Astronomické a geofyzikálne observatórium UK v Modre

Hlavné menu

Vyhľadávanie

Info o observatóriu

Adresa:

Astronomické observatórium
P.O.Box 4
900 01 Modra
Slovenská republika
tel.: +421 336475261

Zemepisná dĺžka:

17°,27402056 východne

Zemepisná šírka:

48°,37327278 severne

Nadmorská výška:

531.10 m

Kód MPC:

118

Slnko

„Aj po piatich miliardách rokov je Slnko stále bublajúce a nekľudné,

neschopné usadiť sa v dekadentnom strednom veku,

ktorý by naznačovali jednoduché teoretické úvahy…

Zdá sa, že radikálnym buditeľom tohto kozmického nepokoja

je magnetické pole.“

(Prof. Eugene N. Parker, 1979)

 

„Slnko, nehľadiac na všetky planéty,

ktoré okolo neho obiehajú a závisia na ňom,

stále spôsobuje, že hrozno dozrieva.

Ako keby v celom vesmíre nemalo nič iného na práci.

(Galileo Galilei)

Mohlo by sa zdať, že Slnko je relatívne nezaujímavý astronomický objekt. Vídavame ho denne: ráno vychádza, večer zapadá, cez deň svieti a tak ďalej. Tento zdanlivý dojem je však značne nepravdivý. Na jednej strane, obrovský význam Slnka pre život na Zemi vyplýva z toho, že slnečné žiarenie je primárnym zdrojom energie pre život na Zemi. Bez Slnka by neexistoval deň, fotosyntéza a teda ani ekosystémy.

Na druhej strane, Slnko je navyše magneticky aktívna hviezda. Zoznam prejavov jeho aktivity je pomerne dlhý a zahŕňa i vysokoenergetické erupcie. Jeho relatívna blízkosť z neho robí jedno z najlepších kozmických laboratórií a jeden z najštudovanejších astronomických objektov vôbec, či už pomocou pozemských ďalekohľadov alebo kozmických misií.

 

Dva západy Slnka: nad Petržalskou stranou Dunaja (fotené z Nového mostu, 21. 9. 2009) a za Gerlachovským štítom (fotené z Lomnického štítu, 19. 11. 2009). Foto: J. Dudík, postprocesing: Z. Fiurášková

Slnko ako hviezda

Slnko je hviezda hlavnej postupnosti stará približne 4,6 miliardy rokov. Jeho spektrálna trieda je G2, čo znamená, že ide o menšiu, žltooranžovú hviezdu s povrchovou teplotou približne 5800 K. Jeho absolútna magnitúda je 4,83 mag, čomu zodpovedá žiarivý výkon (svietivosť) 3,846x1026 W. Táto hodnota je natoľko veľká, že tisíc pozemských elektrární s výkonom 1 GW by muselo fungovať približne 12,2 milióna rokov, aby vyprodukovali rovnaké množstvo energie, aké Slnko vyžiari za jedinú sekundu.

Vzdialenosť Slnka od Zeme je približne 149,6 milióna km, vďaka čomu má Slnko vizuálnu magnitúdu –26,74 mag. To z neho robí najjasnejší prirodzený objekt pozorovateľný z povrchu Zeme. Jeho zdanlivá jasnosť je natoľko veľká, že Slnko by sa nikdy nemalo pozorovať priamo voľným okom, tobôž nie priamo cez ďalekohľad, pretože hrozí nenávratné poškodenie zraku.

Hmotnosť Slnka je 1,99x1030 kg, čo je približne 750–krát viac, než je hmotnosť všetkých ostatných telies slnečnej sústavy dohromady. Jeho rovníkový polomer činí 696 tisíc km, t.j. 109–krát viac, než je rovníkový polomer Zeme. Rotácia Slnka okolo vlastnej osi nie je všade rovnaká: kým rotačná doba na rovníku trvá približne 25 dní, v blízkosti pólov je to už 34 dní. Táto diferenciálna rotácia je príčinou slnečnej aktivity.

Vzhľadom k ostatným hviezdam je Slnko mierne netypické tým, že sa nevyskytuje vo viacnásobnej hviezdnej sústave. Vďaka tomu sa okolo Slnka môže nachádzať rozsiahla, stabilná planetárna sústava.

Slnko sa spolu so svojou planetárnou sústavou nachádza vo vonkajších 2/3 Galaktického disku, vo vzdialenosti približne 26 tisíc svetelných rokov od stredu Galaxie, ktorý obieha rýchlosťou približne 220 km/s. Jeden obeh pri tom trvá asi 225 miliónov rokov. Rýchlosť Slnka vzhľadom na blízke hviezdy tvorí približne 1/10 rýchlosti jeho obehu okolo centra Galaxie.

 

Vnútorná štruktúra a tvorba energie

Vnútorná stavba telesa Slnka pozostáva z viacerých vrstiev: jadra, zóny žiarivej rovnováhy a konvektívnej zóny.

