archiv
Učitelské noviny č. 32/2013
tisk článku

OSAMĚLÉ SLUNCE ZNAMENÁ ZROD I ZÁNIK

Slunce je koule tvořená z plynů, převážně z vodíku a hélia. Je to úplně obyčejná hvězda, kterých je ve vesmíru mnoho. Je však osamělá, což je výjimečné, většinou se hvězdy vyskytují ve dvojicích, a má rozsáhlou planetární soustavu. Je to hvězda hlavní posloupnosti, což znamená, že je to hvězda „v nejlepších letech“. Má za sebou „dětství“, v průběhu kterého se utvářela a kdy se formovala planetární soustava. Od svého vzniku sfoukla už zhruba 4,5 miliardy svíček. A před sebou má asi 5 miliard let. Tehdy nastane doba, kdy jí dojde palivo – tedy vodík. „Nejdřív vyhasne jádro a onen vodík se začne ‚stěhovat‘ stále blíž k povrchu. Tak se naše Slunce stane červeným obrem. Jak se bude ‚nafukovat‘ jeho objem, dosáhne svým povrchem až k Zemi. Bude to ovšem velmi dlouho potom, kdy na zemi zmizí podmínky pro život,“ říká Michal Sobotka, vedoucí slunečního oddělení Astronomického ústavu Akademie věd ČR.

 

Naděje je u Jupiteru

V době, kdy se začne Slunce rozpínat, na Zemi už ale nebudou skutečně dlouho podmínky pro život. Ty tu budou už „jen“ zhruba půl miliardy let. Slunce totiž postupně zvyšuje svoji svítivost a za půl miliardy let bude svítit tolik, že se vypaří oceány, a kvůli tomu a skleníkovému efektu tu bude podnebí zhruba takové jako nyní na Venuši.

„Pokud by snad lidstvo tuhle nepředstavitelně dlouhou dobu přežilo, což není pravděpodobné, bude se muset poohlédnout po jiné planetě. Podobných Sluncí je skutečně spousta, osamělých hvězd sice není tolik, ale s ohledem na to, že v naší galaxii je okolo 100 miliard hvězd, i tak to bude velké číslo. Konečně, kolegové zabývající se stelární astronomií hvězdy podobné Slunci vyhledávají a několik desítek jich již popsali. Jsou to hvězdy s podobným stářím, podobnou velikostí, s podobnou teplotou a svítivostí. Což ale zdaleka neznamená, že by se okolo nich pohybovaly planety podobné Zemi, kam bychom se mohli ‚přestěhovat‘. Ale v posledních deseti letech se investuje dost velké úsilí do hledání takových exoplanet,“ říká M. Sobotka. Bohužel, metody, které zatím známe a umíme, nejsou dostatečně citlivé, abychom našli planetu tak blízko hvězdě. Problém je, že takovou planetu prostě neuvidíme, hledá se tedy tak, že se pozoruje samotná hvězda a sleduje se, jak se mění její jasnost podle toho, jak přes její disk přecházejí (velké) planety, měří se i pohyb takové hvězdy, která se „houpá“ podle pohybu kroužících velmi hmotných planet. Ale planety v „obyvatelné zóně“, tedy takové, na nichž může být voda, zatím známe jen asi dvě. A jsou příliš daleko, než abychom se na ně mohli přesunout. Takže máme co dělat. Teoreticky by prý ale bylo schůdné využít měsíce Jupiteru, ty by mohly posunout dobu přežití lidstva o pár stovek milionů let.

Podívej se dalekohledem na Boha

Slunce bylo bohem pro všechny staré civilizace. Uvědomovaly si snad víc než dnešní lidé, že nám Slunce dává život, že je jeho základní podmínkou. Konečně, je to pravda, vždyť veškerou energii (kromě jaderné energie) máme díky Slunci – fosilní paliva, vítr, sluneční záření, pohyb vody, biomasu atd.

„Začátek vědeckého zkoumání Slunce bychom mohli datovat rokem 1608, kdy byl vynalezen dalekohled a několik astronomů zároveň (mezi nimi i Galileo Galilei, 1564–1642) se zkusilo na Slunce podívat. G. Galilei pozoroval i sluneční skvrny, popsal jejich pohyb po slunečním povrchu a interpretoval je správně jako důsledek rotace. Nebylo to ale úplně bezpečné. Konečně, právě Galilei nakonec oslepl. Jiný astronom té doby – Christoph Scheiner (1573–1650) – zase pozoroval Slunce pouze brzo ráno a pak večer před západem, kdy intenzita světla není tak silná, a jednou dokonce využil kouře při požáru univerzity, aby přes něj jako přes filtr mohl Slunce pozorovat. Keplerův dalekohled (Johannes Kepler, 1571–1630) už uměl obraz Slunce promítnout na papír nebo bílou plochu a skvrny se začaly pozorovat už intenzivně,“ vysvětluje M. Sobotka.

