Slnečná koróna a jej výskum

Autor:  Vojtech Rušin, Astronomický ústav SAV, Tatranská Lomnica
Publikováno:  28. 12. 2013
Zdroj: psáno pro Hvězdárnu Valašské Meziříčí v rámci projektu Se Sluncem společně, prosinec 2013, pro server www.pozorovanislunce.eu
 

Abstrakt

Koróna je najvrchnejšia časť atmosféry Slnka, ktorá vo forme častíc slnečného vetra zasahuje ďaleko za obežnú dráhu našej Zeme (až do heliopauzy). Je veľmi riedka – v blízkosti povrchu Slnka jej hustota dosahuje hodnôt len 108 – 1010 častíc v cm3 a s výškou prudko klesá. Na strane druhej, je veľmi horúca - s teplotami od 105 do 5×106 K. Jej tvar a zložitú štruktúru vytvárajú magnetické polia Slnka, ktorých siločiary z fotosféry zasahujú do koróny.  Pokračovaním koróny v medziplanetárnom prostredí je zvieratníkové  svetlo. Korónu tvoria voľné elektróny (K-koróna), medziplanetárny prach a plyn (F-koróna) a vysoko ionizované prvky železa, vápnika, niklu a pod (E-koróna). T- a S- koróna sú diskutabilné. Kým v minulosti sa koróna dala pozorovať len počas úplných zatmení Slnka Mesiacom, od roku 1930 pomocou koronografu aj mimo zatmení a po roku 1957 aj z kozmického priestoru v celej škále elektromagnetického žiarenia. Dnes vieme, že koróna je teplotne a štruktúrne veľmi diferencovaný vysoko dynamický útvar, ktorý cez slnečný vietor ovplyvňuje viaceré procesy v heliosfére, vrátane Zeme. V článku sa venujeme výskumu slnečnej koróny od minulosti až po súčasnosť.

 

1. Stručná história pozorovaní koróny

Prvé zmienky o svetle okolo tmavého mesačného kotúča pochádzajú z pozorovaní úplných zatmení Slnka Mesiacom zo staroveku, ale boli veľmi strohé. Aj preto slovo „koróna“ pochádza z latinského slova „koruna“, ktorého pôvod zrejme súvisí s gréckym slovom „κορώνη“ (korōnē) – „veniec“, „kolo“, „girlanda“. Nie je vylúčené, že príčinou zriedkavých informácií o bledomodrom svetle okolo tmavého mesačného kotúča, viditeľnom počas úplných zatmení Slnka Mesiacom, boli nasledovné skutočností: (a) úplné zatmenia Slnka sa vyskytujú zriedkavo (74-75 úplných zatmení Slnka za 100 rokov), (b) na jednom pozorovacom mieste trvajú maximálne 7 minút a 28 sekúnd a na tom istom mieste sa v priemere vyskytujú raz za 360 rokov, (c) do čias E. Halleyho (1656-1742) sa poloha mesačného tieňa na povrchu Zeme nevedela presne vypočítať a teda ani sa pripraviť na pozorovanie  úplného zatmenia, a v neposlednom rade, (d) strach, keď nastalo úplné zatmenie. Väčšia pozornosť sa venovala určovaniu vzdialenosti Mesiaca od Zeme, či pohybu Mesiaca okolo Zeme, než výskumu koróny (obr. 1).

Obrázok 1. Biela koróna z 3.11.2013 (Mikongo 1, Gabon). Expozícia: 1/125 s, Canon EOS 70D, 200 ASA, Tamron 18-270 mm. (V. Rušin).

Obrázok 1. Biela koróna z 3.11.2013 (Mikongo 1, Gabon). Expozícia: 1/125 s, Canon EOS 70D, 200 ASA, Tamron 18-270 mm. (V. Rušin).

 

K postupnej zmene pre dôraznejší záujem o korónu prichádza po zatmení Slnka v roku 1605. J. Kepler (1571-1630) bol asi prvý, kto vedecký komentoval bledomodré svetlo okolo tmavého mesačného kotúča a na základe pozorovaní konštatoval, že koróna je odrazeným svetlom na hmote „okolo Mesiaca“. Halley na základe pozorovania úplného zatmenia Slnka 3. mája 1715 korónu považuje za „atmosféru Mesiaca alebo Slnka“ [1]. Tento záver pretrvával až do pozorovania úplného zatmenia Slnka 18. júla 1860, keď Warren de la Rue (1815-1889) a Angelo Secchi – jezuita (1818-1878) na základe fotografických pozorovaní v Španielsku, vzdialených od seba 400 km prehlásili, že „bledomodré svetlo okolo mesačného kotúča a protuberancie (červené plamene)“ patria Slnku a nie Mesiacu, a nie sú ani ilúziou, vznikajúcou počas úplného zatmenia Slnka. Treba však dodať, že aj viacerí pozorovatelia pred nimi, napríklad G.M.Maraldi (1724), B. Wassenius (1733), a J.J. Fereira (1806)  prichádzali k záveru, že koróna nepatrí Mesiacu, ale Slnku, ale ich záver nebol osvojený.

Veľkou hnacou silou pre rozlusknutie podstaty svetla koróny bolo úplné zatmenie Slnka 28. júla 1851, keď sa po prvý raz koróna pozorovala aj fotograficky (obr. 2), ktorej autorom bol pruský astronóm Berkovski v Kaliningrade (predtým Königsberg). Zistila sa aj polarizácia koróny.

Obrázok 2. Prvá fotografia koróny získaná daguerotypom. Expozícia 24 s. (Autor: Berkovski).

