Rubriky
Archiv příspěvků
Komentáře
    RevolverMaps

    Slunce jako hvězda

    Slunce je nejbližší hvězda k Zemi, proto můžeme podrobně sledovat sluneční činnost a jevy, které na Slunci probíhají. I přes relativně podrobné zkoumání nejsou některé fyzikální procesy Slunce zatím zcela vysvětleny. Sluneční fyzika je obsáhlý vědní obor, s ohledem na téma bakalářské práce se zde budu zabývat pouze některými partiemi.

    Vybrané charakteristiky Slunce
    Hmotnost1,989x10 30 kg
    Rovníkový průměr695 990 km
    Teplota povrchu5 770 K
    Teplota v centru15 600 000 K
    Střední vzdálenost od Země149 600 000 km
    Spektrální typG2V
    Perioda rotace na rovníku25,1 dne
    Perioda rotace na pólech34,4 dne
    Složení70 % vodík, 28 % helium, 2 % ostatní prvky

    Vnitřní struktura Slunce

    Jádro

    Sluneční jádro sahá od středu do vzdálenosti 175 000 km (25 % poloměru Slunce [i]). Rozměry jádra Slunce byly zjištěny pomocí helioseismologie. V oblasti jádra je vysoká teplota a tlak. Díky těmto extrémním podmínkám mohou v jádře probíhat termonukleární reakce. Hlavním zdrojem energie Slunce je přeměna vodíku na helium. Rovnice přeměny vodíku na helium jsou popsány v publikacích popisujících astrofyzikální procesy ve hvězdách, například 2.

    Vnitřní stavba Slunce
    Vnitřní stavba Slunce

    Zóna záření

    Na sluneční jádro navazuje vrstva nazývaná zóna zářivé rovnováhy, která končí 490 000 km od středu Slunce (70 % poloměru Slunce). Záření z jádra vstupuje do zóny záření s energií, která odpovídá přibližně rentgenovému záření. Teplota zde dosahuje řádu milionů kelvinů, ale hustota není příliš velká, dosahuje hodnoty 1 400 kg×m-3, tedy o něco málo větší, než je hustota vody v pozemských podmínkách.4 V plazmatu jsou lehké plyny (helium a vodík) zcela ionizovány. Fotony předají energii volným elektronům, dochází k fotoionizaci. Zóna záření je pro fotony neprůhledná, střední volná dráha fotonu je přibližně 1 mm. Poté je foton pohlcen.

    Při přenosu energie zářením nastává stav popisovaný jako energetická rovnováha. Energie, která vstoupí z jádra do zóny záření, je téměř stejná jako energie, která vystupuje ze zóny záření do zóny konvekce. Rovnováha platí pro energii záření jako pro celek, neplatí pro fotony. Pohlcováním a vyzařováním fotonů rentgenového záření dochází nejen k postupnému zmenšování energie fotonu, ale i k rozdělení na více fotonů o nižší energii. Z jednoho rentgenového fotonu vznikne přibližně 25 000 fotonů viditelného záření.

    Zóna konvekce

    V zóně konvekce je nižší teplota, při které již nedochází k ionizaci plynu. Volné elektrony se musí začít spojovat s jádry atomů a vznikají neutrální atomy. Plyn začne více pohlcovat fotony vyzářené ze zóny záření. Roste opacita plynu, tzn. plyn začne být pro volné fotony neprůzračný. Dochází k poklesu teploty a vzniku proudění. Horké plazma stoupá směrem vzhůru a na jeho místo se dostává chladnější plazma od povrchu Slunce.

    Na horní hranici konvekce je viditelný povrch Slunce – fotosféra. Proudění plazmatu má přímý vliv na jevy viditelné ve fotosféře, např. granulaci, skvrny, protuberance a další.

    Atmosféra Slunce

    Slunce nemá pevný povrch, od kterého by se dalo měřit, hranice se musí stanovit na základě opticky definované hranice. Pro určení se používá veličina zvaná optická hloubka. Udává množství pohlceného světla, které odpovídá optické tloušťce atmosféry. Průměrná hloubka atmosféry, ze které přicházejí informace, je rovna hodnotě 1. Atmosféra Slunce začíná zhruba 300 km pod vnějším okrajem fotosféry. Oblasti pod touto hranicí patří k nitru Slunce. Do atmosféry vidíme, unikne z ní část fotonů, do nitra nevidíme, neunikne z něj žádný foton.