Najhlbšie, zhruba do troch desatín polomeru sa nachádza jadro. Teplota jadra je približne 14,5 milióna K a jeho hustota je približne 150 tisíc kg/m3. Tieto vysoké hodnoty teploty a hustoty znamenajú, že jadro Slnka je miestom, kde sa tvorí takmer všetka žiarivá energia mechanizmom termojadrovej fúzie štyroch jadier vodíka 11H na jedno jadro hélia 42He. Termojadrová fúzia sa deje najmä pomocou tzv. protón-protónového reťazca, ktorého medziprodukty sú jadro deutéria (ťažkého vodíka) 21D a jadro ľahkého hélia 32He:

 

11H + 11H → 21D + e+ + ne                  (2x)

21D + 11H → 32He + g                                   (2x)

             32He + 32He → 42He + 11H + 11H          

 

pričom celková uvoľnená energia pripadajúca na jednu sériu reakcií je 26,2 MeV. Z reakcií vystupuje ako vedľajší produkt elektrónové antineutríno ne, odnášajúce asi 2% uvoľnenej energie, pozitrón e+g–fotón. Okrem vyššie uvedenej hlavnej vetvy protón-protónového reťazca môže reakcia bežať s menšou pravdepodobnosťou i vetvami zahŕňajúcimi berýlium. Ich schématický zápis (bez protónových čísel) je

 

1H(1H; e+,ne)2D(1H; g)  3He(3He; 21H) 4He

                                    3He(4He; g)7Be(1H; g)8B( ; e+,ne)8Be(; 4He)4He

                                                      7Be(e,ne) 7Li(1H; 4He)4He.

Protón-protónový reťazec sa podieľa na tvorbe žiarivého výkonu Slnka asi 99%. Asi 1% energie je tvorené CNO cyklom, pri ktorom izotop uhlíka 126C funguje ako katalyzátor:

 

            12C(1H; g)13N( ; e+,ne)13C(1H; g)14N(1H; g)15O( ; e+,ne)15N(1H; 4He)12C

 

CNO cyklus sa väčším percentom podieľa na tvorbe energie u hmotnejších hviezd.

            Pretože pri termojadrovej fúzii dochádza k spaľovaniu vodíka na hélium, v jadre Slnka s postupom času klesá obsah vodíka a pribúda obsah hélia. Héliový popol sa ukladá vo vnútornom jadierku zasahujúcom v súčasnosti približne do 3% polomeru Slnka. Obsah vodíkového paliva v jadre Slnka je však natoľko veľký, že Slnko bude môcť jeho spaľovaním produkovať energiu ďalších približne 5 miliárd rokov.

            Správnosť našich teoretických modelov slnečného jadra bola potvrdená prvýkrát koncom 60-tych rokov 20. storočia Davisovým experimentom (oceneným Nobelovou cenou za fyziku v roku 2002), v ktorom bol pozorovaný tok slnečných neutrín pochádzajúcich z inverzného β-rozpadu izotopu 8B na 8Be v druhej vetve protón-protónového reťazca. Hoci bol pozorovaný tok neutrín menší ako pôvodné teoretické predpovede, tento problém sa podarilo vyriešiť objavom oscilačnej povahy neutrín v dôsledku ich nenulovej hmotnosti. Výsledky teoretických modelov sú v súčasnej dobe v dobrej zhode s pozorovaniami.

            Nad jadrom Slnka sa nachádza zóna žiarivej rovnováhy. Je to miesto, ktorým sa fotóny uvoľnené pri termojadrových reakciách pomaly dostávajú smerom k povrchu Slnka. Teplota a hustota s narastajúcou vzdialenosťou od jadra klesajú, látka je však dostatočne nepriepustná pre žiarenie. Dochádza k interakciám fotónov s nabitými časticami, pri ktorých sa fotón absorbuje a neskôr opäť vyžiari do náhodného smeru. Tento proces sa opakuje a výsledná „difúzia“ fotónu cez zónu žiarivej rovnováhy trvá približne 1 milión rokov.

            Zóna žiarivej rovnováhy končí približne v 70% polomeru Slnka. Nad ňou leží konvektívna zóna, kde je energia smerom von prenášaná prúdením vo forme stúpajúcich bublín horúcejšej plazmy podobne ako vo variacej sa vode. Vrcholky konvektívnych prúdov môžeme pozorovať ako fotosférickú granuláciu a supergranuláciu. Typický priemer jednotlivých granúl je 1000 km a doba ich života je asi 5 minút. Naproti tomu priemer supergranúl je asi 10 tisíc km a doba života približne deň.

 Časť fotosféry s granuláciou a skupinou slnečných škvŕn pozorovaná v G-pásme spektra. Tmavé časti slnečných škvŕn sa nazývajú umbry a sú obklopené vláknitými, o niečo jasnejšími penumbrami. Materiál sa v penumbre pohybuje v oboch smeroch pozdĺž jednotlivých vlákien. Snímku získal Holandský otvorený ďalekohľad (DOT, www.dot.astro.uu.nl) na ostrove La Palma. Obrázok je mozaika čiastkových snímok spracovaných počítačom. Farba nezodpovedá skutočnosti. Rozmer obrázku je 182´132’’.

