Kosmické počasí
(aneb jak je to vlastně s polárními zářemi)
Slunce jako hvězda
Nikdo nemůže odporovat, že je Slunce nám nejbližší hvězdou. Řekli bychom si tedy, že bude určitě hvězdou již dávno velmi dobře prozkoumanou a že o ní budeme vědět téměř všechno a budeme z toho schopni například usuzovat na její budoucí chování.
Není tomu vůbec tak. Přestože je Slunce vzdáleno od Země pouhých osm a půl světelné minuty, víme o Slunci fakticky jen jediné - že je to velmi komplikovaný magnetohydrodynamický systém u něhož jsme si jisti dílčími fakty, plynoucími především z dlouhodobé řady pozorování a u kterého máme spoustu předpokladů a teorií na vysvětlení pozorovaných jevů. Jenže může být tisíc pozorování, která potvrdí navrženou teorii a tisícprvní ji může spolehlivě vyvrátit. Podívejme se nejdříve na to, co o Slunci víme, nebo předpokládáme a jak si vysvětlujeme některé jevy.
Slunce je hvězdou na hlavní posloupnosti, nacházející se v nejlepších letech (na lidská měřítka je Sluníčku něco kolem třiceti let). Je hvězdou spektrální třídy G2, s hmotností přibližně dva krát deset na třicátou, což ji sice shazuje ve škále vesmírných se vyskytujících rozměrů do nižších tříd, ale s ohledem na zastoupení jednotlivých spektrálních i hmotnostních typů jde pořád ještě o hvězdu nadprůměrnou. O výjimečnosti Slunce již dneska pochybuje málokdo - stačí říci, že typickou hvězdou ve vesmíru je červený trpaslík žijící v dvouhvězdném nebo vícenásobném systému.
Hlavním zdrojem sluneční energie jsou v současné době termonukleární reakce, které probíhají v samotném jádru Slunce. Odtud je šířena energeticky nejvýhodnějším pochodem, což je v nitru Sluníčka zářením. Někde ve dvou třetinách poloměru Slunce od středu však sluneční hmota rázem neprůhlední díky rekombinacím atomů vodíku a hélia a energie se k povrchu přenáší jinak - konvekcí. V této oblasti mluvíme o konvektivní zóně, konvektivní proudění v ní probíhá ve třech základních modech - granulaci (uplatňuje se v blízkosti povrchu), supergranulaci (pozorovatelné pomocí dopplerova jevu, vzniká superpozicích granulace a zasahuje hlouběji do konvektivní zóny) a gigantických celách (které zasahují až na samotné dno konvektivní zóny a jejich detekce je nesmírně obtížná). Zatímco v jádru Slunce je teplota kolem třinácti až dvaceti milionů kelvinů, směrem k povrchu klesá až na šest tisíc kelvinů. Tady se nachází viditelný povrch Sluníčka a říká se mu fotosféra. Fotosféra je silná přibližně 700 km, ale přesto z ní k nám přichází převážná většina viditelného světla. Nad fotosférou je asi 1000 km silná řídká vrstva koróna, v níž teplota vystoupí na deset tisíc kelvinů a je místem, kde se odehrává velká část procesů, jež nás budou zajímat s ohledem na vztah k Zemi. Dále do kosmického prostoru navazuje přechodová vrstva, kde z neznámých důvodů náhle roste teplota až na jeden milión kelvinů, která značí začátek poslední vrstvy sluneční atmosféry - koróny, řídké vrstvy, jež spojitě přechází do kosmického prostoru. Fotosféru jsme schopni pozorovat i pouhým okem, chromosféru a korónu buď speciálními filtry a přístroji nebo při úplných zatměních Slunce.
Slunce plné procesů
Takto podáno to vypadá velmi nudně. Skutečnost je ovšem mnohem zajímavější. S výjimkou kontinuálních procesů, jakými jsou konvektivní pohyby (které jsou možná v konečném důsledku vlastně tím, co stojí za celou sluneční fyzikou a možná i za vznikem magnetických polí), můžeme sledovat děje, které se již nevyskytují neustále nebo nějak pravidelně.
