Měření magnetických polí na Slunci

Autor:  Miroslav Klvaňa, Astronomický ústav AVČR v.v.i., observatoř Ondřejov, webové stránky autora
Publikováno:  28. 12. 2013
Zdroj: psáno pro Hvězdárnu Valašské Meziříčí v rámci projektu Se Sluncem společně, prosinec 2013, pro server www.pozorovanislunce.eu

 

1. Místo úvodu

Západ SlunceTuto práci jsem sepsal pro zájemce, kteří se chtějí trošku zorientovat v problematice magnetických polí na Slunci a jejich měření. Mým cílem bylo poskytnout představu o složitosti celé problematiky pozorování magnetických a rychlostních polí, stručně informovat o používaných principech a o dosažených výsledcích.

Slunce je žhavá plazmatická koule, která, i když si to možná ani plně neuvědomujeme, podstatně ovlivňuje náš život. Sluneční činnost se periodicky mění a její dopad se projevuje i na Zemi. Jedním z faktorů, které provázejí vývoj sluneční aktivity, jsou magnetická pole. Ale stejně, to nejhezčí, co tu najdete, jsou  tyto snímky z první kapitoly!

Magnetická pole ovlivňují jednak procesy, probíhající v aktivních oblastech Slunce (např. sluneční erupce), ve sluneční atmosféře (např. protuberance a filamenty), ale šíří se také do meziplanetárního prostoru, kde mají vliv na pohyb korpuskulárního záření a tím na jeho interakci se zemskou atmosférou (polární záře) a na deformaci zemské magnetosféry (magnetické bouře). Proto magnetická pole, jak na Slunci, tak i v meziplanetárním prostoru, patří k důležitým přírodním jevům, které pečlivě studujeme.

Polární záře

 

2. Snímky celého slunečního disku v různých spektrálních oblastech

2.1. Snímek slunečního disku, observatoř Kanzelhöhe [1]: fotosféra, kontinuum spektra

Teplota na slunečním povrchu v oblasti slunečních skvrn je přibližně 5 600 K. V naší pozemské představě většinou magnetické pole spojujeme s klasickými magnety. Tyto magnety své magnetické vlastnosti zcela ztrácejí již silným zahřátím.

Překvapivým pro nás může být skutečnost, že magnetické pole existuje na Slunci i při tak vysokých teplotách. A přece tomu tak je! Na Slunci existují silná magnetická pole. Ve sluneční fotosféře se tato pole vizuálně projevují jako skvrny na slunečním disku (obr. 1).

Obr. 1: Sluneční fotosféra je nejhlubší, přibližně 300 km silnou vrstvou sluneční atmosféry, kterou dalekohledy mohou ve viditelném záření zobrazit. Tento snímek celého slunečního disku se skvrnami byl pořízen v bílém světle na pozemní observatoři Kanzelhöhe v Rakousku.

Obr. 1: Sluneční fotosféra je nejhlubší, přibližně 300 km silnou vrstvou sluneční atmosféry, kterou dalekohledy mohou ve viditelném záření zobrazit. Tento snímek celého slunečního disku se skvrnami byl pořízen v bílém světle na pozemní observatoři Kanzelhöhe v Rakousku.

2.2. Snímek slunečního disku, observatoř Kanzelhöhe [1]: chromosféra, čára CaII-K3

Ve skutečnosti však magnetická pole na Slunci a v jeho okolí jsou mnohem rozlehlejší, jen je v bílém světle nevidíme. Rozložení magnetických polí mohou částečně vizualizovat. struktury, viditelné ve sluneční chomosféře – vrstvě sluneční atmosféry nad fotosférou.

Filtrogram na obr.2 byl pořízen v chromosférické spektrální čáře CaII-K3. Kolem již zmiňovaných tmavých skvrn jsou zde magnetická pole rozložena také ve světlých oblastech – flokulových polích. Tímto velmi jednoduchým způsobem můžeme zjistit přítomnost magnetického pole. Polaritu magnetického pole však tyto filtrogramy nerozlišují.

Obr.2: Snímek celého slunečního disku ve chromosférické spektrální čáře CaII-K3. Tmavá místa na disku jsou sluneční skvrny, světlá místa flokulových polí jsou oblasti s magnetickým polem. Polarita magnetického pole se zde nedá rozlišit.

Obr. 2: Snímek celého slunečního disku ve chromosférické spektrální čáře CaII-K3. Tmavá místa na disku jsou sluneční skvrny, světlá místa flokulových polí jsou oblasti s magnetickým polem. Polarita magnetického pole se zde nedá rozlišit.

2.3. Snímek slunečního disku, observatoř Kanzelhöhe [1]: chromosféra, čára Hα

Tloušťka sluneční chromosféry je 12 000 – 16 000 km. Spodní část sluneční chromosféry o tloušťce 2000-3000 km je více homogenní. Teplota chromosféry roste výškou od 6000 K v její spodní části do 106 K na hranici s koronou.

V chromosférické čáře Hα na obr. 3 jsou dobře viditelné protuberance, filamenty, flokulová pole a erupce. Rozložení magnetických polí nekopíruje již čára Hα tak dobře, jako spektrální čára CaII-K3 (viz obr. 2). Protože vlnová délka této čáry snadno prochází zemskou atmosférou, používá se čára Hα ke sledování sluneční aktivity při pozemních pozorováních. Také snímek na obr. 3 byl pořízen na pozemní observatoři Kanzelhöhe v Rakousku.

