Sluneční skvrny

Čínští astronomové o existenci slunečních skvrn věděli již okolo roku 800 př. n. l. Aristoteles považoval jejich existenci je fyzikálně nemožnou, a Galileo byl kvůli nim obviněn z kacířství.

Současná věda umí popsat cykly, v jakých se sluneční skvrny vyskytují, avšak příčina jejich vzniku není zcela objasněna dodnes.

Sluneční skvrny sice po určité době zmizí, otisk jejich magnetismu však nezaniká.

Jak a proč vlastně sluneční skvrny vznikají? Tuto otázku si lidé kladou již od starověku. Pracovníci Národního střediska pro atmosférický výzkum (NCAR) v Coloradu nedávno přišli s úplně novým vysvětlením. Za všechno mohou proudy plynu, který se pohybuje mezi slunečním rovníkem a póly. Toto proudění plynu působí magnetické změny tím, že za sebou táhne magnetické pole. Když vědci zahrnuli proudy plynu do nejnovějšího počítačového modelu Slunce, vyšlo najevo, že tak mohou odhadnout jeho aktivitu až na dvacet let dopředu. A to znamená také lepší porozumění výskytu slunečních skvrn.

Sluneční skvrny

Sluneční skvrny nejsou jen efektní podívanou pro astronomy, ale i klíčem k porozumění tomu, co se na Slunci vlastně děje. Skupiny skvrn se například objeví poblíž rovníku v okamžiku erupce, kdy se do prostoru uvolní velké množství nabitých částic schopných poškodit nebo vyřadit z provozu vesmírnou sondu. Naposledy se to stalo v roce 2002 japonské sondě Nozomi. Skvrny vzniklé při erupci za pár dní zmizí, ale i tak jsou spolehlivým ukazatelem sluneční aktivity.

A jak je to se zabarvením skvrn? Jejich tmavá až černá barva je pouhou iluzí vzniklou kontrastem s jasnějším okolím. Kdybychom mohli sluneční skvrnu pozorovat izolovaně, zjistili bychom, že je jasnější než třeba oblouková lampa, takže pohled na ni by mohl stále ještě poškodit náš zrak.

Sluneční cykly

Když je Slunce klidné, skvrny se neobjevují tak často. Avšak i stav klidu má na naši planetu určitý vliv. Z historie víme, že počínaje rokem 1645 začalo období označované jako Maunderovo minimum. Po celých sedmdesát let nebyly zaznamenány žádné sluneční skvrny. V té době došlo k citelnému ochlazení zemského klimatu, byla to jakási malá doba ledová, která trvala sedmdesát let. Její následky známe i z evropské historie. V určitých místech se přestalo dařit například vinné révě nebo jiným rostlinám vyžadujícím teplo. Souvislosti mezi sluneční aktivitou a klimatickými změnami je třeba proto brát vážně.

Aktivita Slunce vrcholí zhruba každých jedenáct let a ve stejném cyklu se objevují i sluneční skvrny. Někdy se tato perioda zkrátí na devět let, jindy se protáhne až na čtrnáct let. Nikdo zatím nedovede tyto odchylky vysvětlit. Víme však, že tato perioda souvisí s magnetickým polem Slunce. To je jednak globální, jednak existuje řada menších magnetických polí s rozdílnou polaritou.

Co je to sluneční skvrna

Již v roce 1908 objevil americký astronom George Hale, že magnetické pole v místě slunečních skvrn je mnohem silnější než celkové magnetické pole Slunce. Vliv na to má způsob, jakým se Slunce otáčí. Nesmíme zapomenout, že Slunce je hvězda tvořená plazmou, tedy horkým plynem obsahujícím negativně a pozitivně nabité částice. Díky nim se různé části Slunce otáčejí různou rychlostí. Rovník se kolem své osy otočí dříve než póly, jak ukázal v roce 1960 americký astronom Harold Babcock. Pohyb nabitých částic v plazmě působí vznik magnetických polí, podobně jako tomu bývá při průchodu elektřiny kovovým vodičem. Rozdílná rychlost otáčení Slunce vede k deformacím magnetického pole. Siločáry, původně napjaté od severu k jihu, se začnou v místě rovníku vychylovat, deformovat a skládat jako smyčky. Tak vznikne podle dosavadních teorií skvrna, která není ničím jiným než oblastí s deformovanými magnetickými siločarami.