Nejvýraznějším projevem jsou sluneční skvrny. O způsobu jejich vzniku se neustále vedou sáhodlouhé debaty, ale skvrny ovlivňují počasí kolem Země. Jak, to si povíme za chviličku.
Slunce je jeden veliký a nesmírně komplikovaný magnet. Kromě svého globálního pole, které je relativně slabé, se projevuje především poli lokálními, jež jsou naopak relativně silná a prakticky celý sluneční disk je rozdělen na oblasti různých magnetických polarit. Na hranicích polarit, které jsou mnohdy velmi ostré, tečou obrovské elektrické proudy, jejichž tok je velmi závislý na vodivosti sluneční plazmy, jež není všude stejná. Díky tomu jsou hranice polarit nestabilní a v jejich oblastech občas dochází ke zkratům, jež jsou nejenergetičtějšími ději ve sluneční soustavě - k erupcím. S erupcemi jsou spojeny koronární ejekce hmoty. Protože se rozhraní polarit chovají jako regulérní magnety, vytvářejí známou smyčku magnetických siločar, podobně, jako to známe ze školních pokusů s pilinami. Po těchto silokřivkách se plazma nejsnadněji pohybuje a my pak pozorujeme protuberance, které při průmětu na sluneční disk tvoří filamenty.
Podle četností a kvality slunečních procesů posuzuje tzv. sluneční aktivitu. Jedním z indexů je počet slunečních skvrn. Do jisté míry index částečně zavádějící, proto aktivitu můžeme posuzovat také podle plochy skvrn. Případně podle počtu protuberancí a filamentů a tak dále, hledisek si můžeme vymyslet, kolik chceme.
Sluneční vítr
Nezdá se však, že by tímto způsobem Slunce Zemi nějak přímo ovlivňovalo, pomineme-li životodárnost slunečního světla. Situace je trochu jiná.
Sluneční vítr dává jasný vzor pojmu kosmické počasí. Podobně jako při sledování atmosférického počasí, i zde nás zajímá vítr (konkrétně sluneční) a oblaka (částic). Říkali jsme si, že koróna spojitě přechází do meziplanetárního prostoru. Skutečnost je spíše taková, že hranice vlastně neexistuje, protože se žhavá a velice řídká plazma bez ustání rozpíná do meziplanetárního prostoru. Tomuto proudu protonů, elektronů, částic alfa a těžších jader se říká sluneční vítr. V jednom metru krychlovém bychom napočítali pouhých několik milionů částic, které letí rychlostí 300 - 500 km za sekundu. Po velké erupci jich je až desetkrát více a létají rychlostmi až kolem tisíce km/s. Tomuto krátkodobé zvýšení hustoty a rychlosti větru se říká meziplanetární bouře. Vítr vane od Slunce do všech směrů, a každou sekundu tak Slunce přichází přibližně o milion tun hmoty. Rozsáhlý prostor kolem Slunce, kde vane sluneční vítr (koule o poloměru asi 15 miliard kilometrů) se nazývá heliosféra. V heliosféře ještě převládá gravitační síla Slunce nad gravitačními silami ostatních členů galaktické rodiny.
Rychlost a hustotu slunečního větru měříme pomocí automatických sond v blízkosti Země, jednou z těchto sond je např. ACE nebo SOHO. My jsme na tom ale mnohem lépe v tom, že rychlost dovedeme s jistou přesností předpovídat. Dovedeme totiž změřit rychlost bouřlivého oblaku v okamžiku, kdy opouští Slunce.
