Sluneční vítr je proud nabitých částic ze Slunce, které zaplavují celou sluneční soustavu. Jde zejména o elektrony a protony, v menší míře alfa částice (jádra hélia). Část částic opouští Slunce s rychlostí kolem 800 km/s, ty nazýváme rychlý sluneční vítr. Většinou jsou detekovány v polárních oblastech Slunce nad koronálními děrami. Druhou složkou slunečního větru jsou částice opouštějící Slunce s rychlostí kolem 400 km/s. Těm říkáme pomalý sluneční vítr. Vyskytuje se většinou v rovníkové oblasti a je to sluneční vítr, který zasahuje planety sluneční soustavy, Zemi nevyjímaje. Sluneční vítr objevil anglický astronom Richard Carrington v roce 1859, kdy bylo za půl dne po výrazném slunečním vzplanutí narušeno magnetické pole Země. Na počátku 20. století dal do souvislosti nabité částice unikající ze Slunce s výskytem polárních září na Zemi Kristian Birkeland. Jako neustálý tok nabitých částic proudících ze Slunce pochopil sluneční vítr až Eugen Parker v roce 1958. Ani dnes nejsou ještě zcela jasné mechanizmy generování rychlé a pomalé složky slunečního větru.
 |
|
Slunce – nám nejbližší hvězda, patří k tzv. hvězdám hlavní posloupnosti. Je od naší Země 150 milionů km daleko, její průměr činí 1 400 000 km. Teplota na povrchu dosahuje 5 780 K, v centru 15 milionů K. Září výkonem 4×1026 W. Spálí při tom 700 milionů tun vodíku každou sekundu. SOHO – SOlar and Heliospheric Observatory, sonda vypuštěná NASA v roce 1995 se zaměřením na pozorování a výzkum slunečního povrchu, atmosféry, koróny a slunečního větru. Dodnes je plně funkční a poskytuje cenná data. TRACE – Transition Region and Coronal Explorer, sonda NASA vypuštěná v roce 1998 a navazující na práci družice SOHO. Poskytuje vynikající snímky plazmatu rozprostřeného podél silokřivek magnetického pole v UV oboru. Ulysses – Odyseus, sonda určená pro sledování heliosféry Slunce z vysokých slunečních šířek. Hlavním cílem byl výzkum Slunce a jeho vlivu na meziplanetární prostor. Sonda měla dráhu navrženou tak, že jižní pól Slunce prozkoumala v roce 1994, ke Slunci se opět vrátila v roce 1995, kdy se přiblížila k severnímu pólu. Do stejných oblastí se vrátila v letech 2000 a 2001 při svém druhém oběhu. V té době bylo Slunce v blízkosti maxima aktivity. Při posledním třetím návratu v roce 2007 av2008 byla mise ukončena, sonda ztratila orientaci. STEREO – Solar TErrestrial RElations Observatory, mise NASA z roku 2006, jejímž hlavním cílem je pomocí dvou stejných sond pořizovat třírozměrný obraz sluneční koróny. Sondy nesou zobrazovací jednotky pro viditelný i XUV obor a přístroje k výzkumu slunečního větru. Hinode – japonská sonda kosmické agentury JAXA z roku 2006 určená k výzkumu Slunce. Její původní název byl SOLAR-B. Hlavním cílem je výzkum magnetického pole Slunce, jeho vznik a souvislost s generováním slunečního větru a výzkum ohřevu koróny. |
| Cesta slunečního větru |
Sluneční vítr se na svou pouť vydává na slunečním povrchu. Mechanizmy jeho emise se intenzivně zkoumají. Obsahuje nejenom jednolitý proud částic, ale i různé shluky a chuchvalce plazmatu vyvrhované Sluncem. Ty obsahují zamrzlá magnetická pole nesená slunečním větrem napříč sluneční soustavou. Pohyb částic slunečního větru je ovlivňován meziplanetárním magnetickým polem, zejména otevřenými slunečními silokřivkami. V blízkosti Země dosahuje typická koncentrace několika částic v metru krychlovém. Jejich teplota je kolem 3 eV (přibližně 30 000 K) a rychlost 400 až 500 km/s. Jde o nadzvukovou rychlost. Ve slunečním větru se, byť je relativně řídký, mohou šířit i vlny zvukových frekvencí. Nabité částice spolu totiž interagují "na dálku" prostřednictvím elektrických a magnetických polí. U Země mohou chuchvalce plazmatu slunečního větru způsobit magnetické bouře, narušit elektronické přístroje, telekomunikační sítě i dálková vedení vysokého napětí. Elektrony slunečního větru pronikající do horních vrstev atmosféry v polárních oblastech, kde vybudí její atomy a molekuly, které následně září. Dochází k oněm typickým polárním zářím, které znají zejména severské národy. Někdy se stane, že jeden plazmoid (shluk plazmatu) zasáhne několik planet, pokud jsou ve stejném směru. V roce 2000 rozzářil takový plazmoid polární záře na Zemi, Jupiteru i Saturnu.
