Menu

Sluneční fyzika na UFY PřF


Kdo jsme?

Na ústavu v současné době naši malou skupinu zabývající se sluneční fyzikou tvoří:

doc. RNDr. Petr Jelínek, Ph.D. - pracovník UFY, zabývá se numerickými simulacemi procesů ve sluneční atmosféře (zejména magnetoakustické vlny a oscilace ve sluneční koróně), seznam publikací je zde ResearcherID.

Současní studenti

Bc. Kryštof Effenberk - student navazujícího magisterského studia oboru Fyzikální měření a modelování. Ve své magisterské práci se věnuje numerickým simulacím oscilačních procesů v magnetických strukturách sluneční koróny.

Bc. Jaroslav Jícha - student navazujícího magisterského směru M-F. Ve své magisterské práci se zabývá numerickými simulacemi vlnových a oscilačních procesů v neutrální proudové vrstvě, tzv. current-sheetu.

Bývalí studenti

Mgr. Václav Šebelík - student navazujícího Mgr. studia učitelství M-F pro SŠ (PřF JU), oblastí jeho zájmu bylo studium magnetických struktur na Slunci z pozorování družic SDO a SOHO. Navazoval na svou bakalářskou práci, kterou úspěšně obhájil v květnu 2013. Diplomovou prácí úspěšně obhájil v červnu 2015.

Mgr. Jan Pokorný - student navazujícího Mgr. studia učitelství pro ZŠ (student PF JU), oblastí jeho zájmu jsou numerické simulace magnetoakustických vln ve sluneční koróně, studium úspěšně ukončil 2014.

Mgr. Zdeněk Zeman - student navazujícího Mgr. studia učitelství pro ZŠ (student PF JU), oblastí jeho zájmu jsou numerické simulace magnetoakustických vln ve sluneční koróně, studium úspěšně ukončil 2013.

Mgr. Jaroslav Brož - student navazujícího Mgr. studia učitelství pro ZŠ (student PF JU), oblastí jeho zájmu jsou numerické simulace magnetoakustických vln ve sluneční koróně, studium úspěšně ukončil 2013.

Bc. Matěj Šebík - student odborné fyziky (student PřF JU), oblastí jeho zájmu jsou numerické simulace magnetoakustických vln ve sluneční koróně, studium úspěšně ukončil 2012.


Čím se zabýváme?

Na našem ústavu se zabýváme převážně numerickými simulacemi magnetohydrodynamických (MHD) vln a oscilací ve sluneční koróně.

Pro tyto složité výpočty využíváme numerický kód FLASH4.2, který využívá tzv. Adaptive Mesh Refinement (AMR), tedy adaptivní zjemňování výpočetní mřížky v oblastech, kde by za použití ekvidistatntní mřížky docházelo k velkým numerickým chybám. Celý kód je paralelizovaný, tj. výpočty běží na více procesorech. Pro jednodušší výpočty využíváme obyčejný stolní PC Dell T3600; Intel XEON E5-1650, 3.2 GHz, 1600 MHz, 12M, 6C. Pro složitější výpočty, např. ve 3D pak výpočetní cluster OCAS (Ondřejov Cluster for Astrophysical Simulations) na AsÚ AV ČR v Ondřejově nebo cluster na Univerzitě Marie Curie Skłodowské v Lublinu v Polsku. Tento cluster se nachází na Ústavu teoretické fyziky, Fakulty matematiky, fyziky a informatiky, se kterým úzce spolupracujeme.


Co jsou vlny a oscilace ve sluneční koróně?

Co tedy vlastně zkoumáme a co jsou vlny a oscilace ve sluneční koróně?

Nejdříve je třeba zmínit, co je vlastně sluneční koróna. Slunce má, podobně jako naše Země, svou "atmosféru". Není to ovšem atmosféra v pravém slova smyslu. Řekněme tedy, že atmosférou Slunce budeme nazývat oblast nad tzv. fotosférou Slunce, tj. viditelným povrvchem Slunce. Tato atmosféra se skládá z několika vrstev, tak jak je vidět na obrázku.

Atmosféra Slunce. Převzato z http://www.sciencedaily.com/releases/2013/02/130220092410.htm

Na výše uvedeném obrázku jsou vyznačeny všechny vrstvy sluneční atmosféry společně s jejich odhadovanými teplotami. Můžeme vidět, že teplota viditelného povrchu Slunce, tj. žlutého disku, který můžeme na obloze pozorovat je kolem 6000 °C. V tzv. nízké chromosféře, tj. několik stovek kilometrů nad fotosférou je teplota nejnižší, kolem 4000 °C, dále roste na 10 000 °C ve vrstvě vyšší chromosféry, to je asi do výšky 2 000 km nad fotosférou Slunce. Co je ale pak velmi zajímavé je fakt, že na vzdálenosti několika málo stovek kilometrů (této části Slunce se říká česky přechodová oblast (angl. Transition Region), v obrázku není vyznačena) teplota prudce vzroste až na 1-2 MK (1 000 000 - 2 000 000 °C). Právě přechodová oblast je oblastí, která z chromosféry přechází do nejvyšší oblasti sluneční atmosféry nazývané koróna Slunce. Tato oblast není nijak ohraničená, zasahuje do volného prostoru. Běžně pouhým okem koróna (stejně jako chromosféra) není viditelná, obě vrstvy lze spatřit pomocí specializovaných přistrojů. Nejlépe je možné korónu spatřit přirozeně při úplném zatmění Slunce, jako jemný závoj kolem slunečního disku.

