Proč je korona Slunce žhavější než povrch – vysvětlení

Naše nejbližší hvězda nás živí světlem i teplem – a zároveň nám klade otázku, která popírá zdravý rozum. Proč je její řídká atmosféra, koróna, rozžhavená na miliony stupňů, zatímco zářící povrch Slunce má „pouhých“ zhruba 6 000 °C? V běžném světě teplota klesá s vzdáleností od zdroje – přesto se nad slunečním povrchem děje pravý opak. Tato záhada není jen kuriozita učebnic fyziky. Je to klíč k pochopení vesmírného počasí, které ohrožuje družice, sítě i astronauty, a k odpovědi na to, jak hvězdy pracují s magnetickou energií.

Poslední roky přinesly zásadní průlomy: extrémně odolné sondy, nový pohled do ultrafialové oblasti i teleskop schopný rozeznat jemné kroucení magnetických vln. Příběh ohřevu koróny se tak posouvá z „nevíme“ k „víme poměrně dobře odkud energie přichází“ – a teď už „jen“ chybí spočítat, kolik se jí kde uvolňuje.

Záhada, která popírá intuici

Slunce má několik vrstev: od jádra, kde probíhá jaderná fúze, přes radiační a konvekční zónu až po povrch (fotosféru) a nad ním ležící atmosféru – chromosféru, přechodovou oblast a korónu. S rostoucí výškou by teplota měla klesat. Jenže v chromosféře se po krátkém poklesu na několik tisíc stupňů trend obrací: v přechodové vrstvě prudce stoupá a v koróně dosažuje hodnot přes milion stupňů. Raritní plyn – přesněji plazma – je tam tak řídké, že celkově neobsahuje mnoho tepla, ale jednotlivé částice mají obrovskou energii. A právě tu je třeba doručit z někud jinud než z prostého sálání povrchu.

To, že neplatí „dál = chladněji“, je z pohledu každodenní zkušenosti šok. Jenže Slunce není žárovka ani táborák: je to ohromný magnetický stroj. V jeho řídké atmosféře nevládne klasická tepelná vodivost, ale dynamika magnetických polí a plazmových vln – a ty umějí energii dopravit a náhle uvolnit i velmi daleko od svého zdroje.

Jak teplo putuje ze slunečního nitra

V srdci Slunce, v jádře o teplotě kolem 15 milionů stupňů, dochází k fúzi vodíku na helium. Energie se nejprve zdlouhavě prodírá radiační zónou (fotony se tam nekonečněkrát rozptylují) a poté je v konvekční zóně vynášena proudy horkého plynu jako v bublajícím hrnci. Na povrchu se zrodí naše viditelné světlo i teplo, které cítíme v obličeji – jenže o pár tisíc kilometrů výš se děje „teplotní převrat“.

Kdyby za korónou stála jen obyčejná vodivost a sálání, žádný milion stupňů by tam nebyl. Musí existovat „neviditelné čerpadlo“ energie. V 19. století astronomové pozorovali jemné výtrysky plazmatu – spikuly – které píchají nad povrch jako mikroskopické gejzíry. Dlouho se zdály být kandidátem na přenos tepla výš do atmosféry. Dnešní měření ale ukazují, že jich není dost, aby vysvětlily celý energetický účet. Příspěvek mají, ale korónu samy „neuvaří“.

Co už víme, že nestačí: spikuly a ztráty energie

Moderní spektrografie a ultrafialové snímky umožňují odhadnout, kolik energie nesou různé jevy v atmosféře Slunce. Spikuly jsou všudypřítomné a jistě pomáhají dopravit hmotu i část energie do vyšších vrstev, ale rozpočty nesedí: kvalifikované odhady říkají, že by musely být výkonnější či častější, než jak je pozorujeme. Současně platí, že koróna energii rychle vyzařuje v extrémním ultrafialovém a rentgenovém oboru, a to zvyšuje tlak na hledání vydatnějšího „topidla“.

Vše tedy ukazuje na jiný zdroj: magnetická energie hromadící se ve spleti siločar nad aktivními oblastmi. Tu lze do plazmatu dostat dvěma základními cestami – buď kontinuálně pomocí vln, anebo skokově pomocí nestabilit, které způsobí náhlé magnetické přepojení. Obě cesty navíc mohou spolupracovat.

Magnetická energie: vlny vs. rekonexe

Magnetické pole Slunce si lze představit jako elastické „pružné šňůry“ – siločáry – ukotvené v povrchových skvrnách či síťkách. Jak povrch konvektivně vře, tyto linie kroutí, napíná a rozvibrovává. V plazmatu se pak šíří Alfvénovy vlny, které nesou energii po délce siločar vzhůru, kde ji mohou předat částicím. Je to jako když se vlna převalí a zlomí na mělčině: energie se rozptýlí do kapek – zde do plazmových částic a jejich chaotického pohybu, tedy tepla.

