Když Slunce bouří

Nad děním na Slunci již spousta pozorovatelů zlomila hůl. Maximum sluneční činnosti nastalo v roce 2001 a v současnosti se podle všech pravidel nachází na sestupné větvi jedenáctiletého cyklu. To znamená výrazný úbytek slunečních skvrn, celkové snížení aktivity. O to více překvapivé bylo to, co se dělo na Slunci počátkem listopadu. Na povrchu (odborně ve fotosféře) se objevila spousta slunečních skvrn, chladnějších míst povrchu, z nichž tři byly bez jakýchkoli problémů pozorovatelné pouhým okem.

Sluneční skvrny vznikají díky silnému magnetickému poli, které je na chladnějších hvězdách zřejmě běžné. Na Slunci se skvrny jen výjimečně vyskytují samostatně, většinou se sdružují do skupin – aktivních oblastí. Magnetické pole v aktivních oblastech může být jednoduché (pak připomíná tyčový magnet), nebo velmi složité (kdybyste měli takových tyčových magnetů nasypanou hromadu). Mnohé konfigurace magnetických polí ve fotosféře jsou nestabilní – je v nich nahromaděna spousta volné energie. Jak moc je pole nestabilní se dá odhadnout z jeho topologie. Nestabilní konfigurace může vzniknout například vírovými pohyby plazmatu v aktivní oblasti, což se také běžně pozoruje.

Co je to erupce?
Může se stát, že je do nestability magnetického pole dodáno tolik energie, až přeteče onen pověstný pohár. Pak pozorujeme jev, který je nazýván erupcí. Magnetické pole v krátkém časovém okamžiku, maximálně během několika desítek minut, přeskočí do stabilnější konfigurace (odborně se mluví o magnetické rekombinaci) a přitom se uvolní nahromaděná energie na všech vlnových délkách, převážně však v krátkovlnné oblasti spektra. Ve výjimečných případech lze erupce jako zjasnění pozorovat i ve viditelném
světle – takovým se říká bílé erupce a jsou velmi vzácné. Erupci poprvé pozoroval sluneční pozorovatel Richard Carrington 1. září 1859 a to jen díky tomu, že šlo právě o tu „bílou“.
Mnohé erupce jsou doprovázený výronem hmoty z fotosféry a chromosféry do korony – koronárními ejekcemi hmoty (CME – Coronal Mass Ejection). Ze Slunce je v takovém případě velkou rychlostí vyražen mrak řídkého plazmatu, který podél siločar meziplanetárního magnetického pole směřuje do hlubin Sluneční soustavy.
Všechno tohle by bylo docela zajímavé a zcela bezpečné, kdybychom to sledovali pouze z povzdálí jako nezávislí pozorovatelé. Situace je však trochu jiná.

Hrozí nám nebezpečí?
Před účinky kosmických nabitých částic nás brání zemská magnetosféra – funguje jako obrovský deštník, který odklání drtivou většinu částic mimo Zemi. Některé částice však přes tento dešt-ník proniknou a pak většinou sklouzávají podél silokřivek geomagnetického pole do oblasti magnetických pólů, které jsou blízko pólům zeměpisným. Za normálních okolností jsou i tyto částice zcela neškodné.
V případě hustších a rychlejších oblaků plazmatu, které vznikají při CME, je však situace trochu odlišná. Hustotní a rychlostní nehomogenity, které jsou v takovém mraku běžné, cloumají s čelem zemského magnetického deštníku a fakticky i s celým magnetickým polem. Tomuto stavu se říká geomagnetická bouře (o její existenci byste se mohli přesvědčit
sami – střelka kompasu by měla kmitat). Rychlejší částice v hojnějším počtu pronikají magnetickou ochranou a pronikají do zemské atmosféry i v magneticky jižnějších oblastech.
Nabité částice v atmosféře excitují molekuly dusíku a kyslíku. Na obloze pak můžeme pozorovat fantastické rychle se měnící tvary polárních září. V době velkého porušení magnetického pole Země jsou pozorovatelné hluboko na jihu (v Evropě např. ve Španělsku nebo Itálii). Porušené geomagnetické pole může generovat napětí v kovových součástkách. Kritická je v takových okamžicích ochrana dálkových vedení elektrického proudu, protože v dlouhých drátech mohou vzniknout nepředstavitelná napětí. Např. v březnu 1989 se díky nedostatečné ochraně ocitl celý kanadský Quebec na několik desítek hodin bez elektřiny, neboť pod tíhou přepětí vyhořelo několik transformátorů. Celková škoda byla tenkrát odhadnuta na miliardy dolarů.
Ionizující záření je nebezpečné i živým organismům. V období vysoké aktivity dostávají vysoké radiační dávky například piloti letadel a také kosmonauti na oběžné dráze. Těžké částice způsobují zkraty i fyzická poškození družic na oběžné dráze. Narušené poměry v ionosféře mají za následek přerušení telekomunikačních spojení na krátkých vlnách.

