Jurij A. Kuprjakov, Šternbergův astronomický ústav, Moskevská univerzita, 119899 Moskva, Rusko, kupry@sai.msu.ru

Pavel Kotrč, Astronomický ústav Akademie věd České republiky 251 65 Ondřejov, pkotrc@asu.cas.cz
 

Abstrakt
V článku jsou ukázány charakteristické zvláštnosti pohybů v rozvíjejících se erupčních smyčkách ze dne 25. července 1999. Jsou studovány dopplerovské rychlosti pohybu zářící plazmy ve smyčkách během procesu jejich rozvoje. Dále, pro případ eruptivní protuberance pozorované 15. května 2000 jsou odvozeny rychlosti pohybů, které byly pozorovány ve všech fázích vývoje protuberance. Další případné aktuální informace je možné získat v archivu dat na webovské stránce: http://www.asu.cas.cz/~pkotrc/index.html.
 

ÚVOD

     Studium spekter aktivních jevů nad okrajem slunečního limbu často přináší komplexnější prostorový pohled na dynamiku jejich vývoje. Doplníme-li spektra snímky filtrogramů snímaných přes vhodný úzkopásmový filtr (přílišná úzkost pásma propustnosti může být na závadu u velmi dynamických jevů, neboť jejich záření může být dopplerovsky posunuto mimo okno filtru), získáme velmi obsažnou informaci o geometrické konfiguraci i o dynamice sledovaného aktivního jevu. Studiem poerupčních smyček se zabývali např. Schmieder a spol. (1995, 1996) a Wiik a spol. (1996). Studiem dynamiky eruptivních protuberancí se zabývali na podobném materiálu také Kotrč a spol. (1998), kteří provnáním závěrů studia spekter a filtrogramů s radiovými záznamy a rentgenovskými snímky nalezli důkaz rekonexe magnetického pole. V současné práci ukazujeme na některé zajímavé útvary ve spektrech aktivních limbových jevů a nabízíme nové, nebo jiné způsoby jejich interpretace.

POERUPČNÍ SMYČKY

     Poerupční smyčky v aktivní oblasti na severozápadním limbu byly 25. 7. 1999 pozorovány od začátku erupce ve 13:42:56 do 14:53:27 UT. Zpočátku se jevily jako subtilní nevelká smyčka s malou intenzitou, (viz obr. 1a). Dopplerovské rychlosti v této počáteční fázi nepřevyšovaly pásmo o hranicích ± 7 km/s. Ve 13:51 UT již bylo možné pozorovat na slit-jaw filtrogramu i v Ha spektru jasné vrcholy typické pro poerupční smyčky. Dopperovské rychlosti se zvětšily a jsou v intervalu od - 5 do - 18 km/s a později dále narůstají. Zatímco v počátcích jevu, kdy obloukovité struktury nebyly ještě rozvinuty, byl charakter průběhu rychlostí ve vrcholcích smyček spíše náhodný, v pozdějším období, (viz. obr. 2) se vytváří podél štěrbiny přetínající oblouky smyček naprosto systematický obrazec ve tvaru klínu. Tento klín ukazuje rozdělení dopplerovské rychlostní komponenty v různých částech smyčky. U nohy smyčky a ve vrcholu smyčky jsou rychlosti blízké nule, zatímco v prostředku smyčky jsou maximální a dosahují řádu 20 km/s. Podobné rozdělení rychlostí v poerupčních smyčkách z 26. 6. 1992 publikovala Wiik a spol. (1996). Vysvětlují charakter rychlostí pohybem uzlů poerupčních smyček podél jejich rekonstruovaného skutečného tvaru. Určitým vysvětlením by mohla být kombinace pohybu materiálu podél smyčky a translačního pohybu protuberance jako celku. Potom by měřená dopplerovská komponenta v noze a na vrcholu smyčky byla maximální (míří k pozorovateli), zatímco v centru smyčky je nulová (je kolmá na směr k pozorovateli). Zůstává však neřešený rozpor, proč má vektor rychlosti materilálu v noze smyčky stejný směr jako ve vrcholu smyčky.
     My se domníváme, a na našich pozorováních je to zcela evidentní, že se v tomto případě nejedná o pohyb hmoty podél trajektorií smyček, nýbrž o určitou formu symetrické expanze systému smyček od jejich středu či osy. Následek expanze se projeví největší rychlostí právě uprostřed nohy smyčky (cca - 20km/s, viz obr. 2). U nohy smyčky a v jejím vrcholu je dopplerovská komponenta expanze téměř nulová. Pohyb lze přirovnat k roztahující se pneumatice, s tím, že obraz její k pozorovateli přivrácené strany se promítá na štěrbinu. Otevřenou otázkou zůstává, proč nevidíme ve spektru zadní stranu poerupčních smyček. Ta by totiž měla vytvářet symetrickou klínovitou strukturu, roztahující se směrem od pozorovatele. Jedním z vysvětlení by mohla být přítomnost rázové vlny, která se šíří do vymezeného poloprostoru. Druhým vysvětlením může být fakt, že plazma v erupčních smyčkách je opticky tlustá, takže ve spektru vidíme jen část smyček na straně přivrácené k pozorovateli.
 

