Sluneční skvrny a fotosféra

Chladnější a silně zmagnetizované oblasti sluneční fotosféry. Wilsonův efekt, Zeemanův jev, potlačení konvekce a historické Maunderovo minimum.

Obsah hesla

[Rejstřík]

1.Co jsou sluneční skvrny a proč se jeví černé?
2.Anatomie a rozměry sluneční skvrny
3.Magnetická podstata: Proč je skvrna chladná?
4.Wilsonův efekt a trojrozměrný tvar
5.Maunderovo minimum a vliv na zemské klima

1. Co jsou sluneční skvrny a proč se jeví černé? #

Při pohledu na Slunce speciálními filtry jsou sluneční skvrny nejnápadnějšími útvary na jeho zářivém povrchu (fotosféře). Ačkoliv se nám na oslnivém pozadí jeví jako temné až černé díry, ve skutečnosti intenzivně září. Kdybychom mohli typickou sluneční skvrnu vyříznout a umístit samostatně na noční oblohu, svítila by jasněji než Měsíc v úplňku!

Tmavý vzhled skvrn je způsoben čistě teplotním kontrastem:

Běžná sluneční fotosféra má teplotu přibližně 5 800 Kelvinů (cca 5 500 °C).
Střed sluneční skvrny (tzv. umbra) má teplotu pouhých 3 700 až 4 200 Kelvinů (kolem 3 500 až 3 900 °C).
Podle Stefanova–Boltzmannova zákona vyzařuje těleso energii úměrně čtvrté mocnině teploty ( $T^4$ ). Tento rozdíl pouhých 1 600–2 000 stupňů znamená, že chladnější střed skvrny vyzařuje jen zhruba čtvrtinu až pětinu světla ve srovnání s okolním povrchem. Lidské oko i fotografické senzory proto tuto oblast vnímají jako hluboký stín.

2. Anatomie a rozměry sluneční skvrny #

Typická plně vyvinutá sluneční skvrna se skládá ze dvou základních zón:

Umbra (stín): Vnitřní, nejchladnější a nejtemnější část, kde magnetické siločáry směřují téměř kolmo z nitra Slunce do prostoru.
Penumbra (polostín): Světlejší vnější prstenec tvořený paprsčitě uspořádanými světlými a tmavými vlákny (filamenty penumbry). Magnetické pole je zde skloněné a plyn v něm proudí směrem ven od středu skvrny (tzv. Evershedův jev).
Okolní granulace: Kolem skvrny vře sluneční fotosféra rozdělená na konvektivní buňky – granule. Každá granule má velikost zhruba 1 000 kilometrů (velikost střední Evropy) a představuje bublinu žhavého plazmatu stoupajícího z hlubin.

Sluneční skvrny mívají rozměry od malých pórů o průměru 1 500 kilometrů až po monstrózní komplexy přesahující 100 000 kilometrů – do takové skvrny by se planeta Země vešla i desetkrát vedle sebe!

3. Magnetická podstata: Proč je skvrna chladná? #

V nitru Slunce, v tzv. konvektivní zóně, proudí energie k povrchu obřími proudy vroucího plazmatu (elektricky nabitého ionizovaného plynu). Horké plazma stoupá nahoru, na povrchu vyzáří teplo do vesmíru, ochladí se a klesá zpět dolů.

Sluneční skvrny vznikají v místech, kde se pod povrchem vytvoří mimořádně silné svazky magnetických siločar (magnetické trubice), které prorazí fotosféru:

Intenzita magnetického pole ve středu skvrny dosahuje 0,2 až 0,4 Tesla (2 000 až 4 000 Gaussů), což je zhruba 5 000-krát více než magnetické pole Země!
V ionizovaném plazmatu jsou nabité částice (protony a elektrony) pevně vázány na magnetické siločáry a nemohou se pohybovat napříč nimi.
Silné vertikální magnetické pole tak funguje jako neviditelná magnetická zátka: zcela potlačí vzestupné konvektivní proudění. Horké plazma nemůže pod skvrnou vystoupat na povrch.
Povrch v místě magnetické zátky pokračuje ve vyzařování energie do vesmíru, ale protože zespodu nedostává nové teplo, ochladí se na 4 000 K a ztmavne.

4. Wilsonův efekt a trojrozměrný tvar #

V roce 1769 si skotský astronom Alexander Wilson všiml, že když se sluneční skvrna vlivem rotace Slunce přibližuje k okraji disku, její tvar se mění zvláštním způsobem: polostín na straně přivrácené ke středu Slunce se zdánlivě ztenčuje rychleji než polostín na vnější straně.

Tento jev, zvaný Wilsonův efekt, dokázal, že sluneční skvrny nejsou plovoucí pláty na hladině, ale mělké nálevkovité prohlubně ve fotosféře, zahloubené zhruba 500 až 800 kilometrů pod úroveň okolního povrchu. Důvodem je nižší tlak plynu uvnitř skvrny, díky čemuž se fotosféra stává průhlednější a my nahlížíme do větší geometrické hloubky.

