Slunce a jeho činnostVeškerý život na Zemi, veškerý jeho půvab a krása, to vše může existovat jen díky tomu, že naše Země je ohřívána a osvětlována Sluncem. Bez Slunce by nebylo života na Zemi. To si uvědomovali lidé již dávno. Proto také největšími pohanskými svátky evropských národů byly oslavy zimního slunovratu a jarní rovnodennosti. Tradice těchto svátků byla tak velká, že se zachovaly až dodnes ve formě vánoc a velikonoc. Někteří starověcí národové přímo uctívali Slunce jako boha. Tak tomu bylo např. i u starých Egypťanů.Že náš život je úzce spjat se slunečním zářením, to je patrné i z toho, že zrakový orgán člověka, oko, se vyvinul tak, že je citlivý na ten druh slunečního záření, kterého Slunce vysílá nejvíce. Slunce vysílá různé druhy elektromagnetického záření, od krátkovlnného záření, tj. záření gama a rentgenového záření, přes ultrafialové záření, viditelné světlo, kterého vysílá nejvíce, infračervené záření až po rádiové vlny. Na zemský povrch přicházejí jen některé druhy záření, pro které je zemská atmosféra propustná. Vedle elektromagnetického záření vysílá Slunce i elektricky nabité částice, které nazýváme korpuskulárním zářením a kosmickým zářením.+34Rozložíme-li světlo v pás duhových barev, čili tzv. spektrum, vidíme na tomto barevném pozadí obrovské množství tmavých čar, spektrálních čar. Z toho, na kterých místech spektra se čáry vyskytují, jak jsou široké, jak jsou tmavé, či jsou naopak jasnější než pozadí apod., můžeme určovat chemické složení, teplotu, tlak, intenzitu magnetického pole a mnoho dalších fyzikálních podmínek panujících v plynu, který dává těmto spektrálním čarám vzniknout. Jsou-li tyto spektrální čáry tmavší než pozadí, hovoříme o absorpčním spektru /horní část obr./; jsou-li jasnější než pozadí, hovoříme o emisním spektru /dolní část obr./.Sluneční záření vzniká v nitru Slunce, v okolí jeho středu, kde vysoká teplota a tlak plynů umožňují samovolný průběh termonukleárních reakcí, při nichž se vodík přeměňuje v hélium a současně vzniká elektromagnetické záření. Toto záření se pozvolna dostává k povrchu Slunce tím, že je různými atomy plynu neustále pohlcováno a znovu vyzařováno, a tím současně přenáší od středu k povrchu Slunce tepelnou energii. Pouze v blízkosti povrchu Slunce není tepelná energie přenášena zářením, nýbrž prouděním plynů; této vrstvě říkáme konvekční zóna. V povrchových vrstvách nad konvekční zónou je tepelná energie opět přenášena převážně zářením.Tyto vrstvy, z nichž sluneční záření může proniknout přímo ven ze Slunce, aniž je již pohlceno některým atomem, nazýváme sluneční atmosférou. Jedině ta je dostupná naším přímým pozorováním. Její nejnižší část nazýváme sluneční fotosférou; je to ta část sluneční atmosféry, kterou vidíme pouhým okem, protože z ní přichází prakticky veškeré sluneční záření dopadající na Zem. Tloušťka této vrstvy je asi 300 km a teplota 6000°. Nad fotosférou se rozkládá sluneční atmosféra, která je řidší, avšak teplejší. Její tloušťka je asi 10 000 km a teplota několik desítek tisíc stupňů. Nad ní se potom rozkládá sluneční koróna, nesmírně řídká, avšak velmi teplá. Sama koróna v podstatě zasahuje až k naší Zemi. Ve fotosféře pozorujeme sluneční skvrny, v chromosféře se vyskytují erupce. Oblast koróny nad skvrnami má zvýšenou teplotu.Celé Slunce je v podstatě obrovská plynná koule. Avšak plyn tvořící Slunce má poněkud