních skvrn včetně jemné struktury fotosféra.

36 Modelování slunečních skvrn Rempel et al.: Simulace vynořování páru slunečních skvrn včetně jemné struktury magnetogram.

Podobné dokumenty

10. Sluneční skvrny. Michal Švanda. Astronomický ústav MFF UK Astronomický ústav AV ČR. Sluneční fyzika LS 2007/2008

10. Sluneční skvrny. Michal Švanda. Astronomický ústav MFF UK Astronomický ústav AV ČR. Sluneční fyzika LS 2007/2008 10. Sluneční skvrny Sluneční fyzika LS 2007/2008 Michal Švanda Astronomický ústav MFF UK Astronomický ústav AV ČR Magnetická pole na Slunci Pozorována Ve fotosféře (skvrny, knoty, fakule, póry, jasné body)