Cykly slnečnej činnosti

Prakticky všetky významné javy na Slnku vykazujú určitú periodickú závislosť od času. Z historického hľadiska je najznámejšia periodicita výskytu slnečných škvŕn.

Jedenásťročný cyklus

Najnápadnejším periodickým prejavom slnečnej činnosti je jedenásťročný cyklus. Prejavuje sa vo viacerých rôznych charakteristikách slnečnej aktivity, z nich najnápadnejší je počet slnečných škvŕn. Tento slnečný cyklus objavil Heinrich Samuel Schwabe (1789 - 1875). Štúdiou historických materiálov sa nakoniec podarilo spoľahlivo preukázať tento cyklus do minulosti asi až do roku 1716. Nasledujúci obrázok ukazuje priemerné hodnoty relatívneho čísla slnečných škvŕn N od roku 1749. Od tohoto roku existuje nepretržitý rad pozorovaní slnečných škvŕn až do súčasnosti. Relatívne číslo slnečných škvŕn zaviedol Rudolf Wolf (1816 - 1893), riaditeľ hvezdárne v Curichu. Toto číslo sa určí z počtu skupín škvŕn G a celkového počtu škvŕn S viditeľných v danom okamihu na Slnku podľa vzorca

N = 10G + S.

Modré čísla nad jednotlivými maximami udávajú maximálnu mesačnú priemernú hodnotu relatívneho čísla slnečných škvŕn v danom cykle. Cykly sú štandardne číslované, čísla cyklov sú uvedené červenou farbou. V roku 1999 práve prebiehal 23. cyklus.

Maunderovo minimum

Pokusy predĺžiť rad pozorovaní jedenásťročného slnečného cyklu do minulosti, pred rok 1716, boli spočiatku neúspešné. K dispozícii boli síce historické pramene, avšak ich štúdium dávalo hodnoty relatívneho čísla veľmi nízke. Preto boli tieto pramene spočiatku považované za nevierohodné. Prvý, kto prišiel s myšlienkou, že v druhej polovici 17. storočia jedenásťročný cyklus takmer neexistoval, bol anglický fyzik Edward Walter Maunder (1851 - 1928). Výzkumy z posledného obdobia prinášajú rad nepriamych, ale veľmi vierohodných dôkazov, že sa nemýlil. Existenciu tzv. Maunderovho minima ilustrujú napríklad štúdie letokruhov stromov, historické pramene, z ktorých je zrejmé, že v tomto období počas niekoľkých rokov nikto nevidel jedinú slnečnú škvrnu ani polárnu žiaru, a nápadné klimatické zmeny. S obdobím Maunderovho minima veľmi dobre korešponduje mimoriadne chladné obdobie v Európe, niekedy nazývané malá doba ľadová. Nasledujúci graf ukazuje odhady relatívneho čísla slnečných škvŕn na základe historických prameňov asi až do roku 1650. Pred rokom 1650 sú vynesené už len ojedinelé pozorovania, ktoré netvoria súvislý rad (pre odlíšenie plocha pod touto časťou grafu nie je vyplnená).

Motýľkový diagram

Slnečné škvrny sa nevyskytujú v celej slnečnej fotosfére. Najčastejšie sa vyskytujú v oblastiach medzi 35° severnej a južnej heliografickej šírky. Len úplne výnimočne sa vyskytne nejaká škvrna ďalej než 40° od slnečného rovníku. V oblastiach slnečných pólov sa škvrny nevyskytujú. V polovici 19. storočia zistil starostlivým zakresľovaním polôh slnečných škvŕn astronóm - amatér Richard Christopher Carrington (1826 - 1875), že heliografická šírka, v ktorej sa najčastejšie vyskytujú slnečné škvrny sa nápadne mení v priebehu jedenásťročného cyklu. Po minime slnečnej činnosti sa škvrny začínajú objavovať asi 30° ďaleko od rovníku a to ako na južnej, tak na severnej pologuli. S pribúdaním škvŕn sa posúva oblasť najčastejšieho výskytu do nižších heliografických šírok. V maxime sa škvrny vyskytujú najčastejšie asi 15° ďaleko od rovníku. Potom počet škvŕn klesá a ich výskyt sa posúva k rovníku. Cyklus končí, keď oblasť výskytu škvŕn dospeje k rovníku. V tom čase sa môžu súčasne vyskytovať vo vyšších heliografických šírkach už škvrny nového cyklu. Ak budeme vynášať do grafu heliografické šírky jednotlivých škvŕn v závislosti od času, dostaneme graf, ktorý dostal priliehavý názov "motýľkový diagram".

L udáva heliografickú šírku. Intenzita šedej je úmerná ploche, ktorú pokrývali slnečné škvrny. Svetlejšie miesta teda znamenajú väčší výskyt slnečných škvŕn.

Dvadsaťdvaročný magnetický cyklus

V roku 1913 bola objavená ďaľšia zaujímavá zákonitosť týkajúca sa výskytu slnečných škvŕn. Na objave sa podieľal predovšetkým americký astronóm George Ellery Hale (1868-1938). Slnečné škvrny alebo ich skupiny sa väčšinou vyskytujú v pároch orientovaných v smere západ - východ. Západná škvrna sa nazýva vedúca, východná škvrna následná. Vedúca škvrna má vždy opačnú polaritu magnetického poľa než škvrna následná. Všetky vedúce škvrny na severnej pologuli majú rovnakú polaritu. To isté platí pre vedúce škvrny na južnej pologuli. Polarita vedúcich škvŕn na rôznych pologuliach je však rôzna. Pretože následné škvrny majú vždy opačnú polaritu ako škvrny vedúce, je tým vysvetlené aj správanie sa polarity následných škvŕn. Ak budeme skúmať správanie sa polarity magnetického poľa slnečných škvŕn v dvoch po sebe nasledujúcich slnečných cykloch, zistíme, že došlo k prepólovaniu, t.j. na rovnakej pologuli si vedúce a následné škvrny vymenili polaritu. Preto je rozumné z hľadiska vývoja slnečných škvŕn hovoriť skôr o cykle dvadsaťdvaročnom ako jedenásťročnom.

Magnetogram na obrázku vpravo bol urobený len niekoľko hodín po zatmení Slnka 11.8.1999. Oblasti s rôznou polaritou magnetického poľa sú odlíšené rôznymi farbami - oranžovou a modrou. Obrázok dobre ilustruje rozdiely medzi severnou (hornou) a južnou (dolnou) pologuľou.


Grafy boli zostrojené na základe dát získaných z Sunspot Index Data Center, Brussels. Magnetogram bol vytvorený na základe dát z National Solar Observatory Kitt Peak, Arizona.