 |
| Polární záře se dostala i do nabídky cestovní kanceláře "Arctic Sea Cruises". |
Ve vzdálenosti 80 až 90 AU se skokem mění rychlost slunečního větru z nadzvukové na podzvukovou. Vznik takových rázových vln je v přírodě běžný. Této rázové vlně říkáme rázová vlna slunečního větru neboli terminační vlna. Snížení rychlosti proudění je nutně spojeno se zvýšením koncentrace nabitých částic. Plyne to z rovnice kontinuity, ale každý zná tento jev i z běžného života. Pokud se na dálnici stane nehoda a projíždějící automobily sníží rychlost, okamžitě se zvýší jejich hustota. Terminační vlnou prolétla v roce 2004 sonda Voyager 1 a v roce 2007 Voyager 2. Obě naměřily přibližně 2,5 násobné zvýšení koncentrace částic. Cesta slunečního větru končí za heliopauzou, na tzv. plášti heliosféry, kde se sluneční vítr zpomalí a splyne s částicemi mezihvězdného prostředí.
 |
| Heliosféra Slunce. Zdroj: Mladá fronta / Ivan Havlíček. |
| Slunce – cíl mnoha sond |
Výzkum slunečního větru provádí desítky sond. Není divu, vždyť interakce slunečního větru s magnetosférou naší Země bezprostředně ovlivňuje dění v horních vrstvách atmosféry, procesy v ionosféře a často i elektronická zařízení na povrchu Země. Nicméně se dnes zaměříme jen na výzkum vzniku slunečního větru, tedy na sondy sledující přímo Slunce. K největším stálicím patří SOHO, sonda NASA, která startovala již v roce 1995 a dodnes je činná. Objem pořízených dat je obrovský a nad vynikajícími snímky povrchu se tají dech. Z vědeckého hlediska je nesmírně cenný například přístroj MDI (Michelson Doppler Interferometer), kterým je možné zkoumat magnetoakustické vlny a vyšetřovat i podpovrchovou aktivitu Slunce (podobně jako tělní tkáně ultrazvukem). Na práci SOHO navazuje další sonda NASA z roku 1998 – TRACE. V ultrafialovém oboru pořizuje snímky plazmatu tekoucího podél silokřivek magnetického pole. Na těchto nepřekonatelných fotografiích jsou nádherně viditelné tvary magnetických silokřivek v okolí slunečních skvrn.
