Jak vznikají „sluncetřesení“ a gigantická solární tsunami?

Uplynulo už přes šedesát let od publikování přelomové práce Roberta Leightona, která se stala základem jednoho z nejperspektivnějších oborů sluneční fyziky – helioseismologie. Za více než půlstoletí se zmíněná disciplína velmi slibně rozvinula a dnes si nikdo nedovede představit Slunce bez „sluncetřesení“.

Profesor Leighton byl nadaným experimentálním fyzikem a zajímal se též o měření magnetických a rychlostních polí na Slunci. Uvědomoval si, že pokud se tamní plazma pohybuje, musí být jedna komponenta jeho rychlosti – složka ve směru k pozorovateli – měřitelná díky posunu spektrálních čar Dopplerovým jevem. Pořídil tedy pomocí spektrografu obraz Slunce v červeném křídle čáry (což odpovídá pohybu ve směru od pozorovatele), pak v modrém křídle čáry (souvisejícím s pohybem k pozorovateli) a poté od sebe obě fotografie opticky odečetl. Získal tím rozdílový snímek, jehož intenzita odpovídala hledané dopplerovské složce rychlosti plazmatu.

Na fotografii spatřil supergranulaci – buňkovitou strukturu s charakteristickým rozměrem 30 000 km, o níž vědci spekulovali již osm let. Když znovu měřil dopplerovskou složku rychlosti plazmatu v jednom místě sluneční fotosféry, povšiml si, že se signál periodicky opakuje. Dominantní perioda činila 296 sekund, tedy téměř pět minut. Vzápětí si vědci uvědomili, že pětiminutové oscilace jsou známkou zvukových vln rezonujících ve slunečním tělese. Otevřela se tak možnost studia nitra naší hvězdy na dálku, podobně jako se nitro Země studovalo z analýzy vln šířících se od epicentra zemětřesení.

Sluneční vlnění

Třesení na Slunci představují v podstatě tlakové oscilace, tedy zvukové vlny šířící se sluneční obálkou. Jsou přitom vybuzeny „třeskem“ vyvolaným povrchovou konvekcí, kterou pozorovatelé znají pod názvem „granulace“. V jednom okamžiku se sluneční obálkou prohání současně na sto milionů různých vln, jež se vzájemně setkávají a skládají. Některé skládáním s jinými zaniknou, další se naopak mohou dlouhodobě uchovat – pak mluvíme o rezonujících vlnách, přesněji o stojatém vlnění. Studiem stojatých vln se dozvídáme nejvíc informací o nitru naší stálice, neboť jejich měřené spektrum silně závisí na vlastnostech materiálu v různých vnitřních vrstvách slunečního tělesa. 

Fyzikové však sledují i cestu jednotlivých vln slunečním nitrem a všímají si odchylek v jejich šíření. Zvukové vlny se totiž v závislosti na svém typu noří jen do určité hloubky obálky; pak se jejich cesta obrací zpět k povrchu, kde se opět odrážejí do nitra, a proces se opakuje. Jak se vlna setkává s překážkami – teplotními anomáliemi, magnetickými poli nebo změnami v proudění plazmatu – mění se její trasa a rychlost průchodu nitrem, což se projeví například zpožděním či zrychlením. Na cestě, která za normálních okolností trvá desítky minut, dosahuje dané zpoždění typicky několika sekund. I tak malou změnu lze ovšem úspěšně měřit.

Solární tsunami

Až dosud jsme hovořili o vlnách, které jsou samovolně vybuzeny povrchovou konvekcí. Na Slunci však registrujeme i jejich protějšky vyvolané bombardováním fotosféry částicovými svazky vznikajícími při silných erupcích – pravé sluneční tsunami. Tyto ryze povrchové vlny se šíří radiálně od míst bombardovaných částicovými svazky, a připomínají tak „kruhy na vodě“. Jejich rychlost přesahuje desítky kilometrů za sekundu a odhaduje se, že výšková amplituda takové vlny činí asi tři kilometry.

Kdybychom měli původce slunečních tsunami připodobnit pozemským zemětřesením, museli bychom na Richterově stupnici použít číslo 12. Nejsilnější zaznamenané pozemské zemětřesení se odehrálo v roce 1960 v Chile, přičemž na Richterově stupnici dosáhlo hodnoty 9,5. Jelikož je daná škála logaritmická, znamená to, že jsou původci slunečních tsunami více než 300krát mohutnější a uvolní se při nich asi 6 000krát víc energie.

