Plazma ve sluneční atmosféře

Autor:  Petr Kulhánek, FEL ČVUT v Praze, Štefánikova hvězdárna
Publikováno:  22. 12. 2013
Zdroj: původní článek pro server www.pozorovanislunce.eu

Co je to plazma?

Plazma je čtvrté skupenství látky. Pokud budeme například zahřívat led, nejprve se teplem rozruší krystalické vazby a led se stane kapalinou, v našem případě obyčejnou vodou. Tu drží pohromadě slabší vazby, jim odpovídající síly mají krátký dosah. Pokud budeme kapalinu dále zahřívat, narušíme i tyto vazby a kapalina se stane plynem, ve kterém se jednotlivé atomy či molekuly pohybují zcela volně. Při dalším ohřevu látky způsobíme částečnou nebo úplnou ionizaci a alespoň některé elektrony se začnou látkou volně pohybovat. V tu chvíli se látka stává plazmatem, které je schopné jako celek reagovat na elektrická a magnetická pole, což v běžném plynu není možné.

Plazma je nejrozšířenější formou atomární látky ve vesmíru, odhaduje se, že tvoří přes 99 procent. Na Zemi najdeme plazma spíše výjimečně – v kanálech blesků, v ionosféře a v laboratořích plazmových fyziků. Ve vesmíru ale plazma tvoří většinu mlhovin a všechny hvězdy. Výjimkou není ani naše Slunce, které je obří plazmatickou koulí. Nejde však jen o viditelnou část, jejíž konec vnímáme jako povrch Slunce neboli fotosféru. V plazmatickém skupenství se také nachází chromosféra a koróna, tedy vlastní atmosféra Slunce.

Plazma má tři základní vlastnosti: Jsou v něm (1) volné nosiče nábojů, (2) vykazuje kolektivní chování a je (3) kvazineutrální. První vlastnost znamená, že jde o ionizovanou látku, ve které se volně pohybují elektrony a ionty, které jsou schopné vést elektrický proud. Kolektivní chování znamená, že plazma jako celek reaguje na elektrická a magnetická pole, dokáže se například rozvlnit charakteristickými vlnami. Plazma také elektrická a magnetická pole samo vytváří. Jde o neutuchající proces vzájemného ovlivňování plazmatu a elektromagnetických polí. Poslední vlastnost z definice plazmatu vyjímá různé svazky nabitých částic, jaké se nachází třeba v obřích urychlovačích. Požadujeme, aby v každém makroskopickém objemu bylo přibližně stejné množství kladného i záporného náboje. Toto pravidlo je ale porušeno v některých útvarech vznikajících v plazmatu, například ve dvojvrstvách, kde vzniká schod elektrického potenciálu, na jehož jedné straně se hromadí kladný náboj a na druhé záporný náboj. Velice problematické je zařazení plamene do plazmatického skupenství. Například u plamene svíčky jde zjevně o chemické hoření, světelné efekty jsou způsobené přeskoky excitovaných elektronů v atomárních obalech, nikoli pohyby nabitých částic. Ionizace plamene je zcela zanedbatelná a jeho reakce na elektrická a magnetická pole silně omezená. Plamen svíčky tedy základní definici plazmatu nesplňuje.

Slovo plazma pro označení ionizovaného plynu poprvé použil americký fyzik Irwing Langmuir (1881–1957) při zkoumání doutnavých výbojů ve výbojových trubicích. Pracoval tehdy ve výzkumné laboratoři společnosti General Electric a ve svém článku z roku 1928 použil poprvé slovo plazma. Dodnes se jeho bývalí spolupracovníci dohadují, zda ho k tomu přiměla podobnost s lidskou krevní plazmou (v ní jsou také volné nosiče elektrického náboje), nebo zda důvodem byl původní význam slova v řečtině, kde znamená tvarovat nebo zaujmout tvar – a výboje v trubicích opravdu zaujímají tvar výbojových trubic. V českém jazyce se pro astronomické a laboratorní plazma ujal střední rod, tedy „to plazma“, zatímco v medicíně se pro krevní plazmu využívá ženský rod, tedy „ta plazma“.

