Sluneční skvrny: definice, magnetická aktivita a 11letý cyklus

Sluneční skvrny: co jsou, jak funguje jejich magnetická aktivita a proč mají 11letý (22letý magnetický) cyklus — historie, dopady a vysvětlení.

Sluneční skvrna je oblast s vysokou magnetickou aktivitou na povrchu Slunce. Sluneční skvrny sice vyzařují světlo, ale jsou chladnější než okolní fotosféra, takže se proti ní jeví tmavší. Typická teplota fotosféry je přibližně 5 700 K, zatímco teplota středu skvrny (umbry) může klesnout na ~3 000–4 500 K a vnější prstencová oblast (penumbra) má teplotu mezi těmito hodnotami. Skvrny mají různé velikosti: některé jsou malé, jiné dosahují průměru většího než Země a u velkých skvrn mohou rozměry přesahovat desítky průměrů Země. Sluneční skvrny často vykazují zřetelnou strukturu (umbra a penumbra) a někdy vypadají mírně „zapuštěné“ do fotosféry (Wilsonův efekt).

Magnetická povaha a vznik

Sluneční skvrny vznikají v místech, kde silné magnetické pole brzdí konvekci horkého plynu z hlubin Slunce. Magnetické pole bývá tak silné, že lokálně snižuje přenos tepla na povrch; proto jsou tyto oblasti chladnější než okolí. Skvrny obvykle tvoří páry nebo skupiny s opačnou magnetickou polaritou (vedoucí a následující skvrna). Magnetogramy (mapy magnetického pole) ukazují, že orientace polarity se mění mezi cykly podle tzv. Haleova zákona: v jednom 11leté fázi má vedoucí skvrna v jednom slunečním hemisféře jednu polaritu a v opačné hemisféře opačnou; o 11 let později se polarity vymění.

11letý a 22letý cyklus

Je známo, že počet slunečních skvrn kolísá v přibližně 11letých cyklech: během maxima je viditelných mnoho skvrn, během minima jich je málo. Tento pravidelný cyklus objevil v 19. století Heinrich Schwabe. Protože se magnetická polarita skvrn po jednom 11letém cyklu obrátí a po dalším cyklu se obnoví původní orientace, celý magnetický cyklus trvá asi 22 let. Vědci sledují aktivitu slunečních skvrn pomocí indexů jako je Wolfovo číslo (sunspot number) a moderních družicových měření (např. SOHO, SDO).

Souvislost s erupcemi a kosmickým počasím

Sluneční skvrny jsou často spojené s dalšími formami magnetické aktivity: s výbuchy na Slunci (slunečními erupcemi), výrony koronální hmoty (CME) a s tvorbou rozsáhlých smyček a plazmatických struktur v koroně. Silné erupce a CME mohou ovlivnit pozemské prostředí — způsobit geomagnetické bouře, ovlivnit satelitní provoz, komunikace a vyvolat polární záře. Vliv sluneční aktivity na dlouhodobé klimatické změny Země je malý a složitý; krátkodobě však může změnit množství ultrafialového záření a kosmického záření dopadajícího do atmosféry.

Historie pozorování a Maunderovo minimum

Pozorování skvrn sahají do starověkých civilizací, ale systematické sledování začalo po vynálezu dalekohledu v 17. století — významné záznamy mají Galileo Galilei a další astronomové. V 19. století byl rozpoznán pravidelný 11letý cyklus. Mezi lety přibližně 1645 a 1715 byl zaznamenán dlouhý úsek s velmi nízkým počtem skvrn, nazývaný Maunderovo minimum. To koresponduje s chladnějším obdobím v některých regionech Země (malá doba ledová), avšak příčiny Maunderova minima a jeho plný dopad na klima nejsou dosud zcela objasněny.

Jak skvrny sledujeme a bezpečnost pozorování

Moderní pozorování zahrnuje optická pozorování ze Země, radiová měření a zejména družicová pozorování (rentgenové a ultrafialové pásmo), která umožňují sledovat magnetické pole a erupce v reálném čase. Při pozorování Slunce z povrchu je nutné dbát bezpečnosti — nikdy se nedívat přímo na Slunce bez vhodných filtrů, používat projekční metodu, speciální solární brýle nebo profesionální dalekohledy s bezpečnými filtry.

Sluneční skvrny jsou proto klíčovým jevem sluneční fyziky: ukazují nám, jak se projevuje magnetismus Slunce, do jaké míry se mění jeho aktivita v čase a jaký vliv může mít na pozemské prostředí a technologie.

Historie

Čínští astronomové uvedli, že vidí sluneční skvrny. Mnich Adelmus viděl 17. března 802 velkou sluneční skvrnu, kterou mohl pozorovat osm dní. Adelmus se domníval, že Merkur jde před Slunce a vytváří černou skvrnu. Když astronomové začali používat dalekohledy, většina se shodla na tom, že před Sluncem něco přechází. Galileo Galilei v roce 1612 odhadl, že na Slunci jsou skutečné skvrny a že ukazují, že se Slunce otáčí.

První cyklické změny slunečních skvrn zpozoroval Heinrich Schwabe a přiměl Rudolfa Wolfa, aby je od roku 1848 pečlivě studoval. V roce 1848 také Joseph Henry ukázal obrázek Slunce a přesvědčil se, že sluneční skvrny jsou chladnější než zbytek Slunce (mají asi 7000 stupňů Fahrenheita, 4000 C). Jsou stále velmi horké, ale mnohem chladnější než zbytek povrchu Slunce.

Kresba sluneční skvrny v Kronice Jana z Worcesteru

Hledání podle dopisu