Sunčeve pjege

Izvor: Wikipedija
Skoči na: orijentacija, traži
Sunčeve pjege snimljene 22. lipnja 2004.
Pogled na koronalne strukture iznad Sunčevih pjega, snimljeno u listopadu 2010.
Detalj Sunčeve pjege iz 2005. Jasno se vidi granulacija Sunčeve površine (fotosfere).
Sunčeve pjege snimljene u rujnu 2011.

Sunčeve pjege su tamnija i do 2 500 K hladnija područja od ostale površine Sunca (fotosfere), koje nastaju, razvijaju se i nestaju pod utjecajem snažnih magnetskih polja. Sunčeva pjega se sastoji od tamnijega središnjeg područja (sjene ili umbre) okruženoga srednje tamnim područjem radijalno ispresijecanim svijetlim vlaknima (polusjenom ili penumbrom). Pojedina pjega prosječno traje kraće od desetak dana. Sunčeve pjege pojavljuju se između 7º i 45º sjevernih i južnih heliografskih širina. Obično se pojavljuju u ciklusima koji najčešće traju između 9,5 i 11 godina, u skupinama u kojima se ističu dvije pjege, takozvana vodilja i pratilja suprotne magnetske polarnosti. Iako su Sunčeve pjege tamnija područja površine Sunca, za vrijeme povećanoga broja Sunčevih pjega, Sunčevo je zračenje veće jer su okolna područja Sunčevih pjega sjajnija i toplija.

Otkriće Sunčevih pjega, početkom 17. stoljeća, neposredno nakon izuma teleskopa, pripisuje se J. FabriciusuG. GalileijuTh. HarriotuCh. Scheineru. U svojem prvom znanstvenom radu, O Sunčevim pjegama (1736.), Ruđer Bošković je opisao dvije metode (geometrijsku i trigonometrijsku) za određivanje perioda vrtnje (rotacije) Sunca i položaja osi rotacije iz triju položaja jedne Sunčeve pjege. Izračunao je da siderički period iznosi 26,77 dana. Više od dva stoljeća nakon prvih teleskopskih opažanja pjega njemački astronom Samuel Heinrich Schwabe (1789. –1875.) uočio je pravilnost promjena broja Sunčevih pjega, to jest otkrio je da se pjege na Suncu pojavljuju i nestaju s periodom od približno 11 godina, a Rudolf Wolf je za kvantitativno određivanje Sunčeve aktivnosti uveo Wolfov relativni broj Sunčevih pjega. [1]

Sunčeve pjege su privremena pojava u fotosferi, na Suncu, kada postaju vidljive tamne mrlje, u usporedbi sa okolnim područjem. Uzrok je u snažnim magnetskim aktivnostima, koje sputavaju konvekciju (prenošenje magnetskog polja) s vrtložnim strujama i tako se stvaraju područja s nižom temperaturom. Temperatura na Sunčevim pjegama je 3 000 – 4 500 K, a u okolnim područjima oko 5 778 K, što i ostavlja privid tamnih pjega. Sunčeve pjege se šire i sužavaju dok se kreću po površini Sunca i mogu imati promjer do 80 000 km, tako da se mogu vidjeti na Zemlji ponekad i bez teleskopa.[2] Mogu se kretati brzinom od nekoliko 100 m/s.

Zbog jake magnetske aktivnosti, Sunčeve pjege povezane su i s koronalnim lukovima, Sunčevim bakljama i koronalnim izbačajem masa, koji nastaju iz okolnih aktivnih područja. Slična pojava je primijećena i na nekim zvijezdama, pa su to zvjezdane pjege. [3]

Promjenjivost Sunčevih pjega[uredi VE | uredi]

Broj Sunčevih pjega brzo raste i zatim sporo opada, u nepravilnom ciklusu od otprilike 11 godina. Neki periodi od 11 godina imaju više, a neki manji broj Sunčevih pjega. Tako je primjećeno da od 1900. do 1960-ih godina, broj Sunčevih pjega raste, dok od 1960-ih godina do danas, je u opadanju. Prosječan broj Sunčevih pjega je sličan unazad 8 000 godina. [4]

