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.

Na obrázcích jsou dva celkové snímky Slunce pořízeny sondou Solar Dynamics Observatory (SDO). Ve dnech 2. 8. 2011 a 3. 8. 2011 se na slunečním disku vyskytovaly tři rozsáhlé aktivní oblasti (zleva: NOAA 11263, NOAA 11261, NOAA 11260), jedna z nich NOAA 11263 dokonce viditelná pouhým okem [3]. Tyto snímky znázorňují viditelný "povrch" Slunce, sluneční fotosféru.
Další snímek (magnetogram) pořízen sondou Solar and Heliospheric Observatory (SOHO) znázorňuje magnetická pole daných aktivních oblastí. Oblasti severní magnetické polarity jsou bílé, oblasti jižní polarity černé. Rotace Slunce unáší skvrny zleva doprava. Lokální magnetická pole skupin NOAA 11263 a NOAA 11261 vykazovaly složitou strukturu, což mnohdy končí erupcí (každý systém má snahu mít co nejnižší energii, erupce je tedy reakcí na složitou magnetickou strukturu, kdy dojde k rekonexi = přepojení magnetických silokřivek a uvolnění tepelné energie a následného elektromagnetického záření).

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

Během následujících pozorovacích dní se nám sice nepodařilo zachytit erupci, nicméně mnohé z pořízených snímků jsou kvalitní a vyniká na nich struktura sledovaných slunečních skvrn. Pro ukázku zde uvádíme jeden snímek oblasti NOAA 11261 z 5. 8. 2011, která se již nacházela na okraji disku. Doporučuji si všimnout supergranulí, světlých buněk ohraničených tmavými paprsky. Na okraji disku tato chromosférická síť krásně vyniká.

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.

Bohužel naše observatoř nemá žádný záznam z maxima erupce, pouze když erupce velmi zeslábla, na chvíli jsme mohli aktivní oblast pozorovat. K uvolnění energie došlo v oblasti NOAA 11263, která v té době zacházela za viditelnou stranu slunečního disku. V cyklu sluneční aktivity č. 24 je to teprve třetí erupce typu X a také nejsilnější. První byla zachycena 15. 2. 2011 (X2) a další 9. 3. 2011 (X1). Před těmito třemi erupcemi se objevila erupce X1 dne 14. 12. 2006, ta však náležela k předcházejícímu cyklu č. 23.


[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