    Vnitřní stavba Slunce

    Vnitřní stavba Slunce

    Fotosféra

    Fotosféra tvoří povrch Slunce a panují zde podmínky (teplota 5 700 K, tloušťka přibližně 500 km a nízká opacita), které umožňují fotonům se volně pohybovat a unikat do volného prostoru. Z fotosféry přichází 98 % všech fotonů, které Slunce vyzáří.

    Granulace, supergranulace

    Granulace tvoří zrnitou strukturu fotosféry, která se neustále mění. Velikost jednotlivých granulí je okolo 1 200 km (zorný úhel pro střed slunečního disku 1,7″). Jejich jasnost je zhruba o 30 % větší, než oblastí ležících mezi granulemi. Kontrast k okraji disku postupně klesá, pokles je pouze zdánlivý a je způsoben pouze geometrickým zkreslením kulového povrchu Slunce. Výskyt granulí je nezávislý na poloze na slunečním kotouči.

    Granulace se vytváří prouděním horkého plazmatu k povrchu Slunce (jasnější oblasti) a klesáním chladnějšího plazmatu do nižších vrstev (tmavší oblasti).

    Projevem konvekce ve větších geometrických měřítkách je supergranulace (rozměry buňky jsou 30 000 km).

    Skvrny

    Sluneční skvrny (4 000 K) jsou chladnější oblasti ve fotosféře (6 000 K). Ochlazení je způsobeno přítomností lokálních magnetických polí, které brzdí konvekci. Vyvinutá skvrna se skládá z temnějšího jádra – stínu (umbry) a světlejšího okraje – polostínu (penumbry). Tmavší zbarvení skvrn je způsobeno tím, že je pozorujeme na pozadí částí Slunce s větší teplotou. Skvrny se vyskytují jednotlivě nebo ve skupinách, životnost se pohybuje od hodin až po několik dní. Výskyt skvrn je závislý na heliografické šířce a cyklu sluneční aktivity.

    Fakulová pole

    Fakulová pole jsou jasnější oblasti fotosféry. Zjasnění způsobuje větší tok sluneční energie, který je ovlivněn větší intenzitou lokálního magnetického pole. Fakulová pole provázejí oblasti vzniku skvrn, jejich životnost několikrát přesahuje dobu života skvrn. Objevují se několik dní před vznikem skvrny a lze je pozorovat i po zániku skvrn. Jsou pozorovatelná pouze na okraji slunečního disku, ve středu disku dochází k přesvícení fotosférou. Při pozorování v ultrafialovém spektru lze spatřit fakulová pole po celém disku.

    Chromosféra

    Nad fotosférou leží vrstva chromosféry o tloušťce přibližně 2 000 km. Teplota v chromosféře je rovna asi 20 000 K. Jevy v chromosféře jsou ovlivněny konvekcí z fotosféry a magnetickým polem.

    Spikule

    Spikule (lat. klásky) je plyn vystřelený rychlostí 20 km×s-1 do výšky 15 000 km. Jsou rozmístěny po celém obvodu Slunce a neustále se obměňují (životnost je přibližně 10 minut). Svojí strukturou navazují na granule z fotosféry.

    Flokulová pole

    Flokule (lat. vločky) jsou místa v chromosféře, která se vyznačují zvýšením jasu vůči okolí. Nárůst jasu způsobuje zvýšená intenzita lokálního magnetického pole. Flokule se mohou spojit dohromady a vzniká flokulové pole. Flokulová pole navazují na fakulová pole z fotosféry. Na rozdíl od fakulových polí můžeme flokulová pole pozorovat po celém disku.

    Chromosférické erupce

    Flokulové pole v chromosféře oznamuje přítomnost aktivní oblasti. Aktivní oblast je vyvolána velmi proměnným magnetickým polem. Při velké aktivitě pole dojde k prudkému vzplanutí (několikanásobné zjasnění) flokulového pole. Dojde k chromosférické erupci 6.

    Erupce lze pozorovat vizuálně v čáře H-alfa, pro fotografické účely je vhodnější snímat erupce v čarách vápníku. Extrémně velké erupce lze spatřit i ve viditelném spektru [ii]. Při pozorování erupcí se určuje několik parametrů: doba erupce (minuty až hodiny), mohutnost (vzestupné číslování 1, 2, 3, 3+), plocha (miliontiny plochy disku) a četnost výskytu. Tyto parametry se mění v průběhu slunečního cyklu, narůstají se zvýšenou aktivitou Slunce.

