Nejmohutnější zdroj světla – Slunce

Nejmohutnější zdroj světla – Slunce

RNDr. František Fárník, CSc.,
Astronomický ústav, Akademie věd ČR

Úvod

Slunce – nejbližší hvězda a střed naší planetární soustavy – je ve srovnání se všemi světelných zdroji, které člověk za dlouhou dobu své existence vyvinul a vyrobil a které v současnosti používá, nejmohutnějším zdrojem světla, tepla a ve své podstatě zdrojem naší existence vůbec. Zaměříme se tedy na popis (i když velmi stručný a schematický) fyzikálních procesů, jež uvolňují nepředstavitelné množství energie a „udržují sluneční generátor v činnosti„. Ukážeme si, co lze na Slunci pozorovat, jaké jsou naše pozorovací metody a hlavně – co všechno na základě pozorování a teoretických modelů o Slunci v současné době víme.

Základní údaje

Nejprve několik základních údajů, které dávají hrubou představu o mohutnosti našeho životodárce – tab. 1.

Tab. 1. Základní údaje o Slunci

Stavba Slunce

Průřez slunečním nitrem je na obr. 1. Na rozdíl od planet nejsou hvězdy pevná tělesa. Jsou tvořeny plazmatem, tj. plynem, ve kterém jsou působením vysoké teploty odtrženy elektrony od atomových jader. Ve středu Slunce probíhá termojaderná reakce, při které se vodík přeměňuje na helium. Teplota dosahuje hodnot nad 10 mil. K a veškerá sluneční energie se uvolňuje právě během této přeměny. Mluví se o vodíkovém cyklu. Uvolněná energie se nejprve šíří radiací směrem k povrchu, prochází tzv. radiační zónou. V určité vzdálenosti se efektivnějším způsobem transportu energie stává konvekce, neboli vedení tepla, a energie se začíná šířit tímto způsobem. Diferenciální rotací plazmatu vzniká efektem dynama magnetické pole. Konvekcí se magnetické pole dostává na povrch Slunce a jeho energie je následně zdrojem procesů, které lze pozorovat ve sluneční atmosféře.

Sluneční atmosféra

Protože je Slunce plynná koule (obr. 1), není zcela jasně určen jeho povrch. Z tohoto důvodu se pomocí jejich fyzikálních vlastností definují tři vrstvy sluneční atmosféry.

1. Fotosféra
Nejhlubší vrstva – tj. ta, kterou lze vidět v optickém oboru (např. pouhým okem chráněným tmavým filtrem), se nazývá fotosféra. Její teplota je kolem 6 000 K a tloušťka asi 400 km. Fotosféra je nejdéle pozorovaná část sluneční atmosféry, protože je možné ji vidět pouhým okem nebo primitivním dalekohledem. Nejvýraznějším a nejdéle pozorovaným jevem jsou tzv. sluneční skvrny. Jsou to tmavé skvrny či jejich uskupení, které vznikají potlačením konvekce silným magnetickým polem, jež je právě ve skvrnách velmi intenzivní. Potlačení konvekce vede ke snížení teploty, a tedy i k jasu v této oblasti, která se potom na jasném pozadí okolní fotosféry jeví jako černá skvrna. Výskyt těchto slunečních skvrn, tj. jejich počet a plocha, kolísá v jedenáctiletém cyklu (tzv. cyklus sluneční aktivity). Je-li Slunce v období minima, na jeho povrchu nejsou viditelné žádné skvrny, zatímco v období maxima lze trvale pozorovat množství i značně velkých skvrn. Na obr. 2 je ukázka jednoduché sluneční skvrny, pozorované optickým dalekohledem, skupina skvrn je zřejmá z obr. 3.

2. Chromosféra
Nad fotosférou je tzv. chromosféra, vrstva, ve které teplota dosahuje až 10 000 K a jejíž tloušťka je asi 2 500 km. Hustota plazmatu s narůstající vzdáleností od fotosféry velmi rychle klesá, a proto je chromosféra „opticky tenká“, tedy průhledná pro světelné záření. Jelikož její teplota je již značně vysoká, vzniká zde záření pouze o určité vlnové délce, a chromosférické jevy je proto možné pozorovat pouze speciálním dalekohledem, tj. přes filtr, který propouští pouze světlo o vlnové délce emitované z chromosféry. Nejčastěji se pozorování uskutečňují v čáře vodíku – H_alfa. Nejvýraznějším jevem, který lze v této vrstvě sledovat, jsou tzv. sluneční erupce. Jsou to mohutné procesy zasahující až do nejvyšších vrstev atmosféry, ve kterých se magnetická energie přeměňuje na energii tepelnou a na energii elektricky nabitých částic. Celá oblast se zahřeje na teplotu až několika desítek milionů stupňů Kelvina a proudy urychlených částic jsou pak zdrojem tvrdé rentgenové emise. V některých případech emitované proudy částic doletí až do zemské atmosféry a mohou způsobit množství nepříjemných efektů. Na obr. 4 je ukázána sluneční erupce pozorovaná v chromosféře v čáře vodíku.

3. Koróna
Nad sluneční chromosférou, až do vzdálenosti několika desítek slunečních poloměrů, existuje velmi řídká a velmi horká část atmosféry, tzv. koróna. Tato část je nejlépe vidět během slunečního zatmění, kdy disk Měsíce zakryje jasný sluneční kotouč; potom lze pozorovat velmi slabě zářící korónu – obr. 5.

