Napsat článek Průvodce Soutěže Kalendář Cestování Cykloturistika Horolezectví Snow Příroda Archiv Beskydy Jeseníky Krkonoše Tatry
Počasí Počasí Satelitní snímky počasí Satelit Webkamery Kamery Kontakty Kontakty Eshop Eshop
Treking.cz
Poslední aktualizace: 27.2.2017 , , svátek má
Treking > Vesmír > Sluneční erupce

Sluneční erupce

Co je to sluneční erupce a CME, jaký mají vliv na Zemi?

18.11.2013 | Otakar Brandos, foto NASA

Sluneční erupce představují největší exploze, ke kterým dochází v naší Sluneční soustavě. Sluneční erupce představují rychlý (explozivní) proces vyzáření energie, který způsobuje lokální a časově omezené (v trvání několika minut) ohřátí (tepelná erupce) a urychlení protonů (erupce částic vysokých energií). Ke slunečním erupcím obvykle dochází v okolí slunečních skvrn.

Rychlou přeměnou energie magnetického pole dochází během sluneční erupce k ohřevu plazmatu a urychlování částic jakož i k produkci záření v širokém oboru elektromagnetického spektra. Od rádiových vln přes optické a ultrafialové záření až po rentgenové a gama záření. Úhrnná energie sluneční erupce činí v průměru 1022 až 1025 J. Teplota tzv. nízkotepelné sluneční erupce v chromosféře dosahuje jen asi 104 K (chromosférická erupce) a v koróně řádově 107 K (vysokotepelná sluneční erupce).

Kde sluneční erupce vznikají?

Ke slunečním erupcím dochází v tzv. aktivních oblastech, které se objevují ve vrstvách sluneční atmosféry. Nejčastěji se sluneční erupce objevují Sluneční erupce v blízkosti slunečních skvrn (nacházejí se ve fotosféře) ve vrstvách sluneční chromosféry a nebo koróny.

Sluneční erupce jsou jedním z projevů sluneční aktivity, ke kterým dále patří sluneční skvrny, granulace a fakulová pole (ve fotosféře), erupce, protuberance, filamenty a spikule (v chromosféře) a protuberance, erupce, koronální paprsky aj. (v koróně). Nejvíce erupcí se objevuje v době maxima 11letého slunečního cyklu, objevit se však mohou i v obdobích minima sluneční aktivity.

Možnosti pozorování slunečních erupcí

Jako první pozoroval sluneční erupci 1.9.1859 anglický astronom Richard Carrington. Tehdy vzplála velice silná erupce i v bílém světle, která byla dobře patrná ve fotosféře. Carrington pořídil její nákres. Vědci ji dodnes považují za nejenergetičtější pozorovanou erupci na Slunci. Dalšími obrovskými erupcemi byly sluneční erupce z roku 1956, 1989 (následovaly rozsáhlé výpadky energetických sítí v Kanadě a na severu USA) a 2005 (poslední z nich vzplanula v lednu ve skupině skvrn NOAA 720 na SZ okraji Slunce).

Čtěte také: Sluneční skvrny ze satelitu SDO a aurorální ovál aktuálně

Později mohli astronomové pozorovat sluneční erupce díky úzkopásmovému filtru v čáře Halfa [1]. A po nástupu kosmické éry mohli začít sluneční erupce pozorovat v celém spektrálním pásmu. Nejen v UV oblasti, ale i v X (rentgenovém) záření, které zemská atmosféra pohlcuje a neumožňuje pozorování v těchto spektrálních oborech na zemském povrchu.

Zajímavost: nejenergetičtější rentgenovou sluneční erupci pozorovali vědci 28.10.2003 prostřednictvím kosmické sondy TRACE. Teplota plazmy tehdy dosáhla až 20 mil. °C, což je vyšší teplota, než jaká panuje v slunečním nitru, kde dochází k termonukleární fúzi (u našeho Slunce jde o p-p cyklus).

Počáteční fáze sluneční erupce

Velice silné sluneční erupce (třídy X) nápadně často vznikají v blízkosti mladých aktivních oblastí a nebo dobře vyvinutých oblastí v podobě velkých a rotujících slunečních skvrn se složitou strukturou magnetických polí a s vysokým gradientem. Takovéto oblasti se tak stávají dobrou indicií pro možný vznik slunečního ohňostroje (erupce).

