Odolá záhada horké sluneční koróny další teorii?  
Již půlstoletí se vědci snaží vysvětlit, proč je horní sluneční atmosféra dvěstěkrát teplejší než jeho viditelný „povrch“. Americko-norský tým nabízí jedno z možných vysvětlení. Zdá se ale, že ani tentokráte nejde o konečnou odpověď.

 

Zvětšit obrázek
Struktura Slunce

Když se v ranních nebo večerních hodinách podíváme na Slunce, nad obzorem vidíme ostře ohraničený kotouč. Jenže naše hvězda je plynným tělesem a žádné ostré hranice nemá. Možnosti našeho zraku nám zobrazují fotosféru - hranici průhlednosti Slunce. Teplota v této vrstvě se pohybuje okolo 5 800 Kelvinů. Nad tímto viditelným „povrchem“ se nachází další dvě atmosférické vrstvy: chromosféra a koróna, které jsou kupodivu teplejší.


Chromosféra je 2 až 3 tisíc kilometrů tenká průhledná a velmi řídká spodní vrstva sluneční atmosféry, ve které stoupá teplota ze 6 tisíc až na 20 tisíc Kelvinů. Uvidět ji můžeme jenom pomocí filtrů propouštějících vlnovou délku 656,28 nm, což je záření vybuzeného atomu vodíku, v němž elektron přeskočí z třetí valenční vrstvy na druhou – takzvaná H alfa čára. I záření ionizovaného vápníku (393,4 nm - Ca II) chromosféru zviditelňuje. Tyto spektrální oblasti umožňují studovat dramatické jevy jako jsou například protuberance a spikule.

Zvětšit obrázek
Vlevo: okraj slunečního disku z pohledu sondy SDO (NASA). Střed: detail. Vpravo: znázornění spikul – černou barvou jsou označena místa, kde se proudy plazmatu právě nacházely, bílou kde vznikaly. Kredit: Solar Dynamics Observatory/NASA

 

Nejvrchnějším plynným obalem Slunce je záhadná koróna. Od chromosféry ji odděluje tenká přechodová zóna, ve které teplota prudce roste z 20 tisíc až na milion Kelvinů. Studuje se v spektrálních čárách třikrát ionizovaného uhlíku, kyslíku a křemíku (C IV, O IV a Si IV). Jde o ultrafialové záření, které zemskou atmosférou neproniká a detekují ho pouze kosmické sondy.


Když Měsíc pozemským pozorovatelům úplně zakryje sluneční kotouč, zviditelní jim nádhernou sluneční „svatozář“ - korónu, která ukrývá půl století odolávající tajenku své extrémní teploty – jeden až dva miliony Kelvinů. A to je asi dvousetnásobek teploty očima viditelné fotosféry. Při těchto hodnotách přichází o všechny své elektrony nejen lehké atomy vodíku a helia, ale i uhlík, dusík a kyslík. I když je zřejmé, že žhavící mechanismus musí čerpat energii ze spodnějších, i když chladnějších oblastí, žádná z dosavadních teorií nenabídla uspokojivé vysvětlení.  

Zvětšit obrázek
Horní snímek: spikule na okraji slunečního disku v Ca II spektrální čáře. Kredit: Hinode 22. 11. 2006. Dolní snímek: spikule v H α spektrální čáře. Kredit: Swedish Solar Telescope (SST), La Palma/ De Pontieu et al. (2004)

 

Nejnovější číslo známého vědeckého časopisu Science přináší článek devítičlenného americko-norského týmu astronomů, kteří přicházejí s tak trochu staronovou teorii vysvětlující velký tepelný gradient sluneční atmosféry. Prý za to mohou spikule. Jsou to relativně úzké (v porovnání s velikostí a mohutností jevů na Slunci) proudy plazmatu pozorovatelné v chromosféře, které jsou součástí mechanismů jež přenášejí kinetickou energii z hlubších sub-fotosférických vrstev vzhůru až do koróny. Předpokládá se, že energie vzestupných proudů v konvektivní zóně (horní obrázek) vyvolává ve fotosféře magnetohydrodynamické vlnění, jež se pak ve formě spikul přenáší chromosférou. Jde o neustávající a výkonný mechanismus transportující obrovské množství hmoty a energie až do koróny.

 
Spikule ve vhodných spektrálních oknech (v Hα, CaII) tak trochu připomínají vysoký trávník (obrázky vpravo). Jenomže jednotlivé stébla existují jenom 5 až 15 minut, mají střední průměr 400 km a výšku 5 000 až 9 000 km, vyjímečně i více. Rychlost vzestupných proudů je 20 – 25 km/s, naměřená hodnota teploty se v jednotlivých studiích různí od 5 000 - 8 000 K až po 17 000 K, což je ale v každém případě výrazně méně, než koronárních milion Kelvinů. A to byl důvod, proč vědci spikule jako hlavní topný mechanismus zavrhli.