Nezapomínejme ale, že plazma je sice nejhojnější formou atomární látky ve vesmíru, ale že veškerá atomární látka tvoří pouhých 5 procent hmoty a energie ve vesmíru. Další formou látky je temná hmota, které je 28 procent celku a největší součástí vesmíru (68 procent) je temná energie způsobující zrychlenou expanzi vesmíru, o které víme od roku 1998.

Slunce je obřím živým organizmem, plazmatickou koulí s mnoha dynamickými projevy. Video pořídila dvojice amerických sond Stereo dne 25. května 2012. Zdroj: NASA. Animace na konci článku

Z nitra do atmosféry Slunce

Zdrojem veškeré sluneční energie jsou procesy v jeho nitru. Hluboko pod povrchem, v samotném jádře Slunce, kde je teplota 15 milionů kelvinů, probíhá termojaderná syntéza, při které se mnoha rozličnými procesy postupně spojí čtyři protony do jednoho jádra hélia. Přitom se uvolní energie důležitá pro život Slunce i celé Sluneční soustavy. V termojaderném kotli uvnitř Slunce převládá většinou tzv. protono-protonový řetězec, ale část reakcí probíhá i v rámci uhlíkového cyklu a dalších exotických „bočních reakcí“. Co se děje uvnitř Slunce bezprostředně nevidíme, neboť cesta uvolněné energie k povrchu Slunce je značně komplikovaná a může trvat i miliony let. Rychlými posly o procesech v nitru Slunce jsou ale neutrina, pro která je Slunce průhledné a která při termojaderné syntéze vznikají. Neutrina přinášejí cenné informace o procesech v nitru Slunce. Existuje řada detektorů zkoumajících procesy v nitru Slunce za pomoci neutrin, jmenujme například detektor Borexino, který se nachází v italském Gran Sasso, 1,5 kilometru pod povrchem Země. Tento detektor zkoumá zejména exotické větve termojaderných reakcí probíhajících v nitru Slunce.

Řez Sluncem a typické útvary na Slunci. Zdroj: Kresba Ivan Havlíček, v. r.

Cesta uvolněné energie k povrchu probíhá do hloubky 200 000 kilometrů pod povrchem převážně zářivými procesy. Fotony uletí několik centimetrů, jsou plazmatem opět pohlceny a jejich následníci vyzářeni ve zcela náhodném směru. Uvolněná energie jen pomalu difunduje k povrchu těmito náhodnými procesy. Hovoříme o tzv. vrstvě v zářivé rovnováze. Na její horní hranici začíná převládat proudění a energie je k povrchu dopravována vzestupnými proudy. Chladnější plazma klesá sestupnými proudy dolů na hranici vrstvy v zářivé rovnováze a konvektnivní vrstvy (v ní dominuje proudění). Pokud by foton letěl přímo, bude mu let k povrchu Slunce trvat něco málo přes dvě sekundy. Skutečná doba transportu energie náhodnými procesy z nitra Slunce k povrchu je kolem milionu roků.

Plazma slunečního nitra je provázané s magnetickými poli. Magnetická pole sledují plazma a plazma sleduje magnetická pole. Hovoříme o tzv. magnetickém poli zamrzlém do plazmatu. Koncept zamrzlých polí poprvé do fyziky plazmatu přinesl švédský fyzik Hannes Alfvén (1908–1995), který jako první začal plazma popisovat jako nabitou tekutinu ovládanou magnetickým polem a zformuloval soustavu rovnic, jenž je základem tzv. magnetohydrodynamiky. Poměr mezi rozsahem procesů daných zamrzlým magnetickým polem a procesů daných difúzí se nazývá Reylnoldsovo magnetické číslo a pro naše Slunce má hodnotu 108, difúze magnetického pole je tedy zcela minoritním procesem.

