Zvětšit obrázek

Švýcarský astronom Rudolf Wolf (1816 – 1893)

Mausumi Dikpati s kolegy z Národního centra pro výzkum atmosféry (NCAR , National Center for Atmospheric Research,  Boulder, Colorado) vytvořila model, který publikovali 3. března v Geophysical Research Letters a následně svá zjištění zveřejnili na tiskové konferenci (6. března 2006).

Zvětšit obrázek

Mausumi Dikpati

Model nabízí možnost vyřešit 150-letý problém, co způsobuje sluneční přibližně 11-letý cyklus aktivity. Poznání by mohlo vést ke zlepšení předpovídání „kosmického počasí“, jako slunečních výtrysků a úniku koronální hmoty (CME - coronal mass ejection), které mohou způsobit poruchy radiových komunikací, energických systémů a ohrožují astronauty ve vesmíru.

Např. počátkem března 1989 se objevila na východním okraji Slunce mimořádně velká a aktivní sluneční skvrna , která byla zdrojem i řady velmi silných protonových erupcí. Jedna z nich byla zdrojem oblaku nabitých částic, které k Zemi dorazily 13. března 1989. Krátce před třetí hodinou ranní východoamerického času (12. března, 23 SEČ) vyhořela kvůli mohutné magnetické bouři hlavní transformátorová stanice kanadské provincie Quebec, což mělo za následek totální kolaps energetické sítě na území celé provincie (během 2 minut nesvítila jediná žárovka). Výpadky zaznamenaly i sítě v Ontariu, Britské Kolumbii a Švédsku, lokální např. v Pensylvánii, New Yorku a dokonce i v Kalifornii. Magnetická bouře na několik dní narušila i zemskou ionosféru, která je důležitá pro radiovou komunikaci. Rádiem ovládané předměty (např. garážová vrata) se chovaly naprosto nepředpověditelně. Poškozeno a vyřazeno z činnosti bylo také několik družic na oběžné dráze Země.

Zvětšit obrázek

Na dolním obrázku je model slunečních magnetických polí, který souhlasí s naměřenými hodnotami na National Solar Observatory na horním snímku. (Credit: Courtesy Mausumi Dikpati, Giuliana de Toma, Peter Gilman, Oran White, and Charles Arge).

Rok poté při další erupci zkolabovaly zase telefonní sítě na půlce území USA. Mělo to i jednu kladnou stránku – na potemnělé obloze lidé fascinovaně sledovali nádhernou polární záři.  Dokonce byla pozorována hluboko na jihu - na Floridě, v Mexiku a na Kajmanských ostrovech (z Evropy záznamy o mimořádné polární záři nejsou - buď šlo jen o velmi krátký impuls nebo bylo zrovna zataženo).
 

Animace: Únik koronální hmoty

Animace: Pozorování ze SOHO ukazují, jak výrazně se liší aktivita Slunce v minimu v roce 1996 (vlevo) a v maximu v roce 2000 (vpravo)

Sluneční činnost

Cyklus sluneční činnosti trvá průměrně 11 let a stále se opakuje. V současnosti se nacházíme v blízkosti minima nynějšího cyklu (cyklus 23). Astronomové sledují cykly po desetiletí, ale stále nejsou schopni předpovědět jejich délku a intenzitu. Změny počtu slunečních skvrn jsou nejvýraznějším, dobře pozorovatelným jevem na slunečním disku. Index pro určování sluneční aktivity zavedl poprvé v roce 1848 švýcarský astronom Rudolf Wolf  tzv. Wolfovo relativní číslo (Curyšské číslo nebo Sunspot index ) výskytu skvrn na Slunci a pak ještě zpětně dopočítal až do r. 1749.

Nový model Mausumi Dikpati, nazvaný „Predictive Flux-transport Dynamo Model“, modeluje intenzitu předcházejících 8 slunečních cyklů a s 98% přesností i další cykly až do roku 1900. Na základě modelu astronomové předpověděli, že v dalším slunečním cyklu (24 cyklus) bude plocha slunečních skvrn o trochu větší než 2,5% viditelného povrchu Slunce. Také očekávají, že cyklus bude opožděn a začne koncem roku 2007 nebo začátkem roku 2008 (o 6 až do 12 měsíců později než dřívější předpovědi) a svého maxima dosáhne v 2012.

Zvětšit obrázek

Horní graf: Motýlkový diagram.
Dolní graf: Plocha slunečních skvrn v procentech viditelného povrchu Slunce.

Správnost nového modelu potvrzuje nedávno pozorovaná cirkulace plazmy mezi slunečním rovníkem a póly a to, jak jsou tyto proudy ovlivňovány rotací Slunce.