Nebudeme zabíhat do detailů, princip vychází z fyzikálního faktu, že elektromagnetické vlny, které mají kmitočet menší, než je plazmová frekvence, se v plazmatu šířit nemohou. Plazmová frekvence je závislá na teplotě a hustotě plazmatu a je docela dobře zmapována pro velkou část slunečního tělesa. Závislost je asi taková, že čím delší vlna, tím dále od slunečního centra se může šířit. Díky tomu v případě erupce pozorujeme zajímavé efekty na radiových vlnových délkách. Nejdříve k nám dorazí nejkratší radiové délky a pak v průběhu času vlny s delší a delší vlnovou délkou. V atmosféře Slunce tedy stoupá oblak žhavého plazmatu, který je schopen vysílat energii na všech vlnových délkách. Jak stoupá od povrchu Sluníčka, okolní plazma je řidší a řidší a propouští delší a delší vlnové délky. Ze zpoždění, s jaký dorazí vlnové délky větší za kratšími, dovedeme vypočítat rychlost, s jakou oblak plazmatu opustil Slunce.
Rychlost a hustota slunečního větru nenarůstá jen v okamžiku, kdy dojde k nějaké mimořádné události, jako je erupce, ale narůstá i za jiných, poněkud složitějších okolností. Koróna totiž není ani zdaleka homogenní a izotropní. Ba právě naopak. Pozorovatelé úplných zatmění Slunce vědí, že v minimu má koróna tvar více eliptický, zatímco v maximu je spíše kruhová. Také mohou pozorovat, že je koróna vlastně střapatá. Sluneční fyzikové říkají, že pozorují koronární paprsky. To jsou místa, kde je koróna hustší, než jinde. A když říkám, že jsou místa, kde je hustší, logicky z toho vyplývá, že někde musí být řidší. Těmto oblastem se říká koronární díry a jsou to lokality, z nichž k nám proudí rychlejší a hustší sluneční vítr. Částicím, unikajícím ze Slunce, totiž je zde kladen menší odpor a také je zde slabší magnetické pole.
Koronární díry se detekují trochu obtížněji a především z vizuálních pozorování koronografy.
Erupce a CME
(Co bylo dříve? Vejce nebo slepice?)
Již jsme si říkali, že Slunce je plné procesů a významnými z nich jsou erupce a koronární ejekce hmoty (CME). Oba dva považujeme za aktivní procesy, protože souvisí s aktivitou Slunce. Řekli jsme si, že k erupcím dochází na hranicích polarit magnetického pole. V těchto oblastech je velmi zajímavé pozorovat magnetické smyčky. Siločáry vylézají na povrch v oblastech severní magnetické polarity, stoupají vzhůru, nad hranicí polarit jdou tečně k povrchu a v oblasti jižní polarity se opět zanořují pod povrch. V místech, kde siločáry jdou tečně k povrchu, lze nejčastěji pozorovat protuberance, oblaka vodíku volně zavěšená v místech, kde se síly vyrovnávají. Právě zde, v souladu s Maxwellovými rovnicemi, tečou obrovské elektrické proudy, neboť magnetické pole je úzce skloubeno s pole elektrickým a opačně. Plazma je v principu elektricky vodivé, takže proudy zde mohou téci více méně bez zábran. Může se ale stát, že tekoucí elektrický proud narazí na překážku, na něco, čemu bychom říkali např. rezistor, cívka nebo kondenzátor (záleží na vlastnostech). Může jít o hustší oblast plazmatu. Interakce začne zvyšovat potenciální energii magnetického pole a to se prudce stane nestabilním. V souladu s přírodními zákony se začne současná energetická bilance jevit jako nevýhodná a pole "hledá" stabilnější konfiguraci s menší potenciální energií. To se mu podaří rekonexí magnetických silokřivek. Z původně nestabilního magnetické pole se stane stabilní. Rekonexe je provázena uvolněním energie na všech vlnových délkách (říká se tomu erupce) a současně ejekcí oblaku plazmatu do meziplanetárního prostoru (tomu se říká CME). S touto představou se neztotožňují všichni sluneční fyzikové. Existuje skupina, která říká, že prvotním jevem je CME a na vyrovnání energetické bilance teprve dochází k erupci, jiní se zase domnívají, že nejprve se uvolní při rekonexi magnetického pole energie na všech vlnových délkách a teprve v důsledku dalších fluktuací a nestabilit dojde při vhodné příležitosti k výronu hmoty do koróny. My bohužel nevím, jaká představa je správná a zřejmě se to také v blízké době nedozvíme. Pro každou variantu existují její pro i proti.
