Sluneční erupce

Autor:  Petr Heinzel, Astronomický ústav AV ČR, v.v.i., observatoř Ondřejov
Publikováno:  30. 12. 2013
Zdroj: psáno pro Hvězdárnu Valašské Meziříčí v rámci projektu Se Sluncem společně, prosinec 2013, pro server www.pozorovanislunce.eu

 

Úvod a obecné charakteristiky

Sluneční erupce jsou energeticky nejvýznamnější procesy v celé Sluneční soustavě. Jedná se především o mechanizmus konverze silně naakumulované magnetické energie na jiné druhy energií jako je energie tepelná, záření, vlny nebo urychlené částice. Ty se potom mohou šířit jak ve sluneční atmosféře samotné, tak směrem ven od Slunce do meziplanetárního prostoru. Silné záření i proudy nabitých částic často zasáhnou i Zemi a způsobují silné poruchy zemské magnetosféry, ionosféry apod. Mohou představovat i značné nebezpečí pro kosmické sondy a jejich lidskou posádku.

Komplexní výzkum slunečních erupcí má proto velký význam jak astrofyzikální, tak i praktický. Z hlediska astrofyziky se jedná o detailní pochopení fyzikálních procesů probíhajících v erupčním plazmatu a interakce plazmatu s magnetickým polem (obor zvaný magnetohydrodynamika – MHD) a se zářením (obor zvaný zářivá hydrodynamika – RHD, z angl. „radiation hydrodynamics“). V posledních desetiletích pak vznikl zcela nový obor, který se zaměřuje na studium vlivů erupcí na heliosféru a na šíření erupčních poruch v ní, čemuž obecně říkáme kosmické počasí („space weather“). V rámci tohoto oboru se vědci snaží také předpovídat výskyt erupcí a postupně budovat světový varovný systém, jedno z takových center je např. v Boulderu v americkém státě Colorado. Jak již bylo zmíněno, od Slunce se mohou do meziplanetárního prostoru šířit proudy částic, a to jak nabitých (elektrony, protony, jádra hélia), tak i neutrálních. Hovoříme jednak o tzv. slunečních energetických částicích (SEP – „solar energetic particles“), nebo o výronech koronální hmoty, „coronal mass ejection – CME“. V případě CME je ale třeba rozlišit, zda se jedná o výron v důsledku sluneční erupce, nebo v důsledku vyvržení chladného filamentu (protuberance), bez typických příznaků erupce.

Studium erupcí na Slunci má v neposlední řadě také velký význam pro pochopení podobných energetických procesů na jiných chladných hvězdách. Nedávno byly objeveny jakési „super-erupce“ na některých hvězdách podobných našemu Slunci (hvězdy spektrální třídy G). Tyto super-erupce mají o několik řádů vyšší energetický výkon ve srovnání s největšími erupcemi na Slunci a byly detekovány pomocí satelitu Kepler.

Obrázek 1 - Dvouvláknová erupce pozorovaná patrolním teleskopem v Ondřejově v čáře Hα.Erupce na Slunci byla poprvé detekována v bílém světle (záření v optickém kontinuu spektra) jako silné krátkodobé zjasnění v komplexní oblasti skvrn. Bylo to v roce 1859. Od té doby jsou erupce pozorovány systematicky, zejména po zavedení úzkopásmových filtrů v čarách Hα vodíku (obrázek 1) nebo ionizovaného vápníku (čáry CaII H nebo K, viz video). Avšak až do doby, než byly vypuštěny první družice, bylo studium erupcí omezeno pouze na oblast chromosféry a fotosféry, proto se dříve často hovořilo o „chromosférických“ erupcích. Teprve s nástupem systematických kosmických pozorování v UV (ultra-fialové) a X (rentgenové) oblasti spektra bylo definitivně potvrzeno, že erupční procesy vznikají primárně v koróně, přičemž uvolněná energie se šíří, jak již bylo zmíněno, směrem do dolní atmosféry i směrem ven od Slunce. Určité představy o procesech v koróně vznikaly již dříve na základě rádiových pozorování, nicméně kosmická pozorování sehrála naprosto klíčovou roli. V další části se podrobněji zmíníme o různých druzích emise během erupcí.