Slunce se musí pozorovat speciálními dalekohledy se speciálními zrcadlovými clonami a s účinným chlazením. Pokud bychom se podívali na Slunce standardním dalekohledem na hvězdy, jednak bychom alespoň dočasně oslepli a jednak po několika minutách by bylo v primárním ohnisku všechno roztavené a dalekohled by mohl jít do šrotu.

Dneska se ale nespoléháme jen na pozemní optické dalekohledy, kterými pozorujeme Slunce ve viditelném oboru spektra. Nicméně jsou to dalekohledy podstatně větší než kdysi, největší sluneční dalekohled má 1,5 metru v průměru. Kromě toho pozorujeme ze Země Slunce v radiovém oboru pomocí slunečních radioteleskopů, z nichž nejvýznamnější se buduje na observatoři Chajnantor na náhorní plošině v poušti Atacama  v Chile. Velké optické dalekohledy jsou umístěny na Kanárských ostrovech La Palma a Tenerife. „Slunce se ovšem pozoruje i z vesmíru. Tam se pracuje v oborech elektromagnetického spektra, které na Zem atmosféra nepustí. To poskytuje podstatně podrobnější a bohatší informace o různých vrstvách sluneční atmosféry,“ poznamenává M. Sobotka.

Takto se začalo Slunce pozorovat už před padesáti lety s prvními lety do vesmíru. Zlom v kvalitě a množství informací přinesli Japonci v roce 2007, kdy vypustili družici Hinode (v překladu „Východ slunce“), kterou vybavili optickým dalekohledem s průměrem půl metru, díky kterému bylo možné rozlišit na povrchu Slunce až dvousetkilometrové detaily. Podobné dalekohledy jsou i na Zemi, ale údaje nejsou tak čisté, protože jsou zkresleny vlnící se atmosférou Země, obraz se musí složitě stabilizovat, zpřesňovat, zaostřovat adaptivní optikou, která se zapojuje za dalekohled. Na La Palmě je metrový dalekohled, který rozliší detaily okolo 100 kilometrů. A testuje se dalekohled Gregor, který je na Tenerife, ten má průměr 1,5 metrů a bude schopen rozlišit už sedmdesátikilometrový objekt.  Podobný dalekohled je i v USA na Big Bearu. Je až fantastické, že Japonci chystají vypuštění další družice, nástupce Hinode, která by měla nést dalekohled s jedenapůlmetrovým objektivem. Ten poskytne další podstatně jasnější a přesnější údaje ve vysokém rozlišení. Právě při takovém rozlišení můžeme pozorovat a lépe pochopit fyziku Slunce.

Počítače vstoupily do pozorování Slunce přibližně na začátku 70. let. „Pamatuji si, jak jsem na konci tohoto desetiletí chodil do výpočetního střediska s daty, počítač měl velikost několika skříní ve velké místnosti a krmil se daty na děrných štítcích. Jeden výpočet trval den, a když jsem udělal chybu, musela se hledat na mnoha listech formátu A3 a celé se to pak muselo ‚krmit‘ znova“, říká Michal Sobotka. Jak fantastický je to skok, kdy dnes v podstatě prostřednictvím notebooku je možné sdílet data online.

Sluneční skvrny

„Sluneční skvrna vypadá jako prohloubená miska – tak to konečně popsali první astronomové, kteří se tomuto jevu věnovali a měli v podstatě pravdu. Realita je taková, že hustota (i teplota) hmoty je ve středu skvrny nižší než na okraji, takže skutečně vidíme do větší hloubky. Některé skvrny jsou jednoduché, kruhové, jiné mají velmi složitý tvar, který odpovídá složitosti jejich magnetického pole,” vysvětluje M. Sobotka. Říká, že od devatenáctého století víme, že počty slunečních skvrn se pohybují v cyklech. Základní perioda mezi slunečními maximy je jedenáct let. V době minima v podstatě žádné skvrny nejsou, některá maxima jsou „bohatá“ (počet aktivních oblastí i skvrn narůstá, až dosáhne třeba až stovky i víc, to nastalo například v roce 1959), jiná „chudší“ –  skvrn je málo a jsou nevýrazné. V tomto období se právě nacházíme, nyní je na Slunci pět šest aktivních oblastí a celkem do dvaceti pozorovaných skvrn.

