náhled|Sluneční granulace na snímku dalekohledu Daniela K. Inouyeho (DKIST), zveřejněném v roce 2020. Světlé granule oddělují tmavší mezigranulární pásy. Granulace je zrnitá struktura fotosféry Slunce a dalších hvězd s povrchovou konvekcí. Tvoří ji světlejší oblasti zvané granule, oddělené sítí tmavších mezigranulárních pásů. Rozdíly jasnosti souvisejí s rozdíly teploty mezi vzestupnými proudy teplejšího plazmatu a sestupnými proudy ochlazené látky. Granulace je tak viditelným projevem přenosu energie prouděním v povrchových vrstvách hvězdy.
Vznik a vlastnosti Ve světlých částech granulí vystupuje teplejší plazma z hlubších vrstev. V blízkosti fotosféry ztrácí energii vyzařováním, ochlazuje se a rozlévá do stran. Ochlazená, hustší látka následně klesá v užších mezigranulárních pásech. Granule proto nejsou trvalými útvary, ale součástí neustále se měnícího proudění.
Typické vodorovné rozměry slunečních granulí jsou přibližně 500–2 000 km a jejich charakteristická životnost činí asi 5–10 minut. Rychlosti proudění dosahují řádově 1 km/s. Uvedené hodnoty charakterizují běžnou granulaci; jednotlivé útvary mají různé rozměry a dobu existence.
Konvektivní pohyb lze měřit také pomocí Dopplerova jevu: pohyb látky způsobuje posuny spektrálních čar. Souvislost mezi teplotou, jasností a směrem proudění ovlivňuje i tvar a asymetrii čar ve výsledném hvězdném spektru.
Vliv magnetického pole Proudění soustřeďuje magnetické pole do mezigranulárních pásů. Silnější pole zpětně mění pohyb plazmatu a omezuje přenos energie konvekcí; granule v magneticky aktivních oblastech mohou být menší, protáhlejší a méně kontrastní. Běžné tmavé pásy mezi granulemi se odlišují od slunečních pórů, což jsou tmavé útvary se silným magnetickým polem, podobné malým slunečním skvrnám. Samotné nahromadění magnetického pole však nemusí znamenat ztmavnutí: úzké magnetické struktury mohou být díky ohřevu z okolí naopak jasnější.
Supergranulace Supergranulace označuje proudění na podstatně větších prostorových a časových škálách. Typický rozměr supergranulárních buněk je přibližně 30 000–35 000 km a doba jejich existence asi 24–48 hodin. Převládá v nich vodorovné proudění rychlostí několika set metrů za sekundu. Nejde o pouhé spojení několika granulí do většího jasného útvaru.
Supergranulární proudění soustřeďuje magnetické pole na hranicích buněk, které souvisejí se sítí jasnějších struktur pozorovanou v chromosféře. Původ supergranulace a mechanismus určující její charakteristické rozměry zůstávají předmětem výzkumu.
Granulace jiných hvězd Povrchovou konvekci lze zkoumat i u jiných hvězd. Studie zveřejněná v roce 2024 využila snímky červeného obra R Doradus pořízené soustavou Atacama Large Millimeter Array v červenci a srpnu 2023. Pozorování zachytila vývoj struktur v rozšířené atmosféře nad fotosférou, které autoři spojují s povrchovou konvekcí a jí vyvolanými rázovými vlnami. Odvozená charakteristická časová škála činila přibližně jeden měsíc (33 ± 3 dny).
Odkazy
Reference
Související články Fotosféra Konvektivní zóna Supergranulace Sluneční skvrna
Externí odkazy
Kategorie:Slunce Kategorie:Hvězdy Kategorie:Astrofyzika