Slunce

Když se rozhodneme pozorovat Slunce, můžeme si vybrat mezi vícero způsoby pozorování. Běžnému zájemci lze doporučit, aby se obrátil na naši hvězdárnu, kde může Slunce pozorovat dalekohledem za dodržení všech bezpečnostních pravidel a navíc se mu dostane zasvěceného výkladu. 

Při pozorování Slunce si nezapomeňte dobře chránit svůj zrak.

Podrobné rady a doporučení, jak si chránit zrak, najdete v kapitole Bezpečnost.

Foto. David Michalík

Slunce, naše mateřská hvězda je právem jedním z hlavních objektů zájmu astronomů. S odstupem několika minut až dní se projevy jeho aktivity promítají v zemském magnetickém poli i v atmosféře. UV záření ze Slunce je nebezpečné pro živé organizmy, silné sluneční erupce mohou nenávratně poškodit umělé družice a dlouhodobé změny sluneční činnosti rovněž ovlivňují zemské klima. Chování Slunce ovšem ukazuje i na mnoho zákonitostí života hvězd ve vesmíru, navíc občasná bouřlivější aktivita Slunce může i v České republice vykouzlit fantastické nebeské divadlo, polární záři.

Sluneční aktivita se dá pozorovat už očima – přes bezpečný filtr jsme občas schopni vidět i poměrně velké sluneční skvrny, chladné oblasti na Slunci s lokálním magnetickým polem. Astronomové ovšem chování na Slunci dokáží pozorovat mnohem sofistikovaněji pomocí kontinuálních řad družicových snímků. Jasná, pokroucená mračna horkého plynu prozrazují bouřlivé děje, tmavá místa klidné oblasti zvané koronální díry. Další snímky získané v různých oborech spektra slunečního světla představují pro vědce jejich běžné mapy „počasí“ na Slunci. A díky veřejné dostupnosti snímků můžete prostřenictvím těchto stránek sledovat Slunce prakticky doslova v živém přenosu i Vy!

Slunečním cyklem neboli cyklem sluneční aktivity jsou označovány periodické změny v různých projevech sluneční aktivity. Sem patří například sluneční skvrny (Wolfovo nebo relativní číslo), sluneční erupce, fakule, protuberance, ale např. i rádiové záření. Cyklus sluneční aktivity trvá v průměru 11 roků. To je doba, která uplyne od minima sluneční aktivity do dalšího minima, což je období, kdy je Slunce relativně v klidu. V té době mohou trvat i několikaměsíční období, kdy není na Slunci pozorována žádná sluneční skvrna, tj. relativní číslo slunečních skvrn je rovno nule a i další projevy sluneční aktivity jsou minimální. Naopak v době maxima se může na Slunci nacházet velký počet slunečních skvrn, může docházet i k několika velkým slunečním erupcím denně a rovněž další parametry sluneční aktivity vykazují vysoké hodnoty.

Nejtypičtějším projevem a nejlépe posuzovatelným indexem pro to, v jaké fázi se cyklus sluneční aktivity nachází, jsou sluneční skvrny. Ty totiž v průběhu cyklu mění místo svého výskytu. Na začátku cyklu se skvrny vyskytují ve vysokých heliografických šířkách (analogie zeměpisné šířky), tj. ve výškách okolo 40–50 stupňů a během cyklu se jejich výskyt postupně posouvá směrem k rovníku (tzv. Sporerův zákon). Na konci cyklu se skvrny nacházejí v blízkosti rovníku. Cyklus sluneční aktivity ale netrvá přesně 11 roků, to je jeho průměrná doba. Cykly se tak mohou překrývat, tj. že nový cyklus může začít ještě i dlouho před koncem starého nebo naopak starý cyklus může trvat ještě dlouho po nastoupení cyklu nového. To znamená, že na Slunci můžeme pozorovat skvrny současně ve vysokých zeměpisných šířkách i v okolí rovníku a na základě toho, kdy je která skvrna pozorována, můžeme přesně určit, kdy nový cyklus začal nebo starý skončil.

