\input a4_12_2c_cz.ltx
\input mypdf.lt
\RequirePackage{hyperref}
\input myhtml.lt


\newcommand{\emp}[1]{\emph{#1}}

\begin{htmlonly}
\renewcommand{\emph}[1]
{\begin{rawhtml}<em>\end{rawhtml}%
#1
\begin{rawhtml}</em>\end{rawhtml}}
\end{htmlonly}

\usepackage{multicol, balance}

\columnsep=6mm
\addtolength{\textwidth}{-7mm}
 \oddsidemargin = -11.9mm
\topmargin -11.9mm
\addtolength{\textheight}{-3.5mm}

\widowpenalty=10000
\clubpenalty=10000


\begin{document}

\title{Ve�ejn� pozorov�n� Slunce}
\author{\wwwt{Hv�zd�rna a~planet�rium M. Kopern�ka v~Brn�}
            {http://www.hvezdarna.cz} \\ 
        \wwwt{Jan Hollan}{http://astro.sci.muni.cz/pub/hollan/}}
\date{19. dubna 2001 jen malinko zm�n�no oproti verzi \\
      z~roku 1996}
\maketitle

\emph{
(Znovu p�e�teno a p�es�zeno dvosloupcov� do form�tu A4 v z��� 2007, pro 
semin�� Slunce v Brn� -- 
jako sc�n�� u� jen nostalgick�. Projekce spektra, ba i pouh� ostr�
okraje zorn�ho pole, poskytuj�c� vzta�nou soustavu pro sledov�n�  pohybu
Slunce, byly toti� p�i modernizaci projek�n�ho za��zen� p�ed lety
odstran�ny.  Tak� ot��en�  zrcadla heliostatu nyn� u� nen� ,,trhan�``.
T�m se stal n�padn�j�� neklid vzduchu, a naopak h��e se rozli�uj� tmav�
skvrnky na Slunci od skvrnek na zdi -- ji� nem�me k dispozici tzv.
synchronn� detekci. Zcela nov� m�me mo�nost sledovat chromosf�ru, ale to
jsem doposud nevyzkou�el, a tento star� sc�n�� se t�m proto nezab�v�. 
---  P�i �ten� jsem si pov�iml p�epo�t�  kontrast� na rozd�ly teplot --
ty asi pou��vaj� chybn� p�edpoklad, �e jas je �m�rn� �tvrt� mocnin�
teploty; ve skute�nosti jde sp��e o p�tou  mocninu. Modern� sc�n�� by
m�l v tomto ohledu kvantitativn� vych�zet ze zobrazovac� fotometrie,
nap�. t�, co jsem vyvinul od roku 2003. M�sto kreseb by mohl pou��vat
datov� projektor, pokud by ov�em m��il na jin� pl�tno ne� �iv� projekce
Slunce.)}

%\sloppy

\begin{multicols}{2}

\tableofcontents

%\small

\section{�vod}

Sc�n�� je ps�n pro ide�ln� p��pad po�adu na brn�nsk� hv�zd�rn�, trvaj�c�ho
v�ce ne� jednu hodinu. Je my�len pro dosp�l� poslucha�e, jich� se nen�
nutno pt�t. I tak je ale vhodn� u��vat alespo� �e�nick�ch ot�zek
a~p�inejmen��m v~p��pad� d�t� i~ot�zek skute�n�ch. V~praxi lze v�klad
(a~pozorov�n�) omezit (jeho ��sti vypustit) -- podle po�as�, publika
a~�asu, kter� m�me k~dispozici. I~p�i velmi zkr�cen�m v�kladu je ale t�eba
se alespo� zm�nit o~v�em, co div�ci vid� -- aby si toho skute�n� v�imli
a~stalo se to pro n� pozoruhodn�.

Vlastn� v�klad je ps�n stojat�, ��sti zv�razn�n� kurz�vou jsou pozn�mky pro
lektora (re�ijn� �i astronomick�). Tu�n� jsou uvedeny z�kladn� pojmy
a~skute�nosti, kter� by nem�ly b�t opomenuty -- tvo�� jakousi osnovu po�adu.

K~v�kladu lze asi asi st�� co p�idat -- nebo snad ano? Pak by bylo
v~praxi nutn� n�co jin�ho m�sto toho vypustit. Napadne-li v�s n�jak� takov�
vhodn� dopln�k �i zm�na, napi�te to pros�m a~bu� zve�ejn�te, nebo
poskytn�te alespo� mn�.

\section{P��prava}

K~dalekohledu v~pozorovateln� (s~�o�kov�m objektivem o~pr�m�ru 15~cm
a~ohniskov� d�lce 225~cm) p�ipevn�me projek�n� okul�r a~hladkou b�lou
projek�n� plochu. Pak zhotov�me kresbu Slunce --
alespo� p�ibli�nou, zachycuj�c� nejv�razn�j�� detaily. Tu pak siln�ji
okop�rujeme na pr�svitn� pap�r. K~dalekohledu upevn�me slune�n� spektroskop
-- tubus d�lky p�es jeden metr, na jeho� horn�m konci je �t�rbina (z~p�ru
�iletek) a~na spodn�m konci v�se� z~CD a~st�n�tko usnad�uj�c� pozorov�n� --
a~se��d�me jej. P�ineseme si t� helioskopick� okul�rov� konec a~krabi�ku
se slune�n�mi filtry -- lepenkov�mi br�lemi s~pruhem jednoduch� a~dvojit�
vrstvy �ern�ho filmu, s~nenat�en�mi CD a~poka�en�mi disketami. Do vhodn�ho
m�sta instalujeme ��rovku, jej�� sv�t�c� vl�kno pak budeme pozorovat p�es
filtry proti Slunci.

Je-li mo�nost, �e se Slunce na �as schov� za mraky, ale p�itom nehroz�
nebezpe�� p�eh��ky, na poch�zn� st�e�e rozestav�me do vhodn�ch m�st
n�kolik stativ�, tak, aby i~na na�� �ikm� st�e�e st�ly svisle. Na n�
um�st�me p�enosn� dalekohledy, hranolov� i~hv�zd��sk�, a~podle dohlednost�
je nam���me bu� na vhodn� vzd�len� c�le (P�lava, Bab� lom), nebo na c�le
bli��� (hodiny na sv. Augustinu, vys�la�ka). Jeden dvojit� dalekohled (jde
o~,,Somet-binar``, ale n�zev si nech�me pro sebe), opat�en�
slune�n�mi filtry p�ed objektivy a~tmav�mi filtry uvnit�, bude slou�it
k~pozorov�ni Slunce (p�ed jeho objektivy jsou clony o~pr�m�ru 5 cm, p�es
kter� je p�elepena pokoven� f�lie, do jak� se bal� kv�tiny).

Mohutnost dalekohled� nastav�me na nula dioptri�. Dvouok�m dalekohled�m
(alespo� n�kter�m) d�me okul�ry bl�zko k~sob�, aby byly vhodn� pro d�ti,
a~pokud nejsou na n�zk�ch stojanech, p�istav�me k~nim stup�tko (nap�.
lavi�ku). Jeden hranolov� dalekohled um�st�me na lavi�ku, pro pohled do
pozorovatelny naruby. Pokud jsou v~dohledu p�eh��ky a~v�tr by je mohl poslat
k~n�m (nebo m�me nad sebou hroziv� kumulonimbus), p�ichyst�me si p�enosn�
dalekohledy alespo� v~pozorovateln�.

V~p�edn�kov�m s�le na levou p�li tabule um�st�me kresby z~minul�ho obdob�
a~kresbu �erstv� po��zenou. Pak umo�n�me pr�chod za katedrou kolem
prom�tac�ch pl�ten, spust�me prav� pl�tno a~rolety a~levou p�li tabule
osv�tl�me. Nastav�me p�ibli�n� podle stupnic (v�t�inou jen hodinov� �hel,
deklinace se od posledn�ho prom�t�n� asi moc nezm�nila) heliostat. Kryty
zrcadel v~kabin� sejmeme hned, otev�en� hlavn�ho krytu a~p�esn� nastaven�
heliostatu p�ijde na �adu a� t�sn� p�ed vpou�t�n�m div�k� -- aby se
depozice ne�istot na horn�ch zrcadlech omezila na nejmen�� mo�nou m�ru.

M�me-li p��stup na internet, pod�v�me se nakonec na
\h{www.spaceweather.com}, co nov�ho se na Slunci odehr�lo a~co n�s ev. 
�ek�.

P�i uv�d�n� n�v�t�vn�k� do s�lu doporu�ujeme, aby se posadili co nejv�ce
dop�edu, proto�e jinak uvid� jen m�loco.

%\normalsize

\section{Zah�jen�}

V�en� div�ci, v�t�m v�s na dne�n�m odpoledn�m programu, p�i n�m� si budeme
pomoc� r�zn�ch p��stroj� prohl��et Slunce. Za��tek shled�v�te mo�n�
zvl�tn�m -- pro� se za Sluncem chod� sem, jako do temn� komory? Je to
proto, �e chceme-li pozorovat tak velk� obraz Slunce, jako je zde p�ed n�mi
na pl�tn�, nen� sv�tla nazbyt. Slune�n� sv�tlo je sem pos�l�no �ty�mi
zrcadly p�es �o�ky o~pr�m�ru dvan�cti a~deseti centimetr�; odrazem na nich
se alespo� t�i �tvrtiny sv�tla cestou poztr�cej� -- a~kdy� obraz Slunce na
pl�tn� m� pr�m�r jeden metr, je nakonec pl�tno osv�tleno asi t�istakr�t
m�n� ne� krajina venku. (Cel� t� soustav� zrcadel a~�o�ek slou��c�
k~prom�t�n� Slunce se ��k� heliostat.)