Obr. 3: Snímek celého slunečního disku ve chromosférické spektrální čáře Hα. Kromě špatně viditelných slunečních skvrn jsou zde na slunečním okraji vidět protuberance, na disku pak filamenty a v aktivních oblastech zjasnění, která mohou přecházet až do erupcí.

Obr. 3: Snímek celého slunečního disku ve chromosférické spektrální čáře Hα. Kromě špatně viditelných slunečních skvrn jsou zde na slunečním okraji vidět protuberance, na disku pak filamenty a v aktivních oblastech zjasnění, která mohou přecházet až do erupcí.

2.4. Snímek slunečního disku, družice SDO [2]: korona, spektrální čára železa 171 Å

Rozložení siločar magnetického pole v prostoru pěkně vizualizuje družicový snímek kanálu AIA 171 družice SDO na obr.4. Vidíme zde záření osmkrát ionizovaného železa ve spektrální čáře 171 Å, jejíž ultrafialové záření, popisující koronální struktury, je zemskou atmosférou pohlcováno.

Vláknitou strukturu vysvětlujeme tak, že ionizované zářící atomy železa se pohybují podél siločar magnetického pole. Generování těchto pohybujících se zářících atomů není rovnoměrné ani v čase, ani v prostoru a tím vzniká dojem existence této vláknité struktury.

Vysvětlení, proč se ionizované, tzn. nabité atomy pohybují pouze podél magnetického pole, je prosté. Při příčném pohybu nabitého atomu je jeho nábojem generováno dodatečné magnetické pole, které v interakci s původním polem brání tomuto pohybu. Takový příčný pohyb může vyvolat jen dostatečně velká vnější síla. A ta se tu neprojevuje.

Obr. 4: Představu o složitosti slunečních magnetických polí můžeme získat z tohoto snímku družice SDO. Filamenty, protuberance a koronální struktury, které zde vidíme, kopírují rozložení siločar magnetických polí v prostoru.

Obr. 4: Představu o složitosti slunečních magnetických polí můžeme získat z tohoto snímku družice SDO. Filamenty, protuberance a koronální struktury, které zde vidíme, kopírují rozložení siločar magnetických polí v prostoru.

2.5. Snímek slunečního disku, družice SDO [2]: fotosféra, magnetická pole v čáře 6173 Å

Do této chvíle jsme se snažili o vizualizaci pro nás neviditelného magnetického pole prostřednictvím nepřímých metod. Jak již víme, úplný popis magnetického pole je možný jen pomocí vektoru magnetického pole, který definuje jeho intenzitu a směr v každém bodě popisovaného prostoru. Vektor magnetického pole umíme měřit.

Existují různé metody měření magnetických polí. Taková měření jsou velmi náročná. Konkretni metodu volíme podle našich nároků na výsledky a podmínek, při nichž měření probíhá. Často se používají měření podélné složky magnetického pole. Strukturu podélné složky magnetického pole na slunečním disku, získanou přístrojem HMI [6] družice SDO ve spektrální čáře neutrálního železa (viditelná oblast spektra 6173 Å) vidíme na obr. 5.

Obr. 5: Na snímku podélné složky magnetického pole z družice SDO vidíme jeho reálnou strukturu s rozlišenou polaritou. Protože snímky na obr. 1 – obr. 6 byly pořízeny tentýž den (11. 12. 2013), můžeme jejich struktury navzájem porovnávat.

Obr. 5: Na snímku podélné složky magnetického pole z družice SDO vidíme jeho reálnou strukturu s rozlišenou polaritou. Protože snímky na obr. 1 – obr. 6 byly pořízeny tentýž den (11. 12. 2013), můžeme jejich struktury navzájem porovnávat.

2.6. Snímek slunečního disku, družice SDO [2]: kombinace snímků magnetického pole a koróny

Obr. 6: Kombinace obrazu magnetického pole (obr. 5) a koronálních struktur na (obr. 4) potvrzuje zakotvení filamentů v oblastech magnetických polí. Vidíme zde, že filamenty opravdu propojují opačné polarity magnetického pole, což potvrzuje předpoklad, že ionizované atomy se pohybují podél siločar magnetického pole (pozorování družice SDO).

Obr. 6: Kombinace obrazu magnetického pole (obr. 5) a koronálních struktur na (obr. 4) potvrzuje zakotvení filamentů v oblastech magnetických polí. Vidíme zde, že filamenty opravdu propojují opačné polarity magnetického pole, což potvrzuje předpoklad, že ionizované atomy se pohybují podél siločar magnetického pole (pozorování družice SDO).

 

3. Základní metody měření magnetických polí

Abychom mohli uvedené jevy zkoumat, je třeba magnetická pole měřit. Magnetické pole v daném místě prostoru popisujeme jeho velikostí a směrem, tzn. vektorem magnetického pole. Podle lokalizace zkoumaných efektů používáme různé metody měření, vhodné pro dané prostředí. V našem případě můžeme měření magnetických polí rozdělit do dvou skupin – přímá měření a spektrální měření.

3.1. Přímá měření magnetických polí [3]

Pokud je možno měřící přístroj umístit přímo ve zkoumaném prostředí, můžeme použít magnetometry. To platí pro místa, kde nehrozí zničení přístroje vysokou teplotou (pozemská pozorování, pozorování v meziplanetárním prostoru dostatečně vzdáleném od Slunce).