Vlastní povrch Slunce nazýváme fotosféra. Jde o nejhlubší a nejhustší vrstvu sluneční atmosféry. Na vlastním povrchu je patrná granulace, vrcholky vzestupných a sestupných proudů plazmatu z konvektivní vrstvy. Fotosféra emituje fotony v energetickém rozsahu 2 eV (červené) až 4 eV (fialové). Právě tyto fotony je schopná detekovat sítnice lidského oka, která se pro detekci jejich toku přizpůsobovala po celý vývoj lidského druhu. Fotosféra má teplotu přibližně 5 800 K. To je nejnižší teplota v radiálním profilu teplot, směrem k jádru teplota stoupá a směrem do chromosféry a koróny také. K nejmarkantnějším útvarům fotosféry patří nepochybně sluneční skvrny, oblasti se silným magnetickým polem a teplotou plazmatu o cca 1500 K nižší než okolí. Nižší teplota souvisí jednak s přítomností magnetického pole (jeho magnetický tlak konkuruje tlaku látky, který je úměrný teplotě plazmatu) a jednak s přesuny látky podél magnetických siločar. Magnetické pole ve skvrnách může dosáhnout hodnot až 0,4 T. Takové pole je nejsilnější na Slunci a je v něm deponována obrovská energie. Magnetické siločáry při povrchu Slunce jsou dvojího typu. Buď volně odplouvají do okolního prostoru (otevřené siločáry), nebo se vracejí pod sluneční povrch (uzavřené siločáry). Otevřené siločáry se mohou příčně vlnit (Alfvénovy vlny) a podél nich unikají do okolního prostoru nabité částice, jež jsou základem slunečního větru. Alfvénovy vlny na slunečním povrchu byly numericky simulovány v Ústavu teoretické astrofyziky na univerzitě v Oslo v roce 2005 a o dva roky později byly pozorovány experimentálně japonskou sluneční sondou Hinode. Rozpad Alfénových vln může být podle současných představ nejvýzmamnějším mechanizmem ohřevu vyšších vrstev atmosféry, zejména koróny. Procesy rekonekce nebo mikrorekonekcí, které se uvažovaly dříve, jsou sice také přítomné, ale nejsou dominantní.

Alfvénovy vlny a spikule pozorované sondou Hinode v roce 2007. UV obor. Zdroj: JAXA/Hinode. Animace na konci článku.

Nad fotosférou se nachází chromosféra – je řidší než fotosféra a rozprostírá se do výšky několika tisíc kilometrů. Záření chromosféry je slabší a probíhá jen v některých čarách, například H alfa nebo Lyman alfa. Výtrysky plazmatu z chromosféry do koróny pozorujeme jako spikule, jejich typická teplota je kolem 10 000 kelvinů. Mezi chromosférou a korónou je přechodová oblast, v níž prudce stoupá teplota z desítek tisíc kelvinů na milion kelvinů. Přechodová oblast končí ve výšce necelých 10 000 kilometrů nad povrchem Slunce, celková tloušťka je asi 3 000 kilometrů. V přechodové oblasti září čárovým spektrem mimo jiné ionizovaný kyslík a křemík.

Koróna je nejvyšší vrstvou sluneční atmosféry, která volně přechází do okolního meziplanetárního prostoru. Teplota koróny je až několik milionů kelvinů. Tomu odpovídají atypické čáry silně ionizovaných kovů. Nejbližší ke chromosféře je L koróna s čarami ionizovaného železa, vápníku, chrómu a křemíku. Korónu dělíme podle různého způsobu emise světla na E korónu, která je zdrojem mnoha emisních čar (odtud její název) vysoce ionizovaných prvků, vlnová délka čar zasahuje až do rentgenové oblasti spektra; K korónu se spojitým světlem fotosféry rozptýleným na elektronech a F korónu (Fraunhoferovu korónu) se světlem fotosféry rozptýleným na prachových částicích, které jsou původcem ostrých absorpčních čar.

Na rentgenových snímcích jsou občas patrné, zejména v polárních oblastech, tzv. koronální díry, místa, kterými je možné zahlédnout až samotný tmavý povrch Slunce (v rentgenové oblasti sluneční povrch nezáří).

Obří koronální díra v blízkosti severního pólu Slunce byla vyfotografovaná v EUV oboru sondou SOHO dne 18. 7. 2013. Zdroj: ESA/NASA.

Pohyby nabitých částic

Neoddělitelnou součástí plazmatu jsou nabité částice. Podél magnetických siločar se pohybují relativně volně, napříč siločar je jejich pohyb silně ovlivněn přítomností magnetického pole. Lorentzova síla zakřivuje trajektorii částic, výsledkem je pohyb po šroubovicích podél siločar. Tento základní pohyb se nazývá gyrační pohyb, poloměr šroubovice Larmorův poloměr a frekvence otáčení částice kolem siločáry se nazývá cyklotronní frekvence (podle obdobného pohybu v cyklotronu). Pokud je přítomno další pole, například gravitační nebo postačí nehomogenity pole magnetického, dochází k driftům – gyrační střed se pomalu přesouvá napříč siločarám i napříč dalšímu poli. Takové pohyby jsou velmi dobře známé ze zemské magnetosféry, ale probíhají i na Slunci. Základní podmínkou vzniku driftových pohybů je, aby se veškerá pole měnila pomalu vzhledem k jedné Larmorově otočce částice. Pokud tomu tak není, je pohyb natolik komplikovaný, že ho lze jedině simulovat numericky na počítači.

