Helioseismologie po padesáti letech

Autor: Michal Švanda, Astronomický ústav Akademie věd ČR v Ondřejově a Astronomický ústav Univerzity Karlovy v Praze
Publikováno:  27. 12. 2013
Zdroj: původní článek pro server www.pozorovanislunce.eu

 

Počátky helioseismologie

Příklad trojdimenzionálních vln. Vlnu si můžeme představit tak, že modrá místa představují lokální radiální pohyb vzhůru a červená lokální pohyb do nitra. Po půlce periody se jejich smysl vymění. Místa zelená (uzlové křivky) zůstávají stále v klidu. Spektrum slunečních oscilací  je kombinací sta milionů různých sférických vln.Helioseismologie je souborem metod, které se zabývají studiem a interpretací šíření seismických vln slunečním nitrem. Počátky těchto metod spadají do šedesátých let v souvislosti s objevem pětiminutových oscilací, úvahy o vlnách šířících se hvězdnými nitry se ale objevily již dříve, záhy po úspěšné konstrukci prvních teoretických modelů hvězdných niter.

Je obrovským štěstím, že profesor Robert Leighton (mimochodem blízký přítel teoretického fyzika Richarda Feynmana, nositele Nobelovy ceny) byl velmi nadaným experimentálním fyzikem. Práce jej bavila, sršel nápady na vylepšování experimentálních zařízení a nové aparatury pro měření fyzikálních veličin sám sestavoval. Zajímal se též o měření magnetických i rychlostních polí na Slunci. Jeho průkopnická práce souvisí zejména s těmi druhými. Leighton si uvědomoval, že pokud se plazma na Slunci pohybuje, musí být jedna komponenta rychlosti plazmatu – složka ve směru k pozorovateli – měřitelná prostřednictvím posunu spektrálních čar Dopplerovým jevem. Leighton tedy pořídil pomocí spektrografu obraz Slunce v červeném křídle čáry, pak v modrém křídle čáry, a poté od sebe opticky obě fotografie odečetl. Získal rozdílový snímek, jehož intenzita odpovídala hledané dopplerovské složce rychlosti plazmatu.

Na snímku spatřil supergranulaci – buňkovitou strukturu s charakteristickým rozměrem 30 000 km, o níž vědci spekulovali již osm let. Když měřil dopplerovskou složku rychlosti plazmatu znovu v jednom místě sluneční fotosféry, povšiml si, že se signál periodicky opakuje. Dominantní periodou bylo 296 sekund, tedy téměř pět minut.

Vzápětí si vědci uvědomili, že pětiminutové oscilace jsou známkou zvukových vln rezonujících ve slunečním tělese. Otevřela se tak možnost studia nitra Slunce na dálku, podobně jako nitro Země bylo studováno z analýzy vln šířících se od zemětřesení (připomeňme, že geoseismologie se bouřlivě rozvíjela shodou okolností také v šedesátých letech 20. století).

Jak dnes víme, pětiminutové oscilace jsou konstruktivní interferencí stovek milionů jednotlivých seismických vln, šířích se najednou konvektivní zónou. Nejedná se tedy o jedinou přítomnou frekvenci, avšak výkon oscilací má kolem 3,5 mHz (což odpovídá periodě pěti minut) maximum. Pozorované frekvence oscilací však pokrývají mnohem širší spektrum, od desetin minuty po dlouhé hodiny. Je tedy přirozené, že v prvních létech helioseismické éry se pozorovatelé snažili do nejpřesněji stanovit vlastní frekvence slunečních kmitů. To samo o sobě je důležitou disciplínou, která je v současnosti prakticky opakována u jiných hvězd.