Přehledně můžeme vidět průběh teploty společně se závislostí hustoty na výšce ve sluneční atmosféře na následujícím grafu. Nutno říci, že se jedná o graf zobrazující "klidné Slunce" podle tzv. VAL-C modelu, čili jde o idealizovaný stav, nicméně pro představu a dokonce i pro numerické modely v mnoha případech plně postačující.

Zodpovědně můžeme říci, že problém tzv. ohřevu sluneční koróny (tj. prudkého nárůstu teploty ve vyšších vrstvách sluneční atmosféry) není dosud uspokojivě vysvětlen. Nicméně, existuje několik možných mechanismů, o kterých si myslíme, že by tento ohřev mohly vysvětlit nebo alespoň pomoci k jeho vysvětlení. Pomineme-li mechanismus rekonexe magnetického pole, uplatňující se např. při slunečních erupcích, který je sám o sobě velice zajímavý, ale je mimo oblast našeho výzkumu, máme zde ještě jeden zajímavý mechanismus - ohřev pomocí magnetoakustických vln.

Slunce je možné si představit jako obrovskou kouli žhavých plynů, tento žhavý plyn nazýváme plazmatem. Plazma samo o sobě má spoustu zajímavých vlastností a jednou z nich je to, že podobně jako ve vzduchu nebo jiných plynech, se i v plazmatu mohou šířit zvukové vlny. Z akustiky je známo, že zvuk se ve vzduchu šíří v podobě sféricky symetrických ploch, které nazýváme vlnoplochy. Sféricky symetrické jsou proto, že vzduch považujeme za izotropní prostředí. I když, jak již bylo řečeno, se v plazmatu šíří vlny podobně jako v ostatních plynech, je přece jen je plazma v něčem jiné. První věcí je, že plazma je ionizovaný plyn, to znamená, že částicemi, které mohou vlny přenášet mohou být elektrony i kladné ionty. My se ve svých úvahách zaměříme právě na vlny přenášené těžkými (oproti elektronům) ionty. O vlnách, které jsou přenášeny ionty budeme mluvit jako o iontozvukových, magnetozvukových nebo také magnetoakustických vlnách. Zajímavé je, že zatímco ve vzduchu najdeme pouze jednu vlnoplochu, v plazmatu, díky existenci magnetického pole, které způsobuje to, že je plazma anizotropním prostředím, najdeme vlnoplochy hned tři, viz obrázek. Můžeme zde vidět tzv. rychlou (červená), pomalou (modrá) magnetoakustickou vlnu a Alfvénovu (zelená) vlnu - magnetické pole je orientováno vodorovně.

Všechny zmíněné typy vln byly ve sluneční koróně pozorovány a existuje zde i mnoho numerických a teoretických studií chování těchto vln za různých podmínek.


Naše numerické simulace

Prozatím uvádíme odkazy na naše nejvýznamnější publikace, týkající se numerických simulací magnetoakustických vln ve sluneční koróně, které jsou volně ke stažení:

M. Karlický, P. Jelínek, H. Mészárosová, Magnetoacoustic waves in the narrowband dm-spikes sources, Astronomy and Astrophysics 529, A96, 2011.

P. Jelínek, M. Karlický, Magnetoacoustic waves in diagnostics of the flare current sheets, Astronomy and Astrophysics 537, A46, 2012.

P. Jelínek, M. Karlický, K. Murawski, Magnetoacoustic waves in a vertical flare current-sheet in a gravitationally stratified solar atmosphere, Astronomy and Astrophysics 546, A49, 2012.

M. Karlický, H. Mészárosová,  P. Jelínek, Radio fiber bursts and fast magnetoacoustic wave trains, Astronomy and Astrophysics 550, A1, 2013.

H. Mészárosová, M. Karlický, P. Jelínek, J. Rybák, Magnetoacoustic waves propagating along a dense slab and Harris current sheet and their wavelet spectra, The Astrophysical Journal 788, 44, 2014.

P. Jelínek, M. Karlický, K. Murawski,  Electric current filamentation at a non-potential magnetic null-point due to pressure perturbation, The Astrophysical Journal 812, 105, 2015.

V. M. Nakariakov,  V. Pilipenko,  B. Heilig, P. Jelínek,  M. Karlický,  D. Y. Klimushkin, D. Y. Kolotkov,  D.-H. Lee,  G. Nisticò,  T. Van Doorsselaere,  G. Verth,  I.V. Zimovets, Magnetohydrodynamic Oscillations in the Solar Corona and Earth's Magnetosphere: Towards Consolidated Understanding, Space Sci. Rev., 200(1), 75, 2016.

M. Karlický, P. Jelínek, Quasi-periodic processes in the flare loop generated by sudden temperature enhancements at loop footpoints, Astronomy and Astrophysics, 590, A4, 2016.

P. Jelínek, M. Karlický, T. Van Doorsselaere, M. Bárta, Oscillations excited by plasmoids formed during magnetic reconnection in vertical gravitationally stratified current-sheet, The Astrophysical Journal 847, 98, 2017.

Co říci závěrem...?

Pokud vás tato témata zajímají nebo zaujala (ať už studenty UFY nebo i středoškoláky) není nic jednoduššího, než se k nám připojit!!! Stále hledáme schopné studenty, kteří by se podíleli jak na numerických simulacích, tak na zpracování družicových dat např. ze SOHO nebo SDO, které by dále sloužily jako náměty k dalším numerickým a teoretickým studiím. Pojďte s námi objevovat v laboratoři v pozemském meřítku velmi vzdálené, ale v astronomickém měřítku naopak neskutečně blízké, fascinující svět sluneční fyziky.

doc. RNDr. Petr Jelínek, Ph.D.