Sluneční erupce a trojrozměrný model CME

Je-li aktivita Slunce na vysoké úrovni, což se pochopitelně dá zažít zvláště v době kolem maxima sluneční aktivity, lzemimo jiné na povrchu Slunce pozorovat množství skvrn, někdy i hodně převyšujících svou rozlohou zemský průměr. Tyto skvrnyvznikají v aktivních oblastech. Jsou to místa se zesíleným magnetickým polem, jehož siločáry hustě vystupují a opět sestupují pod sluneční povrch. Důsledkem je omezení teplých výstupných proudů z podpovrchových vrstev, povrch se tolik nezahřívá a pokles teploty vede i k poklesu jasu oproti zářivějšímu okolí. Sluneční skvrna se tedy jeví tmavší než okolí právě proto,že teplota je zde až o 1500 °C nižší (což je ale i tak dost, vzhledem k tomu, že na povrchu Slunce panuje teplota asi 5700 °C).

Větší sluneční skvrny mívají tmavou vnitřní oblast, umbru, a světlejší okrajovou, penumbru. Nejzajímavější je prohlédnoutsi nějaké skvrny na snímcích velkého slunečního dalekohledu. Ještě úchvatnější je pak video takovéto aktivní oblasti, kde můžeme vidět jak výstupné proudy v okolí skvrny (granulace), tak také pohyby uvnitř skvrny samotné.

Protože je tedy v oblastech s množstvím slunečních skvrn magnetické pole hodně komplikované, dojde občas k jeho "zjednodušení", které je doprovázeno uvolněním velkého množství energie. V podstatě se tu nyní bavíme o sluneční erupci.Sílu erupcí nám pomáhají hodnotit indexy na logaritmické škále v rentgenovém oboru. Takto sledují Slunce např. družiceGOES (americké geostacionární družice) a jejich grafy mají na svislé ose ony indexy A, B, C, M a X (od těch neslabších erupcí, až po ty naprosto výjmečné svým rozsahem i četností).

Silné sluneční erupce, především třídy M a X, bývají doprovázeny vyvržením hmoty z koróny, anglicky Coronal Mass Ejection (CME). Tyto jevy jsou velmi dobře patrné na snímcích sondy SOHO, která sleduje nejen sluneční povrch, ale také okolí Slunce. Používá k tomu jednak pohledy v různých vlnových délkách ultrafialového záření, ale také korónografy. Tedy zařízení, která mají v ohniskové rovině dalekohledu malý terčík, který zakryje Slunce, podobně jako to "umí" Měsíc při úplném slunečním zatmění. Tehdy vynikne koróna, obálka kolem Slunce v podobě jazyků extrémně horké plasmy.

Tyto události pak mohou mít vliv i na Zemi, protože CME je vlastně tvořena proudy rychle letících nabitých částic.Jakmile dorazí k Zemi, což poznáme podle rázové vlny v rychlosti slunečního větru i např. podle hustoty částic v určitém objemu, způsobí např. polární záři, ale také ohrožují elektroniku družic. Pro lidi na oběžné dráze je takováto silnáerupce velmi nebezpečná. Kosmonauti se musí alespoň ukrýt do radiační komory. Je otázkou, zda by nakonec nemuseli dokonce letět zpět na Zemi, pokud by měla Zemi zasáhnout hmota z opravdu silné erupce, jaká byla na Slunci zaznamenána 4. listopadu 2003.

Právě dvojrozměrné snímky ze SOHO zpracovali v laboratořích NASA do trojrozměrného videa. Nyní máme mnohem lepšípředstavu o rozložení hmoty v takové CME. Protože je tvořena mnoha elektricky nabitými částicemi, jsou ovlivňoványmagnetickýcm polem, podél jehož siločar se pak částice seskupují a tvoří jednotlivé oblaky CME. Takže tyto částicenám zviditelňují jinak nepozorovatelné magnetické pole.

Nová technika spočívá v analýze sekvence tří snímků korónografu LASCO na sondě SOHO (Large Angle and Spectrometric Coronagraph) přes polarizační filtry pod různým úhlem. Tyto snímky jsou posléze propočítány z obrázku polarizovanéhodo nepolarizovaného. Elektricky nabité částice plasmy CME rozptylují světlo. Čím blíže rovině rovníku Slunce, tím víceje světlo z oblaků CME polarizováno. Dá se tedy změřit vzdálenost od roviny a z toho vymodelovat trojrozměrný model CME. Světlo v oblaku CME je emitováno elektrony kmitajícími v jedné rovině díky elektrickému poli. V důsledku toho je i světlo polarizované, tj. světelné vlny kmitají v jedné rovině. Obyčejné světlo vzniká jako součet vlnění mnoha neuspořádaných pohybů elektronů u kterých není dána žádná rovina kmitu a je tedy nepolarizované.

Vědci potvrdili těmito analýzami, že struktura CME mířící k Zemi není jednoduše podobná rozpínající se bublině. Naopak jeví složitou strukturu v podobě jakýchsi arkádovitých smyček. Ačkoliv se CME po čase oddělí od místa, kde vznikla,tým vědců potvrdil, že smyčky zůstávají s místem svého vzniku propojeny po dlouhou dobu, miniálně takovou, po kterousetrvává CME v zorném poli korónografu SOHO. Předpokládá se, že tato metoda bude využita také u dvou družic, které mají sledovat interakci mezi Sluncem a Zemí. Projekt nazvaný Solar Terrestrial Relations Observatory (STEREO) má startovat do kosmu v únoru 2006.

Dne 6. července došlo na Slunci k nádherné "celokruhové" CME, která však nemíří k Zemi, ale přímo od ní. Protože poblíž zakrytého Slunce vidíme na obrázku Saturn, řekne nám o vlně částic z této erupce více sonda Cassini, která u této planety 1. 7. 2004 zakotvila. Stane se tak pravděpodobně až někdy v srpnu, tak dlouho k Saturnu nabité částice poletí. Jak je vidět, silnější erupce nastávají na Slunci i v období, kdy se blíží do minima aktivity svého jedenáctiletého cyklu, které má nastat někdy v roce 2006.