Další zajímavostí pohybu nabitých částic je to, že se částice může odrazit v oblasti silnějšího magnetického pole. Takovému jevu říkáme magnetické zrcadlo a částice se po odrazu pohybuje gyračním pohybem podél siločáry v opačném směru, jako by byla vytlačována z oblastí silnějších polí.

Pohybující se nabitá částice sama o sobě generuje elektromagnetické pole. Pokud se elektron pohybuje gyračním pohybem po šroubovici, generuje elektromagnetickou vlnu. A právě tyto vlny mohou zviditelnit magnetické siločáry obdobně jako ve známém experimentu se železnými pilinami a tyčovým magnetem. Na fotografiích z některých sond, příkladem může být sonda TRACE (Transition Region and Coronal Explorer, americká sonda z roku 1998), máme pocit jako bychom přímo sledovali magnetické siločáry. Ve skutečnosti jde o ultrafialové záření elektronů pohybujících se po šroubovici podél siločar.

Protony mají podstatně vyšší hmotnost než elektrony (přibližně 1800×). Jejich reakce na změny polí není tak svižná jako u elektronů, větší setrvačná hmotnost protonů tomu zabrání. Cyklotronní frekvence QB/m je nepřímo úměrná hmotnosti částice, protony mají tedy výrazně nižší cyklotronní frekvenci než elektrony. Larmorův moloměr mv/QB je naopak úměrný hmotnosti částic, protony mají podstatně větší Larmorův poloměr než neutrony. Nutno ale připomenout, že Larmorův poloměr je také úměrný kolmé složce rychlosti částice (kolmé na siločáry magnetického pole), to znamená, že výsledný poloměr závisí na hmotnosti i hybnosti příslušné částice a tedy i na energii či teplotě.

S pohyby nabitých částic souvisí i samotná geneze a překlápění magnetického pole. Už v roce 1934 ukázal americký astronom Thomas George Cowling (1906–1990), že stacionární osově symetrické magnetické pole není udržitelné a že musí docházet k dynamickým změnám pole. Vlastní model tekutinového dynama poté rozpracovali americký astrofyzik Eugene Parker (1927), sovětský teoretik Jakov Borisovič Zeldovič (1914–1987) a skotský astrofyzik Henri Keith Moffatt (1935). Diferenciální rotace Slunce způsobuje překlápění dipólového pole do rovníkového směru. Siločáry sledují rotující plazma a v rovníkových oblastech, kde se Slunce otáčí rychleji, jsou vytahovány v rovníkovém směru. Takovému jevu říkáme omega efekt. Opačný proces probíhá na hranici zářivé a konvektivní zóny, 200 000 kilometrů pod povrchem Slunce. Zde se mění směr sestupných a vzestupných proudů částic a dochází k největším fluktuacím v rychlosti nabitých částic. A právě tyto fluktuace jsou zodpovědné za statistickou genezi nového dipólového pole, jehož směr je opačný než mělo pole původní. Jevu říkáme alfa efekt. Celé překlopení pole do prostisměru trvá 11 let.

Helioseismologie

Vlny jsou s plazmatem spojeny stejně nerozlučně jako sladká chuť s cukrem. V plazmatu může docházet k periodickým pohybům elektronů iontů, k periodickému zhuštění a zředění či zprohýbání magnetických siločar. Desítky nejrůznějších druhů vln, šířících se plazmatem, lze zhruba rozdělit do dvou skupin. S pohyby elektronů se váže obsáhlý komplex elektromagnetických vln. S pohyby iontů souvisí akustické vlny, v přítomnosti magnetického pole jim říkáme magnetoakustické vlny. Roli neutrálních atomů při šíření zvuku přebírají nabité ionty nebo protony. Slunce se chová jako obrovská rezonanční dutina, která podobně jako zvon zvučí v mnoha tónech. Turbulence ve vzestupných proudech plazmatu pod povrchem tento přírodní zvon neustále rozezvučují. Jako byste na skutečný zvon namířili zevnitř mnoho trysek chrlících na vnitřní povrch zvonu tisíce zrnek písku a on se rozezněl v jemných tóninách daných jeho vlastními frekvencemi.