Statisticky pozorujeme větší množství malých nebo menších erupcí, velké erupce jsou méně časté. Dnes jsou erupce nejčastěji klasifikovány na základě měření toku měkkého rtg záření („soft X-rays“, SXR), a to např. užitím pravidelných měření z americké družice GOES v oboru 1 - 8 Å, viz obrázek 2. V tabulce I uvádíme tuto SXR klasifikaci.

Obrázek 2 – Světelné křivky z družice GOES. Je vidět impulzní nárůst X-emise a po maximu její pozvolný (graduální) pokles.

Obrázek 2 – Světelné křivky z družice GOES. Je vidět impulzní nárůst X-emise a po maximu její pozvolný (graduální) pokles.

 

Tabulka I.  Klasifikace slunečních erupcí

GOES-klasifikace Hα-klasifikace plocha Hα erupce (plošné stupně)
X10 4 24,7
X 3 12,4
M 2 5,1
C 1 2,0
B S < 2,0
A S < 2,0

 

Z tabulky vidíme, že ani největší sluneční erupce nepokrývají nějakou podstatnou část slunečního disku a proto pozorování erupcí na Slunci jako hvězdě (tj. integrovaný tok z celého disku) je dosti problematický, zejména v optickém oboru spektra.

Současné značení erupcí je zavedeno jako  SOL2001-10-19T01:05 (X1.6) , kde je uvedeno datum (rok, měsíc a den) a čas UT pozorování, v závorce pak mohutnost erupce podle klasifikace GOES v Tabulce I.

U velkých erupcí je optická luminozita (světelnost) srovnatelná s energií CME nebo urychlených částic. Naopak rentgenové záření, jak měkké (SXR), tak i tvrdé v oblasti vysokých energií („hard X-rays“ – HXR), představuje pouze malou část celkového záření erupcí, je však velmi významné z hlediska studia eruptivních procesů. Erupce pozorujeme v celém rozsahu spektra elektromagnetického záření: gama záření, HXR, SXR, UV, optické, infračervené („infrared“ - IR), rádiové.

 

Morfologie erupcí

Základní morfologické struktury erupcí jsou dvě: erupční vlákna („ribbons“), a erupční smyčky („loops“). Vlákna jsou typicky pozorována v oblasti zakotvení magnetických smyček v dolních vrstvách atmosféry a mezi nimi se nachází pomyslná čára oddělující dvě opačné polarity magnetického pole aktivní oblasti, tzv. PIL („polarity inversion line“), neboli separace zakotvení erupčních smyček.

Erupce vznikají zpravidla v aktivních oblastech s bipolární magnetickou strukturou a s přítomností skvrn (erupce občas září i přímo nad umbrou skvrny). Pouze malá část erupcí byla detekována v oblastech beze skvrn. V klidných oblastech na Slunci pak může docházet k mohutným procesům eruptivního charakteru, které úzce souvisí s destabilizací filamentů (neboli protuberancí) – toto pak vyústí v CME, nejedná se však o klasické erupce, neboť nepozorujeme jiné typické projevy výše popsané. Aktivací a následným vyvržením filamentu v aktivní oblasti však také vznikají mohutné tzv. dvouvláknové erupce („two-ribbon flares“). Nejmohutnější erupce vznikají v oblastech, kde dvě nebo více umber má jednu společnou penumbru („delta-spot“ oblasti). Taková vůbec nejmohutnější erupce byla detekována jako X17.4 (SOL2003-11-04T19:53).

Příklad podobné mohutné erupce je na přiloženém videu z družice Hinode. Tam vidíme velkou dvouvláknovou erupci pozorovanou v čáře CaII H pomocí širokopásmového filtru na teleskopu SOT (Solar Optical Telescope). SOT je zatím vůbec největší optický teleskop pro pozorování Slunce z kosmu, poskytující špičkové série snímků bez nepříznivého vlivu zemské atmosféry. Na videu se nejprve přibližujeme ke Slunci, dalekohled se zaměří na velkou aktivní oblast, kde vidíme soustavu slunečních skvrn. Tam pak dojde k mohutné erupci, vidíme časový vývoj erupčních vláken i jasných emisních smyček. Nakonec se zobrazí struktura magnetického pole, určená z měření spektro-polarimetrem na SOT.