Jednotlivé cykly mají ale různou výšku, délku a navíc se během nich mění polarita magnetického pole. Tímto způsobem vznikají další cykly. Je to např. 22letý cyklus, kdy v průběhu jedenáctiletého cyklu dojde k výměně magnetické polarity mezi slunečními polokoulemi, tj. jestliže na začátku cyklu má severní polokoule kladnou magnetickou polaritu a jižní zápornou, na konci cyklu je tomu naopak. A teprve v průměru po 22 letech nastane původní situace. Dalšími známými cykly je cyklus 80letý, 200letý, ale i 800letý, které trvají mezi cykly podobných vlastností.

  • Jádro je je energetickým zdrojem samotného Slunce i celé Sluneční soustavy. Má hustotu stokrát vyšší než voda a teplotu 15 milionů kelvinů. V tomto dokonalém reaktoru probíhají desítky reakcí, jejichž důsledkem je přeměna vodíku na hélium za současného uvolňování energie v podobě fotonů a neutrin. Nejrozšířenějším souborem reakcí je v našem Slunci protono-protonový řetězec, v menší míře probíhá CNO cyklus.
  • Vrstva v zářivé rovnováze obklopuje jádro a má tloušťku přibližně 500 tisíc kilometrů. Touto oblastí putují fotony z jádra k povrchu několik set tisíc let. Zdánlivě pomalý pohyb fotonů je způsoben jejich pohlcováním volnými elektrony a znovu vyzářením v náhodném směru.
  • Konvektivní zóna je oblast mezi zářivou vrstvou a povrchem Slunce, v níž se energie šíří prouděním (konvekcí). Horké sluneční plazma proudí vzhůru a po vyzáření části energie klesá chladnější hmota zpět do hlubin Slunce. Tato zóna sahá do 200 tisíc kilometrů pod povrch Slunce. Na spodní hranici konvektivní zóny, která hraničí s radiační zónou, se obrací směr rychlosti proudění (tzv. tachovrstva), fluktuace rychlosti zde mají nejvyšší hodnotu, a proto v této oblasti dobře funguje tekutinové dynamo a je zde generováno magnetické pole.
  • Fotosféra je viditelný povrch Slunce, má teplotu asi 5 800 K. Pro fotosféru je charakteristická tzv. granulace, která je tvořena vrcholky vzestupných a sestupných proudů z konvektivní zóny. Typickými útvary ve fotosféře jsou sluneční skvrny. Z fotosféry jsou vyvrhovány protuberance – oblaka plazmatu ovládaná magnetickými poli.
  • Chromosféra je relativně tenká a řídká vrstva těsně přiléhající k fotosféře. Teplota chromosféry roste směrem od Slunce. Dominantním mechanizmem ohřevu je rozpad různých typů vln a nestabilit plazmatu, zejména Alfvénových vln. Typickými útvary jsou například chromosférické erupce – náhlá zjasnění v chromosféře.
  • Koróna je oblast nad chromosférou. Je to jakási řídká horní atmosféra Slunce, která nemá ostré hranice a zasahuje hluboko do Sluneční soustavy. Teplota koróny v blízkosti Slunce (cca 1,5×106 K) je paradoxně vyšší než teplota fotosféry (5 800 K). Koróna je zahřívána především rozpadem magnetoakustických vln šířících se plazmatem. S vysokou teplotou koróny souvisí neobvyklé spektrální čáry vysoce ionizovaných kovů, které byly dříve považovány za nový prvek – korónium. Koróna je pozorovatelná i pouhým okem při úplném zatmění Slunce. Při náhlé rekonekci magnetických siločsr dochází k uvolnění energie, ohřevu plazmatu, rentgenovému vzplanutí a uvolnění plazmoidu, který se vydá napříč Sluneční soustavou.