Slunce jako jedna z hvězd
Slunce je naší nejbližší hvězdou. Zásobuje nás světlem a teplem, bez kterého by život na Zemi tak jak jej známe nebyl možný. Slunce nám také dovoluje studovat ostatní hvězdy, se kterými jej můžeme snadno porovnat. Naše nejbližší hvězda je nadprůměrná. Je asi 5x větší, 6x více hustá a 250x více zářivá než průměrná hvězda v naší galaxii. Nejbližší hvězda od Slunce s názvem Proxima Centauri je vzdálena asi 4 světelné roky, její světlo k nám i sluneční světlo k ní letí 4 roky. Je to ohromná vzdálenost, když si uvědomíme, že Země je od Slunce vzdálena jen 8 světelných minut. Proxima Centauri je od Země asi 270 000 krát dál než Slunce. Pokud by od nás bylo Slunce vzdáleno 1 metr, byla by v tomto měřítku Proxima Centauri vzdálena 270 km, tedy asi jako je vzdálenost Praha-Ostrava. Při tak ohromných vzdálenostech je jasné, že Slunce je ideální hvězdou, na kterém můžeme studovat procesy probíhající v nitru, na povrchu i v nejbližším okolí hvězd.
"Nejsme zvyklí uvažovat o Slunci jako o hvězdě. Vždyť mezi Sluncem a hvězdami je zřetelný rozdíl - Slunce je na nebi velké a oslnivé, hvězdy se jeví drobné i v největších dalekohledech. Pomysleme na Slunce i na hvězdy stejně a tento rozdíl se rázem rozplyne. Pomysleme na ně jako na nesmírně hmotné a stálé přírodní fúzní reaktory balancující miliony i miliardy let mezi stavem gravitačního zhroucení pod tíhou vlastní hmotnosti a stavem rozpínání do okolního prostoru vlivem opačně působících sil. Slunce je hvězdou denní oblohy a hvězdy na noční obloze jsou vzdálená slunce."
Slunce vychází každým dnem nad východem, blízko poledne přechází nad jihem a večer zapadá skoro na západě. Každou noc se opakuje podobný scénář, ale jednu hvězdu střídají tisíce hvězd nesmírně vzdálenějších a zdánlivě méně jasných. Snadno bychom mohli dojít k závěru, že Slunce na denní obloze i ostatní hvězdy na nočním nebi obíhají kolem Země. Ale cožpak je vůbec možné, aby všechny tyto hvězdy kolem nás obíhaly stejnou zdánlivou rychlostí a ve stejném směru? Musela by to být obrovská náhoda. Pohyb hvězd po obloze lze vysvětlit jednoduše tak, že se otáčí Země spolu s pozorovatelem. Díky pohybu Slunce po obloze můžeme dělit čas na den a rok. Den byl zpočátku chápán jako období, kdy je světlo a kdy člověk mohl vykonávat práci. V dnešní době, kdy běžně pracujeme i v noci, považujeme za den spíše období trvající 24 hodin. Stále ovšem rozlišujeme den a noc. Jeden rok chápeme jako období, za které Země dokončí jeden oběh kolem Slunce. Poměrně dobře se doba jednoho roku projevuje na noční obloze, kde se střídá vláda jarních, letních, podzimních a zimních souhvězdí. Rok se projevuje i na pohybu naší denní hvězdy po obloze - každým dnem v poledne je Slunce o něco výše nebo níže nad obzorem. V létě v pravé poledne (ve 13:00 letního času) je Slunce na obloze velmi vysoko, zatímco v zimě je ve pravé poledne (ve 12:00 zimního času) jen velmi nízko. Trvá rok, než se Slunce dostane opět do téhož bodu na obloze.