Obrázok 2. Prvá fotografia koróny získaná daguerotypom. Expozícia 24 s. (Autor: Berkovski).

Potom výskum koróny nabral rýchlejšie tempo. Francúzsky astronóm J. P. Janssen (1824-1907) počas pozorovania úplného zatmenia 18. augusta 1868 pozoroval v spektre Slnka novú emisnú čiaru, ktorá patrila dovtedy na Zemi neznámemu chemického prvku, ktorý sa pomenoval hélium (podľa gréckeho boha Slnka – Hélia). Súčasne túto spektrálnu čiaru mimo úplného zatmenia Slnka pozoroval aj N. Lockyer (1836-1920).
Počas úplného zatmenia Slnka 7. augusta 1879 Ch. Young a W. Harkness v spektre Slnka objavili novú emisnú spektrálnu čiaru, ktorá taktiež na Zemi nebola pozorovaná. Mala byť prisúdená novému chemickému prvku – „koróniu“. Nový chemický prvok, na rozdiel od hélia, si žiaľ v Mendelejevovej tabuľke chemických prvkov nenašiel svoje miesto. Podstatu tejto emisnej spektrálnej čiary s vlnovou dĺžkou 530,3 nm sa (a potom aj ďalších emisných spektrálnych čiar vo vizuálnej oblasti spektra – dnes je ich asi 28) podarilo rozlúsknuť teoreticky v roku 1939 až W. Grotrianovi (1890-1954) a v roku 1941 prakticky B. Edlénovi (1906-1993).

Spoločnými silami ich identifikovali. Ukázalo sa, že emisné spektrálne čiary vo vizuálnej oblasti spektra patria vysokoiónizovaným prvkom železa (Fe), vápnika (Ca) a ďalším chemickým prvkom. Napríklad,  emisná čiara 530,3 nm patrí (Fe XIV), 637,4 nm (Fe X); 569,4 a 544,6 (Ca XV). Koróna sa razom stala veľmi horúcou a problém jej ohrevu nie je spoľahlivo rozriešený dodnes [2].

Obrázok 3. Emisné spektrálne čiary 530,3 nm (Fe XIV), 569,4 a 544,6 (Ca XV), pozorované koronografom na Lomnickom štíte (vľavo); koróna 637,4 nm, 530,3 nm a 569,4 nm cez úzkopásmové filtre, ako bola pozorovaná koronografom na koronálnej stanici Norikura/Japonsko (vpravo).

Obrázok 3. Emisné spektrálne čiary 530,3 nm (Fe XIV), 569,4 a 544,6 (Ca XV), pozorované koronografom na Lomnickom štíte (vľavo); koróna 637,4 nm, 530,3 nm a 569,4 nm cez úzkopásmové filtre, ako bola pozorovaná koronografom na koronálnej stanici Norikura/Japonsko (vpravo).

Obrázok 3. Emisné spektrálne čiary 530,3 nm (Fe XIV), 569,4 a 544,6 (Ca XV), pozorované koronografom na Lomnickom štíte (vľavo); koróna 637,4 nm, 530,3 nm a 569,4 nm cez úzkopásmové filtre, ako bola pozorovaná koronografom na koronálnej stanici Norikura/Japonsko (vpravo).

 

Z historického hľadiska výskumu slnečnej koróny je dôležité všimnúť si ešte jedno pozorovanie zatmenia – 18. júla 1860. Pri zákrese tvaru slnečnej koróny počas tohto zatmenia viacerí autori nakreslili kruhový, či polkruhový útvar, ktorý sa vtedajším predstavám len o gravitačnej sile pre tvorbu koronálnych štruktúr vymykal ich chápaniu (obr. 4, vľavo). Dnes sa podobné útvary, nesúce meno ejekcia koronálnej hmoty, pozorujú bežne. A nielen pomocou prístrojov z družíc či kozmických sond (obr. 4, vpravo), ale aj počas úplných zatmení Slnka Mesiacom.

Obrázok 4. Ejekcia koronálnej hmoty z roku 1860 (kresba: B. Tempel) [2].   Obrázok 4. Ejekcia koronálnej hmoty z kozmickej sondy SOHO. (ESA/NASA/SOHO).

Obrázok 4. (Vľavo) Ejekcia koronálnej hmoty z roku 1860 (kresba: B. Tempel) [2] a z kozmickej sondy SOHO (vpravo). (ESA/NASA/SOHO).
 

Veľkým pokrokom vo výskume slnečnej koróny bolo vynájdenie koronografu Francúzom B. Lyotom (1897-1952) v roku 1930. Koronograf vytvára umelé zatmenie Slnka Mesiacom, a umožňuje tak v obmedzenej výške nad slnečným povrchom (asi do výšky 200 tisíc km) pozorovať vo vizuálnej a blízkej infračervenej oblasti spektra emisné spektrálne čiary – pomocou spektrografu alebo pomocou úzkopásmových filtrov. Aby rozptyl svetla, ktorý vzniká v  zemskej atmosfére bol minimálny, koronografy sa umiestňuje vo vysokých nadmorských výškach. Na Slovensku na Lomnickom štíte. V USA je to napríklad  na observatóriu Sacramento Peak alebo na Havaji (Mauna Loa). Tento prístroj dokáže pozorovať s malým rozlíšením aj tzv. pB korónu (K-korónu) [3].

Pozorovania pomocou prístrojov na družiciach či kozmických sondách takmer v celej škále elektromagnetického žiarenia priniesli nové poznatky o štruktúre slnečnej koróny a jej dynamike a zmienime sa o nich v ďalších častiach.

