Sluneční skvrna

Sluneční skvrny jsou dočasné skvrny na povrchu Slunce , které jsou tmavší než okolní oblast. Jsou to oblasti se sníženou povrchovou teplotou způsobenou koncentracemi magnetického toku , které inhibují konvekci . Sluneční skvrny se objevují v aktivních oblastech , obvykle v párech opačné magnetické polarity . Jejich počet se mění podle přibližně 11letého slunečního cyklu.

Jednotlivé sluneční skvrny nebo skupiny slunečních skvrn mohou trvat od několika dnů do několika měsíců, ale nakonec se rozpadají. Sluneční skvrny se při pohybu po povrchu Slunce roztahují a smršťují s průměry od 16 km (10 mi)  do 160 000 km (100 000 mi). Větší sluneční skvrny mohou být viditelné ze Země bez pomoci dalekohledu.  Když se poprvé vynoří , mohou cestovat relativními rychlostmi nebo správnými pohyby několik set metrů za sekundu.

Sluneční skvrny, indikující intenzivní magnetickou aktivitu, doprovázejí další fenomény aktivní oblasti, jako jsou koronální smyčky , protuberance a události opětovného spojení . Většina slunečních erupcí a výronů koronální hmoty pochází z těchto magneticky aktivních oblastí kolem viditelných seskupení slunečních skvrn. Podobné jevy nepřímo pozorované na jiných hvězdách než na Slunci se běžně nazývají hvězdné skvrny a byly měřeny světlé i tmavé skvrny.

Dějiny

Pro širší pokrytí tohoto tématu viz Sluneční pozorování .

Nejstarší záznam o slunečních skvrnách se nachází v čínském I-ťingu , dokončeném před rokem 800 před naším letopočtem. Text popisuje, že dou a mei byly pozorovány na slunci, kde obě slova odkazují na malé zatemnění. Nejstarší záznam o záměrném pozorování slunečních skvrn také pochází z Číny a datuje se do roku 364 př. n. l. na základě komentářů astronoma Gan De (甘德) v katalogu hvězd.V roce 28 př. n. l. čínští astronomové pravidelně zaznamenávali pozorování slunečních skvrn do oficiálních císařských záznamů.

První jasná zmínka o sluneční skvrně v západní literatuře je kolem roku 300 př. n. l. od starověkého řeckého učence Theophrasta , žáka Platóna a Aristotela a jeho nástupce.

Nejstarší známé kresby slunečních skvrn byly vytvořeny anglickým mnichem Johnem z Worcesteru v prosinci 1128.

Sluneční skvrny poprvé teleskopicky pozoroval v prosinci 1610 anglický astronom Thomas Harriot.Jeho pozorování byla zaznamenána v jeho zápisnících a v březnu 1611 po nich následovala pozorování a zprávy fríských astronomů Johannese a Davida Fabriciových. Po smrti Johannese Fabricia ve věku 29 let zůstaly jeho zprávy nejasné a byly zastíněny nezávislými objevy a publikacemi o slunečních skvrnách od Christopha Scheinera a Galilea Galileiho. Galileo pravděpodobně zahájil teleskopická pozorování slunečních skvrn přibližně ve stejnou dobu jako Harriot; Galileiho záznamy však začaly až v roce 1612.

Na počátku 19. století byl William Herschel jedním z prvních, kdo přirovnal sluneční skvrny k ohřevu a ochlazování na Zemi, a věřil, že určité rysy slunečních skvrn naznačují zvýšené zahřívání na Zemi. Během svého rozpoznání chování Slunce a předpokládané sluneční struktury neúmyslně zachytil relativní nepřítomnost slunečních skvrn od července 1795 do ledna 1800 a byl možná prvním, kdo vytvořil záznam o pozorovaných nebo chybějících slunečních skvrnách. Z toho zjistil, že absence slunečních skvrn se shodovala s vysokými cenami pšenice v Anglii. Prezident Royal Society poznamenal, že vzestupný trend cen pšenice byl způsoben peněžní inflací.  O několik let později se vědci jako Richard Carrington v roce 1865 a John Henry Poynting v roce 1884 pokusili najít souvislost mezi cenami pšenice a slunečními skvrnami a nepodařilo se jim to, a moderní analýza zjistila, že neexistuje žádná statisticky významná korelace mezi cenami pšenice a počty slunečních skvrn. 

