Hinode – sluneční vítr. K pochopení vzniku slunečního větru přispěla významnou měrou sonda Hinode, kterou vypustila japonská kosmická agentura JAXA v roce 2006. Sonda se původně jmenovala Solar-B a po úspěšném startu byla přejmenována na Hinode (Východ Slunce). V animaci vidíte kompozici z rentgenových snímků aktivní oblasti z 20. února 2007, která pokrývá pozorovací období 12 hodin. Na hranicích aktivní oblasti (zejména na té vzdálenější) jsou jasně vidět proudy látky unikající podél magnetických silokřivek ven ze Slunce. Oblast byla v rovníkové oblasti a poprvé v historii zde byl přímo zaznamenán vznik tzv. pomalého slunečního větru, který zasahuje i Zemi a ostatní planety sluneční soustavy. (avi, 10 MB)

Geneze slunečního větru – simulace. Počítačová simulace atmosféry Slunce. Červené linie jsou silokřivky magnetického pole. Jejich vlání způsobují Alfvénovy vlny (magnetozvukové vlny) šířící se vzhůru ze slunečního povrchu. Podél otevřených silokřivek unikají nabité částice slunečního větru. Zeleně je znázorněna fotosféra. Obdobnou situaci nasnímkovala japonská sonda Hinode. (avi, 9 MB)

Geneze slunečního větru – pozorování. Skutečné pozorování oblasti v okolí jižního pólu sondou Hinode. Animace je složena ze záběrů dalekohledu Solar Optical Telescope z 19. března 2007. Zobrazená oblast je třikrát větší než naše Země. Žhavé plazma uniká vzhůru podél silokřivek magnetického pole. Jejich příčné vlání je způsobeno Alfvénovými magnetozvukovými vlnami. Video je stonásobně zrychlené oproti skutečnosti. (avi, 9 MB)

Prostorový magnetogram Slunce. Rotující model nejbližší části heliosféry je vytvořen zpracováním dat z observatoře SOHO/MDI. Vysoké koronální smyčky jsou zobrazené v UV oboru na vlnové délce 19,5 nm. Tato komplikovaná struktura se velmi rychle mění. Sluneční vítr odtud proudící vytváří a ovlivňuje heliosféru až na hranici sluneční soustavy, kde se magnetické pole Slunce prolíná s mezihvězdným magnetickým polem. Prostorový obraz uvidíte při použití červenomodrých brýlí. (m2v, 10 MB)

Dráha Slunce na obloze. V animaci si můžete prohlédnout zdánlivou polohu Slunce v poledne na místním poledníku nad jižním obzorem. V průběhu různých období v roce je Slunce různě vysoko nad obzorem. Animace začíná v době letního slunovratu, kdy je Slunce nad obzorem nejvýše. Od tohoto okamžiku se po ekliptice (zelená kružnice) vrací k rovníku (žlutá kružnice), kterým projde při podzimní rovnodennosti. Dále se od rovníku vzdaluje, na obzoru je stále níže a níže. Při zimním slunovratu je Slunce nejníže nad obzorem a nejvíce vzdáleno od světového rovníku. Od tohoto okamžiku se k rovníku vrací (proto slunovrat). Rovníkem projde při jarní rovnodennosti a začne se od něho opět vzdalovat, což se projeví jeho stoupáním nad jižním obzorem až do nejvyšší polohy při letním slunovratu. Cyklus se poté stále opakuje. (gif, 4 MB)

Slunce – skvrny. Sluneční skvrny pozorují lidé po mnoho staletí. Jde o útvary se silným magnetickým polem, které se vyvíjejí v řádech dní a týdnů. Na této animaci můžete sledovat časový vývoj skvrn v porovnání s otáčením Slunce (jedna otočka trvá cca 25 dní). Sluneční skvrny mají rozměry, které mnohdy několikanásobně převyšují rozměry Země. Uvnitř skvrn byly detekovány silné toky plazmatu směrem dolů (s rychlostí 5 000 km/h), skvrny tedy doslova fungují jako trychtýřovitá nálevka. Temné centrum se nazývá umbra, světlejší okolí skvrny penumbra. Ve viditelném světle jsou skvrny díky přítomnosti magnetického pole chladnější než okolní povrch o 1 500 K. Plazma tekoucí kolem silokřivek nad skvrnami naopak září v UV oboru a v měkkém RTG záření. (mpeg, 6 MB)