Video s velkou erupcí pozorovanou teleskopem SOT (Solar Optical Telescope) na družici Hinode v roce 2006 (viz popis v textu).

 

Vývojové fáze erupcí

Vývoj erupce se v zásadě dělí na tři významné fáze:
  • fáze přederupční
  • fáze impulzní
  • fáze graduální

Během přederupční fáze lze již zaznamenat jisté zvýšení emise v některých částech aktivní oblasti, kde později erupce vzplane. Zachytit tuto fázi je však observačně poměrně obtížné i pro vyspělé pozorovatele. V přederupční fázi narůstá SXR asi 3 minuty před startem HXR v impulzní fázi. Impulzní fáze pak probíhá zpravidla velmi rychle, trvá většinou minuty a projevuje se prudkým nárůstem HXR a rádiové emise, impulzní charakter má i čára Hα. Postupně také začíná narůstat i SXR emise, až dosáhne maxima. Maximum SXR emise zpravidla dobře koreluje s maximem ve spektrálních čarách, a to nejen optických. Poslední graduální fáze je charakterizována postupným poklesem intenzity záření.

Kdybychom sledovali celkový tok záření z disku Slunce (tj. pozorovali bychom Slunce jako hvězdu), v optických čarách jako je Hα nebo čáry CaII bychom zaznamenali jen poměrně malý nárůst, často i těžko rozlišitelný. To je způsobeno malým světelným kontrastem erupce na celém slunečním disku. Jiná situace je však v UV oboru, kde je kontrast výrazně větší. To je vidět na obrázek 3, kde jsou ukázány světelné křivky velké erupce, zaznamenané na družici SDO (Solar Dynamics Observatory), a to jedním z jejích přístrojů EVE. EVE je v současné době velmi užitečný přístroj, neboť neustále monitoruje Slunce jako hvězdu, pořizuje tato spektra každých deset sekund a tím můžeme zaznamenat všechny silnější erupce od samého počátku, tj. včetně přederupční fáze. Bohužel takováto pozorování zatím nemáme v optickém oboru spektra, ale je snaha podobnou metodiku rozvíjet.

Obrázek 3 - Časový vývoj (světelné křivky) velké erupce pozorované přístrojem EVE na družici SDO. Je vidět rychlý nárůst emise UV čar a kontinuí během impulzní fáze a naopak pozdější graduální pokles.

Obrázek 3 - Časový vývoj (světelné křivky) velké erupce pozorované přístrojem EVE na družici SDO. Je vidět rychlý nárůst emise UV čar a kontinuí během impulzní fáze a naopak pozdější graduální pokles.

 

Za pomoci dnešní detekční techniky lze také sledovat erupční vývoj na velmi krátkých časových škálách, řádu sekundy nebo ještě kratších. Na těchto škálách pozorujeme jakési pulzace nebo oscilace, a to jak v optických čarách, tak v HXR nebo v rádiu.   Nedávno byly prokázány řádově sekundové pulzy vzájemně korelující v HXR (družice RHESSI) a v Hα (MSDP spektrograf Vratislavské univerzity). Tyto krátké pulzy patrně souvisí s variacemi toku urychlených částic (viz dále o odezvě chromosféry na bombardování svazky částic), avšak pozvolnější variace na škálách desítek sekund a minut mají zřejmě MHD charakter.

Časový integrál HXR odpovídá intenzitě SXR v daném čase, což se označuje jako Neupertův efekt. Z toho naopak plyne, že časová derivace SXR světelné křivky nám charakterizuje úroveň HXR. V současnosti se zdá, že rozdíly mezi pozorovaným a teoreticky modelovaným Neupertovým efektem jsou v mezích pozorovacích chyb, nicméně v konkrétních případech mohou rozdíly indikovat důležité fyzikální rozdíly mezi termální (SXR) a netermální (HXR) emisí.