Musíme si ale povědět něco o interakci magnetického pole a plazmatu. Fyzikální podmínky v plazmatu zaručují jeho nepředstavitelně vysokou vodivost. Což znamená, že elektrický proud, který do něho vnikne, vydrží obíhat velmi dlouho dobu bez většího tlumení. Obíhající elektrický proud způsobuje magnetické pole. A protože obíhá dlouhou dobu, dlouhou dobu zvládne udržovat magnetické pole. A my říkáme, že magnetické pole je v plazmatu zmrzlé.
Putující plazma si tedy s sebou nese své vlastní magnetické pole, které pak interaguje s poli ve svém okolí. Své vlastní magnetické pole má hmota protuberancí, proto to vypadá, jakoby protuberance magnetickou smyčku "prověsila", magnetické pole si s sebou nesou oblaka nabitých koronární ejekcí, která dopadají na zemskou atmosféru.
Abychom měli přehled v síle erupcí, jsou erupce klasifikovány podle uvolněné energie (která se klasifikuje podle množství přicházejícího rentgenového záření na vlnových délkách 1 až 8 angströmu a měří je například družice GOES).
| Třída | Vrchol (W/m2) mezi 1 and 8 A |
| B | I < 10-6 |
| C | 10-6 <= I < 10-5 |
| M | 10-5 <= I < 10-4 |
| X | I >= 10-4 |
Aby nebyla klasifikace takto hrubá, zavedly se podtřídy jednotlivých tříd, které se značí číslicemi 0-9. V současné době jsme schopni sílu erupcí určovat dokonce s přesností na desetinu podtřídy. Může se tedy stát, že na Slunci nastane např. erupce třídy C5.6.
Erupce třídy B jsou pro život na Zemi nezajímavé, erupce třídy C nemusí vzrušovat život v našich zeměpisných šířkách, erupce třídy M již pro nás začínají být zajímavé a dobře směrovaná erupce třídy X by mohla na Zemi způsobit velké škody.
Předpovídání síly a četnosti erupcí patří k nejobtížnějším disciplínám sluneční fyziky. Sestává se v klasifikování konfigurace magnetického pole dané aktivní oblasti a subjektivním hodnocení míry nestability tohoto pole, které je silně závislé na zkušenosti pozorovatele. Přesný okamžik začátku a sílu erupce předem stanovit nedovedeme. Není se čemu divit, když nám vlastně ani nejsou úplně jasné mechanismy erupcí.>
Interakce s geomagnetosférou
Nejenom Slunce, ale i Země má své magnetické pole. Není sice tak silné, jako to sluneční, ale i tak má tak velký vliv, že dovede ochránit pozemský život před kosmickými vlivy. Magnetosféra Země je silně nesymetrická. Zatímco v místech směrem ke Slunci dosahuje do vzdálenosti asi osmi poloměrů Země, na straně od Slunce sahá plazmový chvost magnetosféry daleko do prostoru.
Magnetosféra funguje jako obrovský deštník, který odstiňuje nabité částice. Letící částice slunečního větru narazí do čelní části magnetosféry a sklouzne po silokřivkách magnetického pole za Zemi. Jediné místo, kde má částice větší šanci proniknout do zemské atmosféry jsou okolí magnetických pólů a to ještě na straně odvrácené od Slunce - na hranicích plazmového chvostu totiž tečou silné zpětné proudy částic. Čím větší je energie částice (tedy její rychlost), tím větší má šanci, že pronikne v polárních oblastech až do zemské atmosféry. V rovnovážných místech magnetosféry se nacházejí uvězněné energetické částice - tyto oblasti se nazývají van Allenovy radiační pásy. Když letěli na přelomu šedesátých a sedmdesátých let Američané na Měsíc, zvedla se vlna odporu od odborníků, kteří tvrdili, že je nemožné bez poškození zdraví proletět van Allenovými pásy. Zkušenost ukázala, že Apolla létala dost rychle na to, aby mohla radiace nechat na astronautech trvalejší poškození. Kdyby však zůstávali vystaveni škodlivému záření dlouhodoběji, mohlo by způsobit zdravotní komplikace.