 

2. Základné zložky slnečnej koróny a spôsoby jej pozorovania

Svetlo slnečnej koróny sa skladá z troch základných zložiek, ktoré majú tri rozdielne mená, hoci prichádzajú z rovnakého objemového priestoru. Najnápadnejšou zložkou, ktorá sa dá pozorovať počas úplných zatmení aj voľným okom, je K-koróna.  Jej názov pochádza z nemeckého slova  „kontinuierlich = K“. K–koróna vzniká Thompsonovským rozptylom žiarenia fotosféry na voľných elektrónoch; spektrum K-koróny je spojité, pretože rýchlosti pohybujúcich sa elektrónov sú rôzne a dopplerovské rozšírenie odrazených absorpčných čiar fotosféry sa tak stráca. Svetlo K-koróny je polarizované; polarizácia sa využíva na štúdium mechanizmu žiarenia koróny, priestorovej štruktúry a magnetického poľa koróny. Výsledky sú často protichodné.  

Druhou zložkou svetla slnečnej koróny je F-koróna, ktorá bola identifikovaná v roku 1948. F- koróna je pomenovaná podľa nemeckého astronóma J. Fraunhofera (1787-1826), ktorý v spektre Slnka identifikoval absorpčné spektrálne čiary. Svetlo F-koróny vzniká odrazom žiarenia fotosféry na prachových časticiach, v ktorom sa pozorujú absorpčné Fraunhoferove spektrálne čiary. F-koróna sa rozprestiera veľmi ďaleko od Slnka a vo veľkých vzdialenostiach od Slnka sa nazýva zvieratníkové/zodiakálne svetlo, pozorované v rovine ekliptiky. Svetlo F-koróny nie je polarizované a prevahu nad K-korónou začína mať vo výškach asi troch polomerov Slnka.

Vlastným svetlom koróny  je E-koróna (od slova „emisná = E“). Emisné spektrálne čiary sú vytvárané v iónoch, ktoré reprezentujú koronálnu plazmu (aby mohli vzniknúť napríklad ióny železa, teplota musí byť veľmi vysoká – milióny stupňov Celzia; stav hmoty, ak existujú samostatne elektróny a ióny, sa nazýva plazma, v ktorej hlavnú úlohu hrajú elektromagnetické sily). Vo vizuálnej oblasti spektra sa pozorujú tzv. „zakázané“ emisné spektrálne čiary, ktoré vznikajú preskokom elektrónov v podhladinách metastabilných hladín základnej konfigurácie vysokoionizovaných prvkov, napríklad Fe XIV, či Ca XV. Naopak, dovolené emisné spektrálne čiary sa pozorujú v EUV či röntgenovej oblasti spektra. Teória vzniku emisných spektrálnych čiar koróny pripúšťa ich existenciu aj v ďalekej infračervenej oblasti spektra, napríklad Si X (1,431μm), Mg VIII (3,032 μm) [4]. Emisné spektrálne čiary sú hlavným zdrojom informácií o zložení slnečnej koróny. Svetlo emisných spektrálnych čiar koróny môže byť polarizované a veľkosť polarizácie sa môže využiť na štúdium veľkosti magnetických polí v slnečnej koróne. Paradoxne, štruktúry slnečnej koróny vytvárajú magnetické polia Slnka, ale ich veľkosť priamo v koróne je ťažko merateľná (magnetické polia v koróne sú slabé a pološírka spektrálnych čiar je široká). Pokrok v tomto smere sa dá očakávať meraním rozštepu spektrálnych čiar (Zeemanov jav) v infračervenej oblasti spektra.   

Koncom 60. rokov 20. storočia sa objavili informácie, že vo výškach okolo 4 polomerov Slnka v infračervenej oblasti spektra od 2 do 5 μm, sa pozoruje nadbytok žiarenia, ktorý má vznikať reemisiou žiarenia fotosféry prachovými časticami. Pre tento druh žiarenia sa navrhol termín T-koróna („termálna = T“).  No a koncom 20. storočia sa na základe niekoľko málo pozorovaní zistilo, že spektrálna čiara K (393,37 nm) jedenkrát ionizovaného vápnika (Ca II) vo výškach 5-20 polomerov Slnka mala dopplerovský posuv, ktorý mal byť výsledkom sublimácie prachových častíc medziplanetárnej látky, postupne sa približujúcich  k Slnku po keplerovských dráhach Pre túto novú zložku koróny sa navrhol termín S-koróna (S=sublimačná). O existencii oboch zložiek sa dosť polemizuje[5], [3].      

V bežnom živote sa často pre korónu vyskytuje termín „biela koróna“. Je to vlastne názov pre všetky zložky koróny, ktoré sa pozorujú vo vizuálnej oblastí spektra, či už počas úplných zatmení Slnka Mesiacom alebo pomocou prístrojov z kozmického priestoru.

Pozorovania koróny počas úplných zatmení Slnka sa po roku 1957 rozšírili aj do kozmického priestoru, odkiaľ plejáda družíc (napr. OSO, Skylab, TRACE, Yohkoh, Hinode) či kozmických sond (SOHO, STEREO, SDO) skúma (prípadne skúmala) korónu takmer nepretržite, a to nielen s vysokým rozlíšením, ale aj pred diskom Slnka.  K pokroku vo výskume slnečnej koróny v posledných rokoch prispela aj technológia spracovania zatmeňových pozorovaní pomocou počítačov. K priekopníkom tejto metódy sa radí aj prof. RNDr. M. Druckműller, DrSc., z Vysokého účení technického v Brne [6].