Impulzní fáze

Impulzní fáze, trvající desítky sekund až minut, je charakterizována silnými emisemi v HXR, někdy i gama-zářením, netermálním mikrovlnným zářením a emisí v optickém kontinuu (bílé světlo), tzv. bílé erupce, které jsou stále velmi záhadné. Běžně také detekujeme emisi ve spektrálních čarách od UV až do IR oblasti. To indikuje jednak impulzní (prudký) ohřev plazmatu, ale i přímý vliv svazků urychlených elektronů a/nebo protonů, resp. neutrální svazky.

Obrázek 4 - Klasické schéma eruptivního procesu. Žlutě je vyznačeno místo rekonexe, kde magnetické siločáry mají opačnou orientaci (černé šipky). Podél černě vyznačených smyček proudí do chromosféry tepelná energie a urychlené částice. Částice pak generují HXR emisi. Je vyznačena i eruptivní protuberance a související CME. Podle M. Temmer.

Obrázek 4 - Klasické schéma eruptivního procesu. Žlutě je vyznačeno místo rekonexe, kde magnetické siločáry mají opačnou orientaci (černé šipky). Podél černě vyznačených smyček proudí do chromosféry tepelná energie a urychlené částice. Částice pak generují HXR emisi. Je vyznačena i eruptivní protuberance a související CME. Podle M. Temmer.

 
Magnetická pole indukovaná elektrickými  proudy tekoucími do koróny se vyvíjejí a postupně dochází ke kumulaci magnetické energie v koróně. Tato jakási volná energie („free energy“), přesahující potenciální energii koronálního magnetického pole, které odpovídá konfiguraci aktivní oblasti, v níž erupce vzniká, se nakonec prudce uvolní v procesu rekonexe magnetického pole a tím vznikne sluneční erupce.

Rekonexí je míněno propojení magnetických siločar složité struktury nepotenciálního pole, přičemž se naakumulovaná magnetická energie transformuje na jiné druhy energií. Dochází k urychlení částic, zejména elektronů příp. protonů, které se pak šíří často i relativistickými rychlostmi jak směrem do dolní atmosféry, tak i ve směru od Slunce do meziplanetárního prostoru. Celá tato konverze energie má ale jeden podstatný háček, a to je poměrně vysoká vodivost koronálního plazmatu v oblasti rekonexe, což činí transformaci magnetické energie na jiné druhy problematickým. V poslední době se však úspěšně rozvíjejí alternativní modely rekonexe, které tento problém řeší. Během primární rekonexe na počátku impulzní fáze erupce také často dochází k vyvržení filamentu, což se projeví jako eruptivní protuberance. Tu lze dobře pozorovat jak na limbu tak i na disku, např. v čáře Hα. V poslední době se tyto eruptivní protuberance také sledují pomocí satelitu SDO, kde jeden z jeho přístrojů AIA kontinuálně monitoruje celé Slunce s kadencí 10 sekund. Příslušné animace lze nalézt na stránkách NASA/SDO. 

Energie z oblasti rekonexe je transportována do chromosféry jednak prostřednictvím urychlených svazků a jednak vedením tepla z horké, rekonexí rovněž ohřáté, koronální oblasti. V dolní přechodové zóně, v chromosféře a někdy i ve fotosféře dochází k disipaci energie, k její přeměně buď přímo na energii tepelnou, nebo je energie svazků transformována do excitační a ionizační energie atomů a iontů. Elektronové svazky jsou brzděny v dolních vrstvách, což vede k ohřevu plazmatu ale i ke vzniku tvrdého X-záření (HXR), tzv. brzdného záření (bremsstrahlung). Při prudkém ohřevu dolních vrstev atmosféry se generují proudy plazmatu, a to jak směrem do koronální části smyček, tak i dolů do chromosféry. Koronální proudění pak pozorujeme jako Dopplerův posuv horkých koronálních čar, chromosférické proudění se projeví naopak v čarách chladných jako je Hα. Různé spektrální čáry pozorované během erupce v dolní atmosféře nám poskytují bohatou diagnostickou informaci o probíhajících fyzikálních procesech, je však velmi komplikované tyto informace rozšifrovat z komplikovaných tvarů spektrálních čar. Na to je zaměřen obor, který se nazývá nerovnovážná spektroskopie a přenos záření – obor má u nás tradici již od 50-tých let minulého století.

