Sluneční skvrny

Autor:  Michal Sobotka, Astronomický ústav AV ČR, Ondřejov
Publikováno:  27. 12. 2013
Zdroj: psáno pro Hvězdárnu Valašské Meziříčí v rámci projektu Se Sluncem společně, prosinec 2013, pro server www.pozorovanislunce.eu

Sluneční skvrny

Sluneční skvrny, tmavé oblasti na povrchu Slunce, byly prvním projevem sluneční činnosti, který lidé poznali. Ve starých čínských kronikách lze najít systematické záznamy o pozorováních okem viditelných velkých skvrn a jejich skupin již od roku 200 před naším letopočtem. První pozorování skvrn právě vynalezeným dalekohledem uskutečnil pravděpodobně T. Harriot v roce 1610 a již v následujícím roce se objevila první publikace o skvrnách, napsaná J. Fabriciem. V témž roce (1611) Galileo Galilei na základě vlastních pozorování došel k závěru, že skvrny jsou součástí povrchu Slunce a že postupují od východního k západnímu okraji slunečního disku. Tak byla objevena rotace Slunce.

Obr. 1 – Pravidelná sluneční skvrna s vnitřní tmavou umbrou a vnější vláknitou penumbrou. O její velikosti si můžeme udělat představu z toho, že typická velikost granulí obklopujících skvrnu je 1000 km, tedy přibližně velikost Pyrenejského poloostrova.

Typická sluneční skvrna (obr. 1) má dvě části: vnitřní, tmavá část se nazývá umbra (stín) a tu obklopuje světlejší oblast, penumbra (polostín). Jas umbry je zhruba desetkrát slabší než jas okolní fotosféry a umbra je také asi o 2 000 K chladnější než průměrná teplota klidné fotosféry. Přesto, kdybychom ji pozorovali samostatně, svítila by jasněji než elektrický oblouk. Její “temnota” je tedy pouhým důsledkem kontrastu světla. Jas penumbry je asi 70 – 80 % jasu okolní fotosféry. V trochu slušnějším dalekohledu uvidíme, že penumbra se skládá z tmavých a jasných vláken, která se paprskovitě rozbíhají od umbry. V roce 1769 zjistil A. Wilson, že penumbry skvrn se jeví užší na straně bližší k okraji disku než na straně mířící ke středu disku. Usoudil z toho, že viditelný povrch umbry je níže než okolní fotosféra. Tento výškový rozdíl se nyní nazývá Wilsonova deprese.

Skupiny skvrn a sluneční cyklus

Vznikající skvrna se ve sluneční fotosféře objeví nejdříve jako malá póra (skvrnka bez penumbry) o velikosti srovnatelné s velikostí granulí (1 000 km). Pórů se obvykle objevuje hned několik. Buď během několika hodin opět zmizí, nebo se naopak zvětšují, případně se slévají do větších celků. Asi za den nebo dva některé z nich vytvoří penumbru a vzniká skupina slunečních skvrn. Největší skvrny obvykle leží na západním a východním okraji skupiny. Nazývají se vedoucí (západní) a následující nebo chvostová (východní) skvrna. Na škále několika dní tyto skvrny rostou jejich tvar se stává složitější, pomalu se od sebe vzdalují a mezi nimi se objevují další skvrny a póry. Na vrcholu vývoje skupiny jsou skvrny největší a několikrát převyšují rozměr planety Země. Největší pozorované skvrny mají plochu odpovídající průměru až 100 tisíc kilometrů. Skvrny o průměru větším než 45 až 50 tisíc kilometrů jsou viditelné pouhým okem. Po dosažení maxima vývoje se skupina začíná zjednodušovat. Nejprve během několika dní zmizí skvrny mezi vedoucí a následující částí skupiny a pak se obvykle rozpadá i následující skvrna. Vedoucí skvrna se tolik nezmenšuje, ale její tvar se stává symetrickým až kruhovým. Taková pravidelná skvrna pak může žít až několik měsíců a objevovat se i během několika otoček Slunce. Typické charakteristiky vývoje odráží i klasifikace skvrn a jejich skupin na obr. 2.

Obr. 2 – McIntoshova klasifikace slunečních skvrn bere v úvahu konfiguraci celé skupiny, typ největší skvrny a rozdělení skvrn ve skupině. Ve skupinách typu Fsi, Fki a Fkc se často vyskytují sluneční erupce.
 