 

3. Štruktúra slnečnej koróny

Už prví pozorovatelia bielej koróny počas úplných zatmení si všimli, že jej vzhľad (štruktúra) sa mení s fázou cyklu slnečnej aktivity. Dnes, na základe pozorovaní koróny v celej škále elektromagnetického žiarenia poznáme nasledovné typy koronálnych štruktúr:

  1. veľkoškálové, ku ktorým patria prilbicovité lúče (helmet streamer), ktorých základňa pri povrchu fotosféry je niekoľko desaťtisíc kilometrov a sú pozorovateľné do vzdialenosti 20-30 polomerov Slnka. Nachádzajú sa nad neutrálnou čiarou  magnetického poľa vo fotosfére, pričom ich hranice (siločiary magnetických polí) sú ukotvené v opačných polaritách veľkoškálového magnetického poľa.
Obrázok 5.  Prilbicovité lúče zo zatmenia 2008, pozorovateľné do vzdialenosti asi 20 polomerov Slnka a poloha Slnka v čase zatmenia medzi hviezdami. (Autori: M. Druckműller, P. Aniol a V. Rušin).

Obrázok 5.  Prilbicovité lúče zo zatmenia 2008, pozorovateľné do vzdialenosti asi 20 polomerov Slnka a poloha Slnka v čase zatmenia medzi hviezdami. (Autori: M. Druckműller, P. Aniol a V. Rušin).

 

V  základní prilbicovitých lúčov sa pozoruje pokojná protuberancia/filament, nad ktorým sa nachádza tzv. koronálna dutina, teda miesto s nižšou elektrónovou hustotou, obklopené jasnými a tmavými oblúkmi. Posledné pozorovania bielej a emisnej koróny s vysokým rozlíšením ukázali, že chladná protuberancia je obklopená horúcim materiálom [7]. V okolí minima slnečnej aktivity, prilbicovité lúče sa pozorujú len v okolí rovníka (obr. 6). Naopak, v okolí maxima slnečnej aktivity sa pozorujú takmer okolo celého slnečného disku. Ich rozdelenie súvisí s veľkoškálovou meridionálnou cirkuláciou neutrálnych čiar vo fotosfére.

Obrázok 6a. Poloha prilbicovitých lúčov v okolí minima cyklu slnečnej aktivity (ESA/NASA/SOHO).   Obrázok 6b. Poloha prilbicovitých lúčov v okolí maxima cyklu slnečnej aktivity v roku 1980 (vpravo). (Foto: V. Rušin a M. Druckműller).

Obrázok 6. (Vľavo) Poloha prilbicovitých lúčov v okolí minima cyklu slnečnej aktivity (ESA/NASA/SOHO) a v maxime cyklu slnečnej aktivity v roku 1980 (vpravo). (Foto: V. Rušin a M. Druckműller).

 

Ďalším typom veľkoškálovej štruktúry, pôvodne identifikovanej na snímkach z kozmického priestoru v roku 1970, sú koronálne diery - oblasti slnečnej koróny so zníženou elektrónovou hustotou, v ktorých siločiary magnetického poľa Slnka sú otvorené (obr. 7). Dnes sa koronálne diery v bielej koróne identifikujú aj zo zatmeňových pozorovaní.

Obrázok 7a. Koronálna diera v blízkosti rovníka, ako ju registrovala americká sonda SDO. (NASA/SDO)   Obrázok 7b. Koronálna diera nad severným pólom Slnka ako je videla japonská družica Yohkoh. (Yohkoh)

Obrázok 7. Koronálna diera nad severným pólom Slnka ako je videla japonská družica Yohkoh (vľavo) a v blízkosti rovníka,  ako ju registrovala americká sonda SDO (vpravo). (Yohkoh; NASA/SDO)

 

V okolí minima slnečnej aktivity sa koronálne diery nachádzajú nad pólmi Slnka a koróne tak dávajú typický vzhľad koróny minima. (obr. 8). V priebehu cyklu sa pozorujú aj v iných heliografických šírkach, ale svojím rozmerom sú podstatne menšie ako v minime. Na snímkach v EUV a röntgenovej oblasti spektra sa koronálne diery javia ako  tmavé oblasti. Koronálne diery sú hlavným zdrojom vysokorýchlostnej zložky častíc v slnečnom vetre [8].

Obrázok 8.  Polárne koronálne diery a polárne lúče v bielej koróne, pozorovanej  1. augusta 2008 v Mongolskom Altaji. (Foto: M. Druckmüller, P. Aniol a V. Rušin).

Obrázok 8.  Polárne koronálne diery a polárne lúče v bielej koróne, pozorovanej  1. augusta 2008 v Mongolskom Altaji. (Foto: M. Druckmüller, P. Aniol a V. Rušin).

 

  1. máloškalové. Typickou štruktúrou tohto typu sú polárne koronálne lúče, ktoré sú známe aj z pozorovania bielej koróny (obr. 8). Ich typický rozmer je okolo 20 tisíc kilometrov, siahajú do výšky okolo 3-6 polomerov Slnka a sú typickým predstaviteľom dipólového charakteru magnetického poľa Slnka. Podobné lúče sa pozorujú aj v iných oblastiach elektromagnetického žiarenia a s vysokou pravdepodobnosťou sa jedna o tie isté útvary s rôznou teplotou a hustotou. Polárne lúče sa nachádzajú nad malými bipolárnymi oblasťami magnetických polí vo fotosfére. Pozorovania z kozmu, ale aj zo zatmení ukázali, že sú značne dynamické a tak je predpoklad, že aj ony prispievajú k tvorbe častíc v slnečnom vetre.