Slnečná fotosféra a spektrum

            Miesto, odkiaľ k nám prichádza väčšina žiarenia Slnka sa nazýva fotosféra. Vo viditeľnej oblasti spektra je fotosféra vlastne „povrchom“ Slnka. Jej hrúbka je len asi 700 km, čo je spôsobené mierou nepriehľadnosti (opacity) plazmy pre žiarenie. Táto hrúbka predstavuje len asi 1/1000 polomeru Slnka, v dôsledku čoho sa okraj Slnka javí ako ostrý.

Vo viditeľnej oblasti spektra môžeme vo fotosfére pozorovať okrajové stemnenie, postupné znižovanie intenzity slnečného disku od stredu smerom k okraju. To znamená, že oblasti v blízkosti okraja Slnka sa javia tmavšie ako stred. Tento jav je spôsobený kombináciou opacity plazmy a poklesu teploty vo fotosfére s narastajúcou vzdialenosťou od stredu Slnka. Žiarenie v blízkosti stredu disku prichádza k pozorovateľovi z väčšieho rozsahu hĺbok a teda aj z horúcejších oblastí ako v blízkosti okraja, kde zorný lúč pozorovateľa prechádza fotosférou pod uhlom vzhľadom k radiálnemu smeru. Profil priebehu intenzity v závislosti na polohe na slnečnom disku je približne kosínusový.

 Slnečná fotosféra s okrajovým stemnením. Tmavá oblasť v blízkosti ľavého okraja je slnečná škvrna, tmavá škvrna v blízkosti disku je planéta Merkúr. Foto: Mila Zinkova, wikipedia, http://upload.wikimedia.org/wikipedia/commons/6/64/Mercury_transit_2.jpg

            Informácia o fyzikálnych podmienkach panujúcich vo fotosfére (a vo všeobecnosti i v chromosfére a koróne) je obsiahnutá v tvare slnečného spektra, t.j. závislosti toku žiarenia na vlnovej dĺžke. Maximum tejto krivky pre Slnko sa nachádza vo viditeľnej oblasti spektra. Táto skutočnosť nie je vôbec náhodná – príroda pri vývoji oka ako svetelného detektora logicky vybrala tú časť spektra, kde je k dispozícii najviac žiarenia.

 Slnečné spektrum nad atmosférou a na povrchu Zeme. Všimnite si výrazné absorpčné pásy ozónu v ultrafialovej oblasti a molekúl vody a CO2 v infračervenej oblasti.

Tvar krivky slnečného spektra sa dá aproximovať krivkou žiarenia absolútne čierneho telesa. Absolútne čierne teleso je hypotetické fyzikálne teleso, ktoré produkuje len tepelné žiarenie. Teplota absolútne čierneho telesa s rovnakým žiarivým výkonom ako Slnko potom udáva efektívnu teplotu Teff slnečnej fotosféry, ktorá je 5778 K.

Zo slnečného žiarenia dopadajúceho na vonkajšie vrstvy atmosféry Zeme sa na Zemský povrch dostane iba časť v dôsledku odrazivosti Zemskej atmosféry (albeda) a absorpcie molekulami v atmosfére. V ultrafialovej oblasti spektra dominuje absorpcia molekulami ozónu O3 v ozónovej vrstve, v infračervenej oblasti je časť žiarenia absorbovaná najmä molekulami vodnej pary H2O a tiež molekulami CO2.

Okrem týchto absorpčných pásov sa v slnečnom spektre vyskytujú absorpčné čiary, ktoré vznikajú na samotnom Slnku. Vlnová dĺžka spektrálnych čiar súvisí so štruktúrou elektrónového obalu absorbujúceho iónu. To nám umožňuje identifikovať chemické zloženie atmosféry. Navyše, z hĺbky (tmavosti) a šírky absorpčných čiar sa dá odvodiť teplota a hustota slnečnej fotosféry. Dopplerov posuv spektrálnych čiar zase umožňuje priamo merať radiálne rýchlosti pohybov plazmy.

Po súčasnosť bolo identifikovaných viac ako 22 tisíc spektrálnych čiar. Medzi najvýraznejšie patria spektrálna čiara neutrálneho vodíka Hα (656,3 nm) v červenej oblasti spektra, v ktorej sa pozoruje slnečná chromosféra, čiary ionizovaného vápnika Ca II H a K (393,3 a 396,8 nm) vo fialovej oblasti spektra a sodíkový doublet Na I D (589,5 a 590 nm) v žltej oblasti spektra.

Viditeľné spektrum Slnka získané s vysokým rozlíšením, v ktorom je prítomné množstvo absorpčných čiar. © N.A.Sharp, NOAO/NSO/Kitt Peak FTS/AURA/NSF. 

Význam Slnka pre život na Zemi

Z hľadiska bytostí obývajúcich povrch Zeme je dôležité to, koľko energie sa dostáva zo Slnka na povrch Zeme. Množstvo energie dopadajúcej zo Slnka na jednotkovú plochu vo vzdialenosti obežnej dráhy Zeme sa nazýva slnečná konštanta F

 

F = L / 4pR2 = 1367,6 W/m2,

 

kde L je žiarivý výkon slnka (3,846x1026 W) a R = 149,6x109 m je astronomická jednotka. Slnečná konštanta predstavuje teoretickú hornú hranicu množstva energie, ktorú by bolo možné získať zo slnečného panelu umiestneného na obežnej dráhe Zeme. Hodnota F kolíše počas roka o ±3,3% v dôsledku elipticity dráhy Zeme.