Pozorování Slunce

Nízká hustota a vysoká teplota v koróně umožňují průchod světelné emise z fotosféry bez jakéhokoliv zeslabení. Vysoká teplota znamená, že koróna září především v oblasti ultrafialových (UV) a rentgenových vlnových délek. Protože tato krátkovlnná záření jsou pohlcována zemskou atmosférou, nelze je pozorovat na povrchu Země. Až do existence výškových raket na konci čtyřicátých let se o rentgenové emisi Slunce vůbec nevědělo. Za posledních dvacet let však došlo k bouřlivému rozvoji v této oblasti a mnoho satelitů nad zemskou atmosférou získalo unikátní údaje z oblasti ultrafialových a rentgenových vlnových délek. Z těch nejdůležitějších je možné jmenovat americký satelit SMM (osmdesátá léta), japonský Yohkoh (devadesátá léta), mezinárodní (ESA-NASA) SOHO (stále pozoruje) a americký TRACE (také pozoruje). Slunce se v rentgenové oblasti jeví podstatně zajímavější a daleko proměnlivější než v optickém oboru. Na obr. 6 je snímek Slunce v měkkém rentgenovém záření pořízený satelitem Yohkoh. Ještě větší prostorové rozlišení poskytuje americký satelit TRACE (obr. 7), který ukazuje detail magnetických smyček ve sluneční koróně, jež jsou naplněny horkým plazmatem, a proto září v UV a měkkém rentgenovém oboru. Výsledky nejkomplexnějšího současného pozorování Slunce v krátkovlnné oblasti poskytuje satelit SOHO (obr. 8).

Pozorování z kosmu nevedlo k uzavření pozemních observatoří, protože velmi úspěšná pozorování v optickém a rádiovém oboru je stále možné konat z povrchu Země za daleko menší finanční prostředky. Důležité jsou ovšem velmi dobré klimatické podmínky, čistá atmosféra a množství dalších nezbytných kritérií. V Evropě (na Kanárských ostrovech) byl proto vybudován komplex přístrojů (dalekohledů) a mnoho evropských zemí se na realizačních i provozních nákladech této evropské sluneční observatoře podílí. Čeští astronomové se snaží postupně se zapojit do účasti na činnosti této observatoře i do kosmických projektů. Největší brzdou v tomto směru však jsou naše finanční možnosti; astronomická pozorování totiž patří k těm nejdražším.

Vliv Slunce na Zemi

K pozorování a studiu Slunce je značné množství důvodů. Zmiňme alespoň dva nejdůležitější. Především je to naše snaha porozumět procesům ve vesmíru – Slunce je nejbližší hvězda a lze na něm vidět detaily, které nám ani nejmohutnější teleskopy neumožní pozorovat na vzdálených hvězdách. Proto studium Slunce poskytuje informace, které lidem pomáhají porozumět zákonitostem celého vesmíru. Slunce je skutečným zdrojem a udržovatelem života na Zemi, který přímo nebo nepřímo silně ovlivňuje.

a) Přímý vliv
Přímý vliv je evidentní – zdroj světla a tepla. Kromě toho vlivem oběhu Země kolem Slunce a její rotaci se střídá den a noc a roční období.

b) Nepřímý vliv
S nepřímými vlivy je to složitější – tyto vlivy jsou v poslední době středem zájmu „slunečních„ fyziků – tedy alespoň velmi stručně, proč a co mohou tyto vlivy způsobit. Nejdříve proč. Jak již bylo řečeno v předchozích odstavcích, ve sluneční atmosféře nastávají silné energetické procesy, které jsou zdrojem elektromagnetického i korpuskulárního záření. Uvedené záření se šíří směrem od Slunce a často zasahuje i Zemi. Ovlivňuje výšku zemské ionosféry a dokáže rozkolísat zemské magnetické pole. Zvláštní kategorii představují tzv. protonové erupce, které emitují silný tok protonů o vysoké energii, jejichž vliv na Zemi může být značný (naštěstí takto nebezpečných efektů vzniká pouze několik za rok). Co mohou zmíněné sluneční jevy způsobit? Protože mají vliv na zemskou ionosféru, ovlivňují např. kvalitu a dosah rádiového spojení. Rozkolísání zemského magnetického pole může způsobit tak silné indukované napětí v dálkových rozvodech elektrického proudu, že uvedený stav vede k vyřazení těchto rozvodů z činnosti. Vysoký tok protonů může ohrozit život kosmonautů, kteří se pohybují ve volném prostoru. Mnoho lidí se domnívá, že sluneční aktivita ovlivňuje i zdravotní stav citlivých jedinců – tyto jevy však zatím nebyly jednoznačně a objektivně prokázány. To je pouze výčet nejčastěji citovaných efektů, ve skutečnosti jich existuje daleko více, i když ne tak výrazných.

Pár slov na závěr

Vzhledem k omezenému prostoru článku není možné ani ve stručnosti zmínit všechny zajímavosti týkající se Slunce a jeho studia. Smyslem článku proto bylo pouze připomenout, že kromě všech rafinovaných umělých světelných zdrojů, o kterých se v časopise Světlo pravidelně píše, existuje bezkonkurenční kosmický zdroj, na jehož existenci jsme si zvykli a téměř ji nevnímáme. Ačkoliv o tomto zdroji a jeho vlivech na Zemi lidé vědí hodně, stále ještě to zdaleka není všechno. Proto nám i dnes Slunce stojí za další studium i za investice, které jsou věnovány na vývoj stále dokonalejších pozorovacích metod.