FyzikA

Morfologie

Rozpadající se sluneční skvrna zobrazená v průběhu dvou hodin. Umbra je v polostínu rozdělena na dva kusy světelným mostem. Sluneční póry jsou viditelné také vlevo od polostínu.

Sluneční skvrny mají dvě hlavní struktury: centrální umbru a obklopující penumbru . Umbra je nejtmavší oblastí sluneční skvrny a je tam, kde je magnetické pole nejsilnější a přibližně vertikální, neboli kolmé , k povrchu Slunce, neboli fotosféře . Umbra může být zcela nebo jen částečně obklopena jasnější oblastí známou jako polostín. Penumbra se skládá z radiálně protáhlých struktur známých jako penumbrální vlákna a má více skloněné magnetické pole než umbra. V rámci skupin slunečních skvrn může být několik umbry obklopeno jedinou souvislou polostínem.

Teplota umbra je zhruba 3000–4500 K, na rozdíl od okolního materiálu asi 5780 K, takže sluneční skvrny jsou jasně viditelné jako tmavé skvrny. Je to proto, že jas zahřátého černého tělesa (blízko aproximovaného fotosférou) se při těchto teplotách velmi mění s teplotou. Izolovaná od okolní fotosféry by jediná sluneční skvrna zářila jasněji než Měsíc v úplňku s karmínově oranžovou barvou.

V některých formujících se a rozpadajících se slunečních skvrnách se zdá, že relativně úzké oblasti jasného materiálu pronikají do umbry nebo ji úplně rozdělují. U těchto útvarů, označovaných jako světelné mosty, bylo zjištěno, že mají slabší, více nakloněné magnetické pole ve srovnání s umbrou ve stejné výšce ve fotosféře. Výše ve fotosféře se magnetické pole světelného mostu spojuje a stává se srovnatelným s polem umbry. Bylo také zjištěno, že tlak plynu ve světelných mostech převládá nad magnetickým tlakem a byly detekovány konvektivní pohyby.

Wilsonův efekt znamená, že sluneční skvrny jsou prohlubně na povrchu Slunce.

Životní cyklus

Vznik a vývoj skupiny slunečních skvrn po dobu dvou týdnů

Vzhled jednotlivých slunečních skvrn může trvat od několika dnů do několika měsíců, ačkoli skupiny slunečních skvrn a jejich přidružené aktivní oblasti mají tendenci trvat týdny nebo měsíce. Sluneční skvrny se při pohybu po povrchu Slunce roztahují a smršťují s průměry od 16 km (10 mi) do 160 000 km (100 000 mi).

Formace

Přestože jsou detaily tvorby slunečních skvrn stále předmětem probíhajícího výzkumu, je všeobecně známo, že jde o viditelné projevy trubic magnetického toku v konvektivní zóně Slunce promítající se přes fotosféru v aktivních oblastech.K jejich charakteristickému ztmavnutí dochází v důsledku tohoto silného magnetického pole, které inhibuje konvekci ve fotosféře. V důsledku toho se energetický tok z nitra Slunce snižuje a s ním i povrchová teplota, což způsobuje, že povrchová plocha, kterou prochází magnetické pole, vypadá na jasném pozadí fotosférických granulí tmavě .

Sluneční skvrny se zpočátku objevují ve fotosféře jako malé tmavé skvrny bez polostín. Tyto struktury jsou známé jako solární póry. Postupem času se tyto póry zvětšují a pohybují se k sobě. Když se póry dostatečně zvětší, typicky kolem 3 500 km (2 000 mi) v průměru, začne se tvořit polostín.

Rozklad

Magnetický tlak by měl mít tendenci odstraňovat koncentrace pole, což by způsobilo rozptýlení slunečních skvrn, ale životnost slunečních skvrn se měří ve dnech až týdnech. V roce 2001 byla pozorování ze Sluneční a heliosférické observatoře (SOHO) pomocí zvukových vln cestujících pod fotosférou (místní helioseismologie ) použita k vytvoření trojrozměrného obrazu vnitřní struktury pod slunečními skvrnami; tato pozorování ukazují, že pod každou sluneční skvrnou leží silný sestupný proud, který tvoří rotující vír , který udržuje koncentrované magnetické pole.