Novým typom koronálnych štruktúr sú: jasné koronálne body, ktoré v röntgenovej oblasti spektra boli po prvýkrát detegované počas letu rakety 8. apríla 1969. Jasné body sú malé aktívne oblasti,  spojené s bipolárnymi oblasťami malých magnetických polí a sú  pozorované po celom povrchu Slnka. Ich veľkosť, počet a poloha na povrchu Slnka sa mení s fázou cyklu slnečnej aktivity (obr. 9). Teplota sa mení od 1.1 MK to 3.4 MK [9], [10].

Obrázok 9. Jasné koronálne body pozorované americkou sondou SDO. (NASA/SDO)

Obrázok 9. Jasné koronálne body pozorované americkou sondou SDO. (NASA/SDO)

Hoci sa koronálne slučky príležitostne pozorovali aj v bielom svetle koróny počas zatmení Slnka, nový pohľad na tieto koronálne útvary nám priniesli pozorovania z kozmu. Ukázalo, že koronálne slučky, sú základné  štruktúry magnetickej slnečnej koróny. Pozorujú sa v koróne kdekoľvek, no najčastejšie v aktívnych oblastiach na Slnku. Koronálna slučka je vlastne magnetický tok, oboma „nohami“ pevne zakotvený pod povrchom Slnka. Koronálne slučky, keďže cez ne sa prenáša hmota z povrchu Slnka a chromosféry do koróny, hrajú dôležitú úlohu pri vzniku dynamických javov v koróne, akými sú erupcie a ejekcie koronálnej hmoty. Výška, dĺžka a teplota koronálnych slučiek je veľmi pestrá [11].

Obrázok 10. Typické koronálne slučky pozorované družicou TRACE. (NASA/TRACE)

Obrázok 10. Typické koronálne slučky pozorované družicou TRACE. (NASA/TRACE)

 

V súčasnosti, kvalitná technika dokáže rozlíšiť v slnečnej koróne útvary o veľkosti okolo 50 km, (obr. 11), ktorý sa získal prístroje High Resolution Coronal Imager na výškovej rakete. Útvar vľavo dostal meno „magnetický spletenec“ a reprezentuje rekonexiu [12]. V bielej koróne (obr. 11) sa  najkvalitnejšie rozlíšenie štruktúr (menej ako 1 oblúková sekunda) dosiahlo počas úplného zatmenia Slnka 11.7.1991, keď sa biela koróna pozorovala 4 m CHFT ďalekohľadom.

Obrázok 11a. „Magnetický spletenec“ ako ho zaznamenal High Resolution Coronal Imager. (Dr. Amy Winebarger, MSFC/NASA)   Obrázok 11b. Štruktúry bielej koróny z roku 1991 s rozlíšením menej ako 1 oblúková sekunda [19].

Obrázok 11. „Magnetický spletenec“ (vľavo), ako ho zaznamenal High Resolution Coronal Imager. (Dr. Amy Winebarger, MSFC/NASA). Štruktúry bielej koróny z roku 1991 s rozlíšením menej ako 1 oblúková sekunda [19].

 
K plejáde máloškálových útvarov na Slnku patria aj rôzne výtrysky, trhliny alebo „záclona“, ktorých existencia je spojená s magnetickými poľami na Slnku pri vhodnej konfigurácii magnetického poľa.

Obrázok 12a. Polárne koronálne lúče a „záclona“ v koronálnej diere počas zatmenia 26. marca 2006. (Foto: M. Druckműller a P. Aniol).    Obrázok 12b. Extrapolácia siločiar magnetických polí Slnka do koróny (vľavo) a jej skutočný tvar počas zatmenia 22. júla 2009 (vpravo) [17].

Obrázok 12. Vľavo: Polárne koronálne lúče a „záclona“ v koronálnej diere počas zatmenia 26. marca 2006. (Foto: M. Druckműller a P. Aniol). Vpravo: Extrapolácia siločiar magnetických polí Slnka do koróny (vľavo) a jej skutočný tvar počas zatmenia 22. júla 2009 (vpravo) [17].

 

4. Dynamické javy v koróne

Pod dynamickými javmi v koróne budeme v našom článku rozumieť erupcie a ejekcie koronálnej hmoty (v staršej literatúre tranzienty), ktoré majú svoj pôvod v koróne alebo do koróny zasahujú.      

Prvým sú erupcie - impulzívne javy s priemerným trvaním okolo 15 minút, ktoré vznikajú v malom priestorovom objeme. Niektoré môžu trvať aj niekoľko hodín. Pôvodne sa predpokladalo, že erupcie vznikajú v chromosfére, no súčasné pozorovania ukazujú, že pôvod väčšiny z nich je v koróne. Pôvodom je magnetická rekonexia – interakcia siločiar magnetického opačnej polarity, ktoré navzájom interagujú a pritom sa konfigurácia magnetického poľa zjednoduší. Výsledkom je náhle uvoľnenie obrovskej energie (tepelného a netepelného žiarenia a častíc) – 1022 – 1025 J (závisí od typu erupcie: kompaktnej alebo dlhotrvajúcej), ktorá je obsiahnutá v pôvodných poliach opačnej polarity. Erupcie sú veľmi  komplexným javom, ktorých následky sa pozorujú vo viacerých vrstvách slnečnej atmosféry a vyvolávajú mnoho dodatočných javov, napríklad ejekcie koronálnej hmoty. Erupcie vo vizuálnej oblasti spektra sa najlepšie pozorujú v spektrálnej čiare H-alfa (656,3 nm), EUV alebo röntgenovej oblasti spektra [11].