3.1.1. Mechanický magnetometr [3] často používáme pro měření pozemských magnetických polí. Princip mechanického magnetometru spočívá ve vytvoření umělého magnetického pole, generovaného např. cívkou v níž protéka elektrický proud. Velikost umělého magnetického pole je dána konstrukcí cívky a velikostí protékajícího proudu a můžeme ho přesně určit. Umělé magnetické pole interaguje se zkoumaným magnetickým polem a výsledné magnetické pole ovlivňuje polohu indikátoru (např. zrcátko galvanometru). Existují různé konstrukce mechanických magnetometrů jako např. torzní magnetometr, využívající torzní moment při rotaci křemenného vlákna kolem jeho osy nebo gravitační magnetometr pracující na principu magnetických vah.

3.1.2. Indukční magnetometr [3] využívá změny magnetického toku, procházejícího měřicí cívkou. Měnící se magnetický tok generuje v cívce elektrický proud. Změny magnetického toku, procházejícího cívkou můžeme dosáhnout např. její rotací nebo jiným pohybem. Z velikosti proudu zjistíme intenzitu magnetického pole.

3.1.3. Protonový magnetometr [4] využívá k měření magnetického pole precese protonů. Protony (vodíková jádra) se v kapalině bohaté na vodík chovají jako magnetické dipóly. Působením silného magnetického pole, generovaného budící cívkou, se protony polarizují. Po vypnutí polarizačního proudu se protony opět přizpůsobí vnějšímu magnetickému poli a generují v cívce malý signál, jehož frekvence je úměrná indukci tohoto magnetického pole. Nevýhodou protonového magnetometru je, že měří pouze velikost magnetického pole, ale ne jeho směr. Rozlišovací schopnost protonového magnetometru je asi 0,1 nT. Registrace magnetického pole trvá přibližně několik vteřin.

Obr. 7: Základním zdrojem informací je pro nás spektrum. Každá spektrální čára vzniká jen za určitých fyzikálních podmínek. Z existence konkretních spektrálních čar, z jejich tvaru, polarizace a polohy ve spektru určujeme fyzikální podmínky ve sluneční atmosféře.

Obr. 7: Základním zdrojem informací je pro nás spektrum. Každá spektrální čára vzniká jen za určitých fyzikálních podmínek. Z existence konkretních spektrálních čar, z jejich tvaru, polarizace a polohy ve spektru určujeme fyzikální podmínky ve sluneční atmosféře.

3.2. Spektrální měření magnetických polí

Prostředí s vysokou teplotou (sluneční fotosféra – 5 600 ºC, sluneční chromosféra desítky tisíc stupňů) nedovoluje přímé umístění měřících přístrojů v měřené oblasti. Měření magnetického pole se zde provádí dálkově, měřením polarizace světla, přicházejícího ze zkoumané oblasti. Základním informačním zdrojem je sluneční spektrum (obr. 7) a měřicí přístroje pak mohou být umístěny mimo kritické prostředí (na Zemi nebo v kosmickém prostoru, v dostatečné vzdálenosti od Slunce).

Spektrální měření dovolují měření celého vektoru magnetického pole. Využívají se k tomu měření Stokesových parametrů V, U, Q a I. Tyto parametry kompletně popisují polarizaci spektrální čáry, v níž měření provádíme.

Na základě vhodných modelů sluneční atmosféry pak změřeným hodnotám Stokesových parametrů přiřazujeme velikosti všech tří komponent vektoru magnetického pole v každém bodě obrazu Slunce. Navíc vhodnou volbou různých spektrálních čar, vznikajících v různých hloubkách sluneční atmosféry, můžeme při simultánních měřeních ve více čarách získat informace o prostorové konfiguraci magnetického pole ve sluneční atmosféře. Spektrální měření magnetických polí patří mezi nejnáročnější měření ve sluneční fyzice.

Přístroje pro spektrální měření magnetických polí nazýváme magnetografy nebo spektropolarimetry. Podle způsobu měření je můžeme rozdělit na štěrbinové magnetografy, zpracovávající obraz Slunce bod po bodu a spektropolarimetry, zpracovávající obraz Slunce celoplošně, bez potřeby jeho posuvu. Pro vytvoření intenzitního profilu spektrální čáry, použité pro měření se používají spektrografy (stabilní velké pozemní přístroje) nebo systémy proladitelných úzkopásmových filtrů (družicové přístroje). Kromě magnetického pole získáváme při spektrálních měřeních také hodnoty dopplerovského rychlostního pole.

3.2.1. Štěrbinové magnetografy se používaly v době, kdy jedinými vhodnými snímacími prvky byly fotonásobiče. Jejich hlavní nevýhodou byla potřeba velmi přesného řízení pohybu dalekohledu, nutného k dosažení kvalitního vzorkování obrazu Slunce. Obraz Slunce se promítal na vstupní štěrbinu spektrografu. Štěrbina snímala prakticky jeden malý bod slunečního obrazu. Větší oblast bylo možno proměřit po řádcích právě pohybem obrazu Slunce po štěrbině. Ve spektrografu se zvolená spektrální čára analyzovala z hlediska její polarizace. Výhodou štěrbinového magnetografu bylo, že získané Stokesovy parametry se navzájem méně ovlivňovaly, nevýhodou byla delší doba měření (příklady štěrbinových magnetografů v kapitole 5. a kapitole 6.).