Když dorazí k Zemi oblak nabitých částic vyvržených např. při nějaké mohutné CME, statisticky se v něm najdou vysoce energetické částice. Jak jsme si řekli, tak plazma si s sebou nese svoje vlastní magnetické pole. To se složí se polem geomagnetickým a za příznivých podmínek jej může lokálně částečně vyrušit. Ionizované částice pak mají větší pravděpodobnost proniknout do zemské atmosféry, kde s ní interagují a zapříčiňují geomagnetickou bouři.
Slunce škodí
Geomagnetická bouře se projevuje především krátkodobými fluktuacemi geomagnetického pole. Sluneční částice při meziplanetární bouři k Zemi nepřicházejí kontinuálně, ale v rázech. Proto se například v takové bouři třese střelka kompasu - dopadající plazma s magnetickým polem se skládá s geomagnetickým a výslednice obou sil již nesleduje směr originálního geomagnetického pole. Rychlé změny magnetického pole indukují elektrické proudy ve vodičích a mohou tak poškodit zařízení z nich postavená.
Za všechny případy uveďme totální kolaps energetické sítě v kanadské provincii Quebec 13. března 1989. Magnetická bouře na několik dní naprosto pocuchala zemskou ionosféru, která je důležitým faktorem pro radiovou komunikaci. Rádiem ovládané předměty - například garážová vrata - se chovaly naprosto nepředpověditelně. Poškozeno a vyřazeno z činnosti bylo několik družic na oběžné dráze. Jedna erupce stála lidstvo v přepočtu na několik miliard dolarů. Rok poté při další erupci zkolabovaly zase telefonní sítě na půlce území Spojených států Amerických.
Díky rychlému slunečnímu větru se rozpínají vyšší vrstvy zemské atmosféry. Nafouknutá atmosféra klade větší odpor družicím a sráží je na nižší dráhy. Kvůli zvýšení sluneční činnosti v maximu, které nastalo v roce 1979, přišli Američané o na tu dobu velmi dobře vybavenou orbitální stanici Skylab. A tím výčet rozhodně nekončí.
Slunce a změny klimatu
Nejenom prostřednictvím rychlých částic ovlivňuje Slunce život na Zemi. Nikdo již dnes nepochybuje, že počet a velikost skvrn na Slunci souvisí s jeho aktivitou - čím více skvrn, tím větší je sluneční aktivita. Snadno by se nabízelo vysvětlení, že čím více slunečních skvrn, tím méně Slunce svítí. Není to pravda. Jas skvrn je sice asi o 60% menší, než jas ostatních částí Slunce, takže kdyby celý sluneční disk zabírala jedna velká černá sluneční skvrna, dopadalo by na povrch Země pořád ještě asi 40 procent původního jasu - to je asi jako když je obloha pod mrakem. Jenže situace je složitější - ruku v ruce s tmavými skvrnami se vyskytují světlá fakulová pole - vláknité struktury, které mají asi o 200 až 400 stupňů vyšší teplotu, než okolní fotosféra a jsou tudíž asi o 20% jasnější. A protože jich je vždy asi čtyřikrát tolik, než je skvrn, jas Slunce je v podstatě stále stejný. Spíše mají fakule dokonce navrch. Rozdíl mezi vyzářeným výkonem Slunce v minimu a maximu činí asi 0,7 promile, ale i takový malý rozdíl může způsobit díky složitým procesům v atmosféře podivuhodné věci. Jsou zdokumentovány případy, kdy se například v maximu nebyly na Slunci pozorovány žádné skvrny během celé otočky a pozemské prostředí výrazně ochladilo. A naopak.