Obrázok 13. Erupcia, pozorovaná 12. marca 2012 sondou SDO. (NASA/SDO)

Obrázok 13. Erupcia, pozorovaná 12. marca 2012 sondou SDO. (NASA/SDO)

 

Druhým typom dynamických javov v koróne sú ejekcie koronálnej hmoty (CME), v staršej literatúre koronálne tranzienty (prvý bol počas zatmenia pozorovaný už v roku 1860). CME sa veľmi často pozorujú po erupciách alebo po eruptívnych protuberanciách. Sú však aj prípady, keď sa pozorujú bez akéhokoľvek sprievodného javu. CME sú energetický približne rovnako veľké ako erupcie, pričom zo Slnka rýchlosťami až do 2000 km s-1 odnášajú do heliosféry veľké množstvo hmoty (okolo 1012 kg); čiastočne sú zdrojom aj žiarenia. CME sú spojené s obrovskými zmenami a poruchami koronálneho magnetického poľa. Obyčajne sa pozorujú koronografmi v bielom svetle, alebo pri zatmeniach.

 Obrázok 14. Eruptívna protuberancia a CME pozorované sondou SOHO 29. septembra 2013. (ESA/NASA/SOHO)

Obrázok 14. Eruptívna protuberancia a CME pozorované sondou SOHO 29. septembra 2013. (ESA/NASA/SOHO)

 

Za dynamické javy v koróne – pomalé, môžeme považovať aj meridionálne pohyby, ktoré sú najlepšie pozorované v intenzitách  emisnej spektrálnej čiary Fe XIV (530,3 nm; obr. 15). Bez toho, aby sme zachádzali do detailov, povedzme si stručne, že od minima cyklu slnečnej aktivity sa zo stredných heliografických šírok  lokálne maxima intenzít pohybujú smerom k pólom (polárna vetva), kde v okolí maxima cyklu slnečnej zanikajú (podobný trend sledujú aj protuberancie a magnetické polia; v čase maxima slnečnej aktivity dochádza na póloch k zmene polarity magnetického poľa). Asi rok po zániku polárnych vetiev sa vo výškach okolo ±70° vytvoria nové lokálne minima intenzít, ktoré sa začnú pohybovať smerom k rovníku, kde v jeho okolí zaniknú v nasledujúcom cykle aktivity.  Majú trvanie okolo 17 – 18 rokov. Predlžený cyklus slnečnej aktivity sa dnes pozoruje aj v iných prejavoch slnečnej aktivity, napríklad na povrchu Slnka v torzných osciláciach [13] alebo aj pod povrchomSlnka [14]. Pohyb polárnych vetiev trvá okolo 3-5 rokov.

Obrázok 15. Časovo šírkové rozdelenie lokálnych maxím intenzít zelenej koróny (530,3 nm) – hore, a  Wolfovho čísla v rokoch 1939 - 2010. [18]

Obrázok 15. Časovo šírkové rozdelenie lokálnych maxím intenzít zelenej koróny (530,3 nm) – hore, a  Wolfovho čísla v rokoch 1939 - 2010. [18]

 

K tomuto typu pomalých zmien patrí aj zmena štruktúry bielej koróny, ktorá je názorne reprezentovaná na obrázku 16 (pre ilustráciu je uvedený priebeh Wolfovho čísla a röntgenovej koróny z družice Yohkoh). Vhodným parametrom pre vyjadrenie tvaru bielej koróny je sploštenie, ktoré v okolí maxima dosahuje hodnoty okolo nuly, v minime okolo 0,33 [10].

Obrázok 16. Variabilita štruktúr bielej koróny (dole), röntgenovej koróny (hore) a Wolfovho čísla (stred). [15]

Obrázok 16. Variabilita štruktúr bielej koróny (dole), röntgenovej koróny (hore) a Wolfovho čísla (stred). [15]

 

5. Aktuálne problémy slnečnej koróny

I keď poznatky o slnečnej koróne za posledné roky sa značne zvýšili, stále existuje niekoľko nezodpovedaných otázok, napríklad, doplňovanie hmoty z povrchu Slnka do koróny, tvorba veľkých prilbicovitých lúčov a ich životnosť, urýchľovanie častíc do slnečného vetra, veľkosť magnetického poľa v koróne a pod. Zdá sa ale, že najväčšou výzvou je hľadanie mechanizmu pre ohrev slnečnej koróny, keďže koróny sa pozorujú aj pri hviezdach, Slnku podobných. Keďže druhý termodynamický zákon neumožňuje prenášať teplo z chladnejšieho do teplejšieho prostredia, na prenos energie z vnútra Slnka do koróny, aby bola zohriata na teplotu od 1-5 miliónov Kelvinov (výnimočne až 10 miliónov Kelvinov v okolí niektorých erupcii), budú slúžiť netermálne procesy.

Pre riešenie tejto problematiky sa za posledných 60 rokov  predložilo niekoľko teórií, no najpravdepodobnejšími zostávajú dve: (a) ohrev vlnami, (b) magnetickou rekonexiou (nanoerupcie). Od roku 2007 pribudli k ním (c) spikule typu II.