3.2.2. Spektropolarimetry umožňují snímání měřené plochy ve více bodech současně. Jejich rozvoj byl podmíněn nástupem polovodičových snímacích prvků (např. CCD čipů), s velkým množstvím přesně rozmístěných receptorů záření na povrchu čipu. V současné době jsou v dalekohledech používány čipy s fotocitlivou snímací plochou, na jejímž povrchu je 4000×4000 receptorů. Takový čip může zaznamenat najednou celý sluneční disk s obrazovým rozlišením 1 oblouková sekunda.

Princip měření magnetického pole zůstává stejný jako u štěrbinových magnetografů, liší se však opticky. Nepoužívají se již klasické spektrografy, ale proladitelné úzkopásmové filtry, které vymezují velmi úzké spektrální oblasti, potřebné pro měření Stokesových parametrů v definovaných místech profilu spektrální čáry. Prakticky to znamená, že obraz celé měřené oblasti získáváme najednou (např. celý sluneční disk). Během měření získáváme několik obrazů téže oblasti s odlišnou polarizací a vlnovou délkou. Z nich pak můžeme určit velikosti vektoru magnetického pole a dopplerovské rychlosti ve všech bodech, zobrazených na čipu. Proces je velmi rychlý, dovoluje snímat několik obrazů magnetického a rychlostního pole za minutu. Spektropolarimetry se proto používají stále častěji jak u pozemních dalekohledů s vysokým rozlišením, tak i na družicových experimentech (více v kap. 7).

 

4. Princip spektrálních měření magnetických polí

Pokud pozorovaná spektrální čára vzniká v magnetickém poli, dochází k jejímu rozštěpu na několik různě polarizovaných komponent. Tato vlastnost spektrálních čar je popsána jako Zeemanův efekt [5]. Existují spektrální čáry s normálním Zeemanovým efektem, které se používají při měření magnetických polí a čáry s anomálním Zeemanovým efektem, se složitějším rozštěpem.

4.1. Rozštěpy spektrální čáry s normálním Zeemanovým efektem

Spektrální čára, vykazující normální Zeemanův efekt, se v magnetickém poli štěpí na různě polarizované komponenty. Jejich počet a typ polarizace určuje úhel, který svírá vektor magnetické pole se směrem přicházejícího záření (obr. 8).

Obr. 8: Intenzitní profil absorpční spektrální čáry v závislosti na její vlnové délce v případě normálního Zeemanova efektu.

Obr. 8: Intenzitní profil absorpční spektrální čáry v závislosti na její vlnové délce v případě normálního Zeemanova efektu.

4.1.1. Podélné magnetické pole (obr. 8 - vlevo): původní spektrální čára se rozštěpí na dvě navzájem opačně kruhově polarizované komponenty σ+ a σ- , symetricky vzdálené na obě strany od původní spektální čáry. Jejich vzdálenost je úměrná intenzitě magnetického pole.

4.1.1. Příčné magnetické pole (obr. 8 - vpravo): původní spektrální čára se štěpí na tři lineárně polarizované komponenty, z nichž σ+ a σ- jsou lineárně polarizovány kolmo ke směru magnetického pole a na π komponentu, lineárně polarizovanou ve směru magnetického pole.

4.1.1. Jiný směr magnetického pole: původní spektální čára se rozštěpí na tři polarizované komponenty, z nichž σ+ a σ- jsou elipticky polarizovány a na π komponentu, lineárně polarizovanou ve směru magnetického pole. Libovolný směr magnetického pole způsobí složitou polarizaci profilu spektrální čáry, danou součtem polarizací, generovaných podélnou a příčnou složkou vektoru magnetického pole.

4.2. Princip měření kruhové polarizace

Obr. 9: Absorpční spektrální čára, rozštěpená normálním Zeemanovým efektem v podélném magnetickém poli na dvě opačně kruhově polarizované komponenty σ+ a σ-.

Obr. 9: Absorpční spektrální čára, rozštěpená normálním Zeemanovým efektem v podélném magnetickém poli na dvě opačně kruhově polarizované komponenty σ+ a σ-.

Princip polarizačního měření vysvětlíme na absorpční spektrální čáře. Pro měření magnetického pole použijeme čáru, vykazující normální Zeemanův efekt. V podélném magnetickém poli se taková čára rozštěpí na dvě opačně kruhově polarizované σ komponenty, symetricky posunuté do stran od původní čáry (viz obr. 9). Potřebujeme změřit velikost tohoto posunu, z něhož pak vypočteme intenzitu podélného magnetického pole.

4.3. Modulace polarizovaného světla

Obr. 10: Elektrooptický modulátor, jehož úkolem je střídavě propouštět světlo jednoho a druhého křídla spektrální čáry, rozštěpené podélným magnetickým polem na obr. 9.

Obr. 10: Elektrooptický modulátor, jehož úkolem je střídavě propouštět světlo jednoho a druhého křídla spektrální čáry, rozštěpené podélným magnetickým polem na obr. 9.

Vzájemnou vzdálenost obou křídel rozštěpené spektrální čáry převádíme pomocí elektrooptického modulátoru na modulaci intenzity procházejícího světla. Takto modulovanou intenzitu pak pomocí fotonásobiče převedeme na měřitelný elektrický signál. Princip modulace spočívá na transformaci kruhové polarizace světla na lineární  a jeho průchodem přes polarizátor (viz obr. 10).

