Slunce bouří
Zachytit erupci byl pro pozorovatele vždy těžký úkol, převážně závisející na přízni počasí, které, jak sami víte, nám letos příliš nepřeje. I přes to se nám podařilo pořídit několik snímků, které zachycují různé typy erupcí. V tomto článku se nachází výběr snímků především z našich pozorování. Snímky Slunce v úvodu dokumentují pozorované aktivní oblasti.
1:![]() |
2:![]() |
3:![]() |
Další uvedené snímky již znázorňují chromosféru, tenkou vrstvu (řádově 2 - 8 000 km, tloušťka se mění s fází cyklu sluneční aktivity; převzato z knihy Slnko od V. Rušina) těsně nad fotosférou. Právě v chromosféře se erupce (a nejen) pozorují nejčastěji.
Na prvním obrázku je skupina slunečních skvrn NOAA 11260 ze dne 2. 8. 2011. Oblasti dominuje filament (tmavý pruh táhnoucí se od největší) [4]. Chvostovou část tvoří tři drobné skvrnky.
Na druhém snímku se díváte na oblast NOAA 11261 z téhož dne. Je složena z více skvrn, kolem skupiny se nachází slabší filamenty. U filamentu pod skupinou skvrn vidíme zjasněnou oblast, slabší erupci.
Poslední snímek ukazuje skupinu NOAA 11263. Tato rozsáhlá skupina skvrn byla viditelná i pouhým okem. Nedaleko vedoucí skvrny je tmavý filament.
Na všech snímcích je zřetelná struktura chromosféry, soustava "buněk" ohraničená tmavými drobnými "výtrysky" - spikulemi. Těmto "buňkám" říkáme supergranule.
V poslední uvedené oblasti NOAA 11263 došlo k uvolnění energie ve formě erupce s následným vyvrhnutím hmoty. Animace ukazuje průběh této erupce.
Následující den byla nejzajímavější skupina NOAA 11261, která poměrně rychle měnila svou morfologii, a pozorovali jsme zde erupci (viz série tří snímků níže).
![]() |
![]() |
![]() |
Před erupcí | Maximální fáze erupce | Po erupci |
Všechny výše uvedené snímky chromosféry byly pořízeny na naší hvězdárně CCD kamerou G1-2000.
Smršť erupcí samozřejmě s uvedenými dny neskončila, pouze nad Valašským Meziříčím se usadila oblačnost bránící pozorování. Nezbylo nám, než sledovat další vývoj na snímcích pořízených přístroji umístěnými na palubách družic (SDO, SOHO, GOES). Dne 9. 8. 2011 byla pozorována velmi silná erupce, podle užívané klasifikace X 6,9.
[1] Maunderovo minimum. V letech 1645 - 1715 se na povrchu Slunce nepozorovali téměř žádné skvrny, nebo jen velmi málo. Toto období je pojmenováno po anglickém astronomovi E. W. Maunderovi. V Maunderově minimu se v Evropě, především západní, vyskytovali mimořádně tuhé zimy, a proto dostalo toto období pojmenování "Malá doba ledová".
[2] Klasifikace erupcí. Původní klasifikace erupcí založená na odhadu podle jasu erupce v čáře vodíku H-alfa měla mohutnostní třídy (tzv. importance) 1, 1+, 2, 2+, 3, 3+. Po roce 1955 byla zavedena třída velmi slabých erupcí 1-. Od roku 1966 platí klasifikace nová, založená na ploše erupce A a jasu v čáře H-alfa. Číslo vyjadřuje interval plochy zářící erupce ve čtverečních heliografických stupních, připojuje se písmeno pro stupeň jasu. Třídy a označení ploch:
S je velmi malá erupce ≤ 2,0
1 | = | 2,1 | ≤ | A | ≤ | 5,1 |
2 | = | 5,2 | ≤ | A | ≤ | 12,4 |
3 | = | 12,5 | ≤ | A | ≤ | 24,7 |
4 | = | 24,8 | ≤ | A | ≤ |
Téměř trvalé monitorování sluneční X-emise v řadě kanálů na družicích vedlo k tomu, že určování mohutnosti erupcí bylo prováděno (vedle vyhodnocování v čáře H-alfa) též podle záření erupce ve spektrálním oboru měkké X-emise 0,1 - 0,8 nm a to podle dosaženého maxima vzplanutí. Od 1. 1. 1969 byla v USA patřičným centrem dat zavedena klasifikace erupcí podle X-emise měřené na satelitech (Křivský 1984). Každá erupce písmenem vyjadřuje patřičnou třídu, a pokud se připojuje jednomístné číslo, vyjadřuje desetinu řádu dotyčné třídy.
třída | tok záření /W.m-2/ v oboru 0,1 - 0,8 nm | ||||
B | Φ | < | 10-6 | ||
C | 10-6 | ≥ | Φ | < | 10-5 |
M | 10-5 | ≥ | Φ | < | 10-4 |
X | 10-4 | ≥ | Φ |
Např. erupce o mohutnosti C3 znamená dovršený tok X-emise 3 x 10-6 W.m-2. Při označení B0 jde o případy erupcí slabších než 1 x 10-7 W.m-2.
[3] Pojmenování aktivních oblastí. Nově vzniklým aktivním oblastem (skupinám slunečních skvrn) je přiřazeno pojmenování sestávající ze zkratky NOAA, což znamená the National Oceanic and Atmospheric Administration a pořadového čísla oblasti.
[4] Filament. Protuberance promítající se na sluneční disk jako tmavý útvar dostala z historických důvodů název filament. Příčinou tmavého zabarvení je nižší teplota plazmy ve filamentu (protuberanci) a pohlcování slunečního záření atomy vodíku filamentu. Filamenty se vyskytují na rozhraní opačných polarit magnetického pole.
O autorovi
35. vesmírný týden 2025

