Slnečné erupcie a výrony koronálnej hmoty sú pre našu civilizáciu nebezpečné. Žiarenie, častice a magnetické pole vyvrhnuté pri týchto procesoch môžu vyradiť z činnosti satelity, navigačné systémy, telekomunikačné spojenia, elektrické vedenie, ba dokonca aj ropovody a plynovody. Čo je vlastne zdrojom slnečných erupcií?
Výskum magnetických polí sa v astrofyzike všeobecne začal v roku 1908, keď George Ellery Hale (1868 – 1938) pomocou spektroheliografu pozoroval tzv. Zeemanov efekt – rozštiepenie spektrálnej čiary vplyvom prítomnosti silného magnetického poľa v slnečných škvrnách. Slnečné škvrny sa tak stali vstupnou bránou k objavovaniu všetkých kozmických magnetických polí v plazme a dali základ celej vednej disciplíne – magnetohydrodynamike.
Slnečné dynamo
Magnetické pole v Slnku nevzniká, iba prebieha proces jeho premeny. Slnko si uchovalo magnetické pole a rotáciu z pôvodného kolabujúceho mračna prachu a plynu. Konverzia magnetických polí prebieha v oblasti tachokliny, približne 210-tisíc km pod slnečným povrchom. Za premenu bipolárneho magnetického poľa v čase pokojného Slnka na zložité štruktúrované a rozvetvené magnetické pole v čase maxima slnečnej činnosti je zodpovedné slnečné dynamo, pracujúce vďaka diferenciálnej rotácii Slnka a cirkulácii plazmy vnútri Slnka.
Z fyzikálnych vlastností slnečnej plazmy vyplýva, že je veľmi elektricky vodivá. Magnetické pole je tak akoby vmrznuté do plazmy, a preto poslušne nasleduje pohyby plazmy.
Tým, že Slnko rotuje v oblasti rovníka rýchlejšie ako v blízkosti pólov, magnetické pole sa postupne naťahuje a navíja. Vytvára veľké slučky, ktoré vystupujú na slnečný povrch a tvoria slnečné škvrny a štruktúry vysoko v slnečnej atmosfére. Vďaka vmrznutiu magnetického poľa do plazmy dochádza aj k postupnému zániku slnečných škvŕn.
Turbulentné pohyby slnečnej plazmy v okolí škvŕn strhávajú vmrznuté magnetické trubice do okolia, štruktúry sa rozpadajú a celkové magnetické pole Slnka nadobúda po čase znovu bipolárny charakter. Polarita magnetického poľa sa pritom vymení, takže napríklad pôvodne kladný magnetický pól na severe sa sformuje na juhu. Tento proces sa opakuje približne každých jedenásť rokov, takže celý slnečný magnetický cyklus sa uzavrie po 22 rokoch, keď sa vráti kladný magnetický pól opäť na sever Slnka. Zatiaľ nie je uspokojivo vysvetlené, prečo slnečné dynamo dodržuje práve tento približne 22-ročný cyklus.
Škvrny a horná atmosféra
Magnetická indukcia, teda hustota magnetického toku, je v slnečných škvrnách veľmi veľká, dosahuje až 0,3 tesla (T), pričom typická slnečná škvrna je veľká ako Zem. Kvôli silnému magnetickému poľu nemôže horúca plazma pod škvrnou prúdiť na povrch. Preto je slnečná škvrna chladnejšia (4 500 K) ako okolitý povrch Slnka – fotosféra, ktorá má teplotu 6 000 K. Vďaka helioseizmológii sa však zistilo, že pod škvrnou v určitej hĺbke je v porovnaní s okolím naopak veľmi zvýšená teplota práve z dôvodu zadržanej energie. Magnetické pole škvŕn sa nad slnečným povrchom vejárovite rozostupuje a vytvára penumbru (polotieň) tvorenú jemnými magnetickými trubicami. Vplyvom turbulentných pohybov okolitej fotosféry sa škvrna postupne zoslabuje a rozptyľuje, takže po jednom až dvoch týždňoch sa rozpadne. Pozorovali sa však aj veľmi silné škvrny trvajúce mesiac aj viac.
Za všetky nádherné úkazy v hornej slnečnej atmosfére, protuberancie, spikuly, erupcie, výrony koronálnej hmoty, aj za krásne obrazy Slnka pri zatmení je zodpovedné magnetické pole a horúca plazma. Musíme si uvedomiť, že samotné magnetické pole nevidíme, môžeme ho vidieť len sprostredkovane. Prítomnosť a tvar magnetického poľa nám prezradí horúca žiariaca plazma, ktorá vyplňuje magnetické trubice.