Počet skupin skvrn na Slunci se s časem mění. V letech 1829 – 1849 německý lékárník a učenec S. H. Schwabe hledal planetu, která by obíhala uvnitř dráhy Merkuru. Ta by jistě často přecházela přes sluneční disk. Schwabe tedy pozoroval Slunce a přitom počítal sluneční skvrny. Nakonec se začal zajímat o skvrny víc než o hypotetickou planetu a díky tomu zjistil, že jejich počet se periodicky opakuje a dosahuje maxima zhruba každých jedenáct let. Na jeho pozorování navázal R. Wolf ve Švýcarsku. Tak byl objeven sluneční cyklus. Jako míru počtu skvrn zavedl Wolf tzv. relativní číslo

R = k (10 g + s),

kde g je počet skupin, s počet jednotlivých skvrn a k koeficient sloužící k převádění dat od jednotlivých pozorovatelů na jednotnou škálu. Relativní číslo se používá dodnes jako nejdéle měřený index sluneční aktivity (obr. 3). Sluneční cyklus trvá 7,5 až 14 let. Cykly se číslují průběžně od roku 1755, kdy začal cyklus 1, takže  současné době (2014) se nacházíme v období cyklu 24.

Obr. 3 – Relativní čísla slunečních skvrn od objevu dalekohledu. Současný cyklus 24 v obrázku ještě není. Grafika: Robert A. Rohde.

„Síla” slunečních cyklů, tj. relativní číslo v období maxima, se velmi různí. Nejsilnější byl cyklus 19, jehož maximum nastalo v roce 1958. V letech 1645 až 1715 byl počet skvrn na Slunci extrémně nízký, jako by 6 cyklů téměř chybělo (obr. 3). Toto období se nazývá Maunderovo minimum. Překrývá se časově s tzv. Malou dobou ledovou, kdy byly v Evropě a Severní Americe velmi tuhé zimy, narůstaly ledovce v Alpách a zamrzaly řeky a kanály v Anglii a Nizozemí. Ochlazení bylo pozorováno i na jižní polokouli. Malá doba ledová je důležitým příkladem souvislosti sluneční aktivity a zemského klimatu. Fyzikální příčinu Maunderova minima zatím neznáme.

Magnetické pole skvrn

Přelom v chápání podstaty slunečních skvrn nastal, když G. E. Hale v roce 1908 objevil ve skvrnách silné magnetické pole. Ještě před tím Hale odvodil ze spektrálních pozorování, že skvrny jsou asi o 2 000 K chladnější než okolní fotosféra. V následujících desetiletích se pak řešila otázka, proč jsou skvrny tak chladné. Roku 1933 navrhnul britský matematik a astronom T. Cowling, že sluneční skvrny jsou tvořeny mohutnými magnetickými silotrubicemi, které se vynořují z konvektivní zóny do sluneční atmosféry. V Německu pak L. Biermann přišel v roce 1941 s myšlenkou, že za nízkou teplotu skvrn může právě magnetické pole.

Připomeňme si, že v konvektivní zóně se energie přenáší prouděním plazmatu. V silném poli se nabité částice (a tedy i plazma) mohou „beztrestně“ pohybovat pouze podél magnetických siločar. V opačném případě vzniká tzv. Lorentzova síla, která působí kolmo na směr pohybu částic a nutí je ke spirálovitému pohybu kolem siločar. Výsledkem je, že jakékoli větší pohyby napříč siločar nejsou možné. Konvektivní přenos tepla ale stojí a padá s cirkulací plazmatu, kde potřebujeme i příčné pohyby. A právě tyto příčné pohyby jsou v silném poli zakázány. To ovšem není vůbec vhodné pro přenos tepelné energie, jehož účinnost se podstatně sníží. Oblast ovládaná magnetickým polem se ochladí a vzniká sluneční skvrna. Navíc, silné magnetické pole nejen že skvrnu zrodí, ale zajistí jí i další existenci. Svým vlastním tlakem vyrovnává tlak mnohem teplejšího okolního plynu, takže skvrna není „rozmačkána“ vířícím horkým plazmatem v konvektivní zóně, která ji obklopuje.

Obr. 4 – Motýlkový diagram, založený na průměrné ploše skvrn na viditelné sluneční polokouli od roku 1875 (nahoře), a celková průměrná plocha skvrn ve slunečních cyklech (dole). Grafika: David Hathaway, NASA

Obr. 5 – Tvar siločar magnetického pole v pravidelné sluneční skvrně.