Přehled událostí na obloze a v kosmonautice od 25. 8. do 31. 8. 2025. Měsíc po novu se koncem týdne objeví na večerní obloze. Ráno můžeme pozorovat všechny planety kromě Marsu. Aktivita Slunce se možná zvýší. SpaceX se chystá k 10. testu Super Heavy Starship. První stupeň Falconu 9 se chystá k 30. znovupoužití. Tato raketa má letos za sebou již více než 100 startů a v uplynulém týdnu vynesla i vojenský miniraketoplán X-37b a nákladní loď Dragon na misi CRS-33 k ISS. Před 50 lety zazářila v souhvězdí Labutě poměrně jasná nová hvězda, nova V1500 Cygni.
Česká astrofotografie měsíce

Titul Česká astrofotografie měsíce za červenec 2025 obdržel snímek „Temná mlhovina Barnard 150“, jehož autorem je astrofotograf Václav Kubeš Dávno, opravdu dávno již tomu. Někdy v době, kdy do Evropy začali pronikat Slované a začala se formovat Velkomoravská říše, v době, kdy Frankové
Poslední čtenářská fotografie

IC 1396 je veľká emisná hmlovina v súhvezdí Cefea. Nachádza sa pod spojnicou hviezd alfa a zéta Cephei a je v nej aj premenná hviezda Erakis. Hmlovina zaberá oblasť s priemerom niekoľko stoviek svetelných rokov a jej svetlo k nám letí asi 3 000 rokov. Na nočnej oblohe je jej zdanlivý priemer desaťkrát väčší ako priemer Mesiaca v splne, čo je 170´ (5°). Má celkovú magnitúdu 3,0, ale je taká roztiahnutá, že voľným okom nemáme šancu ju vidieť. Hmotnosť hmloviny je odhadovaná na 12 000 hmotností Slnka. Hmlovinu vzbudzuje k žiareniu najmä veľmi hmotná a veľmi mladá hviezda HD 206267 v strede oblasti. Hviezdu obklopujú ionizované mraky vytvárajúce okolo nej vo vzdialenosti 80 až 130 svetelných rokov prstencový útvar. Sú to zvyšky molekulárneho mraku, z ktorého sa zrodila hviezda HD 206267 a ďalšie hviezdy v tejto oblasti, ktoré spolu tvoria hviezdokopu s označením Tr37. Ďalej od centrálnej hviezdy sú pásma tmavého a chladného materiálu. Známou časťou hmloviny je obrovský tmavý molekulárny mrak pomenovaný hmlovina Sloní chobot. Jej tvar vymodeloval hviezdny vietor z HD 206267. Vybavenie: SkyWatcher NEQ6Pro, GSO Newton astrograf 200/800 (200/600 F3), Starizona Nexus 0.75x komakorektor, Touptek ATR585M, AFW-M, Touptek LRGBSHO filtre, Gemini EAF focuser, guiding TS Off-axis + PlayerOne Ceres-C, SVBony 241 power hub, automatizovaná astrobúdka s mojím vlastným OCS (observatory control system). Software: NINA, Astro pixel processor, GraXpert, Pixinsight, Adobe photoshop Lights 65x120sec. R, 63x120sec. G, 52x120sec. B, 120x60sec. L, 186x600sec Halpha, 112x600sec.+18x900sec. O3, 144x600sec. S2, master bias, flats, master darks, master darkflats Gain 150, Offset 300. 9.6. až 23.8.2025 Belá nad Cirochou, severovýchod Slovenska, bortle 4