Slunce lze připodobnit k obřímu hudebnímu nástroji. Jsou zde ale dva podstatné rozdíly: 1) hudební nástroje hrají jen občas, Slunce neustále. 2) hudební nástroje mají několik desítek kláves nebo strun či tónů, zatímco Slunce má přes deset milionů vlastních frekvencí, které se skládají do sluneční hudby. Zvuk Slunce můžeme pozorovat jako jemné chvění jeho povrchu. Pečlivou analýzou těchto oscilací lze zjistit, jaké je Slunce hluboko pod povrchem, nebo dokonce objevit skvrny na jeho odvrácené straně. Stejná technika se začala používat i u hvězd. Zvukové vlny byly detekovány ze Země u 25 hvězd. Naprostou revoluci znamená vesmírná observatoř Kepler, která pořídila zvukové nahrávky 500 hvězd podobných našemu Slunci. Zrodila se astroseismologie – určování vlastností nitra hvězd za pomoci zvukových vln.

Podpovrchové proudění na Slunci. Toky jsou kombinací toroidálních (ve směru rotace Slunce, pravá část řezu) a meridiálních (od rovníku k pólu, levá část řezu). Barva odpovídá rotační periodě. Zdroj NASA/GSFC. Animace na konci článku.

Helioseismologie je vědní obor, který studuje sluneční nitro na základě pozorování akustických vln na povrchu Slunce. Samotný název vznikl složením tří řeckých slov: helios (Slunce, světlo), seismos (třesení), logos (pochopení, rozprava). Za počátek helioseismologie lze považovat již rok 1960, kdy američtí astronomové Robert Leighton, Robert Noyes a George Simon objevili (při sledování Dopplerova posunu absorpčních čar) pětiminutové oscilace slunečního povrchu. Pozorovali je v 18 metrů vysoké sluneční věži na observatoři Mt. Wilson v jižní Kalifornii a poté je systematicky zkoumali několik následujících let. Nicméně k plnohodnotnému vědnímu oboru vedla ještě dlouhá cesta. V roce 1970 vysvětlili původ pětiminutových oscilací Roger Ulrich, John Leibacher a Robert Stein. Ukázali, že Slunce může fungovat jako rezonanční akustická dutina a rozeznít se podobně jako zvon. V roce 1980 byly za pomoci helioseismologie objeveny podpovrchové torzní oscilace Slunce, v roce 1997 plazmové řeky a od roku 2001 je rutinně zobrazována za pomoci zvukových vln odvrácená strana Slunce. Helioseismologie se stala účinným nástrojem pro výzkum naší nejbližší hvězdy.

Podpovrchové útvary, stejně tak jako skvrny na odvrácené straně Slunce, ovlivní šíření zvukového pole. K nejzajímavějším úlohám patří rekonstrukce obrazu těchto útvarů ze zvukové nahrávky. Jde o složitou matematickou úlohu, které se říká helioseismická holografie. Obraz odvrácené strany zrekonstruovaný ze zvukového pole sledovaného na přivrácené straně je sice neostrý, ale základní útvary jsou v něm dobře postřehnutelné. První kvalitnější hologramy odvrácené strany se podařilo získat kolem roku 2000.

Hologram odvrácené strany Slunce pořízený přístrojem MDI na sondě SOHO dne 12. dubna 2001. Zdroj: SOHO/MDI/NASA/ESA.