Jemná struktura

Pozorujeme-li sluneční skvrny s úhlovým rozlišením lepším než 1" (725 km na povrchu Slunce), vidíme velké množství malých útvarů, kterým souhrnně říkáme jemná struktura. Příklady takových útvarů vidíme na obr. 6. Mnoho skvrn má umbru složenou z více nezávislých částí, umbrálních jader, oddělených silnými světelnými mosty. Umbrální jádra si většinou zachovávají svoji identitu během celého vývoje skvrny. Z morfologického hlediska se skládají ze dvou složek. Temná složka vypadá jako souvislé pozadí s temnějšími a světlejšími oblastmi, bez jasně oddělených přechodů. Proto jí říkáme difúzní pozadí. Nejtemnější místa se nazývají temná jadérka. Jasná složka, vystupující z difúzního pozadí, je tvořena umbrálními body nebo jejich seskupeními a slabými světelnými mosty.

Penumbra skvrn je tvořena jasnými a temnými vlákny. V pravidelných skvrnách jsou vlákna rozložena radiálně. Mladé a nepravidelné skvrny mají často vytvořeny jen části penumbry. Podél jasných penumbrálních vláken se pohybují světlá penumbrální zrna.

Obr. 6 – Základní prvky jemné struktury ve sluneční skvrně: UC - umbrální jádro (umbral core); PG - penumbrální zrno (penumbral grain); LB - světelný most (light bridge); DB - difúzní pozadí (diffuse background); UD - umbrální bod (umbral dot); DN - temné jadérko (dark nucleus).

Světelné mosty mají velmi širokou škálu velikostí, intenzit a tvarů. Některé z nich oddělují umbrální jádra, jiné, užší a méně jasné, leží uvnitř. Jejich vnitřní struktura může být buď zrnitá (granulární) nebo vláknitá. Jsou to místa, kde je magnetické pole podstatně slabší než v okolních umbrálních jádrech. Díky tomu pod povrchem Slunce a ve spodní fotosféře může probíhat konvektivní přenos energie, v jehož důsledku mosty svítí a ty nejjasnější mají intenzitu světla srovnatelnou s fotosférickou granulací. Struktura světelných mostů pak záleží na sklonu magnetického pole: v mírně nakloněném poli se vytváří zrnitá struktura, v silně nakloněném (přes 50° vzhledem ke kolmici) vláknitá.

Umbrální body (obr. 7) jsou důsledkem zbytkové konvekce v silném magnetickém poli umbry. Protože pohyb plazmatu napříč magnetickým polem není možný, energie se přenáší pouze kmitavými pohyby směrem nahoru a dolů. Vznikají tak velmi malé útvary, jejichž průměr je 100 – 200 km, životní doba typicky 10 minut a jas 2 – 3 krát vyšší než jas okolního difúzního pozadí umbry. Umbrální body se vyskytují v celé umbře kromě temných jadérek, kde je magnetické pole nejsilnější.

Jasná a temná vlákna v penumbře vznikají díky nestejnorodostem silně nakloněného magnetického pole, které jsou paprskovitě rozloženy podobně jako penumbrální vlákna. Zajímavé však je, že rozložení jasu a magnetického pole se spolu přímo neshodují. Ve vnitřní penumbře, poblíž hranice s umbrou, je magnetické pole v jasných vláknech slabší a téměř vodorovné, zatímco ve vnější penumbře je v jasných vláknech zhruba stejně silné jako v temných, ale míří více vzhůru. Tento fakt napovídá, že v penubře mohou existovat dva systémy magnetických polí: první je jakýmsi pokračováním magnetického pole umbry a náklon jeho siločar vzhledem ke kolmici se mění plynule od 40° do 70°, zatímco druhý je téměř vodorovný. Taková konfigurace magnetického pole se dá vysvětlit dvěma různými fyzikálními modely, které však přesahují rámec tohoto článku.

Obr. 7 – Příklad pozorování umbrálních bodů, penumbry a penumbrálních zrn s rozlišením 100 km (foto M. Sobotka a K. Puschmann, Švédský sluneční teleskop, La Palma).

Penumbrální zrna (obr. 7)  jsou malé světlé útvary, o trochu větší než umbrální body, které se pohybují podél jasných vláken. Nejvýraznější z nich pozorujeme jako malé hlavičky na koncích jasných vláken na hranici penumbry s umbrou. Pohybují se rychlostí kolem 0,5 km/s směrem do umbry, některá se oddělují od „svých” vláken a mění se na umbrální body. Ukazuje se, že penumbrální zrna a umbrální body poblíž okraje umbry mají shodný fyzikální původ.

Studium jemné struktury slunečních skvrn nám může říci, jak „funguje“ sluneční skvrna, jak vzniká a zaniká a jak probíhá interakce proudícího plazmatu se silným magnetickým polem. Studium vývoje aktivních oblastí a slunečního cyklu nám zase přináší poznatky o vzniku magnetického pole na Slunci a o mechanismu slunečního dynama. V obou směrech je ještě velmi mnoho zajímavých záhad k řešení.