Výška Slunce nad obzorem se v rámci roku mění vlivem sklonu rotační osy Země, který činí asi 23,5°. Z různých bodů oběžné dráhy Země je tak pozorovatel vůči Slunci nakloněn různě. Pokud bychom si každým dnem v pravé poledne zaznamenávali polohu Slunce na obloze, všimli bychom si, že v průběhu roku nemění pouze výšku nad obzorem, ale že se mírně posouvá i na východ a na západ. Vykreslená křivka by se podobala osmičce, nazývá se analema. Slunce je nejvýše nad obzorem v době letního slunovratu, až 72,5°. Tehdy je Slunce nejdále od Země, vychází nad severovýchodem a trvá mu až 16 hodin než se přesune na severozápad a zapadne pod obzor. Noc trvá asi 8 hodin. V průběhu dalších dnů a měsíců se dny zkracují. V den podzimní rovnodennosti je den stejně dlouhý jako noc - zhruba 12 hodin. Slunce vychází téměř přesně nad východem a zapadá téměř přesně nad západem. V rámci analemy se nyní nacházíme v bodě, kdy dráha Slunce po obloze protíná průmět zemského rovníku na obloze. V průběhu dalších dnů a měsíců se den zkracuje, v den zimního slunovratu je den vůbec nejkratší a trvá 8 hodin, zatímco noc trvá až 16 hodin. Slunce vychází nad jihovýchodem a zapadá nad jihozápadem. V rámci analemy se nacházíme v bodě, kdy je Slunce nejníže nad obzorem, asi 25,5°. Poté se dny začínají prodlužovat až do jarní rovnodennosti. V den jarní rovnodennosti Slunce vystoupá asi do výšky 49°, jejíž hodnota se shoduje s hodnotou zeměpisné šířky. Velmi zajímavé by bylo rovněž sledovat místo východu nebo západu Slunce vůči vzdáleným objektům, např. budovám nebo vzdálené krajině. Mezi letním a zimním slunovratem se místo východu i západu Slunce bude postupně posouvat na jih. Tyto změny jsou dobře patrné už v rámci jednoho týdne!
Slunce v dalekohledu
V dalekohledu se nám odkrývá pohled na pravou 'hvězdnou' tvář Slunce. Je ovšem nutné použít speciálně upravené dalekohledy, díky kterým nám nehrozí náhlé oslepnutí - obecně se nedoporučuje dívat se na Slunce ani volným okem. Slunce není dokonalou zářivou koulí, ale je pokryto skvrnami, které můžeme pozorovat s dalekohledem vybaveným speciální fólií pro pozorování fotosféry. Skvrny na Slunci jsou chladnější oblasti na jejím 'povrchu', které odpovídají poruchám ve složitém magnetickém poli. Počet skvrn na Slunci se výrazně v jedenáctiletých cyklech. Každých asi pět let se aktivita Slunce postupně snižuje nebo zvyšuje. Během slunečního minima se po několik měsíců nemusí vytvořit jediná pozorovatelná skvrna, zatímco během slunečního maxima pozorujeme i v jeden den desítky skvrn. Nad skvrnami se ve sluneční chromosféře utváří protuberance, smyčky plazmatu, které mohou při erupcích vést až k výronům sluneční hmoty do meziplanetárního prostoru. Pokud pronikne zemským magnetickým polem do atmosféry, pozorujeme polární záře.
"If the Sun didn't have a magnetic field, it would be as boring as many astronomers believe it is."
Joseph Gurman
Fotosféra
Nejsnáze pozorovatelnou vrstvou Slunce je fotosféra s mocností 200 km a teplotou asi 5 500 °C. Často se o ní píše jako o 'povrchu' Slunce, na kterém pozorujeme skvrny a jejich vývoj. Jsou to tmavé oblasti ve fotosféře, nejchladnější místa na Slunci, v podstatě poruchy v magnetickém poli Slunce. Mohou mít kulatý i nepravidelný tvar a lze u nich rozlišit světlou penumbru a tmavou umbru. Mohou dosahovat i velikosti planet. Slunce je koule plazmatu, která na rovníku rotuje rychleji než na pólech. Sluneční skvrny na rovníku tak kolem Slunce oběhnou za 25 dní, zatímco skvrny na pólech i za 36 dní. Většina slunečních skvrn však nemá tak dlouhou životnost. Obvykle zanikají v řádu hodin, dní nebo týdnů. Při zvýšené aktivitě Slunce lze pozorovat celé skupiny skvrn (aktivní regiony). Kromě sluneční skvrn lze ve fotosféře zaregistrovat také fakule, které bývají uspořádány ve fakulových polích. Jsou to světlé oblasti, které jsou naopak teplejší než okolí. Mají delší životnost než sluneční skvrny a často se utvářejí v okolí slunečních skvrn nebo zcela izolovaně. Nejlépe jsou patrné na okrajích disku díky okrajovému ztemnění (z okrajů Slunce k nám míří méně záření než z jeho centra, proto se okraje jeví tmavší a fakule na nich lépe vyniknou). Za výjimečných atmosférických podmínek spatříme také granulaci - 'zrnitou' stavbu fotosféry, kterou utváří vrcholky konvektivních proudů.
Aktivní regiony AR 12674 (nahoře) a AR 12673 (dole) během slunečního minima, 4. září 2017.
Po dvou dnech vyprodukoval region AR 12673 největší erupci od roku 2011 o síle X9,3.