            Množstvo energie dopadajúcej na povrch Zeme je potrebné opraviť o odrazivosť atmosféry. Hodnota albeda Zeme A je vysoko premenlivá v dôsledku zmien v oblačnosti, jej priemerná hodnota je však asi 36,7%. Ak uvážime, že energia prijatá veľkosťou kotúčika Zeme sa musí z celého povrchu Zeme vyžiariť naspäť do okolitého priestoru, môžeme vypočítať priemernú teplotu na povrchu Zeme zo vzťahu

 

pRz2F(1–A) = 4pRz2σ(cTz)4,

 

kde Rz = 6378 km je polomer Zeme, σ  = 5,67x10–8 W/m2/K4 je Stefan-Boltzmannova konštanta, c=0,84 je koeficient skleníkového efektu a Tz je priemerná teplota na Zemi. Výsledná hodnota Tz je približne 295 K (22°C), čo umožňuje pri danom atmosférickom tlaku existenciu vody v kvapalnom skupenstve, a teda existenciu života na Zemi. Keby však neexistoval skleníkový efekt (c = 1), dostali by sme hodnotu Tz = 248 K (–24°C). Možnosť existencie života na Zemi je teda podmienená žiarivým výkonom Slnka, jeho stabilitou, t.j. dobou života Slnka, v kombinácii s tlakom atmosféry Zeme a prirodzeným skleníkovým efektom.

 

Slnečná aktivita, slnečné škvrny a cyklus aktivity

Slnečnou aktivitou nazývame súbor časovo premenných javov odohrávajúcich sa v slnečnej atmosfére, ktoré sa viažu na lokálne koncentrácie magnetického poľa. Príčinou aktivity je diferenciálna rotácia konvektívnej zóny a vmrznutosť plazmy do magnetického poľa. Akákoľvek časť magnetickej siločiary nachádzajúca sa pod povrchom Slnka bude diferenciálnou rotáciou unášaná v blízkosti rovníka rýchlejšie ako vo vyšších heliografických šírkach. Po mnohých otočkách dôjde k postupnému navinutiu tejto siločiary, čím sa magnetické pole zosilní. Tento jav sa nazýva magnetické dynamo.

Pretože magnetické pole má vlastný tlak, ktorý prispieva k celkovému tlaku plazmy, miesta so zvýšeným magnetickým poľom pri rovnováhe tlakov musia mať menšiu hustotu ako okolitá, nezmagnetizovaná plazma. V dôsledku Archimedovej sily môže časť zväzku magnetických siločiar vytvoriť nahor stúpajúci oblúk, ktorý sa po jeho vynorení dostáva do vonkajších častí atmosféry Slnka. V oboch miestach, kde tento zväzok pretne fotosféru, vznikajú aktívne oblasti. Najsilnejšie koncentrácie vertikálneho magnetického poľa vytvárajú slnečné škvrny. V mieste, kde magnetické siločiary vystupujú z fotosféry vzniká škvrna kladnej polarity. Naopak v mieste, kde sa siločiary vracajú naspäť pod fotosféru, vzniká záporná polarita.

            Silné magnetické pole nachádzajúce sa v slnečných škvrnách lokálne blokuje konvekciu. Vnútro škvrny, umbra („tieň“) je chladnejšia oblasť s teplotou asi 4000 K a preto sa voči okolitej fotosfére javí ako tmavá. Magnetické pole v umbrách škvŕn je približne vertikálne. Umbry škvŕn sú obklopené penumbrou („polotieňom“), kde je magnetické pole viac horizontálne. Jeho tvar určuje tvar penumbrálnych vlákien.

            Doba života slnečných škvŕn je omnoho dlhšia ako doba života fotosférickej granulácie. Životnosť slnečných škvŕn kolíše od dní do mesiacov v závislosti na ich veľkosti, polarite, polohe na slnečnom disku a tiež na fáze slnečného cyklu. Všeobecne však možno povedať, že najdlhšie, až do troch mesiacov, žijú najväčšie slnečné škvrny.

            Slnečné škvrny sa na disku Slnka vyskytujú v takzvaných aktívnych pásoch heliografickej šírky. Poloha týchto pásov i početnosť slnečných škvŕn sa mení s časom počas slnečného cyklu. Jeden slnečný cyklus trvá 8 až 15, v priemere približne 11 rokov.

Na počiatku cyklu sa slnečné škvrny objavujú asi na 30° – 40° heliografickej šírky, pričom polarita škvŕn nachádzajúcich sa bližšie k západnému okraju Slnka závisí na pologuli a počas daného cyklu je nemenná. Ak sú polarity týchto vedúcich škvŕn na severnej pologuli dominantne kladné, polarity vedúcich škvŕn na južnej pologuli sú dominantne záporné. Nasledujúce škvrny, t.j. škvrny nachádzajúce sa v aktívnej oblasti na východ (pri pozorovaní slnečného disku naľavo) od vedúcich škvŕn sú zvyčajne menšie, početnejšie, menej symetrické a ich polarita je opačná ako polarita vedúcich škvŕn.