\emp{ (P�i odrazivosti ka�d�ho zrcadla 0.8 je odrazivost �tve�ice
$0.8^4\doteq 0.41$, dva dvoj�o�kov� objektivy bez antireflexn�ch vrstev
a~jedno ok�nko z~floatu propust� po v�ech ne��douc�ch odrazech celkem
$0.96^{10}\doteq 0.66$, celkem je tedy propustnost syt�mu, pokud bude zcela
�ist�, $0.4\times 0.66 = 0.27$. �pinav� horn� zrcadla zpravidla sni�uj�
propustnost obvykle pod hodnotu 0.2. Pod�l ploch objektivu a~obrazu na
pl�tn� je $(12.5/100)^2=0.016$, osv�tlen� pl�tna je tedy jen t�i tis�ciny
hustoty sv�teln�ho toku p��m�ho slune�n�ho z��en�.)}

U� zpo��tku jste si asi v�imli n�kolika tmav��ch skvrn na sv�tl�m kruhu na
pl�tn�: ov�em, jde o~proslul� \textbf{slune�n� skvrny}. Ale zde jsou vlastn�
kruhy dva: ten v�t��, to je prost� kruhov� kus oblohy, kter� zrovna na�e
prom�tac� soustava sleduje. Pr�v� tam je nyn� Slunce a~prom�t� se na
pl�tno jako onen men�� a~mnohem sv�tlej�� kruh.

(\emp{ Lezou-li p�es Slunce mraky:} \\ Dnes nen� �pln� jasno a~krom� Slunce
vid�me nyn� na pl�tn� t� mraky. D�v�me se na n� trochu neobvykl�m zp�sobem
proti sv�tlu a~m�me je nav�c hodn� zv�t�en�. V~pozorov�n� Slunce n�m sice
p�ek�ej�, ale i~ony samy jsou na pohled zaj�mav�. Snad se po chv�li
do�k�me lep��ho pohledu na podrobnosti slune�n� tv��e.)

V�imli jste asi i~toho, �e obraz Slunce na pl�tn� je jaksi neklidn�. ��st
onoho neklidu m� na sv�dom� na�e za��zen�, kter� se star� o~to, aby Slunce
z~pl�tna neuteklo. \textbf{Zrcadlo se} za Sluncem \textbf{ot���} podobn� jako
vte�inov� ru�i�ka na hodink�ch, tedy \textbf{trhan�}, asi �ty�ikr�t za
sekundu. Slunce tedy po pl�tn� v�dy zlomek sekundy popol�z�, na�e� je
pooto�en�m zrcadla vr�ceno zp�t. N�kter�m lidem je tohle neust�l� �kub�n�
nep��jemn� -- ale m� tak� svou v�hodu. Je pak toti� z�ejm�, kter� tmav�
skvrny jsou skute�n� na Slunci a~kter� jsou jen �pinav�mi m�sty na pl�tn�.
Pod�v�te-li se nap��klad na tuto skvrnu, uvid�te, jak sebou st�le
cuk�\dots. Tato skvrnka naopak je �pln� v~klidu -- ta tedy na rozd�l od
p�edchoz� nen� na Slunci, ale je to jen kaz na na�em pl�tn�.

Nyn� motorek, kter� dosud ot��el zrcadlem, vypneme. Na pl�tno se tedy bude
prom�tat st�le stejn� kousek oblohy, z~kter�ho bude Slunce zvolna putovat
pry�.

\emp{ (Odejdeme vypnout pohon zrcadla a~vr�t�me se.)}\\ Pravideln� cuk�n�
prom�tan�ho obrazu Slunce te� ustalo -- motorek pohonu zrcadla nevrac�
obraz Slunce ji� zp�tky a~my tak na vlastn� o�i vid�me, \textbf{jak se Slunce
h�be po nebi}. V~p��rod� tento pohyb nevn�m�me -- jednak se na �ir� obloze
nem�me �eho pohledem zachytit a~jednak je to pohyb dost pomal�. Na pl�tn�
ale m�me dan� kousek oblohy vymezen a~tak� dost zv�t�en, a~tak je to
podobn�, jako kdybychom se d�vali na minutovou ru�i�ku hodinek pod
mikroskopem: vid�me plynul�, i~kdy� pomal� pohyb. (Za��t n�co podobn�ho
venku se d� snad jen p�i z�padu Slunce -- kdy� se do n�j ji� zakusuj�
vrcholky vzd�len�ch strom� �i dom�, ka�d�ch deset sekund si m��eme
pov�imnout zm�ny jeho polohy. Abychom v�ak m�li pocit plynul�ho pohybu,
k~tomu je asi pot�eba alespo� n�kolikan�sobn�ho zv�t�en�.)

Ani te� v�ak nen� obraz Slunce �pln� klidn�. St�le se m�rn� chv�je,
jednotliv� skvrny vid�me st��dav� ost�eji a~m�n� ost�e, okraj Slunce se
m�rn� vln�.

\emp{ (Toto l��en� je velmi z�visl� na moment�ln�m stavu. B�vaj� chv�le, kdy
je obraz dosti ostr� a~kontrastn�, ale jakoby pod vodou, ale i~chv�le, kdy
je sice skoro klidn�, ale rozmazan� -- to je ve skute�nosti jeho neklid
p��li� ,,rychl�`` �i p��li� ,,drobnozrnn�``, tedy takov�, �e
obraz je st�le vytv��en r�zn�mi ��stmi apertury v~r�zn�ch m�stech. Jsou ale
i~chv�le, kdy je obraz natolik ostr� a~klidn�, �e i~z~prvn�ch �ad z�st�v�
neklid st�� post�ehnuteln�. Vlny na okraji, je-li Slunce nevysoko na nebi,
lezou obvykle jedn�m sm�rem, tj. v~ovzdu�� zdola nahoru. To v�e se hod�
zm�nit a~p��padn� trochu vysv�tlit.)}

Tento neklid nen� ji� zp�soben na�� aparaturou, ale nen� to ani d�j na
samotn�m Slunci. Je zavin�n \textbf{neklidem ovzdu��}, p�es kter� slune�n�
sv�tlo proch�z�. Neklid vzduchu se p�i takov�m zv�t�en� projevuje v�dycky
a~nejv�t�� u�ite�n� zv�t�en� jsou v~astronomii omezena pr�v� j�m. Dnes je
neklid obrazu Slunce, zp�soben� prom�ch�v�n�m teplej��ho a~chladn�j��ho
vzduchu hned nad na�� budovou a~Krav� horou, a~p��padn� i~ve v��k�ch �ady
kilometr�, \dots(zvl�t�, pom�rn�, pozoruhodn�,\dots{} , tak�e m�me
pon�kud, docela,\dots{} �t�st�, sm�lu,\dots{} , co� odpov�d� o�ek�v�n� pro
takov�to po�as�\dots).

Slunce zat�m ji� t�m�� zmizelo za okraj zorn�ho pole na�eho heliostatu --
i~kdy� vlastn� moment�ln� o~heliostat nejde, proto�e Slunce nedr�� na
m�st�, ale leze pry�. Netrvalo to nijak dlouho -- Slunce na obloze {\bf
popojde o} takov� kus, jak je velk� jeho \textbf{kotou�ek}, asi \textbf{za dv�
minuty}. Nu, a~u� se schovalo. V�imn�me si nyn� toho, �e je vlastn� dob�e
vid�t, kde je schovan�: ��m bl��e ke Slunci, t�m je obloha sv�tlej��.

Nyn� znovu zapneme pohon heliostatu a~pooto��me hlavn� zrcadlo k~z�padu za
Sluncem. Kudy vedla po obloze cesta na z�pad, to jsme pr�v� vid�li --
tudy, kudy �el po pl�tn� obraz Slunce. Je �koda, �e to je proti
skute�nosti, jakou bychom vid�li venku na obloze, pooto�eno a~je�t�
zrcadlov� p�evr�ceno -- t�m plat�me za to, �e se na Slunce m��eme d�vat
takto pohodln�.

\section{Co vid�me na Slunci}

V�nujme se nyn� podrobn�ji tomu, co v�echno vid�me na samotn�m Slunci.
Nejsou to jen ony tmav� skvrny, i~kdy� ty jsou jist� nejn�padn�j��. Je tak�
patrn� ur�it� rozd�l mezi st�edem slune�n�ho kruhu a~jeho okraji: sm�rem
\textbf{k~okraj�m je jas Slunce men��}, n�padn� je to zvl�t� t�sn� u~okraje.
A~kone�n�, krom� tmav�ch skvrn jsou v~n�kter�ch m�stech vid�t i~\textbf{plo�ky
sv�tlej��}, i~kdy� ty jsou u� velmi nen�padn�; z�eteln�ji jsou vid�t jen na
okraj�ch. \emp{ (\dots{} dle okolnost�, fakule n�kdy, nen�-li obraz dost
kontrastn� a~jsou-li huben�, nejsou t�m�� patrn�)}. Jak� je podstata v�ech
t�chto rozd�l� v~jasu r�zn�ch m�st obrazu Slunce? Abychom tomu dob�e
porozum�li, mus�me si nejprve zodpov�d�t ot�zku jinou: \textbf{pro� Slunce}
v�bec \textbf{sv�t�}? Pro� m� jeho povrch tak osl�uj�c� jas, �e se na n�j
venku zpravidla ani nem��eme zad�vat?

Odpov�� na to je docela prost� -- \textbf{Slunce je velice hork�}. V�ce hork�,
ne� cokoliv, co potk�v�me b�n� na Zemi; proto tak� sv�t� vydatn�ji ne�
cokoliv jin�ho, s~��m se setk�v�me.