Proudění plazmy

Novým objevem je vliv trvalého proudu plazmy mezi rovníkem a póly označovaného jako meridionální (poledníkové) proudění. Jeho rychlost je poměrně malá. Dosahuje dvaceti metrů za sekundu, což je mnohem méně než rychlost jiných proudění, která na Slunci známe. Vědci z NCAR pod vedením Mausami Dikpati přičítají právě meridionálnímu proudění velký význam. O to větší, že nikoho dosud nenapadlo dát jej do souvislosti se slunečními skvrnami.

V pohybující se plazmě se odehrává mnoho zajímavých věcí. Nabité částice, jak již víme, vytvářejí magnetické pole. Jeho křivky v tekoucí plazmě jakoby ztuhnou a pohybují se spolu s plazmou. Plazma si při pohybu pamatuje, jak vypadá sluneční magnetismus, a nese v sobě dokonce i magnetické otisky slunečních skvrn. Při pohybu směrem k pólu plazma chladne a houstne. V okamžiku, kdy dosáhne pólu, je již natolik hustá, že se ponoří do vnitřku sluneční hmoty. Magnetické otisky skvrn tím nepřestávají existovat, jen se ještě více zahustí.

Co se s nimi děje dál? Dikpati a její kolegové z NCAR se domnívají, že sestoupí spolu s plazmou do hlubin Slunce na úroveň konvektivní zóny a pak se začnou pomalu přesouvat zpět k rovníku. Plazma se v tomto okamžiku pohybuje rychlostí pouhého jednoho metru za sekundu. Když se přiblíží k rovníku, ještě více zpomalí. Tam se setkávají proudy plazmy tekoucí od severního a jižního pólu Slunce.

V hlubinách Slunce

Pohyb hlubinami Slunce podél hranic konvektivní zóny je zřejmě pro vznik skvrn rozhodující. Plazma se při něm setkává se svinutými siločárami jiných magnetických polí a vzniká elektřina. Ta dává vzniknout silnějšímu magnetickému poli v oblasti rovníku. Zdá se, že plazma proudící od pólu k rovníku funguje jako přepravní pás, který přepravuje magnetické otisky slunečních skvrn a chystá vznik nové generace, která na své místo na Slunci teprve čeká.

Rychlost meridionálního proudění se podezřele shoduje s jedenáctiletým slunečním cyklem. Čím je rychlost větší, tím kratší je perioda a naopak.

Do tohoto modelu Slunce se dají zasadit i výsledky měření vesmírné observatoře SOHO. Vysvětluje i některé zvláštnosti spojené s cyklickou sluneční aktivitou. Ke konci každé periody se například severní pól stane jižním a naopak. Zásluhu na tom má opět meridionální proudění, které nese magnetické stopy po skvrnách. Tyto otisky mají vždy opačnou polaritu než pól, ke kterému proudění směřuje. Když se dostanou na pól, postupně přemění jeho polaritu na opačnou. Ze severu je naráz jih a z jihu sever.

Pro a proti této teorii vzniku slunečních skvrn

Myšlenka zásadního vlivu meridionálního proudění má po světě příznivce i odpůrce. Srovnání provedená jednou z laboratoří NASA v Alabamě prokazují souvislost mezi tímto prouděním a třemi různými měřeními uskutečněnými za posledních 128 let. Kritici ale soudí, že tyto výzkumy jsou natolik nejisté, že se dají přirovnat k vytvoření úplného modelu zemské atmosféry.

Pravdou zůstává, že model meridionálního proudění je zatím nejlepším vysvětlením toho, co se na Slunci děje. Zbývá jen ověřit, zda se pozorováním slunečních skvrn budeme moci dobrat k předpovědi chování Slunce v příštích dvaceti letech. Taková předpověď by byla velmi užitečná už jen proto, že by pomohla zabránit poškození vypuštěných kosmických sond velkými erupcemi.

Nejdříve je nutné projít záznamy sluneční aktivity za posledních dvacet let a pomocí nich určit, zda se shodují s modelem meridionálního proudění. Bude-li i v tomto případě všechno svědčit pro model, znamená to, že možná stojíme na prahu odhalení dosud největší záhady, kterou v sobě Slunce ukrývá.

Další články

Sluneční hodiny patří k nejstarším vynálezům lidstva.
Sluneční brýle poskytují ochranu proti škodlivým paprskům, pro své nositele však znamenají mnohem víc.
Kdy vznikly první hvězdy
Hodinky slavných osobností se stávají objektem sběratelů.
Golfský proud, kterému vděčí Evropa za své mírné podnebí.
Sonda Galileo, jejímž hlavním úkolem bylo prozkoumat čtyři největší Jupiterovy měsíce zahájila svou misi 18. října 1989.
Hodiny, hodinky a hodináři

Informační stránky Yin.cz Jak Google využívá data, když používáte weby nebo aplikace našich partnerů