Slunce nelze pozorovat běžným dalekohledem - nikdy to nezkoušejte, mohli byste si velmi vážně ublížit. Lze použít pouze dalekohledy vybavené slunečním filtrem. Nicméně, pokud jsou skvrny opravdu velké, větší než Jupiter, mohou být vidět i pouhým okem - pak lze využít brýle vybavené slunečním filtrem, které lze sehnat na hvězdárnách nebo stačí vyčkat na západ Slunce, kdy můžeme Slunce bezpečně sledovat i pouhým okem. Nejlepším obdobím pro pozorování slunečních skvrn je v období slunečního maxima, které nastává zhruba každých 12 let a trvá několik let. Zatímco během minima je na Slunci patrno nanejvýš pár skvrn, obvykle však žádné, během maxima dochází k masivnímu rozvoji skvrn, které se seskupují do skupin - aktivních regionů. Právě tehdy odhalíme skutečnou povahu hvězd. Sluneční skvrny lze také poměrně snadno zakreslovat, k tomu nám nejlépe poslouží projekční dalekohled na slunce. O tom jak a proč sluneční skvrny zakreslovat se můžete dozvědět více například na stránkách Astronomického ústavu AV ČR.
Chromosféra
Chromosféra je vnitřní část atmosféry Slunce ležící nad fotosférou. Lze ji pozorovat pouze se speciálně upravenými dalekohledy propouštějícími pouze vlnovou délku světla H-alfa (656,3 nm) vyzařovanou vodíkem. Budete-li mít někdy možnost do takového dalekohledu nahlédnout, například na hvězdárně, pak toho určitě využijte! Sledovat sluneční chromosféru se vyplatí především v době, kdy je Slunce aktivní. Naše nejbližší hvězda se pravidelně probouzí z několik let trvajícího minima s minimem slunečních skvrn a erupcí a střídá jej režim, ve kterém jsou desítky skvrn a každodenní erupce na denním pořádku. Slunce nám tak po delší odmlce odhaluje temné stránky své komplikované osobnosti. Nutno dodat, že velmi přitažlivé. V dalekohledech možná zahlédnete výrazná a náhlá zjasnění - právě probíhající sluneční erupce. Zdrojem erupcí jsou sluneční skvrny a s nimi spojené poruchy v magnetickém poli. Erupce mohou vést k výronům koronální hmoty do meziplanetárního prostoru, které, pokud zkříží cestu zemské atmosféře, mohou na obloze vykouzlit polární záři. V dalekohledu určeném k pozorování chromosféry uvidíme nejčastěji smyčkovité útvary na okraji disku - sluneční protuberance. Na snímku níže je patrný také jeden filament, jak se tradičně označují protuberance, které se promítají před sluneční kotouč.
Sluneční protuberance ve chromosféře zachycené 21. dubna 2021.
Koróna
Ze Země můžeme pozorovat také vnější část sluneční atmosféry (korónu). Je však viditelná pouze při úplném zatmění Slunce. Koróna je tvořena velmi řídkým plynem, který je milionkrát méně jasnější než fotosféra. Zvláštností je, že její teplota je výrazně vyšší než teplota fotosféry. Spodní část koróny má teplotu až 1 000 000 stupňů Celsia! Není dosud zcela jasné proč tomu tak je. Koróna nemá jasně vytyčenou horní hranici - pokračuje do meziplanetárního prostoru.
Zatmění Slunce
Zatmění Slunce patří k nejpopulárnějším a také nejfotogeništějším astronomickým událostem. Předpovídat je dokázali už staří babylóňané. Neznáme jméno astronoma, který v zatměních objevil jistý opakující se vzorec. Víme jen, že před dvěma a půl tisíci lety objevil, že se zatmění pravidelně opakují s periodou 6586 dnů. Tomuto cyklu se říká saros. Pokud srovnáte pás totality (průmět dráhu stíny, který vrhá Měsíc v době úplného zatmění Slunce na zemský povrch) z roku 2017 s pásem totality při zatmění z roku 1999, zjistíte, že si jsou obě situace velmi podobné. Tvar pásu je téměř stejný. Rozdíl je pouze v tom, že je promítán přes různé kontinenty - posouvá se vždy téměř o třetinu obvodu planety. Tento rozdíl je důsledkem toho, že cyklus saros není celé číslo, ale odpovídá zhruba 6586,32 dnům. Právě 0,32 dnů se postará o to, že se oproti minulému zatmění naše planeta mírně pootočí. To nás ale přivádí k otázce jak dokázali staří babylóňané, kteří nikdy necestovali dál než za hranice dnešního Iráku objevit tento cyklus, když se zatmění opakuje na různých kontinentech? Babylóňáně věděli, že cyklus saros se netýká jen zatmění Slunce, ale i zatmění Měsíce. Ta lze pozorovat z celé polokoule a staří babylóňané si o nich dělali pečlivé záznamy.