Jenže převod energie z uspořádané vlny do tepla není triviální. Záleží na jemných detailech: jak je plazma vrstvené, jak se liší hustota podél siločar, jestli se vlny rozkmitají na správných frekvencích a zda se rozpadnou na menší vlnky, které už třením a turbulencí zahřejí plyn. Teoretici nabízejí několik mechanismů (rezonanční absorpci, fázové mísení či kaskádu do malých měřítek), ale potřebujeme pozorovací „kouřové stopy“, že k nim v koróně opravdu dochází a že jich je dost.

Druhá cesta je výbušnější: magnetická rekonexe. Když se dvě oblasti pole setkají v nevýhodném uspořádání, mohou „přepojit partnera“ tak, aby se napětí vyrovnalo. Během zlomku vteřiny se přetvoří topologie pole a uvolní se obrovský balík energie – stejně jako když přestřihnete napnutou gumu. V extrému to spouští erupce a koronální výrony hmoty, ale v menším měřítku může jít o nespočet minierupcí – jisker, které „přitápějí“ v koróně neustále.

Sondy Parker a Solar Orbiter: technologie proti peklu

Na přímé zodpovězení otázky, co korónu ohřívá, nestačí pohled ze Země. Potřebujeme se přiblížit ke Slunci. Jenže to znamená přestát tepelný nápor, který by běžnou elektroniku okamžitě zničil. Dvě vlajkové sondy – Solar Orbiter Evropské kosmické agentury a Parker Solar Probe americké NASA – proto dostaly extrémně odolné štíty a pečlivé teplotní řízení. Jeden je sendvič z titanových fólií a uhlíkových kompozitů, druhý tlustý uhlíkový štít s aktivním natáčením vůči Slunci. Za nimi jsou chladiče a izolace, které udrží citlivé přístroje v „bezpečném stínu“.

Solar Orbiter pořizuje snímky v extrémním ultrafialovém oboru a mapuje struktury magnetického pole v nevídaném rozlišení. Parker Solar Probe zase létá tak blízko, že přímo „ochutnává“ plazma v koróně a měří místní vlny, elektrická a magnetická pole. Jeden misi přirovnal k pohledu shora na kotel, druhou k ponoření teploměru přímo do vroucí vody: dohromady dávají obraz nejen povrchových projevů, ale i mikrofyziky, která energii přenáší a uvolňuje.

Technologická stránka těchto misí je sama o sobě fascinující – nejen proto, že elektronika odolává žáru přesahujícímu 500 °C, ale také díky autonomním systémům, které udržují štít přesně mezi Sluncem a přístroji během rychlých průletů periheliem. A každý takový průlet přináší datovou sprchu, v níž lze vystopovat otisky vln i stopky drobných přepojení pole.

Nové stopy: „táboráky“, kroucené vlny a „switchbacks“

První detailní snímky koróny ze Solar Orbiteru odhalily drobné, ale četné záblesky – neformálně jim vědci začali říkat „táboráky“. Jde o miniaturní ohniska, kde se s nejvyšší pravděpodobností odehrává magnetická rekonexe v malém. Nejsou to žádné spektakulární erupce, a právě v tom je jejich význam: jsou všude a pořád. Pokud každé z těchto mihnutí přidá maličko tepla, součet může vyjít velmi vysoko.

Na opačném konci spektra stáli badatelé, kteří desítky let tušili existenci specifických kroucených magnetických vln, ale nikdy je přímo neviděli. Teprve moderní sluneční teleskop s velkým průměrem zrcadla rozlišil jemné spirální kmity v chromosféře – chybějící dílek skládačky pro Alfvénovy vlny. Pozorování tak posílilo „vlnovou“ část scénáře: energie se skutečně může dostávat do horních vrstev jako po energetickém „eskalátoru“ a tam se v jemné turbulenci proměnit v teplo.

A nakonec přichází „zatočky“ magnetického pole, tzv. switchbacks, které Parker Solar Probe objevila v rychle proudícím slunečním větru. Tyto náhlé záhyby pole působí jako magnetické prakty: zrychlují plazma a vysvětlují, jak se sluneční vítr rozjede na rychlosti stovek kilometrů za sekundu. Tím uzavírají kruh mezi ohřevem koróny (zdroj horkých částic) a akcelerací větru (mechanismus, který je unáší k planetám).