V letech 1000-1300 panovalo abnormálně teplé podnebí. Nebyl žádný problém doplout k břehům Grónska, což se povedlo Erikovi Rudému, který po svém vyhnání z Islandu odplul na západ a narazil právě na Grónsko, kde v roce 985 založil zemědělskou (!) kolonii. V roce 986 prokazatelně norští mořeplavci objevili Ameriku, kde v roce 1000 přistál Leif Ericson. V dvanáctém a třináctém století se kolonie v Grónsku, tomto jinak velmi chladném ostrově, velmi slibně rozvíjela a čítala více než tři tisíce stálých obyvatel. Idylka však netrvala dlouho, kolem roku 1325 začalo citelné ochlazování a populace kolonie začala pochopitelně klesat Ledovcové kry postoupily k jihu a plavby z Norska směrem do širého Atlantiku se stala hazardním a někdy dokonce nemožným podnikem. Vikingská obchodní loď přistála u břehů Grónska naposledy v roce 1369, vůbec poslední zaznamenaná návštěva tohoto ostrova na dlouhá staletí pochází z roku 1406, kdy sem zabloudila islandská loď. Tento dramatický klimatický posun bývá nazýván Malou dobou ledovou.
Neprojevil se však jen v Atlantiku, v zimě v letech 1422 a 1423 kompletně zamrzlo například Baltské moře a anglická řeka Temže.
Přitom změny podnebí naprosto přesně a prokazatelně souvisejí se sluneční aktivitou. Malá doba ledová byla předcházena teplými staletími, která souvisela se středověkým maximem sluneční aktivity. Nejchladnější části Malé doby ledové zase souvisí se dvěma minimy (Spörerovým v letech 1400-1510 a Maunderovým v letech 1645-1715 - Maunderovo minimum je vůbec zajímavým jevem - nemůže totiž souviset s minimem ve známých slunečních cyklech, které trvají 11, 22 a 80 let; astronomové díky tomu začali uvažovat o dalším, 400-letém cyklu), kdy se na Slunci dle pozorování nevyskytovaly prakticky žádné skvrny. Je tedy více než pravděpodobné, že fluktuace sluneční aktivity způsobují klimatické výkyvy u nás na Zemi, přesto vědci stále ještě příliš nerozumí celému mechanismu.
Velmi pozoruhodný je objev Andrewa Ellicota Douglase. Původně astronom na soukromé observatoři Percivala Lowella, kde se zabýval pátráním po kanálech na Marsu (dovolil si oponovat, proto byl vyhozen), si za svých cest severní Arizonou a Utahem v roce 1901 povšiml, jak výrazně závisí vegetace na nadmořské výšce a na průměrných srážkách. Čím výše položená oblast, tím početnější a silnější byly ty stromy, které jinak v suchých oblastech Arizony úplně chyběly. Vlhkost vzduchu vzniká vypařováním z oceánů, je tedy řízena Sluncem, uvažoval Douglass, proto musí stromy reagovat na množství přicházejícího slunečního záření.Douglass dlouhým zkoumáním přišel na skutečnost, že tloušťka letokruhů u stromů obsahuje informaci o klimatických podmínkách na Zemi; čím příhodnější klima, tím silnější letokruh. Letokruhy se tedy staly lehce dostupnou databankou o změnách klimatu na různých místech Země, a to daleko do minulosti. Douglass se pustil do systematického výzkumu a na počátku třicátých let dvacátého století shromáždil soubor více 1900 spolehlivě proměřených a zaznamenaných letokruhů. Zpracováváním tohoto souboru hledal alespoň stopy sluneční činnosti nebo alespoň periodické klimatické cykly. Již první pohledy ukázaly, že vzorky ze sekvojí a kanadských borovic vykazují jedenáctiletý cyklus - zcela přesně vystihující hlavní (jedenáctiletý) cyklus sluneční aktivity. Výjimkou byla léta 1650-1740, kde nenašel periodické změny žádné. Později dostal dopis od Maunder s upozorněním, že v těchto letech sluneční cyklus zřejmě vysadil. A bylo jasné, že klimatické podmínky na Zemi zcela jistě souvisí se sluneční činností. Pozorování však ukázala, že sluneční aktivita neovlivňuje klima globálně, ale značně selektivně. Je to zvláštní. Zdá se, že v pásu 70 až 80 stupňů severní šířky jsou vyšší srážky během slunečního maxima. Naopak v pásu 60 až 70 stupňů prší více během minima. Hledání takových souvislostí se ale často podobá věštění z lógru. Určitě bychom dovedli nalézt souvislost sluneční aktivity s prodejem králičích paciček, stačí jen vědět, jakou souvislost hledáme. Nicméně o ovlivňování klimatu na Zemi sluneční činností již nikdo nepochybuje. Důkazů je pro to spousta. Nepochybně lze například mapovat výskyt radioaktivního uhlíku 14C v letokruzích. Čím větší je sluneční aktivita, tím méně radioaktivního uhlíku se vytváří. Souvisí to s fyzikálními pochody, takže o této hypotéze nelze úspěšně pochybovat. A skutečně, radiouhlíková pozorování vykazují stejné výsledky, jako pozorování tloušťky letokruhů. Hlouběji do minulosti zasáhne analýza hlubokých ledovců, jejichž složení opět souvisí s aktivitou naší mateřské hvězdy.
