Efektní představení Slunce: Bouře, erupce, skvrny a protuberance
Přestože Slunce patří mezi klidné stálice, dokáže svou zvýšenou aktivitou narušit fungování pozemských technologií, ale také nás potěšit impozantními polárními zářemi na nebi. Už sama hvězda však pro astronomy představuje dějiště mnoha lákavých představení
Erupce: Exploze na Slunci
Jako první sledoval v 19. století anglický amatérský astronom Richard Carrington tzv. bílou erupci, jež je nejsilnější svého druhu, jakou lze na Slunci zaznamenat. S nástupem úzkopásmových filtrů počet pozorování vzrostl, zejména v čáře H-alfa typické pro chromosféru. Sluneční erupce se často nacházejí mezi regiony s opačnou magnetickou polaritou a nejsnáz je můžeme popsat jako rychlé uvolnění energie, která se nahromadila v magnetickém poli aktivní oblasti. Magnetická pole ležící v protilehlých směrech se spojí a dojde k tzv. rekonexi – uvolní se energie v podobě tepla a záření v celém elektromagnetickém spektru. (NASA, Solar Dynamics Observatory, CC BY 4.0)
Protuberance: Divoké ohňové tance
Pod pojmem „protuberance“ se skrývá řada jevů, od stabilních struktur existujících několik měsíců až po krátkodobá představení trvající jen pár desítek minut. Objevují se v různých tvarech a velikostech, přičemž jejich výška může přesáhnout i 100 000 km. Jako protuberance obecně označujeme oblaka hustšího a chladnějšího plazmatu v porovnání s okolním prostředím. Nacházejí se v chromosféře až koróně, většinou je vidíme nad okrajem slunečního disku coby jasný útvar. Historicky pro ně vznikl ještě jeden termín, „filament“: Jedná se o případ, kdy se protuberance promítá jako tmavý „had“ na pozadí jasné chromosféry. (Wikimedia Commons, NASA/SDO AIA Team, CC0)
Skvrny: Temné pihy na tváři Slunce
Sluneční skvrna, jeden z nejvýraznějších projevů aktivity naší hvězdy, znamená vlastně „poruchu“ v jejím magnetickém poli. Zmíněné oblasti na slunečním „povrchu“ mají extrémně silná magnetická pole, jež zabraňují proudění plazmatu. Vznikají tak místa s povrchovou teplotou nižší až o 2 000 K, která tolik nezáří, tudíž se v porovnání s okolní fotosférou jeví tmavší. Skvrny mají obvykle dvě části: tmavé a chladnější jádro zvané umbra neboli stín a penumbru čili polostín. Teplota první zmíněné se pohybuje kolem 3 700 K a její jas dosahuje pouze 5–15 % fotosféry. Skvrny geometricky vytvářejí prohlubeň, sníženou ve středu až o 1 000 km pod úroveň okolní klidné fotosféry. Jejich životnost se pohybuje od několika hodin po řadu měsíců v případě těch největších. (The Royal Swedish Academy of Sciences/The Institute for Solar Physics, CC BY 4.0)
Fakulová pole: Předzvěst skvrn
Fakule představují světlejší lokality ve fotosféře, jsou o 200–400 K teplejší než okolí a mohou se vyskytovat samostatně i ve shlucích. Fakulová pole se objevují v aktivních oblastech ještě před vytvořením slunečních skvrn a mizí až několik otoček hvězdy po jejich zániku. V některých případech je však magnetické pole na vytvoření skvrn příliš slabé, takže fakulové pole zůstává bez tmavých míst po celou dobu své existence. Ačkoliv fakule doprovázejí všechny skvrny, ne vždy se vyskytují pouze u tmavých slunečních oblastí. Pozorovatelné jsou jen v bílém světle, nejlépe na okraji disku stálice. (NASA/GSFC/SVS, CC BY 4.0)
Spikule: Sluneční klasy
Roku 1877 je objevil italský astronom a jezuita Angelo Secchi, ale pojmenoval je až v roce 1945 americký fyzik Walter O. Roberts. Spikule, z latinského „spiculae“ neboli „klásky“, tvoří základní magnetické struktury v chromosféře. V každém okamžiku se jich na Slunci vyskytuje asi milion, hmota v nich se pohybuje rychlostí 20–30 km/s, takže během své 5–15 minut trvající existence dosáhnou výšky 5 000–15 000 km a šířky 1 km. Jejich délka se přitom mění v závislosti na slunečním cyklu. Táhnou se z fotosféry přes chromosféru až do koróny, odkud se některé vracejí zpět na povrch hvězdy a zbytek se rozplyne. (Wikimedia Commons, Luc.rouppe, CC BY-SA 4.0)
Koróna: Hvězdná svatozář
Pojmem „koróna“ označujeme velmi řídkou vnější vrstvu sluneční atmosféry. Nemá žádnou přesně definovanou horní mez, plynule přechází do meziplanetárního prostoru. V běžných podmínkách není pozorovatelná, protože dosahuje pouze miliontiny jasu fotosféry, a můžeme ji tudíž sledovat jen během úplného zatmění Slunce nebo pomocí dalekohledu, tzv. koronografu. Teploty v koróně se pohybují v rozmezí 1–5 milionů stupňů a její tvar se mění v závislosti na slunečním cyklu: V minimu je zhruba kruhová, během maxima ji ovlivňuje chaotické magnetické pole a zdá se „rozcuchaná“. (foto: ESO, P. Horálek, CC BY 4.0)