Jenže díky vynikajícím pozorovacím možnostem japonské sluneční sondy Hinode (start záři 2006) a americké Solar Dynamics Observatory (SDO) odhalil Bart De Pontieu ze Sluneční a astrofyzikální laboratoře korporace Lockheed Martin v kalifornském Palo Alto nový typ spikul (typ II), které v porovnání s jejich dosud známou formou trvají jenom krátce, okolo 100 sekund, ale jsou mnohem dynamičtější. Jde o rychlé a rychle zanikající proudové smyčky plazmatu vyvrženého do spodní koróny podél siločár magnetického pole rychlostí 50 až 100 km za sekundu. Analýza snímků v různých spektrálních čárách odhalila, že většina hmoty v těchto spikulích II. typu se přitom rychle ohřívá na teplotu 20 000 až 100 000 K. Důležitá je však menší, ale nezanedbatelná část, která dosahuje teplotu nad milion Kelvinů (1 – 2 mil. K) a která podle autorů článku v Science pravděpodobně zajišťuje trvalé žhavení koróny na tak překvapivě vysokou teplotu.

 

I když jde o studii, která významně přispívá k poznání detailnějších jevů v atmosféře naší hvězdy, s jejími závěry zdaleka ne všichni souhlasí. Pravděpodobně se tím záhada příliš horké koróny neuzavřela a nezaložila ad acta. Například James Klimchuk z Goddardova centra pro vesmírné lety NASA udělal předběžné propočty jež naznačují, že spikule II. typu mohou k ohřevu koróny přispívat jenom malým podílem. Také Mike Wheatland z Astronomického ústavu v australském Sydney je přesvědčen, že dostačující žhavící mechanismus musí být řádově účinnější.

Zvětšit obrázek
Koláž ze snímků studované aktivní oblasti pořízených v různých spektrálních čárách sondami Hinode a SDO. Kredit: B. De Pontieu et al. Science 2011

 

Nově objevený typ rychlých chromosférických proudů je bezpochyby zajímavý, zdá se ale, že záhadu nejen nevyřešil, nýbrž k ní přispěl. Položil další otázky o svém původu. Pravděpodobné vysvětlení tkví v magnetických polích a jejich deformacích způsobených komplikovaným prouděním vodivého plazmatu. Jenže to zdaleka nestačí. Až astronomové dají do souladu teorie, modely a pozorování, pak si budou moci spokojeně říci, že téměř jistě hledají správným směrem.


 

Video – sekvence snímků pořízených s časovým odstupem 24 sekund sondou Solar Dynamics Observatory 25. dubna 2010. Rychlý pohyb plazmatických proudů v spikulích je uměle zviditelněný tak, že černá barva označuje místa, kde se jednotlivé proudy právě nachází a bílá místa, kde vznikají. Rychlost ionizovaného plynu místy přesahuje 100 km/s a teplota milion Kelvinů.

Sekvence se několikrát opakuje. Kredit: B. De Pontieu, snímky: Solar Dynamics Observatory



Zdroje: Science , Nature News, stránky NASA

Datum: 10.01.2011 11:38
Tisk článku

Slunce dalekohledem - Švanda Michal
Knihy.ABZ.cz
 
 
cena původní: 349 Kč
cena: 293 Kč
Slunce dalekohledem
Švanda Michal

Diskuze:

Na videu je žena

Zdeněk Bártek,2011-01-12 01:17:36

Ani to nepotřebuje moc fantazie... jesli on to nenahrával na nějakou starou vhsku :D

Odpovědět

Martin Klíma,2011-01-11 18:18:13

Takže je v koróně řidší prostředí. Nevíte i, jestli se může pokles o 7 řádů projevit na energii částic?

Odpovědět


Karel Š,2011-01-13 16:28:28

Ridsi prostredi se muze projevit prodlouzenim prumerne delky drahy castice mezi srazkami s jinymi casticemi, ale dost pochybuju ze by se mohlo projevit tim ze castice zrychli.

Odpovědět

Hustota

Martin Klíma,2011-01-11 01:14:31

A není to třeba hustotou? Jak se změní teplota prostředí s 20 000 K, když sníží hustotu? Třeba vyšší teplotě na povrchu slunce brání částice vzájemně, takže až když se dostanou od povrchu dál začne se více projevovat jejich pohyblivost. Energii může částice uchovávat jinak a až nad povrchem se projeví jako tepelná. Není to obor, kterému bych nějak rozuměl, ale při takovýchto teplotách bych se vůbec nedivil, kdyby se projevila podobná "haluz"

Odpovědět


hustota částic

Dagmar Gregorova,2011-01-11 07:27:58

pro doplnění (původně jsem to chtěla do článku dát...:)

atmosféra Země nad hladinou moře: 2x10^19 částic na cm^3
fotosféra Slunce – v řádu 10^17 částic na cm^3
koróna Slunce - v řádech 10^9 až 10^10 částic na cm^3

u Slunce jde navíc o podstatně větší podíl lehkých malých částic - elektrony protony, alfa částice, až pak ionty těžších atomů...

Odpovědět

Není teplota jako teplota

Lucifer Světlonoš,2011-01-10 14:51:41

V koróně může být nerovnováha. Teplota, kterou změřili ze spektrálních čar, může být elektronová nebo pouze excitační.

Odpovědět




Pro přispívání do diskuze musíte být přihlášeni
















Tento web používá k poskytování služeb, personalizaci reklam a analýze návštěvnosti soubory cookie. Používáním tohoto webu s tím souhlasíte. Další informace