jiné vlastnosti než normální plyn; nazýváme jej plazmou. Zatímco u normálního plynu mají atomy ve svých slupkách plný počet elektronů, takže jsou elektricky neutrální, v plazmě část nebo všechny elektrony jsou od atomových jader odtrženy a volně se mezi nimi pohybují jako záporně elektricky nabyté částice, zatímco zbytky atomů mají kladný elektrický náboj. Plazma je proto elektricky vodivá a má i řadu jiných vlastností, jimiž se liší od normálního elektricky neutrálního plynu.Protože je plazma elektricky vodivá, je pohyb plazmy podstatně ovlivňován magnetickým polem. Je-li v plazmě magnetické pole, může se plazma pohybovat pouze ve směru magnetických siločar, a nikoli napříč. Jedině elektricky neutrální atomy /na obr. označeny písmenem A/ se mohou pohybovat napříč, kolmo na směr magnetických siločar. Magnetické siločáry a plazma jsou spolu jakoby pevně spojené, a hovoříme proto o „zamrznutí magnetických siločar do plazmy“. Při pohybu plazmy kolmo na směr siločar jsou siločáry unášeny spolu s plazmou a naopak, při čemž se ovšem siločáry, resp. plazma tomuto pohybu brání. Vzájemné vztahy mezi pohybující se plazmou a měnícím se magnetickým polem jsou složité a zabývá se jimi hydromagnetika.Hydromagnetické procesy jsou pro procesy na Slunci velmi důležité. Na Slunci existují totiž silná místní čili lokální magnetická pole o intenzitě až několika tisíc oerstedů. Je samozřejmé, že takováto pole podstatně ovlivňují pohyb sluneční plazmy. Jak vypadají pohyby sluneční plazmy v lokálním magnetickém poli, je ukázáno na grafu, kde je dán vertikální řez lokálním magnetickým polem na Slunci a pohyb plazmy v něm.Tato lokální magnetická pole existují v slunečních skvrnách, a je třeba příčinu existence takovéto sluneční skvrny, tj. chladnější oblasti ve fotosféře, hledat v existenci lokálního magnetického pole. Někteří autoři vysvětlují vznik chladnější oblasti ve fotosféře, a tím tedy skvrny např. na základě toho, že magnetické pole brání proudění plazmy. Jak jsme říkali, v konvekční vrstvě je tepelná energie přenášena prouděním, které je místním magnetickým polem silně potlačeno, takže je konvekcí přenášeno méně tepelné energie, a tím je plazma v oblasti lokálního magnetického pole chladnější než v jeho okolí.O existenci těchto konvekčních proudů svědčí tzv. granulace. Jednotlivé granule o velikosti několika set kilometrů jsou ve skutečnosti vrcholky jednotlivých výstupních proudů plazmy v konvekční vrstvě. Kroužek v levém horním rohu našeho obrázku má pro srovnání průměr 3500 km.Méně tmavá část slunečních skvrn, tzv. polostín, má vláknitou strukturu. Někteří autoři ji dávají opět do souvislosti s konvekčními proudy a s magnetickým polem. Podle jejich názoru je proudící plazma odkloněna magnetickým polem od svislého směru, neboť magnetické pole se nám rozevírá, jak bylo již dříve ukázáno /na obrázku č. 8/. Následkem toho má proud plazmy více vodorovný směr, a my se proto na něj díváme více z boku a vidíme jej proto již ne jako okrouhlou granuli, nýbrž jako vlákno.Sluneční skvrny se vyskytují ve skupinách, které žijí různě dlouho, od několika hodin až do několika měsíců, a procházejí určitým vývojem. Nejprve vznikne jedna nebo několik drobných skvrnek bez polostínu, jež označujeme jako typ A /označení po levé straně obr./. Jejich počet potom vzroste, vytvoří se u nich polostín a zvětšují se. Nejmohutnějšího