Sluneční skvrny

Sluneční skvrny
Zdroj: NASA

Sluneční skvrny jsou oblasti fotosféry se sníženou teplotou, zářením a tlakem plynu. Magnetická indukce dosahuje hodnot 0,2–0,4 T. Většinou se skládají z jádra (tmavé umbry) a obálky (o něco světlejší penumbry). Velikost slunečních skvrn je od 1" do 1´.
Sluneční skvrny mají tloušťku několik tisíc kilometrů. Z nejnižší části skvrny stoupá vzhůru proud plazmatu, to se na povrchu skvrny ochladí a rozlévá se od středu skvrny k okrajům. Plazma se pohybuje podél uzavřených magnetických smyček a na okraji skvrny se opět vrací pod povrch Slunce.
Sluneční skvrny často vytvářejí skupiny, ve kterých se může vyskytovat až několik desítek skvrn. Magnetický tok velké skvrny je přibližně 1013 Wb. Magnetický tok velké skupiny skvrn činí až 1014 Wb.

Sluneční skvrny
Zdroj: NASA

Umbra

Umbra je tmavé jádro sluneční skvrny a představuje průměrně 17 % celkové plochy skvrny. Jas umbry je zhruba 5–15 % jasu fotosféry ve viditelném světle. Její jas roste od fialové do červené části spektra, avšak nezávisí na velikosti umbry. Teplota umbry je 3 700 K. Uvnitř umbry byly zjištěny různé jevy: jemná struktura, pohyby, body, umbrové oscilace, umbrové výbuchy.

Penumbra

Penumbra je vnější částí sluneční skvrny (polostín). Při vyšším rozlišení je patrné, že se skládá z jasných protáhlých zrn, která vytvářejí úzká jasná vlákna na tmavém pozadí. Délka těchto zrn je 0,5–2,0" a šířka je menší než 0,5". Vzdálenost mezi jednotlivými vlákny je 0,5–1,0" a u skvrn s pravidelným tvarem mají vlákna radiální charakter.
Zrna se vytvářejí po celé penumbře a pohybují se směrem k umbře horizontální rychlostí, která je maximální na hranici umbry, kde její hodnota činí asi 0,5 . Životnost zrn se odhaduje na 40 minut až 3 hodiny a závisí na místě jejich vzniku.
Průměrný jas zrn na vlnové délce 528 nm je 95 % jasu fotosféry, jas tmavého pozadí je 60 % jasu fotosféry. Teplota ve vnějších částech penumbry je 6 300 K a 5 700 K.
Zrna pokrývají 43 % plochy penumbry. Střední hodnota jasu penumbry se pohybuje od 64 % jasu fotosféry pro vlnovou délku 387 nm do 72,5 % jasu fotosféry pro vlnovou délku 510 nm a dále roste až na 93,6 % jasu fotosféry pro vlnovou délku 3 800 nm.

Pohyb skvrn

Při soustavném pozorování skvrn se zdá, že se skvrny pohybují, hlavní příčinu na tom má rotace Slunce. Zdánlivá rychlost pohybu skvrn je u okrajů Slunce pomalejší a uprostřed nejrychlejší. Slunce se otočí kolem své osy jednou za 27 dní. Osa rotace Slunce není kolmá k ekliptice, proto na Zemi vidíme, že se skvrny pohybují po odlišných drahách v různých ročních obdobích.

Wilsonův jev

Skotský astronom Alexander Wilson zjistil, že při pohybu sluneční skvrny od středu k okraji disku se mění vzhled penumbry tak, jako kdyby to byla jáma s tmavým dnem a šikmými stěnami. Tomuto jevu se dnes říká Wilsonův jev (efekt) a nastává asi u 75 % slunečních skvrn.

Wilsonův jev
Wilsonův jev

Relativní číslo slunečních skvrn

Zhruba v polovině 19. století začíná pravidelné denní pozorování Slunce, bylo nutné najít vhodnou charakteristiku pro měření sluneční aktivity. Díky Rudolfu Wolfovi (1816–1893), řediteli hvězdárny v Curychu, bylo zavedeno relativní číslo slunečních skvrn (R), někdy se mu též říká Wolfovo číslo. Relativní číslo slunečních skvrn získáme, když vynásobíme deseti počet skupin skvrn na slunečním disku (G) a přičteme počet jednotlivých skvrn (F), a to včetně skvrn ve skupinách.

