Sluneční erupce, CME a aktivní oblasti na Slunci. Jak erupce vznikají a jaký mají vliv na Zemi?

Rychlou přeměnou energie magnetického pole dochází během sluneční erupce k ohřevu plazmatu a urychlování částic jakož i k produkci záření v širokém oboru elektromagnetického spektra. Od rádiových vln přes optické a ultrafialové záření až po rentgenové a gama záření. Úhrnná energie sluneční erupce činí v průměru 10²² až 10²⁵ J. Teplota tzv. nízkotepelné sluneční erupce v chromosféře dosahuje jen asi 10⁴ K (chromosférická erupce) a v koróně řádově 10⁷ K (vysokotepelná sluneční erupce).

Kde sluneční erupce vznikají?

Ke slunečním erupcím dochází v tzv. aktivních oblastech, které se objevují ve vrstvách sluneční atmosféry. Nejčastěji se sluneční erupce objevují v blízkosti slunečních skvrn (nacházejí se ve fotosféře) ve vrstvách sluneční chromosféry a nebo koróny.

Sluneční erupce jsou jedním z projevů sluneční aktivity, ke kterým dále patří sluneční skvrny, granulace a fakulová pole (ve fotosféře), erupce, protuberance, filamenty a spikule (v chromosféře) a protuberance, erupce, koronální paprsky aj. (v koróně). Nejvíce erupcí se objevuje v době maxima 11letého slunečního cyklu, objevit se však mohou i v obdobích minima sluneční aktivity.

Možnosti pozorování slunečních erupcí

Jako první pozoroval sluneční erupci 1.9.1859 anglický astronom Richard Carrington. Tehdy vzplála velice silná erupce i v bílém světle, která byla dobře patrná ve fotosféře. Carrington pořídil její nákres. Vědci ji dodnes považují za nejenergetičtější pozorovanou erupci na Slunci. Dalšími obrovskými erupcemi byly sluneční erupce z roku 1956, 1989 (následovaly rozsáhlé výpadky energetických sítí v Kanadě a na severu USA) a 2005 (poslední z nich vzplanula v lednu ve skupině skvrn NOAA 720 na SZ okraji Slunce).

Později mohli astronomové pozorovat sluneční erupce díky úzkopásmovému filtru v čáře H_alfa [1]. A po nástupu kosmické éry mohli začít sluneční erupce pozorovat v celém spektrálním pásmu. Nejen v UV oblasti, ale i v X (rentgenovém) záření, které zemská atmosféra pohlcuje a neumožňuje pozorování v těchto spektrálních oborech na zemském povrchu.

Zajímavost: nejenergetičtější rentgenovou sluneční erupci pozorovali vědci 28.10.2003 prostřednictvím kosmické sondy TRACE. Teplota plazmy tehdy dosáhla až 20 mil. °C, což je vyšší teplota, než jaká panuje v slunečním nitru, kde dochází k termonukleární fúzi (u našeho Slunce jde o p-p cyklus).

Počáteční fáze sluneční erupce

Velice silné sluneční erupce (třídy X) nápadně často vznikají v blízkosti mladých aktivních oblastí a nebo dobře vyvinutých oblastí v podobě velkých a rotujících slunečních skvrn se složitou strukturou magnetických polí a s vysokým gradientem. Takovéto oblasti se tak stávají dobrou indicií pro možný vznik slunečního ohňostroje (erupce).

Proces sluneční erupce zpočátku probíhá ve velice omezeném prostoru (ve slunečních měřítcích; k "zážehu" dochází v objemu odpovídajícímu objemu až několika stovek zeměkoulí) a velice rychle.

Během této fáze dochází k rekonexi [2] na vrcholech smyček magnetických polí ve sluneční koróně v časové škále setin až desetin sekundy. Přitom dochází ke střídání rychlostí v plazmě od -250 km/s do +150 km/s (ve směru k pozorovateli) způsobené buď oscilací magnetických smyček a nebo impulzivním charakterem unikající plazmy.

Distribuce energie z místa erupce

Obrovská energie uvolněná při rekonexích magnetických polí se šíří jak směrem ke Slunci, tedy do chromosféry a fotosféry, tak i od Slunce do meziplanetárního prostoru.

V červenci 2004, při jedné z velkých slunečních erupcí, se slovenským astronomům podařilo pozorovat (za široké mezinárodní spolupráce) průběh tohoto děje v poměrně širokém spektrálním pásmu a s velkých prostorovým i časovým rozlišením. Zjistili, že rychlost plazmy erupce při průniku do chromosféry má rychlost 10 000 km/s a při průniku do fotosféry již jen asi 1 km/s, kde se pohyb erupční plazmy zcela zastavil.