 |
| Slunce ze sondy SOHO v extrémním UV oboru. Zdroj: NASA. |
 |
| Snímek plazmatu proudícího podél silokřivek ze sondy TRACE. Zdroj: NASA. |
Další významnou sondou byl Odyseus (viz náš seriál Odyseus již napotřetí Slunce obkružuje). Tato evropsko-americká sonda byla navedena na polární dráhu a jednou za 6 let prolétla nad polárními oblastmi Slunce a pořídila jako první data z dosud neprozkoumaných míst. Startovala v roce 1990, polárními oblastmi poprvé prolétla v letech 1994-1995, podruhé v letech 2000-2001 a naposledy v letech 2006-2007. Na konci třetího obletu se z důvodu podchlazení přístrojů stala sonda neovladatelnou. Velmi známé jsou pořízené záznamy rychlosti slunečního větru v závislosti na heliografické šířce, které prokázaly, že rychlý vítr je doménou polárních oblastí a pomalý vítr rovníkových. Při prvním průletu polárními oblastmi bylo rozdělení na pomalý a rychlý sluneční vítr markantní. Šlo o období slunečního minima, kdy má magnetické pole Slunce dominantně dipólový charakter. Při druhém obletu v období maxima sluneční aktivity nebylo možné oddělit oblasti pomalého a rychlého slunečního větru. V tomto období dochází k přepólování slunečního magnetického pole, které má neuspořádaný charakter (někdy se hovoří o tomto poli jako o vlasaté kouli). Sonda Odyseus také byla první sondou, které se v roce 1995 podařilo prolétnout hranicí mezi rychlým a pomalým slunečním větrem. Hranice byla velmi ostrá a měřila několik milionů kilometrů.
 |
| Rychlost slunečního větru z měření sondy Odyseus je vyznačena červenou a modrou křivkou. Na spodní části obrázku je znázorněna sluneční aktivita v období let 1992 až 2003. Na levém grafu je patrná výrazně nižší rychlost slunečního větru v rovníkové oblasti. Zdroj: McComas et al., Geophys. Res. Lett., 2003. |
 |
| Významný je také projekt STEREO, ve kterém dvojice shodných sond pořizuje třírozměrný obraz sluneční koróny. Sondy startovaly v roce 2006. Na snímku je jeden z prvních obrazů Slunce pořízený v extrémním ultrafialovém oboru. |
| Geneze slunečního větru v přímém přenosu |
K pochopení vzniku slunečního větru přispěla významnou měrou sonda Hinode, kterou vypustila japonská kosmická agentura JAXA v roce 2006. Sonda se původně jmenovala Solar-B a po úspěšném startu byla přejmenována na Hinode (Východ Slunce). V roce 2007 se podařil sondě Hinode neuvěřitelný kousek. Sonda přímo nafotografovala vznik slunečního větru na okraji aktivních oblastí, kde se mění charakter magnetického pole a částice plazmatu opouštějí sluneční povrch směrem do meziplanetárního prostoru. V animaci na následujícím snímku vidíte kompozici z rentgenových obrazů aktivní oblasti z 20. února 2007, která pokrývá pozorovací období 12 hodin. Na hranicích aktivní oblasti (zejména na té vzdálenější) jsou jasně vidět proudy látky unikající podél magnetických silokřivek ven ze Slunce. Oblast byla v rovníkové části Slunce a poprvé v historii zde byl přímo zaznamenán vznik tzv. pomalého slunečního větru, který zasahuje i Zemi a ostatní planety sluneční soustavy.
 |
| VIDEO: Záběry geneze slunečního větru ze sondy Hinode z 20. 2. 2007. V místě označeném šipkou uniká sluneční vítr. Zdroj: Hinode (avi, 10 MB). |
 |
| VIDEO – SIMULACE: Počítačová simulace atmosféry Slunce. Červené linie jsou silokřivky magnetického pole. Jejich vlání způsobují Alfvénovy vlny (magnetozvukové vlny) šířící se vzhůru ze slunečního povrchu. Podél otevřených silokřivek unikají nabité částice slunečního větru. Zeleně je znázorněna fotosféra. Obdobnou situaci skutečně pozorovala sonda Hinode. Zdroj: Institute for Theoretical Astrophysics, University of Oslo (avi, 9 MB). |
 |
| VIDEO – SKUTEČNOST: Skutečné pozorování oblasti v okolí jižního pólu sondou Hinode. Animace je složena ze záběrů dalekohledu Solar Optical Telescope z 19. března 2007. Zobrazená oblast je třikrát větší než naše Země. Žhavé plazma uniká vzhůru podél silokřivek magnetického pole. Jejich příčné vlání je způsobeno Alfvénovými magnetozvukovými vlnami. Video je stonásobně zrychlené oproti skutečnosti. Zdroj: LMSAL, NASA, JAXA, NAOJ (avi, 9 MB). |
Plazma – kvazineutrální soubor nabitých a neutrálních částic, který vykazuje kolektivní chování. Lidsky to znamená, že se v dané látce nachází alespoň malé množství elektricky nabitých částic, které jsou v celém objemu elektricky neutrální a jsou schopny reagovat na elektrická a magnetická pole jako celek. Plazma vzniká odtržením elektronů z elektrického obalu atomárního plynu nebo ionizací molekul. S plazmatem se můžeme setkat v elektrických výbojích (blesky, zářivky), v polárních zářích, ve hvězdách, ve slunečním větru a v mlhovinách.
