Slunce jako obří magnetický stroj: Vědci z Astronomického ústavu odhalují mechanismy, které řídí mohutné erupce

Sluneční erupce představuje prudký výbuch v atmosféře Slunce, s energií srovnatelnou s miliardou megatun TNT. Hmota vystřelená z naší hvězdy dosahuje obrovské rychlosti a k Zemi dorazí už po několika dnech. Její energie může ovlivnit elektrické přenosy mnoha pozemních komunikačních zařízení, včetně počítačů a mobilních telefonů.

Teoreticky předpovězená klouzavá magnetická rekonexe tvoří podle vědců mechanismus, který spouští uvolňování magnetické energie při slunečních erupcích. A aby je bylo možné monitorovat, využívají odborníci řadu observatoří, především družicová pozorování v ultrafialové a rentgenové oblasti.

Strážkyně hvězdy

Které družice při své práci využíváte?

V současnosti funguje několik družic, které pozorují sluneční korónu a erupce v extrémně ultrafialové nebo blízké rentgenové oblasti – tedy tam, kde koróna a erupce svítí vlastním světlem a kde mají emisní spektrum. Od roku 2010 pracuje ve vesmíru družice NASA Solar Dynamics Observatory neboli SDO, která má za úkol zkoumat vlivy Slunce na Zemi. Dá se říct, že při svém vypuštění předběhla dobu.

Můžeme to chápat tak, že SDO pracuje mnohem lépe, než vědci předpokládali?

Je výjimečná tím, že každých dvanáct sekund pořídí snímek Slunce v každém z deseti kanálů s rozlišením více než čtyři tisíce na čtyři tisíce pixelů. Dnes bychom řekli, že rozlišení 4K už není nijak neobvyklé. Ale v případě SDO jde o 16K, a to od roku 2010 – v každém kanálu, každých dvanáct sekund. Přitom jeden snímek má desítky megabajtů.

To je opravdu téměř nepředstavitelné množství dat. Jak se zpracovávají?

Když se snažíme zpracovat erupci, která může trvat i několik hodin, tak se pohybujeme v datovém objemu kolem padesáti gigabajtů. Přitom rozlišení SDO je takové, že jeden pixel měří zhruba čtyři sta krát čtyři sta kilometrů. Když to vysvětluju studentům, říkám, že pokud bychom ze vzdálenosti SDO vůči Slunci viděli Českou republiku, zabírala by polovinu pixelu. Je tedy zřejmé, že nejde o nějaké extrémně velké rozlišení. Přesto z hlediska pokrytí Slunce patří k tomu nejlepšímu, co v současné době máme.

Pracují v uvedené oblasti i nějaké další družice?

Například mise NASA Interface Region Imaging Spectrograph neboli IRIS pracuje ve vesmíru od roku 2013 a zaměřuje se na pořizování fotografií a spekter menších oblastí na povrchu Slunce. Má vyšší prostorové rozlišení a dokáže pořídit snímek každých několik sekund. Pozoruje sice v jiných oblastech spektra než SDO, ale přesto nejen v erupcích vidíme, že lze při lepším prostorovém a časovém rozlišení zaznamenat jemnější a dynamičtější strukturu.

Potvrzení po dvaceti letech

Zmiňujete jemnost struktury. Z jakého důvodu na ní tolik záleží?

Na jemnosti struktury opravdu záleží velmi, protože bývá často ještě o dost menší, než rozliší SDO. Takovou jsme našli až v datech sondy IRIS. Podél erupčních vláken, tedy v nejjasnějších místech v erupční chromosféře, se nacházejí ukotvení jednotlivých erupčních smyček. Ty jsou čerstvě nahřáté, protože jsou těsně po rekonexi, a tudíž těsně po uvolnění energie změnou a uzavřením magnetického pole. A v těchto ukotveních existují opravdu malé jasné body, které putují podél erupčních vláken.

Ukázalo nám to, že modely trojrozměrné rekonexe – čili způsobu, jakým se magnetické pole propojuje do stavu s nižší energií – jsou skutečně věrné a že se rekonexe odehrává právě popsaným způsobem.

