Co vlastně pozorujeme slunečním dalekohledem Hvězdárny v Úpici

Občas vám přinášíme snímky Slunce, pořízené různými přístroji patrolního slunečního dalekohledu úpické hvězdárny. Samotnému zařízení se budeme věnovat v některé další virtuální procházce hvězdárnou, dnes se podíváme na jednotlivé typy pořizovaných dat. Jedná se zejména o snímky pořízení ve viditelném světle a ve spektrálních čarách H-alfa a CaII-K. Možná se budete podivovat, že snímky bývají i čtyři a my zde mluvíme jen o třech pozorovacích „oknech“. Nu, čtěte dále … I když dnes se dostaneme pouze k prvnímu dalekohledu – bílému světlu. Ale nebojte se, postupně nezapomene ani na další zajímavá pozorování a dokonce se dostaneme i k radiovým oborům.

První a přístrojově asi nejjednodušším je pozorování v tzv. bílém světle. Světlo je elektromagnetické vlnění, respektive jeho část vymezená vlnovými délkami 390 – 760 nm, což představuje však jen velmi malou část celého elektromagnetického spektra. Ale vzhledem k tomu, že v této oblasti naše Slunce vlastně nejvíce svítí a toto záření se dostane pod ochrannou vrstvu atmosféry, vidíme jej našima očima. V tomto spektrálním rozsahu k nám přichází záření z oblasti sluneční fotosféry, které někdy říkáme viditelný povrch Slunce. Byť víme, že vzhledem ke složení Slunce žádný „pevný“ povrch nemá.

Tato část Slunce je také dlouhodobě pozorována a můžeme v ní vidět i populární sluneční skvrny. I když se mnohdy populárně tvrdí, že je jako první pozoroval Galileo Galilei, určitě to není pravda. Pomineme-li skupinu pozorovatelů okolo let 1609 až 1611, kdy se o prvenství v pozorování či publikaci předháněli J. Fabricius, G. Galilei, Ch. Scheiner či T. Harriot, musíme vzít jednak fakt, že se špatně dokazuje, kdo byl první anebo kdo první pozorování popsal, ale hlavně se jedná o pozorování dalekohledem. Zdá se, že první prokazatelné pozorování sluneční skvrny pochází z roku 800 př.n.l. z Číny. Někdy dochází i k pokusům interpretovat některé artefakty starší datace jako pozorování skvrn, ale zde je toto určení minimálně velmi nejisté.

Ono je totiž pozorování Slunce pouhýma očima a dalekohledem očím přímo nebezpečné. V minulosti dávní pozorovatelé, při určitém riziku poškození zraku využívali pohledu přes řidší oblačnost, zákal z lesních požárů či utlumení jasu Slunce po východu a před západem Slunce, kdy je někdy jas Slunce snížen výrazněji. My si nyní chráníme zrak buď speciálními brýlemi či silným svářečským sklem. V případě použití dalekohledu jsou k dispozici také postupy a zařízení pro snížení jasu.
V současné době se nacházíme v období minima sluneční aktivity, která se co přibližně 11 let opakují. proto je skvrn na Slnci buď velmi málo, případně nevidíme žádné.

Sluneční skvrny jsou jedním z nejstarších indikátorů sluneční aktivity, které můžeme opravdu reálně pozorovat. Ostatně díky správné interpretaci jejich pozorování a extrapolaci do minulosti můžeme poměrně dobře “datovat” i nepřímá pozorování, jako například různé přírodní anomálnie, vzorky z ledovců a podobně, což jednak pomáhá datovat astronomické jevy a naopak opačně i jevy pozemské.
Velice jednoduše můžeme říci, že čím více slunečních skvrn pozorujeme, tím je vyšší aktivita Slunce a čím je skupina skvrn komplikovanější, tím větší je pravděpodobnost, že se v dané oblasti vyskytne například sluneční erupce. A právě proto stále Slunce pozorujeme i v tz. bílém světle. Potřebujeme totiž zjistit, jak se naše Slunce chová a kdy je jeho chování pro lidstvo a Zemi nebezpečné.