Sluneční skvrny mají vlastní magnetické pole, které měříme od začátku 20. století. „Magnetické pole může za všechny jevy na Slunci – za skvrny a jejich cykly, za erupce, za protuberance…,“ říká M. Sobotka. Toto zjištění znamenalo skok dopředu v poznávání Slunce, byl odhalen „pachatel“, ale pořád nebylo zřejmé, jak to dělá, jak k těmto jevům dochází. Od té doby jsme se dozvěděli řadu informací, ale jak vlastně ta magnetická pole vznikají, to pořád přesně nevíme.

„Co ale víme, je, že vznik maxim souvisí s rozdílnou rychlostí rotace Slunce. Tím, že se na pólech otáčí pomaleji a na rovníku rychleji, se magnetické pole postupně deformuje a ‚navíjí‘ 150 000 až 200 000 kilometrů pod povrchem Slunce. Magnetické pole dipólové se postupně mění na magnetické pole prstencové – jsou to tedy pole obepínající Slunce rovnoběžně s rovníkem. A magnetické pole má prostě občas ‚touhu‘ se vynořit z hloubky. Když se mu to podaří, vzniká aktivní oblast a sluneční skvrny a erupce a další jevy. Prstencové magnetickém pole je ale nestabilní, i ono se kroutí a různě zeslabuje a postupem času se zase jeho orientace mění na dipólovou. Takhle to zní celkem jednoduše, ale fakticky se dá tento proces popsat jen příšernou sestavou strašně složitých vzorců a rovnic,“ konstatuje M. Sobotka.

Sluneční erupce

Astronom vysvětluje, že sluneční erupce je krátkodobý jev, při kterém se uvolňuje z povrchu Slunce obrovské množství energie ve formě záření a částic. Erupce většinou doprovází koronální výron. A zase za to „může“ magnetické pole, které se „zamotá“, stane se nestabilním, pak se náhle „rozmotá“ a tím urychlí pohyb nabitých částic, většinou elektronů, ale někdy i protonů, které mají podstatně větší hmotnost. Některé z nich tak zahřejí svou energií sluneční atmosféru, že ze Země vidíme, jak svítí. Jiné svým pohybem utrhnou kus korony a takto „vystřelený“ oblak nabitých částic letí meziplanetárním prostorem rychlostí okolo 1000 kilometrů za sekundu. Pokud se oblak „strefí“ do Země, naruší její magnetické pole a vzniká geomagnetická bouře.

Země je průběžně takto bombardována – a člověku to neublíží. Náš organismus si na to zvykl, normálně v tomto prostředí žít můžeme, magnetické pole Země nás navíc dostatečně chrání proti částicím, které by nám mohly ublížit. Problém s tím ale mají počítače, telefony, technická zařízení. „Když tedy budeme bydlet v dřevěné chaloupce, brát vodu z potoka a svítit petrolejkou, sluneční erupce si ani nevšimneme, může nám být lhostejná. Pokud jsme ale závislí na elektřině, na počítačích, na navigacích a družicích, nastává problém. Silnější koronální výrony už konečně dost satelitů zničily. Vezměte si třeba Skylab, americkou orbitální kosmickou stanici, která kroužila kolem Země šest let. Problém byl, že kroužila relativně nízko – sluneční aktivita způsobuje, že se vnější vrstvy zemské atmosféry trochu ‚nafukují‘, rozšiřují se. A rozšířily se tak, že zasáhly Skylab, který už neměl palivo na to, aby své zbrzdění mohl korigovat. Zemská přitažlivost si ho proto přitáhla, spadl. Zanikl tedy poněkud dříve, než se čekalo (v roce 1979 dopadl na australskou pevninu),“ říká M. Sobotka.

Sluncetřesení

Pro poznávání Slunce je důležité sledovat, jak se přenáší energie z jeho nitra. Nejdříve se přenáší zářením, poslední třetinu cesty se pak ale pohybuje prouděním. Vypadá to prý podobně jako voda v hrnci těsně před tím, než se začne vařit. I tady horká hmota stoupá vzhůru k povrchu, kde se ochladí a zase klesá dolů. Povrch Slunce je proto nesmírně mechanicky rozbouřený. Je pokryt „granulemi“ o průměru okolo 1000 kilometrů. Nahoru stoupající teplejší plazma je řidší, v granulích se roztéká a ochlazuje a zpět „protéká“ v mezerách mezi těmito granulemi. Pod granulemi jsou další vrstvy, které stále víří, a tam vznikají mechanické, zvukové vlny s velmi nízkou periodou – zhruba pětiminutovou, a ty se projevují jako stoupavé a klesavé pohyby, které umíme velmi přesně měřit. Podle výsledků měření oscilací plazmy na povrchu Slunce je možné usuzovat na složení jeho jádra, slunečního nitra. Je to první a zatím jediná metoda, která nám dovolí dívat se pod povrch Slunce. Tyto jevy zkoumá helioseismologie, která se zabývá sluncetřesením.