    Erupce na rozdíl od protuberancí nevykazují žádné změny polohy v atmosféře. Při erupci se jedná pouze o výron zářivé energie. Výron energie je doprovázen změnou struktury aktivní oblasti, v závislosti na síle erupce může dojít k vyvržení části hmoty nad flokulové pole. Hmota naakumuluje energii a pak ji uvolní jako eruptivní protuberanci. Pokud dojde k erupci na okraji disku, pozorujeme ji jako polokruhovou vypuklinu, která mění postupně jasnost, nikoliv tvar.

    Protuberance

    Protuberance jsou oproti koróně chladná a hustá oblaka plazmatu. Hmota je udržována magnetickými indukčními čarami, které mohou zasahovat až do koróny.

    Současná sluneční fyzika neklasifikuje protuberance do skupin, ale vytváří pro protuberance matematické modely s různými počátečnými parametry. Klasifikace protuberancí je dána historickým vývojem pozorování Slunce a minimálními znalostmi sluneční fyziky. Pro odbornou veřejnost a amatérské pozorovatele Slunce má klasifikace protuberancí pořád význam. Protuberance dělíme podle fyzikálních vlastností a vzniku na dva základní druhy: na protuberance klidné a protuberance eruptivní. Existuje několik podrobnějších klasifikací protuberancí. Vybral jsem klasifikaci protuberancí z publikace Slunce a jeho vliv na Zemi.7

    I. Klidné protuberance

    a) Normální klidné protuberance

    Hmota normální klidné protuberance vyvěrá z chromosféry, plazma je unášeno podél indukčních čar, poté vniká zpět do chromosféry. Protuberance vytváří oblouk nad sluneční povrchem, který zůstává tvarově stálý dlouhou dobu. Normální klidná protuberance může dosáhnout délky 200 000 km, tloušťky 10 000 km a výšky 50 000 km až 100 000 km nad povrchem Slunce. Část normálních klidných protuberancí vzniká z eruptivních protuberancí.

    b) Koronální protuberance

    Koronální protuberance bývají pozorovány pouze jako pohyby směrem k povrchu Slunce. Vznikají ve velkých výškách v koróně nahuštěním a chladnutím hmoty vlivem magnetického pole. Oblaka pomalu klesají do chromosféry, při spojení s chromosférou může vzniknout oblouk.

    II. Eruptivní protuberance

    a) Aktivní protuberance

    Aktivní protuberance jsou nejčastějším typem aktivních protuberancí, vyznačují se vláknitou strukturou s četnými uzlinami. Směr pohybu hmoty protuberance je jednotný. Vyvržená hmota proudí podle indukčních čar zpět k povrchu do tzv. středu přitažlivosti. Pokud koronální protuberance začne proudit do středu přitažlivosti, vzniká tzv. koronální aktivní protuberance. Někdy dochází k proudění hmoty oběma směry, vznikají dva středy přitažlivosti, taková protuberance se označuje jako interaktivní.

    b) Eruptivní protuberance

    U eruptivních protuberancí převažuje pohyb hmoty směrem ke slunečnímu povrchu. Při klesání protuberance dochází k zjasňování. Vznik protuberance je hůře pozorovatelný, protože vyvržená hmota je teplejší a má vyšší rychlost, snadno unikne.

    Podskupinu eruptivních erupcí tvoří tzv. eruptivní oblouk. Může vzniknout z velké aktivní protuberance. Vyvržená hmota dosáhne velké výšky, začne se rozpínat, potupně slábne a nakonec zmizí.

    c) Protuberance v aktivních oblastech

    Protuberance vznikají v aktivních oblastech a blízkém okolí, rychle mění svůj tvar. Nejčastější je paprskovitý tvar, z aktivní oblasti je po skoro přímkových drahách vyvrhována hmota, která se vrací zpět. Doprovázejí chromosférické erupce, při kterých je materiál vyvrhován velkými rychlostmi.

    d) Tornádové protuberance

    Tornádové protuberance se vyznačují pravotočivými vírovými rotačními pohyby hmoty. Rychlost rotace je přibližně 50 km×s-1. Pokud je rychlost konstantní, životnost protuberance dosáhne několika dní. Při nižší rychlosti dochází k rozervání protuberance. Při vyšší rychlosti se z tornádové protuberance vyvine protuberance eruptivní.