V předchozích odstavcích jsme se začali zabývat objekty a útvary na Slunci, které pozorujeme na úpické hvězdárně (a samozřejmě i na jiných slunečních observatořích). Začali jsme u historicky velmi dlouho pozorovanými slunečními skvrnami v tzv. sluneční fotosféře. V tomto díle u nich ještě zůstaneme, neboť se jedná jednak o téma velmi obsáhlé, jednak právě sluneční skvrny vám přes den ukáží téměř na všech hvězdárnách. Můžeme se tak na chvíli ponořit do astronomické oblasti, kde dokonce ještě dnes mohou amatérští astronomové například systematickým pozorováním přinést buď kamínek ke sluneční vědě, nebo alespoň krásné potěšení.

Již výše jsme se zmínili o prvních pozorováních Slunce od roku 1609 či 1610. Od té doby se sluneční skvrny zakreslují a studují se jejich vlastnosti. Vznikly dokonce dlouhodobé pozorovací řady, které jsou dodnes základem mnoha vědeckých studií. Základní informace nalezneme například na serveru Spaceweather, kde je i užitečný rozcestník. I přes pokroky ve snímání Slunce různými detekčními metodami zůstává sluneční kresba velmi důležitým podkladem. U nás se jí systematicky věnuje například Hvězdárna v Ondřejově v rámci sluneční patroly. Zde ostatně naleznete i obrázky pořízené na úpické hvězdárně.
Přiložený obrázek je ovšem z historického archivu úpické hvězdárny, který byl díky pomoci právě pracovníků sluneční patroly Hvězdárny na Ondřejově v nedávné době digitalizován.

Základní informací, která se pozorováním a zákresem slunečních skvrn zjistí je, že se po Slunci pohybují. Jednak je unáší sluneční rotace, jednak se postupně vyvíjejí, vznikají, různě se dělí a mění svůj tvar, zanikají a navíc se místa jejich vzniku liší během jedenáctiletého, respektive dvaadvacetiletého (samozřejmně přibližně) cyklu sluneční aktivity. Ostatně, mnohé z těchto informací naleznete na výše uvedeném odkaze. Na přiloženém snímku vidíte několik obrazů slunce během několika dní, kde je rotace Slunce vidět.

Na dalším snímku vidíme obrázek sluneční fotosféry z 19. května 2013, kde jsou krásn vidět různé typy slunečních skvrn na různých místech slunečního disku. Můžeme zde spatřit osamělé, nebo téměř osamělé téměř kruhové skvrny, stejně jako velmi rozvinuté skupiny skvrn, které astronomům vypovídají o komplikované magnetické situaci podn nimi a v jejich okolí. Díky skutečnosti, že Slunce na rovníku rotuje o něco rychleji než u pólů, dochází na některých místech k “stlačování” magnetických siločar (asi tak, jako bychom prstem stáhli struny na kytaře jedním směrem), které pak začnou vystupovat nad sluneční povrch a dále se stlačovat a komplikovat. Jednak zde pak může dojít k magnetické rekonexi, která vede ke sluneční erupci, jednak je oblast sluneční skvrny méně nahřívána zespodu a proto ji vidíme tmavší. Teplota okolní fotosféry má přibližně 6000 stupňů celsia, skvrna je asi o 1500 stupňů chladnější.

autor: Pearson Prentice Hall, Inc.

Ono je to s těmi slunečními skvrnami ještě mnohem komplikovanější. Na tomto obrázku (Copyright 2005 Pearson Prentice Hall, Inc.) jednak můžeme spatřit kresbu vynořování a opětného zanořování magnetických siločar i fotografii magnetických smyček, které ukazují situaci ve skutečnosti. Nu a na obrázku sluneční koule uvidíme, že na jedné polokouli, té severní, vždy předchází skvrna se severní polaritou jižní, a na jižní polokouli je to opačně. Nu a po jedenácti letech se situace obrátí. Tak také poznáváme, zda a jak rychle sluneční cyklus končí a začíná další. Ale zjistit příslušnou polaritu již na snímku či kresbě skvrny nezjistíme. To je již na komplikovanějších pozorováních a přístrojích.

