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.