    Znaky a porovnání klidné a eruptivní protuberance
    Klidná protuberanceEruptivní protuberance
    životnostdny až měsíce, nemění tvar ani polohuněkolik hodin, rychlý vznik a vývoj
    výskytmimo aktivní oblastiaktivní oblasti a okolí
    rychlostvnitřní struktura řádově km×s-1celá protuberance 30 až 200 km×s-1
    pozorování pohybupouze pohyb k povrchu Sluncepohyb pozorován od povrchu i
    k povrchu Slunce
    pozorování vznikuvelmi výjimečnězřetelné vyvěrání protuberance
    z nízkých vrstev chromosféry
    dosažená výškaaž 1 000 000 km

    Znaky a porovnání klidné a eruptivní protuberance

    Znaky a porovnání klidné a eruptivní protuberance

    Klasifikace slunečních protuberanci

    Klasifikace slunečních protuberanci

    Koróna

    Nejvyšší část sluneční atmosféry plynule přechází do meziplanetární hmoty. Koróna se vyznačuje vysokou teplotou (milióny kelvinů) a velmi nízkou hustotou. Světlo z koróny je přesvětleno fotosférou, pro pozorování potřebujeme disk Slunce odstínit. K nejjednoduššímu odstínění dochází během úplného zatmění Slunce, kdy Měsíc zakryje svítící disk. Princip úplného zatmění Slunce je použit v koronografu. Tímto přístrojem můžeme korónu pozorovat bez závislosti na slunečních zatměních. Vlivem vysoké teploty dochází k vyzařování z koróny v měkké rentgenové a daleké ultrafialové oblasti spektra. Pro tyto oblasti spektra je zemská atmosféra málo propustná nebo zcela nepropustná. Pozorování se musí provádět na vysokohorských observatořích nebo pomocí přístrojů umístěných na oběžné dráze okolo Země.

    Magnetické pole

    Aktivita Slunce je způsobena magnetickým polem Slunce. Magnetické pole pravděpodobně vzniká vnitřními pohyby hmoty ve Slunci (sluneční dynamo). V zóně konvekce neustále proudí plazma, vznikají elektrické proudy, které jsou provázeny magnetickým polem.

    Haleův cyklus

    Magnetické pole Slunce se mění v cyklu 22 let. Ze začátku cyklu směřují indukční čáry magnetického pole od pólu k pólu, jsou rovnoběžné s poledníky (poloidální pole). Vlivem diferenciální rotace [iii] a zamrznutí siločar v plazmatu [iv] dochází k navíjení indukčních čar magnetického pole ve směru rovníku (toroidální pole)9

    Navíjení indukčních čar magnetického pole

    Navíjení indukčních čar magnetického pole

    Navíjení probíhá čím dál tím hustěji a magnetické pole se zesiluje. Dochází k vystupování svazků indukčních magnetických čar nad povrch Slunce. Na povrchu vzniká dvojice skvrn s opačnou polaritou. Po oslabení původního pole dochází k přepólování magnetického pole. Vzniká pole nové s opačnou polaritou. Proces přepólováním magnetických pólů trvá přibližně 11 let, pro navrácení magnetického pole do původního stavu musí proběhnout opětovné přepólování. Jedenáctiletý cyklus přepólování magnetického pole má přímý důsledek v jedenáctiletém cyklu sluneční aktivity.

    Sluneční cyklus

    Aktivita Slunce je ovlivněna magnetickým polem, které periodicky mění polaritu. Nejkratší sluneční cyklus je tzv. jedenáctiletý cyklus. Perioda 11,2 let je doba, která uplyne od minima aktivity k dalšímu minimu. Cykly se vyznačují obdobími minima a maxima. V době minima se magnetické póly nacházejí poblíž rotačních pólů Slunce, aktivita Slunce je nízká. Postupným navíjením magnetických indukčních čar se magnetické póly přesouvají směrem k rovníku a aktivita Slunce roste, nastává maximum sluneční aktivity. Kromě jedenáctiletého cyklu existují cykly 22letý (navrácení magnetického pole do původního stavu), 80letý, 200letý, a i 800letý. O existenci cyklů s delší periodou (200letý a více) se pouze domníváme, protože neexistují dostatečně dlouhé pozorovací řady.

