Sluneční aktivita je komplex jevů a procesů spojených se vznikem a rozpadem silných magnetických polí ve sluneční atmosféře.
Nejvíce studovaným typem sluneční aktivity ( SA ) je změna počtu slunečních skvrn . První zprávy o slunečních skvrnách pocházejí z roku 800 před naším letopočtem. E. v Číně se první kresby datují do roku 1128 . V roce 1610 začali astronomové používat k pozorování Slunce dalekohled . Prvotní výzkum se zaměřil na povahu skvrn a jejich chování [1] . Navzdory skutečnosti, že fyzikální povaha skvrn zůstala nejasná až do 20. století, pozorování pokračovalo. V 15. a 16. stol výzkum byl brzděn jejich malým počtem, který je nyní považován za prodloužené období nízké SA nazývané Maunderovo minimum . V 19. století již existovala dostatečně dlouhá série pozorování počtu skvrn pro určení periodických cyklů v činnosti Slunce. V roce 1845 profesoři D. Henry a S. Alexander Princetonské univerzity pozorovali Slunce teploměrem a zjistili, že sluneční skvrny vyzařují méně energie než okolní oblasti Slunce. Později byla nadprůměrná radiace stanovena v oblastech tzv. slunečních vleček [2] .
Vztah mezi změnami SA a zemským klimatem byl studován od roku 1900. C. G. Abbot ze Smithsonian Observatory (SAO) byl zaneprázdněn studiem aktivity Slunce. Později, jako vedoucí CAO, založil sluneční observatoř v Calama ( Chile ), aby doplnila pozorování, která byla prováděna na Mount Wilson . Výsledkem této práce byla identifikace 27 harmonických period SA v rámci Haleova cyklu (období 22 let), včetně cyklů s periodou 7, 13 a 39 měsíců. Také jsme sledovali vztah těchto období s počasím porovnáním slunečních trendů s teplotou a srážkami ve městech. S příchodem disciplíny dendrochronologie se začaly objevovat pokusy o navázání spojení mezi rychlostí růstu stromů a současnou SA a následnou interpretací předchozích období [3] . Statistické studie vztahu mezi počasím a klimatem a SA byly populární po staletí, počínaje přinejmenším rokem 1801, kdy si W. Herschel všiml vztahu mezi počtem slunečních skvrn a cenami pšenice [4] . Toto spojení se nyní vytváří pomocí rozsáhlých souborů dat z pozemních stanic a meteorologických družic , s využitím modelů počasí a pozorování aktuální sluneční aktivity [5] .
Sluneční skvrny jsou oblasti na povrchu Slunce, které jsou tmavší než fotosféra , která je obklopuje , protože silné magnetické pole v nich potlačuje konvekci plazmatu a snižuje jeho teplotu asi o 2000 stupňů . Vztah mezi celkovou svítivostí Slunce a počtem slunečních skvrn je předmětem sporů již od prvních pozorování počtu a plochy slunečních skvrn v 17. století [6] [7] . Nyní je známo, že vztah existuje - skvrny zpravidla snižují svítivost Slunce o méně než 0,3 % a zároveň zvyšují svítivost o méně než 0,05 % prostřednictvím tvorby pochodní a jasné mřížky spojené s magnetické pole [8] . Vliv magneticky aktivních oblastí na sluneční svítivost byl potvrzen až prvními satelitními pozorováními v 80. letech [9] . Orbitální observatoře Nimbus 7 , vypuštěné 25. října 1978, a Solar Maximum , vypuštěné 14. února 1980, určily, že díky jasným oblastem kolem slunečních skvrn je celkovým efektem zvýšení jasu Slunce spolu se zvýšením počet slunečních skvrn. Podle údajů získaných ze sluneční observatoře SOHO odpovídá změna SA také mírné, ~0,001%, změně průměru Slunce [10] .
Počet slunečních skvrn je charakterizován Wolfovým číslem , známým také jako Curyšské číslo. Tento index používá kombinovaný počet slunečních skvrn a počet skupin slunečních skvrn a také bere v úvahu rozdíly v pozorovacích přístrojích. Pomocí statistiky počtu slunečních skvrn pozorovaných za stovky let a pozorovaných vztahů v posledních desetiletích jsou provedeny odhady svítivosti Slunce za celé historické období. Také pozemní přístroje jsou kalibrovány na základě srovnání s pozorováními na výškových a vesmírných observatořích, což umožňuje zpřesnit stará data. Další spolehlivá data, jako je přítomnost a množství radioizotopů , které pocházejí z kosmického záření (kosmogenní), se používají k určení magnetické aktivity a – s vysokou pravděpodobností – k určení sluneční aktivity.
Pomocí těchto metod bylo v roce 2003 zjištěno, že během posledních pěti 11letých cyklů měl být počet slunečních skvrn na Slunci maximem za posledních 1150 let [11] . Počty vlků za posledních 11 400 let jsou určeny pomocí dendrochronologického datování koncentrací radiokarbonu . Podle těchto studií je úroveň SA za posledních 70 let výjimečná - poslední období s podobnou úrovní proběhlo před 8000 lety. Slunce mělo podobnou úroveň aktivity magnetického pole pouze ~ 10 % času z posledních 11 400 let a téměř všechna předchozí období byla kratší než současná [12] .
Změny sluneční aktivity s přibližným datováním:Název období | Start | Dokončení |
---|---|---|
Oortovo minimum (viz Středověké teplé období ) | 1040 | 1080 |
Středověká výška (viz Středověké teplé období ) | 1100 | 1250 |
Vlčí minimum | 1280 | 1350 |
Spörerovo minimum | 1450 | 1550 |
Maunderovo minimum | 1645 | 1715 |
Daltonské minimum ( D. Dalton ) | 1790 | 1820 |
Moderní vysoká | 1950 | 2004 |
Moderní minimum | 2004 | (Nyní) |
Historický seznam nejvyšších minim SA [13] , roky zaokrouhlené na začátek dekády: 690 n . l. E. , další léta př. Kr. E.: 360 , 770 , 1390 , 2860 , 3340 , 3500 , 3630 , 3940 , 4230 , 4330 , 5260 , 5460 , 5620 , 5710 , 5990 , 6220 , 6400 , 7040 , 7310 , 7520 , 8220 , 9170 .
Sluneční cykly jsou periodické změny sluneční aktivity. Předpokládá se, že existuje velké množství cyklů s periodami 11, 22, 87, 210, 2300 a 6000 let. Hlavní cykly 11, 22 a 2300 let se také nazývají Schwabeho, Haleův a Hallstattský cyklus.
Maximální počet slunečních skvrn v 11letých cyklech podle vyhlazených měsíčních průměrů (1755 → 2008) [14] ![]() |
![]() | |
---|---|
V bibliografických katalozích |
slunce | ||
---|---|---|
Struktura | ![]() | |
Atmosféra | ||
Rozšířená struktura | ||
Jevy týkající se Slunce | ||
související témata | ||
Spektrální třída : G2 |