Polární záře
Zatím jsme se zabývali jen "hlubšími" vlivy sluneční činnosti a změn kosmického počasí na Zemi. Většinou nám to nepřinášelo nic hezkého. Ale přeci jeden hezký vliv na naši Zemi prudké změny kosmického počasí mají - jsou to polární záře. Jejich pozorování nemá přílišný vědecký smysl (až na studium vyšších vrstev zemské atmosféry), ale estetický vliv mají nepochybně veliký.
Polární záře pozorujeme díky interakci rychlých nabitých částic se zemskou atmosférou. Rychlé částice, které dokáží proklouznout podél magnetických siločar až do atmosféry, narážejí do molekul tvořících vzduch a ionizují je. Tím částice přijdou o část své energie a naopak elektrony v elektronových obalech získají totéž množství potenciální energie přeskokem na vyšší hladinu - to je princip ionizace. Ionizovaný stav atomu je obvykle nestabilní, proto elektrony přeskakují zpět na svou původní dráhu a vyzařují přitom energii ve formě viditelného světla přesně definovaných vlnových délek. Toto světlo my pozorujeme jako polární záři.
Protože nabité částice nejčastěji a nejsnadněji sklouzávají podél smyček magnetických siločar, které směřují k magnetickým pólům, lze tyto světelné jevy pozorovat nejsnáze v polárních oblastech, kde se také nejčastěji vyskytují. Když jsou částice rychlejší, sklouzávají do nižších zeměpisných šířek, zároveň se statisticky vyskytuje méně částic s nižšími rychlostmi a pás polárních září se tak "přesune" směrem ke geomagnetickému rovníku.
U polárních září byly pozorovány tři základní druhy barev, každé jsou způsobeny ionizací různých atomů. Nejčastěji se vyskytují polární záře červené, které jsou způsobeny ionizací molekul kyslíku, vzácnější jsou polární záře zelené, způsobené světlem uvolněným při rekombinaci molekul dusíku a nejvzácnější, jen výjimečně pozorovatelné, jsou polární záře modré, které poukazují na ionizaci atomů vodíku vyskytujícího se ve vysokých vrstvách atmosféry.
Protože k Zemi neproudí stále stejné množství nabitých částic a ty také nejsou stále stejně rychlé, oblast výskytu polárních září se mění, stejně tak se mění jejich intenzita a tvar. V každém případě se ale této oblasti říká aurorální ovál a její výskyt je přímo měřitelný z družic např. na základě emise UV záření ionizovaných atomů. Aurorální ovál má střed v geomagnetickém pólu, za klidové situace poloměr asi 3000 km a vyskytuje se symetricky nad severním i jižním pólem.
Četnost výskytu polárních září je úzce vázána na relativní číslo slunečních skvrn.
