Úplné zatmenie Slnka (1.)

17. aug. 2017 • Fyzikálne vedy

Úplné zatmenie Slnka (1.)

Úplné zatmenie Slnka Mesiacom nastáva vtedy, ak Mesiac pri svojom obehu okolo Zeme na istý čas zakryje Slnko a vtedy mesačný tieň dopadne na povrch Zeme. Mesiac je samozrejme oveľa menší ako Slnko, ale je k Zemi oveľa bližšie ako Slnko a jeho zdanlivý uhlový priemer je približne rovnako veľký ako zdanlivý uhlový priemer Slnka. V prípade úplného zatmenia Slnka je o máličko väčší, takže, ak sa celý Mesiac nasunie" pred Slnko, na niekoľko minút ho zakryje a vtedy môžeme okolo Mesiaca pozorovať slabé namodravé svetlo – korónu.

Čo je koróna?

Koróna je najvrchnejšia časť atmosféry Slnka, veľmi riedka, extrémne horúca a dynamická plazma, zložitej štruktúry a teploty (1 5 miliónov Kelvinov), ktorej svetlo je v blízkosti mesačného okraja asi jeden miliónkrát slabšie, ako svetlo, ktoré k nám prichádza z viditeľného povrchu Slnka – fotosféry (vo výške dvoch polomerov Slnka je to už jedna miliarda), preto ho za bežného slnečného dňa nemôžeme pozorovať. Počas úplného zatmenia sa jas oblohy zníži natoľko, že sa dajú na oblohe pozorovať nielen hviezdy, ale aj koróna.

Zdrojom svetla tzv. bielej koróny, je rozptyl žiarenia fotosféry na voľných elektrónoch, ktorá počas zatmenia je najlepšie viditeľná a siaha ďaleko od mesačného okraja. Vlastné svetlo koróny emitujú vysoko ionizované prvky, napríklad železa (Fe XIV) a vápnika (Ca XV), ktoré je pozorovateľné len cez úskopásmové filtre alebo v spektre koróny. 

Schéma vzniku zatmenia Slnka (P. Rapavý)

 Schéma vzniku zatmenia Slnka (P. Rapavý)

Slnečná koróna nie je len v blízkosti Slnka, ale sa kontinuálne rozširuje do heliosféry. Toku nabitých častíc z koróny, predovšetkým elektrónov, prípadne iónov, sa hovorí slnečný vietor, ktorý obteká aj našu Zem   rýchlosťami 400 – 800 kilometrov za sekundu, a čo je ešte dôležitejšie, častice slnečného vetra vyťahujú so sebou siločiary magnetického poľa Slnka, ktoré nás chránia pred veľmi škodlivým kozmickým žiarením.

Z histórie výskumu slnečnej koróny

Slnečná koróna sa od prvých detailnejších pozorovaní, od roku 1605 do roku 1842, považovala za atmosféru Mesiaca alebo fatamorgánu. Prelomový bol rok 1842, keď na základe jej fotografických pozorovaní sa ukázalo, že koróna, podobne ako aj chladné objekty, ktoré sa v nej nachádzajú – protuberancie (od bielej koróny sú načervenavé, pretože ich tvorí neutrálny vodík) sú jej súčasťou.

Počas úplného zatmenia Slnka v roku 1868 sa v koróne identifikoval nový chemický prvok hélium, ktorý sa na Zemi identifikoval o 25 rokov neskôr. V roku 1869 sa v spektre koróny identifikovala emisná spektrálna čiara s vlnovou dĺžkou 530,3 nm (tzv. zelená koróna), ktorej pôvod sa vysvetlil až v roku 1942 (dovtedy sa predpokladalo, že je to nový chemický prvok tzv. corónium).

Výskyt tejto spektrálnej čiary a jej podobných čiar v spektre Slnka svedčil o tom, že koróna je veľmi horúca – okolo 2 miliónov Kelvinov. Ako vieme, povrchová teplota Slnka je len 5 700 Kelvinov, a tak otázka, aký mechanizmus ohrieva korónu (teplo sa vždy šíri len z teplejšieho do chladnejšieho prostredia) na tak vysokú teplotu, nie je známy dodnes.  

Biela koróna v čase minima slnečnej aktivity v roku 2008 (M. Druckmüller, P. Aniol a V. Rušin)

Biela koróna v čase minima slnečnej aktivity v roku 2008 (M. Druckmüller, P. Aniol a V. Rušin)

Štruktúra koróny

Ako sme sa zmienili, koróna má veľmi zložitú štruktúru (https://apod.nasa.gov/apod/ap170813.html), od obrovských lúčov cez rôzne oblúky a slučky až po tenké polárne lúče so šírkou okolo 1 000 km, ktorú vytvára magnetické pole Slnka – lokálne aj globálne. Táto štruktúra sa mení s fázou cyklu slnečnej aktivity, čo je síce pre veľkoškálovú štruktúru už dávnejšie známe, ale detaily, kedy, kde a ako to presne prebieha, nie sú známe.

