Sluneční skvrna

Skvrny jsou nejvýraznějším z projevů aktivity, minimálně pro amatérské astronomy. Je to oblast nižší teploty ve fotosféře – kolem 4000 K (okolní fotosféra má asi 5800 K), která se v bílém světle jeví černá. Toto zbarvení je ale pouze zdánlivé, protože se kontrast umocňuje díky jasnější okolní fotosféře. Skvrna by sama o sobě svítila oranžovým světlem (v UV a oboru rentgenového záření by se však skvrna jevila světlejší než fotosféra).

Skvrny se vyskytují v aktivních oblastech (aktivní oblasti můžeme spatřit i v dalekohledu, jsou jimi již zmíněná fakulová pole, patrná při západním nebo východním okraji disku).

Chceme-li zjistit, co je příčinou vzniku takové skvrny, nemusíme hloubat dlouho. Rozhodně to není žádná díra do nitra Slunce (jak se první pozorovatelé domnívali), ale je to zjednodušeně „porucha“ v magnetickém poli Slunce. Jsou to velmi silné magnety (intenzita od 0,2 do 0,4 T = 2000 – 4000 G !), nejsilnější magnetická pole na Slunci. Ze skvrny prakticky „tryskají“ magnetické siločáry, které se následně vrací zpět. „Magnetismus slunečních skvrn je důsledkem mohutných elektrických proudů, které tečou při povrchu.“ Mnohdy se jedná o velmi silné proudy, neboť plazma je výborným vodičem elektřiny. Magnetické siločáry ve skvrně jsou značně pokroucené, a proto brzdí stoupající horké oblaky v konvektivní vrstvě. Díky tomu je potlačen přenos energie z nitra Slunce do skvrny, a tak má skvrna teplotu až o 2000 K nižší. Zbývá ještě zmínit, že mechanismem, jenž přeměňuje kinetickou energii plazmatu (a tím utváří skvrnu), je samobuzené dynamo.

Životnost skvrn se pohybuje od několika hodin (u těch menších), přes několik dní, až po několik měsíců (u těch největších) – ty tedy vydrží několik otoček Slunce, a my tak máme možnost detailně sledovat jejich vývoj. Nejmenší skvrny se nazývají póry (v dalekohledu s BAADER fólií vypadají jako malé, šedé tečky. Jsou to buď zanikající skvrny, nebo se mohou rozrůst ve větší skvrnu, nebo neméně pravděpodobně do pár hodin zaniknou. Mají průměr jen několik set km (přibližně jedné ČR). Největší viditelné skvrny mají průměr až 20 000 km (kolem čtyřiceti ČR). Ty se ale výhradně vyskytují ve skupinách, složitých komplexech o několika desítkách skvrn.

Větší skvrny mají dvě hlavní části. Tmavou střední „umbru“ („stín“) a „penumbru“ („polostín“) – ta tvoří přechod mezi umbrou a fotosférou. Tyto části jsou v amatérském dalekohledu bez problému pozorovatelné i při projekci – promítnutí Slunce na papír, ve větších dalekohledech spatříme v penumbře i radiální „paprsky“ směřující ven, z umbry. Ve velkých dalekohledech (např. švédský teleskop) spatříme v nejnižších vrstvách fotosféry i proudění plynů ven ze skvrny, zatímco ve vyšších vrstvách vtékajících do skvrny.

Při amatérském pozorování můžeme pozorovat i Wilsonův jev. Není to nic jiného, než zdánlivé zploštění (deformace) skvrny při okrajích disku. To je dáno tím, že Slunce je koule.