Abychom si vztah mezi teplotou a~sv�cen�m l�pe uv�domili, vzpome�me si na
r�zn� v�ci zde na Zemi, kter� b�vaj� tak� tak hork�, �e sv�t�. Pomysl�te si
t�eba: ohe�. Ano, ho��c� plyn je dostate�n� hork�, tak�e v�dy sv�t� -- ale
zpravidla je t�m�� pr�hledn�, co� jeho jas dosti omezuje. Mnohem vydatn�ji
sv�t� plamen p�i stejn� teplot� tehdy, jsou-li n�m drobn� pevn� ��stice,
ho��c� saze, jako nap�. v~plameni sv��ky. P�idaj� li se saze do plamenu
sv��e�ky, kter� je mnohem teplej�� (tedy p�id�-li se acetyl�nu ale kysl�ku
ne, tak�e acetyl�n ho�� nedokonale a~plamen �ad�), sv�t� takov� plamen
mnohem intenz�vn�ji, m� mnohem v�t�� jas. Nevelk� jas naopak maj� uhl�ky
v~ohni -- ten lze v�ak zv�t�it, kdy� na n� zafouk�me, tak�e uhl�k za�ne
ho�et rychleji a~jeho teplota vzroste. Nu, a~ho��-li vydatn� v~kamnech,
m��e trochu sv�tit i~��st jejich plotny, i~kdy� obvykle s~jasem tak mal�m,
�e je to vid�t jen v~temn� m�stnosti. Nejintenz�vn�j�� sv�teln� zdroje jsou
zah��v�ny pr�chodem elektrick�ho proudu: nap��klad vl�kno ��rovky.
Wolframov� vl�kno um�st�n� ve vakuu, aby nemohlo sho�et, m��e m�t teplotu
a� t�i tis�ce stup��. Je nep��jemn� se na takov� roz�haven� vl�kno
v~��rovce d�vat -- jeho jas je tak vysok�, a� z~toho bol� o�i. Ale to jen,
kdy� n� zrak nen� p�izp�soben siln�mu sv�tlu. Kdy� rozsv�t�me ��rovku
venku na slunci, u� n�m jej� vl�kno tak oslniv� p�ipadat nebude. Oproti
Slunci je toti� dvakr�t chladn�j�� a~jeho jas je tak dokonce t�icetkr�t
ni���; jas je toti� na zm�nu teploty velice citliv�.

To, co na n�s sv�t� ze Slunce, je plyn hork� t�m�� �est tis�c stup��. Je
ale tak hork� v�ude? Co jsou ona \textbf{tmav� m�sta}, naz�van� slune�n�mi
skvrnami? Spr�vn� asi tu��te, �e to \textbf{jsou} prost� m�sta {\bf
chladn�j��}. Jak chladn� jsou, se d� zjistit podle toho, jak mnoho sv�t�.
Na prvn� pohled bychom mo�n� �ekli, �e nesv�t� v�bec. Srovn�me-li je ale se
st�nem ukazov�tka, tedy m�stem, kter� jako by opravdu v�bec nesv�tilo, je
vid�t, �e skvrny zdaleka �ern� nejsou. Ve skute�nosti jsou o~dost sv�tlej��
ne� sv�tl� obloha kolem Slunce. M��en� ukazuje, �e oproti sv�mu okol� maj�
nejtmav�� ��sti skvrn jas t�m�� �ty�ikr�t men�� -- to u� sta�� na to,
abychom je vn�mali jako velmi temn� m�sta. Z~toho lze spo��tat, �e jejich
teplota je necel� t�i �tvrtiny teploty okoln� fotosf�ry, �ili necel� �ty�i
tis�ce stup��. Nejchladn�j�� plyn na Slunci je tedy asi o~tis�c �est set
stup�� chladn�j�� ne� v�t�ina viditeln� atmosf�ry Slunce.

\emp{Teploty uv�d�me Celsiovy. Jist� m��eme m�sto stupe� ��kat
kelvin. To by pak ale (mo�n� chybn�) asociovalo, �e by mohlo j�t 
o~absolutn� teplotu. Efektivn� absolutn� teplota Slunce je tak 5778~K 
(efektivn� Celsiova teplota Slunce tedy skoro p�esn� 5500~K)
jas umber je
0.27 jasu okol� a~jeliko� je jas takto hork� l�tky �m�rn� �tvrt� mocnin�
teploty, vyn�soben�m efektivn� teploty b�n� fotosf�ry �tvrtou odmocninou
z~0.27 dost�v�me efektivn� teplotu umbry 4165~K. 
Celsiova teplota umber je pak 3.9~kK.}

Jak to, �e na Slunci jsou takov� chladn�j�� m�sta, je ov�em ot�zka jin�.
Ne� na ni odpov�me, zamysl�me se je�t� nad prom�tan�m obrazem jako celkem.
�ekli jsme si, �e zdrojem slune�n�ho sv�tla je hork� plyn -- p�i teplot�
�esti tis�c stup�� to ani nic jin�ho ne� plyn b�t nem��e. Ale plyn p�ece
b�v� pr�hledn�; jak to, �e tedy Slunce nevypad� mlhav�, pro� m� i~jeho
nedokonal� obraz na pl�tn� docela ostr� okraj?

Plyn, kter� na Slunci vid�me, je toti� \textbf{pr�hledn�} jen do ur�it� m�ry,
o~dost m�n� ne� �ist� zemsk� atmosf�ra. Dohl�dneme v~n�m jen asi \textbf{do
d�lky jednoho sta kilometr�}. A~to je ve srovn�n� s~rozm�ry Slunce velice
m�lo, v�dy� \textbf{Slunce m� pr�m�r v�t�� ne� jeden mili�n kilometr�}. Zde na
pl�tn� je oproti skute�nosti zmen�eno v�ce ne� miliardkr�t. To co na Slunci
pozorujeme, je tedy vlastn� jen tenou�k� slupka, vrstvi�ka ne tlust��, ne�
je ovzdu�� Zem�. V~m���tku jedna ku miliard� odpov�d� stovce kilometr� jen
desetina milimetru. Nen� divu, �e je zde viditeln� okraj Slunce ostr�.
\textbf{Tenk� viditeln� slupce} slune�n� atmosf�ry \textbf{se ��k� fotosf�ra},
podle toho, �e pr�v� z~n� k~n�m p�ich�zej� fotony slune�n�ho sv�tla.

Nyn� ji� m��eme vysv�tlit, pro� je obraz Slunce uprost�ed nejsv�tlej��
a~k~okraj�m z�eteln� tmavne. Kdy� se toti� d�v�me doprost�ed, hled�me
jakoby rovnou dol�, do hloubky asi jednoho sta kilometr�. Kdy� se d�v�me na
okraj, dohl�dneme fotosf�rou rovn� tak daleko, dokonce je�t� trochu d�le,
ale jsou to st�le jen ty nejsvrchn�j�� vrstvy fotosf�ry -- d�v�me se pod�l
okraje slune�n� koule a~nikoliv do hloubky. A~\textbf{pro� je obraz Slunce}
tedy \textbf{uprost�ed}, kde vid�me hloub�ji, \textbf{sv�tlej��?} P�ece proto, �e
v~hloubce je teplota plynu vy���! Na vlastn� o�i zde vlastn� vid�me, jak
teplota sm�rem do hloubky slune�n� atmosf�ry vzr�st�.

Kdy� se nad t�m zamysl�me, p�ijdeme na to, �e se takov� v�c d� docela
o�ek�vat. Polo�me si ot�zku: pro� Slunce sv�t� po��d a~bez ust�n�, tak�e se
na to m��eme bez obav spolehnout? Vzpome�me si na p��klad ��rovky -- jej�
vl�kno je hork� jen dotud, dokud j�m proch�z� elektrick� proud. Jakmile
proud vypneme, vl�kno rychle p�estane sv�tit -- vystydne, sv�cen�m se
vm�iku ochlad�. Fotosf�ra v�ak z�st�v� hork�, p�esto�e z~n� energie ve
form� sv�tla st�le unik� pry�. V�ce ne� p��klad ��rovky tomu odpov�d�
rozp�len� plotna kamen -- je roz�haven� natolik, �e sv�t�, jen dokud jsou
kamna uvnit� �hav� je�t� mnohem v�ce. Podobn� fotosf�ra nevystydne, proto�e
je vyh��v�na zespodu. Energie proud� z~mnohem teplej��ho nitra Slunce do
chladn�j�� fotosf�ry a~odtud potom ve form� sv�tla do okoln�ho vesm�ru.

V~oblasti pod fotosf�rou, kam nedohl�dneme, je slune�n� plyn postupn� st�le
m�n� pr�hledn�. Energie se proto �patn� dost�v� vzh�ru ve form� z��en�
a~rozhoduj�c� je tam jin� proces: hork� plyn proud� z~hloubi atmosf�ry
vzh�ru a� na spodn� hranici fotosf�ry a~chladn�j�� naopak kles� dol�.
Takov�mu p�enosu tepla proud�n�m se ��k� \textbf{konvekce}. Nen� to ��dn�
slune�n� specialita: zn�m� p��klad konvekce je prom�ch�v�n� vody v~hrnci,
zah��van�m na spor�ku -- zvl�t� kdy� p�ich�z� k~varu, je prom�ch�v�n�
vody v~hrnci n�padn�. Konvekce prob�h� v~letn�m obdob� i~v~p��zemn� vrstv�
zemsk� atmosf�ry. Je-li vzduch vlhk�, vznikaj� pak na vrcholech vzestupn�ch
proud� p�kn� kupovit� mraky, kter�, dos�hne-li jejich vr�ek v��ky p�es �est
kilometr�, jsou pak zdrojem p�eh�n�k a~bou�ek.

Ve slune�n� atmosf��e jsou m�sta, kde je oh��v�n� vy���ch vrstev proud�n�m
hork�ho plynu odspodu potla�eno. Slune�n� atmosf�ra se toti� li�� od zemsk�
mimo jin� svou vysokou teplotou, kter� ji �in� elektricky dokonale vodivou
-- pro takov� plyn, obsahuj�c� v~hojn� m��e nabit� ��stice, pou��v�me
n�zev plazma. P��tomnost nabit�ch atom� a~voln�ch elektron� pak zp�sobuje,
�e se plazma m��e pohybovat jen pod�l sm�ru magnetick�ho pole. Na rozd�l od
Zem� je magnetick� pole na Slunci neuspo��dan� a~v~mal�ch oblastech je
mnohem siln�j��; zvl�t� siln� je pr�v� ve slune�n�ch skvrn�ch. Slune�n�
skvrny jsou takov� m�sta ve slune�n� fotosf��e, jejich� vyh��v�n� je
zt��eno siln�m magnetick�m polem. Magnetick� pole tvo�� v~nepozorovateln�ch
oblastech pod skvrnou p�ek�ku, skrz kterou se proud hork�ho plynu
z~hloubky nem��e dob�e dostat. Skvrna, jako je nap��klad tato, je velk� asi
(\dots) tis�c kilometr� a~asi je�t� hloub�ji sahaj� jej� magnetick�
ko�eny. To, co my vid�me, je vlastn� jen tenou�k� stokilometrov� fotosf�ra
na povrchu takov� vystydl� oblasti s~naru�enou konvekc�.

