Cykly sluneční činnosti

Prakticky všechny významné jevy na Slunci vykazují určitou periodickou závislost na čase. Z historického hlediska je nejznámější periodicita výskytu slunečních skvrn.

Jedenáctiletý cyklus

Nejnápadnějším periodickým projevem sluneční činnosti je jedenáctiletý cyklus. Projevuje se ve více různých charakteristikách sluneční aktivity, z nichž nejnápadnější je počet slunečních skvrn. Tento sluneční cyklus objevil Heinrich Samuel Schwabe (1789 - 1875). Studiem historických materiálů se nakonec podařilo spolehlivě prokázat tento cyklus do minulosti až asi do roku 1716. Následující obrázek ukazuje průměrné hodnoty relativního čísla slunečních skvrn N od roku 1749. Od tohoto roku existuje nepřetržitá řada pozorování slunečních skvrn až do současnosti. Relativní číslo slunečních skvrn zavedl Rudolf Wolf (1816 - 1893), ředitel hvězdárny v Curichu. Toto číslo se určí z počtu skupin skvrn G a celkového počtu skvrn S viditelných v daný okamžik na Slunci podle vzorce

N = 10G + S.

Modrá čísla nad jednotlivými maximy udávají maximální měsíční průměrnou hodnotu relativního čísla slunečních skvrn v daném cyklu. Cykly jsou standardně číslovány, čísla cyklů jsou uvedena červeně. V roce 1999 právě probíhal 23. cyklus.

Maunderovo minimum

Pokusy prodloužit řadu pozorování jedenáctiletého slunečního cyklu do minulosti před rok 1716 byly zpočátku neúspěšné. K dispozici byly sice historické prameny, avšak jejich studium dávalo hodnoty relativního čísla velmi nízké. Proto byly tyto prameny zpočátku považovány za nevěrohodné. První, kdo přišel s myšlenkou, že v druhé polovině 17. století jedenáctiletý cyklus téměř neexistoval, byl anglický fyzik Edward Walter Maunder (1851 - 1928). Výzkumy z poslední doby přinášejí řadu nepřímých, ale velmi věrohodných důkazů, že se nemýlil. Existenci tzv. Maunderova minima ilustrují například studie letokruhů stromů, historické prameny, ze kterých je zřejmé, že v tomto období po několik let nikdo nespatřil jedinou sluneční skvrnu ani polární záři, i nápadné klimatické změny. S obdobím Maunderova minima velmi dobře koresponduje mimořádně chladné období v Evropě, někdy nazývané malá doba ledová. Následující graf ukazuje odhady relativního čísla slunečních skvrn na základě historických pramenů až asi do roku 1650. Před rokem 1650 jsou vynesena již jen ojedinělá pozorování, která netvoří souvislou řadu (pro odlišení plocha pod touto částí grafu není vyplněna).

Motýlkový diagram

Sluneční skvrny se nevyskytují v celé sluneční fotosféře. Nejčastěji se vyskytují v oblastech mezi 35° severní a jižní heliografické šířky. Jen naprosto výjimečně se vyskytne nějaká skvrna dále než 40° od slunečního rovníku. V oblastech slunečních pólů se skvrny nevyskytují. V polovině 19. století zjistil pečlivým zakreslováním poloh slunečních skvrn astronom - amatér Richard Christopher Carrington (1826 - 1875), že heliografická šířka, ve které se nejčastěji vyskytují sluneční skvrny se nápadně mění v průběhu jedenáctiletého cyklu. Po minimu sluneční činnosti se skvrny začínají objevovat asi 30° daleko od rovníku a to jak na jižní, tak severní polokouli. Jak skvrn časem přibývá, posouvá se oblast nejčastějšího výskytu do nižších heliografických šířek. V maximu se skvrny vyskytují nejčasteji asi 15° daleko od rovníku. Pak počet skvrn klesá a jejich výskyt se posouvá k rovníku. Cyklus končí, když oblast výskytu skvrn dospěje k rovníku. V té době se mohou současně vyskytovat ve vyšších heliografických šířkách již skvrny nového cyklu. Budeme-li vynáset do grafu heliografické šířky jednotlivých skvrn v závislosti na čase, dostaneme graf, který dostal přiléhavý název "motýlkový diagram".

L udává heliografickou šířku. Intenzita šedé je úměrná ploše, kterou pokrývaly sluneční skvrny. Světlejší místa tedy znamenají větší výskyt slunečních skvrn.

Dvaadvacetiletý magnetický cyklus

V roce 1913 byla objevena další zajímavá zákonitost týkající se výskytu slunečních skvrn. Na objevu se podílel především americký astronom George Ellery Hale (1868-1938). Sluneční skvrny nebo jejich skupiny se většinou vyskytují v párech orientovaných ve směru západ - východ. Západní skvrna se nazývá vedoucí, východní skvrna následná. Vedoucí skvrna má vždy opačnou polaritu magnetického pole než skvrna následná. Všechny vedoucí skvrny na severní polokouli mají stejnou polaritu. Totéž platí pro vedoucí skvrny na jižní polokouli. Polarita vedoucích skvrn na různých polokoulích je však různá. Protože následné skvrny mají vždy opačnou polaritu než skvrny vedoucí, je tím vysvětleno i chování polarity následných skvrn. Pokud budeme zkoumat chování polarity magnetického pole slunečních skvrn ve dvou po sobě následujících slunečních cyklech, zjistíme, že došlo k přepólování, tj. na stejné polokouli si vedoucí a následné skvrny vyměnily polaritu. Proto je rozumné z hlediska vývoje slunečních skvrn mluvit spíše o cyklu dvaadvacetiletém než jedenáctiletém.

Magnetogram na obrázku vpravo byl pořízen jen několik hodin po zatmění Slunce 11.8.1999. Oblasti s různou polaritou magnetického pole jsou odlišeny různými barvami - oranžovou a modrou. Obrázek dobře ilustruje rozdíly mezi severní (horní) a jižní (dolní) polokoulí.


Grafy byly sestrojeny na základě dat získaných z Sunspot Index Data Center, Brussels. Magnetogram byl vytvořen na základě dat z National Solar Observatory Kitt Peak, Arizona.