Počet slnečných škvŕn sa vyjadruje buď podielom plochy škvŕn na slnečnom disku, alebo tzv. Wolfovým číslom R

 

R = k(10g + f ),

 

kde g je počet viditeľných skupín škvŕn, f je počet jednotlivých škvŕn a k je korekčný faktor pozorovateľa.

Slnečný cyklus dosahuje svoje maximum už niekoľko rokov po jeho začiatku. Počas maxima je počet slnečných škvŕn najvyšší. S postupom cyklu do maxima sa poloha slnečných škvŕn pozvoľna posúva smerom k nižším heliografickým šírkam. Po maxime nasleduje postupný, pomalší pokles početnosti slnečných škvŕn, pričom ich poloha sa naďalej posúva smerom k rovníku. Graf polohy slnečných škvŕn od času sa priliehavo nazýva motýlikový diagram.

 Motýlikový diagram (vrchná časť) znázorňujúci polohu slnečných škvŕn a priemerná plocha slnečných škvŕn (spodná časť) počas jednotlivých cyklov. Obrázok © D. Hathaway, NASA, solarscience.msfc.nasa.gov

V momente, kedy sa slnečné škvrny vyskytujú iba v blízkosti rovníka, slnečný cyklus prechádza do minima. Pritom počas minima sa na slnečnom disku nemusia vyskytovať žiadne škvrny i počas niekoľkých mesiacov; ale môže nastať i situácia, kedy sa na disku Slnka súčasne vyskytujú pri rovníku škvrny končiaceho cyklu a zároveň vyššie položené škvrny nového, začínajúceho cyklu. Trvanie slnečného minima je veľmi premenlivé. Posledné slnečné minimum v rokoch 2007 – 2009 bolo obzvlášť dlhé. Škvrny nového cyklu sa opäť objavujú v 30° – 40° heliografickej šírky, pričom polarita vedúcich škvŕn je opačná ako v predošlom cykle. V súčasnom cykle č. 24 je polarita vedúcich škvŕn na severnej pologuli záporná.

 

Chromosféra a filamenty

Slnečnou chromosférou nazývame oblasť slnečnej atmosféry, ležiacu nad vrcholkami fotosférickej granulácie. Jej hrúbka je približne 1500 km, je však silne nehomogénna, závislá na polohe a najmä na magnetickom poli. Teplota chromosféry je približne 10 tisíc K. Svetlo chromosféry je tvorené najmä spektrálnymi čiarami, ktoré sa tvoria v rôznych výškach. Takzvanú nižšiu chromosféru môžeme pozorovať v čiarach Ca II H a K, v ktorých je prítomná výrazná chromosférická magnetická sieť nachádzajúca sa nad okrajmi supergranúl. V aktívnych oblastiach môžeme v týchto spektrálnych čiarach pozorovať pláže, nepravidelné zjasnenia nachádzajúce sa zvyčajne v blízkosti slnečných škvŕn. Podobne ako chromosférická sieť sú tvorené lokálnymi koncentráciami magnetického poľa, ktorého tok však nie je dostatočný na vytvorenie slnečnej škvrny. Polarita pláží často zodpovedá nasledujúcej polarite v aktívnej oblasti.

 Slnečná chromosféra aktívnej oblasti v čiare Ca II H. Tmavé oblasti sú slnečné škvrny, svetlé oblasti chromosférické pláže. Menšie zjasnenia na okrajoch obrázku zodpovedajú chromosférickej magnetickej sieti. Obrázok získal Holandský otvorený ďalekohľad.

            V čiare vodíka Hα (656,3 nm) naopak pozorujeme vyššiu chromosféru. Štruktúra tejto časti chromosféry je určená magnetickým poľom. Tmavé, horizontálne vlákna ležiace pozdĺž magnetických siločiar prepájajúcich škvrny a pláže sa nazývajú fibrily. Okolo umbry slnečnej škvrny vytvárajú superpenumbru, ktorej rozmer je väčší ako rozmer fotosférickej penumbry. Dlhé, tmavé vlákna ležiace pozdĺž inverznej línie medzi dvoma polaritami sa nazývajú filamenty. Sú tvorené stočeným, približne horizontálnym magnetickým poľom. Mimo aktívnych oblastí môžu dosahovať rozmery až niekoľko 100 tisíc km (porovnateľné s polomerom Slnka) a výšku 80 tisíc km. Ich veľkosť životnosť závisí na mieste ich výskytu: filamenty aktívnych oblastí sú podstatne menšie a kratšie žijúce ako pokojné filamenty, ktorých doba života môže byť až niekoľko mesiacov. Na okraji disku sa filamenty pozorujú ako emisné štruktúry nazývané protuberancie.

Slnečná chromosféra aktívnej oblasti v čiare Hα. Tmavé fibrily pripomínajúce železné piliny spájajú slnečné škvrny a pláže. Skrútené tmavé útvary sú filamenty. Obrázok získal Holandský otvorený ďalekohľad.

