Rozhovor: Jan Jurčák - Prémie za sluneční skvrny

Čím se ve svém výzkumu zabýváte?
Tématem mého výzkumu jsou sluneční skvrny, což jsou místa na Slunci, kde pozorujeme nejsilnější magnetické pole.

Skvrny na Slunci můžeme vidět na vlastní oči. Co na nich ale zkoumají vědci?
V místech skvrn pozorujeme silné magnetické pole, které za určitých okolností může ovlivňovat i zemské magnetické pole. Energie uložená v magnetickém poli skvrn se může uvolnit a vyvržená plazma ze sluneční atmosféry může zasáhnout Zemi a ovlivnit nás, především satelity.

Proč jsou skvrny tmavší než okolí?
Magnetické pole zabraňuje přenosu tepelné energie z jádra Slunce na jeho povrch, takže skvrny se nám jeví jako tmavé. Ve skutečnosti jsou ale jen o 2000 stupňů chladnější než okolní sluneční povrch, který se nám jeví jasný.


Na obrázku je snímek sluneční skvrny. Vlevo nahoře je pozorování intenzity v nepolarizovaném záření, které odpovídá pozorování očima. Vpravo nahoře je pozorování intenzity kruhově polarizovaného záření, jež je úměrná složce magnetického pole ve směru k pozorovateli. Vpravo a vlevo dole jsou snímky intenzity lineárně polarizovaného záření, které jsou úměrné různým složkám magnetického pole kolmého ke směru k pozorovateli.

Existují nějaké zákonitosti v tom, kde se na Slunci skvrny objeví?
Sluneční skvrny se vyskytují ve známém jedenáctiletém cyklu sluneční aktivity. V jeho minimu nepozorujeme skoro žádné skvrny na povrchu, v maximu jich je naopak třeba několik desítek. V průběhu tohoto cyklu jsou místa, kde se skvrny pozorují častěji. Zpočátku cyklu se vyskytují nejdále od rovníku asi 40 stupňů ať už na jižní nebo na severní sluneční polokouli. V průběhu cyklu klesají blíže k rovníku. Ke konci cyklu pozorujeme skvrny poblíž rovníku, které patří do starého cyklu, zároveň se začínají objevovat skvrny z nového cyklu dál od rovníku, které poznáme podle opačné polarity.

Sluneční skvrny vypadají v malém dalekohledu jenom jako malé černé plochy. Když se na ně díváte pomocí satelitů nebo větších dalekohledů, jak by šly lépe popsat?
Sluneční skvrny jsou tvořeny dvěma částmi. Jádro (latinsky umbra) je velmi tmavé a kromě velkých dalekohledů v něm nevidíme žádnou další strukturu. Jádro je obklopeno tzv. polostínem (penumbrou), což je taková vláknitá oblast, ve které intenzita záření a teplota postupně roste, až se přiblíží teplotám klidného Slunce v okolí sluneční skvrny.

Penumbra je jednou z částí vašeho výzkumu, co konkrétně se snažíte zjistit?
Snažím se zjistit, jak konkrétně magnetické pole v penumbře vypadá. Ono je to velmi komplikované. Obecně je struktura magnetického pole ve sluneční skvrně známa. V temném jádře je pole nejsilnější a je v podstatě kolmé k povrchu, ale čím více se blížíme ke kraji skvrny, tím více se pole stává horizontálním a dochází tam ke komplikovaným jevům, k interakci magnetického pole a plazmatu a tvoří se penumbra. Jaké fyzikální procesy tam probíhají, to se snažíme zjistit.

Na obrázku jsou znázorněny změny parametrů plazmy podél řezu přes vláknitou strukturu penumbry (vpravo dole). Je z něj patrné, že v těchto jasných vláknech je nejen vyšší teplota, ale také slabší magnetické pole, které je téměř horizontální. Ve filamentech pozorujeme také rychlé toky plazmy.

Jaké astronomické přístroje využíváte k výzkumu slunečních skvrn?
V současnosti jsou to zejména data z japonské družice Hinode. Její hlavní zrcadlo má průměr půl metru a na oběžné dráze je už skoro 6 let. Za tuto dobu nashromáždila velký archiv dat, ze kterého si vybírám data na zpracování. Z těch pozemních jsme využívali hlavně Vacuum Tower Telescope na Kanárských ostrovech o průměru zrcadla 70 cm. V současnosti je téměř dokončen nový dalekohled Gregor, což je s průměrem 1,5 metru největší evropský sluneční dalekohled. Na něm se podílí i Česká republika, takže máme vyhrazený pozorovací čas.

Co by vám nejvíc pomohlo ve výzkumu slunečních skvrn?
Rozhodně větší dalekohledy a chytřejší vědci :-) V tom oboru, kterým já se zabývám, jde především o prostorové rozlišení. V současnosti ty nejlepší dalekohledy dokáží zobrazit detaily velikosti asi 50 km. Bylo by lepší se dostat na mnohem lepší rozlišení. Brzdí nás kromě malých dalekohledů také vývoj počítačů. Týká se to jak zpracování pozorování, které je dost složité, tak také modelování dějů, které ve Slunci probíhají.

Jak si máme představit konkrétní data, která zkoumáte? Co je v nich za informace?
Ta data jsou mnohem komplikovanější, než obyčejná fotka. My sice zkoumáme sluneční vrstvu, která je vidět i očima, ale nás až tak nezajímá, jak to vizuálně vypadá, ale jaké procesy se tam dějí. Proto musíme sledovat tzv. spektrální profily. To jsou profily čar chemických prvků, v mém případě železa, které se formují v těchto výškách atmosféry a na jejichž tvaru se podílí nejenom teplota, ale i magnetické pole a rychlosti plazmatu, které v těch místech je. Takže z tvarů profilů spektrálních čar dokážeme alespoň přibližně určit, co se na Slunci v danou chvíli děje.

Na otázky Petra Sobotky odpovídal vědecký pracovník Slunečního oddělení Astronomického ústavu Mgr. Jan Jurčák, Ph.D. Převzato ze stránek Astronomického ústavu AV ČR.