Částečná zatmění
Nejčastější jsou zatmění částečná. V příštích sto letech jich možná uvidíte desítky. Viz tabulka dole. Dochází při nich jen k částečnému zakrytí slunečního kotouče měsíčním stínem. Trvají několik hodin. Pamatujte, že k částečnému zatmění slunce dochází i při všech dalších zatměních slunce - k úplnému zatmění nemůže dojít bez toho, aniž by předtím (a potom) nenastalo částečné zatmění. Ne vždy je však z daného místa pozorovatelné. Neomezuje nás jen počasí, ale také čas východu a západu slunce.
Časosběrný záznam částečného zatmění slunce z 20. března 2015.
Prstencová zatmění
Neméně zajímavá jsou zatmění prstencová. Jsou velmi fotogenická! Z celého slunečního kotouče je pozorovatelná jen jeho okrajová část, přibližně tvaru mezikruží. Představte si východ či západ takového slunce! Jsou poměrně častá, téměř stejně častá jako úplná zatmění slunce. Z České republiky však v příštích sto letech žádné neuvidíme. Za zmíňku stojí zatmění, které nastane 26. ledna 2028. Toto prstencové zatmění bude pozorovatelné ze Španělska a Portugalska a potrvá více než 10 minut. Bude to vůbec nejdelší zatmění v tomto století.
Hybridní zatmění
Hybridní zatmění jsou nejvzácnějším typem zatmění slunce. Je to případ takového zatmění, které je z některých míst na Zemi pozorovatelné jako prstencové a z některých míst jako úplné. Za tento rozdíl může zakřivení zemského povrchu. Pozorovatel, který má slunce nad hlavou, vidí úplné zatmění slunce, zatímco pozorovatel, který sleduje východ nebo západ slunce, jej vidí jako prstencové.
Úplná zatmění
Úplná zatmění Slunce jsou asi největší perlou mezi astronomickými událostmi. Je to kouzelný okamžik. Vše kolem utichne, obloha potemní a slunce na obloze je postupně pohlcováno stínem. Tento typ zatmění je druhým nejvzácnějším. V příštích sto letech bohužel žádné úplné zatmění Slunce neuvidíme, pokud za ním z České Republiky někam nevycestujeme. V ČR se dočkáme úplného zatmění Slunce až v roce 2135. To poslední nastalo v roce 1706. Když jsem sestavoval tabulku úplných a prstencových zatmění, vyplynulo z ní, že do roku 2050 nastane celkem 5 takových zatmění, která budou pozorovatelná z Evropy, z nichž 3 budou úplná a 2 prstencová. V tabulce níže jsou pouze data, která se vztahují ke zmíněným třem typům zatmění. Data k částečným zatměním byla kvůli přehlednosti vynechána. Jen u některých zatmění můžete najít v pátém sloupečku hodnotu v procentech, která oznamuje kolik procent slunečního kotouče bude zakryto při pohledu z ČR (vztaženo k městu Brnu). Žlutě byla vyznačena úplná zatmění. Zelená škála srovnává, jak dlouho zatmění potrvá (u dvou se mi nepodařilo časový údaj dohledat). Tmavě modře jsou podbarvena pozorovatelná z Evropy. Celý výpis všech zatmění až do roku 2100 najdete v astronomickém kalendáři.
Data převzata a přeložena ze stránek
https://www.timeanddate.com/eclipse/in/czech-republic/brno
https://www.astro.com/swisseph/ae/mars1999.pdfhttps://www.timeanddate.com/eclipse/in/czech-republic/brno
https://www.timeanddate.com/eclipse/in/czech-republic/brno
https://eclipse.gsfc.nasa.gov/SEdecade/SEdecade2051.html
"Proč vůbec měřit a vážit hvězdy? Přistoupíme-li na to, že hvězdy jsou vzdálená Slunce, no tak by stačilo všechno, co potřebujeme, změřit u Slunce a pak se můžeme spokojit s tím, že řekneme: u těch ostatních hvězd je to podobně. Princip podobnosti však u hvězd zcela selhává. Úplně největší jsou chladní červení veleobři, kteří jsou asi tak 2000x větší než naše Slunce. Na druhou stranu, existují malé podměrečné hvězdy, kterým se říká trpaslíci nebo bílí trpaslíci a vůbec nejmenší jsou neutronové hvězdy [s rozměry v desítkách kilometrů]. Velikosti hvězd jsou velmi rozmanité."