            Chromosféra nie je kľudným miestom. Aj mimo erupcií sa v nej vyskytujú dynamické javy. Spikule sú opakujúce sa výtrysky chromosférického materiálu, trvajúce 5 až 10 minút. Materiál sa v nich však pohybuje rýchlosťami až 25 km/s. Vyskytujú sa často v zhlukoch a na okraji Slnka pripomínajú horiacu prériu. V danom momente sa na Slnku vyskytuje niekoľko desiatok tisíc spikúl. Medzi väčšie, menej časté výtrysky materiálu patria spreje a surge.

Eruptívna protuberancia v ultrafialovej spektrálnej čiare ionizovaného He II 30,38 nm patriacej prechodovej oblasti. Malé výtrysky na okraji Slnka sú spikule. Snímku zachytilo novovypustené Solar Dynamics Observatory (NASA) dňa 30. 3. 2010. Poskytol tím SDO/AIA. 

Prechodová oblasť a koróna: Ultrafialové a röntgenové Slnko

            Nad vrcholkami jednotlivých chromosférických štruktúr teplota v tzv. prechodovej oblasti rapídne stúpa o dva rády, t.j. z asi 10 tisíc km na niekoľko miliónov K. Táto najvyššia, extrémne riedka a horúca časť slnečnej atmosféry sa nazýva koróna. Jej vlastné žiarenie pochádza najmä z röntgenovej, ultrafialovej a rádiovej oblasti spektra. Vo viditeľnej oblasti spektra vzniká okrem niekoľkých emisných čiar žiarenie koróny rozptylom svetla fotosféry na voľných elektrónoch (K–koróna) a tiež čiastočkách prachu (F–koróna). Pretože vo viditeľnej oblasti spektra je svetlo koróny prežiarené svetlom fotosféry, korónu môžeme zo Zeme pozorovať len koronografom alebo počas zatmení Slnka. Ultrafialová a röntgenová emisia koróny sa pozoruje najmä pomocou družíc a sond.

Vľavo: časť extrémne ultrafialového spektra slnečnej koróny s teplotou milión K v okolí 17,1 nm. Spektru dominujú emisné čiary 8-krát (Fe IX) a 9-krát ionizovaného železa (Fe X). Prerušovaná čiara znázorňuje spektrálnu priepustnosť filtra 171 družice TRACE. Spektrum je funkciou teploty, hustoty a predpokladaného rozdelenia rýchlostí elektrónov. Vpravo: Odozva filtra TRACE 171 udávajúca závislosť intenzity pozorovaného signálu na teplote vyžarujúcej plazmy. Filter 171 pozoruje dominantne plazmu s teplotou milióna K. J. Dudík (2009), Astron. Astrophys. 505, 1255.

             Štruktúra slnečnej koróny je určená magnetickým poľom. Medzi najvýraznejšie (najjasnejšie) útvary patria koronálne slučky, vyskytujúce sa najmä v aktívnych oblastiach. Sú to tenké, oblúkovité štruktúry ukotvené na jednom alebo oboch koncoch vo fotosférických magnetických polaritách. Ich tvar kopíruje tvar magnetického poľa. Teplota koronálnych slučiek do istej miery závisí na ich polohe v aktívnej oblasti. Jadro dobre vyvinutých aktívnych oblastí je tvorené horúcimi slučkami s teplotami do 4 miliónov K, žiariacich v röntgenovej oblasti. Okrajové časti aktívnej oblasti sú tvorené najmä stredne teplými slučkami s teplotami od niekoľko sto tisíc (zodpovedajúcich prechodovej oblasti) po približne 2 milióny K, emitujúcimi v extrémne ultrafialovej oblasti spektra.

Koronálne slučky pozorované vo filtri TRACE 171 na okraji disku Slnka. V mieste ukotvení sa nachádzajú fotosférické polarity. Priemer koronálnych slučiek je približne konštantný pozdĺž celej dĺžky. Obrázok získala družica TRACE, www.trace.lmsal.com, ktorá pracovala v rokoch 1998 až 2010.

 

Aktívna oblasť 10963, pozorovaná v blízkosti stredu disku Slnka dňa 13. 7. 2007 družicou TRACE (NASA, obrázok vľavo), prístrojom EIT na sonde SOHO (ESA/NASA, obrázky vľavo v strede a vpravo v strede) a röntgenovým ďalekohľadom XRT na japonskej družici HINODE (ISAS/JAXA, NAOJ, NASA, STFC). Pozorované štruktúry v rôznych filtroch zodpovedajú rôznym teplotám plazmy. TRACE 171 – 1 milión K, EIT 195 – 1,5 milióna K, EIT 284 – 2 milióny K, XRT Al-poly – viac ako 2 milióny K. Malý útvar v hornej časti obrázku je jasný bod. Rozlíšenie SOHO/EIT je približne 5x horšie ako rozlíšenie ďalekohľadu na družici TRACE. Všetky tri družice uplatňujú politiku voľného prístupu k dátam. Farby na obrázkoch sú umelé.