Na přelomu tisíciletí

Vědci si záhy uvědomili, že studovat periodické jevy z jednoho místa na Zemi je mnohem obtížnější, protože lze takto Slunce pozorovat pouze po určitou část dne. Chceme-li měřit frekvence kmitání přesněji, musíme pozorovat déle. Soustavné sledování na jedné observatoři tak zásadně omezuje frekvenční rozlišení. Vědci tedy potřebovali prodloužit pozorovací interval.

V raných dobách helioseismologie nebylo myslitelné vyslat experimentální zařízení na oběžnou dráhu Země. Bylo však možné sestavit pozorovací síť, jejíž jednotlivé stanice si v průběhu dne „předávaly štafetu“, a měření tak doplňovaly. V roce 1976 tudíž začala fungovat síť BiSON alias Birmingham Solar Oscillations Network a stanice byla umístěna také na observatoři v okolí jižního pólu, přičemž využívala dlouhé pozorovací periody během polárního dne. 

Překotný rozvoj zažila helioseismologie v polovině 90. let, kdy zahájila provoz pozorovací síť nové generace GONG neboli Global Oscillations Network Group – šestice identických stanic umístěných kolem zeměkoule. V roce 1995 pak zamířila do vesmíru multifunkční sluneční observatoř SOHO čili Solar and Heliospheric Observatory, na jejíž palubě se nacházely hned tři přístroje spojené s helioseismologií. Na přelomu 20. a 21. století jsme tak zaznamenali skutečné zlaté desetiletí zmíněného oboru.

Zlatý sluneční důl

Výzkum slunečních oscilací neustrnul, i když se zdánlivě nerozvíjí tak překotně jako před dvaceti lety. Některé tehdejší výsledky se v současnosti s využitím přesnějších a spolehlivějších metod revidují, například helioseismické inverze hloubkové struktury slunečních skvrn, při nichž – jak dnes víme – se na přelomu tisíciletí ignorovalo 90 % fyzikálních procesů. Moderní modely ukazují, že je interakce seismických vln s magnetickými poli nesmírně složitá, zvukové vlny podléhají opakovaným konverzím do jiných typů vlnění a opětovným rozptylům. Stále tedy nevíme, jak přesně vypadají magnetická pole tvořící sluneční skvrny pod povrchem.

Badatelé se intenzivně zabývají také spolehlivostí a přesností helioseismologických metod, analyzují elementy zanesené do výsledků nepřesnostmi a nedokonalostmi postupů a odstraňují je. Po smršti odborných článků přišlo období možná ještě důležitější, mravenčí práce. V roce 2010 se navíc do kosmu vydala družice SDO alias Solar Dynamics Observatory, se zdokonaleným přístrojem pořizujícím každých 45 sekund celodiskový obraz Slunce. Taková homogenní vysokokadenční série představuje pro helioseismology zlatý důl.

Rychle, přesně, úspěšně

Dnes si snad víc než kdy jindy uvědomujeme, že další hvězdy představují jen velmi vzdálené obdoby Slunce. I skrz jejich nitra by tedy měly putovat seismické vlny, přestože nám ukážou jiný rezonanční obraz než naše stálice, neboť charakter stojatého vlnění závisí na parametrech hvězdného nitra. Vědce přirozeně napadlo, že stejné principy a metody používané úspěšně v helioseismologii by se daly uplatnit při sondování „útrob“ odlehlých hvězd. Nová metoda nazvaná asteroseismologie tak v posledních letech slaví nebývalé úspěchy. Zejména s rychlou fotometrií z družic určených k hledání extrasolárních planet přibývají o vzdálených stálicích mnohem přesnější informace, než jaké lze získat jinými postupy.

Velké oběžnice Sluneční soustavy mají svou vnitřní strukturou blíž ke hvězdám než k planetám zemského typu. Objevily se tudíž odborné práce zaměřené na rezonující zvukové vlny v nitru Jupitera i Saturnu. Seismické vlny se tak ukázaly jako velmi účinný nástroj pro studium niter nebeských těles – neboli míst, která nikdy nezvládneme studovat přímo.