Tajemné Slunce: Nevyzpytatelný vládce Země

08.12.2019 - Michal Švanda

Slunce – centrální těleso naší solární soustavy a naše denní hvězda – je tak blízko, že ho můžeme sledovat s velmi dobrým časovým i prostorovým rozlišením. Navíc máme k dispozici dlouhodobé záznamy a archivy. Zdálo by se tedy, že už o Slunci víme vše. Opak je však pravdou

<p>Rekonstrukce hrubého vzhledu magnetického pole Slunce. Je zřejmé, že jde o velmi komplikovaný magnet</p>

Rekonstrukce hrubého vzhledu magnetického pole Slunce. Je zřejmé, že jde o velmi komplikovaný magnet


Reklama

Pro básníka je Slunce múzou a inspirací, pro astrofyzika samogravitující koulí žhavého plazmatu. Z materialistického hlediska je přístup astrofyzika blíž realitě. Slunce skutečně představuje těleso držené pohromadě vlastní gravitací, složené převážně z horkého ionizovaného plynu – plazmatu. Koncentruje v sobě přitom 99,8 % hmotnosti celé Sluneční soustavy, jde tedy zjevně o těleso dominantní. 

V obří plazmové kouli

Nitro Slunce se gravitačně člení do tří vrstev s odlišnými vlastnostmi. Jádro zasahuje přibližně do 25 % poloměru hvězdy, tj. do vzdálenosti asi 175 000 km od jejího středu. Panuje tam vysoká teplota a tlak (v samotném centru jde o 15,7 milionu kelvinů a o hustotu přesahující 152násobek hustoty vody), takže v jádru ochotně probíhají termojaderné reakce – neboli pravý původce veškeré zářivé energie, kterou Slunce vydává do prostoru. Každou sekundu se tam sloučí 600 milionů tun vodíku na 595 milionů tun helia. Zbývajících pět milionů tun hmoty přemění termojaderná reakce na energii, jež se pak se zpožděním vyzáří z povrchových vrstev. Jakkoliv se jedná o obrovské množství energie, ztráta činí pouhých 2 × 10−19 % hmotnosti Slunce za sekundu. 

Jádro obklopuje tzv. vrstva v zářivé rovnováze, která je pro fotony coby nosiče energie částečně průhledná. Termojaderné reakce tam již prakticky neprobíhají (na spodní hranici činí teplota asi „jen“ sedm milionů kelvinů a směrem vzhůru stále strmě klesá), ale energie se přenáší relativně pomalu procesem difuze záření. Vrstva v zářivé rovnováze dosahuje přibližně do 70 % slunečního poloměru, tedy asi 200 000 km pod povrch hvězdy. 

Na horní hranici oblasti zářivé rovnováhy klesá teplota zhruba pod 2,5 milionu kelvinů a přenos energie difuzí se stává neefektivním. Energii odvádí dál k povrchu tzv. konvekce, tj. proudění látky, podobně jako když se vaří voda v hrnci. Materiál se shora ochlazuje a zdola ohřívá, tudíž v této poslední oblasti do 200 000 km pod povrchem setrvává v neustálém turbulentním pohybu. Odborníci mluví o tzv. konvektivní zóně

Sluneční těleso plynule přechází v atmosféru, jež má tři vrstvy: spodní tenkou fotosféru, odkud Slunce opouští drtivá většina záření; chromosféru, kterou můžeme sledovat speciálními dalekohledy; a „střapatou“ korónu, dobře známou z úplných zatmění. 

Klíč tkví v pozorování

Pozorování jsou základem astrofyzikálního výzkumu – bez nich bychom o naší mateřské hvězdě příliš mnoho nevěděli. A právě na Slunce jako na jeden z prvních nebeských objektů namířili lidé počátkem 17. století své primitivní dalekohledy. Astronomové hvězdu denně sledují i dnes. Navíc vznikají důmyslné observační automaty schopné pořizovat snímky v nejrůznějších oborech spektra bez zásahu člověka, tedy zcela automaticky a objektivně. Pozorovacích dat máme tudíž dostatek. 

Situaci nám poněkud komplikují fyzikální zákony. Sluneční těleso je pro fotony – nosiče informace – neprůhledné, takže z něj nepřichází žádná přímá informace. Veškerá dostupná pozorování pocházejí z některé vrstvy sluneční atmosféry. Do nitra naší hvězdy se přímo podívat nelze a nebude to možné ani nikdy v budoucnu. A v tom tkví hlavní příčina nejasností, jež o Slunci i v dnešní době panují. Oprávněně se můžeme domnívat, že kdybychom měli dokonalý přehled o dění uvnitř naší hvězdy, měli bychom mnohem lepší představu, jak vlastně funguje. 

Věda na vlnách

Informace o Slunci tak vědci získali nepřímo, odvozením od jiných údajů. Hlavní slovo ovšem mají počítače. Fyzikální zákony řídící nitro naší hvězdy i jiných stálic se totiž popisují matematickými rovnicemi, které není možné řešit analyticky na papíře, ale jen numericky s pomocí počítačů – a ty se objevily až kolem druhé světové války. Do té doby se také datují první tzv. modely hvězd, tedy reprezentace charakteru nitra stálice v číslech. 

Matematické modely však měly od počátku velký rozptyl myslitelných měření. Naštěstí se v 60. letech ukázalo, že příroda nabízí možnost, jak tyto modely omezit. Odborníci si všimli, že sluneční povrch neustále kmitá – podobně jako napnutá struna, jen trojrozměrně. Navíc záhy vyšlo najevo, že spektrum těchto oscilací velmi silně závisí právě na předpokládané vnitřní struktuře. Poslouchá-li zkušený hudebník symfonii, hned pozná, zda zrovna hrají pozouny, housle či třeba harfa – a stejně tak lze ve spektru slunečních oscilací rozlišit, dosahuje-li teplota jádra 15,7 milionu kelvinů nebo například jen třinácti. 