Při erupci se během 5 až 120 minut uvolní energie 10²³ až 10²⁵ J, při těch největších až 10²⁶ J (Dvořák, Křivský), energie uvolňovaných částic se obvykle pohybuje v rozmezí od 20 keV do 1 GeV. Zářivý výkon z jednoho čtverečního metru na povrchu klidného Slunce přitom činí 62,9 MW, takže např. průměrnou spotřebu elektrické energie České republiky by pokrylo pouhých asi 140 m² slunečního povrchu…

Sluneční erupce se svou ohromnou kladnou energetickou bilancí mají krátkodobě vliv na sluneční konstantu, kterou zvyšují až o 0,015 % oproti průměru (sluneční konstanta se mění dále asi o 0,08 % během 11letého cyklu a až o 0,2 % během jedné otočky Slunce, neboť naše nejbližší hvězda nesvítí zcela izotropně).

Jen pro představu. Energie středně velké erupce odpovídá energii, která se uvolní při výbuchu asi 30 000 vodíkových bomb s ekvivalentní sílou 1 megatuna TNT. A nebo ekvivalentu výbuchu více než dvou miliónů atomových bomb svržených na Hirošimu. Jak se dokáže nahromadit tak obrovské množství energie v poměrně malém prostoru základny sluneční koróny (případně chromosféry) zatím sluneční fyzici uspokojivě vysvětlit nedokáží.

Rozdělení energie při typické sluneční erupci

J. Dubinský a K. Kudela ve své monografii "Kozmické žiarenie" uvádějí následovné rozdělení energií pro typickou sluneční erupci:

• 10²⁵ J - elektromagnetické záření, celé spektrum
• 2 × 10²⁵ J - oblak meziplanetární plazmy
• 5 × 10²⁴ J - rychlé elektrony
• 5 × 10²⁴ J - sluneční energetické částice
• 10²³ J - ostatní částice
• 4 × 10²⁵ J - celková uvolněná energie

CME (výron koronální hmoty)

Po velkých slunečních erupcích obvykle následuje výron koronální hmoty neboli CME (z anglického Coronal Mass Ejection). Jedná se o velké oblaky plazmy a magnetických polí pohybujících se z koróny do meziplanetárního prostoru a následně meziplanetárním prostorem různou rychlostí. Od 400 až po 6 000 km/s. Průměr je však 480 km/s.

Například rychlost plazmového oblaku, jenž se uvolnil během silné sluneční erupce na přelomu září a října 2002 činila 2 800 km/s. Hmotnost tohoto oblaku vědci odhadli na 100 miliard tun (průměr činí asi 10 Gt). Pro představu se jedná o masu hmoty, která např. odpovídá hmotnosti 100 krychlových kilometrů vody. Tedy na kosmická měřítka "nic moc".

Oněch 10¹¹ kg je však počáteční hmotnost vyvržené plazmy. CME však nabírá hmotu až do vzdálenosti 20 slunečních poloměrů, takže hmotnost vyvrhované plazmy může dosáhnout konečných 10¹⁴ až 10¹⁶ kg při celkové kinetické energii 10²³ až 10²⁵ J. A to jsou v pozemských měřítcích již pořádné porce.

Avšak je potřeba si uvědomit, že hustota sluneční koróny (příp. chromosféry) v místech, kde k slunečním erupcím dochází je velice nízká. Tlak zde činí pouhých asi 10^-6 Pa, což odpovídá tlaku nejlepšího technického vakua, které dokážeme na Zemi připravit. Navíc sluneční atmosféra není atmosférou v pravém slova smyslu, neboť její struktura je udržována magnetickými poli a její celková hmotnost (i přes její nesmírné rozměry) je nižší, než hmotnost atmosféry planety Země.

Magnetická pole v místech slunečních erupcí mohou být i značně silná. Zatímco intenzita magnetického pole ve sluneční fotosféře činí v průměru 1 mT, v klidných protuberancích se pohybuje v rozmezí 0,3 - 3 mT, pak ve středně velkých erupcích může činit 10 - 20 mT a v aktivních erupcích může vyrůst až na stonásobek, tedy někde kolem 0,1 T (Tesla).

Plazmový oblaku tak může (ale také nemusí) zasáhnout Zemi až desítky hodin po té, kdy byla v X či UV oblasti pozorována samotná erupce. Silné sluneční erupce tak mohou mít dramatický vliv na stav geomagnetického pole, které je silně narušováno. Asi nejznámějšími projevy střetu takovýchto oblaků plazmy z CME se zemským magnetickým polem jsou všem známé polární záře.