Obrázek 5 - Rádiové spektrum erupce pořízené na ondřejovské observatoři.

Obrázek 5 - Rádiové spektrum erupce pořízené na ondřejovské observatoři.

 

Scénář magnetické rekonexe a souvisejících procesů je schematicky zobrazen na obrázku 4. Na obrázku 5 pak přímo vidíme šíření elektronů ve svazcích podél magnetických smyček směrem do dolní atmosféry. Jedná se o rádiový spektrogram, na němž detekujeme záření pohybujících se nabitých částic. Jak se svazky elektronů pohybují směrem do nižších a nižších vrstev koróny, vysílají záření na stále vyšších a vyšších frekvencích, což se projeví náklonem emisních struktur vůči vertikále. Odezvu chromosféry na svazky pak pozorujeme v HXR např. na satelitu RHESSI.

Rozdíly ve volné magnetické energii před a po erupci lze zatím celkem těžko detekovat, neboť jediná současná možnost je měřit magnetická pole ve fotosféře a tato extrapolovat do koróny. Přímá měření magnetických polí v koróně představují jakýsi „svatý grál“ sluneční fyziky, i když některé metody (rádiové) již existují. Během erupce se navíc fotosférické magnetické pole skokově mění.

Graduální fáze

Arkáda horkých smyček se s časem zvětšuje (smyčky rostou do výšky a rozšiřují se). Přitom na vnějším okraji Hα vláken jsou zakotveny smyčky nejteplejší, které výrazně ohřívají přechodovou oblast a chromosféru a tím dochází k vypařování hmoty směrem vzhůru do těchto smyček. Jelikož se jedná již o fázi graduální, kdy zpravidla nepozorujeme ve vláknech HXR a ani výrazné rádiové efekty v koróně, lze usuzovat, že svazky částic hrají malou roli (pokud vůbec nějakou) a dominantní mechanizmus ohřevu je zřejmě vedení tepla z koróny.

Oproti impulzní fázi je však proces vypařování (někdy také říkáme podle angl. vzoru "evaporace") pozvolný, byl pro to zaveden pojem "gentle evaporation", což bychom mohli přeložit jako jemné (mírné) odpařování. Smyčky, které se vyplní odpařeným plazmatem, postupně chladnou - prvních několik minut hlavně v důsledku vedení tepla, poté po poklesu tepelného gradientu začnou dominovat ztráty energie zářením, což nazýváme zářivé ochlazování plazmatu. Jak tyto smyčky postupně chladnou, objevují se na vnějším okraji vláken nové horké smyčky, poněkud větší, a tak to postupuje dále. Jedná se tedy o kontinuální proces vzniku nových horkých smyček, za což je zodpovědná postupná (graduální) rekonexe magnetického pole v oblasti koróny, kde můžeme pozorovat tzv. cusp-strukturu těsně nad oblastí rekonexe (viz obrázek 4). Smyčky pak postupně chladnou až se nakonec objeví velké jasné smyčky v optických čarách, dobře známé jako Hα poerupční smyčky („post-flare loops“). V nich však již gradient tlaku nestačí kompenzovat gravitační sílu a plazma se pohybuje směrem dolů k povrchu Slunce. Typicky tedy pozorujeme stékaní hmoty podél smyček, přičemž rychlosti mohou dosahovat 100-200 km/sec. V horních částech se prakticky jedná o volný pád v gravitačním poli Slunce, ale v blízkosti povrchu se již rychlost zpravidla nezvětšuje. To se vysvětluje jakýmsi brzděním v dolních, více hustých částech těchto smyček. Tento scénář vývoje smyček, resp. celé erupce v její graduální fázi, se někdy označuje jako „CSHKP model“ podle jmen autorů, kteří k němu přispěli. V závislosti na mohutnosti erupce, její graduální fáze může trvat i několik hodin.