Pro p�edstavu o~m���tc�ch: \textbf{Zem�} m� pr�m�r asi stokr�t men�� ne�
Slunce -- kdybychom ji tedy pozorovali ze stejn� vzd�lenosti, jako hled�me
na Slunce, odpov�dal by tomu zde na prom�tac�m pl�tn� \textbf{pouh� jeden
centimetr}. Tato skvrna je tedy (jen) (o~n�co men��, o~dost v�t��) ne� Zem�
(a~rozsah cel� t�to skupiny skvrn pak p�evy�uje pr�m�r Zem�
\dots{}n�sobn�).

Zaj�mav� je i~srovn�n� fotosf�ry Slunce s~atmosf�rou Zem�. Jsou to asi
stejn� tlust� vrstvy, ��dov� jde o~jedno sto kilometr�. Zemsk� atmosf�ra je
ale v~m�stech, kde nejsou mraky, docela pr�hledn�, kde�to slune�n�
fotosf�ra je pr�hledn� mnohem m�n�. P�itom je spodn� ��st na�� atmosf�ry
mnohotis�ckr�t hust�� ne� fotosf�ra Slunce! Tak p�kn� pr�hledn� je na�e
ovzdu��, alespo� jeho vy��� nezapr�en� vrstvy, jen d�ky tomu, �e jde
o~chladn� plyn. Hork� plyn na Slunci, p�esto�e nesm�rn� ��dk�, pohlcuje
sv�tlo mnohem ��inn�ji. Je�t� vy��� teplota pod fotosf�rou vede k~tomu, �e
dohlednost tam kles� podobn� jako v~mlze a~pr�v� proto se energie
z~hloubky do fotosf�ry mus� dost�vat proud�n�m.

\emp{ (V~hork�m plynu fotosf�ry kles� hustota s~v��kou asi dvacetkr�t
pomaleji ne� v~zemsk� atmosf��e -- cel� fotosf�ra tak odpov�d� dvacetkr�t
ten�� troposf��e. Hustoty fotosf�ry dosahuje na�e atmosf�ra a� ve vy���ch
v��k�ch, ne� se rozsv�cuj� meteory.)}

Zb�vaj� n�m nyn� ony nep��li� n�padn� sv�tlej�� skvrnky zvan� \textbf{fakule}.
Zku�enost n�m napov�, �e jsou to z�ejm� m�sta teplej��. Pro� jsou teplej��,
nen� lehk� pochopit. V�imn�me si ale, �e fakule jsou dob�e patrn� vlastn�
jen na okraji obrazu Slunce, to z�ejm� proto, �e jsou to jen tenk� teplej��
vrstvy na horn�m okraji fotosf�ry. Jejich oh�ev na teploty asi o~t�i sta
stup�� vy���, ne� jsou v~okol�, je zp�soben proud�n�m v~neviditeln�ch
oblastech pod fotosf�rou -- ne v�ak p��mo, ale prost�ednictv�m vln�n�,
����c�ho se vzh�ru. Odkud se ono vln�n� bere? Op�t jej maj� z�ejm� na
sv�dom� oblasti se siln�m magnetick�m polem hloub�ji v~atmosf��e Slunce.
Obdobou by mohly b�t pe�eje na �ece. Za velk�mi kameny je proud mnohem
slab�� ne� jinde -- to je obdoba slune�n�ch skvrn, do kter�ch p�it�k� m�lo
plynu z~hloubky. Kameny v~pe�ej�ch ale tak� zp�sobuj� rozvln�n� hladiny,
�asto tak velk�, �e u� zd�lky se pe�eje prozrazuj� hlukem. Podobn� vlny
snad vznikaj� i~na magnetick�ch p�ek�k�ch ve Slunci. Rozd�l proti vln�n�,
kter� sly��me jako zvuk, je ale ten, �e krom� tlaku plynu se v~n�m m�n�
i~magnetick� a~elektrick� pole. Kdy� takov� vlny projdou do �id��ch
a~pr�hledn�ch vrstev atmosf�ry, stanou se z~nich r�zov� vlny, oh��vaj�c�
fakule a~tak� svrchn� ��sti atmosf�ry, le��c� nad fotosf�rou (ty u�
nevid�me, jeliko� jsou pr�hledn�). S~r�zovou vlnou se �asto potk�v�me i~na
Zemi -- to je ta r�na, kter� zacloum� okny, p�el�tne-li nad n�mi
nadzvukov� letadlo. Slab�� r�zovou vlnu sly��me p�i v�st�elu �i pr�sknut�
bi�em.

Mo�n� nejn�zorn�j�� obdobou zah��v�n� horn�ch vrstev slune�n� atmosf�ry 
je mo�sk� pl�. 
V~dostate�n� hlubok� vod� k~n� putuj� vlny tak�ka beze ztr�t, ale jak za�ne
b�t dno pl�e moc m�lk�, vlny se za�nou zvy�ovat a~zaost�ovat, 
a� nakonec p�epadnou a~s~hukotem a~v~b�l� t���ti rychle zanikaj�. 
Fakule jsou sice b�l� z~jin�ho d�vodu 
(ne proto, �e v�c rozptyluj� slune�n� sv�tlo, ale proto�e jsou teplej��), 
ale na mo�skou t���� si p�i pohledu na n� m��eme opr�vn�n� vzpomenout. 

\emp{ (Je-li dobr� obraz, b�v� zbl�zka vid�t i~granulace -- v~tom p��pad�
ji zm�n�me:)}\\
Posledn�m rysem, kter� m��eme zde na pl�tn�, alespo� zbl�zka, post�ehnout,
je nestejnorodost fotosf�ry i~mimo oblasti slune�n�ch skvrn a~fakul�.
Zad�v�te-li se pozorn�, zjist�te, �e jak zrcadlo heliostatu st�le vrac�
Slunce zp�t na stejn� m�sto pl�tna, je kmitav� pohyb obrazu patrn�
v~kter�mkoliv m�st�, i~kdy� tam ��dn� n�padn� detaily nejsou. Cel�
fotosf�ra je toti� drobn� zrnit�, t�sn� vedle sebe jsou sv�tlej�� m�ste�ka
odd�len� tmav��mi kan�lky, jakoby bylo tmav� pl�tno ��dce posyp�no sv�tl�m
p�skem. Tomuto jevu se ��k� granulace. Sv�tlej�� body ve fotosf��e, zvan�
\textbf{granule}, jsou vrcholky nevelk�ch vzestupn�ch proud� teplej��ho plynu,
kde�to v~tmav��ch m�stech mezi nimi kles� naopak plazma dol�. (Granule jsou
asi o~t�icet procent sv�tlej�� ne� ten�� oblasti mezi nimi, co� odpov�d�
rozd�lu teplot asi �ty�i sta stup��.) Granulace je struktura, kter� se
st�le m�n� -- granule vznikaj� a~zanikaj� b�hem minut a� hodin. Je�t� op�t
pro p�edstavu o~m���tku: sv�tl� granule jsou na pl�tn� velk� nejv��e jeden
milimetr, co� odpov�d� jednomu tis�ci kilometr�.

M�lem bych zapomn�l -- slune�n� skvrny se �asto vyskytuj� ve skupin�ch,
s~jednou �i dv�ma skvrnami v�razn� v�t��mi a~�adou skvrnek men��ch.
V~jejich okol� pak b�vaj� mnohdy fakulov� pole. Ta se ale mohou n�kdy
vyskytovat i~samostatn�.


\section{Jak se Slunce m�n�}

O~mnoho v�ce o~tomto obrazu Slunce ��ci nem��eme. Leda�e bychom se zm�nili
o~tom, jak by se asi zm�nil, kdybychom jej mohli sledovat del�� dobu,
�ekn�me jeden t�den.

Nejn�padn�j�� zm�nou by bylo, �e by se b�hem t�to doby skvrny posunuly. Za
t�den touto dobou bude nap�. tato skvrna zde a~tato zde. (Tato dokonce
zapadne za okraj Slunce.) Jak� je vysv�tlen� tohoto putov�n� skvrn? Spr�vn�
tu��te, �e p���inou je \textbf{rotace Slunce}. Stejn�mi skvrnami se k~n�m
Slunce oto�� v�dy zhruba za jeden m�s�c a~z~jednoho okraje obrazu na druh�
p�ejde tedy skvrna za necel�ch �trn�ct dn�. (Slunce ale nen� pevn� t�leso
a~neot��� se cel� se stejnou periodou. Na slune�n�m rovn�ku, tedy zhruba na
t�to ���e, m��eme velkou skvrnu uvid�t na stejn�m m�st� asi za dvacet sedm
dn�, za polovinou slune�n�ho kotou�e �in� perioda na t�icet dn�
a~v~pol�rn�ch oblastech, kde se skvrny nevyskytuj�, je perioda ot��en� v��i
Zemi ke �ty�iceti dn�m.)

Druh�, b�hem n�kolika dn� m�n� n�padn�, ale v~del��m obdob� nejv�razn�j��
str�nka zm�n vzhledu slune�n� fotosf�ry je \textbf{v�voj jednotliv�ch
detail�}, p�edev��m skupin skvrn. Mal� skvrny mohou vzniknout a~op�t
zaniknout b�hem jednoho dne. Velk� rostou �adu dn�; p�itom se zpravidla
objev� pobl�� druh� skvrna, nej�ast�ji kousek za prvn�. Jak prvn� a~druh�
skvrna rostou, objevuje se kolem nich postupn� �ada skvrn men��ch. V�sledn�
rozs�hl� skupina skvrn m��e vydr�et i~d�le ne� jeden m�s�c. Nakonec zase
skvrn postupn� ubude, ale hlavn� skvrna m��e vydr�et i~n�jak� t�den potom.
Ve stejn�m objemu plazmatu se pak p���t� m�s�c m��e objevit skupina nov�
a~cyklus se m��e opakovat. Jak u� jsme se zm�nili, v~rozs�hl�ch skupin�ch
skvrn a~kolem nich b�vaj� �asto patrn� i~sv�tlej�� fakule. To lze
koneckonc� o�ek�vat: kdy� n�kde sv�t� fotosf�ra m�n�, v~sousedn� oblasti
zase m��e b�t teplej�� a~sv�tit v�ce. Energie, kterou proud�c� plyn nemohl
p�in�st do oblasti skvrny, se mnohem rychlej��mi vlnami dostala do jej�ho
okol� a~oh��la v��e le��c� ��dk� oblasti.