Jak zmiňovaná rekonexe probíhá a co vše se při ní děje?

Rekonexe probíhá samozřejmě vždy ve třech rozměrech. V klasickém dvourozměrném modelu erupcí se rekonexe děje „rozstřihnutím“ indukčních čar v nulovém bodě a „sešitím“ do stavu s nižší energetickou konfigurací. Ve třech rozměrech tento jev probíhá spojitým způsobem, klouzáním ukotvení magnetických indukčních čar ve třetím rozměru. Stávající sady magnetických indukčních čar si spojitě vyměňují konektivitu.

Tento teoreticky předpovězený proces klouzavé magnetické rekonexe jste ve slunečních erupcích objevil v roce 2014. Jak k tomu došlo?

Našel jsem ho v datech z družice SDO. Studoval jsem tehdy jiný jev, ale rozhodl jsem se zpracovat všechna dostupná data. Když jsem z toho udělal animaci, byla tam jasně vidět klouzavá rekonexe. Kromě toho existuje i velmi rychlá klouzavá rekonexe, takzvaná rychlokluzná. Teoreticky byla předpovězena již před dvaceti lety. A my jsme ji nedávno, po těch dvou dekádách, konečně našli.

Viděli jsme klouzání, které se děje rychlostmi vyššími než Alfvénova rychlost – Alfvénovy vlny tvoří analogii zvukových vln, ale zvuk se plazmatem šíří mnohem komplikovaněji. Jelikož se rozruch v magnetickém poli šíří Alfvénovou rychlostí, jedno ukotvení nemá šanci poznat, co dělá ukotvení v opačné polaritě, pokud se toto pohybuje rychleji než Alfvénova rychlost.

Rekonexe tedy probíhá stále spojitě, ale příliš rychle. Umožňuje nám to kromě jiného testovat modely struktury magnetického pole a měřit některé jeho parametry, které se dosud daly počítat jen z teorie. Na dané téma jsme loni napsali vědecký článek, otištěný v Nature Astronomy.

Sluneční znovu-propojování

Popisoval jste, že klouzavá magnetická rekonexe úzce souvisí s konektivitou. Mohl byste nám uvedený proces přiblížit?

Konektivita se dá vysvětlit takto: Máme určité místo ve sluneční atmosféře. Z něj vychází magnetická indukční čára a končí v jiném místě ve sluneční atmosféře, protože magnetické pole je vždy uzavřené. A při rekonexi – což znamená „znovu-propojování“ – se konektivita mění.

Důležité je, že se mění spojitě, a to tak, že se jednotlivá ukotvení klouzáním posouvají proti sobě. Tudíž se spojitě mění i místa, kam se propojují.

Řekli bychom, že magnetické pole při tom jakoby tančí. Tím tancem neboli klouzáním se dostává do stavu s menší energií, čímž se jeho původní energie uvolňuje. My to vidíme jako sluneční erupci, během níž může být i část struktury vyvržena ven ze sluneční atmosféry. A zmíněnému jevu říkáme výron koronální hmoty.

Co přispělo k tomu, že se vám podařilo teoretickou předpověď rychlokluzné rekonexe potvrdit?

Pomohla nám pozorování IRIS s velmi rychlou kadencí, kdy vznikl snímek každých 1,8 sekundy. V těch jsme rychlokluznou rekonexi viděli. Ale v pozorováních provedených současně pomocí SDO s kadencí dvanácti sekund ji není vidět vůbec, protože při uvedené kadenci není vidět pohyb, pouze jeho začátek a konec.

Je to stejné, jako kdybyste spatřili běžce jenom na začátku trati a v cíli. Z toho se nedá určit, jakým způsobem a jak rychle se pohyboval. Samozřejmě, že s rostoucím počtem snímků s vyšší kadencí narůstá i objem dat a také nároky na to, jak je přenést z kosmického prostoru na Zemi.

Jakým způsobem se tedy data z družic přenášejí?