Energetické spektrum slunečních erupcí

Sluneční erupce se projevuje v širokém pásmu elektromagnetického záření. Od kosmického záření (ze slunečních erupcí spršky energetických protonů, byť pod kosmickým zářením se obvykle rozumí částicové záření v podobě neutronů a mezonů) přes gama záření (od 2×10^-2 nm), rentgenové záření (X, 1 nm), EUV, ultrafialové (UV) i viditelné záření a dokonce až po rádiové záření kilometrových vlnových délek.

Energetické spektrum slunečních erupcí tak leží v pásmu vlnových délek od 10^-13 m do 10⁴ m, tedy v pásmu 17 řádů! Minimálně malá část kosmického záření (s energiemi v řádu GeV [3]) produkovaného slunečními erupcemi je produkována přímo v jádrech erupcí, nikoliv rázovými vlnami v koróně.

Plocha sluneční erupce

Plocha erupce se obvykle vyjadřuje v miliontinách plochy sluneční polokoule (100 miliontin = 3,04 × 10⁸ km²) a nebo ve čtverečních heliografických stupních (1 čtvercový stupeň = 1,48 × 10⁸ km²). Jedná se o plochu zjasněné chromosféry v čáře H_alfa, kterou dosáhne erupce v době maximálního zjasnění.

Klasifikace slunečních erupcí

Dnes je klasifikace slunečních erupcí založena na měření rentgenového záření v pásmu 0,1 až 0,8 nm v blízkosti Země. Tato měření zajišťují k tomu určené družice (např. geostacionární sonda GOES) na základě jejichž měření se pak vydávají předpovědi kosmického počasí. Např. na NOAA / Space Weather Prediction Center .

Sluneční erupce jsou klasifikovány písmeny A, B, C, M a X. Každá z vyšších tříd má maximum toku rentgenového záření 10× vyšší než předchozí. Např. třída X má maximum toku rentgenového záření 10^-4 mW/m². Jednotlivé třídy jsou dále členěny číslicemi od 1 do 9. Např. třída X1 je dvakrát slabší než třída X2.

Četnost výskytu slunečních erupcí N klesá s nárůstem jejich energie E. Tento pokles četnosti výskytu erupcí je zhruba dán závislostí

dN/dE ~ E^–1,8

Vysvětlivky

[ 1 ] Čára H_alfa je nejsilnější čárou tzv. Balmerovy série vznikající přechodem mezi druhou a třetí hladinou atomu neutrálního vodíku. Vlnová délka záření H_alfa činí 656,3 nm.

[ 2 ] Magnetická rekonexe je změna konfigurace magnetického pole, ke které dochází v důsledku přerušení a opětovného či vzájemného propojení magnetických trubic nacházejících se blízko sebe.

[ 3 ] Ve fyzice se energie často vyjadřuje v elektronvoltech (eV) a jejich násobcích. Jeden elektronvolt představuje energii, kterou získá elektron (ale i proton, mion, pozitron) při průchodu potenciálového rozdílu jeden Volt. 1 eV = 1,602 × 10^-19 J.

Sluneční erupce z 24.2.2014

První okamžiky vzplanutí sluneční erupce ze satelitu SDO ze dne 24.4.2014 pořízené na různých vlnových délkách v 19:25 EST. Erupce je světlým místem v levé částí jednotlivých sekvencí, vznášející horký materiál je dobře vidět nad jasnou aktivní oblastí ve sluneční atmosféře, koróně.

Použité zdroje

[ 1 ] Slunce z Kosmického prostoru, Ladislav Křivský; Hvězdárna Úpice 1998
[ 2 ] Ilustrovaný slovník termínov slnečnej a slnečno-zemskej fyziky, A. Bruzek a C. J. Durrant; SUAA Hurbanovo 1983
[ 3 ] Slunce náš život; J. Dvořák, L. Křivský, Panorama 1989
[ 4 ] Veľká slnečná erupcia - výskum jej cesty od slnečného povrchu až do medziplanetárného priestoru; A. Kučera, Kozmos 5/2007
[ 5 ] Intenzívna erupcia posúva vpred naše znalosti o Slnku; M. Rybanský, Kozmos 5/2005
[ 6 ] http://spaceweather.com/
[ 7 ] www.solarham.net/
[ 8 ] www.space.com/topics/
[ 9 ] First Moments of a Solar Flare in Different Wavelengths of Light
[ 10 ] Kozmické žiarenie, Juraj Dubinský a Karel Kudela