Aktivní oblast na Slunci

Proces sluneční erupce zpočátku probíhá ve velice omezeném prostoru (ve slunečních měřítcích; k "zážehu" dochází v objemu odpovídajícímu objemu až několika stovek zeměkoulí) a velice rychle.

Během této fáze dochází k rekonexi [2] na vrcholech smyček magnetických polí ve sluneční koróně v časové škále setin až desetin sekundy. Přitom dochází ke střídání rychlostí v plazmě od -250 km/s do +150 km/s (ve směru k pozorovateli) způsobené buď oscilací magnetických smyček a nebo impulzivním charakterem unikající plazmy.

Distribuce energie z místa erupce

Obrovská energie uvolněná při rekonexích magnetických polí se šíří jak směrem ke Slunci, tedy do chromosféry a fotosféry, tak i od Slunce do meziplanetárního prostoru.

V červenci 2004, při jedné z velkých slunečních erupcí, se slovenským astronomům podařilo pozorovat (za široké mezinárodní spolupráce) průběh tohoto děje v poměrně širokém spektrálním pásmu a s velkých prostorovým i časovým rozlišením. Zjistili, že rychlost plazmy erupce při průniku do chromosféry má rychlost 10 000 km/s a při průniku do fotosféry již jen asi 1 km/s, kde se pohyb erupční plazmy zcela zastavil.

Při erupci se během 5 až 120 minut uvolní energie 1023 až 1025 J, při těch největších až 1026 J (Dvořák, Křivský), energie uvolňovaných částic se obvykle pohybuje v rozmezí od 20 keV do 1 GeV. Zářivý výkon z jednoho čtverečního metru na povrchu klidného Slunce přitom činí 62,9 MW, takže např. průměrnou spotřebu elektrické energie České republiky by pokrylo pouhých asi 140 m2 slunečního povrchu…

Sluneční erupce

Sluneční erupce se svou ohromnou kladnou energetickou bilancí mají krátkodobě vliv na sluneční konstantu, kterou zvyšují až o 0,015 % oproti průměru (sluneční konstanta se mění dále asi o 0,08 % během 11letého cyklu a až o 0,2 % během jedné otočky Slunce, neboť naše nejbližší hvězda nesvítí zcela izotropně).

Jen pro představu. Energie středně velké erupce odpovídá energii, která se uvolní při výbuchu asi 30 000 vodíkových bomb s ekvivalentní sílou 1 megatuna TNT. A nebo ekvivalentu výbuchu více než dvou miliónů atomových bomb svržených na Hirošimu. Jak se dokáže nahromadit tak obrovské množství energie v poměrně malém prostoru základny sluneční koróny (případně chromosféry) zatím sluneční fyzici uspokojivě vysvětlit nedokáží.

Rozdělení energie při typické sluneční erupci

J. Dubinský a K. Kudela ve své monografii "Kozmické žiarenie" uvádějí následovné rozdělení energií pro typickou sluneční erupci:

  • 1025 J - elektromagnetické záření, celé spektrum
  • 2 × 1025 J - oblak meziplanetární plazmy
  • 5 × 1024 J - rychlé elektrony
  • 5 × 1024 J - sluneční energetické částice
  • 1023 J - ostatní částice
  • 4 × 1025 J - celková uvolněná energie

CME (výron koronální hmoty)

Po velkých slunečních erupcích obvykle následuje výron koronální hmoty neboli CME (z anglického Coronal Mass Ejection). Jedná se o velké oblaky plazmy a magnetických polí pohybujících se z koróny do meziplanetárního prostoru a následně meziplanetárním prostorem různou rychlostí. Od 400 až po 6 000 km/s. Průměr je však 480 km/s.

Například rychlost plazmového oblaku, jenž se uvolnil během silné sluneční erupce na přelomu září a října 2002 činila 2 800 km/s. Hmotnost tohoto oblaku vědci odhadli na 100 miliard tun (průměr činí asi 10 Gt). Pro představu se jedná o masu hmoty, která např. odpovídá hmotnosti 100 krychlových kilometrů vody. Tedy na kosmická měřítka "nic moc".

Oněch 1011 kg je však počáteční hmotnost vyvržené plazmy. CME však nabírá hmotu až do vzdálenosti 20 slunečních poloměrů, takže hmotnost vyvrhované plazmy může dosáhnout konečných 1014 až 1016 kg při celkové kinetické energii 1023 až 1025 J. A to jsou v pozemských měřítcích již pořádné porce.