Heliopauza – hranice heliosféry. Jde o oblast, ve které končí vliv našeho Slunce. Za heliopauzou se nachází mezihvězdné prostředí.
AU – astronomická jednotka, střední vzdálenost Země od Slunce, 149 597 870 km. Používá se především pro určování vzdáleností ve sluneční soustavě.
Voyager – dvojice sond NASA, která startovala v roce 1977 pomocí nosných raket Titan/Centaur. V roce 1979 prolétly obě sondy kolem Jupiteru, v roce 1980 (Voyager 1) a 1981 (Voyager 2) kolem Saturnu. Voyager 2 pokračoval dále k Uranu (1986) a Neptunu (1989). Obě sondy se zásadním způsobem zasloužily o poznání sluneční soustavy a dnes jsou nejvzdálenějšími objekty vyslanými lidstvem.
Magnetosféra – oblast magnetického vlivu naší Země. Dipólové magnetické pole je vytvářeno v jádru Země elektrickými proudy o řádové hodnotě 109 A. Toto pole je deformováno interakcí se slunečním větrem do charakteristického tvaru – magnetosféry Země. Magnetosféra je přirozeným ochranným štítem před nabitými částicemi slunečního větru.
Ionosféra – slabě ionizovaná oblast atmosféry Země, dělí se na vrstvy E (60÷90 km), D (90÷150 km), F (150÷800 km). Přes den se vrstva F dělí na F1 a F2. Ve výšce 300 km je koncentrace částic 106 cm−3.
Sluneční skvrna – oblast na slunečním povrchu s intenzivní magnetickou aktivitou, díky které má nižší teplotu než okolí (méně než 5000 K). Jsou to viditelné projevy trubic magnetických toků v konvektivní zóně. Ačkoli jsou ve skutečnosti velmi jasné, v porovnání s okolím se jeví jako tmavé. V UV oboru jsou ale naopak světlejší než okolí. Někdy mají i 50 tisíc km v průměru. Vyskytují se většinou ve skupinách a můžeme je dělit podle toho, ke kterému konci magnetické silokřivky patří. Poprvé byly pozorovány v roce 1611.
Ulysses – Odyseus, sonda určená pro sledování heliosféry Slunce z vysokých slunečních šířek. Hlavním cílem byl výzkum Slunce a jeho vlivu na meziplanetární prostor. Sonda měla dráhu navrženou tak, že jižní pól Slunce prozkoumala v roce 1994, ke Slunci se opět vrátila v roce 1995, kdy se přiblížila k severnímu pólu. Do stejných oblastí se vrátila v letech 2000 a 2001 při svém druhém oběhu. V té době bylo Slunce v blízkosti maxima aktivity. Při posledním třetím návratu v roce 2007 a 2008 byla mise ukončena, sonda ztratila orientaci.
Sluneční cyklus – přibližně jedenáctiletý základní cyklus v životě Slunce. Během něho se periodicky mění počet slunečních skvrn i samotný sluneční výkon. Poprvé o něm pro nás napsal Heinrich Schwabe v roce 1843, i když objeven byl už v 70. letech 18. století Christianem Horrebowem, jehož práce ale bohužel zapadla.
Magnetozvuková vlna – obdoba zvukové vlny šířící se v ionizovaném prostředí za přítomnosti magnetického pole. Vlna se šíří anizotropně, a to ve třech vlnoplochách. Dochází k přelévání energie mezi kinetickou energií částic, tlakovou energií látky a energií magnetického pole.