Slunce – skvrna. skvrna je oblast se silným magnetickým polem (až 0,1 T), které způsobuje její ochlazení oproti okolí až o 1 500 K. Na klipu pořízeném ze snímků dalekohledu DOT (Dutch Open Telescope) je patrná tmavá umbra (jádro skvrny), světlejší penumbra (vnější část skvrny) s plazmovými vlákny a okolní granulace – vrcholky vzestupných a sestupných proudů. Snímek je zrychlen, skutečný čas běží vlevo dole. (avi, 2 MB)

Parkerova spirála. V rovníkové rovině Slunce je plocha nulového pole (tzv. nulová plocha). Na jedné straně nulové plochy mají silokřivky směr od Slunce, na druhé směr ke Slunci. Plocha je díky rotaci Slunce zvlněná do podoby spirály, kterou nazýváme Parkerova spirála – podle Eugena N. Parkera (1927), který ji jako první popsal. První sondy mající magnetometr zaznamenávaly při průchodu nulovou plochou zdánlivě nevysvětlitelnou změnu orientace magnetického pole. Dnes víme, že nulovou plochou procházejí při oběhu kolem Slunce všechny planety sluneční soustavy. (avi, 8 MB)

2005

Sluneční soustava – vznik. Tato animace je založena na pozorování zárodečných disků planet v souhvězdí Býka, v infračerveném oboru, pomocí dalekohledu SST (Spitzer Space Telescope). Na počátku animace vidíme tlustý, opticky málo průhledný disk plynu a prachu kolem rodící se hvězdy. Takovéto disky byly podrobně zkoumány dalekohledem SST u pěti hvězd, jejichž stáří je jen několik milionů let. Disky jsou bohaté na křemík, organické molekuly, přítomny jsou molekuly H₂O a CO₂. U prachových zrn v discích byla prokázána krystalická struktura. Na povrchu krystalů kondenzuje led z H₂O a CO₂, zrna se zvětšují, stávají se stále více sférickými. Právě tyto sněhové koule s velkým množstvím prachu se stávají zárodky budoucích planet (animace 1) a komet (animace 2). Pokud v nějaké oblasti disku vznikne větší těleso, objevuje se zde charakteristická mezera, která vypovídá o přítomnosti zrodivší se planety. Zdroj: SST. (avi, 5 MB) (avi, 2 MB)

Sluneční soustava – rázová vlna heliosféry. Oba dva klipy pocházejí z dílny NASA. Na prvním z nich se postupně vzdalujeme od Slunce. V okamžiku, kdy opouštíme Sluneční soustavu, začíná být patrný sluneční vítr proudící od Slunce. Povrch modré koule, která se na klipu objeví, znázorňuje tzv. terminační vlna – místo, kde klesá rychlost slunečního větru pod hodnotu rychlosti zvuku. Při dalším vzdalování vidíme rázovou vlnu heliosféry, která vzniká při pohybu Slunce mezihvězdným prostředím. Rázová vlna heliosféry je místo, kde se stýká magnetické pole Slunce s mezihvězdným magnetickým polem. Na druhém klipu probíhá zoomování opačným směrem. Na počátku vidíme celou Galaxii a postupně se blížíme ke Slunci, které si na svém letu Galaxií razí cestu mezihvězdným prostředím. Zdroj: NASA. (avi, 3 MB) (avi, 2 MB)

Sluneční soustava – CME. Vynikající animace ukazující interakci slunečního plazmatu s magnetosférou Země. Při povrchu Slunce dojde k přepojení magnetických silokřivek. To je doprovázeno uvolněním energie, RTG zábleskem a následným uvolněním plazmoidu se zamrznutým magnetickým polem. Jevu se říká CME (Coronal Mass Ejection, koronální výron hmoty). Plazmoid při své cestě slunenční soustavou letí směrem k Zemi, kde sklouzává po rázové vlně, obtéká ji a na noční straně vniká do horní atmosféry. Objevuje se typický aurorální ovál zářící v UV oboru a vznikají rozsáhlé polární záře. (mpg, 9 MB)