rozvoje dosáhne skupina u typu F. Potom začne počtu i plochy skvrn ve skupině ubývat; ve východní /na obr. pravé/ části skupiny mizí skvrny rychleji /typ G/, kdežto v západní /na obr. levé/ části se slévají v kruhovou skvrnu /typ H/, která se pomalu zmenšuje, až zmizí /typ J/. Rozmanitost tvaru skvrn ukazují pro každý typ vždy čtyři příklady. Všechny skupiny skvrn však nemusí projít celým tímto vývojem. Tak většina skupin dosáhne pouze vývojového typu A, nejvýše B a během několika hodin, nejvýše během 1–2 dnů opět zmizí.Poloha skupin slunečních skvrn na slunečním disku se ze dne na den mění, a to tak, že skupiny skvrn se posouvají od východního k západnímu okraji slunečního disku. Je to způsobeno rotací Slunce kolem jeho vlastní osy. Slunce se otočí jednou okolo své osy vůči Zemi přibližně za 27 dnů, avšak v blízkosti slunečního rovníku je rychlost sluneční rotace poněkud větší než v okolí pólů.Změny lokálního magnetického pole v oblasti skvrn vyvolávají i další procesy. Tak v okolí míst, kde se mění polarita magnetického pole /N – severní, S – jižní polarita/ čili v okolí tzv. neutrálních čar magnetického pole /plná čára na horním obrázku/ vznikají tzv. chromosférické erupce /dolní obr./.Chromosférické erupce jsou viditelné ve vodíkovém nebo vápníkovém světle jako intenzívně zářící plošky. Jejich trvání je několik minut až desítek minut, pouze ve výjimečných případech trvají i několik hodin. Převážně se vyskytují ve velkých skupinách skvrn. Jsou silným zdrojem krátkovlnného, korpuskulárního a kosmického záření.Ve spektru se chromosférické erupce projeví tím, že v místě erupce přejdou absorpční čáry vodíku, vápníku, hélia a řady čar kovů a dalších prvků v emisi, přičemž šířka těchto emisních čar, především vodíku, značně vzroste. Rozborem spekter erupcí bylo zjištěno, že teplota erupcí dosahuje asi 10 000°, že erupce ležící ve spodních částech chromosféry nejeví podstatné pohyby plazmy, kdežto u erupcí ležících ve vrchních částech chromosféry existují turbulentní pohyby.Jiným procesem na Slunci, úzce souvisejícím s magnetickým polem, jsou protuberance. Jsou to zářící plyny v oblasti koróny, tedy nad chromosférou. Ve většině případů jde o koronální plazmu, která byla zmáčknuta magnetickým polem, a tím přivedena k záření ve viditelných částech spektra. Tato plazma většinou stéká po magnetických silokřivkách do chromosféry. Jen ve výjimečných případech, především u protuberancí typu „surge“ /čti serdž/, je plazma vyvržena směrem od Slunce, a to často i velkými rychlostmi, někdy i vyššími, než je úniková rychlost od Slunce.Proces tvoření protuberancí zmáčknutím plazmy magnetickým polem lze znázornit tímto grafem. V něm každému bodu odpovídá určitá hustota a teplota. Např. bodu označenému jako koróna odpovídá teplota milión stupňů a hustota 100 miliónů částic v cm³. Bodu označenému protuberance odpovídá teplota 10 000° a hustota 10 miliard částic v cm³. Vznik protuberance z koronální plazmy tedy znamená jednak zhuštění, jednak ochlazení plazmy. U klidných protuberancí probíhá proces jejich tvoření po hyperbole, jak vyznačeno v obrázku, přičemž hustota roste následkem stlačování plazmy magnetickým polem a se vzrůstající hustotou vzrůstají i ztráty tepla zářením, což vede k ochlazení plazmy.Stejným procesem vznikají i jiné typy protuberancí, např. smyčky. Smyčky však vznikají jen tam, kde jsou silná lokální