Spikuly
Trvalým úkazom v slnečnej atmosfére sú spikuly. Sú to výtrysky horúcej plazmy zo slnečného povrchu vysoko do koróny smerované magnetickým poľom. Naraz sa ich vyskytuje na Slnku niekoľko miliónov. Každá spikula s priemerom asi 300 – 500 km (veľká približne ako Slovensko) vystrelí 10 miliónov ton horúcej plazmy do výšok až 10 000 km nad slnečný povrch rýchlosťou 70 000 km/h.
Dlho nebola fyzika ich vzniku jasná, ale štúdia z roku 2019 založená na pozorovaniach s extrémnym priestorovým rozlíšením a na počítačovej simulácii s výpočtom trvajúcim viac ako rok strojového času priniesla výsledok. Spikuly sa vytvárali po zrážke malých opačne nabitých slučiek magnetického poľa, ktoré anihilovali, čiže sa vzájomne zničili, a uvoľnili energiu potrebnú na vznik spikuly.
Protuberancie
Klasickou ukážkou prítomnosti magnetických polí v slnečnej koróne sú protuberancie. Sú to rozsiahle útvary chladnejšej plazmy (30 000 K) nachádzajúce sa v koróne, ktorá má teplotu milión K. Ako je možné, že existujú celé týždne a pritom sa v takomto horúcom prostredí bleskove nezohrejú a nevyparia? Je to preto, lebo sú chránené v magnetickom poli, ktoré ich nielen izoluje od horúceho okolia, ale aj podopiera vo výške, aby nespadli na slnečný povrch. Táto podporná sila magnetického poľa je naozaj obrovská, najmä keď si uvedomíme, že typická hmotnosť protuberancie je okolo 500 miliónov ton a má rozmer desiatky tisíc kilometrov, pričom gravitačné zrýchlenie na povrchu Slnka (príťažlivosť) je 273,95 m/s2. Na porovnanie – na Zemi je to iba 9,81 m/s2.
Moderná slnečná fyzika opustila klasickú predstavu, že homogénna protuberančná plazma sa kníše v statickej pružnej kolíske magnetického poľa. Pri pozorovaní s veľkým časovým rozlíšením sa ukázalo, že protuberancie sú extrémne dynamické útvary skladajúce sa z veľmi jemných vláken plazmy, medzi ktorými sú medzery. V súčasnosti sú preto protuberancie modelované magnetohydrodynamickými časovo závislými modelmi so zarátaním realistickej fyziky plazmy.
Erupcie a výrony hmoty
Erupcie na Slnku a následné výrony koronálnej hmoty sú najenergetickejšie procesy v našej slnečnej sústave. Erupcia je zložitý proces, pri ktorom dochádza k uvoľneniu obrovského množstva energie viazanej v magnetických poliach. Na vznik erupcie je potrebné, aby sa magnetické slučky v koróne vzájomne poprepletali natoľko, že celý systém už neudrží stabilnú rovnováhu a dôjde k tzv. rekonexii. To znamená, že slučky sa poprepájajú do inej konfigurácie, energeticky stabilnejšej, a prebytočné množstvo energie spôsobí mohutný výbuch.
Začiatok procesu prebieha vo veľmi malom priestore. Následne však spôsobí urýchlenie častíc, vyžiarenie obrovského množstva energie a rozrastie sa do veľkých rozmerov. Teploty dosahujú milióny stupňov a pozorujeme vysoko energetické röntgenové a gama žiarenie. Často je plazma vyvrhnutá do medziplanetárneho prostredia a strháva so sebou aj magnetické pole. Proces štartu erupcie zatiaľ nie je detailne preskúmaný, pretože nemáme dostatočné priestorové, no najmä časové rozlíšenie na pozorovanie vzniku tohto javu, odohrávajúceho sa v koróne na časovej škále niekoľko sekúnd.
Pred slnečnými fyzikmi stojí ešte mnoho úloh vo výskume slnečných magnetických polí, nielen čo sa týka odhalenia príčin dlhodobých zmien magnetických polí počas slnečných cyklov, ale aj prenikania magnetického poľa a energie z povrchu Slnka do väčších výšok či odhalenie presnej fyziky slnečných erupcií.
RNDr. Aleš Kučera, CSc.
Astronomický ústav SAV