\emp{ (V�klad o~v�voji je pot�eba prov�zet alespo� ukazov�n�m na s�rii
syt�ch kreseb, um�st�n�ch na odkryt� p�li tabule. Nen�-li zrovna obdob� bez
v�t��ch skvrn, m�la by to b�t s�rie jdouc� a� do sou�asnosti. Jinak lze
u��t diapozitiv s~takovou sadou, p��padn� s�rii diapozitiv�.}

Skvrny se na Slunci nemohou vyskytnout v�ude, ale jen v~oblastech
,,sluncepisn�ch`` ���ek do 40\dg{} od rovn�ku, to jest asi
v~tomto p�su \emp{ (uk�eme)}. Nen� jich ka�d�m rokem stejn� mnoho. Obdob�,
kdy je jich nejv�ce, se opakuj� obvykle po deseti a� t�in�cti letech, --
zjednodu�en� se mluv� o~jeden�ctilet�m cyklu. Kdy� za��n� nov� cyklus,
,,jeho skvrny`` se objev� nejprve ve vy���ch ���k�ch, asi 30\dg{}
na ob� strany od slune�n�ho rovn�ku. Vytv��� potom p�sy �i �et�zy pod�l
p��slu�n�ch rovnob�ek, tedy zhruba zde a~zde. B�hem dal��ch let se skvrny
objevuj� postupn� i~v~���k�ch ni���ch, tak�e nap��klad nyn� je vid�me
(\dots). Kdy� cyklus kon��, skvrny se objevuj� ji� jen v~bl�zkosti rovn�ku.
Objev�-li se tehdy n�jak� skvrna daleko od rovn�ku, pat�� asi ji� k~cyklu
nov�mu. D� se to i~p��mo zjistit podle m��en� magnetick�ho pole -- to m�
u~skvrn nov�ho cyklu opa�n� sm�r -- ale to u� je v�c, kterou v�m zde nijak
uk�zat nem��eme.

\emp{ (I~tento v�klad by bylo vhodn� doprovodit adekv�tn�mi obr�zky.)}


\section{Slune�n� spektrum}

\emp{ Pokud p�edt�m bylo kv�li kresb�m vyta�en� pl�tno, spust�me je.}

Nyn� si prom�tneme Slunce jinak.  Vlo��me sv�tlu do cesty sklen�n�
hranolek, kter� obraz Slunce odklon� na lev� pl�tno. B�l� sv�tlo se p�itom
rozlo�� na r�zn� barvy.

Pod�vejte se dozadu, kudy sv�tlo proch�z� p�es �o�ku v~rohu s�lu.  Jeho
cestu vid�me je d�ky prachov�m ��ste�k�m ve vzduchu. Nejn�padn�j�� je
m�sto, kde je proud sv�tla nejhust��, takov� tenk� hrdlo, kudy sv�teln�
svazek proch�z�. Nejten�� m�sto hrdla je vlastn� obraz objektivu,
desetkr�t men��, ne� objektiv s�m.  Do tohoto obrazu objektivu (��k� se mu
tak� v�stupn� pupila) te� oto��m krabi�ku, v~n�� je sklen�n� hranolek 
a~zrc�tko. 

\emp{Odejdeme to do kabiny prov�st, p�itom mus�me hranolkem pohybovat
pomalu, aby se nerozkmital.}

Slunce je te� na lev�m pl�tn� rozta�en� -- v~�erven� barv� je v�c vpravo,
v~modr� vlevo. Barvy nejsou ale odd�len� �pln�, modr� a~�erven� obraz se
z��sti p�ekr�v�, tam tedy z�st�v� obraz b�l�. Kde chyb� modr� slo�ka,
objevuje se �lut� barva, kde chyb� �erven� slo�ka sv�tla, vid�me kr�snou
tyrkysovou barvu. 

Je to jak�si spektr�ln� obraz Slunce. O~slo�en� slune�n�ho sv�tla ale moc
ne��k�, pro jeho studium pot�ebujeme r�zn� slo�ky dokonale odd�lit. 
Z~obrazu Slunce si proto vybereme jen tenou�k� prou�ek, a~to tak, �e
sv�tlu do cesty um�st�me st�n�tko s~tenou�kou �kv�rou, aneb �t�rbinou.
Sv�tlo pak nech�me znovu proch�zet p�es sklen�n� hranol. 

\emp{Odejdeme do kabiny odklopit hranolek a~zasunout �t�rbinu. Vy�ist�me
p�itom �t�rbinu od prachu.  Dle okolnost� u�ijeme �ir�� �i u��� ��st
�t�rbiny.}

Nyn� vid�me slune�n� sv�tlo opravdu dob�e rozlo�en�.  Sklen�n� hranol,
postaven� b�l�mu sv�tlu do cesty, l�me r�zn� jeho slo�ky r�zn� mnoho.
Modr� sv�tlo se l�me v�ce a~zelen� a~�erven� sv�tlo postupn� m�n�.
Tenou�k� prou�ek obrazu Slunce, kter� jste na chv�li na pl�tn� zahl�dli,
se rozt�hl do tohoto �irok�ho barevn�ho p�su, zvan�ho \textbf{spektrum}.
Osv�tlen� pl�tna je ov�em ji� velmi slab�. Teprve jak postupn� p�ivyk�me
tm�, za��n�me vid�t ve spektru n�jak� podrobnosti. 

\emp{ (Pokud jsou ve spektru vodorovn� artefakty, ukazujeme :}\\ 
 Tyto vodorovn� ��ry do spektra vlastn� nepat��. Jsou zp�sobeny chybami
�t�rbiny, toti� ��sticemi prachu. V~m�st� prachov�ho zrna se sv�tlo
odkl�n� od p��m�ho sm�ru a~neprojde pak p�es n� hranol. Podobn� je to se
sv�tlem, kter� se zahne na hran�ch �t�rbiny, d�ky n�mu st�le je�t� vid�me
svisl� b�l� prou�ek na prav�m pl�tn�. Ten prou�ek �i ��ru jsme p�edt�m na
chvili�ku vid�li mnohem jasn�j��, dokud jsem nedal sv�tlu do cesty onen
sklen�n� hranol. 

Tato nejsv�tlej�� m�sta prou�ku, kter� zbyl, odpov�daj� prachov�m ��stic�m
na �t�rbin�. Sv�tlo, kter� zde p�eb�v�, pak ve stejn� v��ce ve spektru
chyb�.) 

\emp{ (Pokud jde �t�rbina p�es skvrnu -- to se od artefaktu pozn� dle v�t��ho
neklidu a~prom�nnosti vodorovn� ��ry :}\\
Tento vodorovn� prou�ek je ale n�co jin�ho. Neodpov�d� zrnku prachu, ale
skute�n� slab��mu m�stu na Slunci. Je to vlastn� spektrum slune�n� skvrny.
Skvrna se prom�t� zrovna na �t�rbinu spektrografu a~m�sto tmav� skvrnky
vid�me, po pr�chodu sv�tla hranolem, na pl�tn� tmav�� p�sek jdouc� p�es
v�echny barvy spektra.)

\emp{ (Pokud je t�eba se rozkouk�vat je�t� d�l :}\\
Rozklad b�l�ho sv�tla, i~kdy� ne tak podrobn� jako zde, v�d�me kolem sebe
docela b�n�. Pr�v� on zp�sobuje barevn� z�blesky od brou�en�ch �perk�.
Kr�sn�mi barvami se t�pyt� i~kapi�ky rosy v~tr�v� �i vodn� kapi�ky
v~pavu�in�. Na nebi pak v�d�me rozklad sv�tla vodn�mi kapi�kami v~duze, �i
v~ledov�ch krystalc�ch. Jin�m zp�sobem sv�tlo rozkl�daj� tenk� vrstvi�ky,
nap�. m�dlov� bubliny, nebo skvrny star�ho oleje na mokr� silnici.)


N�s ve spektru zaj�maj� p�edev��m svisl� temn�j�� ��ry, kter� jsou na
�rovn�ch jednotliv�ch barev, tedy �e�eno odborn�ji, na �rovni jednotliv�ch
vlnov�ch d�lek nebo frekvenc� elektromagnetick�ho z��en�. Kdyby �lo 
o~zvuk, mohli bychom mluvit tak� o~t�nech -- ka�d� takov� ��ra by
odpov�dala jin�mu �ist�mu t�nu. Kdo o~spektrech ji� n�co sly�el, asi tu��,
�e jedn� o~takzvan� \textbf{spektr�ln� ��ry}. Jsou to skute�n� ony --
ka�dou z~nich zp�sobuje p��tomnost jist�ho prvku, obsa�en�ho ve slune�n�
fotosf��e. Jak vlastn� tyto ��ry vznikaj�? 

Tmav� ��ry jsou obrazy on� �t�rbiny, kterou jsme um�stili sv�tlu do cesty.
M�sto jedn� b�l� ��ry te� vid�me �adu jejich spl�vaj�c�ch obraz� na pl�tn�
lev�m. Takov�to tmav� ��ra n�m ��k�, �e sv�tla s~touto vlnovou d�lkou
k~n�m pos�l� Slunce m�n�, ne� sv�tla s~vlnovou d�lkou jen malinko
odli�nou, tedy jen nepatrn� odli�n� barvy. My pak ve spl�vaj�c� �ad�
stejn� sv�tl�ch obraz� p�vodn� b�l� ��ry vid�me jeden slab��. Tomu pak
��k�me spektr�ln� ��ra.