Relativní číslo slunečních skvrn

Není-li na Slunci žádná skvrna, je relativní číslo rovno nule. Při velmi vysoké sluneční aktivitě může přesáhnout i 300.

Relativní čísla od roku 1749
Graf změn relativního čísla od roku 1749. Červeně jsou označena čísla slunečních cyklů. Modrá čísla nad cykly udávají maximální průměrnou měsíční hodnotu relativního čísla. Zdroj: Štefánikova nadácia

Nevýhodou relativního čísla je, že se může skokem měnit, když skupina slunečních skvrn zmizí za okrajem disku. Přitom se sluneční aktivita nijak výrazně nezmění, pouze ze Země již není možné skvrny pozorovat.

Maunderovo minimum

S velkým zájmem o sluneční výzkum se objevila i snaha získat z různých pramenů záznamy o slunečních skvrnách co nejdále do minulosti. Astronomové však narazili na problém, v období od roku 1638 do roku 1715 není mnoho záznamů o výskytu slunečních skvrn či dalších jevů souvisejícího s vysokou aktivitou Slunce, např. polárních září. Vysvětlení tohoto jevu podal v článku „Prodloužené minimum slunečních skvrn“ sluneční fyzik Edward Walter Maunder. Dospěl k závěru, že Slunce v tomto období bylo skutečně beze skvrn, tedy normální cyklus sluneční aktivity byl z neznámého důvodu přerušen. Tato hypotéza byla potvrzena studiem výskytu radioaktivního uhlíku .
Radioaktivní uhlík , s poločasem rozpadu 5 730 let, vzniká ve vysoké atmosféře jadernými reakcemi způsobenými dopadem částic kosmického záření o vysokých energiích. Uhlík se dostává do nižší atmosféry a ukládá se do živých organismů. V době vysoké sluneční aktivity opouští Slunce velké množství nabitých částic, říkáme jim sluneční vítr. Sluneční vítr strhává sluneční magnetické pole daleko do meziplanetárního prostoru. Do atmosféry Země proto nedopadá mnoho nabitých částic kosmického záření a výskyt radioaktivního uhlíku je minimální. Platí tedy, čím vyšší sluneční aktivita, tím menší koncentrace radioaktivního uhlíku v atmosféře.
Na počest E. W. Maundera se nazývá nízká sluneční aktivita od roku 1638 do roku 1715 Maunderovo minimum.

Spörerovo minimum

Spörerovo minimum je období mezi roky 1460 až 1540, kdy opět byla sluneční aktivita minimální. V písemných záznamech se neobjevuje ani zmínka o skvrnách či polárních zářích. I Spörerovo minimum bylo potvrzeno studiem výskytu radioaktivního uhlíku .

Motýlkový diagram

Slunce nerotuje jako tuhá koule, proto skvrny u slunečního rotují s periodou 25 až 26 dní. Skvrny na 30 stupních sluneční šířky rotují s periodou 27 dní a v 80 stupních sluneční šířky již přes 30 dní. Abychom toto zohlednili, nestačí nám znát relativní číslo slunečních skvrn. Zakreslením výskytu skvrn do grafu v závislosti na heliografické šířce získáme motýlkový diagram.
Na svislé ose je heliografická šířka sluneční skvrny, na vodorovné ose čas. Každá sluneční skvrna je zakreslena malou tečkou. Na začátku slunečního cyklu se začnou skvrny vyskytovat ve vyšších heliografických šířkách, okolo 30 stupňů severní i jižní šířky na obou polokoulích. Během cyklu se skvrny přibližují k rovníku a na konci cyklu počet skvrn klesá. V tuto dobu se obvykle začínají objevovat ve vyšších šířkách skvrny dalšího slunečního cyklu.