magnetická pole, tj. nad skvrnami. Příklad smyčkových protuberancí nad skupinou skvrn je uveden na našem obrázku. V něm je dobře vidět, jak smyčky sledují magnetické siločáry, vycházející ze skvrn. Písmena A, B, C označují úpatí smyček, vycházející z temných jader velké skvrny.U protuberancí typu surge, kdy je hmota chromosféry vyvrhována vzhůru do koróny, rychle se mění jejich tvar. Čas jednotlivých snímků je udán ve světovém čase /o 1 hod. méně než čas středoevropský/.Jestliže protuberance leží mezi slunečním kotoučem a námi, takže se nepromítá mimo sluneční kotouč, nýbrž přímo na sluneční kotouč, lze ji ve vodíkovém nebo vápníkovém světle pozorovat jako tmavý filament. Protuberance v tomto případě totiž zeslabuje světlo chromosféry, které na cestě k nám musí v tomto případě protuberancí projít.Skupiny slunečních skvrn jsou obklopeny jasnými poli, tzv. fakulovými poli, která jsou zvlášť výrazná ve vodíkovém a vápníkovém světle /obr. vpravo/. I ta úzce souvisí s magnetickými poli, neboť v každém i malém fakulovém poli existuje alespoň slabé lokální magnetické pole.I jemná struktura koróny je ovlivňována magnetickým polem. Tak v okolí slunečních pólů má koróna paprskovitou strukturu, přičemž paprsky sledují magnetické siločáry celkového magnetického pole Slunce.Vysoká teplota plazmy v sluneční atmosféře dává vznik rádiovému záření. Husté spodní vrstvy sluneční atmosféry propouštějí jen velmi krátké, centimetrové rádiové vlny. Jak klesá hustota částic s rostoucí výškou, stává se sluneční atmosféra propustnou i pro delší, decimetrové a metrové rádiové vlny. Dolní větev křivky udává průběh vyzařované energie v závislosti na vlnové délce pro klidné Slunce beze skvrn. Protože je atmosféra nad aktivními oblastmi teplejší, je při velkém počtu aktivních oblastí, tj. v maximu sluneční činnosti, i zvýšené vyzařování rádiových vln. V tomto období je závislost vyzářené energie na vlnové délce dána horní větví křivky.Při některých rychlých procesech na Slunci, jako jsou erupce a některé druhy protuberancí, mnohonásobně se zvýší i rádiové záření aktivních oblastí. Zvýšení teploty dává tzv. tepelnou složku, která se projeví nejvíce na centimetrových a decimetrových vlnách. Přítomnost magnetického pole při rychlých procesech v sluneční plazmě vyvolává vznik tzv. netepelné složky rádiového záření, která se podle druhu procesu projevuje na různých vlnových délkách různě; zejména se projevuje zesílením záření na decimetrových a metrových vlnách. Ukázka záznamu rádiového vzplanutí na třech různých vlnových délkách ukazuje dva odlišné jevy na Slunci. V prvním, mezi 9. a 10. hodinou, převažovalo netepelné záření, v druhém, mezi 10. a 12. hodinou, jsou zastoupeny obě složky, tepelná i netepelná.Některé aktivní oblasti se silnými magnetickými poli vysílají na metrových vlnách zvýšené rádiové záření netepelného původu po dobu několika hodin až několika dnů. Na záznamech rádiovému šumu Slunce se tento jev projeví jako tzv. šumové bouře.Množství všech procesů na Slunci, které souhrnně nazýváme sluneční činností, tj. lokálních magnetických polí a jimi vyvolaných slunečních skvrn, erupcí, protuberancí, fakulových polí apod., se mění. Nejvýraznější změna probíhá v tzv. jedenáctileté periodě. Avšak výška maxim jednotlivých jedenáctiletých period není stejná, nýbrž se mění v tzv. osmdesátileté periodě. Čísla škály na levé