Sluneční cyklus

 Hlavní článek: Sluneční cyklusMotýlí diagram ukazující chování párového Spörerova zákonaCelý sluneční disk v průběhu 13 dnů během vzestupu slunečního cyklu 24

Sluneční cykly obvykle trvají asi jedenáct let, v rozmezí od necelých 10 do 12 let. Během slunečního cyklu se populace slunečních skvrn rychle zvětšuje a poté klesá pomaleji. Bod nejvyšší aktivity slunečních skvrn během cyklu je známý jako sluneční maximum a bod nejnižší aktivity jako sluneční minimum. Toto období je také pozorováno ve většině ostatních slunečních aktivit a je spojeno se změnou slunečního magnetického pole, které s tímto obdobím mění polaritu.

Na začátku cyklu se sluneční skvrny objevují ve vyšších zeměpisných šířkách a poté se pohybují směrem k rovníku, jak se cyklus blíží maximu, podle Spörerova zákona . Skvrny ze dvou po sobě jdoucích cyklů koexistují několik let během let blízkých slunečnímu minimu. Skvrny ze sekvenčních cyklů lze rozlišit podle směru jejich magnetického pole a jejich zeměpisné šířky.

Index Wolf number sun spot index počítá průměrný počet slunečních skvrn a skupin slunečních skvrn během určitých intervalů. 11leté sluneční cykly jsou číslovány postupně, počínaje pozorováními provedenými v 50. letech 18. století.

George Ellery Hale poprvé propojil magnetická pole a sluneční skvrny v roce 1908. Hale navrhl, že perioda cyklu slunečních skvrn je 22 let a pokrývá dvě období zvýšeného a sníženého počtu slunečních skvrn, doprovázených polárními obraty slunečního magnetického dipólového pole. Horace W. Babcock později navrhl kvalitativní model dynamiky slunečních vnějších vrstev. Babcockův model vysvětluje, že magnetická pole způsobují chování popsané Spörerovým zákonem, stejně jako další efekty, které jsou zkrouceny rotací Slunce.

Trendy v delším období

Čísla slunečních skvrn se také mění v průběhu dlouhých období. Například během období známého jako moderní maximum od roku 1900 do roku 1958 trend slunečních maxim v počtu slunečních skvrn stoupal; následujících 60 let byl trend většinou klesající. Celkově bylo Slunce naposledy tak aktivní jako moderní maximum před více než 8 000 lety.

Počet slunečních skvrn koreluje s intenzitou slunečního záření za období od roku 1979, kdy byla k dispozici satelitní měření. Kolísání způsobené cyklem slunečních skvrn vůči slunečnímu výkonu je v řádu 0,1 % sluneční konstanty (rozsah mezi vrcholem a nejnižší hodnotou 1,3 W·m −2 ve srovnání s 1366 W·m −2 pro průměrnou sluneční konstantu).

400letá historie počtu slunečních skvrn , zobrazující Maunderova a Daltonova minima, a moderní maximum (vlevo) a 11 000letá rekonstrukce slunečních skvrn ukazující klesající trend v období 2000 př. n. l. – 1600 n. l., po kterém následoval nedávný 400letý vzestupný trendDenní číslo slunečních skvrn od roku 1945 do roku 2017 a její energetické spektrum . Existují dva výrazné vrcholy odpovídající jeho 11letému cyklu a jeho 27dennímu cyklu v důsledku sluneční rotace.

Moderní pozorování

Hlavní článek: Sluneční observatořŠvédský 1m sluneční dalekohled na observatoři Roque de los Muchachos na La Palma na Kanárských ostrovech

Sluneční skvrny jsou pozorovány pomocí pozemních a obíhajících slunečních dalekohledů . Tyto dalekohledy využívají k přímému pozorování kromě různých typů filtrovaných kamer také filtrační a projekční techniky. Pro zkoumání slunečních skvrn a oblastí slunečních skvrn se používají specializované nástroje, jako jsou spektroskopy a spektrohelioskopy . Umělá zatmění umožňují pozorování obvodu Slunce, když se sluneční skvrny otáčejí obzorem.