Jaké jsou největší úspěchy helioseismologie? Za pomoci helioseismologie se daří určovat složení, teplotu a pohyby uvnitř Slunce. Rychlost zvukových vln závisí na poměru vodíku a hélia. Slunce vykazuje celou řadu neradiálních oscilací. V roce 1990 se překvapivě ukázalo, že frekvence některých zvukových módů se mění s časem. Pozorovací data jsou zatím příliš krátkodobá na to, aby se prokázalo, zda tato změna souvisí s jedenáctiletým cyklem sluneční činnosti či nikoli. Helioseismologie potvrdila, že vnější konvektivní vrstva rotuje diferenciální rotací, zatímco rotace vnitřní zářivé vrstvy se mění s heliografickou šířkou jen velmi málo. Z heliosesismologie jsme se dozvěděli, že tisíce kilometrů pod povrchem Slunce probíhají torzní oscilace a střídají se zde pásy rychlejší a pomalejší rotace. Přesně se podařilo změřit polohu a tloušťku tachovrstvy – hranice mezi zářivou a konvektivní vrstvou. Na základě mapování podpovrchových vrstev byly v roce 1997 objeveny rozsáhlé toky plazmatu, jejichž pohyb vyloučil některé modely slunečního tekutinového dynama. Dnes je zjevné, že hlavním zdrojem magnetických polí jsou pohyby plazmatu v blízkosti hranice zářivé a konvektivní vrstvy (tzv. tachovrstva neboli tachoklina). Helioseismologie se po roce 2000 stala jedním z nejvýznamnějších pomocníků slunečních fyziků.

Tsunami vzniklé v okolí místa se zvýšenou aktivitou. Obrázek pochází z roku 1998 a je kombinací práce sond SOHO a TRACE. Sluneční "tsunami" můžeme vidět jako jasnější soustředný kruh kolem aktivní oblasti. V přední částí je patrný jako světlejší oblouk vycházející z levého spodního okraje a končící pod středem pravého okraje obrázku. Zdroj: NASA/ESA/LMSAL.

Magnetické přepojení

Magnetické přepojení neboli rekonekce je jedním z nejvýznamnějších jevů ve slunečním plazmatu. Magnetické siločáry mohou za určitých podmínek naráz změnit svou topologii, samo magnetické pole se dostane do stavu s nižší energií. Uvolněná energie zahřeje okolní plazma, a to intenzivně zazáří, zpravidla až v rentgenovém oboru. Taková rentgenová vzplanutí jsou následně doprovázena koronálními výrony hmoty (CME, Coronal Mass Ejection), při kterých Slunce opustí shluk plazmatu (plazmoid) se zamrzlým magnetickým polem. V obdobích střední sluneční aktivity se tak děje přibližně dvakrát denně. Pokud tento shluk plazmatu atakuje naší Zemi, může dojít k rozsáhlým geomagnetickým bouřím, narušení telekomunikačních i rozvodných sítí a indukovaná napětí mohou ohrozit i přístroje na sondách a družicích. Přepojení siločar je základním mechanizmem vzniku slunečních erupcí. Při průměrné erupci se uvolní energie 10²⁵ J.

Základní podmínkou pro přepojení magnetických siločar je vznik oblasti, ve které míří siločáry magnetického pole proti sobě. Siločáry opačného směru jsou odděleny nulovou vrstvou magnetického pole, směrem k ní magnetické pole slábne. Rotace magnetického pole v okolí nulové vrstvy je nenulová (z důvodu opačného směru siločar a na různých stranách nulové vrstvy), proto musí nulovou plochou téci elektrický proud. Tento tekoucí proud zpětně působí na plazma a Lorentzova síla ho žene k nulové vrstvě.

Koronální výron hmoty je důsledkem přepojení magnetických siločar v místě, kde mají siločáry opačný směr a vytvoří tzv. bod X. Zdroj NASA.

Pokud by šlo o ideální plazma s nekonečnou vodivostí (nulovým odporem), nikdy by podle tekutinových modelů k přepojení magnetických siločar nemohlo dojít. Důvody jsou hned dva. Prvním je fakt, že uvolněná energie je po přepojení deponována do plazmatu ohmickým ohřevem a ten je v tekutinových modelech možný jen v plazmatu s konečným odporem. Existuje ovšem možnost odvodu energie různými kinetickými procesy, která je za hranicí tekutinových modelů. Druhý důvod je neméně jednoduchý. V ideální magnetohydrodynamice je plazma dokonale provázáno s magnetickým polem a nabitá částice nikdy neopouští danou siločáru, nemůže se tedy pohybovat napříč siločar, což je nutné proto, aby došlo k transportu plazmatu směrem k nulové vrstvě. Z experimentů se ukazuje, že se v blízkosti nulové vrstvy, kde dochází k přepojení siločar, vytvoří tenká vrstva s nenulovým odporem – tzv. difúzní region – a právě v tomto difúzním regionu dochází k přepojení magnetických siločar. Z numerických simulací plyne, že pro vytvoření difúzního regionu jsou podstatné turbulentní procesy a pohyby protonů. Tloušťka difúzního regionu odpovídá řádově Larmorovu poloměru gyrace protonů.