straně udávají index sluneční činnosti.Projevy sluneční činnosti nejsou rozloženy rovnoměrně po celém Slunci. Lokální magnetická pole se skvrnami jsou soustředěna do pásu okolo slunečního rovníku a jejich vzdálenost od slunečního rovníku závisí na fázi jedenáctileté periody. Škála vlevo udává heliografickou šířku ve stupních. Na počátku jedenáctileté periody se sluneční skvrny vyskytují v největší vzdálenosti od rovníku, potom stále blíže a blíže k rovníku, až se na konci jedenáctileté periody vyskytují v samé blízkosti rovníku.Jedenáctiletá perioda i osmdesátiletá perioda sluneční činnosti se projevují řadou dalších zákonitostí. Např. jedenáctiletou periodu výrazně prokazuje i tvář sluneční koróny. V období minima jedenáctileté periody má sluneční koróna protáhlý tvar, /obr. vlevo/ je zploštěná, kdežto v maximu jedenáctileté periody má tvar prakticky kruhový /obr. vpravo/.Sluneční činnost podstatným způsobem ovlivňuje řadu procesů na Zemi, a to prostřednictvím svého záření a jeho změn. Je to buď elektromagnetické záření, které doletí ze Slunce na Zemi za 8 a 1/2 minuty, nebo kosmické záření, které doletí na zemi během 1/4 až 3 hodin, a korpuskulární záření, které doletí na Zemi asi za 24–48 hodin.Korpuskulární záření Slunce je např. původcem polárních září a poruch v zemském magnetismu, čili tzv. magnetických bouří. Sluneční korpuskule, což jsou elektricky nabité částice, vnikají do vysokých vrstev zemského ovzduší a donucují je k záření. Současně s tím narušují i magnetická pole Země.Krátkovlnné elektromagnetické záření Slunce, tj. rentgenové záření a ultrafialové záření, vytvářejí v zemské atmosféře elektricky vodivé vrstvy, tzv. ionosféru. Ionosféra podstatným způsobem ovlivňuje šíření rádiových vln tím, že je odráží zpět k Zemi, nebo pohlcuje. Normální stav ukazuje horní polovina obrázku. Změny krátkovlnného záření Slunce způsobuje změny ionosféry, a tím i změny v podmínkách rádiového spojení na větší vzdálenosti /viz dolní polovinu obr./.Silným zdrojem krátkovlnného, korpuskulárního i kosmického záření jsou např. chromosférické erupce. Na našem grafu je dán průběh intenzity chromosférické erupce a průběh zvýšení intenzity kosmického záření po erupci.Má-li sluneční činnost vliv na mnoho procesů na Zemi a má při tom jedenáctiletou a osmdesátiletou periodu, je pochopitelné, že i procesy na Zemi způsobené sluneční činností mají tyto periody ve shodě se sluneční činností. Tak je tomu např. i u změn zemského magnetického pole.Osmdesátiletá perioda sluneční činnosti se projevuje i ve změnách klimatu. Tak např. jeví výrazně osmdesátiletou periodu množství srážek měřené v Praze – Klementinu.Vliv sluneční činnosti se projevuje i v živé přírodě. Např. šířka letokruhů stromů uvedených na obrázku se mění ve shodě s periodami sluneční činnosti. Jedenáctileté intervaly jsou označeny křížky. Vidíme tedy, že výzkum Slunce, výzkum sluneční činnosti a jejího vlivu na Zem má značný praktický význam. Nalezení spolehlivých metod předpovědí sluneční činnosti a jejího vlivu na Zemi by mělo značný význam pro radiokomunikace, hydrologii a mnohé další národohospodářské oblasti.׋›Slunce a jeho činnostVýrobceDPrahaRok1962Délka38 okénekAutor textuKopecký M. Dr., Letfus V. Dr.PředlohaFYZKOznačení2824Další diafilmy výrobceElektropneumatická kolejová brzdaRozhlasŘíkánky, písně a hádanky našeho liduPuškin Alexandr Sergejevič