Jak je mo�n�, �e sv�tla t�to vlnov� d�lky je m�n�?
Kdy� jsme se zam��leli nad tmav�mi skvrnami, do�li jsme k~tomu,
�e jde o~chladn�j�� oblasti ve fotosf��e. Podobn� je tomu i~se spektr�ln�mi
�arami: jejich sv�tlo poch�z� z~chladn�j��ho plynu. Sv�tlo dan� vlnov�
d�lky je pohlcov�no a~zase vyza�ov�no atomy dan�ho prvku, p��tomn�ho ve
fotosf��e; v�sledkem je, �e je fotosf�ra v~t�to vlnov� d�lce, tedy ve
sv�tle dan� spektr�ln� ��ry, m�lo pr�hledn�. Ve sv�tle t�to barvy proto
nedohl�dneme tak hluboko -- sv�tlo spektr�ln� ��ry k~n�m p�ich�z� jen
z~nejvy���ch vrstev fotosf�ry a~ty jsou nejchladn�j��. Proto je sv�tla
dan� barvy m�n� ne� sv�tla jen nepatrn� jin� barvy, pro kter� je fotosf�ra
pr�zra�n�j�� a~kter� k~n�m p�ich�z� z~v�t�� a~teplej�� hloubky. Tmav�
spektr�ln� ��ry jsou vlastn� sv�dectv�m stejn�ho jevu, jako to, �e na
okraji je Slunce m�n� sv�tl� ne� uprost�ed. Oboj� je zp�sobeno t�m, �e
teplota ve viditeln� slune�n� atmosf��e sm�rem dol� stoup�.

Tato nejsiln�j�� ��ra je zp�sobena prvkem, jeho� atom� je ve Slunci daleko
nejv�ce, toti� vod�kem. Ozna�uje se obvykle jako
\textbf{H$\beta$}.
\textbf{H} je
zna�ka vod�ku a~�eck� p�smeno beta nazna�uje, �e jde o~druhou ��ru
z~jak�si posloupnosti �ar. Skute�n�, n�kde zde, na sam�m �erven�m okraji
spektra je prvn� ��ra t�to posloupnosti, h� alfa -- ta zde ale bohu�el
ji� nen� valn� vid�t, proto�e na tak velice �erven� sv�tlo je n� zrak jen
m�lo citliv�. Slunce sice takov�ho z��en� vyd�v� hodn� a~z��� i~do t�chto
m�st vpravo od viditeln�ho spektra, ale tam u� nevid�me nic, jde o~tzv. 
z��en� \textbf{infra�erven�}. Naopak v~dalek� modr� oblasti spektra je na
t�to �rovni ��ra H$\gamma$. Na toto sv�tlo jsme sice o~n�co citliv�j��,
ale sklen�n� hranol je rozkl�d� tak siln�, �e pl�tno je v~modr� a~fialov�
oblasti osv�tleno velice m�lo.

Tento svisl� p�sek, druh� nejv�razn�j�� podrobnost ve spektru, odpov�d�
n�kolika �ar�m bl�zko sebe -- sv�tlo t�to barvy pohlcuj� hork� \textbf{p�ry
ho���ku}. Pak vid�me je�t� mnoho �ar slab��ch, v�t�inou jsou ale na sam�
hranici viditelnosti. Za zm�nku stoj� alespo� tato ��ra v~oran�ov� barv�
-- tu zp�sobuj� \textbf{p�ry sod�ku}. Sod�kov� p�ry, i~kdy� pod mnohem vy���m
tlakem, n�m sv�t�vaj� podobn�m sv�tlem v~noci na cestu: jsou jimi napln�ny
ony siln� sv�t�c� oran�ov� v�bojky.

Je zaj�mav�, �e ve spektru postr�d�me barvu �lutou. Ona tam p��tomna je,
jen�e jen jako velice uzou�k� prou�ek mezi zelenou a~oran�ovou.  Obvykl�
�lut�, kterou v�d�me, nen� �istou spektr�ln� barvou, ale sm�s� sv�tla
�erven�ho a~zelen�ho -- proto jsme ji vid�li p�kn� p�edt�m, kdy� jsme si
p�es hranol prom�tli cel� Slunce.

Studium spekter, zachycen�ch ov�em na fotografickou emulzi �i polovodi�ov�m
detektorem, je d�le�it�m a~snad hlavn�m n�strojem astronomie. Ze spekter
lze poznat nejen, jak� prvky obsahuje plyn, kter� sv�tlo vyza�uje �i
pohlcuje, ale t� jakou m� teplotu, tlak a~tak� jakou rychlost� se od n�s
dan� plyn vzdaluje �i k~n�m p�ibli�uje. Jak sami vid�te, k~po��zen�
podrobn�ho spektra je pot�eba m�t dostatek sv�tla -- to je jedn�m z~d�vod�
stavby ohromn� velk�ch dalekohled�. Jejich �kolem neb�v�, aby hodn�
zv�t�ovaly, ale aby shroma��ovaly dostatek sv�tla pro studium spekter.

\emp{ (Je-li Slunce nep��li� vysoko nebo je-li vzduch dost vlhk�, je asi 
vid�t i~spektr�ln� p�sy vodn� p�ry, ten nejn�padn�j�� v~nejsv�tlej��
��sti spektra za��n� pr�v� u~sod�kov� ��ry a~rozpl�v� se sm�rem do zelen� 
barvy. Pokud jej vid�me, promluv�me o~n�m:
 Krom� jednotliv�ch tenk�ch �ar vid�me ve spektru je�t� jednu zvl�tnost,
toti� tmav�� p�s, kter� m� v~t�chto m�stech ostrou hranu a~od n� doleva se
postupn� zeslabuje. Ten nevznik� v~atmosf��e Slunce, ale a� v~ovzdu�� nad
n�mi. Takov� sv�tlo toti� pohlcuje vodn� p�ra. Je�t� v�razn�j�� bude p�s
pozd�ji, a� bude Slunce na nebi n�� a~cesta jeho sv�tla v~ovzdu�� se
prodlou��. Ve spektru zapadaj�c�ho Slunce je takov�ch p�s� vid�t v�c,
hlavn� v~�erven� ��sti spektra, kterou zde m�me u� p��li� slabou.) }

\emp{ (Pokud nen� div�k� mnoho, nab�dneme jim pohled na spektrum zbl�zka 
a~tak� pohled opa�n�, od pl�tna do hranolu. Uvid� tak velice
jasn� a~kr�sn� barvy (ka�d�m okem jin�) a~mohou ulovit i~onu �lutou. D�ti
p�itom mohou st�t na kated�e, dr��-li je n�kdo za ruku.)}

\emp{ (A� u� se nikdo p�es hranol do �t�rbiny ned�v�:)}\\
Kdy� u� jste zde vep�edu, m��ete si prohl�dnout zbl�zka i~samotn� Slunce.
Odklop�m hranol zase pry� a~odstran�m i~�t�rbinu. Zbl�zka uvid�te na prav�m
pl�tn� v�ce podrobnost� ne� zd�lky. Ze s�lu pak m��ete vyj�t p�es kraj
prom�tac� kabiny a~p�itom se pod�vat, kudy se do s�lu dost�v� sv�tlo
Slunce
-- p�ich�z� �achtou ze st�echy, odr�� se na dvou rovinn�ch zrcadlech
a~objektivem ve st�n� kabiny se prom�t� na pl�tno. V~programu pak budeme
pokra�ovat na st�e�e nad n�mi.


\section{Pod �ir�m nebem}

Nyn� se vyd�me \textbf{na st�echu} t�to budovy.

\emp{ Otev�eme dve�e pozorovatelny a~zablokujeme je proti zav�r�n�. St�echa
by m�la b�t ji� zcela otev�en�, nebo by ji m�la odpov�dn� osoba pr�v�
dootev�rat -- to je dokonce v�hodn�, proto�e pohled na pohybuj�c� se
st�echu je zaj�mav�.}

Pros�m tudy p�es pozorovatelnu a~po dal��ch schodech a� nahoru na st�echu.

Nejprve si prohl�dneme horn� pohyblivou ��st na�eho heliostatu, kter�m jsme
si prom�tali Slunce do s�lu. Toto nejv�t�� rovinn� zrcadlo je poh�n�no
motorkem takov�m tempem, jak�m Slunce b�� po obloze. Slune�n� sv�tlo se
pak st�le odr�� ve sm�ru zemsk� osy na druh� zrcadlo a~odtud p�es objektiv
s~ohniskovou d�lkou osmi metr� vytv��� prvn� obraz dole v~prom�tac� kabin�.
Dal��m objektivem mezi kabinou a~s�lem se pak zv�t�en� obraz prom�t� a� na
pl�tno.

\emp{ (Je-li dost �asu, lze p�idat tyto pozn�mky:}\\
Hlavn� zrcadlo heliostatu je oto�n� nejen kolem t�to �ikm� osy, rovnob�n�
s~osou Zem�, ale i~kolem osy na ni kolm� -- kolem n� se nakl�n� podle ro�n�
doby. Zat�mco nyn� je naklon�no na tuto stranu, (\emp{ nap��klad:} na podzim
je t�eba s~n�m pooto�it sem a~p�ed V�nocemi je v~opa�n� poloze, ne� nyn�).
Asi v�s udivuje, �e hlavn� zrcadlo nen� �ist�. Probl�m je v~tom, �e
astronomick� zrcadla jsou trochu jin� ne� oby�ejn� -- leskl� plocha pokryt�
vrstvi�kou hlin�ku je na vn�j��m povrchu sklen�n� desky. A~je�to je hlin�k
na rozd�l od skla m�kk�, nelze jej prost� ut��t -- t�m by se po�kr�bal
a~bylo by to hor�� ne� p�edt�m.)

N�kdy jsou na Slunci natolik velk� skvrny, �e b�vaj� patrn� i~p�i pohledu
rovnou na nezv�t�en� Slunce, samoz�ejm� p�es vhodn� tmav� filtr. Dnes tam
takov� rozs�hl� skupiny skvrn (skute�n� jsou, a~to\dots{} / ale nejsou). J�
zde m�m sadu takov�ch filtr�, tak�e si to m��ete v�ichni vyzkou�et.