Kruhovou polarizaci můžeme popsat jako interferující elektromagnetické záření dvou lineárně polarizovaných zdrojů, jejichž polarizační roviny jsou navzájem kolmé a jejich fázový posuv je λ/4. Na základě střídavého vysokého napětí, přiloženého na elektrooptický krystal DKDP se jeho vlastnosti mění tak, že krystal se podle přiložené polarity chová jako ±λ/4 fázová destička.

Taková destička bude fázový posuv obou zdrojů měnit z λ/4 střídavě na 0 a λ/2 tzn. kruhovou polarizaci transformujeme na dvě navzájem kolmé lineární polarizace.  Nastavením osy polarizátoru budeme propouštět jen jednu z nich. Protože druhé křídlo spektrální čáry má opačnou orientaci kruhové polarizace, bude polarizátor propouštět jeho světlo v době, kdy světlo prvního křídla neprochází. Výsledkem bude střídavé zhášení jednoho a druhého křídla rozštěpené spektrální čáry. Jak vypadá měření podélné složky magnetického pole v praxi? Podívejte se na optické schema na obr. 11.

4.4. Optický měřicí systém štěrbinového magnetografu


Obr. 11: Měření podélné složky magnetického pole. Horní část obrázku – profil rozštěpené spektrální čáry s barevně vyznačenými místy, odkud její světlo přes elektrooptický modulátor a systém štěrbin prochází na fotonásobiče.

Obr. 11: Měření podélné složky magnetického pole. Horní část obrázku – profil rozštěpené spektrální čáry s barevně vyznačenými místy, odkud její světlo přes elektrooptický modulátor a systém štěrbin prochází na fotonásobiče.

Tento schematický nákres optického systému pro měření magnetických polí zachycuje jen výstupní část spektrografu s profilem použité spektrální čáry, elektrooptický modulátor, systém výstupních štěrbin a jejich napojení na fotonásobiče, měřící intenzitu dopadajícího světla. Není zde zakreslen celý blok spektrografu a napájecí dalekohled.

I při měření velkých magnetických polí ve skvrnách je vzájemný posuv rozštěpených spektrálních čar malý a proto se oba profily vždy alespoň částečně překrývají. Proto je elektrooptický modulátor konstruován tak, aby propouštěl střídavě jen jednu z obou komponent rozštěpené spektrální čáry. Barevné sloupce nad systémem štěrbin zobrazují intenzity světla, dopadajícího přes štěrbiny na fotonásobiče. Červené části sloupců vyjadřují hloubku modulace měřeného signálu, která vzniká právě střídavým zhášením jedné z obou komponent.

Takový optický systém jsme používali u obou našich fotoelektrických štěrbinových magnetografů ondřejovské observatoře od roku 1972 do roku 2001 (viz kapitola 5. a kapitola 6.).

Uvedený optický systém na obr. 11 má jednu zdánlivou vadu – vyžaduje stabilní polohu spektrální čáry vůči pevnému systému štěrbin s fotonásobiči. Ale spektrální čára reaguje na pohyb plazmatu dopplerovským posuvem. Tento problém odstraní měření doppler. rychlosti.

4.5. Měření dopplerovské rychlosti ve štěrbinovém magnetografu

Obr. 12: Princip měření dopplerovské rychlosti – posuv spektrální čáry ze symetrické polohy na systému štěrbin s fotonásobiči generuje na F1 a F2 rozdílový chybový signál, který natočí planparalelní skleněnou destičku a tím posune vychýlenou spektrální čáru zpět. Z polohy destičky pak můžeme vypočítat dopplerovskou rychlost pohybu plazmatu.

Obr. 12: Princip měření dopplerovské rychlosti – posuv spektrální čáry ze symetrické polohy na systému štěrbin s fotonásobiči generuje na F1 a F2 rozdílový chybový signál, který natočí planparalelní skleněnou destičku a tím posune vychýlenou spektrální čáru zpět. Z polohy destičky pak můžeme vypočítat dopplerovskou rychlost pohybu plazmatu.

Při posuvu spektrální čáry z její správné polohy vůči systému štěrbin s fotonásobiči se na fotonásobičích F1 a F2 generuje rozdílový chybový signál (obr.12). Tento signál uvede do pohybu motor, který natočí planparalelní skleněnou destičku tak, že spektrální čára zaujme opět svou správnou polohu. Rozštěpení spektrální čáry magnetickým polem se zde rušivě neprojevuje. Úhel natočení planparalelní destičky umožňuje měřit novou fyzikální veličinu měřenou magnetografem – dopplerovskou rychlost pohybu plazmatu.

4.6. Polarizační měření celého vektoru magnetického pole

Dosud jsme se věnovali měření kruhové polarizace, tzn. měření podélné složky vektoru magnetického pole. Jak se však bude měřit celý vektor? Princip zůstává stejný, jen vzroste jeho složitost. Elektooptický modulátor bude složitější, fázová destička bude pracovat ve více stavech a vzájemný úhel os fázové destičky a polarizační osy polarizátoru se změní. Celý systém modulátoru pak dovolí určit postupně v každém měřeném bodě všechny čtyři Stokesovy parametry a na jejich základě vypočítat všechny tři složky vektoru magnetického pole. Ne vždy se v roli fázových destiček používají elektrooptické krystaly. Někdy je vhodnější použít rotující fázovou destičku – nepotřebuje ke své činnosti vysoké napětí.