    Hlavním pozorovatelným projevem slunečního cyklu je výskyt slunečních skvrn. Průběh cyklu určuje Wolfovo číslo, heliografická šířka skvrn a jejich polarita. Wolfovo číslo je index určující počet skvrn během cyklu, roste směrem k maximu. Heliografická šířka skvrn se posouvá od výšek 40°-50° (začátek cyklu) postupně k rovníku (konec cyklu). Každý nový cyklus začíná výskytem skupiny slunečních skvrn, které mají opačnou polaritu než skupiny skvrn z předešlého cyklu.

    11letá délka slunečního cyklu je průměrná hodnota, doba může být kratší nebo delší o několik měsíců až let. Cykly se mohou i částečně překrývat, důkazem muže být i současný 24. jedenáctiletý sluneční cyklus. Začal 4. ledna 2008, kdy na 30° severní heliografické šířky byla zpozorovaná skvrna 11. První skvrna z nového cyklu byla na Slunci pozorovaná již 31. července 2006, po třech hodinách zanikla. Navíc se vyskytla pro začátek cyklu v neobvyklé heliografické šířce, konkrétně na 13° jižní heliografické šířky.

    Hvězdná aktivita 12

    Sluneční aktivita je způsobena magnetickým polem, které vzniká v konvektivní zóně. U hvězd podobných Slunci (spektrální třída G) a u hvězd s mohutnou konvektivní zónou (spektrální typ K a M) se předpokládá možnost výskytu hvězdné aktivity. Přímá pozorování disků hvězd nelze pro malé úhlové rozměry uskutečnit. Využívá se proto poznatků z pozorování Slunce. Ze spektroskopických pozorování známe spektra jednotlivých projevů sluneční aktivity. Magnetická pole v chromosféře se projevují emisí v čarách H a K ionizovaného vápníku. Aktivní oblasti a erupce se projevují emisí v čarách vodíku. Koróna je pozorovatelná v rentgenovém a gama záření.

    První pozorování provedená v šedesátých letech minulého století prokázala přítomnost magnetického pole u hvězd spektrálního typu F až M, u některých hvězd i periodickou změnu intenzity magnetického pole.

    V roce 1982 byla provedena pro analýzu světla metoda dopplerovské tomografie. Tato metoda využívá změnu vlnové délky spektrální čáry vlivem změny směru a rychlosti pozorovaného objektu vůči pozorovateli. Pokud se na povrchu hvězdy vyskytne skvrna, na spektrální čáře se objeví deformace, ze které lze vypočítat a určit tvar, polohu, teplotu a velikost skvrny.

    Dopplerovská tomografie

    Dopplerovská tomografie

    Základní principy dopplerovské tomografie:

    a) spektrální čára rozšířená rotací hvězdy;

    b) na východním okraji se objevuje ve fotosféře hvězdná skvrna,

    c) skvrna v profilu čáry způsobuje deformací;

    d) s pohybem skvrny po viditelné polokouli, způsobeným rotací hvězdy, se posunuje i deformace v profilu spektrální čáry.

    Dopplerovskou tomografiií byly detekovány např. hvězdné skvrny hvězdy V711 Tau, diferenciální rotace hvězdy AB Dor, velmi silné erupce hvězdy MT Tau a koróna u dvojhvězdy YY Gem. U některých hvězd byly pozorovány i hvězdné cykly o délce 2,6 let.

    [i] Pro lepší představu o rozměrech vnitřní struktury Slunce uvádím procentuální dosah v poloměru Slunce.

    [ii] Erupci ve viditelném světle pozoroval 1. 9. 1859 R. Ch. Carrington. Jasnost erupce se vyrovnala celému slunečnímu disku. V době pozorování probíhala na Slunci mohutná magnetická bouře.

    [iii] Diferenciální rotací se vyznačují tekutá tělesa. Různé části tělesa rotují jinou úhlovou rychlostí. Jádro Slunce rotuje jako tuhé těleso, zóna konvekce podléhá diferenciální rotaci. Doba rotace rovníku Slunce je 26,8 dne, doba rotace rovnoběžky na 70° sluneční šířky je 31,8 dne.

    [iv] Pojem „zamrzlé“ magnetické siločáry v plazmatu vyjadřuje zachování magnetického toku; magnetické indukční čáry se pohybují s plazmatem a naopak pohybující plazma s sebou unáší magnetické indukční čáry a deformuje je.

    Aktuální snímky
    Fotosféra
    Fotosféra
    Chromosféra
    Chromosféra
    Relativní číslo