Sluneční skvrna

CZ - sluneční skvrna

SK - slnečné škvrna

EN - sunspot

Popis

Na povrchu Slunce se vyskytují tmavé oblasti se sníženou teplotou, zářením a tlakem plynu zvané sluneční skvrny. Její snížení je způsobeno přítomností silného magnetického pole, které potlačuje konvekci. Životnost slunečních skvrn je od několika minut (velmi malé skvrny o velikosti menší ne 10") po několik měsíců (skvrny velkých rozměrů až 1´). Až 90% skvrn má však životnost kratší než 11dní. Charakteristický rozměr středně velkých skvrn je 10⁴ km, největší dosahují velikosti až 100 tisíc km (od 45 tisíc km lze vidět pouhým okem). Na slunečním povrchu jsou obvykle pozorovatelné ve středních heliografických šířkách, tedy v královském pásu (±40°).

Skvrna má dvě části umbru (stín) a penumbru (polostín)

Sluneční skvrny mají obvykle dvě části, tmavé a chladnější jádro zvané umbra (stín) a penumbru (polostín). Teplota umbry se pohybuje kolem 3700 K a jas je pouze 5-15% fotosféry. Její „temnota“ je tedy způsobena pouze kontrastem světla. Jedna skvrna může mít i více umber. Penumbra je složena z tmavších a světlejších penumbrálních vláken, které se rozbíhají směrem od umbry. Jas penumbry je cca 70% - 80% okolní fotosféry . V umbře stoupá magnetické pole kolmo z povrchu (čím je tmavší, tím je magnetické pole silnější), v penumbře je nakloněné. Sluneční skvrna se nejprve objeví jako malá póra (menší o velikosti granule, vetší 1500 – 3500 km), tedy skvrna bez penumbry. Póry se postupně spojí a vytvoří skvrnu nebo zaniknou. Během své existence se skvrny mohou spojovat do větších skvrn a rozpadat na menší části. Skvrny vytvářejí skupiny, které mohou obsahovat až několik desítek jednotlivých skvrn obou polarit v bipolární i multipolární konfiguraci. V těchto uskupení se obvykle vyskytují dvě větší skvrny, vedoucí (západní) a chvostová (východní) s opačnou polaritou magnetického pole.

Skvrny můžeme klasifikovat pomocí několika klasifikací: Curyšská, McIntoshova a Mount Wilson.

Historie

Sluneční skvrny známe již staletí, protože ty největší můžeme vidět i pouhým okem. Většinou jejich pozorování bylo však přisuzováno tranzitu vnitřní planety (přechodu Merkuru nebo Venuše přes sluneční disk). První zmínku o slunečních skvrnách přinesl až Johannes Fabricius, který je pozoroval 9. března roku 1611. Ačkoli o tom vydal první zprávu, skvrny byly pozorovány dalekohledy již před ním. První, ačkoli o tom nevydal zprávu, pozoroval tento jev Thomas Hariot a to 8. prosince 1610. Pozorování slunečních skvrn napomohlo ke studiu rotace Slunce a objevu jedenáctiletého cyklu sluneční aktivity.

Vývoj aktivní oblasti se slunečními skvrnami. Nalevo jsou snímky pořízené pomocí vápníkového filtru a napravo pomocí vodíkového filtru. Snímky jsou pořízené hvězdárnou ve Valašském Meziříčí.

Zdroje:

JENKINS, J. L.: The sun and how to observe it. London: Springer, 2009. 60 s. ISBN 0387094970.
WILKINSON, J. W.: New eyes on the sun: a guide to satellite images and amateur observation. New York: Springer, 2012. Astronomers' universe. ISBN 9783642228391.
BRUZEK, A., DURRANT, C. J.: Illustrated Glossary for Solar and Solar-Terrestrial Physics. Dordrecht: Springer Netherlands, 1977. ISBN 9789401012454.
RUŠIN, Vojtech. Slnko: naša najbližšia hviezda. Bratislava: Veda, 2005. ISBN 80-224-0864-6.
KIPPENHAHN, Rudolf. Odhalená tajemství Slunce. Praha: Mladá fronta, 1999. Kolumbus. ISBN 80-204-0805-3.

Zpět