Jistě,
otázka v nadpise poněkud přehání, ale... Určitě jste už někdy netrpělivě
sledovali, jak se plechovém hrnci ohřívá voda: horká plotýnka vytvářela
řadu vzestupných proudů, které na povrchu "vybublávaly" a po okamžitém
schlazení klesaly zpět ke dnu. Něco podobného probíhá i v nitru většiny
hvězd.
Studovat anatomii byť i nejbližší hvězdy -- Slunce, není jednoduché. Vždyť veškeré světlo, které k nám posílá, vzniká ve vrstvě tenké jenom několik set kilometrů -- v tzv. fotosféře. Právě v ní sledujeme chladnější sluneční skvrny a naopak teplejší fakulová pole. Představy o vrstvách pod touto oblastí jsou pak založeny "jenom" na registraci neutrin, slunečních pulsacích, našich dedukcích a výpočtech.
Ale jděme na to od lesa. Každá správná hvězda není nic jiného než ohromná koule žhavých plynů, především ionizovaného vodíku. Na jejím pomyslném povrchu byste naměřili teplotu několik tisíc stupňů! I když se bez diskuse jedná o hodně vysokou teplotu, paradoxně právě na povrchu jsou stálice bezkonkurenčně nejchladnější. Střední teplota materiálu v hvězdném nitru se totiž počítá na celé milióny stupňů. Nejtepleji, a také nejhustěji je okolí centra hvězdy. V jádru vládne teplota v řádu desítek milionů stupňů, takže zde mohou probíhat termojaderné reakce, při kterých se vodík postupně mění v helium.
Dokonce s tím, jak hvězda stárne, teplota v centru roste, takže v jádru časem může začít termonukleárně hořet i popel vodíkových reakcí -- helium, později i popel popelu -- uhlík, kyslík, až to nakonec dojde k prvkům skupiny železa, které už nehoří.
Termonukleární reaktory, uložené v centru, jsou od vnějšku velice solidně chráněny vrstvou vodíkového plynu o tloušťce několika stovek tisíc kilometrů, která je velmi dobrým tepelným izolátorem. Nicméně obrovský teplotní rozdíl mezi centrem o teplotě nejméně deset milionů stupňů a mrazivým mezihvězdným prostorem vede k tomu, že část tepla přeci jen prosákne na povrch hvězdy a v podobě záření ji i opustí. Je-li stálice v rovnováze, pak se v každém okamžiku v jejím nitru uvolní právě tolik energie, kolik jí unikne. A právě únik energie a částic z povrchu je motorem hvězdného vývoje.
|
|
Vrcholy
konvektivních proudů zviditelní i tzv. Bénardův experiment:
v misce o průměru šest až deset centimetrů (např. víčku od ešusu)
roztopte na elektrickém vařiči tolik parafínu, aby se v něm
vytvořila přibližně půl centimetru silná vrstva. Vodorovně umístěnou
misku poté nechejte vychladnout na dřevěném prkénku, kde bude
vosk tuhnout odshora (nikoli ode dna). Jakmile se na hladině
objeví neprůhledné vrstva ztuhlého vosku, opět misku vraťte
na nepříliš horkou plotýnku vařiče. V průběhu minuty nebo dvou
minut se začnou vytvářet konvektivní proudy, nad kterými se
parafín rychleji rozehřeje (podobně jako na přiložené sekvenci
záběrů pořízených s odstupem asi tří sekund). Na povrchu jsou
pak zřetelné granule o velikosti až jeden centimetr. Až se vosk
zcela roztopí, můžete pokus zopakovat. Pojmenován je podle francouzského
vědce H. Bénarda, který tímto způsobem studoval na počátku dvacátého
století konvekci. (Foto Jiří Dušek)Teoretické rozbory, stejně jako některá pozorování naznačují, že uvolněná energie z centrálních oblastí postupuje velmi pomalu. Přenos energie se zde děje hlavně prostřednictvím záření, tzv. zářivé difúze. Hvězdný materiál je totiž vůči postupujícímu záření dosti neprůhledný -- vždyť jde o silně ionizovaný plyn teplý několik miliónů stupňů, s hustotou až desetkrát větší, než je hustota zlata nebo olova. Fotony měkkého rentgenového záření, které jsou zde nejčastější, urazí po svém vzniku nanejvýš několik milimetrů, aby pak byly znovu pohlceny zbytkem některého z těžších atomů. Životní doba jednotlivých fotonů s cestovní rychlostí 300 tisíc kilometrů za sekundu tak nepřesahuje biliontiny sekundy. Štafetový běh fotonů, nejprve rentgenových, později ultrafialových, z centra na povrch, je tudíž pěkně zdlouhavá záležitost -- u hvězd slunečního typu trvá řádově desítky tisíc roků.