Zmíněné kmitání je neustále vyvoláváno konvekcí, která je v přípovrchových vrstvách velmi turbulentní, často nadzvuková, a budí tak rázové tlakové vlny – ty se pak šíří slunečním tělesem stejně, jako se zvukové vlny šíří vzduchem. Některé přitom mohou rezonovat a tím se dlouhodobě uchovají. A právě rezonanční vlny jsou pro studium nitra Slunce nejcennější, neboť jsou na změny parametrů nejvíc citlivé.  

Magnetický labyrint

Aby nebylo záhad kolem Slunce málo, situaci ještě komplikuje magnetické pole. Naše hvězda se totiž chová jako obří a nesmírně složitý magnet s mnoha složkami, jež se navíc v čase intenzivně mění. 

Pozorovací důkazy máme i v tomto případě pouze z atmosféry, v níž magnetické pole vytváří vysoce organizované struktury: ať už sluneční skvrny, fakulová pole (viz Slovníček), nebo výtrysky plazmatu označované jako protuberance. Víme, že skvrny se ve fotosféře objevují často náhle a „z ničeho“ – vynořují se z nitra. Protuberance se mnohdy proměňují přímo před očima. Vývoj magnetických polí trvá někdy pouze několik sekund – a pak mluvíme o slunečním vzplanutí, tedy erupci. Avšak jak vypadá stejné magnetické pole v podpovrchových vrstvách, to nevíme. Zdá se, že zmíněné oscilace, jež vědcům při studiu Slunce napomáhají, k překlenutí nejasností o magnetismu nestačí. 

Stejně jako v případě modelů slunečního nitra, i zde přicházejí ke slovu počítače. Jenže úplná sada potřebných rovnic je nesmírně komplikovaná a na současných počítačích stále neřešitelná. Odborníci proto rovnice zjednodušují, neshodují se však na způsobu, jak toho dosáhnout. Vznikají tudíž odlišné třídy modelů, které si kladou za cíl popsat proces vzniku a přetváření magnetického pole. Zřejmě nepřekvapí, že různé třídy modelů poskytují různé výsledky, i když se použijí stejná vstupní pozorování. Rozpor přetrvává již několik desítek let a nezdá se, že by se situace výrazně lepšila. 

Každopádně víme, že magnetické pole Slunce téměř jistě vzniká v přípovrchové konvektivní zóně: Dochází k tomu součinností turbulentního proudění energie a podivné rotace Slunce, jehož konvektivní zóna se otáčí rychleji na rovníku než u pólů. Souhra těchto dvou jevů magnetické pole zesiluje a všelijak „natahuje“. Z konvektivní zóny se pak pole vynořuje k povrchu, kde formuje již zmíněné projevy solární aktivity – skvrny, protuberance či fakulová pole. Zatím však není zcela jasné, jak přesně vznik těchto struktur probíhá.  

Když Slunce chrlí

Výrony slunečního materiálu spojené s eruptivními projevy solární aktivity bohužel ovlivňují pozemské prostředí víc, než si mnohdy připouštíme. Nepochopené vrtochy Slunce tak mohou mít pro náš život nepříjemné důsledky: Výpadky spojení či dodávek elektřiny, ohrožení zásobování vodou, potravinami a léky – to vše nám hrozí. 

Vlivu silných slunečních erupcí se přitom neumíme účinně bránit, i když k nim opakovaně docházelo již v minulosti. Například v září 1859 během nejsilnější zaznamenané geomagnetické bouře zcela vypadl nejmodernější výkřik tehdejší techniky – telegraf. V květnu 1921 přestala fungovat městská železnice v New Yorku a telefonní a telegrafní vedení v Evropě i v Severní Americe utrpělo mnohé škody. V březnu 1989 na devět hodin kompletně zkolabovala rozvodná síť v kanadském Quebecu. 

TIP: Hvězdná záhada: Slunce mění velikost. A nikdo pořádně neví proč

Pokud už mohutná geomagnetická bouře propukla, nedá se nic dělat. Kdyby však upozornění přišlo o několik hodin dřív, možnosti řešení by se našly. Proto potřebujeme vědět, za jakých podmínek se sluneční erupce zažehávají, kdy tyto podmínky nastávají a kdy se magnetické pole vůbec objeví v atmosféře Slunce. Možné dopady solární aktivity na pozemní infrastrukturu tedy nedokážeme spolehlivě předvídat bez přesných znalostí o tom, co se děje v podpovrchových vrstvách naší hvězdy. 

O žádném z nebeských objektů nevíme naprosto vše. U některých z nich to není příliš podstatné, neboť mají na kvalitu našeho života jen malý vliv. O Slunci to však zaručeně neplatí. 

  • Zdroj textu:

    Tajemství vesmíru

  • Zdroj fotografií: NASA, Miloslav Druckmüller, Wikipedie, matstein.com

Reklama

Další články v sekci

Reklama

Reklama

Aktuální články

Zajímavosti

Koncil v Clermontu. Papež Urban II. zde využil první kruciátu k vlastnímu zviditelnění.

Historie

Král Jiří VI. na inspekci bitevní lodi Duke of York

Válka

Staré známé léky mohou překvapit

Věda

Krabí mlhovina v nepravých barvách. Tato mlhovina, která je zdrojem rentgenového a gama záření, je pozůstatkem po supernově

Vesmír

Přibližná rozloha kráteru Yarrabubba v australské pustině.

Věda

Nové časopisy Extra Publishing

RSSInzerceO serveru (Redakce)Partnerské weby
© Extra Publishing, s. r. o. 2007–2011. ISSN 1804-9907