Broj Sunčevih pjega je u uzajamnoj vezi sa Sunčevim zračenjem, a mjerenja traju od 1979. sa umjetnih satelita. Budući su Sunčeve pjege tamnija područja s manjom temperaturom, onda se očekuje da će za vrijeme povećanog broja Sunčevih pjega i Sunčevo zračenje biti manje, a time i Sunčeva konstanta. Ipak, mjerenja su pokazala da to nije točno, jer okolna područja Sunčevih pjega svijetle sjajnije, pa su i toplija; i konačno za vrijeme povećanog broja Sunčevih pjega je i Sunčevo zračenje veće. Promjene Sunčevog zračenja za vrijeme 11 godišnjeg ciklusa je malo, samo 0,1 % (srednja vrijednost Sunčeve konstante je 1 366 W/m2). [5] [6]

Za vrijeme Maunderovog minimuma, od 1645. do 1715., broj Sunčevih pjega je bio vrlo mali, i podudarao za s vrlo hladnim periodom vremena, pa se to doba i zove Malo ledeno doba.

Povijesne činjenice[uredi VE | uredi]

Sunčeve pjege u zadnjih 400 godina
Sunčeve pjege u zadnjih 11 000 godina
Broj Sunčevih pjega u zadnjih 70 godina i procjena za slijedeće razdoblje. 2011. se očekuje maksimum, ali u stvarnosti je još uvijek minimum.

Prethistorijski dokazi[uredi VE | uredi]

Proučavanjem statigrafskih podataka (statigrafija je grana geologije koja proučava slojeve stijena), došlo se do zaključka da su Sunčevi ciklusi aktivni već stotinama milijuna godina, ako ne i duže. Proučavanjem godišnjih sedimentnih stijena iz doba prakambrija (prije 4 500 00 000 godina), vidjelo se da i u to doba su postojali Sunčevi ciklusi od otprilike 11 godina, sa pojačanim Sunčevim zračenjem. [7] [8]

Proučavanjem godova na deblu drveća, došlo se do slike o prošlim Sunčevim ciklusima, na osnovu izotopa ugljika C-14 i to zadnjih 11 400 godina, budući da nije bilo direktnih promatranja.

Rana promatranja[uredi VE | uredi]

Prvi zapis o promatranju Sunčevih pjega potječe iz 364. pr. Kr., na osnovu komentara kineskog astronoma Gan De, u katalogu zvijezda. Oko 28. pr. Kr., kineski astronomi su redovito pratili Sunčeve pjege. [9]

Prvi zapisi u Europi potječu iz 807., od svećenika Adelmusa, koji je primjetio Sunčeve pjege vidljive 8 dana.[10] Velike Sunčeve pjege primjetio je i Karlo Veliki 813. Galileo Galilei je prvi ispravno objasnio tu pojavu 1612.

17. i 18. stoljeće[uredi VE | uredi]

Velika skupina Sunčevih pjega snimljena 2004.

Sunčeve pjege je prvi promatrao teleskopom engleski astronom Thomas Harriot 1610. Zbog Sunčevih pjega je došlo do žestokih znanstvenih rasprava u to vrijeme, jer se to suprostavljalo mišljenju Aristotela o savršenim, nepromjenjivim nebeskim kuglama.