Proč to zajímá i Zemi: vesmírné počasí a rizika

Ohřev koróny není jen cvičení z astrofyziky. Koróna je zásobárna horkého plazmatu, z něhož vychází sluneční vítr – trvalý proud, který nafukuje heliosféru a přináší k Zemi proměnlivé „počasí“. Když se k tomu přidají erupce a výrony hmoty, dorazí k nám magnetizované mračna částic a proudů. Ta mohou v polárních oblastech rozzářit oblohu polárními zářemi, ale také udělat neplechu v infrastruktuře závislé na elektřině a rádiové komunikaci.

• Narušení družicové navigace a komunikace, výpadky satelitů i zkrácení jejich životnosti.
• Chyby ve vysokofrekvenčním leteckém spojení a přesměrování polárních letů kvůli zvýšenému radiačnímu riziku.
• Indukované proudy v rozvodných sítích, které mohou spouštět transformátory a způsobit rozsáhlé blackouty.
• Radiační zátěž pro astronauty na oběžné dráze a při budoucích misích k Měsíci či Marsu.

Chceme-li tato rizika předpovídat dřív než pár hodin před dopadem bouře na magnetosféru, musíme porozumět zdrojovým procesům. A ty jsou spjaté s tím, jak se v koróně uvolňuje energie – tedy jestli převažují vlny, rekonexe, nebo jejich tandem. Proto je výzkum ohřevu koróny přímo investicí do meteorologie vesmíru.

Co bude dál: jak tuto rovnici dořešíme

Dnes už nejde o to, zda korónu ohřívá něco jiného než sálání povrchu. Jisté je, že zdrojem je magnetická energie a že hlavními „potrubími“ jsou vlny a přepojení. Otevřená je otázka podílů – kolik tepla kde a kdy dodají. Tato otázka je složitá, protože Slunce není jednotné: jiné poměry panují nad aktivními oblastmi, jiné v klidných polích, jiné v otevřených koridorových „dírách“, odkud prchá rychlý sluneční vítr. A to vše se navíc mění v taktu jedenáctiletého cyklu aktivity.

Potřebujeme tedy statistiku v rozlišení, které oddělí drobné jevy, a zároveň dost dlouhé časové řady, aby se průměrovaly cyklické změny. Kombinace blízkých průletů, dálkových snímků a pozemních teleskopů je ideální: jeden zvedne víko hrnce, druhý měří teplotu páry. V datech budeme hledat korelace: když přibývá minierupcí, hřeje se okolí? Když se mění spektrum vln, roste energie v jemných škálách, kde se lépe mění na teplo?

V praktické rovině je výzvou „mikrofyzika“ – procesy probíhající na škálách metrů až desítek metrů, které současné přístroje nerozliší. Zde nastupují nepřímé metody: turbulence zanechává statistické otisky ve fluktuacích polí, jemná granulace rozmazává spektrum vln, rekonexe vytváří specifické proudové vrstvy. S rostoucí přesností dat a chytřejší analýzou (včetně strojového učení) bude možné tyto otisky vytáhnout a proměnit v číselné odhady výkonu „topidel“.

Tak či onak se rýsuje obraz, v němž se oba mechanismy doplňují. Malé přepojení rozvlní okolní siločáry a vzniklé vlny pak rozpráší energii do širšího okolí. A když vlna v turbulentním poli narazí na jemné vrstvení hustoty, pohltí se a ohřeje plazma. Slunce si tak „vyrábí“ teplo v koróně samo, bez potřeby žhavějšího povrchu – pomocí svého magnetického mozku.

Redukce neznámých: od „co“ ke „kolik“

Co tedy zbývá k definitivnímu „řešení“? Dva kroky. Za prvé: kvantifikace. Tedy sestavit energetickou bilanci pro různé oblasti (aktivní, klidné, otevřené), spočítat průměrné výkony vln a minierupcí a zkontrolovat, že dohromady stačí na vyrovnání radiačních ztrát. Za druhé: mapování prostoru a času. Jinak funguje okolí skvrn, jinak polarita v blízkosti slunečních pólů a jinak „díry“ s rychlým větrem. A to vše se proměňuje s cyklem.

To, že už známe kandidáty na zdroj energie, je obrovský posun. Věda tak přešla od „nevíme, kde se to teplo bere“ k „víme, kde se bere, a teď to spočítáme“. Až to stihneme, budeme mít nejen elegantní vyřešení velkého paradoxu, ale i lepší předpověď kosmického počasí a pevnější modely hvězd – včetně těch, které hledáme u exoplanet a jež mohou být domovem dalšího života.

Do té doby můžeme s klidným svědomím říct: sluneční koróna je horká díky magnetickému tanci – někdy plynulému jako vlna, jindy prudkému jako jiskra. A přestože na fotografiích vypadá étericky, je to energický orchestr, který hraje v milionových stupních a řídí rytmus celé Sluneční soustavy.