Slnko

Pozorovanie fotosféry (viditeľný povrch hviezdy, v tomto prípade Slnka.) sa na našej hvezdárni systematicky prevádza od roku 1974, do dnešného dňa archív obsahuje asi 2500 záznamov.

Pozorovania sa týkali zakresľovania slnečných škvŕn: Tie sa zakresľovali pomocou projekčnej metódy. Týmto spôsobom je možné prevádzať nákres slnečného disku oveľa presnejšie, ako klasickým kreslením obrazu viditeľného okom priamo v okulári. Táto metóda sa dá využiť iba pri pozorovaní Slnka, vďaka jeho vysokému jasu. Za okulárom ďalekohľadu je umiestnená projekčná plocha, na ktorú sa premieta obraz Slnka. Slnko zakresľujeme na papier o priemere 25 cm, ktorý musíme vhodne zorientovať vzhľadom na slnečný rovník.




Jednotlivé pozorovania dnes už nemajú závažný význam, keďže ich môže robiť temer každý bežnou technikou

Slnečné škvrny vo fotosfére
vybavený a skúsený amatér. Kvalitné snímky slnečného disku sú nepretržite k dispozícii z veľkých solárnych teleskopov na Zemi, alebo sond vo vesmíre. Momentálne sa slnečné škvrny už nezakresľujú, ale spočítavajú sa na určenie Wolfovho čísla.


Vo fotosfére pozorujeme hlavne tieto úkazy:

póry: sú malé tmavé body so životnosťou niekoľko minút. Možno ich vidieť za výborných podmienok väčšinou v centrálnej časti slnečného disku. Každá škvrna sa vyvíja z póru, ale nie z každého póru vznikne škvrna. Póry sa pri určovaní Wolfovho čísla neberú do úvahy.

škvrny: sú tmavšie, čiže chladnejšie oblasti vo fotosfére. Často sa vyskytujú v skupinách. Vo väčších škvrnách pozorujeme tmavú centrálnu a okolitú svetlejšiu časť.

fakulové polia: sú jasnejšie, teda teplejšie oblasti. Najlepšie ich môžme vidieť pri okraji disku. Väčšinou obklopujú skupiny škvŕn, nie je to však pravidlom. Môžu naznačovať buď vznik škvŕn, alebo sú pozostatkom po starých škvrnách.

granulácia: je pozorovateľná na celom disku za priaznivých podmienok. Sú to vrcholy konvektívnych prúdov plazmy, ktoré vystupujú z konvektívnej vrstvy Slnka na povrch. Ich životnosť je 6-10 min a rozmer 700-1500 km.


Keďže sa naše pozorovania týkajú najmä škvŕn, rozpíšeme bližšie o čo ide:

Slnečné škvrny sú oblasti nižšej teploty na slnečnom povrchu, kvôli čomu sa javia ako tmavé. Teplota v nich je približne 4000 K, pričom okolitá fotosféra (viditeľný povrch Slnka) má 5770 K. Tie najväčšie majú až 20 000 km v priemere, najmenšie pozorovateľné niekoľko 100 km. Skladajú sa zo strednej tmavej časti, ktorej hovoríme umbra a vonkajšej svetlejšej penumbry. Ich životnosť je niekoľko hodín pri najmenších a až niekoľko mesiacov pri najväčších.

Detail slnečných škvŕn
Obyčajne sa vyskytujú v skupinách, pričom v skupine sú škvrny s opačnou magnetickou polaritou. Indukcia magnetického pola dosahuje 0,2 až 0,4 T. V škvrnách sú siločiary magnetického pola značne poprepletané, čo brzdí prenos energie z vnútra Slnka do fotosféry a preto majú škvrny nižšiu teplotu.

Na povrchu Slnka sa nachádzajú väčšinou v tzv. kráľovských pásoch t.j. 5° až 30° severnej a južnej heliografickej šírky a počas slnečného cyklu sa presúvajú smerom k rovníku. Ich počet sa vyjadruje pomocou Wolfovho relatívneho čísla R, R = 10G + g, kde G je počet skupín škvŕn a g počet samotných škvŕn. Súvisia s 11 ročným cyklom slnečnej aktivity, pričom sa objavujú na miestach so zvýšenou intenzitou magnetického pola. Tento cyklus je však nepravidelný a môže trvať od 7 do 16 rokov.

Zurišská klasifikácia opisuje časový vývoj škvŕn od typu A po J. Reprezentovaná je Wolfovým číslom R.

A Malá samostatná škvrna alebo skupina bez penumbier a bipolárnej štruktúry.

B Skupina malých škvŕn bez penumbry, ale v bipolárnom usporiadaní.

C Jednu z dvoch hlavných škvŕn obklopuje penumbra.

D Obidve hlavné škvrny obklopené penumbrou. Aspoň jedna z nich má jednoduchú štruktúru. Dĺžka skupiny nepresahuje 10° (120 000 km) na slnečnom povrchu.

E Veľká bipolárna skupina niekoľkých stredne veľkých až veľkých škvŕn s rozsiahlou penumbrou. Typická je zložitá štruktúra jadier škvŕn. Medzi hlavnými škvrnami sa vyskytuje pomerne veľa malých škvŕn. Dĺžka skupiny je 10°- 15°.

F Veľmi veľká a zložitá skupina škvŕn. Umbry a penumbry škvŕn sú nepravidelné a v skupine je veľa malých škvŕn. Viac ich má spoločnú penumbru. Dĺžka skupiny je presahuje 15°.

G Prvý stupeň rozpadu skupiny. Veľká bipolárna skupina s hlavnými škvrnami, ale značne malý je počet malých škvŕn, ktoré niekedy aj chýbajú. Iná možnosť: jedna veľká škvrna a okolo niekoľko drobných v miestach druhej hlavnej škvrny. Dĺžka skupiny je najmenej 10°.

H Unipolárna skupina, jedna veľká škvrna s penumbrou a malé unipolárne škvrny. Patrí sem aj skupina menších škvŕn so spoločnou penumbrou, ktoré vznikli delením hlavnej škvrny. Priemer je väčší ako 2,5°.

J Malá pravidelná unipolárne škvrna s penumbrou, alebo malá škvrna v rozpadovom štádiu. Priemer má menší ako 2,5°.


Slnečné škvrny pozoroval už Galileo Galilei. S jeho pozorovaniami je spojené varovanie, pretože nepoužil filter na stlmenie slnečného jasu, ktorý zintenzívený ďalekohľadom, mu vážne poškodil zrak. Dnes, pokiaľ nepozorujeme projekčnou metódou, pred objektív nasadzujeme filter s vymedzenou priepustnosťou určitých vlnových dĺžok. To chráni oči a zabezpečuje aj vhodnú farebnosť obrazu, čo zvyšuje kontrast jednotlivých útvarov. S pravidelným pozorovaním, v princípe zhodným s dnešnými, sa začalo roku 1755 keď datujeme prvý z priebežne číslovaných slnečných cyklov.