Takže máme souhrn teoretických poznatků, aby mohla polární záře vůbec vzniknout. Jak se s tím má ale vyrovnat pozorovatel, kterého nezajímá, zda jsou ionizovány atomy kyslíku, vodíku nebo dusíku, ale z čistě praktického hlediska jen fakt, zda může nebo nemůže polární záři pozorovat.
Již jsme si ukázali, že nabité částice slunečního větru způsobují změny magnetického pole Země. Tyto změny my dokážeme měřit, přesněji dokážeme přímo (magnetometrem) měřit hodnotu magnetického pole v daném místě a v daném čase. Sesbíráme-li sadu těchto měření z různých stanic, rozesetých po celé Zemi, získáme přehled o stavu magnetického pole Země. Jestliže je geomagnetické pole porušené, je větší pravděpodobnost spatření polárních září.
Z měření geomagnetického pole vychází K-index (z něhož přímo vychází Kp-index, který ve své podstatě znamená totéž, jen je pokaždé vyhodnocen jinou institucí), který je přímo úměrný změnám geomagnetického pole vůči klidovému stavu a jeho stupnice je desetidílková. Ukazuje se, že K-index přímo souvisí s hraniční geomagnetickou šířkou, na které je již zvýšená pravděpodobnost pozorování polární záře. Tuto závislost vystihuje následující tabulka, ale pamatujte, že geomagnetický pól Země je od geografického skloněn asi o 5° směrem na americký kontinent.
| K-index | Hraniční geomagnetická šířka (stupně) |
|---|
| 0 | 66,5 |
| 1 | 64,5 |
| 2 | 62,4 |
| 3 | 60,4 |
| 4 | 58,3 |
| 5 | 56,3 |
| 6 | 54,2 |
| 7 | 52,2 |
| 8 | 50,1 |
| 9 | 48,1 |
Praha má geomagnetickou šířku přibližně 45°, z čehož vyplývá, že pokud nemá K-index hodnotu 9, je velmi nepravděpodobné spatření polární záře nad jejím územím. Zkušenost však ukazuje, že to není nemožné a že zajímavé mohou pro naše území být hodnoty K-indexu větší než 6.
Z K-indexu přímo vychází index polárních září, počítaný v Kanceláři pro kosmické počasí (Spaceweather Bureau) v USA. Zavádí deset stupňů pozorovatelnosti (později byly doplněny ještě dva extrémní stupně, které jsou pro nás obzvláště zajímavé) polárních září nad danou geomagnetickou šířkou. Z indexu polárních září lze již přímo vycházet při plánování pozorovatelské pohotovosti.
| Index aurory | Hraniční geomagnetická šířka |
|---|
| 1 | 67,5 |
| 2 | 66,5 |
| 3 | 65,6 |
| 4 | 63,9 |
| 5 | 62,5 |
| 6 | 60,7 |
| 7 | 58,6 |
| 8 | 56,7 |
| 9 | 54,6 |
| 10 | 51 |
| 10+ | 48,5 |
| 10++ | 45 |
Vhodným zdrojem K-indexů i indexů polárních září včetně zobrazení aurorálního oválu je stránka http://www.sec.noaa.gov/SWN nebo http://www.sec.noaa.gov/pmap. Zde již aktuálně uvidíme situaci. Aktualizované on-line ciferníky jsou na http://sohowww.nascom.nasa.gov/spaceweather/. Informačním zdrojem o kosmickém počasí je např. stránka http://www.spaceweather.com. Aktuální a "horké" zprávy se objevují samozřejmě i na stránkách http://apo.astronomy.cz nebo http://www.ian.cz.
Otazníky do budoucnosti
Polární záře jsou zajímavým fenoménem, který vizuálně dokumentuje, jak moc ovlivňuje Slunce život na Zemi. Až budeme umět předpovídat kosmické počasí, budeme umět předpovídat také možnosti ovlivnění pozemských přístrojů a života na Zemi. A možná se této hrozbě budeme i umět bránit.
Michal Švanda
Zdroje:
internet
Jiří Dušek, Michal Švanda : Skvrny, které měnily svět (vyšlo v IAN).