Motýlkový diagram
Motýlkový diagram Zdroj: Štefánikova nadácia

Magnetické pole slunečních skvrn

Sluneční skvrny mají extrémně silná magnetická pole, skoro až 3 000krát silnější oproti magnetickému poli klidných částí Slunce, které je co do velikosti srovnatelné s magnetickým polem Země. Díky tomu ve skvrně převládají síly magnetické nad granulací. Plazma je jakoby fixováno mezi magnetickými indukčními čarami a přenos energie je mnohonásobně menší než mimo skvrnu. Teplota plynu ve skvrnách je z toho důvodu nižší, skvrny nezáří tolik jako okolí a zdají se být tmavší.
Sluneční skvrny se objevují nejčastěji v párech orientovaných ve směru východ–západ. Skvrna blíž k západnímu okraji Slunce je vedoucí, východní je následná. Pozorováním bylo zjištěno, že vedoucí skvrny na dané polokouli mají vždy stejnou polaritu a následné polaritu opačnou. Páry skvrn na severní polokouli mají stejné uspořádání orientace skvrn, páry na jižní polokouli pak orientaci právě opačnou.

Magnetické pole ve skvrnách
Magnetické pole ve skvrnách

Právě výskyt skvrn ve dvojicích s opačnou polaritou přivedl sluneční fyziky k hypotéze, že magnetické pole je skryto pod povrchem a jeho magnetické indukční čáry jsou k povrchu rovnoběžné. Svazek magnetických indukčních čar si můžeme představit jako potrubí či lano. Na tomto pomyslném laně či potrubí se může udělat smyčka, která vystoupí na povrch Slunce a nese s sebou plazma uzavřené mezi magnetickými indukčními čarami magnetického pole. Část materiálu odteče podél magnetických indukčních čar zpět. Magnetické pole vystupuje vysoko do atmosféry. Tam kde trubice vystupuje z povrchu, pozorujeme skvrnu, z které magnetické indukční čáry vycházejí a v místě, kde se vrací pod povrch, pozorujeme skvrnu s opačnou polaritou, tedy magnetické indukční čáry směřující do nitra Slunce.

Efemérní sluneční skvrny

Pravidelné pozorování magnetických změn na Slunci vedlo v 50. letech minulého století k objevení nového druhu slunečních skvrn – skvrn efemérních.
Efemérní skvrny jsou většinou neviditelné a identifikovat je můžeme pouze na magnetogramech, objeví se náhle a během jednoho dne zaniknou. Denně vznikají a zanikají stovky párů efemérních skvrn, nejvíce jich můžeme vidět během slunečního maxima. Lze je najít na celém povrchu Slunce i v heliografických výškách, kde se běžné skvrny nevyskytují.

Skupiny slunečních skvrn od roku 1874 do roku 2002
1874 1875 1876 1877 1878 1879
1880 1881 1882 1883 1884 1885
1886 1887 1888 1889 1890 1891
1892 1893 1894 1895 1896 1897
1898 1899 1900 1901 1902 1903
1904 1905 1906 1907 1908 1909
1910 1911 1912 1913 1914 1915
1916 1917 1918 1919 1920 1921
1922 1923 1924 1925 1926 1927
1928 1929 1930 1931 1932 1933
1934 1935 1936 1937 1938 1939
1940 1941 1942 1943 1944 1945
1946 1947 1948 1949 1950 1951
1952 1953 1954 1955 1956 1957
1958 1959 1960 1961 1962 1963
1964 1965 1966 1967 1968 1969
1970 1971 1972 1973 1974 1975
1976 1977 1978 1979 1980 1981
1982 1983 1984 1985 1986 1987
1988 1989 1990 1991 1992 1993
1994 1995 1996 1997 1998 1999
2000 2001 2002
popis formátu dat česky popis formátu dat anglicky

Autor textových souborů: Dr. David H. Hathaway, david.hathaway@msfc.nasa.gov, (256) 961-7610 Mail Code SD50, NASA/Marshall Space Flight Center, Huntsville, AL 35812
Odkaz na originální stránky: http://science.msfc.nasa.gov/ssl/pad/solar/greenwch.htm

Stránka byla naposledy editována 15. ledna 2010 v 19:41.
Stránka byla od 15. 1. 2010 zobrazena 14458krát.

Vytištěno ze stránky projektu Hvězdy (astronomia.zcu.cz/hvezdy/slunce/744-slunecni-skvrny)
Nahrávám...