S postupem času se fotony přenášející hvězdnou energii dostávají stále dál a dál od centra hvězdy. Teplota je menší, menší je i hustota. Pokud klesne na několik stovek tisíc stupňů, vstupuje do hry nejpočetnější z prvků -- vodík. Jakmile se záření začne setkávat s kompletními atomy vodíku, začne se jeho střední volná dráha prudce zmenšovat. Hvězdný materiál se tu stává pro procházející záření zcela neprůhledným. Veškerou svou energii tak fotony předají pohltivému materiálu a jejich postup na povrch se zastaví. Plyn zásobovaný teplem z nitra se proto prudce přehřívá a podobně jako horkovzdušný balón začne stoupat směrem k povrchu. Tomuto ději, který převezme roli energetického přepravce, se říká proudění, nebo ještě častěji konvekce. Obří bubliny teplejšího materiálu zde stoupají proti směru gravitace až pod viditelný povrch (fotosféru), kde předají část své energie, ochladí se, ztěžknou a opět klesnou dolů, podobně jako balón, jehož plynná náplň vychladne.
|
Pokud kliknete na obrázek, otevře se vám v dalším okně stručný anatomický přehled našeho Slunce. |
V konvektivní vrstvě lze přitom vystopovat řadu různě "širokých" proudů: základnu v hloubce asi dvě stě tisíc kilometrů tvoří největší proudy, ve vyšším patře jsou o něco menší konvektivní buňky a na ně navazují nejmenší proudy, jejichž vrcholky pronikají až do fotosféry. Ona samotná má přitom teplotu kolem šesti tisíc stupňů a hustotu menší než desetitisícina hustoty vzduchu u hladiny moře.
Přenos energie prouděním se přitom projevuje i ve viditelné slupce zářivého Slunce: v náznacích uspořádání některých skvrn a především pak v tzv. granulaci. Pokud je klidný vzduch a váš dalekohled umožňuje zahlédnout dostatečně malé detaily, vypadá sluneční povrch zrnitě, s podobnou strukturou jako hrubý kreslící papír. Jednotlivá zrna (granule) mají velikost kolem jedné úhlové vteřiny, což ve vzdálenosti Slunce odpovídá zhruba velikosti dvou Českých republik, a jejich životní doba nepřesahuje několik málo minut. Pak granule zanikají a dávají prostor novým.
S konvektivním prouděním se ostatně setkáte i v zemské atmosféře: zcela přirozeně ho využívají ptáci a při bezmotorovém létání i člověk.
Krásnou granulaci, která bude projevem vzestupných proudů, si však můžete vytvořit i doma v kuchyni. Potřebujete jenom kádinku s plochým dnem, pár lžic čistého oleje a špetku hliníkového prášku, který lze v drogeriích koupit jako součást tzv. stříbřenky.
Do kádinky nalijte olej tak, aby vznikla přibližně půl centimetru silná vrstva (ne víc), a vmíchejte do něho trochu hliníkového prášku. Kovově lesklou směs poté mírně zahřívejte na elektrickém vařiči (v žádném případě nesmí vřít!), až se po chvíli na hladině objeví rozsáhlé vrcholy vzestupných proudů. Stejně jako v přiložených videozáznamech. V takovém okamžiku kádinku opatrně sundejte z ploténky a sledujte, jak se mění vzhled konvektivních proudů: po čase se ustálí na drobných buňkách, které budou na první pohled zcela identické s granulací pozorovanou na povrchu Slunce.
S celkovým uspořádáním, především pak s vhodnou teplotou vařiče, je nezbytné chvíli experimentovat. O úspěchu však nemusíte pochybovat. A i když se jedná o velmi primitivní pokus, vězte, že i takové hrátky pomáhají hvězdářům studovat dění na povrchu hvězd.
 |
Úvodní část experimentu, během které je roztok mírně zahříván na plotýnkovém vařiči. V okamžiku, kdy se na hladině objeví vrcholy konvektivních proudů, kádinku odstavte na dřevěnou podložku. Záznam je k dispozici ve dvou rozlišeních: |
 |
Závěrečná část experimentu, kdy se na hladině roztoku -- už mimo vařič -- tvoří krásné granule, na první pohled zcela shodné s těmi slunečními. Záznam je k dispozici ve dvou rozlišeních: |
 |
Počítačový model konvektivního promíchávání ve vrstvě nestabilního, turbulentního plynu. Publikováno se svolením Andrea Malagoli, The University of Chicago. Mpeg 225x180, 1 MB. |
 |
Zrychlený záznam malé části slunečního povrchu, zhotovený v červnu 1993 na kanárském ostrově La Palma. Velikost jednotlivých granulí se pohybuje kolem 250 kilometrů. Video představuje 17 a půl minuty pozorování, je ve formátu mpeg (300x300) a má velikost 480 kB. (Se svolením P. N. Brandt (Freiburg), G. Scharmer (Stockholm) a G. W. Simon (Sunspot), Swedish Vacuum Solar Telescope 1993. http://www.kis.uni-freiburg.de/~pnb/) |
 |
Animace vznikla v dubnu 2001 pomocí Švédského vakuového slunečního dalekohledu. Observatoř díky adaptivní optice dosahuje skvělého rozlišení limitovaného difrakčními vlastnostmi optické soustavy. Video sestává z 108 snímků pořízených v rozmezí 55 minut, rysky na okrajích odpovídají jedné úhlové vteřině (na povrchu 700 kilometrů). Mpeg, 512x368, 1,6 MB. Zdroj G. Scharmer, L. Rouppe van der Voort (KVA) et al., SVST (http://www.astro.su.se/groups/solar/). |