5. Maunderovo minimum a vliv na zemské klima #

Počet slunečních skvrn se periodicky mění v přibližně 11letém slunečním cyklu. V historii však nastala období, kdy skvrny z povrchu Slunce téměř úplně vymizely.

Nejznámějším případem je Maunderovo minimum v letech 1645 až 1715:

Během celých 70 let zaznamenali astronomové pouze několik desítek skvrn (zatímco v běžném období jich bývají desetitisíce).
Toto období se časově přesně shodovalo s nejchladnější fází tzv. Malé doby ledové v Evropě a Severní Americe: řeka Temže v Londýně i kanály v Amsterdamu v zimě pravidelně zamrzaly natolik, že se na nich pořádaly trhy, a v Alpách dramaticky narostly ledovce.
Ačkoliv celkový zářivý výkon Slunce klesl jen o zlomky procenta, dramaticky pokleslo ultrafialové vyzařování, což ovlivnilo cirkulaci stratosféry a rozložení tlakových výší a níží nad severní polokoulí.

Odborný astrofyzikální text včetně stavových rovnic, efemerid a spektrální klasifikace.

Profi režim

1. Magnetohydrodynamická rovnováha sluneční skvrny #

Struktura umbry a penumbry je v nulové aproximaci popsána rovnicí magnetohydrostatické rovnováhy v ideálním plazmatu:

\nabla P + \rho \vec{g} = \vec{j} \times \vec{B} = \frac{1}{\mu_0} (\vec{B} \cdot \nabla)\vec{B} - \nabla \left( \frac{B^2}{2 \mu_0} \right)

Ve fotosféře, kde je magnetické pole převážně vertikální ( $\vec{B} \approx B_z \hat{z}$ ), se rovnice napříč magnetickou trubicí v horizontálním směru redukuje na rovnováhu celkového tlaku:

P_{\text{plyn}}^{\text{ext}}(z) = P_{\text{plyn}}^{\text{int}}(z) + \frac{B^2(z)}{2 \mu_0}

kde $\frac{B^2}{2 \mu_0}$ je magnetický tlak.

V klidné fotosféře ( $B \approx 0$ ) je celkový tlak tvořen výhradně tlakem plynu $P_{\text{ext}} \approx 10 - 15\text{ kPa}$ .
Uvnitř umbry, kde magnetická indukce dosahuje $B \approx 0{,}35\text{ T}$ , činí magnetický tlak:

P_{\text{mag}} = \frac{(0{,}35)^2}{2 \cdot 4\pi \cdot 10^{-7}} \approx 48{,}7\text{ kPa}

Aby byla zachována horizontální silová rovnováha, musí vnitřní tlak plynu $P_{\text{int}}$ drasticky poklesnout: $P_{\text{int}} \ll P_{\text{ext}}$ . Z barometrické formule $P = \rho \frac{k_B T}{\mu m_u}$ plyne, že pokles tlaku je doprovázen poklesem teploty $T$ a hustoty $\rho$ , což vysvětluje Wilsonovu depresi: optická hloubka $\tau_{500} = 1$ leží v umbře o $500 - 800\text{ km}$ hlouběji než v okolní fotosféře.

2. Diagnostika pole pomocí Zeemanova štěpení #

Přímé měření vektoru magnetického pole $\vec{B}$ se provádí spektropolarimetricky na základě anomálního Zeemanova jevu. V přítomnosti magnetického pole se atomová energetická hladina s kvantovým číslem celkového momentu hybnosti $J$ štěpí na $2J + 1$ podhladin s energiemi:

\Delta E_M = g_L \mu_B B M_J

kde $\mu_B = \frac{e \hbar}{2 m_e} = 9{,}274 \cdot 10^{-24}\text{ J/T}$ je Bohrův magneton a $g_L$ je Landého faktor:

g_L = 1 + \frac{J(J + 1) + S(S + 1) - L(L + 1)}{2 J(J + 1)}

Pro jednoduchý normální triplet (přechod se změnou magnetického kvantového čísla $\Delta M = 0, \pm 1$ ) je vlnový posun $\sigma$ -složek dán vztahem:

\Delta \lambda_Z = \frac{e \lambda_0^2}{4\pi m_e c^2} g_{\text{eff}} B \approx 4{,}67 \cdot 10^{-13} \, g_{\text{eff}} \, \lambda_0^2 \, B

kde $\lambda_0$ a $\Delta \lambda_Z$ jsou v metrech a $B$ v Teslech. V moderních přístrojích (např. spektropolarimetr HMI na družici SDO) se analyzují Stokesovy parametry $(I, Q, U, V)$ podél absorpčních čar železa Fe I ( $lambda = 630{,}15 ext{ nm}$ , $g_{\text{eff}} = 1{,}67$ a $lambda = 630{,}25 ext{ nm}$ , $g_{\text{eff}} = 3{,}0$ ). Stokesův parametr $V(\lambda)$ je přímo úměrný podélné (longitudinální) složce pole $B_\parallel$ , zatímco lineární polarizace $\sqrt{Q^2 + U^2}$ mapuje příčnou složku $B_\perp$ .

