Sluneční skvrny a klasifikace slunečních skvrn, co je to umbra a penumbra

Sluneční skvrny, temná oka na slunečním disku

Sluneční skvrny jsou jedním z projevů sluneční aktivity. Objevují se v aktivních oblastech na Slunci i jiných hvězdách. Prvních slunečních skvrn si jistě všiml již prapředek člověka, první písemnou zmínku o nich nám však zanechali až učenci starověkého Řecka. Ty největší sluneční skvrny jsou totiž dobře viditelné i pouhým okem. Samozřejmě že při pozorování Slunce těsně u obzoru (nebo dnes také s pomocí černého skla nebo slunečního filtru), kdy nehrozí poškození oka.

Sluneční skvrny jsou mnohem tmavší než okolní fotosféra, přesto jde o oblasti vysokého jasu. Avšak v kontrastu s mnohem svítivější okolní fotosférou se nám jeví jako tmavé. A skutečně, sluneční skvrny jsou oblastmi se sníženou teplotou, svítivostí i výrazně sníženým tlakem plynu. Ten je ve skvrnách nižší v důsledku přítomnosti silného magnetického pole. A právě silné magnetické pole dosahující intenzity 0,2 až 0,4 T (Tesla) je pro sluneční skvrny či skupiny slunečních skvrn charakteristické.

Čtěte také: Sluneční skvrny online, pohled na Slunce z SDO

Sluneční skvrny se často shlukují do skupin, v nichž může být až několik desítek skvrn. Ve skupinách skvrn se mohou vyskytovat skvrny obou polarit v bipolárním a nebo multipolárním uspořádání. Případně v unipolárním uspořádání. Magnetický tok velké sluneční skvrny dosahuje asi 10¹³ Wb (Weber), magnetický tok u velkých skupin slunečních skvrn je ještě o řád vyšší, tedy okolo 10¹⁴ Wb.

Stavba sluneční skvrny

Sluneční skvrna je tvořena tmavým jádrem (umbra) a světlejším okrajem (penumbra). Jádro sluneční skvrny může být tvořeno jak jednou umbrou, tak i několika oddělenými umbrami, které obklopuje jakýsi polostín, světlejší penumbra.

Umbra

Umbra v průměru zaujímá asi 17 % plochy sluneční skvrny. Teplota umbry je jen 3 700 K, její jas je tak o 85 % až 95 % nižší než jas okolní fotosféry. Teplota umbry odpovídá teplotě povrchu hvězdy spektrální třídy K3 - K5. Z toho vyplývá, že umbra je ve skutečnosti oranžová a pouze v kontrastu s okolní jasnou fotosférou se jeví jako černá.

Umbry slunečních skvrn jsou aktivními, nikoliv statickými oblastmi. Pozorují se v nich umbrové oscilace, umbrové výbuchy, světelné mosty či umbrové body.

Umbrové výbuchy

Umbrové výbuchy jsou rychle se měnící jasné nehomogenity v umbře. Typické je pro ně náhle zjasnění a naopak pomalé snižování jejich jasu. Umbrové výbuchy mají tendenci se opakovat v periodě 145 s.

Umbrové výbuchy mají zřejmě velkou vertikální rychlost (90 km/s) a silné magnetické pole o intenzitě 0,2 T. Během umbrových výbuchů však byla naměřena intenzita magnetického pole (ze Zeemanova rozštěpu v K-čáře) dokonce 0,55 T. Průměr oblasti, ve které k umbrovému výbuchu dochází je okolo 2 000 km.

Umbrové body

Umbrové body jsou malé a jasné body v umbře sluneční skvrny s výstupnými proudy plazmy. Jejich optická hloubka je okolo 100 km, fyzický průměr 150 až 200 km a teplota asi 6 300 K. Životnost umbrových bodů je nízká, jen asi 1 500 sekund. V umbře průměrné sluneční skvrny se nachází asi 20 jasných bodů, v nichž je pozorována snížená intenzita magnetického pole.