\emp{ M��eme popsat, jak jsou jednotliv� filtry vyrobeny a~jak se u��vaj�,
pokud maj� r�zn� pr�hledn� ��sti. Pak p�ech�z�me dol� do pozorovatelny.}

Nyn� budeme Slunce pozorovat dalekohledem. Je to �o�kov� dalekohled, na
jeho� p�edn�m �i horn�m konci je objektiv o~pr�m�ru patn�cti centimetr�
-- to znamen�, �e zachyt� o~polovinu v�ce sv�tla ne� n� heliostat. Podle
st�nu, kter� dalekohled vrh�, jej nyn� nam���m na Slunce, a� se jeho obraz
objev� na t�to projek�n� plo�e. Obraz je men�� ne� ten v~s�le a~asi
stokr�t sv�tlej��. P�esto je nutn�, chceme-li m�t pohled na Slunce
dokonal�, odst�nit sv�tlo z~okol�. Tak lze potom po��dit podobnou kresbu,
jak� jste vid�li dole.

\emp{ Podle po�tu div�k� je vhodn� projek�n� syst�m v�ce �i m�n� p�ikr�t
�ernou l�tkou, aby si mohli v�ichni obraz detailn� prohl�dnout. K~tomu
pat�� i~vhodn� krati�k� v�klad.}

Podobn� jako zrcadlo heliostatu se i~dalekohled zvolna pohybuje za Sluncem.
Je to d�ky motorku, kter� zvolna ot��� dalekohledem kolem t�to �ikm� osy.
Kdy� nyn� motorek vypnu, z�hy bude z�ejm�, jak se obraz Slunce posouv� po
projek�n� plo�e. Nen� to pro v�s u� nic nov�ho, zde je ale p���ina tohoto
jevu vid�t n�zorn�ji ne� dole v~s�le. Jestli�e se dalekohled neh�be, Slunce
p�ed n�m na obloze zvolna ub�h� a~spolu s~n�m i~hv�zdy, kter� jsou na
obloze kolem n�j a~kter� ov�em nevid�me. Zem� je jakoby velk� pomal�
koloto� a~chceme-li se z~n�j d�vat st�le na stejnou hv�zdu �i v~tomto
p��pad� na Slunce, mus�me zvolna ot��et hlavou �i dalekohledem -- tempo
pot�ebn�ho ot��en� je jedna oto�ka za den. Osa pot�ebn�ho ot��en� je
rovnob�n� s~osou Zem� -- tedy zhruba tohoto sm�ru \emp{ (realizovat pomoc�
ukazov�tka)} -- a~ukazuje pr�v� nad sever -- ten je tedy t�mto sm�rem.

\emp{ B�hem p�ed�l�v�n� na helioskop:}\\
Nyn� se budeme d�vat dalekohledem rovnou na Slunce, a~ne na jeho obraz na
pap��e �i na pl�tn�. Abychom to mohli prov�st, mus�me ov�em ubrat valnou
v�t�inu sv�tla. K~tomu slou�� za��zen�, kter� te� p�ipev�uji: Sv�tlo se
v~n�m dvakr�t odr�� uvnit� sklen�n�ho hranolu, ale v�dy se jej odraz� jen
jedna dvacetina, kde�to �estadevades�t procent sv�tla vyjde z~hranolu ven:
nejd��v tudy a~pak tudy. Sm�rem k~tomuto okul�ru se tak dostanou jen asi
dv� tis�ciny sv�tla, kter� pro�lo objektivem dalekohledu. Ty jsou je�t�
d�le zeslabeny tmav�m filtrem, teprve mal� zbytek sv�tla projde okul�rem.

\emp{ Nen�-li na pobl�� st�edu Slunce ��dn� hodn� velk� skvrna, je
nezbytn� posunout nejl�pe viditeln� podrobnosti p�esn� doprost�ed zorn�ho
pole Je toti� pot�eba, aby ka�d� na prvn� pohled skute�n� vid�l n�jak�
p�edm�t a~ne jen rovnom�rn� sv�tlou plochu. Pokud nen� ��dn� skupina skvrn
vid�t opravdu na prvn� pohled, tedy vlastn� ve v�t�in� p��pad�, nezb�v�
ne� doprost�ed zorn�ho pole um�stit okraj Slunce. Vybereme samoz�ejm�
takov� jeho m�sto, ke kter�mu jsou nejn�padn�j�� skvrny �i fakule
nejbl��e. Pak kr�tce pov�me, co po p�ilo�en� oka k~okul�ru �lov�k uvid�.
Na v�v�sku p�ipevn�me �erstvou kopii kresby stejn� orientovanou, jako
Slunce p�i pohledu dalekohledem.}

P�ilo��me-li sv� oko t�sn� k~okul�ru, tak�e se jej lehounce dot�k�me,
uvid�me sv�tlou plochu, ve kter� po chv�li rozezn�me �edes�tkr�t zv�t�en�
Slunce. Takov� pozorov�n� chce ale trochu cviku, napoprv� se to nemus�
�pln� da�it. (\emp{ Pokud nejsou vid�t ��dn� mohutn� skvrny:} Proto�e
i~nejv�t�� skvrna je pom�rn� nen�padn�, um�stil(a) jsem do st�edu zorn�ho
pole okraj Slunce. Ten spolehliv� uvid�te, pokud se budete odtud d�vat do
tohoto sv�tl�ho kole�ka p�ed okul�rem (��k� se mu v�stupn� pupila
dalekohledu) a~zvolna se k~n�mu bl��it, a� se dotknete okul�ru. Sm�rem
\dots(nap�.: doleva nahoru od tohoto okraje) pak po chvilce mo�n�
zahl�dnete \dots. Pros�m, m��ete se postupn� d�vat. 

Probl�m s~pozorov�n�m maj� ti, kte�� nos� br�le -- kdy� si je ponechaj� na
nose, nemohou p�ibl��it oko dostate�n� bl�zko k~okul�ru a~vid� tak nejv��e
mal� kousek Slunce. Kdy� si br�le sundaj�, uvid� v�t�� kus Slunce, ale
neost�e. Doporu�uji proto, abyste vy, kdo m�te br�le, po�kali, j� pak
dalekohled zaost��m pro v� zrak.

(...) Kolik m�te pros�m dioptri�? (...) Tak, te� by v�m to mohlo vyhovovat,
pros�m. P�ibl��il jsem o~kousek okul�r k~objektivu \emp{ (ev.} vzd�lil jsem
jej, \emp{ to u~div�k� dalekozrak�ch)}, tak�e te� je jeho optick� mohutnost
takov�, jako mohutnost va�ich br�l� -- i~dalekohled m� nyn� m�nus (plus)
(...) D.

\emp{ (Je-li div�k� hodn�, pokra�ujeme b�hem toho, jako se d�vaj� do
dalekohledu, jinak a� potom.)}

Zm�nili jsme se ji� o~tom, �e Slunce je dvakr�t teplej�� ne� vl�kno
rozsv�cen� ��rovky. Nyn� m�te mo�nost se o~tom p�esv�d�it, kdy� se
postav�te tak, aby v�m tato ��rovka zakryla Slunce a~pod�v�te se op�t p�es
tmav� filtr.

Posledn� atrakc�, kterou v�m m��eme nab�dnout, je je�t� jeden pohled na
spektrum Slunce. T�mto spektroskopem uvid�me b�l� slune�n� sv�tlo rovn�
rozlo�en� na jednotliv� barvy. Rozklad sv�tla zde ale neprob�h� lomem
sv�tla z�visl�m na vlnov� d�lce. Uvnit� spektroskopu je kousek optick�ho
disku, zn�m�ho CD, kter� odr�� v�t�inu sv�tla jako zrcadlo, ale malou ��st
odr�� do jin�ch sm�r�. Jde o~jev, kter�mu se ��k� difrakce �i ohyb sv�tla.
P��slu�n� sm�ry z�visej� na vlnov� d�lce sv�tla. P�edm�t, kter�
spektroskopem pozorujeme je op�t �t�rbina, toti� tato �kv�ra v~p�edn� st�n�
spektroskopu. Skrz ni pak vid�me prou�ek samotn�ho Slunce. D�vat se m��eme
bu� takto zd�lky, tehdy je spektrum velice sv�tl�, nebo takto zbl�zka, kdy
vid�me spektrum slab�� a~podrobn�j��.

\emp{(Jde o pohled na prvn� a druh� ��d m���kov�ho spektra. Pro
porovn�n� vystav�me barevn� obr�zek slune�n�ho spektra.)}

N�s p�itom zaj�m� nejen cel� duhov� p�s, kter� vid�me m�sto tenk� b�l�
��ry, ale p�edev��m ony tenk� tmav�� ��ry v~n�m, tedy to, �e ve vybran�ch
barv�ch je ona vstupn� �t�rbina osv�tlena m�n�. Jde o~tyt� spektr�ln�
��ry, o~nich� jsme ji� mluvili dole v~s�le. Popravd� �e�eno, uvid�t je
m��ete i~bez speci�ln�ho spektroskopu, prost� jen pohledem na kompaktn�
disk nebo jeho v��ez. To ale chce trochu trp�livosti \emp{ (p�edvedeme)}.

T�m je na�e pozorov�n� Slunce u~konce. Bylo to jen prvn� sezn�men� s~t�m,
co lze jednoduch�mi prost�edky uvid�t. Existuj� ale i~v�zkumn� a~vzd�l�vac�
programy, kter� se op�raj� o~soustavn� ka�dodenn� sledov�n� Slunce a~na
kter�ch se pod�l� �ada astronom� amat�r� v~�esku a~Slovensku. K~nim pat��
i~program sledov�n� Slunce bez dalekohledu, jednak s~pomoc� tmav�ch filtr�,
a~p��le�itostn� i~bez nich. Kdy� Slunce zapad� �i vych�z�, b�v� toti� tak
slab�, �e je mo�n� na n�m uvid�t tmav�� skvrnky i~bez jak�chkoliv pom�cek.
(Uk�zky v�sledk� tohoto programu si m��ete prohl�dnout na v�v�sce \dots).
Nyn� m� pros�m n�sledujte dol�, rozlou��me se venku u~slune�n�ch hodin.