3. Evershedův tok a MHD vlnové procesy #

V penumbře, kde magnetické siločáry svírají s vertikálou úhel $40^\circ - 70^\circ$ , dochází k Evershedovu jevu:

Radiální výtok plazmatu směřující od umbry k vnějšímu okraji skvrny s rychlostí $v_r \approx 2 - 3\text{ km/s}$ ve fotosféře.
V chromosféře nad skvrnou dochází naopak k inverznímu Evershedovu toku (přítok plynu do středu skvrny rychlostí až $10\text{ km/s}$ ).
Tok je kanálován podél magnetických trubic v interlocked-comb geometrii penumbry.

Sluneční skvrny slouží rovněž jako efektivní vlnovody pro magnetoakustické a Alfvénovy vlny. Fázová rychlost Alfvénových vln v umbře dosahuje:

v_A = \frac{B}{\sqrt{\mu_0 \rho}} \approx \frac{0{,}3}{\sqrt{4\pi \cdot 10^{-7} \cdot 10^{-4}}} \approx 8{,}5\text{ km/s}

což přesahuje lokální rychlost zvuku $c_s = \sqrt{\gamma k_B T / \mu m_u} \approx 6\text{ km/s}$ (nízké plazmové beta: $\beta = P_{\text{plyn}} / P_{\text{mag}} < 1$ ). Rezonanční kmity skvrn s periodou 3 minut v chromosféře a 5 minut ve fotosféře jsou buzeny podkorigovanou konvekcí a hrají klíčovou roli v transportu energie do koróny.

Literatura a vědecké reference

Solanki, S. K. (2003). Sunspots: An overview. The Astronomy and Astrophysics Review, 11(2-3), pp. 153–286[online]
Biermann, L. (1941). Der Nachweis eines solaren Magnetfeldes durch den Zeemaneffekt. Vierteljahrsschrift der Astronomischen Gesellschaft, 76, p. 194[online]
Evershed, J. (1909). Radial movement in sun-spots. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society, 69, pp. 454–465[online]
Eddy, J. A. (1976). The Maunder Minimum. Science, 192(4245), pp. 1189–1202[online]

Typ	Fotosférický magnetický jev
Teplota stredu umbra	cca 3 700 až 4 200 K (chladnější než fotosféra)
Teplota okoli fotosfera	cca 5 778 K (cca 5 500 °C)
Hlavni casti	Umbra (centrální tmavý stín) a Penumbra (vláknitý polostín)
Intenzita magnetickeho pole	0,2 až 0,4 Tesla (2 000 až 4 000 Gaussů)
Velikost skvrn	Od malých pórů (1 500 km) po gigantické skupiny (přes 100 000 km)
Doba trvání mise	Od několika hodin po týdny až měsíce
Fyzikalni pricina	Silné magnetické trubice potlačující vzestupnou konvekci tepla
Historie pozorovani	Čínští astronomové (1. tisíciletí př. n. l.), Galileo Galilei (1610)
Vyznamne minimum	Maunderovo minimum (1645–1715, minimální počet skvrn)

Mhd rovnovaha	P_tot = P_plyn + B^2 / (2 μ_0) = konst.
Magneticky tlak B	Dosahuje v umbře až 60 kPa (srovnatelné s tlakem plynu)
Mereni pole zeeman	Zeemanovo štěpení spektrálních čar Fe I (630,15 nm a 630,25 nm)
Eversheduv jev	Radiální horizontální výtok plazmatu v penumbře rychlostí 2–3 km/s
Wilsonuv efekt	Geometrická deprese (prohlubeň) fotosféry v umbře o hloubku 500–800 km
Biermannuv mechanismus	Potlačení konvektivního přenosu energie Lorenzovou silou j x B
Filling factor	Frakce zmagnetizovaného povrchu v aktivních oblastech až 80 %
Alfvenova rychlost	v_A = B / sqrt(μ_0 ρ) ~ 5 až 10 km/s ve fotosféře

Sluneční skvrny a fotosféra

Obsah hesla

1. Co jsou sluneční skvrny a proč se jeví černé? #

2. Anatomie a rozměry sluneční skvrny #

3. Magnetická podstata: Proč je skvrna chladná? #

4. Wilsonův efekt a trojrozměrný tvar #

5. Maunderovo minimum a vliv na zemské klima #

1. Magnetohydrodynamická rovnováha sluneční skvrny #

2. Diagnostika pole pomocí Zeemanova štěpení #

3. Evershedův tok a MHD vlnové procesy #

Literatura a vědecké reference

AstroHub Podpora

Váš nákupní košík

Sluneční skvrny a fotosféra

Obsah hesla

1. Co jsou sluneční skvrny a proč se jeví černé? #

2. Anatomie a rozměry sluneční skvrny #

3. Magnetická podstata: Proč je skvrna chladná? #

4. Wilsonův efekt a trojrozměrný tvar #

5. Maunderovo minimum a vliv na zemské klima #

1. Magnetohydrodynamická rovnováha sluneční skvrny #

2. Diagnostika pole pomocí Zeemanova štěpení #

3. Evershedův tok a MHD vlnové procesy #

Literatura a vědecké reference

Související hesla v AstroWiki

AstroHub Podpora

Váš nákupní košík