Vitajte na stránkach venovaných projektu na podporu popularizácie astronómie na Slovensku.

Doba trvania projektu: 1. 1. 2007 - 31. 10. 2009

Heslár

slnečná škvrna

Čo má vedieť študent

Slnečná škvrna je tmavé, chladnejšie miesto vo fotosfére, ako výsledok existencie lokálneho magnetického poľa, ktoré potláča konvekciu. Veľké škvrny môžu byť zo Zeme viditeľné aj voľným okom, menšie len pomocou ďalekohľadu. Nikdy sa však na Slnko nepozerajme voľným okom, ale k tomu prispôsobeným špeciálnym tmavým filtrom alebo v priemete na nejakú plochu cez ďalekohľad. Hoci teplota slnečných škvŕn je okolo 4000-4500 K, škvrny sa nám zdajú v porovnaní s okolitou teplotou fotosféry, 5700 K, tmavé.
Výskyt tmavých škvŕn na povrchu Slnka nie je náhodný, ale má svoje časovo-šírkové zákonitosti, ktoré sa dajú zhrnúť do pojmu magnetický cyklus slnečnej aktivity. Cyklus slnečnej aktivity trvá v priemere 11 rokov. V čase jeho minima na povrchu Slnka sa nepozorujú nijaké škvrny. Neskôr, asi rok po minime sa začnú objavovať v stredných heliografických šírkach ± 30 stupňov a odtiaľ sa postupne posúvajú k slnečnému rovníku, kde postupne zanikajú. Maximum cyklu slnečnej aktivity, teda čas, keď sa na Slnku pozoruje najviac tmavých škvŕn, nastáva približne 3-5 rokov po minime a pre rôzne cykly je rôzne. Škvrny sa vyskytujú izolovane alebo v skupinách a skladajú sa z tmavých jadier – umbra (tieň) alebo penumbry (polotieň), ktorá je o čosi jasnejšia ako umbra. Penumbra má vláknitú, kvazirádialnú štruktúru, s priemerom vlákien okolo 2 oblúkových sekúnd a dĺžkou 10 oblúkových sekúnd, ktoré kontinuálne prechádzajú do okolitej fotosféry. Tvar slnečných škvŕn je nepravidelný a ich veľkosť môže byť až okolo 50 tisíc kilometrov.
Do vynájdenia ďalekohľadu (1609) sa škvrny pozorovali príležitostne voľným okom, potom pomocou ďalekohľadu. Na základe škvŕn sa určila rotácia Slnka. Dnes sa škvrny pozorujú v celom rozsahu elektromagnetického žiarenia, zo Zeme aj kozmu.
Škvrny sú prejavom lokálnych magnetických polí vo fotosfére, hoci ich základ sa pravdepodobne nachádza na hranici oblasti žiarivej rovnováhy a konvektívnej zóny, ktorá podľa najnovších pozorovaní dostala pomenovanie styčná vrstva alebo tachoklína. S výskytom škvŕn sú spojené slnečné erupcie a ejekcie koronálnej hmoty, ako aj celkové vyžarovanie Slnka.

slnečná škvrna

Editované MaHu