Pri riešení tejto otázky, ktorá je mimoriadne dôležitá pre rozdielnu rýchlosť častíc v slnečnom vetre (mechanizmus urýchľovania častíc tiež nie je úplne známy), ktoré ovplyvňujú „kozmické počasie“ a tým aj stav ionosféry našej Zeme, si veľa sľubujeme od detailných pozorovaní bielej koróny s veľkým rozlíšením v tesnej blízkosti Slnka, ktorú nedokážu pozorovať ani koronografy na kozmických sondách SOHO a STEREO, či moderné koronografy na Havaji. Predpokladá sa, že v malých výškach nad povrchom Slnka dochádza k urýchľovaniu častíc. Podobne je to aj s teplotou koronálnych štruktúr. Pozorujete vedľa seba koronálnu štruktúru s teplotou napríklad 1 milión Kelvinov, ale vedľa podobná štruktúra má teplotu 3 milióny Kelvinov.

Nemenej dôležitou otázkou je, ako sa dopĺňa hmota z povrchu Slnka do koróny. Ak by bol z koróny len odtok častíc do slnečného vetra, potom by koróna „zmizla“ asi za pol hodiny. Ona tam však je stále, i keď jej svietivosť sa s fázou cyklu mení. V tejto súvislosti hodno uviesť jednu našu prácu, v ktorej sa pojednáva o šírke základní tzv. veľkoškálových koronálnych štruktúr (helmet streamers) a ich jasnosti (výsledok počtu voľných elektrónov, vyjadrených elipticitou) v dlhodobej časovej škále.

Biela koróna v maxime cyklu slnečnej aktivity v roku 2013 (J. M. Pasachoff, A. Davis, V. Rušin a M. Druckmüller)

Biela koróna v maxime cyklu slnečnej aktivity v roku 2013 (J. M. Pasachoff, A. Davis, V. Rušin a M. Druckmüller)

Intenzita magnetického poľa

V posledných dvoch cykloch slnečnej aktivity sa zistilo (slnečný cyklus trvá okolo 11 rokov), že intenzita magnetického poľa v polárnych oblastiach poklesla dvojnásobne. Podľa výskytu iných prejavov slnečnej aktivity, napríklad výskytu slnečných škvŕn, sa dá usúdiť, že intenzita magnetického poľa sa menila aj v minulosti. V práci sa ale ukázalo, napríklad, že šírka helmet streamers sa nemení ani s fázou cyklu slnečnej aktivity a ani s intenzitou polárneho magnetického poľa. Podobne je na tom elipticita.

Z toho vyplýva, že kým viaceré prejavy slnečnej činnosti (slnečné škvrny, počet a mohutnosť slnečných erupcií, koronálny index a pod.) sú výsledkom lokálnych magnetických polí, pozorovaných na povrchu Slnka, neplatí to pre spomínané úkazy v slnečnej koróne, ktorých základňa magnetických štruktúr musí byť zakotvená hlbšie pod fotosférou a nie je ovplyvňovaná lokálnymi magnetickými poliami. Okrem toho, nepotvrdila sa ani závislosť medzi počtom slnečných škvŕn a elipticitou, ako sa mnoho autorov doteraz domnievalo.

 

Autor: RNDr. Vojtech Rušin, DrSc., Astronomický ústav SAV v Tatranskej Lomnici

Foto: z archívu RNDr. Vojtecha Rušina, DrSc. a NCP VaT pri CVTI SR

Spracovala a uverejnila: Marta Bartošovičová, NCP VaT pri CVTI SR

 

Druhú časť článku, zameranú na úplné zatmenie Slnka 21. augusta 2017, uverejníme v piatok popoludní.

 

Súvisiace:

Hore
Bratislavská vedecká cukráreň
QUARK
Atmosféra počas TVT 2017
téma mesiaca
brožúra Veda v Centre 2015
Veda v Centre
Aurelium - centrum vedy
kúpa časopisov jún 2016
Prechod VK na VND - jeseň
TVT 2017 články
TAG Ženy vo vede
TAG Slovenská veda
TAG História
TAG Spektrum vedy
TAG Rozhovor
TAG Publikácia
TAG Zaujímavosti vo vede
TAG Centrum vedy
TAG Mládež
TAG QUARK
banner záhrady
Zaujímavosti vo vede
Karcinóm prsníka patrí medzi najčastejší typ zhubného ochorenia u žien (tvorí 27 % zo všetkých).
Zistite viac