             Mimo aktívnych oblastí sú najvýraznejšie emisné útvary takzvané „jasné body“, malé, priestorovo ohraničené oblasti zvýšenej intenzity. Pri pozorovaní s malým priestorovým rozlíšením sa javia ako body, podľa čoho boli pomenované. V skutočnosti sú tvorené krátkymi slučkami, uloženými tesne vedľa seba nad malými bipolárnymi oblasťami vo fotosfére.

            Vysoká teplota slnečnej koróny znamená, že musí existovať mechanizmus, ktorý korónu ohrieva. Bez jeho prítomnosti by koróna nemohla existovať a v dôsledku radiačných strát by počas niekoľkých desiatok hodín zanikla. Mechanizmus ohrevu koróny však nie je stále známy aj napriek viac ako polstoročnému teoretickému i pozorovateľskému úsiliu. Napriek tomu je jasné, že ohrev koróny nejakým spôsobom súvisí s magnetickým poľom, pretože intenzita röntgenového žiarenia koróny výrazne závisí na veľkosti magnetického poľa vo fotosfére.

            Tvar koróny sa mení v závislosti na fáze slnečného cyklu. V minime sa v okolí pólov nachádzajú výrazné koronálne diery - chladnejšie tmavé oblasti, ktorých magnetické pole je otvorené a smeruje do okolitého medziplanetárneho priestoru. Predpokladá sa, že sú zdrojom slnečného vetra, kontinuálneho výtoku nabitých častíc zo Slnka s rýchlosťami 300 – 1000 km/s. Počas maxima v koróne dominujú jasné aktívne oblasti.

Koróna počas maxima (vľavo) a minima (vpravo) slnečného cyklu. Jasné zhluky na obrázku vľavo sú aktívne oblasti. Pretiahnutý tmavý útvar na obrázku vľavo je filamentárny kanál. Tmavé oblasti na obrázku vpravo sú koronálne diery. Jasné body sú roztrúsené po povrchu Slnka. Obrázky získal použitím filtra 171 prístroj EIT na sonde SOHO dňa 27. 9. 2002, resp. 30. 9. 2008. sohowww.nascom.nasa.gov 

Slnečné erupcie

            Slnečné erupcie patria k najenergetickejším prejavom slnečnej aktivity: Energia voľnená počas najväčších erupcií pochádza z magnetického môže byť až 1025 J.

            Erupcie sú logickým dôsledkom pokračujúceho vynárania sa magnetických polí z konvektívnej zóny do vonkajších vrstiev atmosféry. Magnetické pole sa však v atmosfére Slnka nemôže hromadiť donekonečna. Súhrnne sa dá povedať, že erupcia je katastrofický proces, ktorým sa komplikovanosť štruktúry magnetického poľa v slnečnej atmosfére zjednodušuje mechanizmom rekonexie („prepojenia na novo“).

Schéma dvojvláknovej erupcie. Podľa práce Martensa a Kuina (1989, Solar Physics 122, 263.)

 K rekonexii dochádza, keď sú siločiary dvoch tokových systémov tlačené pohybmi plazmy k sebe. V mieste stretu sa pri vhodných podmienkach vytvorí prúdová vrstva, kde môžu opačne orientované zložky magnetického poľa navzájom anihilovať. Dôjde pri tom k reorganizácii poľa a uvoľneniu časti magnetickej energie. Tá sa následne premieňa na tepelnú energiu, t.j. plazma sa prudko nahrieva, následkom čoho dôjde k silnému zvýšeniu emisie. Pri rekonexii sa tiež urýchľujú nabité častice, ktoré sa pohybujú pozdĺž novoprepojených častí siločiar smerom k ich ukotveniu v chromosfére, alebo unikajú smerom von z koróny. Pri náraze na chromosféru sa kinetická energia častíc premieňa na teplo – ukotvenia erupčných slučiek vytvárajú v chromosfére dva alebo viac žiariacich vláknitých útvarov. Erupcie, kde je tento jav prítomný, sa nazývajú dvojvláknové.

Podľa intenzity röntgenovského žiarenia dopadajúceho z erupcie na Zem delíme erupcie na tri základné triedy: C, M a X. K týmto triedam sa pridáva číslo vyjadrujúce medzistupeň erupcie: C5.6 je 5,6-krát silnejšia ako C1.0, M1.0 je 10-krát silnejšia ako C1.0 a X1.0 je 100-krát silnejšia ako C1.0, ktorej zodpovedá tok žiarenia 10-6 W/m2

 Video: Dvojvláknová erupcia pozorovaná optickým ďalekohľadom SOT na družici HINODE.

 

Dvojvláknová erupcia pozorovaná vo filtri 1600 družicou TRACE. Tento filter vidí fotosférické kontinuum a čiary prechodovej oblasti C IV 154,8 a 155,1 nm.

Vývoj C8.5 slnečnej erupcie zo dňa 2. 4. 2001 vo filtri 171 pozorovaný družicou TRACE (vrchný rad) a v širokopásmovom Hα filtri (spodný rad) pozorovaný na AGO FMFI UK v Modre. A. Kulinová (2005), dizertačná práca, FMFI UK.

