Co je to koronální díra?

Když se podíváme na sluneční snímky z observatoře Solar Dynamics NASA (SDO) v extrémním ultrafialovém záření na vlnové délce 193 nebo 211 Ångström, můžeme vidět horké vnější vrstvy sluneční atmosféry. Tato nejvzdálenější vrstva Slunce se nazývá koróna. Magnetické pole Slunce hraje důležitou roli z hlediska toho, co vidíme na těchto obrazech. Jasné oblasti na těchto obrázcích nám ukazují horký a hustý plyn, který je zachycen magnetickým polem Slunce. Tmavé a prázdné oblasti jsou místa, kde magnetické pole Slunce zasahuje do vesmíru, aby tyto horké plyny mohly uniknout. Tyto oblasti se vyznačují mnohem nižšími teplotami a nižší hustotou ve srovnání s okolím, díky nimž koronální díry vypadají temné. Koronální díry tedy nejsou doslovné díry na Slunci, vypadá to tak jen v určitých extrémních ultrafialových vlnových délkách!

Magnetické pole koronální díry se liší od zbytku Slunce. Namísto návratu na povrch zůstávají tyto linie magnetického pole otevřené a táhnou se do vesmíru. V tuto chvíli ještě nevíme, kde se znovu připojují. Místo toho, aby udržovaly horký plyn pohromadě, způsobují tyto otevřené magnetické siločáry vznik koronální díry, kde může sluneční vítr unikat vysokou rychlostí. Když je koronální díra umístěna blízko středu solárního disku obráceného k Zemi, proudí tyto horké plyny k Zemi vyšší rychlostí než běžný sluneční vítr a způsobují geomagnetické poruchy na Zemi se zvýšenou aurorální aktivitou. V závislosti na velikosti a umístění koronální díry na disku lze očekávat více či méně polární aktivitu. Velké koronální díry často vedou k rychlejšímu slunečnímu větru než menší koronální díry. Koronální díry obvykle nejsou pro pozorovatele polární záře ve středních zeměpisných šířkách zajímavé a pouze příležitostně způsobují podmínky geomagnetických bouří.

Koronální díry se mohou vyvinout kdykoli a kdekoli na Slunci. Koronální díry na solárních pólech jsou nejstabilnější zejména v letech kolem slunečního minima, ale málokdy ovlivňují naši planetu. Pouze pokud tyto koronální díry rostou a expandují směrem k nižším zeměpisným šířkám, někdy zažijeme vysokorychlostní tok slunečního větru vycházející z těchto polárních koronálních otvorů. Tato rozšíření směrem k nižším zeměpisným šířkám se někdy mohou odpojit od polární koronální díry a sama se stát izolovanou strukturou. Koronální díry často přetrvávají týdny nebo měsíce a postupem času se mění tvar a velikost. Koronální díry se mohou také vyvíjet izolovaně od polárních koronálních děr, což je častější v letech těsně před a po slunečním minimu.

Jak rozpoznám proud koronálních děr?

Kromě vysunutí koronální hmoty, vysokorychlostní proud koronální díry (CH HSS) pomalu přichází s nejprve stabilním nárůstem hustoty slunečního větru v průběhu několika hodin. K tomuto nárůstu hustoty slunečního větru dochází, protože rychlejší sluneční vítr shlukuje pomalejší částice slunečního větru před sebou. Tento jev se často označuje jako Stream Interaction Region (SIR) nebo jako co-rotating Interaction Region (CIR) a je téměř vždy spojen se zvýšením celkové síly (Bt) meziplanetárního magnetického pole. Když tato hranice stlačeného slunečního větru prošla Zemí, uvidíme, že se rychlost slunečního větru začne zvyšovat, zatímco celková síla (Bt) meziplanetárního magnetického pole a hustota slunečního větru klesá.

<< Přejít na předchozí stránku