Protože však není cílem článku napsat učebnici astronomie, ale stručně popsat co vidíme na obrázcích Slunce, které jsou produktem pozorování například na úpické hvězdárně, tímto složeným obrázkem si můžeme přislíbit téma příštího povídání. Od žluté sluneční fotosféry se postupně dostaneme do vyšších vrstev Slunce, do sluneční chromosféry. A ta je určitě stejně zajímavé, ne-li zajímavější než fotosféra.

Ve našem povídání o tom, co můžeme pozorovat dalekohledy úpické hvězdárny na Slunci jsme opustili tzv. fotosféru. To je vlastně ta vrstva, kterou vidíme “na vlastní oči”. Byť asi již všichni víme, že do Slunce se ani očima, natož dalekohledem bez využití speciálních pomůcek dívat nemůžeme. Dnes se podíváme na část Slunce, která leží nat fotosférou a kterou nazýváme chromosféra. Očima ji normálně pozorovat nemůžeme, snad s výjimkou vzácných okamžiků během ještě vzácnějších úplných zatmění Slunce. My se však na ni podíváme podrobněji a na úpické hvězdárně vám ji ukážeme.

Na dění na Slunce se musíme, a naštěstí i můžeme, dívat v několika ohledech. pokud bychom se soustředili pouze na sledování slunečních skvrn, uteklo by nám mnoho informací o dění na naší nejbližší hvězdě. Na tomto snímku vidíme jeko hlavní motiv pohled na Slunce v tzv. čáře h-alfa. Zde se vlastně díváme pouze skrze pootevřené okno ve spekrální čáře vodíku s vlnovou délkou 656,7 nanometrů. A okno je zde pootevřeno pouze na úzkou štěrbinu 0,05 nm. Tedy jen trošku. V této oblasti můžeme pozorovat například sluneční protuberance, aktivní oblasti a samozřejmě sluneční erupce. Ke všemu se podrobněji ještě dostaneme, ale ještě se zastavme u tohoto snímku. V kroužcích vidíme totožnou oblast ve viditelném světle i ve vápníkové čáře. O té však později. Vidíme však, že například snímek ve viditelném světle je ochuzen o mnoho detailů a informací. Takže rychle k té vodíkové čáře …

Vezměme si jeden typický snímek, pořízený na úpické hvězdárně. Co na něm vlastně vidíme. Tak předne velkou sluneční skvrnu. Ta je sice typická pro viditelné světlo, ale je viditelná i v čáře h-alfa. Vidíme zde však velké množství detailů, jasné body, struktury vybíhající z oblasti skvrny a podobně.
Po celém slunečním disku můžeme pozorovat i tzv. chromosferickou síť. Chromosférická síť je jako jasná struktura pozorovatelná například ve středu čáry H-alfa. Je to nepravidelná síť s jasnými hranicemi a tmavými oblastmi odpovídající supergranulaci. Zvýšená jasnost sítě má původ v koncentrovaném magnetickém poli na okrajích fotosférických supergranulí.
Dále na snímku můžeme pozorovat tmavé “hádky”, které představují vlastně sluneční protuberance, na které se díváme ze shora a ne z boku, jako je to na předchozích snímcích. Tyto protuberance jsou chladnější plynné útvary, proto je na pozadí teplejší chromosféry vidět jako tmavá oblast.

