Plamy słoneczne — czym są, przyczyny i cykl 11-letni

Plamy słoneczne: czym są, skąd się biorą i jak działa 11‑letni cykl? Poznaj przyczyny, wpływ na Słońce i tajemnicę Minimum Maundera.

Plama słoneczna to obszar o zwiększonej aktywności magnetycznej na powierzchni Słońca. Plamy słoneczne emitują światło tak jak reszta fotosfery, jednak są od niej chłodniejsze i dlatego w kontraście wydają się ciemne. Typowa temperatura fotosfery wynosi około 5 800 K, tymczasem w centralnej części plamy (umbra) temperatura spada zwykle do około 3 300–4 500 K, a w jaśniejszej otoczce (penumbra) jest pośrednia. Plamy bywają bardzo różnej wielkości — od kilku tysięcy kilometrów do takich, które są kilkukrotnie większe od Ziemi.

Budowa i cechy plam słonecznych

Plama słoneczna ma zwykle wyraźną strukturę składającą się z:

• umbry – ciemne, centralne części o najniższej temperaturze,
• penumbry – jaśniejsze, promieniste obrzeża o strukturze włóknistej,
• często złożone grupy plam tworzą większe aktywne regiony związane z silnymi polami magnetycznymi.

Plamy powstają w miejscach, w których silne pole magnetyczne hamuje konwekcyjny przepływ gorącej materii z wnętrza Słońca na powierzchnię, co powoduje lokalne ochłodzenie i mniejszą jasność w porównaniu z otoczeniem. Mogą trwać od kilku dni do kilku miesięcy — najdłużej utrzymują się duże, stabilne grupy plam.

Jak powstają plamy — rola dynamo słonecznego

Powstawanie plam jest skutkiem aktywności magnetycznej generowanej przez tzw. dynamo słoneczne w głębszych warstwach gwiazdy. Przepływy konwekcyjne i rotacja różnicowa Słońca powodują skręcanie i wzmacnianie pól magnetycznych; pętle magnetyczne wybiegają na powierzchnię i hamują wymianę ciepła, tworząc obszary ciemniejsze. Pojedyncza plama to widoczny „przeciek” pola magnetycznego na fotosferę.

Cykl 11‑letni i pełny cykl magnetyczny 22‑letni

Odkryto jedenastoletni cykl plam słonecznych, w którym zachodzą zmiany w liczbie i rozmieszczeniu plam. W ciągu około 11 lat aktywność rośnie do maksimum, a potem spada do minimum. Ważne szczegóły:

• Cykl ten opisuje zmiany liczby plam, ich rozkład w szerokościach heliograficznych oraz aktywność magnetyczną.
• Plamy w jednym cyklu mają zazwyczaj przeciwną polaryzację magnetyczną niż plamy w następnym - dlatego pełny powrót do pierwotnego stanu magnetycznego trwa około 22 lat. Ten dłuższy okres nazywamy cyklem magnetycznym (półtora cyklu = zmiana polaryzacji po 11 latach).
• Odkrycie 11‑letniego cyklu przypisuje się Heinrichowi Schwabe (ok. 1843), natomiast budowę magnetyczną plam i 22‑letnią zmianę polaryzacji badał m.in. George Hale na początku XX wieku.

Cykl słoneczny numeruje się od cyklu zaczynającego się w 1755 r.; stąd mamy dane ilościowe obejmujące wiele cykli i pozwalające na analizę długoterminowych trendów. Prognozowanie przebiegu cyklu jest możliwe w przybliżeniu, ale dokładne przewidywanie amplitudy i momentu maksimum pozostaje trudne.

Minimum Maundera i długoterminowe zmiany

W latach około 1645–1715 odnotowano niemal całkowity zanik plam słonecznych — okres ten nazywany jest Minimum Maundera. W tamtym czasie obserwowano bardzo niewiele plam, co zbiegło się z chłodniejszym okresem klimatycznym na Ziemi zwanym Małą Epoką Lodową. Dokładne przyczyny tego minimum nie są w pełni wyjaśnione; możliwe, że były związane ze zmianami w dynamie magnetycznym Słońca.

Wpływ plam i aktywności słonecznej na Ziemię

Plamy słoneczne same w sobie są chłodniejsze, ale to związane z nimi zjawiska magnetyczne (wybicie pętli magnetycznych, rozbłyski słoneczne, koronalne wyrzuty masy — CME) mogą mieć istotny wpływ na środowisko kosmiczne i Ziemię:

• powodują burze geomagnetyczne i silniejsze zorze polarne,
• mogą zakłócać łączność radiową w wysokich częstotliwościach oraz pracę satelitów i systemów GPS,
• w skrajnych przypadkach (jak burza Carringtona z 1859 r.) mogą uszkadzać sieci elektroenergetyczne i infrastrukturę techniczną.

Związek między aktywnością słoneczną a klimatem Ziemi jest badany, ale wpływ samych plam na długoterminowe ocieplenie lub ochłodzenie jest stosunkowo mały w porównaniu z czynnikami takimi jak gazy cieplarniane.

Obserwacje i pomiary

Aktywność plam mierzy się m.in. za pomocą liczby plam (indeks Wolf’a czy tzw. sunspot number) i obserwacji satelitarnych. W praktyce stosuje się też indeksy magnetyczne, pomiary promieniowania rentgenowskiego i obserwacje korony słonecznej. Nowoczesne misje, takie jak SOHO i SDO, dostarczają stałego, wysokiej jakości obrazu Słońca, co pozwala śledzić rozwój plam i związane z nimi zjawiska.

Bezpieczeństwo obserwacji

Obserwując plamy słoneczne, nigdy nie wolno patrzeć bezpośrednio w tarczę Słońca gołym okiem ani przez teleskop bez odpowiedniego filtra — grozi to poważnym i trwałym uszkodzeniem wzroku. Do bezpiecznej obserwacji służą specjalne okulary słoneczne, filtry do teleskopów lub metoda projekcji obrazu Słońca na ekran.

Plamy słoneczne to jedno z najbardziej widocznych i najlepiej przebadanych przejawów aktywności słonecznej. Ich monitorowanie jest ważne dla zrozumienia dynamiki Słońca i ochrony technologii oraz infrastruktury zależnej od warunków w przestrzeni kosmicznej.

Historia

Chiński astronom powiedzieć móc słońce plama. Na 17 Marzec 802 the mnich Adelmus zobaczyć wielki słońce plama, che on móc widzieć dla osiem dzień. Adelmus myślał, że Merkury idzie przed Słońcem i tworzy czarną plamę. Kiedy astronomowie zaczęli używać teleskopów, większość zgodziła się, że coś przechodzi przed Słońcem. Galileo Galilei w 1612 r. domyślił się, że na Słońcu rzeczywiście są plamy i że świadczą one o tym, że Słońce się obraca.

Pierwsze cykliczne zmiany plam słonecznych zaobserwował Heinrich Schwabe, co skłoniło Rudolfa Wolfa do ich dokładnego zbadania, począwszy od 1848 roku. Również w 1848 roku Joseph Henry pokazał zdjęcie Słońca i upewnił się, że plamy słoneczne są chłodniejsze niż reszta Słońca (mają temperaturę około 7000 stopni Fahrenheita, 4000 C). Nadal są one bardzo gorące, ale znacznie chłodniejsze niż reszta powierzchni Słońca.

Rysunek plamy słonecznej w kronikach Jana z Worcester

Szukaj według litery