Vývoj erupčných slučiek po erupcii triedy M1. Vľavo: 6:34 UT, V strede:8:13 UT, vpravo: 9:30 UT. www.trace.lmsal.com

 

            Vrchná časť magnetickej štruktúry erupcie je urýchľovaná smerom von zo Slnka. Tento jav nazývame výronom koronálnej hmoty alebo koronálnym tranzientom. Jeho vnútorná časť je zvyčajne tvorená unikajúcou (eruptívnou) protuberanciou.

 

Video: Eruptívna protuberancia pozorovaná SDO dňa 30. 3: 2010.

Video: X28 erupcia a koronálny tranzient zo dňa 28. 10. 2003 pozorované prístrojmi SOHO/EIT a SOHO/LASCO. Táto erupcia patrila k najmohutnejším doposiaľ zaznamenaným. Rýchlo sa šíriace nabité častice čoskoro po erupcii zasiahli a preťažili detektory sondy SOHO.

http://www.youtube.com/watch?v=JslClUHG_Ps

Ejekcia koronálnej hmoty pozorovaná koronografom LASCO C2 na sonde SOHO dňa 2. decembra 2003. Disk Slnka v čiare prechodovej oblasti He II 30,38 nm je znázornený vnútri.

Rádiové spektrum slnečnej erupcie pozorované dňa 30. 9. 2002 rádioteleskopom v Ondřejove, ČR. Postupný pokles frekvencie s časom znamená stúpanie unikajúceho oblaku plazmy smerom nahor. Čierne pásy sú spôsobené rušením pozorovania najmä mobilnými operátormi a radarmi.

           

            Koronálne tranzienty sa pohybujú medziplanetárnym priestorom rýchlosťami až 1000 km/s. Ak smerujú k Zemi, spôsobujú magnetické búrky (poruchy v magnetickom poli Zeme) a polárne žiare. Môžu tiež viesť k poškodeniu satelitov na obežnej dráhe okolo Zeme a veľmi zriedka k výpadkom elektrickej siete. Pre život na Zemi však nie sú nebezpečné. Výrony koronálnej hmoty tiež spôsobujú „potrhanie“ chvostov komét.

Polárna žiara pozorovaná na AGO Modra v novembri 2003. Foto: D. Kalmančok.

 Slnko a globálne otepľovanie

            V dôsledku existencie slnečného cyklu a s ním spojených javov dochádza k malým zmenám v žiarivom výkone Slnka a teda aj slnečnej konštanty F. Veľkosť týchto zmien je približne 0,2%, čo sa oproti sezónnym variáciám (±3,3%) v dôsledku elipticity dráhy Zeme môže zdať ako zanedbateľné. Ukazuje sa však, že rekonštruovaný priebeh teploty na Zemi v poslednom geologickom období (štvrtohorách) je dobre korelovaný s variáciami slnečných cyklov. Vyvstáva preto otázka, či súčasné zvyšovanie teploty na Zemi (globálne otepľovanie) nie je tiež možné pripísať zmenám v žiarivom výkone Slnka v dôsledku prítomnosti slnečného cyklu.

            Odpoveď na túto otázku je pravdepodobne záporná:

Priebeh teplotnej anomálie (odchýlky od dlhodobého priemeru, červená farba) na Zemi vo vzťahu k priebehu slnečných cyklov vyjadrených počtom škvŕn (žltá) a množstvu CO2 v atmosfére Zeme (modrá) za posledných približne 150 rokov. Graf © 1996-2007 Stanford Solar Center, Solar Observatoires Group, Stanford University, California, USA.

 Minimálne do polovice 20. storočia existuje pomerne dobrá korelácia medzi počtom škvŕn a teplotnou anomáliou na Zemi. Problémom je však strata tejto korelácie od približne v 50-tych rokoch 20. storočia: priemerná teplota na Zemi sa zvyšuje, kým v počte škvŕn (a tiež toku energie zo Slnka) sa podobný nárast nepozoruje. Z grafu však vyplýva, že nárast teploty na Zemi je spôsobený nárastom atmosférického CO2.

            Medzinárodný panel pre klimatickú zmenu (IPCC) v jednej zo svojich správ konštatuje, že:

 „Pozorované širokorozšírené otepľovanie atmosféry a oceánov, spojených so stratou hmotnosti ľadovcov podporujú záver, že je extrémne nepravdepodobné, že globálna zmena klímy za posledných 50 rokov môže byť vysvetlená bez vonkajších činieľov. Je pri tom veľmi pravdepodobné, že tieto vonkajšie činitele nie sú prirodzeného pôvodu. Počas tohto obdobia by súčet vplyvov Slnka a vulkanickej činnosti pravdepodobne spôsobil ochladenie, nie oteplenie. (...) Je pravdepodobné, že oteplenie počas posledných 50 rokov (...) je antropogénneho pôvodu.“

(www.ipcc.ch/data_and_publications/ar4/syr/en/mains2-4.html)

 Táto práca - Praktická astronómia populárne - je podporená Agentúrou na podporu výskumu a vývoja na základe zmluvy č. LPP-0378-09.

 

Powered by Etomite CMS.