Simulování

Díky úrovni poznání Slunce a hlavně díky rozvoji počítačové techniky jsme se dostali podle M. Sobotky do situace, kdy je možné simulovat jevy, které nejsme zcela schopni sledovat v reálu. Dáme tedy počítači množství diferenciálních rovnic popisujících fyziku Slunce, doplníme je definováním různých okrajových podmínek a počítač pak dokáže vytvořit vizuálně sluneční skvrnu nebo sluneční erupci. A že jsou tyto simulace skutečně realistické, to poznáme z toho, že jsou k nerozeznání podobné výsledkům přímého pozorování. Pak tedy můžeme těmto simulacím věřit i v případě, že tak budeme zkoumat jevy, které zatím pozorovat přímo neumíme.

„Nejnovější snahou je přiblížit se co nejvíce Slunci. Kosmická sonda Solar Orbiter se dostane zhruba do vzdálenosti, v jaké obíhá Merkur, stane se družicí Slunce a bude se nad ním pohybovat na oválném orbitě. Je to projekt, na kterém se podílí i Astronomický ústav AV ČR přípravou části softwaru a výrobou části elektroniky. A pak také na zpracování některých získaných dat. V poslední době je obtížné říci – oni dělají toto a my zase něco jiného. Na výzkumu vesmíru se podílejí paralelně odborníci z celého světa, v podstatě online si poskytují získané vědecky ověřené informace,“ říká M. Sobotka. Právě otevřenost a volná přístupnost k vědeckým datům posouvá celý obor velmi rychle dopředu.

 Radmil Švancar

www.asu.cas.cz, www.kosmonautix.cz, www.nasa.gov

         

RNDr. Michal Sobotka, DSc. (*1954)

Autor a spoluautor více než 140 astronomických publikací.

1978       obhájení diplomové práce z astrofyziky

1979       Sluneční oddělení Astronomického ústavu AV ČR v Ondřejově

1981–1985         
externí doktorandské studium na Leningradské státní univerzitě a Krymské astrofyzikální observatoři, obhájení kandidátské disertační práce

1990–1992         
postdoktorandský pobyt v Instituto de Astrofísica de Canarias (IAC)

1993       tříměsíční grant Evropské Komise v IAC

1999       přednášející na univerzitě v Grazu

1999–2000          jednoletý pracovní pobyt v IAC

2003, 2005          dvouměsíční pracovní pobyty na Observatoire Midi Pyrénées

2007       obhájení doktorské (DSc.) disertační práce (Akademie věd ČR)

2012      vedoucí slunečního oddělení Astronomického ústavu AV ČR

 

Některé informace o Slunci

Střední vzdálenost od Země

149,6 × 106 km (8,31 světelné minuty)

Střední vzdálenost od středu Mléčné dráhy

2,5 × 1017 km (26 000 světelných let)

Orbitální rychlost

217 km/s

Průměr

1 392 020 km (109 Zemí)

Povrch

6,09 × 1012 km² (11 900 Zemí)

Objem

1,41 × 1018 km³ (1 300 000 Zemí)

Hmotnost

1,9891 × 1030 kg (332 950 Zemí)

Hustota

1,408 g/cm³

Povrchová teplota

5780 K (5507 oC)

 

 

Složení fotosféry

Vodík

73,46 %

Hélium

24,85 %

Kyslík

  0,77 %

Uhlík

  0,29 %

Železo

  0,16 %

Neon

  0,12 %

Dusík

  0,09 %

Křemík

  0,07 %

Hořčík

  0,05 %

Síra

  0,04 %

< zpět do čísla
banners/univerzita_pardubice_2_390x60.png
reklama un

1333317600_seznamy-125x125-na-web-un-1.gif
reklama
akcent_09-19_125x125.gif
dekra_125x125-s.jpg
ucebnice
termaly_losiny_2020.jpg
anketa
Je čas pro zásadní změnu modelu maturitní zkoušky?
ANO
NE
NEVÍM
ano
ne
nevim
48%
31%
20%
chrudim_1_240x100.gif
linka_duvery_240x100.jpg
© Copyright 2010 - 2020 Učitelské noviny, ČTK / realizováno: manilot.cz