SDO se pohybuje na geosynchronní dráze, takže jí stačí jedna vlastní pozemní stanice, s tokem sto padesát megabitů za sekundu. Oproti tomu družice IRIS krouží na polární orbitě, na hranici mezi dnem a nocí, aby stále viděla Slunce. Jeden oblet jí trvá zhruba devadesát minut a samozřejmě Země se pod ní otáčí, takže jediná místa, kde lze data stahovat, se nacházejí v blízkosti pólů. Proto se stahují na Špicberských ostrovech: Tamní rádiová parabolická anténa se pohybuje, přičemž sleduje družici nad obzorem a při uvedeném průletu probíhá stahování dat. Celé to trvá řádově desítky sekund až nižší počet minut a za tento krátký čas se musí přenos stihnout.

A jak se následně přenesená data zpracovávají?

SDO má těchto dat tolik, že je vědci ani nedostanou do ruky v syrové podobě. Základní zpracování je automatické, provádí se počítačově. Počítače NASA tedy odečítají šum a udělají takzvaný flat field čili vyrovnání citlivosti. Teprve takto zpracovaný snímek pak NASA pustí do světa.

U starších družic dostali vědci všechny snímky, tedy i ty temné nebo bez vyrovnání citlivosti, a všechny popsané základní úpravy si museli udělat sami. Přesto musí některý z kolegů občas zkontrolovat celou kalibrační proceduru, aby se ověřilo, že se vše dělá dobře.

Taje tokového lana

Hovoříme o klouzavé magnetické rekonexi. Proč je tak důležité jí správně rozumět?

Předpovědět sluneční erupce a jejich vliv na meziplanetární prostředí, včetně naší technologické civilizace, nebude možné bez pochopení základních mechanismů, které zde probíhají. Ukazuje se přitom, že jsou trojrozměrné: Kdy a jak se vytvářejí erupční smyčky, jak se formují stočené indukční čáry, které pak tvoří součást vyvržené koronální hmoty, jakým způsobem se toto magnetické tokové lano během erupce dál vyvíjí…?

Jak bychom si mohli zmiňované tokové lano představit?

Představte si ho opravdu jako lano, ale ze zkroucených magnetických indukčních čar. Za jistých podmínek, například pokud je okolní magnetické pole velmi slabé, se toto lano stane nestabilním, rozpíná se, a nakonec odletí ze Slunce pryč. Během toho je okolní magnetické pole vtahováno do prázdného místa pod unikajícím tokovým lanem. Tam následně rekonektuje, přičemž část z něj se stává novou součástí již tak nestabilního tokového lana a další část magnetického pole se uzavírá.

Jde o klasický typ rekonexe, který funguje i ve dvou rozměrech. Tím, že pod tokovým lanem rekonektují nové a nové siločáry, erupční vlákna v jejich ukotvení se rozšiřují a pohybují se směrem od inverzní linie mezi kladnou a zápornou polaritou.

Co se podařilo při výzkumu přestavby tokového lana zjistit?

Celkový magnetický tok, který tokové lano obsahuje, se může měnit. Tím, jak se posouvají jeho ukotvení během erupce směrem ven z aktivní oblasti, může magnetický tok uzavřený v tokovém laně klesat. Nedávno jsem na dané téma vedl diskusi s kolegou Guillaumem Aulanierem, který na celý tento jev s využitím vlastního modelování přišel. Na základě jeho původního modelu se pokles magnetického toku nedal přesně předpovědět, ovšem na základě výzkumu jiných kolegů už to jde. Moje fyzikální intuice také říká, že tomu tak musí být.

Na začátku přitom tok roste vlivem jiných procesů, ale pak už jednoduše klesá. Nedávno naši rakouští kolegové publikovali v Nature Astronomy článek, kde popisují, jak se může magnetický tok – tedy zmiňované celkové magnetické pole uzavřené v tokovém laně – kompletně vyměnit.

A proč je z našeho hlediska tak důležité tokovému lanu porozumět?