  1. Magnetoakustické vlny a Alfvénove vlny, ako výsledok turbulencie granulácie a supergranulácie vo fotosfére v prítomnosti magnetického poľa sa dlhodobo objavujú ako najvhodnejší kandidát na ohrev slnečnej koróny.  Výpočty však nie sú jednoznačné a pozorovania oboch druhov vĺn nie je spoľahlivo zistená. Ohrev koróny by sa mal uskutočňovať ich premenou na rázové vlny, ktoré vznikajú pri prechode z hustejšieho do redšieho prostredia a následne disipujú svoju energiu ako teplo. Frekvenčný rozsah oboch typov vĺn by sa mal nachádzať v intervale 1mHz - 200 Hz.
  2. Magnetická rekonexia (erupcie, nanoerupcie). Pri magnetickej rekonexii vznikajú v slnečnej koróne elektrické prúdy. Tieto prúdy potom náhle kolabujú (rozsypú sa), pričom sa počas tohto procesu v koróne uvoľňuje teplo a vlnová energia.  Keďže zriedkavý výskyt veľkých erupcií nie je na ohrev koróny dostatočný, predpokladá sa, že ohrev koróny by mohli zaisťovať  nanoerpucie  s energetickým výkonom okolo 1017 J a na povrchu Slnka by mali prebiehať kontinuálne. Povrch Slnka pokrývajú milióny magnetických oblasti s rozmermi od 50 do 1000 km. Pozorovania nanoerupcií zatiaľ neboli, alebo veľmi chabé, ale je len otázkou času, keď sa budú dať pozorovať.
  3. Spikule typu II. V roku 2007 na základe pozorovaní z japonskej družice Hinode boli v slnečnej chromosfére (chromosféra je spojivom medzi povrchom Slnka a korónou) objavené nové útvary, ktoré sa pomenovali ako spikule typu II. Od štandardných spikúl sa odlišujú tým, že ich doba životnosti je kratšia, len 50-150 s, výstupná rýchlosť vyššia, 30-100 km s-1 a čo je azda najdôležitejšie, vyvrhnutý materiál z povrchu Slnka sa nevracia späť na jeho povrch, ale sa rozplynie v koróne.  Pozorujú sa najmä v koronálnych dierach a neaktívnych oblastiach na Slnku (spikule typu I sa pozorujú len v aktívnych oblastiach). Okamžite po objave spikúl typu II sa začalo uvažovať ako s možným ohrevom slnečnej koróny, hoci ich samotný zdroj nie je celkom známy. Spikule typu II by mohli byť tiež nositeľom horúcej hmoty z povrchu Slnka do koróny [11], [16].
   Obrázok 17. Spikule typu II, ako ich pozorovala 25. apríla 2010 americká sonda SDO. Ohraničená plocha z ľavého obrázku je zväčšená (stredný obrázok) a počítačom spracovaná (vpravo). Biele plôšky predstavujú zo Slnka stúpajúci horúci materiál  do koróny, tmavé plôšky miesta v koróne, kde spikula bola a jej materiál sa rozptýlil. (NASA, Solar Dynamics Observatory).

Obrázok 17. Spikule typu II, ako ich pozorovala 25. apríla 2010 americká sonda SDO. Ohraničená plocha z ľavého obrázku je zväčšená (stredný obrázok) a počítačom spracovaná (vpravo). Biele plôšky predstavujú zo Slnka stúpajúci horúci materiál  do koróny, tmavé plôšky miesta v koróne, kde spikula bola a jej materiál sa rozptýlil. (NASA, Solar Dynamics Observatory).

 

6. Záver

Hmota v slnečnej koróne je plazma, štvrté skupenstvo hmoty; jej teplota je veľmi vysoká – niekoľko miliónov Kelvinov, hustota naopak – veľmi nízka, okolo 1015 častíc/m3. Hustota slnečnej koróny je 10-12 redšia ako fotosféry a tak vo viditeľnej oblasti spektra produkuje len 1-miliontinu žiarenia. Hustota častíc s výškou prudko klesá (obr. 18 - priebeh elektrónovej hustoty rôznych koronálnych štruktúr s výškou [3]), v dôsledku čoho klesá aj jas koróny.

Obrázok 18. Priebeh elektrónovej hustoty rôznych koronálnych štruktúr s výškou [3].Korónu od fotosféry oddeľuje tenká chromosféra. Hlavnou zložkou koróny je vodík, úplne ionizovaný, ďalej protóny a elektróny. Podobne ako vo fotosfére, koróna obsahuje aj malé množstvo atómov, rovnakých ako vo fotosfére. Ťažšie prvky,  napríklad železo, vápnik, sú čiastočne ionizované, pričom stratili značné množstvo elektrónov. Podľa Sahovej rovnice stav ionizácie chemického prvku striktne závisí od teploty. Takto, prítomnosť emisných spektrálnych čiar železa umožnila určiť vysokú teplotu koróny, ktorá je omnoho vyššia ako teplota pod ňou ležiacej chromosféry či fotosféry. Prítomnosť oddelených elektrických nábojov, odlišné rýchlosti elektrónov, protónov a iónov, generuje elektrické prúdy a magnetické polia, čo má vplyv aj na procesy žiarenia. Koróna svieti predovšetkým v röntgenovej oblasti spektra. Keďže plazma je transparentná pre jej vlastné žiarenie, ako aj pre žiarenie prichádzajúce zdola, hovorí sa, že koróna je opticky tenká. Koróna je veľmi riedka, čo znamená, že interakcia plazmových častíc s fotónmi je veľmi vzácna a tak emisia z koróny vzniká v dôsledku zrážok medzi iónmi a elektrónmi, na základe čoho energia emitovaná z jednotkového objemu za jednotku času je úmerná štvorcu počtu častíc v jednotkovom objeme (je výsledkom hustoty protónov a elektrónov). Koróna je zdrojom častíc do slnečného vetra s rozdielnymi rýchlosťami a z jej rôznorodých štruktúr.

