Co vlastně pozorujeme patrolním slunečním dalekohledem na Hvězdárně v Úpici? - část třetí

Ve druhém díle povídání o tom, co můžeme pozorovat dalekohledy úpické hvězdárny na Slunci jsme opustili tzv. fotosféru. To je vlastně ta vrstva, kterou vidíme "na vlastní oči". Byť asi již všichni víme, že do Slunce se ani očima, natož dalekohledem bez využití speciálních pomůcek dívat nemůžeme. Dnes se podíváme na část Slunce, která leží nat fotosférou a kterou nazýváme chromosféra. Očima ji normálně pozorovat nemůžeme, snad s výjimkou vzácných okamžiků během ještě vzácnějších úplných zatmění Slunce. My se však na ni podíváme podrobněji a na úpické hvězdárně vám ji ukážeme.


Na dění na Slunce se musíme, a naštěstí i můžeme, dívat v několika ohledech. pokud bychom se soustředili pouze na sledování slunečních skvrn, uteklo by nám mnoho informací o dění na naší nejbližší hvězdě. Na tomto snímku vidíme jeko hlavní motiv pohled na Slunce v tzv. čáře h-alfa. Zde se vlastně díváme pouze skrze pootevřené okno ve spekrální čáře vodíku s vlnovou délkou 656,7 nanometrů. A okno je zde pootevřeno pouze na úzkou štěrbinu 0,05 nm. Tedy jen trošku. V této oblasti můžeme pozorovat například sluneční protuberance, aktivní oblasti a samozřejmě sluneční erupce. Ke všemu se podrobněji ještě dostaneme, ale ještě se zastavme u tohoto snímku. V kroužcích vidíme totožnou oblast ve viditelném světle i ve vápníkové čáře. O té však později. Vidíme však, že například snímek ve viditelném světle je ochuzen o mnoho detailů a informací. Takže rychle k té vodíkové čáře ...

Vezměme si jeden typický snímek, pořízený na úpické hvězdárně. Co na něm vlastně vidíme. Tak předne velkou sluneční skvrnu. Ta je sice typická pro viditelné světlo, ale je viditelná i v čáře h-alfa. Vidíme zde však velké množství detailů, jasné body, struktury vybíhající z oblasti skvrny a podobně.
Po celém slunečním disku můžeme pozorovat i tzv. chromosferickou síť. Chromosférická síť je jako jasná struktura pozorovatelná například ve středu čáry H-alfa. Je to nepravidelná síť s jasnými hranicemi a tmavými oblastmi odpovídající supergranulaci. Zvýšená jasnost sítě má původ v koncentrovaném magnetickém poli na okrajích fotosférických supergranulí.
Dále na snímku můžeme pozorovat tmavé "hádky", které představují vlastně sluneční protuberance, na které se díváme ze shora a ne z boku, jako je to na předchozích snímcích. Tyto protuberance jsou chladnější plynné útvary, proto je na pozadí teplejší chromosféry vidět jako tmavá oblast.

Sluneční chromosféra je poměrně tenká. Odhadujeme, že její tloušťka je přibližně 3000 km, její teplota se pohybuje od 6000 do 20000 stupňů.
Chromosféru můžeme pozorovat za použití speciálních filtrů nebo v průběhu úplného zatmění Slunce, ovšem pouze na krátkou chvíli buď těsně před začátkem a po konci zatmění, případně v oblasti slunečních pólů. Charakteristická narůžovělá až červená barva chromosféry je způsobena emisní čárou vodíku H-alfa. Samotná podstata vzniku emise je způsobena přeskokem elektronu ze třetí na druhou energetickou hladinu. Při tomto přeskoku v elektronovém obalu vodíku dojde k uvolnění energie ve formě fotonu s vlnovou délkou právě 656,3 nm.