Oblasti opačně orientovaných siločar vznikají ve fotosféře a chromosféře poměrně často, nejjednodušším příkladem jsou vnitřní části smyčkových protuberancí. Dlouho se předpokládalo, že za ohřev koróny mohou tzv. mikrorekonekce, tj. řada drobných přepojení siločar, z nichž každé je energeticky relativně malé, ale ve velkém množství povedou k výraznému ohřevu koróny. Základem úspěšnosti takového modelu je existence nulových bodů magnetického pole v koróně. Ty se pokoušeli v roce 2008 hledat na základě měření sondy Hinode vědci ze skotské Univerzity v St. Andrews. Velmi malý počet nalezených nulových bodů odsunul rekonekce do pozice minoritního mechanizmu ohřevu koróny. Naopak měření ze švédského dalekohledu SST a sond WIND a Hinode podpořila představu ohřevu koróny za pomoci Alfvénových vln. Také poměr iontů H⁺ a He²⁺ ve slunečním větru přesně odpovídá tomu, že jsou tyto částice vynášeny Alfvénovými vlnami a v podstatě nepřipouští jiný mechanizmus.

Z teoretického hlediska není dodnes přesný mechanizmus průběhu přepojení magnetických siločar popsán, i když první zmínka o přepojení pochází již z roku 1946, kdy australský astronom Ronald Gordon Giovanelli (1915–1984) navrhnul, že za ohřev plazmatu a urychlení částic mohou být zodpovědné nulové body magnetického pole ve tvaru písmene X. Označení magnetické přepojení (magnetic reconnection) zavedl anglický fyzik a astronom James Dungey v roce 1953. Většina modelů popisuje přepojení siločar jako stacionární proces, z praxe ale víme, že jde často o procesy bouřlivé až explozivní. Rychlost procesu popisuje tzv. index rekonekce, což je poměr rychlosti, kterou je plazma vtlačováno do difúzního regionu ku rychlosti, kterou vytéká ve směru nulové plochy. Obě rychlosti jsou pro popis přepojení klíčové.

Výstupní rychlost bývá srovnatelná s Alfvénovou rychlostí, neboť jde vždy o přeměnu magnetické energie na kinetickou energii plazmatu (Alfvénovu rychlost získáme z rovnosti kinetické a magnetické energie plazmatu). Vstupní rychlost může být dána samovolným driftováním částic v přítomnosti Lorentzovy síly generované proudem v nulové vrstvě, potom hovoříme o tzv. samovolné rekonekci. Pokud se vytvoří výrazný difúzní region, je plazma do difúzního regionu vháněno spolu s magnetickým polem jevem magnetické difúze. Potom hovoříme o řízené rekonekci. K jejímu popisu se hodí Sweetův Parkerův model. Další možností je rozvoj ostrůvkové nestability v okolí nulové vrstvy, tehdy hovoříme o tzv. rychlé dvojrozměrné rekonekci, kterou dobře popisuje Petschekův model. Existují ale i další modely: s Hallovým polem mířícím kolmo na elektrický proud, turbulentní modely, třírozměrné modely a další. Problematika slunečních rekonekcí je v současnosti jednou z nejzajímavějších oblastí sluneční fyziky.

Animace k článku

Slunce je obřím živým organizmem, plazmatickou koulí s mnoha dynamickými projevy. Video pořídila dvojice amerických sond Stereo dne 25. května 2012. Zdroj: NASA.

Alfvénovy vlny a spikule pozorované sondou Hinode v roce 2007. UV obor. Zdroj: JAXA/Hinode.

Podpovrchové proudění na Slunci. Toky jsou kombinací toroidálních (ve směru rotace Slunce, pravá část řezu) a meridiálních (od rovníku k pólu, levá část řezu). Barva odpovídá rotační periodě. Zdroj NASA/GSFC.

Koronální výron hmoty zaznamenaný sondou SDO (Solar Dynamics Observatory) dne 1. května 2013. Zdroj NASA/GSFC/SDO.