Štruktúra a svietivosť koróny sa menia s fázou cyklu slnečnej aktivity. Štruktúry slnečnej koróny vytvárajú magnetické polia Slnka, ktorých rozloženie na povrchu Slnka, podobne ako aj teploty a hustoty v koróne, sa tiež mení s fázou cyklu slnečnej aktivity. Pozorovania koróny zo Zeme sa dajú robiť počas úplných zatmení Slnka (bežné ďalekohľady) alebo pomocou koronografov s doplnkovým zariadením v okulárovej časti oboch typov ďalekohľadov (spektrograf, úzkopásmové filtre, polarizátory a pod). Na pozorovania koróny z kozmu sa používajú jednak koronografy s vonkajšou clonou (biele svetlo), jednak špeciálne ďalekohľady pre žiarenie v EUV a röntgenovej oblasti spektra s vhodnými doplnkami v ohniskovej rovine (filtre, spektrografy a pod.) a pre oba spôsoby pozorovania vhodná detekčná technika s následným spracovaním v počítačoch. Úloha v tomto smere je obojstranná: počas úplných zatmení Slnka získavať kvalitné pozorovania s veľmi vysokým rozlíšením. K rozlíšeniu koróny z družice IRIS (NASA) sa nedostaneme, ale k výsledkom  z roku 1991 by sme sa mohli dostať.  Na strane druhej, s pomocou výpočtovej techniky na základe pozorovaní vytvoriť taký model slnečnej koróny, ktorý by čo najreálnejšie odrážal všetky procesy prebiehajúce vysokodynamického slnečného prostredia (teda nielen v koróne).  

Výskum slnečnej koróny je dôležitý nielen pre poznanie Slnka ako hviezdy, ale aj pre poznanie slnečno-zemských vzťahov a zákonov magnetohydrodynamiky [11] [15].

 

Literatúra (použitá a odporúčaná):

[2] Rušin, V., Rybanský, M.: 1990, Slnečná koróna, VEDA, Bratislava
[3] Rušin, V.: 2009, Pokroky matematiky fyziky a astronómie  3, 188
[4] Münch, G .: 1966,  Astrophys. J. 145, 237
[5] Gulyaev, R.A., Shcheglov, P.V.: 1999, Contr. Astron. Obs. Skalnaté Pleso 28, 237
[6] Druckmüller, M., Rušin, V., Minarovjech, M.: 2006, Contr. Astron. Obs. Skalnaté Pleso 36, 131
[7] Habbal, S.R. a iní: 2010, Astrophys. J. 719, 1362
[10] Golub, L., Pasachoff, J.W.: 2010, The Solar Corona, Camridge University Press, Cambridge (Anglicko)
[11] Brekke, P.: 2012, Our Explosive Sun, Springer, ISBN 978-1-4614-0571-9
[13] Howard, R., LaBonte, B.: 1980,  Astrophys. J. 239, L33
[15] Rušin, V.: 2005, Slnko-naša najbližšia hviezda, VEDA, Bratislava, ISBN 80-224-0864-6
[17] Pasachoff, J.M., Rusin, V.,  Saniga, M., Druckmüllerová, H., Babcock, B.A.: 2011, Astrophys. J., 742, 29
[18] Minarovjech, M., Rušin, V., Saniga, M.: 2011, Contr. Astron. Obs. Skalnaté Pleso 41, 175
[19] November, L., Koutchmy, S: 1996, Astrophys. J. 466, 512

 

Připravované akce

Přednáška "Zpráva o zatmění Slunce 21. srpna"
16. 10. 2017, 19:00 hodin, Zlín

 


Vyhledávání

 

Novinky a aktuality

Pozorování Slunce 2016

21.01.17

Už tradičně vám předkládáme další roční souhrn o pozorování projevů sluneční aktivity na Hvězdárně Valašské Meziříčí. V roce 2016 byl velmi znatelný pokles aktivity, ale i přesto bylo co pozorovat: tranzit Merkuru přes sluneční disk, eruptivní protuberance, erupce, zajímavé skupiny slunečních skvrn. Nabízíme vám ohlédnutí za rokem 2016 včetně galerie těch nejvydařejnějších snímků i animací zajímavých projevů sluneční aktivity.

Pozorování sluneční aktivity - srpen a září 2016

04.10.16

V měsících srpen a září se výrazně zvýšil počet aktivních oblastí, ale na četnosti a mohutnosti erupcí se to příliš neprojevilo. V srpnu se nám podařilo napozorovat tři eruptivní protuberance, kterým předcházely erupce v aktivních oblastech NOAA 12572 a 12573. V polovině září byla zahájena dlouho očekávaná rekonstrukce budovy odborného pracoviště Hvězdárny Valašské Meziříčí, což znamená pozastavení veškeré observační činnosti až do konce roku 2016.

Pozorování sluneční aktivity - červen a červenec 2016

03.10.16

Letní pozorovací sezóna se vyznačuje větším počtem jasných dnů s dobrými pozorovacími podmínkami. I s klesající sluneční aktivitou se nám proto v těchto dvou měsících podařilo napozorovat řadu zajímavých jevů. V červnu jsme pozorovali 13 dnů (5 aktivních oblastí) a v červenci 21 dnů (8 aktivních oblastí). Podařilo se nám však napozorovat pouze 3 sluneční erupce, jelikož většina erupcí se odehrávala v době, kdy bylo u nás Slunce pod obzorem nebo nám nepřálo počasí.