Sluneční chromosféra je poměrně tenká. Odhadujeme, že její tloušťka je přibližně 3000 km, její teplota se pohybuje od 6000 do 20000 stupňů.
Chromosféru můžeme pozorovat za použití speciálních filtrů nebo v průběhu úplného zatmění Slunce, ovšem pouze na krátkou chvíli buď těsně před začátkem a po konci zatmění, případně v oblasti slunečních pólů. Charakteristická narůžovělá až červená barva chromosféry je způsobena emisní čárou vodíku H-alfa. Samotná podstata vzniku emise je způsobena přeskokem elektronu ze třetí na druhou energetickou hladinu. Při tomto přeskoku v elektronovém obalu vodíku dojde k uvolnění energie ve formě fotonu s vlnovou délkou právě 656,3 nm.

I nyní v našem povídání o pozorování Slunce na úpické hvězdárně ještě zůstaneme v oblasti chromosféry. Zde, kromě již některých dříve zmíněných útvarů, můžeme na Slunci v chromosféře pozorovat například i tzv. aktivní oblasti. To jsou oblasti, které nás vlastně zajímají nejvíce. V nich se totiž pozorují velmi dynamické jevy, jako jsou sluneční erupce. Ty pak mají, nebo spíše mohou mít, vliv na dění na Zemi, zejména v současné době naší závislosti na elektronických systémech. Ty jsou totiž velmi závislé na energetických tocích od Slunce k Zemi. A jejich zdrojem jsou právě sluneční erupce. Takže vzhůru ke Slunci.

Nyní jsme si vypůjčili obrázek z dílny observatoře Big Bear Solar Observatory v USA. Jsou na něm zobrazeny ty nejdůležitější útvary, které v aktivní oblasti (AR – active region) nalezneme. Typicke je zde nějaká sluneční skvrna, respektive jejich skupina (sunspots). Právě rozvinutost a složitost skupiny skvrn indikuje komplikované magnetické pole, kde mohou vzniknout sluneční erupce. Poblíž těchto skvrn najdeme i tz. plages, jasné oblasti s vyšší teplotou. Dále zde nalezneme tmavé, relativně tenké a hadovité oblasti zvané filamenty (filaments). Jsou to vlastně sluneční protuberance, o nichž jsme se již zmínili minule, při pohledu shora. Ty dělíme na filamenty aktivních oblastí (ARF – active region filament) a filamety klidných oblastí (QRF – quiet region filament). Zejména ty ARF bývají při pozorování zajímavé.

autor: SDO, NASA

Zde si pomůžeme ještě dalším obrázkem, tentokrát z produkce sluneční družice SDO provozované NASA. Je zde ukázána aktivní oblast 2673 (AR 2673 – active region) na Slunci z 6.9.2017. K erupcím se dosatneme ještě později, ale na tomto snímku si můžeme všimnout různě komplikovaných magnetických smyček představující právě komplikované magnetické pole. Jasné paprsky vybíhající z oblasti přezářené erupcí jsou pouze světelné jevy na optice a čipu přijímače. Aktivní oblasti vznikají vynořením magnetického pole na povrch v bipolárním nebo multipolárním tvaru. Jejich existence může trvat od několika hodin do několika měsíců. Čísla se aktivním oblastem přiřazují podle toho, jak se objevují ve fotosféře.

A nyní jsme již zpět u obrázků z úpické hvězdárny. Zde vidíme situaci ve spektrální čáře h-alfa s aktivní oblastí 2736. To je ta nejjasnější oblast na Slunci. Tmavá skvrna uvnitř je sluneční skvrnou a jasné oblasti představují výše zmíněné “plages”, tedy pláže. V pravé části aktivní oblasti spatříme filament aktivní oblasti. Vlevo nahoře od této oblasti je filament klidné oblasti a pod ním nalezneme další aktivní oblast, mnohem slabší a méně aktivní. Jasná aktivní oblast byla poměrně dynamická, během dne zde proběhlo několik slabších erupcí, které jsou popsány například na serveru SolarSoft Lates Events. My vám ještě nůžeme přinést animaci z dopoledního pozorování na úpické hvězdárně, kde je možno, kromě tedy přecházející oblačnosti, pozorovat změny v této aktivní oblasti (video má odlišnou orientaci od prezentovaného snímku). Zejména zde můžeme pozorovat například aktivní filament.