Penumbra

Penumbra je vnější a jasnější část sluneční skvrny. Střední jas (oproti okolní fotosféře) penumbry je 64 % na vlnové délce 387 nm a 72,5 % na vlnové délce 510 nm. A do delších vlnových délek nadále roste, až při vlnové délce 3 800 nm dosahuje 93,6 % jasu fotosféry.

Penumbra se skládá z jasnějších a tmavších penumbrových vláken složené z jasných zrn protáhnutých tvarů. Zrna vznikají po celé ploše penumbry a pohybují se do středu sluneční skvrny - směrem k umbře horizontální rychlostí asi 0,5 km/s.

Životnost zrn penumbry je 40 minut až 3 hodiny a je přímo závislá na místě jejich vzniku. Průměrný jas zrn v penumbře dosahuje na vlnové délce 528 nm 95 % jasu okolní fotosféry oproti tmavšímu pozadí, které dosahuje jen 60 % jasu okolní fotosféry. Teplota vnějších částí penumbry činí 6 310 K až 5 715 K.

Ve světlejších zrnech penumbry dochází k pomalému vtékání plazmy do skvrny, kdežto v tmavých oblastech penumbry dochází k rychlému vytékání plazmy ze skvrny (asi 6 km/s). Jde o obdobu tzv. Evershedova jevu, kdy v nízkých vrstvách fotosféry proudí plazma ven ze skvrny zatímco ve vysokých vrstvách naopak plazma proudí směrem do sluneční skvrny.

Penumbrové vlny

V penumbrách pravidelných slunečních skvrn pozorují astronomové postupující vlny. Ty vznikají uvnitř umbry při jejím okraji a rychlostí okolo 20 km/s se šíří ven. Amplituda rychlostí těchto penumbrových vln je ± 1 km/s a frekvence 210 s a 270 s. Penumbrové vlny jsou interpretovány jako magnetoakustické vlny a nebo Alfvénovy vlny.

Póry

Póry jsou malé sluneční skvrny bez penumbry. Jejich průměry jsou od 1´´ do 5´´ a jejich jas odpovídá asi 50 % jasu fotosféry. Životnost pórů jsou řádově dny, intenzita magnetického pole je 0,15 T nebo vyšší.

Póry se mohou vyskytovat jak ve skupinách slunečních skvrn, tak i daleko od těchto skupin. Jen z malého počtu pozorovaných pórů vznikne plnohodnotná sluneční skvrna.

Skupiny slunečních skvrn

Jak jsme si uvedli výše, sluneční skvrny jsou místy se zvýšenou intenzitou magnetického pole. V centrech aktivních oblastí pak skvrny vytvářejí protáhlé bipolární a nebo multipolární skupiny slunečních skvrn. V některých případech se pozorují i unipolární skupiny slunečních skvrn.

Západní část skupiny skvrn astronomové nazývají jako vedoucí část. Hlavní skvrna předvoje (západní části skupiny slunečních skvrn) je nazývána vedoucí (přední) skvrna. Zpravidla se jedná o největší skvrnu pravidelného tvaru. Naopak hlavní skvrna východního okraje skupiny slunečních skvrn se nazývá jako zadní skvrna.

Vznik skupiny slunečních skvrn

Vznik, vývoj i rozpad skupiny slunečních skvrn prochází jednotlivými etapami vývoje, které nejlépe zobrazuje tzv. Curyšská klasifikace skvrn. V ní jsou jednotlivé vývojové etapy skupiny slunečních skvrn, které se odlišují charakterem, rozložením i velikostí skvrn ve skupině. Jednotlivé fáze vývoje se popisují s pomocí písmen latinské abecedy. Od A po J.