Pro detailnější poznání nitra vibrující hvězdy je však důležité získat jejich disperzní diagram, který nese mnohem více informací. Disperzní diagram zobrazuje pro pozorované oscilace závislost jejich frekvence (ω) na vlnové délce (λ), přičemž pro každý typ vlny jsou tato dvě čísla svázána jedním vztahem – disperzní relací. Detekované oscilace je zvykem rozkládat podle jejich charakteru do jednotlivých tzv. modů. Modem rozumíme určitý typ periodického pohybu popsaného jednou disperzní relací. Protože má Slunce převážně sférický tvar, je nevhodné realizovat tento matematický rozklad v pravoúhlém souřadnicovém systému, ale naopak v systému pro problém přirozeném, tedy ve sférických souřadnicích. Ekvivalentem jednorozměrných vln jsou na kulovém povrchu tzv. sférické harmonické funkce. Jeden vybraný mod sférických harmonik popisuje jeden typ prostorové vlny. K charakterizaci se využívá tří čísel: n (počet uzlových rovin v radiálním směru), l (počet uzlových křivek na kulové ploše) a m (počet uzlových křivek, které procházejí pólem souřadnicové soustavy). Sluneční oscilace je pak možné rozložit do spektra mnoha takových modů. Čtvrtou popisnou veličinou je frekvence ω oscilačního modu.

Vzhledem k tomu, že jednotlivé mody oscilací jsou detekovány na slunečním povrchu, reálně změřit můžeme pouze ekvivalent vlnové délky v této ploše. Astronomové spíše než vlnovou délku používají horizontální vlnové číslo

kh = 2π/λh

(kde λh je charakteristický horizontální rozměr vlnového balíku), z nějž je snadné odvodit výše popsaný úhlový stupeň l podle rovnice √l(l+1) = khR, kde R je poloměr Slunce.

Vybrané příklady trojdimenzionálních vln. Vlnu si můžeme představit tak, že modrá místa představují lokální radiální pohyb vzhůru a červená lokální pohyb do nitra. Po půlce periody se jejich smysl vymění. Místa zelená (uzlové křivky) zůstávají stále v klidu. Spektrum slunečních oscilací je kombinací sta milionů různých sférických vln.  Vybrané příklady trojdimenzionálních vln. Vlnu si můžeme představit tak, že modrá místa představují lokální radiální pohyb vzhůru a červená lokální pohyb do nitra. Po půlce periody se jejich smysl vymění. Místa zelená (uzlové křivky) zůstávají stále v klidu. Spektrum slunečních oscilací je kombinací sta milionů různých sférických vln.  Vybrané příklady trojdimenzionálních vln. Vlnu si můžeme představit tak, že modrá místa představují lokální radiální pohyb vzhůru a červená lokální pohyb do nitra. Po půlce periody se jejich smysl vymění. Místa zelená (uzlové křivky) zůstávají stále v klidu. Spektrum slunečních oscilací je kombinací sta milionů různých sférických vln.

Vybrané příklady trojdimenzionálních vln. Vlnu si můžeme představit tak, že modrá místa představují lokální radiální pohyb vzhůru a červená lokální pohyb do nitra. Po půlce periody se jejich smysl vymění. Místa zelená (uzlové křivky) zůstávají stále v klidu. Spektrum slunečních oscilací je kombinací sta milionů různých sférických vln.  Vybrané příklady trojdimenzionálních vln. Vlnu si můžeme představit tak, že modrá místa představují lokální radiální pohyb vzhůru a červená lokální pohyb do nitra. Po půlce periody se jejich smysl vymění. Místa zelená (uzlové křivky) zůstávají stále v klidu. Spektrum slunečních oscilací je kombinací sta milionů různých sférických vln.  Vybrané příklady trojdimenzionálních vln. Vlnu si můžeme představit tak, že modrá místa představují lokální radiální pohyb vzhůru a červená lokální pohyb do nitra. Po půlce periody se jejich smysl vymění. Místa zelená (uzlové křivky) zůstávají stále v klidu. Spektrum slunečních oscilací je kombinací sta milionů různých sférických vln.

Vybrané příklady trojdimenzionálních vln. Vlnu si můžeme představit tak, že modrá místa představují lokální radiální pohyb vzhůru a červená lokální pohyb do nitra. Po půlce periody se jejich smysl vymění. Místa zelená (uzlové křivky) zůstávají stále v klidu. Spektrum slunečních oscilací je kombinací sta milionů různých sférických vln.

 

Již na počátku 70. let se objevily práce, které na základě pečlivého studia rovnic popisujících vnitřní strukturu hvězd předpovídaly existenci rezonančních vln, tedy takových, které se konstruktivně skládají. Rezonanční vlny by se projevily diskrétní strukturou  k-ω diagramu, tedy že dlouhodobě by se uchovaly jen některé z vlnových modů. Experimentální ověření této hypotézy však rozhodně nebylo snadné, neboť sluneční přístroje té doby disponovaly nejčastěji štěrbinovými spektrografy, v nichž bylo možné vyhodnocovat dopplerovskou složku pohybu plazmatu pouze pro jeden bod slunečního disku. Prostorovou informaci bylo možné získat přejížděním dalekohledu po slunečním disku.

Časoprostorové spektrum stojatých vln na Slunci. Kdyby ve Slunci vlny nerezonovaly, byl by tento diagram (kde na svislé ose je znázorněna časová frekvence a na ose vodorovné veličina charakterizující délku vlny) vyplněn spojitě. Přítomnost výrazných hřbetů indikuje přítomnost stojatých vln. Každý hřbet odpovídá vlnám s různým počtem uzlových rovin v radiálním směru. Zatímco povrchový f mod nemá v nitru žádnou uzlovou rovinu, zvukové mody p1 mají v hloubce jednu uzlovou rovinu, p2 dvě uzlové roviny atd. Tento diagram podává úplnou informaci o rezonujících vlnách šířících se konvektivní obálkou.

Časoprostorové spektrum stojatých vln na Slunci. Kdyby ve Slunci vlny nerezonovaly, byl by tento diagram (kde na svislé ose je znázorněna časová frekvence a na ose vodorovné veličina charakterizující délku vlny) vyplněn spojitě. Přítomnost výrazných hřbetů indikuje přítomnost stojatých vln. Každý hřbet odpovídá vlnám s různým počtem uzlových rovin v radiálním směru. Zatímco povrchový f mod nemá v nitru žádnou uzlovou rovinu, zvukové mody p1 mají v hloubce jednu uzlovou rovinu, p2 dvě uzlové roviny atd. Tento diagram podává úplnou informaci o rezonujících vlnách šířících se konvektivní obálkou.

 

Uspěl až v roce 1974 Franz-Ludwig Deubner. Již první studie rozložení horizontálního vlnového čísla  jednotlivých modů vůči jejich frekvenci naznačily, že struktura takového diagramu (k-ω) je  skutečně spíše diskrétní, než spojitá. Hřbetová struktura k-ω se potvrdila později při dlouhodobých pozorováních významné části slunečního kotouče.

Vybrané příklady trojdimenzionálních vln. Vlnu si můžeme představit tak, že modrá místa představují lokální radiální pohyb vzhůru a červená lokální pohyb do nitra. Po půlce periody se jejich smysl vymění. Místa zelená (uzlové křivky) zůstávají stále v klidu. Spektrum slunečních oscilací je kombinací sta milionů různých sférických vln.Velmi záhy si vědci začali uvědomovat, že studium periodických jevů je mnohem obtížnější z jednoho místa na Zemi, neboť z něj je možné Slunce pozorovat pouze po určitou část dne. Frekvenční rozlišení je však nepřímo úměrné délce pozorovacího intervalu a pozorování na jedné observatoři pak frekvenční rozlišení zásadně omezuje. Bylo zapotřebí prodloužit pozorovací interval. V raných dobách helioseismologie nebylo myslitelné vyslat experimentální zařízení na oběžnou dráhu Země, bylo však možné sestavit pozorovací síť, jejíž jednotlivé stanice si pozorování v průběhu dne předávaly a měření tak doplňovaly. Vznikla pozorovací síť BiSON (Birmingham Solar Oscillations Network) činná od roku 1976. Pozorovací stanice byla umístěna také na observatoři v okolí jižního zeměpisného pólu, využívající dlouhé pozorovací periody během polárního dne. I díky těmto pozorovacím kampaním patří frekvenční spektrum slunečních oscilací k nejpřesněji změřeným astrofyzikálním veličinám – vlastní oscilační frekvence Slunce jsou známy s pětiřádovou přesností!

Překotný rozvoj zažila helioseismologie v polovině devadesátých let. Tehdy byla do provozu uvedena jednak pozorovací síť nové generace – GONG [vs] (Global Oscillations Network Group) – šestice identických pozorovacích stanic umístěných kolem zeměkoule. Nad takovou sítí Slunce nezapadá. V roce 1995 byla pak do vesmíru vypuštěna multifunkční sluneční observatoř SOHO (Solar and Heliospheric Observatory), na jejíž palubě se nacházely hned tři přístroje nějakým způsobem spojené s helioseismologií. Na přelomu dvacátého a dvacátého první století jsme zaznamenali skutečné zlaté desetiletí helioseismologie. Dostupnost nového pozorovacího materiálu byla umocněna překotným rozvojem analytických metod.

V dnešní době poskytují materiál vhodný pro helioseismologii jednak stále pracující síť GONG (nedávno vylepšená), přístroje pozorují Slunce s vysokým prostorovým i časovým rozlišením z paluby kosmické observatoře SDO. I další pozemní i kosmické experimenty jsou schopny pořizovat data vhodná pro analýzy helioseismickými metodami.

Družice SDO pořizuje celodiskové snímky sluneční atmosféry s vysokou kadencí v mnoha spektrálních oblastech. Data pořízená SDO jsou dnes nedocenitelným zdrojem materiálu pro sluneční fyziky.

Družice SDO pořizuje celodiskové snímky sluneční atmosféry s vysokou kadencí v mnoha spektrálních oblastech. Data pořízená SDO jsou dnes nedocenitelným zdrojem materiálu pro sluneční fyziky.

 

Sluncetřesení

Sluneční oscilace nebyly pro astronomy až takovým překvapením, neboť mnohé typy hvězd jsou známy svými pulsacemi. První typy oscilací pozorované u hvězd byly radiální mody související s expanzí nebo kontrakcí hvězdného obalu, jakou jsou např. ty pozorované u hvězd typu δ Cephei nebo Mira Ceti. U Slunce však byly pozorovány oscilace jiného typu a my dnes víme, že stejné typy oscilací vznikají u všech hvězd, u nichž najdeme povrchovou konvekci, tedy především hvězdy pozdních spektrálních typů.

Matematické formule popisující chování slunečních oscilací vycházejí z hydrodynamických rovnic:

(1)

(2)

(3)

(4)

Tyto rovnice se nejčastěji řeší formou linearizace, kdy jsou stavové veličiny p (tlak), ρ (hustota) a další charakteristiky plazmatu v (vektor rychlosti) a Ф (gravitační potenciál) jsou do dvou částí, např. p = p0 + p1. Veličina p0 popisuje tlak pozaďového plazmatu, který automaticky splňuje všechny hydrodynamické rovnice, zatímco p1 popisuje porušenou část, za niž je odpovědná konkrétní hydrodynamická porucha. Při řešení musíme uvážit, že Slunce je gravitačně stratifikováno, stavové parametry jsou tedy funkcí vzdálenosti od středu Slunce (nebo hloubky pod povrchem).

Řešením rovnic je hledaná disperzní relace, rovnice svazující vlnovou délku a frekvenci dané vlny:

(5)

kde kr je radiální složka vlnového vektoru, ωc je akustická hraniční frekvence a N Brunt-Väisäläova frekvence. Obě frekvence jsou popisnými veličinami hvězdného nitra ve vzdálenosti r od středu disku a v daném místě jsou konstantní. Vlna způsobená hydrodynamickou výchylkou se bude propagovat pouze pokud kr > 0. První člen na pravé straně popisuje zejména p-mody, zatímco druhý člen g-mody.

Tyto typy oscilací jsou fundamentálně odlišné, neboť jsou řízeny jinou vratnou silou. Podle toho, co je vratnou silou odpovědnou za obnovení rovnováhy v náhodně narušeném nitru se vlny dělí na gravitační (vratnou silou je gravitace, označují se písmenkem g), tlakové (vratnou silou je gradient tlaku, označují se písmenkem p) a povrchové gravitační (jde vlnění volného povrchu, principiálně velmi podobné vlnám na moři, označují se písmenkem f a nejsou v výše uvedené disperzní relaci zahrnuty). V případě Slunce jsou nejdůležitější komponentou tlakové oscilace, tedy vlastně zvukové vlny šířící se sluneční obálkou. Tyto vlny jsou vybuzeny „třeskem“ vyvolaným povrchovou konvekcí, kterou pozorovatelé znají pod názvem granulace. V jednom okamžiku se sluneční obálkou prohání současně na sto milionů různých vln, které se vzájemně setkávají a skládají.

Vlny různých typů pronikají do různých hloubek slunečního nitra. Vlny s dlouhou vlnovou délkou (a tedy malým úhlovým stupněm, toto číslo charakterizuje, kolika odrazy musí vlna projít, aby jednou oběhla Slunce) pronikají hluboko, zatímco krátkovlnné oscilace se nedostávají hluboko pod povrch.

Vlny různých typů pronikají do různých hloubek slunečního nitra. Vlny s dlouhou vlnovou délkou (a tedy malým úhlovým stupněm, toto číslo charakterizuje, kolika odrazy musí vlna projít, aby jednou oběhla Slunce) pronikají hluboko, zatímco krátkovlnné oscilace se nedostávají hluboko pod povrch.

 

Šíření jednotlivých slunečních vln je ovlivňováno nehomogenitami v nitru, na nichž se vlny rozptylují a mění tak směr a rychlost svého šíření. Nehomogenity tedy modifikují disperzní relaci.

 

Helioseismické metody

Spektrum slunečních oscilací lze vypočítat, pokud známe parametry plazmatu slunečního nitra, tzv. sluneční model. V odborné terminologii mluvíme o přímé úloze. Spektrum vypočtené z přímé úlohy v sobě započítává uvažované nehomogenity v nitru. Těmito nehomogenitami jsou nejčastěji proudění plazmatu pod povrchem, oblasti s odlišnou teplotou a hustotou nebo podpovrchová magnetická pole. Sluneční fyzikové však spíše stojí před opačným problémem, kdy by se z měřeného spektra oscilací rádi dozvěděli o struktuře oněch lokálních odchylek od idealizovaného Slunce, a tedy vlastně stanovujeme charakter reálného slunečního nitra. Mluvíme pak o inverzní úloze a především výsledky inverzního modelování patří k největším úspěchům helioseismologie.

Sluneční fyzikové se již neomezují jen na studium rezonančních modů vln, jimž se věnuje disciplína globální helioseismologie. Umí jít i dál, sledují cestu jednotlivých vln (nebo spíše vlnových balíků) slunečním nitrem a všímají si odchylek v jejich šíření. Zvukové vlny se totiž noří jen do určité hloubky obálky, tato hloubka závisí na typu a délce konkrétní vlny, pak se jejich cesta obrací zpět k povrchu, kde se opět odráží do nitra a proces se opakuje. Jak se vlna setkává s překážkami – teplotními anomáliemi, magnetickými poli nebo změnami v proudění plazmatu – mění se její trasa a rychlost průchodu nitrem, což se projeví např. zpožděním nebo zrychlením a také frekvenčním posuvem. Toto zpoždění je typicky několik sekund na cestě, která za normální okolností trvá desítky minut. I tak malou změnu lze úspěšně měřit a dozvědět se tak o vlastnostech nitra a právě to je úkolem lokální helioseismologie.

Uprostřed obrázku jsou vykresleny řezy vektorovým polem ve svrchní vrstvě sluneční konvektivní zóny vypočteném helioseismickou inverzí.. 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).

Uprostřed obrázku jsou vykresleny řezy vektorovým polem ve svrchní vrstvě sluneční konvektivní zóny vypočteném helioseismickou inverzí.. 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).

 

V lokální helioseismologii se používají metody kruhového diagramu (ring diagram) a čas–vzdálenost (time–distance). Zvláštní metodou tzv. helioseismická holografie umožňující s vysokou spolehlivostí zmapovat výskyt magnetických oblastí na odvrácené straně Slunce.

Ostatně – praktického seismologa můžete potkat osobně a vůbec se nemusíte objednávat na exkurzí do vědeckých ústavů. Experimentální seismologii provádí každý vozmistr (toto povolání je též známo pod označením „koloťuk“). Vozmistr obchází kovová kola vlakové soupravy a ťuká do nich kladívkem. Má naučeno, jakým způsobem „zní“ kolo, které je mechanicky v pořádku, poslechem umí rozlišit mezi zabrzděným a nezabrzděným kolem. Jinými slovy, zná empirický model – zvukové spektrum – vlakového kola. Pokud je však kolo poškozeno, v obruči je například zlom, porucha ovlivní cestu zvukových vln vyvolaných úderem kladívka a vozmistr pozná odchylku poslechem – narušené kolo produkuje jiné zvukové spektrum, tedy „zní jinak“. Vozmistr ví, že s kolem je něco v nepořádku. Technicky vzato by bylo možné různým oťukáváním poškozeného kola získat úplné informace o vnitřní poruše. To se však v praxi nedělá, neboť cílem je mít nepoškozené kolo a ne analyzovat problém.

 

Jak vypadá Slunce uvnitř? A jak na druhé straně?

Charakter rotace slunečního nitra je znázorněn barvami, kde červené odstíny značí rychlejší a modré odstíny pomalejší rotaci než je průměrná rotační rychlost. Šířková i hloubková diferenciální rotace je dobře patrná v konvektivní obálce, zatímco zářivé nitro se otáčí víceméně jako tuhé těleso.Helioseismologové přispěli zásadní měrou k poznání slunečního nitra.

  • Nitro Slunce skutečně vypadá tak, jak nám jej po druhé světové válce nastínili teoretičtí fyzikové. Helioseismologie pomohla upřesnit polohu jednotlivých hraničních vrstev a také poukázala na problémy v popisu konvektivní obálky. Až v roce 2012 se objevily konzistentní modely slunečního nitra, které přinášejí lepší soulad s helioseismickými měřeními započtením tzv. nelokální konvekce. Ta předpokládá, že přechod mezi zářivým nitrem a konvektivní obálkou je postupný, zavádí přechodovou zónu konvektivního přestřelování. Předchozí standardní modely předpokládaly zlomový přechod mezi přenosem energie zářením a konvekcí, což je již z náhledu nerealistické.
  • Celá konvektivní obálka rotuje diferenciálně, tedy na rovníku rychleji než na pólech a zářivé nitro rotuje spíše jako tuhé těleso. Na rozhraní zářivého nitra a konvektivní obálky jsou tedy registrovány prudké změny v rychlostech plazmatu, na tomto rozhraní, v tachoklině, tečou mohutné elektrické proudy, které jsou zřejmě zdrojem slunečního magnetismu.
  • Helioseismologie přinesla překvapující množství informací o komplikovaných systémech proudění plazmatu v přípovrchových vrstvách konvektivní zóny. Kromě již zmíněné diferenciální rotace je registrován pomalý (rychlostí kolem 20 m/s) systematický proud plazmatu od rovníku k pólům – meridionální proudění. Směr tohoto proudění se v hlubokých vrstvách konvektivní zóny obrací, tento zpětný proud však doposud nebyl spolehlivě změřen. V okolí aktivních oblastí se objevují cirkulační systémy proudění, které pomáhají stabilizovat magnetickou oblast. Tyto cirkulační proudy jsou zřejmě též důležitou komponentou torzních oscilací. Ty nemají s cestujícími vlnami nic společného. Jedná se o pásy heliografických šířek, v nichž je rychlost rotace v průměru přibližně o 5-10 m/s vyšší než v okolí. Tyto pásy se společně s magnetickou aktivitou stěhují během slunečního cyklu k rovníku. Pomocí helioseismologie je možné torzní oscilace mapovat i v hloubce ještě před začátkem nového slunečního cyklu. Souvislost torzních oscilací a magnetických polí je předmětem aktivního výzkumu.  
  • Interakce s magnetickými poli se využívá k mapování aktivních oblastí na odvrácené polokouli Slunci na základě analýzy situace ve vlnění měřené na straně přivrácené. Dnes se tato měření vhodně doplňují s pozorováním koróny z dvojice družic STEREO, které mají odvrácenou sluneční polokouli v zorném poli.
Velkorozměrové proudění plazmatu ve sluneční fotosféře měření helioseismologií. Šipky indikují směr a velikost horizontálních komponent rychlosti plazmatu a barvy amplitudu vertikální komponenty (červená značí pohyb nahoru, tedy z nitra ven). Dominantními strukturami jsou supergranule, buňky charakterizované horizontálně se roztékajícím plazmatem s výtokem plazmatu poblíž svého středu.

Velkorozměrové proudění plazmatu ve sluneční fotosféře měření helioseismologií. Šipky indikují směr a velikost horizontálních komponent rychlosti plazmatu a barvy amplitudu vertikální komponenty (červená značí pohyb nahoru, tedy z nitra ven). Dominantními strukturami jsou supergranule, buňky charakterizované horizontálně se roztékajícím plazmatem s výtokem plazmatu poblíž svého středu.

 

Sluneční cunami

Doposud jsme diskutovali pouze vlny, které jsou samovolně vybuzeny povrchovou konvekcí. Na Slunci ale registrujeme i vlny, vyvolané bombardováním fotosféry částicovými svazky vznikajícími při silných erupcích, pravá sluneční cunami. Tyto ryze povrchové vlny se šíří radiálně od míst, která jsou bombardována částicovými svazky, připomínají tedy „kola na vodě“. Jejich rychlost přesahuje desítky kilometrů za sekundu (šíří se tudíž nadzvukově) a odhaduje se, že výšková amplituda takové vlny je kolem 3 km (výšková amplituda běžných slunečních vln je neměřitelná). Nedávno prošlo odbornou literaturou alternativní vysvětlení pozorovaných vln šířích se od erupcí, podle nichž by mohlo jít o rezonanční vlnu, spuštěnou místní rezonancí chvění struktur koronálních magnetických polí, jež jsou ve fotosféře ukotvena. Podle této interpretace by tedy docházelo k přeměně vlnění magnetických polí na tlakovou vlnu ve fotosféře.

Sluneční cunami postupně se šířící od místa, kde do fotosféry udeřily částicové svazky vyvolané mohutnou erupcí zažehnutou vysoko v koróně.

Sluneční cunami postupně se šířící od místa, kde do fotosféry udeřily částicové svazky vyvolané mohutnou erupcí zažehnutou vysoko v koróně.

 

Kdybychom měli původce slunečních cunami připodobnit pozemským zemětřesením, museli bychom na Richterově stupnici použít číslo 12. Nejsilnější zaznamenané pozemské zemětřesení se odehrálo v roce 1960 v Chile, hodnocené stupněm 9,5 na Richterově stupnici. Vzhledem k tomu, že tato stupnice je logaritmická, znamená to, že původci slunečních cunami jsou více než třistakrát mohutnější a uvolní se při něm více než 6000 krát více energie.

 

Helioseismologie současnosti

Výzkum sluneční oscilací neustrnul, i  když se zdánlivě nerozvíjí tak překotně jako před dvaceti lety. Některé s výsledků získaných v té době jsou v současnosti s využitím přesnějších a spolehlivějších metod revidovány. Zářným příkladem v tom jsou helioseismické inverze hloubkové struktury slunečních skvrn, při nichž (jak dnes víme) bylo na přelomu tisíciletí ignorováno devadesát procent fyzikálních procesů. Ukazuje se, že dnes již nestačí popisovat šíření seismických vln v přiblížení geometrické optiky, ale že je nutné brát v úvahu efekty konečné vlnové délky vln a na interakci vln s lokálními poruchami se dívat jako na jejich rozptyl na překážkách. To je pravda zejména pro interakci seismických vln se magnetickými poli, tento proces je přiblížením geometrické optiky popsán jen velmi hrubě. V přítomnosti magnetických polí se totiž zvukové vlny částečně přeměňují i na další typy s magnetickou složkou (na vlny magnetozvukové a Alfvénovy), jejichž disperzní relace je jiná a odnášejí tedy část energie původně nesené zvukovými vlnami, přičemž konverzní poměr závisí na charakteru a směru magnetického pole vůči směru šíření vlny. V tomto případě je i přímá úloha velmi špatně pochopena a je stále předmětem intenzivního výzkumu, úloha inverzní je pak zcela nemožná. I z toho důvodů nemáme stále ještě přesvědčivé důkazy o vzhledu slunečních skvrn pod povrchem, přestože na začátku století jsme si mysleli opak.

Vědci se intenzivně zabývají také spolehlivostí a přesností helioseismických metod, analyzují artefakty zanesené do výsledků nepřesnostmi a nedokonalostmi metod a odstraňují je.

 

Asteroseismologie, jovieseismologie

Dnes si snad více než kdy jindy uvědomujeme, že další hvězdy jsou jen velmi vzdálená Slunce. I nitry jiných hvězd by tedy měly putovat seismické vlny, jejich rezonanční obraz bude ale jiný než na Slunci, protože charakter stojatého vlnění závisí na parametrech hvězdného nitra. Vědce přirozeně napadlo, že stejné principy a metody, používané úspěšně helioseismology, by bylo možné použít pro sondáž niter vzdálených hvězd. Nová metoda – asteroseismologie – slaví v posledních letech nebývalé úspěchy. Zejména s rychlou fotometrií pocházející z kosmických družic určených k hledání extrasolárních planet (MOST, CoRoT, Kepler) přibývají informace o vzdálených hvězdách, které jsou mnohem přesnější, než jaké je možné získat jinými metodami. Navíc je možné takto získávat přesné fundamentální parametry osamocených hvězd, zatímco metody jiné využívají vzájemného oběhu složek dvojhvězdy.

Vloni se objevily první odborné publikace o aplikaci seismických metod na moderní pozorování planety Jupiter. I v nich byly rozpoznány známky rezonujících zvukových vln, které je možné využít k sondáži nitra této obří plynné planety. Vzniká nový obor – joviseismologie.

Seismické vlny se tedy ukázaly velmi účinným nástrojem pro studium niter nebeských těles, tedy partií, které nikdy nebudeme schopni studovat přímo.

 

Připravované akce

Přednáška "Zpráva o zatmění Slunce 21. srpna"
16. 10. 2017, 19:00 hodin, Zlín

 


Vyhledávání

 

Novinky a aktuality

Pozorování Slunce 2016

21.01.17

Už tradičně vám předkládáme další roční souhrn o pozorování projevů sluneční aktivity na Hvězdárně Valašské Meziříčí. V roce 2016 byl velmi znatelný pokles aktivity, ale i přesto bylo co pozorovat: tranzit Merkuru přes sluneční disk, eruptivní protuberance, erupce, zajímavé skupiny slunečních skvrn. Nabízíme vám ohlédnutí za rokem 2016 včetně galerie těch nejvydařejnějších snímků i animací zajímavých projevů sluneční aktivity.

Pozorování sluneční aktivity - srpen a září 2016

04.10.16

V měsících srpen a září se výrazně zvýšil počet aktivních oblastí, ale na četnosti a mohutnosti erupcí se to příliš neprojevilo. V srpnu se nám podařilo napozorovat tři eruptivní protuberance, kterým předcházely erupce v aktivních oblastech NOAA 12572 a 12573. V polovině září byla zahájena dlouho očekávaná rekonstrukce budovy odborného pracoviště Hvězdárny Valašské Meziříčí, což znamená pozastavení veškeré observační činnosti až do konce roku 2016.

Pozorování sluneční aktivity - červen a červenec 2016

03.10.16

Letní pozorovací sezóna se vyznačuje větším počtem jasných dnů s dobrými pozorovacími podmínkami. I s klesající sluneční aktivitou se nám proto v těchto dvou měsících podařilo napozorovat řadu zajímavých jevů. V červnu jsme pozorovali 13 dnů (5 aktivních oblastí) a v červenci 21 dnů (8 aktivních oblastí). Podařilo se nám však napozorovat pouze 3 sluneční erupce, jelikož většina erupcí se odehrávala v době, kdy bylo u nás Slunce pod obzorem nebo nám nepřálo počasí.