Při pohledu na noční oblohu lze někdy pozorovat pompézní světelné úkazy, které se nazývají polární záře. Vznikají při toku energeticky nabitých částic ze Slunce, které vstupují do vysoké atmosféry. V této problematice je důležité zaprvé pochopit, jak funguje atmosféra Slunce a zadruhé, co se odehrává ve vysoké atmosféře Země. Proto jsem se rozhodl rozdělit článek na dvě části. První díl se zaměří na sluneční atmosféru a druhý pak na samotnou polární záři.

Slunce je hvězda hlavní posloupnosti obíhající kolem středu Mléčné dráhy. Tvoří je plazma, jehož teplota se v nitru Slunce pohybuje okolo 15 milionů Kelvinů. Na povrchu je teplota výrazně nižší, v průměru 7 000 K. Stejně jako Zemi, i Slunce obklopuje atmosféra, která se skládá ze tří vrstev.

Obr. 1: Protuberance vycházející z povrchu Slunce. Zdroj: www.treking.cz

Nad povrchem Slunce se rozprostírá fotosféra s vertikálním rozsahem cca 135 km. Pod fotosférou lze detekovat konvektivní zónu, ze které vstupují do fotosféry podpovrchové konvektivní proudy. Tyto proudy vyráží ze slunečních útrob rychlostí asi 5-10 km/s. V důsledku působení teplých výstupných a následně chladných sestupných konvekčních proudů dochází ve fotosféře k takzvané granulaci. Granule charakterizuje nepravidelný mnohoúhelníkový tvar s průměrem zhruba 1 000 km. Dále lze ve fotosféře registrovat sluneční skvrny. Ty vznikají v důsledku poruch v magnetickém poli Slunce. Magnetické siločáry vycházející ze slunečních skvrn a následně se vracející nazpět jsou značně deformované a brání horkým konvekčním proudům ve výstupu. Tím pádem je potlačen deport energie z nitra Slunce do skvrn. Sluneční skvrny se vyznačují teplotou až o 2 000 K nižší než okolní fotosféra. Ostentativní jsou ve fotosféře Slunce také protuberance (viz obr. 1). Jedná se o jasné výtrysky chladného plazmatu z povrchu Slunce propagující se až do sluneční koróny. Ve většině případů nabývají tvaru smyčky.

Ve fotosféře s výškou klesá tlak, teplota i hustota plynu. Teplota u slunečního povrchu osciluje u 7 000 K, kdežto ve svrchních vrstvách fotosféry dosahuje "jen" asi 4 200 K. Horní vrstvy fotosféry jsou méně průsvitné pro záření. Ve fotosféře vzniká viditelné spektrum světla s vlnovými délkami 380-700 nm. V tomto spektru lze detekovat tmavé absorpční spektrální čáry, pro které se ve spojitosti se slunečním spektrem zavádí pojem Fraunhoferovy čáry. Fotosféra je nejchladnější částí Slunce.

Nad fotosférou se rozprostírá další vrstva sluneční atmosféry, chromosféra. Ve vertikálním rozsahu zabírá asi 1 000 km a teplota zde s výškou vzrůstá od nějakých 4 200 K při hranici s fotosférou až na hodnotu atakující 10 000 K ve svrchních vrstvách. Hustota plynu naopak s výškou klesá. Chromosféru lze pozorovat na začátku a konci úplného zatmění Slunce, kdy se jeví jako úzký narůžovělý srpeček. Toto zbarvení způsobuje emisní čára vodíkových atomů - elektrony přecházejí ze třetí na druhou energetickou hladinu. V chromosféře lze detekovat výtrysky žhavého plazmatu proudící do řídké koróny, zvané spikule. Ty jsou zřejmě pokračováním konvektivních proudů a tedy granulí. Jejich teplota alteruje okolo 10 000 K a mohou zasahovat až do výšky 20 000 km nad povrch Slunce. Lze je spatřit na začátku a konci úplného zatmění Slunce. Vizáž chromosféry je razantně ovlivněna magnetickým polem Slunce.

Třetí, poslední vrstva sluneční atmosféry, se nazývá koróna. Její vzhled plně udává magnetické pole Slunce, které ji utváří do různých tvarů, například smyček a nebo oblouků. Takovou pulzující korónu lze ze Země pozorovat buď při úplném zatmění Slunce, kdy je ostré sluneční světlo zastíněno měsíčním diskem a slabě svítící koróna tak vynikne (viz obr. 2), nebo na korónografech. Při zatmění dne 7. 8. 1869 byla ve spektru koróny frapantně detekována zelená spektrální čára. Jelikož taková vlnová délka neodpovídala žádnému známému prvku, tak se v kuloárech začalo spekulovat o objevení nového prvku zvaného korónium. Až ve třicátých letech minulého století přišli astronomové s tezí, že se jedná o třináctkrát ionizované železo, nikoliv však nový prvek. Aby ale mohlo existovat železo v takové formě, je zapotřebí dosažení teploty řádově v milionech Kelvinů. Zde vyvstala otázka: Proč je koróna tak horká?

Obr. 2: Sluneční koróna pozorovaná v pásmu totality při úplném zatmění Slunce. Zdroj: astro.sci.muni.cz 

Dlouhou dobu se spekulovalo o teorii, že ohřev koróny způsobují sluneční erupce. Nyní se astronomové přiklánějí k názoru, že k transportu energie dochází pomocí magneto-zvukových vln. Při průchodu plazmatem se zvuk šíří daleko komplikovaněji než při tranzitu běžným prostředím. Takzvané Alfvénovy vlny se promptně šíří z povrchu Slunce podél magnetických siločar a deportují energii v podobě zvukových vln až vysoko do koróny.

Koróna vydává jen poskrovnu viditelného světla, zatímco nejsilněji poskytuje rentgenové záření. Silná ionizace koróny znamená, že je elektricky výborně vodivá. Absence hydrostatické rovnováhy determinuje její rozpínání, tudíž některé částice se skví tak vysokou energií, že převýší kruhovou rychlost Slunce a uniknou do kosmického prostoru, kde opisují dráhu paraboly. Jejich trajektorii určuje magnetické pole Slunce a magnetické pole meziplanetárního prostoru. Takový proud částic se označuje jako sluneční vítr (viz obr. 3). Vyznačuje se rychlostí zhruba 450 km/s a skládá se z protonů, elektronů a alfa částic. Při slunečních erupcích se k nim dále přičlení prvky obsažené v obou nižších vrstvách sluneční atmosféry, a to například hélium, vodík a další prvky, ze kterých se skládá Slunce.  

Obr. 3: Vliv slunečního větru na zemskou magnetosféru. Zdroj: https://cs.wikipedia.org/

Sluneční vítr se během svého putování vesmírem střetává také s magnetickými poli planet, které kolují kolem centrální hvězdy. To hraje podstatnou roli při formaci polárních září. A o tomto bude pojednávat druhý díl článku.      

Zdroj úvodního obrázku: www.invia.cz

Zdroje: https://www.aldebaran.cz/zvuky/blyskani/docs/18.html, https://cs.wikipedia.org/wiki/Slunce, kniha - Pozorování a předpovědi počasí (Petr Dvořák)