 

5. První fotoelektrický magnetograf ondřejovské observatoře (1972 – 1984)

Obr. 13: Pavilon, v němž v létech 1972 – 1984 pracoval náš první magnetograf. Přístroj byl napájen horizontálním dalekohledem s objektivem o průměru 450 mm a ohniskovou vzdáleností 35 m. Objektiv je uvnitř budovy. Před budovou vidíme dvě zrcadla o průměru 500 mm, tvořícího coelostat horizontálního dalekohledu.

Obr. 13: Pavilon, v němž v létech 1972 – 1984 pracoval náš první magnetograf. Přístroj byl napájen horizontálním dalekohledem s objektivem o průměru 450 mm a ohniskovou vzdáleností 35 m. Objektiv je uvnitř budovy. Před budovou vidíme dvě zrcadla o průměru 500 mm, tvořícího coelostat horizontálního dalekohledu.

Obr. 14: Stanoviště pozorovatele před vstupní štěrbinou spektrografu s ovládacím pultem dalekohledu a měřicí ústřednou MT 143, která od roku 1974 digitalizovala měření podélné složky magnetického pole, dopplerovské rychlosti, jasu ve středu spektrální čáry a v kontinuu spektra.

Obr. 14: Stanoviště pozorovatele před vstupní štěrbinou spektrografu s ovládacím pultem dalekohledu a měřicí ústřednou MT 143, která od roku 1974 digitalizovala měření podélné složky magnetického pole, dopplerovské rychlosti, jasu ve středu spektrální čáry a v kontinuu spektra.

Obr. 15: Záznam segmentu prvního magnetografického měření ze dne 22. 6. 1972 v Ondřejově.  Na záznamu z registračního zapisovače vidíme průběh jasu v oblasti sluneční skvrny.  Skvrna se nacházela na konci řádku, skanování skvrny probíhalo po řádcích střídavě zprava a zleva. Proto na registraci vidíme dva poklesy jasu těsně vedle sebe. Mapy magnetických polí se z registrací musely vykreslovat ručně, protože digitální technika nebyla tenkrát ještě k dispozici.
Obr. 15: Záznam segmentu prvního magnetografického měření ze dne 22. 6. 1972 v Ondřejově.  Na záznamu z registračního zapisovače vidíme průběh jasu v oblasti sluneční skvrny.

Skvrna se nacházela na konci řádku, skanování skvrny probíhalo po řádcích střídavě zprava a zleva. Proto na registraci vidíme dva poklesy jasu těsně vedle sebe. Mapy magnetických polí se z registrací musely vykreslovat ručně, protože digitální technika nebyla tenkrát ještě k dispozici.
 

Obr. 16: Mapa podélné složky magnetického pole, vykreslená na souřadnicovém zapisovači ve výpočetním středisku Astronomického ústavu AVČR v Ondřejově. Izočáry magnetického pole jsou zde vykresleny v logaritmické škále.

Obr. 16: Mapa podélné složky magnetického pole, vykreslená na souřadnicovém zapisovači ve výpočetním středisku Astronomického ústavu AVČR v Ondřejově. Izočáry magnetického pole jsou zde vykresleny v logaritmické škále.

5.1. Vlastnosti prvního magnetografu

Náš první magnetograf pracoval od roku 1972. První měření a mapy, zpracované digitální technikou, jsme získali až v roce 1974 (obr. 16), po realizaci digitálního měření v reálném čase. Do té doby jsme mapy kreslili ručně, digitální technika nebyla pro nás dosažitelná.

Magnetograf měřil podélnou složku mag. pole, jas ve spektrální čáře, v kontinuu spektra a dopplerovské rychlosti. Byl vybaven kvalitním pointačním a skanovacím zařízením u nás vyvinuté vlastní konstrukce (viz kvalita mapy na obr. 16). Princip měření je popsán v kapitole 4.

Kvalita dopplerovských měření nebyla vysoká, projevoval se průvan, vanoucí štěrbinou spektrografu. Proto se tato data nepoužívala. Dalším důvodem byla všeobecná nedůvěra k získaným dopplerovským datům, pramenící z toho, že opakovaná měření téže oblasti nebyla reprodukovatelná. Teprve později se zjistilo, že tento jev má reálný základ a jeho důvodem jsou sluneční oscilace. Zbývající kanály svou kvalitou odpovídaly standardu.

Prostorové rozlišení získaných map bylo cca 5 obl.sec, doba, potřebná k proměření aktivní oblasti 300x200 obl.sec byla cca 60 minut. Během dvanácti let svého provozu jsme tímto magnetografem získali 528 měření. Z důvodu stoupající poruchovosti byl v roce 1984 provoz magnetografu ukončen.

 

6. Ondřejovský magnetograf druhé generace (1990 – 2001)

Obr. 17: Pavilon, v němž v létech 1990 – 2001 pracoval náš magnetograf druhé generace. Jednalo se o fotoelektrický štěrbinový magnetograf, napájený horizontálním dalekohledem s objektivem o průměru 500 mm a ohniskovou vzdáleností 35 m, umístěným uvnitř budovy. Princip činnosti tohoto magnetografu je popsán v kapitole 4.

Obr. 17: Pavilon, v němž v létech 1990 – 2001 pracoval náš magnetograf druhé generace. Jednalo se o fotoelektrický štěrbinový magnetograf, napájený horizontálním dalekohledem s objektivem o průměru 500 mm a ohniskovou vzdáleností 35 m, umístěným uvnitř budovy. Princip činnosti tohoto magnetografu je popsán v kapitole 4.