Sluneční vzplanutí. Sluneční vzplanutí jsou způsobena magnetickým polem. V animaci spojují magnetické silokřivky dvě skvrny, patrné je plazmové vlákno sledující silokřivky. Energie uložená v magnetickém poli se může uvolnit při přepojení silokřivek, například do otevřené konfigurace. Uvolněná energie zahřeje plazma, způsobí viditelný záblesk a únik plazmatu do meziplanetárního prostoru. (avi, 2 MB)

Výron sluneční hmoty v měřítku celé heliosféry. Animace zobrazují heliosféru až po rázovou vlnu, kde se stýká magnetické pole Slunce s mezihvězdným prostředím. Rázová vlna je orientována pohybem Sluneční soustavy vůči mezihvězdnému prostředí. Sluneční vítr naznačují v první animaci bílé linie proudící ze Slunce uprostřed. Měřítko je zobrazeno dráhami planet až po velmi excentrickou dráhu Pluta. Výron sluneční hmoty (CME) započne jako zářivě žlutý postupně červenající oblak, který se zvětšuje a řídne, až dosáhne rázové vlny. Zde je směřován galaktickým magnetickým polem podél hraničních ploch do chvostu heliosféry. Ve druhé animaci je podrobněji znázorněno prolétání několika výronů sluneční hmoty až k rázové vlně. Sonda Ulysses je zachycena u Jupiteru. (mpg 3 MB) (mpg, 11 MB)

Sluneční soustava – magnetická bouře v magnetosféře Země. Dne 10. 1. 1997 dospěla k Zemi mohutná sluneční erupce z 6. 1. Animace byla vytvořena na základě měření sondy Wind, Polar a dalších. Barevně je značena koncentrace nabitých částic. V horní části plyne reálný čas, celá animace odpovídá úseku čtyř hodin. Vlevo dole je znázorněno kolísání směru magnetického pole za pomoci střelky kompasu. Vpravo dole je pohled na severní zemský pól v UV oboru, patrný je vznik aurorálního oválu a polárních září. (mpg, 4 MB)

Slunce – erupce. V animaci je vidět výron plazmatu. Rychlost děje je pravděpodobně způsobena přepojením magnetických silokřivek. Povšimněte si pohybu slunečního povrchu (Slunce se otočí jednou za 25 dní) a granulace – vzestupných a sestupných proudů plazmatu na povrchu, které se projevují jako nepravidelné zrnění. Na animaci je možné také uvidět relativně klidnou protuberanci ovládanou magnetickým polem, plazma zde teče podél silokřivek. (avi; 0,5 MB)

Slunce – výtrysk vodíku. V animaci je složeno 8 snímků ze sondy SOHO. Vlastní sluneční disk je zakrytý. Snímky začínají cca 10 hodin po uvolnění vodíku z povrchu dne 31. 1. 2000 a pokrývají časový úsek necelých 4 hodin. Na předposledním snímku animace se do zorného pole dostala kometa. (gif, 500 kB)

Slunce – sluncetřesení. Při zpracování dat sondy SOHO ze slunečního záblesku ze dne 9. 7. 1996 se ukázalo, že kolem záblesku se vytvořila sluncetřesná vlna podobná kolům na vodní hladině. Na rozdíl od nich ale rychlost vln stoupala z počátečních 35 000 km/h až na 400 000 km/h. Sluncetřesení způsobila energie uvolněná při záblesku jejíž část se transformuje do magnetoakustických vln. Sluncetřesení se objevilo 20 minut po záblesku a za hodinu tyto vlny urazily vzdálenost deseti zemských poloměrů. Na první animaci je zvětšená sluncetřesná vlna, na druhé je i porovnání s velikostí Slunce. (mpg, 2 MB) (avi, 1 MB)

CNN/SOHO, 1998