Vzhledem k tomu, že přímý pohled do Slunce pouhým okem trvale poškozuje lidské vidění , amatérské pozorování slunečních skvrn se obecně provádí pomocí promítaných snímků nebo přímo přes ochranné filtry . Malé části velmi tmavého skla filtru , jako je sklo pro svářeče č. 14, jsou účinné. Okulár dalekohledu může promítat obraz bez filtrace na bílou obrazovku, kde jej lze nepřímo prohlížet, a dokonce i sledovat, a sledovat tak vývoj slunečních skvrn. Speciální vodíkové-alfa úzké pásmové filtry a hliníkem potažené skleněné útlumové filtry (které mají díky své extrémně vysoké optické hustotě vzhled zrcadel ) na přední straně dalekohledu poskytují bezpečné pozorování přes okulár.

aplikace

Vzhledem ke své korelaci s jinými druhy sluneční aktivity mohou být sluneční skvrny použity k předpovědi vesmírného počasí , stavu ionosféry a podmínek souvisejících s krátkovlnným rádiovým šířením nebo satelitní komunikací . Vysoká aktivita slunečních skvrn je členy radioamatérské komunity oslavována jako předzvěst vynikajících podmínek ionosférického šíření, které výrazně zvyšují rádiový dosah ve KV pásmech. Během špiček v aktivitě slunečních skvrn lze dosáhnout celosvětové rádiové komunikace na frekvencích až 6 metrů v pásmu VHF .

Sluneční aktivita (a sluneční cyklus) byly zapleteny jako faktor globálního oteplování . Prvním možným příkladem je Maunderovo minimum období nízké aktivity slunečních skvrn, ke kterému došlo během malé doby ledové v Evropě.Podrobné studie z mnoha paleoklimatických indikátorů však ukazují, že teploty na nižší severní polokouli v Malé době ledové začaly, když počet slunečních skvrn byl ještě vysoký před začátkem Maunderova minima, a přetrvával až do ukončení Maunderova minima. Numerické modelování klimatu ukazuje, že hlavní hnací silou Malé doby ledové byla vulkanická činnost.

Sluneční skvrny samy o sobě, pokud jde o velikost jejich deficitu zářivé energie, mají slabý vliv na sluneční tok.Celkový efekt slunečních skvrn a dalších magnetických procesů ve sluneční fotosféře je nárůst jasu Slunce zhruba o 0,1 % ve srovnání s jeho jasností na úrovni slunečního minima. To je rozdíl v celkovém slunečním záření na Zemi během cyklu slunečních skvrn blízko k1,37 W⋅m−2. Jiné magnetické jevy, které korelují s aktivitou slunečních skvrn, zahrnují faculae a chromosférickou síť. Kombinace těchto magnetických faktorů znamená, že vztah počtu slunečních skvrn k celkovému slunečnímu záření (TSI) během slunečního cyklu v desetiletém měřítku a jejich vztah pro časové měřítka století nemusí být stejný. Hlavní problém s kvantifikací dlouhodobějších trendů v TSI spočívá ve stabilitě absolutních radiometrických měření prováděných z vesmíru, která se v posledních desetiletích zlepšila, ale zůstává problémem.Analýza ukazuje, že je možné, že TSI byla ve skutečnosti vyšší v Maunderově minimu ve srovnání se současnými úrovněmi, ale nejistoty jsou vysoké s nejlepšími odhady v rozmezí±0,5 W⋅m−2s2σrozsah nejistoty±1 W⋅m−2.

Sluneční skvrny se svými intenzivními koncentracemi magnetického pole usnadňují komplexní přenos energie a hybnosti do horní sluneční atmosféry. K tomuto přenosu dochází prostřednictvím různých mechanismů, včetně generovaných vln v nižší sluneční atmosféře a událostí magnetického opětovného spojení.

Starspot

V roce 1947 GE Kron navrhl, že hvězdné skvrny jsou důvodem periodických změn jasnosti červených trpaslíků .  Od poloviny 90. let 20. století byla pozorování hvězdných skvrn prováděna pomocí stále výkonnějších technik poskytujících stále více podrobností: fotometrie ukazovala růst a rozpad hvězdných skvrn a vykazovala cyklické chování podobné Slunci; spektroskopie zkoumala strukturu oblastí hvězdných skvrn analýzou variací v dělení spektrálních čar v důsledku Zeemanova jevu; Dopplerovské zobrazování ukázalo rozdílnou rotaci skvrn pro několik hvězd a rozložení odlišné od Slunce; Analýza spektrálních čar měřila teplotní rozsah skvrn a povrchů hvězd. Například v roce 1999 Strassmeier ohlásil největší chladnou hvězdnou skvrnu, jaká kdy rotovala obří hvězdu K0 ​​XX Trianguli (HD 12545) s teplotou 3 500 K (3 230 °C), spolu s teplou skvrnou 4 800 K (4 530 °C)