Avšak je potřeba si uvědomit, že hustota sluneční koróny (příp. chromosféry) v místech, kde k slunečním erupcím dochází je velice nízká. Tlak zde činí pouhých asi 10-6 Pa, což odpovídá tlaku nejlepšího technického vakua, které dokážeme na Zemi připravit. Navíc sluneční atmosféra není atmosférou v pravém slova smyslu, neboť její struktura je udržována magnetickými poli a její celková hmotnost (i přes její nesmírné rozměry) je nižší, než hmotnost atmosféry planety Země.

Magnetická pole v místech slunečních erupcí mohou být i značně silná. Zatímco intenzita magnetického pole ve sluneční fotosféře činí v průměru 1 mT, v klidných protuberancích se pohybuje v rozmezí 0,3 - 3 mT, pak ve středně velkých erupcích může činit 10 - 20 mT a v aktivních erupcích může vyrůst až na stonásobek, tedy někde kolem 0,1 T (Tesla).

Plazmový oblaku tak může (ale také nemusí) zasáhnout Zemi až desítky hodin po té, kdy byla v X či UV oblasti pozorována samotná erupce. Silné sluneční erupce tak mohou mít dramatický vliv na stav geomagnetického pole, které je silně narušováno. Asi nejznámějšími projevy střetu takovýchto oblaků plazmy z CME se zemským magnetickým polem jsou všem známé polární záře.

Energetické spektrum slunečních erupcí

Sluneční erupce se projevuje v širokém pásmu elektromagnetického záření. Od kosmického záření (ze slunečních erupcí spršky energetických protonů, byť pod kosmickým zářením se obvykle rozumí částicové záření v podobě neutronů a mezonů) přes gama záření (od 2×10-2 nm), rentgenové záření (X, 1 nm), EUV, ultrafialové (UV) i viditelné záření a dokonce až po rádiové záření kilometrových vlnových délek.

Energetické spektrum slunečních erupcí tak leží v pásmu vlnových délek od 10-13 m do 104 m, tedy v pásmu 17 řádů! Minimálně malá část kosmického záření (s energiemi v řádu GeV [3]) produkovaného slunečními erupcemi je produkována přímo v jádrech erupcí, nikoliv rázovými vlnami v koróně.

Plocha sluneční erupce

Plocha erupce se obvykle vyjadřuje v miliontinách plochy sluneční polokoule (100 miliontin = 3,04 × 108 km2) a nebo ve čtverečních heliografických stupních (1 čtvercový stupeň = 1,48 × 108 km2). Jedná se o plochu zjasněné chromosféry v čáře Halfa, kterou dosáhne erupce v době maximálního zjasnění.

Klasifikace slunečních erupcí

Dnes je klasifikace slunečních erupcí založena na měření rentgenového záření v pásmu 0,1 až 0,8 nm v blízkosti Země. Tato měření zajišťují k tomu určené družice (např. geostacionární sonda GOES) na základě jejichž měření se pak vydávají předpovědi kosmického počasí. Např. na NOAA / Space Weather Prediction Center .

Sluneční erupce jsou klasifikovány písmeny A, B, C, M a X. Každá z vyšších tříd má maximum toku rentgenového záření 10× vyšší než předchozí. Např. třída X má maximum toku rentgenového záření 10-4 mW/m2. Jednotlivé třídy jsou dále členěny číslicemi od 1 do 9. Např. třída X1 je dvakrát slabší než třída X2.

Třída W/m2 v pásmu 100 až 800 pm
B I < 10-6
C 10-6 < = I < 10-5
M 10-5 < = I < 10-4
X I > nebo = 10-4

Četnost výskytu slunečních erupcí N klesá s nárůstem jejich energie E. Tento pokles četnosti výskytu erupcí je zhruba dán závislostí

dN/dE ~ E–1,8

Vysvětlivky

[ 1 ] Čára Halfa je nejsilnější čárou tzv. Balmerovy série vznikající přechodem mezi druhou a třetí hladinou atomu neutrálního vodíku. Vlnová délka záření Halfa činí 656,3 nm.

[ 2 ] Magnetická rekonexe je změna konfigurace magnetického pole, ke které dochází v důsledku přerušení a opětovného či vzájemného propojení magnetických trubic nacházejících se blízko sebe.

[ 3 ] Ve fyzice se energie často vyjadřuje v elektronvoltech (eV) a jejich násobcích. Jeden elektronvolt představuje energii, kterou získá elektron (ale i proton, mion, pozitron) při průchodu potenciálového rozdílu jeden Volt. 1 eV = 1,602 × 10-19 J.