Zvětšit obrázek

Horní graf: Plocha slunečních skvrn v miliontinách viditelného povrchu Slunce.
Dolní graf: Simulace magnetických výtrysku s předpokládanou hodnotou pro 24 cyklus.

V průběhu slunečního cyklu se mění nejen počet slunečních skvrn, ale současně se také zmenšuje jejich heliografická šířka vzhledem k rovníku. Změny heliografické šířky popisuje Spörerův zákon, který nám říká, že na začátku slunečního cyklu se sluneční skvrny nacházejí ve vysokých heliografických šířkách a v období minima se nacházejí poblíž rovníku. Grafickému znázornění tohoto zákona se podle charakteristického tvaru říká "motýlkový diagram“  (butterfly diagram). V okamžiku slunečního minima, kdy se objeví sluneční skvrna ve vysokých heliografických šířkách, končí stávají cyklus sluneční činnosti a začíná nový. Dále dochází k přepólování globálního magnetického pole Slunce (22-letý Haleův cyklus). To znamená, že po sobě následující cykly mají opačné polarity lokálních magnetických polí (skupin slunečních skvrn).

Zvětšit obrázek

Model slunečního dynama a vzniku aktivních oblastí na Slunci.

Vznik nové sluneční skvrny souvisí s plazmovým tokem a s magnetickým polem Slunce. Plazma je směsí záporně nabitých elektronů, kladně nabitých zbytků atomů (iontů) a neutrálních částic. Usměrněný pohyb nabitých částic (elektrický proud) ve slunečním plazmatu pozorujeme jen nepřímo, díky tomu, že každý elektrický proud indukuje magnetické pole (sluneční dynamo). Magnetické silokřivky se pohybují s plazmatem a naopak: pohybující se plazma unáší silokřivky a deformuje je (podobně jako gumové hadice zamrzlé v ledu). Plazma je zachyceno v magnetických trubicích, v nichž také proudí. Když se plazmový proud přiblíží k pólu, klesá asi 200.000 km pod sluneční povrch směrem k nitru a začíná svou zpáteční cestu zpět k rovníku. Tento podpovrchový tok plazmy byl ověřen pozorováními z kosmické sluneční observatoře SOHO  (Solar and Heliospheric Observatory, NASA), která díky heliosesmologii studuje rázové vlny pod povrchem Sluncem a odhaluje detaily o slunečním nitru. Helioseismologie je mladý obor sluneční fyziky, který vychází ze stejných předpokladů jako pozemská seismologie - studiem „sluncetresných“ vln zkoumá nitro Slunce.

Zvětšit obrázek

Wolfovo relativní číslo (Sunspot Number) – naměřené hodnoty v 23. cyklu a předpověď pro 24. cyklus. Credit: NASA/MSFC/Hathaway

Na základě pozorování víme, že plazmové proudy (magnetické trubice) ovlivňuje rotace Slunce. Avšak na rozdíl od Země je Slunce plynné těleso a proto je sluneční rotace  diferenciální (rotace rovníkových vrstev je rychlejší než rotace polárních oblastí). To způsobuje, že plazmový proud je vzhledem k okolní plazmě nestabilní a v místě, kde „vystoupí“ nad povrch se trhá a vznikne lokální magnetické pole a nová sluneční skvrna.  Sluneční „povrch“ je jako vroucí kotel, z něhož tryská plazma (protuberance, erupce, CME).

Zvětšit obrázek

Polární záře 4. května 2004 v 23:41 hodin, vyfotografovaná celooblohovou komorou („rybí oko“). Credit: Pekka Parviainen, Turku, Finland

Sluneční astronom NASA David Hathaway, který je novým modelem nadšen, řekl: „Je to založeno na fyzikálních principech, které s konečnou platností odpoví na 150 let staré otázky, co způsobuje ten 11-letý cyklus slunečních skvrn." Tým pod vedením Hathawaye souhlasí s Dikpati, že 24 cyklus bude silnější než předešlé, ale nesouhlasí s tím, že začne později.

Po zhodnocení předešlých 12 cyklů jsou přesvědčeni, že 24 cyklus začne už koncem letošního roku nebo počátkem roku příštího.

"Tato prognóza naznačuje, že musíme věnovat větší pozornost telekomunikačním a navigačním systémům, předpokládat větší počet poruch satelitů, možnost výpadků elektrických zdrojů a astronauti budou čelit většímu nebezpečí," řekl Richard Behnke, programový ředitel oddělení atmosféry NSF  (National Science Foundation’s division of atmospheric sciences, Arlington, Virginia, USA), které financuje tento výzkum.

Zdroj:
http://www.space.com/scienceastronomy/060306_solar_cycle.html
aktuální snímky Slunce (http://umbra.nascom.nasa.gov/images/latest.html)