Zprvu se v aktivní oblasti vynoří tok magnetického pole, jenž vede ke vzniku několika malých slunečních skvrn a nebo pórů (A) a nebo bipolární skupiny několika malých skvrn či pórů (B). Tyto skvrny se v průběhu 2 až 4 dnů zvětší do podoby vyvinutých slunečních skvrn, tedy skvrn s dobře patrnou umbrou i penumbrou. Takováto skupina již může dosáhnout heliografické délky až 10° (typy C a D).

Za dalších 3 - 6 dní skupina skvrn začíná mít komplikovanou strukturu (v důsledku narůstajícího toku magnetického pole) a může dosáhnout heliografické délky 15° až 20° (typ E a F). Po dalších 8 až 10 dnech vývoj skupiny slunečních skvrn vrcholí, mohou se objevit skvrny viditelné na povrchu Slunce i pouhým okem. Jako tomu bylo například u velké skupiny skvrn z října 2014.

Během vývoje skupiny skvrn dochází k divergenci skupiny, kdy se heliografická vzdálenost hlavních skvrn skupiny zvětšuje. Při rozpadu skupiny se naopak pozoruje konvergence slunečních skvrn. Hlavní sluneční skvrny ve skupině mívají opačné polarity. Každá skupina slunečních skvrn je doprovázena flokulovými poli a skupiny typů D, E, F a G také protuberancemi a chromosférickými erupcemi.

Zánik skupiny slunečních skvrn

Po fázích E či F začíná docházet k rozpadu skupiny slunečních skvrn. Zprvu stejnou rychlostí jako během předchozího vývoje, přičemž rozpad skupiny se nedotkne hlavní skvrny (typ G). Po 4 - 10 dnech zůstává jen jedna hlavní skvrna s několika málo doprovodnými skvrnami ve skupině (typy H a J).

Důležité je zmínit, že vývoj skupiny slunečních skvrn může ustrnout v kterékoliv předchozí fázi vývoje a skupina následně zanikne. Rovněž je nutné zmínit, že hlavní skvrna skupiny slunečních skvrn se rozpadá rychlostí 6 × 10^-6 (plochy viditelné polokoule) a rychlost rozpadu nijak nezávisí na skutečných rozměrech skvrny. Poslední fáze rozpadu skupiny slunečních skvrn může trvat i několik měsíců (několik otoček Slunce kolem své osy).

Wolfovo číslo a Spörerúv zákon

Wolfovo číslo je jedním z indexů sluneční aktivity. Wolfovo číslo je definováno vztahem

R = k × (f + 10 g)

kde f je celkový počet slunečních skvrn na viditelné sluneční polokouli, g je počet skupin slunečních skvrn a k je koeficient pro redukci pozorovaných hodnot na standardní Curyšskou řadu.

Jak jsem uvedl již výše, počet slunečních skvrn ve fotosféře je jedním z indexů sluneční aktivity, které vedle řady dalších indexů popisují stupeň sluneční aktivity v cyklicky se měnící periodě 11 let (tzv. 11letý cyklus sluneční aktivity). Vzrůst hodnot Wolfova čísla je před maximem sluneční činnosti mnohem rychlejší než pokles jeho hodnot po maximu sluneční činnosti.

První sluneční skvrny nového 11letého cyklu sluneční aktivity se objevují ve vysokých heliografických šířkách, které se pak během slunečního cyklu snižují až ke konci slunečního cyklu vznikají sluneční skvrny pouze v okolí slunečního rovníku. Tuto závislost heliografických šířek vznikajících slunečních skvrn na fázi 11letého cyklu nazýváme Spörerúv zákon a jeho grafické vyjádření pak jako motýlkový diagram.

Použité zdroje

• Ilustrovaný slovník termínov slnečnej a slnečno-zemskej fyziky, SÚAA Hurbanovo 1983
• Encyklopédia astronómie; Anton Hajduk, Ján Štohl a kol., Obzor 1987
• Slunce z kosmického prostoru; Ladislav Křivský, Hvězdárna Úpice 1995

Další související články: