Zvětšit obrázek

Struktura Slunce

Když se v ranních nebo večerních hodinách podíváme na Slunce, nad obzorem vidíme ostře ohraničený kotouč. Jenže naše hvězda je plynným tělesem a žádné ostré hranice nemá. Možnosti našeho zraku nám zobrazují fotosféru - hranici průhlednosti Slunce. Teplota v této vrstvě se pohybuje okolo 5 800 Kelvinů. Nad tímto viditelným „povrchem“ se nachází další dvě atmosférické vrstvy: chromosféra a koróna, které jsou kupodivu teplejší.

Chromosféra je 2 až 3 tisíc kilometrů tenká průhledná a velmi řídká spodní vrstva sluneční atmosféry, ve které stoupá teplota ze 6 tisíc až na 20 tisíc Kelvinů. Uvidět ji můžeme jenom pomocí filtrů propouštějících vlnovou délku 656,28 nm, což je záření vybuzeného atomu vodíku, v němž elektron přeskočí z třetí valenční vrstvy na druhou – takzvaná H alfa čára. I záření ionizovaného vápníku (393,4 nm - Ca II) chromosféru zviditelňuje. Tyto spektrální oblasti umožňují studovat dramatické jevy jako jsou například protuberance a spikule.

Zvětšit obrázek

Vlevo: okraj slunečního disku z pohledu sondy SDO (NASA). Střed: detail. Vpravo: znázornění spikul – černou barvou jsou označena místa, kde se proudy plazmatu právě nacházely, bílou kde vznikaly. Kredit: Solar Dynamics Observatory/NASA

Nejvrchnějším plynným obalem Slunce je záhadná koróna. Od chromosféry ji odděluje tenká přechodová zóna, ve které teplota prudce roste z 20 tisíc až na milion Kelvinů. Studuje se v spektrálních čárách třikrát ionizovaného uhlíku, kyslíku a křemíku (C IV, O IV a Si IV). Jde o ultrafialové záření, které zemskou atmosférou neproniká a detekují ho pouze kosmické sondy.

Když Měsíc pozemským pozorovatelům úplně zakryje sluneční kotouč, zviditelní jim nádhernou sluneční „svatozář“ - korónu, která ukrývá půl století odolávající tajenku své extrémní teploty – jeden až dva miliony Kelvinů. A to je asi dvousetnásobek teploty očima viditelné fotosféry. Při těchto hodnotách přichází o všechny své elektrony nejen lehké atomy vodíku a helia, ale i uhlík, dusík a kyslík. I když je zřejmé, že žhavící mechanismus musí čerpat energii ze spodnějších, i když chladnějších oblastí, žádná z dosavadních teorií nenabídla uspokojivé vysvětlení.  

Zvětšit obrázek

Horní snímek: spikule na okraji slunečního disku v Ca II spektrální čáře. Kredit: Hinode 22. 11. 2006. Dolní snímek: spikule v H α spektrální čáře. Kredit: Swedish Solar Telescope (SST), La Palma/ De Pontieu et al. (2004)

Nejnovější číslo známého vědeckého časopisu Science přináší článek devítičlenného americko-norského týmu astronomů, kteří přicházejí s tak trochu staronovou teorii vysvětlující velký tepelný gradient sluneční atmosféry. Prý za to mohou spikule. Jsou to relativně úzké (v porovnání s velikostí a mohutností jevů na Slunci) proudy plazmatu pozorovatelné v chromosféře, které jsou součástí mechanismů jež přenášejí kinetickou energii z hlubších sub-fotosférických vrstev vzhůru až do koróny. Předpokládá se, že energie vzestupných proudů v konvektivní zóně (horní obrázek) vyvolává ve fotosféře magnetohydrodynamické vlnění, jež se pak ve formě spikul přenáší chromosférou. Jde o neustávající a výkonný mechanismus transportující obrovské množství hmoty a energie až do koróny.

 
Spikule ve vhodných spektrálních oknech (v Hα, CaII) tak trochu připomínají vysoký trávník (obrázky vpravo). Jenomže jednotlivé stébla existují jenom 5 až 15 minut, mají střední průměr 400 km a výšku 5 000 až 9 000 km, vyjímečně i více. Rychlost vzestupných proudů je 20 – 25 km/s, naměřená hodnota teploty se v jednotlivých studiích různí od 5 000 - 8 000 K až po 17 000 K, což je ale v každém případě výrazně méně, než koronárních milion Kelvinů. A to byl důvod, proč vědci spikule jako hlavní topný mechanismus zavrhli.

Jenže díky vynikajícím pozorovacím možnostem japonské sluneční sondy Hinode (start záři 2006) a americké Solar Dynamics Observatory (SDO) odhalil Bart De Pontieu ze Sluneční a astrofyzikální laboratoře korporace Lockheed Martin v kalifornském Palo Alto nový typ spikul (typ II), které v porovnání s jejich dosud známou formou trvají jenom krátce, okolo 100 sekund, ale jsou mnohem dynamičtější. Jde o rychlé a rychle zanikající proudové smyčky plazmatu vyvrženého do spodní koróny podél siločár magnetického pole rychlostí 50 až 100 km za sekundu. Analýza snímků v různých spektrálních čárách odhalila, že většina hmoty v těchto spikulích II. typu se přitom rychle ohřívá na teplotu 20 000 až 100 000 K. Důležitá je však menší, ale nezanedbatelná část, která dosahuje teplotu nad milion Kelvinů (1 – 2 mil. K) a která podle autorů článku v Science pravděpodobně zajišťuje trvalé žhavení koróny na tak překvapivě vysokou teplotu.

I když jde o studii, která významně přispívá k poznání detailnějších jevů v atmosféře naší hvězdy, s jejími závěry zdaleka ne všichni souhlasí. Pravděpodobně se tím záhada příliš horké koróny neuzavřela a nezaložila ad acta. Například James Klimchuk z Goddardova centra pro vesmírné lety NASA udělal předběžné propočty jež naznačují, že spikule II. typu mohou k ohřevu koróny přispívat jenom malým podílem. Také Mike Wheatland z Astronomického ústavu v australském Sydney je přesvědčen, že dostačující žhavící mechanismus musí být řádově účinnější.

Zvětšit obrázek

Koláž ze snímků studované aktivní oblasti pořízených v různých spektrálních čárách sondami Hinode a SDO. Kredit: B. De Pontieu et al. Science 2011

Nově objevený typ rychlých chromosférických proudů je bezpochyby zajímavý, zdá se ale, že záhadu nejen nevyřešil, nýbrž k ní přispěl. Položil další otázky o svém původu. Pravděpodobné vysvětlení tkví v magnetických polích a jejich deformacích způsobených komplikovaným prouděním vodivého plazmatu. Jenže to zdaleka nestačí. Až astronomové dají do souladu teorie, modely a pozorování, pak si budou moci spokojeně říci, že téměř jistě hledají správným směrem.

Video – sekvence snímků pořízených s časovým odstupem 24 sekund sondou Solar Dynamics Observatory 25. dubna 2010. Rychlý pohyb plazmatických proudů v spikulích je uměle zviditelněný tak, že černá barva označuje místa, kde se jednotlivé proudy právě nachází a bílá místa, kde vznikají. Rychlost ionizovaného plynu místy přesahuje 100 km/s a teplota milion Kelvinů.

Sekvence se několikrát opakuje. Kredit: B. De Pontieu, snímky: Solar Dynamics Observatory

Zdroje: Science , Nature News, stránky NASA