Protože k Zemi může přiletět vlastně úplně jiné tokové lano, než které odletělo ze Slunce. Vyvstává tudíž otázka, jak vlastně můžeme předpovědět geomagnetické poruchy, když jsme teprve nedávno objevili tento proces. Je jisté, že ho musíme do předpovědí geomagnetických poruch zahrnout, pokud je chceme dělat dobře.

Cesta za Sluncem

Vesmír vás v dětství zaujal natolik, že se jím nyní zabýváte profesionálně. Kudy vedla vaše další cesta za astronomickým výzkumem?

Na základní škole jsem začal chodit do astronomického kroužku. Na gymnáziu jsem se poté účastnil soutěže Co víš o hvězdách. Nejlépe jsem skončil druhý v okresním kole. Jednou nás na gymnázium přišla na pozvání třídní profesorky Marty Holubové navštívit i s dalekohledem naše rodačka Ulrika Babiaková, která mě přesvědčila, abych to zkusil i na vysoké. A tak jsem jednoho krásného letního večera – bylo mi právě osmnáct – seděl u jezera a díval se na západ Slunce. A tam jsem se rozhodl, že to zkusím.

Nejprve jsem studoval obor Fyzika a poté Astronomie a astrofyzika na Fakultě matematiky, fyziky a informatiky Univerzity Komenského v Bratislavě. V zimním semestru prvního ročníku, na praktikách z mechaniky a molekulové fyziky, mi vedoucí doporučila, že pokud chci dělat astrofyziku, mám jít za docentkou Elenou Dzifčákovou. Tehdy jsem váhal: Sotva jsem přišel na vysokou školu, a hned mám jít za někým, kdo je ve výzkumu Slunce kapacita?

A šel jste?

Ano. Později už jsem přemýšlel o tématu pro svou diplomovou práci. Výzkum paní docentky mě zaujal. Vyprávěla mi o magnetických polích Slunce. Tehdy jsem tomu úplně nerozuměl, ale přišlo mi to zajímavé. A myslím si, že jsem zvolil dobře.

Kam mířily vaše kroky po vysoké škole?

Nejprve jsem zůstal na fakultě, kde jsem jednak učil a také jsem dělal vědu. A zároveň jsem nějaký čas měl i částečný úvazek na grantu docentky Dzifčákové. Chodil jsem rovněž do Ondřejova na Astronomický ústav, nejprve za tehdejším docentem Marianem Karlickým a poté i za paní docentkou, která tam již pracovala.

Na základě uvedené spolupráce jste později zakotvil právě na Astronomickém ústavu v Česku, kde působíte dosud. Dá se nějakým způsobem porovnat, jak probíhá vědecký výzkum u nás a na Slovensku?

Musím říct, že věda je vždy jedna, světová. Neexistuje slovenská a česká věda. Ale oproti Slovensku je to tady lepší s jejím financováním a s možnostmi získávání grantů. Odráží to přístup těch, kdo vládnou. K tomu, kam chtějí zemi směrovat.

Na Slovensku jsou politické strany, které vědu a peníze na výzkum vnímaly skoro jako příležitost pro vlastní příjmy. A zároveň když se podíváte, kolik peněz na vědu se na Slovensku dávalo v poměru k HDP, tak bylo jasné, že tam nejde o jednu z priorit.

A jak vnímáte vědu vy osobně?

Věda znamená pro technologickou civilizaci otázku přežití. A o průzkumu vesmíru to platí dvojnásob. Například výzkum chlóru v atmosféře Venuše a vrtání do ledu v Antarktidě nás pomohly ochránit před ozonovou dírou. Stejně tak jsme se díky studiu antarktického ledu zbavili olovnatého benzinu.

Pokud někdo ještě pochybuje, že je věda otázkou přežití, stačí si vzpomenout na pandemii covidu: Zachránila nás před ní maďarská vědkyně Katalin Karikó, nositelka Nobelovy ceny za fyziologii a lékařství za rok 2023, která vyvinula zcela nový typ vakcíny.