ERUPTIVNÍ PROTUBERANCE

     Eruptivní protuberance patří k velmi dynamickým jevům sluneční aktivity. V průběhu několika minut dochází k rozvinutí nestability a velmi zásadním způsobem se mění jak Ha filtrogram, tak zejména spektrum. V různých částech eruptivní protuberance se současně vyskytují různé druhy pohybů, od prosté translace, přes rotaci až k expanzi. Nejčastěji bývají tyto druhy různých pohybů vzájemně kombinovány. Reprezentativním vzorkem je eruptivní protuberance z 15. května 2000, jejíž snímky vidíme na následujících obrázcích 3, 4, 5 a 6. Sklon spektra na obrázku 3 svědčí o rotaci celé rozvíjející se struktury, zatímco jeho posun o translačním pohybu. Podobný charakter, ale s vyšším prostorovým rozlišením vidíme na obrázku 4. Skutečnou raritou je ale obrázek 5, ukazující uzavřenou symetrickou eliptickou strukturu ve spektru. Tu je možno jednoznačně interpretovat jako celoprostorovou středově nebo alespoň osově symetrickou explozi a následnou expanzi protuberanční plazmy v pozorovaném místě. Je škoda, že úzkopásmový filtr nepropustil a na obrázku ze štěrbiny nezachytil snímek struktury, jejíž spektrum vidíme na obrázcích 5b a 7. Existují radiové záznamy z ondřejovského radiospektrografudokumentující (viz. obr. 6), přítomnost pohybu plazmatického útvaru ve sluneční koróně. Studiem tohoto dynamického jevu se hodláme v nejbližší době intenzivně zabývat.
 

     Na závěr demonstrace plejády různých snímků a spekter poerupčních smyček a eruptivní protuberance uvádíme unikátní snímek téže eruptivní protuberance z 15. 5. 2000 na obr. 8. Slunce se tehdy nacházelo mezi souhvězdími Berana a Býka v blízkosti Plejád. Unikátní eruptivní protuberance se na snímku rozpíná k otevřené hvězdokupě Plejády.

     Článek byl vypracován v rámci grantu GA ČR 205/00/1726.
 

LITERATURA

Kotrč P., Karlický M., Šimberová S., Knížek M. a Varady M.: 1998, Solar Phys. 182, 393 - 409
Schmieder B., Heinzel P., Wiik J.E., Anwar B., Kotrč P., Lemen J. a Hiei E.: 1995, Solar Phys. 156, 337.
Schmieder B., Heinzel P., van Driel-Gesztelyi L., a Lemen J.: 1996, Solar Phys. 165, 303.
Wiik, J. E., Schmieder, B., Heinzel, P. a Roudier T.: 1996. Solar. Phys. 166, 96-10