Bráníme se!
Ochrana proti důsledkům slunečních výbuchů může být komplikovaná, ale ve výsledku se vždy vyplatí. Dálková vedení jsou přepojována na kratší spojení, neboť jistit kratší spojení proti menšímu přepětí je jednodušší. Používaná kosmická elektronika je „hrubší výroby“ – vysoká miniaturizace je totiž na chyby způsobené kosmickými částicemi mnohem náchylnější. Elektronika je často mnohokrát zálohová-na – v moderních dopravních letadlech je běžné, že palubní výpočty provádějí současně dva nezávislé počítače a pokud se neshodnou na výsledku, je důvodné podezření, že jeden z výpočtů byl ovlivněn průletem nabité částice elektronikou. V takovém případě se oba výsledky zahodí a opakují. Při letech raketoplánů je takových počítačů na palubě dokonce pět.
Dnes je již zcela samozřejmé, že odpovědná místa sledují varování slunečních fyziků o možných silných erupcích a geofyziků o probíhajících nebo nastávajících geomagnetických bouřích. Na pomezí astronomie a geofyziky se objevila nová vědní disciplína – kosmické počasí (spaceweather), jednou z jejích náplní je právě sledování vztahů Země-Slunce.
Sledování „kosmických ciferníků“ přidělalo na počátku listopadu vrásky nejednomu odpovědnému činiteli. Již jsme si řekli v úvodu, že fotosféra se „zaskrvnila“, přičemž minimálně tři skvrny bylo nutné označit jako velmi velké. Jedna z nich (označovaná NOAA 486, její plocha 13krát přesáhla povrch celé Země) se stala místem původu série silných erupcí (třídy X), z nichž jedna – ze 4. listopadu – byla vůbec nejsilnější kdy zaznamenanou erupcí. Její mohutnost byla hodnocena stupněm X28. Díky systému včasného varování byly škody zcela minimální.
Aktivní oblast NOAA 486 byla jedním velkým překvapením. Sluneční fyzika je daleka spolehlivé předpovědi podobných událostí. V současnosti je již přivrácená část fotosféry prakticky bez skvrn, což je trend, který je od Slunce odborníky očekáván. Ale nikdo přesně neví, co se stane příště.

Klasifikace erupcí
Síla erupcí se klasifikuje podle toho, kolik energie dorazí k Zemi v rentgenové oblasti (přesněji v pásu 0,1 - 0,8 nm). Jestliže je změřený tok energie menší než 10^-6 Wm^-2, mluvíme o erupci třídy B, následuje C, M a toky s hodnotami většími než 10^-4 Wm^-2 jsou označovány stupněm X. Existuje samozřejmě jemnější dělení, které zavádí podtřídy charakterizované čísly od 0 do 9,9 (tedy např. M10 je vlastně X0). Pouze u erupcí třídy X mohou být tato čísla větší než 10, protože dále již nenásleduje žádná jiná třída. Rentgenový tok je měřen na palubách amerických družic GOES, tedy mimo zemskou atmosféru. Jen pro srovnání - tok elektromagnetického záření na všech vlnových délkách (od kilometrů po zlomky nanometru) je označován jako sluneční konstanta a v okolí Země je její hodnota přibližně 1400 Wm^-2.