Průvodce | Karpattreky | Horolezectví | Cykloturistika | Cestování | Lyžování | Příroda | Soutěže | Aktuality | Zajímavosti | Kalendář | Napsat článek | Reklama | Více… |
Treking.cz
Poslední aktualizace: 5.11.2023 , svátek má
Treking > Vesmír > Sluneční erupce, CME a aktivní oblasti Slunce, klasifikace erupcí

Sluneční erupce, CME a aktivní oblasti Slunce, klasifikace erupcí

Sluneční erupce - největší exploze ve Sluneční soustavě. Jak vznikají a 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 omezený (v trvání několika minut) ohřev (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 Sluneční erupce 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 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).

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.

Sluneční erupce

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 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.

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 ] www.solarham.net/
[ 8 ] www.space.com/topics/
[ 9 ] First Moments of a Solar Flare in Different Wavelengths of Light
[ 10 ] Kozmické žiarenie, Juraj Dubinský a Karel Kudela

Klasifikace slunečních erupcí

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

Další informace o slunečních erupcích, může vás zajímat

Praděd Mléčná dráha Zverovka Zámek Hluboká Beskydy, ubytování Soumrak Kamenná chata Roháče, ubytování Macocha Bezděz Hranická propast Hukvaldy Elbrus, Kavkaz Polární záře Chata Borišov Porubský bludný balvan Javorníky, ubytování Spacáky Gran Paradiso Pluto Velický vodopád Vosecká bouda Helfštýn Cvilín Chata Šerlich Bouda Jelenka Ceres Babí léto Motýli Matterhorn Konopiště Drahotuš Proton Čelovky Cirrus Turistické batohy
Reklama, turistika a výlety podle pohoří
Beskydy | Bílé Karpaty | Blatenská pahorkatina | Brdy | Broumovská vrchovina | Česká Kanada | České středohoří | České Švýcarsko | Český les | Český ráj | Děčínská vrchovina | Doupovské hory | Drahanská vrchovina | Džbán | Hanušovická vrchovina | Hornosvratecká vrchovina | Hostýnské vrchy | Chřiby | Javorníky | Jeseníky | Ještědsko-kozákovský hřbet | Jevišovická pahorkatina | Jizerské hory | Králický Sněžník | Krkonoše | Krušné hory | Křemešnická vrchovina | Křivoklátská vrchovina | Litenčická pahorkatina | Lužické hory | Nízký Jeseník | Novohradské hory | Orlické hory | Pálava | Podbeskydská pahorkatina | Podyjí | Rakovnická pahorkatina | Ralsko | Rychlebské hory | Slavkovský les | Slezské Beskydy | Smrčiny | 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 | Belianské Tatry | 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 | Myjavská pahorkatina | Nízké Tatry | Ondavská vrchovina | Oravská Magura | Oravské Beskydy | Ostrôžky | Pieniny | Podunajská pahorkatina | Pohronský Inovec | Polana | Považský Inovec | Revúcka vrchovina | Roháče | Slanské vrchy | Slovenský kras | Slovenský ráj | Spišská Magura | Beskydy | Stolické vrchy | Strážovské vrchy | Starohorské vrchy | Šarišská vrchovina | Štiavnické vrchy | Tribeč | Velká Fatra | Veporské vrchy | Vihorlat | Volovské vrchy | Vtáčnik | Vysoké Tatry | Východoslovenská rovina | Zemplínské vrchy | Žiar

Další související články:

+ Slunce, naše nejbližší hvězda
+ Obří sluneční skvrna AR 12192 přecházela přes sluneční disk
+ Slunce ze sond Stereo
+ Sluneční soustava
+ Sluneční počasí
+ Polární záře, aurora borealis a aurora australis
+ Mira Ceti - hvězda s chvostem, neočekávaný objev v souhvězdí Velryby
Služby Horská seznamka Outdoor bazar Ztráty a nálezy Archiv článků Spolupracujeme Počasí Satelitní snímky Fotogalerie Turistická mapa Kalendář turistických akcí Treky České hory Slovenské hory Alpy Karpattreky Rumunské hory Ukrajinské Karpaty Asijské hory Severské země Turistika s dětmi Balkánské a evropské hory Ubytování Horské chaty, české hory Slovenské chaty Penziony, hotely Ubytování online Alpské chaty České kempy Slovenské kempy Chorvatské kempy Kempy, Slovinsko Ukrajina, Rumunské hory Výlety Skalní města a skály Naše vrcholy Rozhledny České hrady Slovenské hrady Jeskyně Vodopády Sedla a doliny Členění Slovenska Geomorfologické členění ČR Výlety Přehled našich pohoří Sopky v ČR Karpaty Alpy Ledovcová jezera Památky a zámky Větrné mlýny Čedičové varhany Viklany Bludné (eratické) balvany Ostatní Cestování, cestopisy Horolezectví Cykloturistika Snow Soutěže Příroda, fauna a flóra Vesmír, astronomie Produkty Testujeme Outdoor vybavení, poradna
TOPlist