 

Pozorování erupcí

Klíčové pozorovací parametry jsou prostorové a časové rozlišení: od Slunce jako hvězdy (integrální tok záření buď z celé erupce nebo jako u hvězd z celého disku), sub-sekudové variace (pulzy), na druhé straně charakteristický čas vývoje smyček v graduální fázi jsou řádově minuty až desítky minut. Velké teleskopy užívané mezinárodní komunitou (např. na Tenerife, La Palmě nebo na Sacramento Peaku v USA) jsou pro sledování těžko použitelné hlavně z důvodu nutnosti plánování pozorovacího času řadu měsíců dopředu, i když pozorování na nich občas získaná poskytují skutečně špičková data. Bohužel se často stává, že i když je pozorovací čas získán, je velmi omezený a v té době nemusí k žádné erupci dojít. Účinnější jsou menší tzv. dedikované teleskopy určené především na sledování erupcí. Ty pak mohou erupce monitorovat systematicky, jsou omezeny pouze počasím. Jejich prostorové rozlišení je pochopitelně menší, nicméně je stále srovnatelné nebo i lepší než u kosmických přístrojů, které pozorují erupce v EUV nebo v X-emisi. Bohužel kvalitních pozorování i v optickém oboru, zejména během impulzní fáze, je stále málo a zde se naskýtá příležitost i pro menší (amatérské) observatoře a teleskopy.

Komplikovanější jsou pak pozorování spektroskopická, která vyžadují poměrně složitou techniku a velmi náročné zpracování dat. Na ondřejovské observatoři jsou v současnosti v provozu dva poměrně velké sluneční spektrografy, které se zaměřují na systematické studium erupcí. Ukázka spektra erupce je na obrázku 6.

Od ledna 2014 byl zahájen velký projekt mezinárodní spolupráce při studium chromosférických erupčních procesů, zaměřený na koordinovaná pozorování ze Země i z družic, ale i na numerické modelování pomocí zářivé magneto-hydrodynamiky. Projekt je v rámci výzvy SPACE – FP7 a koordinuje jej univerzita v Glasgow (UK). Ondřejovská observatoř je součástí této sítě a část celého projektu je zaměřena i na spolupráci se širší (amatérskou) obcí pozorovatelů. Co se týče kosmických pozorování, v roce 2013 byla v USA vypuštěna nová družice IRIS, která pořizuje kvalitní spektra v UV oblasti nedostupná z pozemních observatoří. Tato spektra poskytují diagnostické informace zejména o chromosféře a přechodové oblasti. Mnoho důležitých informací také poskytuje jiný americký satelit SDO (Solar Dynamics Observatory). Ten má na své palubě jednak systém EUV teleskopů AIA (viz zmínka výše), vektorový magnetometr HMI a EUV spektrograf EVE poskytující časové charakteristiky spekter integrálního toku záření z celého Slunce. I když primární úkol EVE je monitorovat variace v EUV záření Slunce, je tento spektrograf velmi užitečný i pro studium erupcí (viz obrázek 3).

Obrázek 6 - Spektrum sluneční erupce v čáře H ionizovaného vápníku CaII. Jedná se o úzkou jasnou emisi ve středu široké absorpční Fraunhoferovy čáry. Vedle emise CaII H je pak vidět slabší čára Hε Balmerovy série vodíku.  Spektrum bylo pořízeno velkým ondřejovským spektrografem HSFA 2.

Obrázek 6 - Spektrum sluneční erupce v čáře H ionizovaného vápníku CaII. Jedná se o úzkou jasnou emisi ve středu široké absorpční Fraunhoferovy čáry. Vedle emise CaII H je pak vidět slabší čára Hε Balmerovy série vodíku.  Spektrum bylo pořízeno velkým ondřejovským spektrografem HSFA 2.
 

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.