Obr. 18: Detail coelotatu se dvěma zrcadly o průměru 600 mm a rovinné zrcadlo, vracející svazek paprsků, odražených od objektivu zpět do budovy na vstupní štěrbinu spektrografu.

Obr. 18: Detail coelotatu se dvěma zrcadly o průměru 600 mm a rovinné zrcadlo, vracející svazek paprsků, odražených od objektivu zpět do budovy na vstupní štěrbinu spektrografu.

Obr. 19: Stanoviště pozorovatele před vstupní štěrbinou spektrografu. Z levé strany řídící počítače, nastavovací prvky magnetografu a zcela vzadu u zdi stokesmeter. Vstupní štěrbina do spektrografu je uprostřed disku, na čelní stěně místnosti, přikrytá papírem.

Obr. 19: Stanoviště pozorovatele před vstupní štěrbinou spektrografu. Z levé strany řídící počítače, nastavovací prvky magnetografu a zcela vzadu u zdi stokesmeter. Vstupní štěrbina do spektrografu je uprostřed disku, na čelní stěně místnosti, přikrytá papírem.

Obr. 20: Vnitřní zařízení spektrografu v oblasti vstupní štěrbiny. Na druhé straně místnosti spektrografu jsou ve vzdálenosti 10 metrů jeho kolimační a zobrazovací zrcadla. Zbývající tři fotonásobiče se systémem štěrbin jsou za stěnou vlevo od kompenzátoru posuvu Dopplera.

Obr. 20: Vnitřní zařízení spektrografu v oblasti vstupní štěrbiny. Na druhé straně místnosti spektrografu jsou ve vzdálenosti 10 metrů jeho kolimační a zobrazovací zrcadla. Zbývající tři fotonásobiče se systémem štěrbin jsou za stěnou vlevo od kompenzátoru posuvu Dopplera.

6.1. Požadavky na přesnost dalekohledu, napájejícího magnetograf

Obr. 21: Příklad rozložení jasu velké skvrny ve sluneční fotosféře (vlevo) a její složité konfigurace magnetického pole (vpravo). Přestože obě mapy jsou výsledkem měření skanujícím magnetografem, který měřil postupně po řádcích v horizontálním směru, není zde žádné řádkování obrazu patrné. Pro představu o nárocích na přesnost navádění dalekohledu:  Vzorkování a posuvy obrazu Slunce po vstupní štěrbině spektrografu se provádějí po 0,5 mm. Aby řádkování nebylo v mapě patrné, musí zrcadlo coelostatu tento obraz, který je ve vzdálenosti cca 50 metrů, posouvat s přesností lepší než 0,5 mm.

Obr. 21: Příklad rozložení jasu velké skvrny ve sluneční fotosféře (vlevo) a její složité konfigurace magnetického pole (vpravo). Přestože obě mapy jsou výsledkem měření skanujícím magnetografem, který měřil postupně po řádcích v horizontálním směru, není zde žádné řádkování obrazu patrné. Pro představu o nárocích na přesnost navádění dalekohledu:
Vzorkování a posuvy obrazu Slunce po vstupní štěrbině spektrografu se provádějí po 0,5 mm. Aby řádkování nebylo v mapě patrné, musí zrcadlo coelostatu tento obraz, který je ve vzdálenosti cca 50 metrů, posouvat s přesností lepší než 0,5 mm.

Obr. 22: Dopplerovské rychlostní pole před (vlevo) a po (vpravo) provedené fyzikální korekci.

Obr. 22: Dopplerovské rychlostní pole před (vlevo) a po (vpravo) provedené fyzikální korekci.

6.2. Měření dopplerovských rychlostí

I tento náš, v pořadí druhý magnetograf, měřil kromě magnetického pole také dopplerovské rychlostní pole (z donucení – spektrální čára musela být vždy uprostřed systému štěrbin s fotonásobiči). Doba se ovšem změnila a měření rychlostních polí začínalo nabývat na významu. A to byl důvod, proč jsme se tomuto problému docela intenzivně věnovali. Při měření jsme prováděli již popsanou klasickou mechanickou korekci posuvu spektrální čáry (kap. 4.5.). Metodu vyhodnocování dopplerovských rychlostí jsme však podstatně vylepšili zavedením fyzikální korekce, která dovolovala zvýšit rozlišení pozorovaných struktur (i ve slunečních skvrnách !!! – obr. 23). V levé části je mapa původních naměřených dat. Při měření nebyly v části horní poloviny mapy změny polohy spektrální čáry mechanicky, planparalelní destičkou, vůbec korigovány. Po provedené fyzikální korekci (vpravo) není poznat, kde bylo měření narušeno a i zbývající, mechanicky korigované struktury vykazují podrobnější detaily.

Obr. 23: Příklad přesnosti a rozlišení detailů mapy našeho magnetografu v porovnání s kvalitním snímkem fotosféry, získaným s vysokým rozlišením za kvalitních pozorovacích podmínek na VTT na Kanárských ostrovech. Překvapilo nás, že izočáry v naší mapě korespondují s pórami vlevo nahoře, doprovázejícími velkou sluneční skvrnu vpravo dole. Původní zadání bylo zcela jiné – vykreslit do snímku neutrální čáru magnetického pole v této oblasti. Vůbec jsme nečekali, že póry (velmi malé skvrnky) náš magnetograf zaznamená. V poloze pór se projevují jejich vlastní pohyby, protože časy pozorování na Kanárských ostrovech a v Ondřejově se lišily.