Sluneční erupce z 24.2.2014

První okamžiky vzplanutí sluneční erupce ze satelitu SDO ze dne 24.4.2014 pořízené na různých vlnových délkách v 19:25 EST. Erupce je světlým místem v levé částí jednotlivých sekvencí, vznášející horký materiál je dobře vidět nad jasnou aktivní oblastí ve sluneční atmosféře, koróně.

Snímy v různých spektrálních pásmech z SDO

Použité zdroje

[ 1 ] Slunce z Kosmického prostoru, Ladislav Křivský; Hvězdárna Úpice 1998
[ 2 ] Ilustrovaný slovník termínov slnečnej a slnečno-zemskej fyziky, A. Bruzek a C. J. Durrant; SUAA Hurbanovo 1983
[ 3 ] Slunce náš život; J. Dvořák, L. Křivský, Panorama 1989
[ 4 ] Veľká slnečná erupcia - výskum jej cesty od slnečného povrchu až do medziplanetárného priestoru; A. Kučera, Kozmos 5/2007
[ 5 ] Intenzívna erupcia posúva vpred naše znalosti o Slnku; M. Rybanský, Kozmos 5/2005
[ 6 ] http://spaceweather.com/
[ 7 ] http://www.solarham.net/
[ 8 ] http://www.space.com/topics/solar-flares-space-weather-latest-news/
[ 9 ] First Moments of a Solar Flare in Different Wavelengths of Light
[ 10 ] Kozmické žiarenie, Juraj Dubinský a Karel Kudela

Další související články:

+ Sluneční erupce aktuálně, online pohled na Slunce z SDO
+ Sluneční erupce pozdního léta, Solar Dynamics Observatory nasnímala sluneční erupci třídy M5
+ Bafající Slunce porodilo neochotnou erupci, sluneční erupce v roce 2014
+ Obří sluneční skvrna AR 12192 přecházela přes sluneční disk
+ Sluneční vítr, proud nabitých částic unikajících ze Slunce
+ Slunce ze sond Stereo
+ Slunce, naše nejbližší hvězda
+ Sluneční soustava
+ Sluneční počasí
+ Polární záře, aurora borealis a aurora australis
+ Mira Ceti - hvězda s chvostem, neočekávaný objev v souhvězdí Velryby
Treking.cz - diskuze

Diskuse k tomuto článku

přidat názor


Výběr článků
Hory Polární záře, proč a kde vznikají - aurora borealis a aurora australis
Hory Rekordní stavy kamzíků v Tatrách, proběhlo pravidelné podzimní sčítání
Hory Tak trochu české Špicberky, trek v drsném kraji na okraji Arktidy
Reklama
Témata našich článků…
Mechové jezírko Téryho chata Malá Fatra, ubytování Kamenitý Tematín Kost Chata pod Suchým Milešovka Jeseníky, ubytování Lovoš Čertovy skály Maroko Praděd Měsíc Soos Breithorn Loket Mont Blanc Chalupská slať Mohelenská step Horská nemoc Panská skála
Reklama
Reklama
Doporučujeme ke čtení

Sněžnice - typy, konstrukce a použití sněžnic

Hory

Pro ty jež se v zimě rádi vydají po svých (ať už z jakéhokoliv důvodu rozhodli nepoužívat lyže - neumí nebo nechtějí lyžovat)…

Akutní horská nemoc, biomedicínské zvláštnosti pohybu ve velkých nadmořských výškách

O horské nemoci slyšel určitě každý, kdo se věnuje horské turistice, trekingu či horolezectví. Někteří ji možná zažili na vlastní kůži, ale kolik z nás ví, jak tato "nemoc" vzniká a jaké jsou její příčiny?…

Reklama
Populární treky
1. Slovenské hory Sokolia dolina, túra kolem největšího vodopádu Slovenského ráje
2. Slovenské hory Putování Slovenským rudohořím, přes Sihlianskou planinu, Klenovské a Balocké vrchy
3. České hory Túra přes posvátný Radhošť, turistické trasy v Beskydech
4. Rumunské Karpaty Vilcan a Retezat, do nejkrásnějších hor Rumunska
5. České hory Túra na Lovoš a do Oparenského údolí, turistika a vrcholy v Českém středohoří
Reklama