Je�t� upozorn�n� na jin� programy u~n�s na hv�zd�rn�: ka�d� jasn� ve�er od
\dots do soboty se u~n�s kon� ve�ejn� pozorov�n� hv�zdn�ho nebe, te� 
v~\dots je to v~\dots hodin.  Kdy� je po�as� nep��zniv�, prob�h� po�ad
v~mal�m planet�riu. Lze p�ij�t i~speci�ln� do velk�ho planet�ria --
ve�ern� program je v~n�m dvakr�t t�dn�, ve~st�edu a~v~\dots v~\dots hodin. 

T�m, kdo nesp�chaj� pry�, mohu ��ci je�t� p�r slov o~na�ich slune�n�ch
hodin�ch. S~ostatn�mi se lou��m a~p�eji p�kn� zbytek odpoledne.


\section {V�klad u~hodin}

To, �e zde m�me takov�to slune�n� hodiny, je vlastn� n�hoda. Vd���me za ni
n�padu, upot�ebit vhodn� z�kladn� k�men stavby na�� nov� budovy. Mo�n�, �e
v�s zar��, �e slune�n� hodiny jdou n�jak �patn� -- v�dy� je u� (...),
a~hodiny ukazuj� teprve (...). To je ale v~po��dku. Hodiny toti� ukazuj�
takzvan� prav� m�stn� slune�n� �as. Tento �as se li�� od �asu, jej� m�me
na hodink�ch. V~zimn�m obdob� jdou na�e slune�n� hodiny proti ob�ansk�mu
�asu v~pr�m�ru o~v�ce ne� p�t minut nap�ed; to proto, �e jsme asi
p�ldruh�ho stupn� v�chodn� od patn�ct�ho poledn�ku, kter� ur�uje tzv. 
st�edoevropsk� p�smov� �as, kter� tehdy u��v�me. V~letn�m obdob� ale
u��v�me vlastn� �as v�chodoevropsk�, neboli st�edoevropsk� letn� �as a~ten
je o~hodinu v�t��, ne� �as st�edoevropsk�: odpov�d� tomu, jak by v~pr�m�ru
�ly slune�n� hodiny na ,,t�ic�t�m poledn�ku``. Na�e hodiny jdou tedy
oproti letn�mu �asu v~pr�m�ru o~v�ce ne� pades�t minut pozadu. ��k�m st�le
v~pr�m�ru: on toti� prav� slune�n� �as, kter� ukazuj� takov� hodiny,
neplyne zcela rovnom�rn�. B�hem r�zn�ch obdob� roku je proti rovnom�rn�
plynouc�mu m�stn�mu �asu a� o~�tvrt hodiny nap�ed �i pozadu. Kdyby na
slune�n�ch hodin�ch byla slo�it�j�� soustava �ar, bylo by mo�n� zjistit
podle nich p�esn� ob�ansk� �as, ale bez astronomick�ch znalost� �i n�vodu
k~pou�it� by to stejn� m�lokdo dok�zal. 

     Jednu dal�� soustavu �ar ale vyu��t m��e ka�d�. Jsou to tyto ��ry,
jdouc� nap��� p�es ��ry ,,�asov�``. Ud�vaj�, kam sah� konec st�nu
v~extr�mn�ch p��padech, kdy jsou dny nejkrat�� �i naopak nejdel�� a~kam
sah� p�i rovnodennosti. Souvisej� samoz�ejm� s~t�m, kudy chod� Slunce po
nebi -- tedy nap��klad, jak vysoko b�v� v~poledne. V~t�chto dnech je ka�d�
den o~n�co (...). \emp{ nap�.:} ,,krat�� ne� p�edchoz� a~st�n na horn�
plo�e ka�d� den del��``. \emp{ D�le nap�.:} Nejv��e b�valo koncem �ervna,
kdy� byl st�n tohoto rohu nejkrat��. Koncem z��� bude konec st�nu putovat
po t�to p��mce a~koncem prosince a� n�kde tady -- na horn� plochu to u�
nejde vyzna�it, je to jen na plo�e ji�n�. Slunce tehdy bude v~poledne b�vat
jen n�kde takhle n�zko nad jihem a~zapadat bude u� prakticky na
jihoz�pad�.

     M�lem bych zapomn�l: podle napevno um�st�n�ch slune�n�ch hodin je v�dy
jasn�, kde je sever a~jih. Hrany �i obvykleji ty�ky, kter� sv�m st�nem
ukazuj� �as, jsou toti� rovnob�n� s~rota�n� osou Zem�. Kdybyste se pod�l
t�to hrany pod�vali v~noci, uvid�li byste v~jej�m prodlou�en� hv�zdu
Pol�rku. To znamen�, �e sever je t�mto sm�rem a~jih sm�rem opa�n�m.

     To je k~hodin�m asi v�echno. D�kuji v�m za pozornost a~t��m se za
sebe i~za sv� kolegy nashledanou p���t�.


\section{Dodatek o~vlivu skvrn na n�s}

\emp{ Nez��dka se asi stane, �e se n�kdo zept� na vliv skvrn na n� osud.
Zde vstupujeme na tenk� led, proto�e p�itom nejde ji� p��li� o~astronomii.
Odpov�� odlo��me rad�ji a� na �pln� konec.}

Kupodivu, astronomov� pova�uj� v�t�inou souvislosti mezi d�n�m na Slunci
a~na zemsk�m povrchu za slab� a~nep��li� v�znamn�, n�kdy i~za docela
pochybn�. Vliv zm�n na Slunci na �ivou p��rodu a~lidsk� zdrav� bylo mo�n�
prok�zat jen v~n�kter�ch p��padech a~jen rozborem velk�ch mno�stv� �daj�.
Vlastn� prom�nlivost pozemsk�ho �ivota a~pozemsk� vlivy na n�j, jako
nap��klad po�as�, jsou toti� mnohem v�razn�j��. 

Nejde p�itom v�bec o~slune�n� skvrny, ty samotn�
nemaj� vliv ��dn�. Ud�losti ve slune�n� atmosf��e se v~okol� Zem� projevuj�
d�ky nesm�rn� ��dk�mu plazmatu, kter� ze Slunce st�le unik�. Jde vlastn�
o~proud nabit�ch ��stic zvan� slune�n� v�tr, kter� obt�k� zemsk�
magnetick� pole a~jen v~okol�
magnetick�ch p�l� pronik� a� do v��e a� sto kilometr� nad zemsk�m
povrchem. Dojde-li v~n�jak�m m�st� slune�n� fotosf�ry k~prudk�mu oh�evu
plazmatu, k~takzvan� erupci, proud ��stic ze Slunce se na kr�tkou dobu
zes�l� a~zrychl� -- lze pak n�kdy i~u~n�s pozorovat pol�rn� z��i. 

Erupce
vznikaj� pouze nad mohutn�mi skupinami skvrn, a~proto, kdy� je skvrn hodn�,
b�v� i~erupc� v�ce. Velmi vz�cn� lze erupci uvid�t i~na vlastn� o�i --
kdy� je erupce zvl�t� mohutn�, objev� se na chv�li ve fotosf��e pod n�
oslniv� b�l� bod.

Skute�n� nesporn�, pochopiteln� a~v�razn� vliv maj� procesy na Slunci jen
na nejvy��� vrstvy zemsk� atmosf�ry. Krom� toho zp�sobuj� hust�� oblaka 
v~proudu slune�n�ho v�tru drobn� kol�s�n� intenzity magnetick�ho pole Zem�. 
To se projevuje jen v~rozs�hl�ch elektrick�ch s�t�ch na severu Spojen�ch
st�t� a~v~Kanad�, kde m��e p�rkr�t za desetilet� indukovat tak velk�
elektrick� proudy, �e se s�� po�kod�. 

Skute�nost, �e je u~n�s o~d�n� na Slunci tak velk� z�jem, je asi sv�tov�
zvl�tnost, dan� snad i~snahou n�kter�ch astronom� zkoumaj�c�ch Slunce
uk�zat, �e astronomie je v�da u�ite�n�. Tak tomu ale valn� nen� a~nen�
d�vod se o~to sna�it. Astronomie je na tom podobn� jako um�n�. U�ite�n� ve
smyslu praktick�m nen�, ale je to kr�sn�, a~proto velice pot�ebn�, ne-li
nezbytn� ��st kultury. Nen� divu, �e v~antice m�la svou m�zu. Je to v�da,
v��i n�� snad nikdo nem��e poci�ovat zṻ -- jej� v�sledky se nedaj�
nijak zneu��t. 

%\small

\section{O pom�ck�ch}

Nap��e-li �lov�k sc�n��, uv�dom� si, co v�echno ke skute�n�
dobr�mu p�edstaven� pot�ebuje. M�l by to skute�n� v�echno m�t, ne prost�
�adu v�c� vypustit, proto�e se mu nechce je chystat. K~vyu�ov�n� i~ke
kvalitn� z�bavn� pod�van� jsou prost� mnoh� pom�cky nutn�. Argument,
�e div�ci by mo�n� nepoznali, �e p�edstaven� nen� dob�e p�ipraven�, 
je fale�n�.

N�kter� pom�cky nem��e vytvo�it ka�d� s�m. Nap�. upravit hranol
zeslabuj�c� obraz Slunce tak, aby z~n�j sv�tlo mohlo dvakr�t ven (a~ne jen
jednou, jako tomu v�t�inu doby u~n�s b�v�). 

Sc�n�� je jedna v�c, �iv� inscenace v�c druh�. Sc�n�� se b�hem
nich m� vyvet k~lep��mu. U~t�ch na�ich je ka�d� s�m sv�m re�is�rem 
i~hercem, a~tak pomoc ��inkuj�c�ch na v�voji sc�n��e uv�t�m. P�ipom�nky
mohou pos�lat do www-mailinglistu astro na po��ta�i
\h{amper.ped.muni.cz}, mohou si tak� sc�n�� dostupn� na
\httpma{scenare} (pro tisk je PS verze, pro editaci \LaTeX) upravit pro sebe 
a~jako spoluauto�i se mnou vystavit. 

\end{multicols}

\end{document}