Obr. 23: Příklad přesnosti a rozlišení detailů mapy našeho magnetografu v porovnání s kvalitním snímkem fotosféry, získaným s vysokým rozlišením za kvalitních pozorovacích podmínek na VTT na Kanárských ostrovech. Překvapilo nás, že izočáry v naší mapě korespondují s pórami vlevo nahoře, doprovázejícími velkou sluneční skvrnu vpravo dole. Původní zadání bylo zcela jiné – vykreslit do snímku neutrální čáru magnetického pole v této oblasti. Vůbec jsme nečekali, že póry (velmi malé skvrnky) náš magnetograf zaznamená. V poloze pór se projevují jejich vlastní pohyby, protože časy pozorování na Kanárských ostrovech a v Ondřejově se lišily.

6.3. Vlastnosti magnetografu druhé generace

Náš štěrbinový magnetograf druhé generace pracoval od roku 1990. Jeho koncepce byla moderní, využívající počítačovou techniku. Součástí magnetografu druhé generace byl stokesmeter, měřící čtyři parametry Stokesa. Vzhledem k tomu, že výsledky měření příčných komponent vektoru nebyly adekvátní vynaložené námaze, měřili jsme pouze podélnou složku magnetického pole, jas ve spektrální čáře, v kontinuu spektra a dopplerovské rychlosti.

Magnetograf byl vybaven kvalitním pointačním a skanovacím zařízením, pracujícím podle námi vyvinutém principu, viz předcházející příklady. Kromě nadstandardního kanálu dopplerovských rychlostí odpovídaly všechny kanály svou kvalitou standardu.

Prostorové rozlišení získaných map bylo cca 5 obloukových vteřin, doba, potřebná k proměření aktivní oblasti 300×200 obloukových vteřin byla cca 7,5 minuty. Proces měření se zrychlil 8x. Pozorovací sezona magnetografu byla od června do září, protože tým pozorovatelů tvořili jen studenti. Přesto produkce získaných pozorování stoupla více než pětkrát. Během dvanácti let jsme tímto magnetografem získali 2824 měření (více: http://www.asu.cas.cz/~solmag/ ).

Stavba velkých dalekohledů s vysokým rozlišením umožnila detailnější studium v nové oblasti slunečního výzkumu, což způsobilo pokles zájmu o přístroj. Z tohoto důvodu byl v roce 2001 provoz magnetografu druhé generace ukončen.

 

7. Spektropolarimetry

Spektropolarimetry, na rozdíl od štěrbinových magnetografů, popisovaných v předešlé části, měří současně více bodů zkoumané oblasti. Taková měření zpravidla při měření nevyžadují pohyb dalekohledu, a proto mohou být podstatně rychlejší. Proto je tato moderní metoda dnes často používána jak u pozemních dalekohledů, tak i na družicích.

Princip spektrálního měření zůstává stejný, jen spektrální čáru získáváme jiným způsobem. V klasickém spektrografu získáme hladký profil celé spektrální čáry. Spektropolarimetry pracují jinak, nepoužívají spektrograf, ale systém proladitelných úzkopásmových filtrů. Získáváme sadu několika obrazů téže zkoumané oblasti v různých, přesně definovaných vlnových délkách (viz obr. 25). Pomocí této sady můžeme pro každý bod měřené oblasti sestrojit profil spektrální čáry a s tímto profilem pracovat podobně, jako v případě klasického profilu. K měření magnetického pole potřebujeme ještě fázovou destičku, která bude místo elektrooptického modulátoru modulovat potřebným způsobem polarizované světlo.

Přístroj HMI (Helioseismic and Magnetic Imager) [6] na družici SDO (Solar Dynamics Observatory) používá rotační fázové destičky a pro proladění celé spektrální čáry dva proladitelné úzkopásmové Michelsonovy interferometry a Lyotův filtr. Díky tomu měří družice SDO celý vektor magnetického pole a současně i dopplerovskou rychlost.

Obr. 24: Vzorkování profilu spektrální čáry proladitelným úzkopásmovým filtrem. Horní modrá křivka – vzorkovaný profil spektrální čáry, spodní barevné křivky – pásma propustnosti proladitelného filtru v pracovních pozicích při vzorkování.

Obr. 24: Vzorkování profilu spektrální čáry proladitelným úzkopásmovým filtrem. Horní modrá křivka – vzorkovaný profil spektrální čáry, spodní barevné křivky – pásma propustnosti proladitelného filtru v pracovních pozicích při vzorkování.

 

Místo závěru

S magnetickými poli je to stejné, jako se zapadajícím Sluncem na úplně prvním snímku: víte, že tam někde je, ale není vidět! A v tom spočívá kouzlo našeho snažení – poznat nepoznané. Pokud jsem vám snad tímto pojednáním znechutil sluneční fyziku, nebylo to mým úmyslem. Nepropadejte smutku! Ze své zkušenosti mohu potvrdit, že této poněkud náročné oblasti „polarizace světla“ se úspěšně vyhýbá mnoho mých kolegů a určitě vědí, proč!

Mirek Klvaňa

Zdroje informací:

[1] http://cesar.kso.ac.at/

[2] http://sdo.gsfc.nasa.gov/data/

[3] http://slovari.yandex.ru/~книги/БСЭ/Магнитометр/

[4] http://expedice-olgujdach.webnode.cz/news/protonovy-magnetometr1/

[5] http://en.wikipedia.org/wiki/Zeeman_effect

[6] http://hmi.stanford.edu

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.