Poslední diskusní příspěvky

Turistické vařiče na plyn
 25.09.2017 2 příspěvky
Letní putování z Bratislavy na Horňácko
 23.09.2017 2 příspěvky
Bystřicko - místo, kde můžete být sami
 19.09.2017 2 příspěvky
Mikulášská chata Jasná, Chopok
 19.09.2017 4 příspěvky
Čtyřtisícovky Mount Democrat, Grays Peak a Torrey
 18.09.2017 1 příspěvek
Nízké Tatry, turistické trasy
 16.09.2017 2 příspěvky
Jak vybrat dalekohled, turistické dalekohledy
 16.09.2017 12 příspěvků
Björnson, chata ve středisku Jasná
 13.09.2017 5 příspěvků
Cerová vrchovina, turistika
 13.09.2017 1 příspěvek
Výstup na Olymp (Mythikas)
 13.09.2017 1 příspěvek
Tropický Považský Inovec, trek
 13.09.2017 1 příspěvek
Útulna pod Pustým, koliba Jamnícka dolina
 13.09.2017 17 příspěvků
Cima Grande, výstup ve skupině Tre Cime di Lavared
 13.09.2017 4 příspěvky
Přechod Kysuckých a Oravských Beskyd
 12.09.2017 7 příspěvků
Schronisko Ornak, Západní Tatry
 12.09.2017 1 příspěvek
Výstup na Mythikas (Olymp)
 11.09.2017 1 příspěvek
Brenkus, koliba Nízké Tatry
 10.09.2017 2 příspěvky
Jarní Javorníky, přechod Javorníků
 07.09.2017 3 příspěvky
Kriváň, Vysoké Tatry
 05.09.2017 53 příspěvků
Higgsův boson, Higgsovo pole
 04.09.2017 2 příspěvky
Túry a lokality podle pohoří
Beskydy Bílé Karpaty Javorníky
Jeseníky Jizerské hory Krkonoše
Kysuce Krušné hory Malá Fatra
Malé Karpaty Nízké Tatry Roháče
Šumava Velká Fatra Vysoké Tatry
Hledej podle pohoří
Oblasti: Beskydy | Bílé Karpaty | Brdy | Broumovská vrchovina | Česká Kanada | České středohoří | České Švýcarsko | Český les | Český ráj | Doupovské hory | Drahanská vrchovina | Hanušovická vrchovina | Hornosvratecká vrchovina | Hostýnské vrchy | Chřiby | Javorníky | Jeseníky | Jevišovická pahorkatina | Jizerské hory | Králický Sněžník | Krkonoše | Krušné hory | Křivoklátská vrchovina | Litenčická pahorkatina | Lužické hory | Nízký Jeseník | Novohradské hory | Orlické hory | Pálava | Podyjí | Rakovnická pahorkatina | Ralsko | Rychlebské hory | Slavkovský les | Svitavská pahorkatina | Šluknovská pahorkatina | Šumava | Švihovská vrchovina | Vizovická vrchovina | Vlašimská pahorkatina | Vsetínské vrchy | Východolabská tabule | Zábřežská vrchovina | Zlatohorská vrchovina | Ždánický les | Železné hory | Žulovská pahorkatina | Branisko | Bukovské vrchy | Burda | Cerová vrchovina | Čergov | Čierna hora | Chočské vrchy | Kremnické vrchy | Krupinská planina | Kysucké Beskydy | Laborecká vrchovina | Levočské vrchy | Ľubovnianska vrchovina | Malá Fatra | Malé Karpaty | Muránska planina | Nízké Tatry | Ondavská vrchovina | Oravská Magura | Oravské Beskydy | Pieniny | Podunajská pahorkatina | Pohronský Inovec | Polana | Považský Inovec | Revúcka vrchovina | Roháče | Slanské vrchy | Slovenský kras | Slovenský ráj | Spišská Magura | Stolické vrchy | Strážovské vrchy | Súlovské skály | Šarišská vrchovina | Štiavnické vrchy | Tribeč | Velká Fatra | Veporské vrchy | Vihorlat | Volovské vrchy | Vtáčnik | Vysoké Tatry | Záhorie | Zemplínské vrchy
Home Page | Časopis | Průvodce | Ceník inzerce | Soutěže | Seznamka | Kalendář akcí | Outdoor testy | Horské chaty | Fotogalerie | Archiv
Treky, turistika | Horolezectví | Cykloturistika | Cestování | Vesmír, astronomie | Turistická mapa online | Spolupracujeme
TOPlist