Bošković je u svom djelu O Sunčevim pjegama (1736.) objavio originalnu metodu određivanja brzine vrtnje Sunca na temelju bilježenja tri položaja jedne pjege.
U petom svesku Djela koja se odnose na optiku i astronomiju (1785.) opisao je i kako se s pomoću određivanja tri položaja jedne pjege mogu odrediti kut inklinacije između ravnine ekliptike i ekvatorske ravnine Sunca i ekliptička longituda uzlaznoga čvora Sunčeva ekvatora. Dao je i primjere tih izračuna na temelju stvarnih podataka koje je je izmjerio 1777. Njegov je izračun brzine vrtnje Sunca (siderički period vrtnje Sunca 26,77 dana) vjerodostojan i danas. U znanstvenopopularnom djelu pisanom u stihovima Pomrčine Sunca i Mjeseca (1760.) opisujući Sunčeve (Titanove) pjege napisao je:

  • Sjajno mu nagrđuju čelo. Jer bilo da nastanu nove
  • Njemu nasred lica ili pjege, njih više, u jednu da se spoje.
  • Ili se kidaju, deru pa više ih bude iz jedne
  • One u isto vrijeme na isti odlaze dio
  • Neba, vidimo ih uvijek u krugu koncentrično kružeć
  • Te se oko Titana po srijedi jednodušno vrte. [11]

19. stoljeće[uredi VE | uredi]

Promjenjivost broja Sunčevih pjega prvi je primjetio Samuel Heinrich Schwabe između 1826. i 1843. Godine 1859. primijećeno da se u razdoblju povećane Sunčeve aktivnosti javljaju i Sunčeve baklje, jer su te godine doživljeli i geomagnetsku oluju, ometanje telegrafskih linija i pojavu polarne svjetlosti sve do Havaja, Kube i Italije. Rudolf Wolf je za kvantitativno određivanje Sunčeve aktivnosti uveo Wolfov relativni broj Sunčevih pjega.

Wolfov relativni broj[uredi VE | uredi]

Vista-xmag.pngPodrobniji članak o temi: Wolfov relativni broj

Wolfov relativni broj je broj Sunčevih pjega i skupina Sunčevih pjega opaženih na površini Sunca u nekom periodu (danu, mjesecu):

R = k \cdot (10 \cdot g + s) \,

gdje je:

  • s - broj pojedinačnih Sunčevih pjega koji se u periodu promatranja nalazi na vidljivoj strani Sunca,
  • g - broj skupina Sunčevih pjega, i
  • k - koeficijent koji ovisi o osjetljivosti astronomskoga instrumenta i drugim uvjetima opažanja. [12]

Nazvan je po švicarskom astronomu R. Wolfu. Promjena Wolfova relativnoga broja tijekom vremena sukladna je periodičnim (najčešće između 9,5 i 11 godina) promjenama Sunčeve aktivnosti. [13]

21. stoljeće[uredi VE | uredi]

Od 2007. do 2009. primijećeno je da je broj Sunčevih pjega puno manji od prosjeka.[14] U prosincu 2009. pojavila se veća skupina Sunčevih pjega, ali to je još uvijek ispod prosjeka. [15]

Fizika[uredi VE | uredi]

Za Sunčeve se pjege pretpostavlja da su vidljivi dvojnik cijevi magnetskog toka, koji nastaje u konvektivnoj zoni Sunčeve jezgre, koje se uvijaju zbog diferencijalnih rotacija. Kada jačina magnetskog toka dođe do odredene granice, on se počne uvijati i buši Sunčevu površinu. Konvekcija ili prenošenje plazme je smanjeno na tim mjestima, pa je i temperatura Sunčeve pjege niža.

Wilsonov učinak govori nam da su Sunčeve pjege ustvari uleknuća na Sunčevoj površini. Zeemanov učinak govori da Sunčeve pjege uvijek dolaze u parovima, a u stvarnosti dolaze u skupinama. Magnetski pritisak teži da smanji koncentraciju polja, tako da se Sunčeve pjege teže rasprše, a to traje danima, pa i tjednima. Najnovija 3D istraživanja sa svemirske letjelice SOHO pokazala su da Sunčeve pjege nalikuju tornadu ili tropskoj oluji.

Ciklus aktivnosti Sunčevih pjega traje u prosjeku 11 godina. Točka najvećih aktivnosti Sunčevih pjega naziva se Sunčev maksimum, dok točka najmanjih Sunčevih aktivnosti Sunčevih pjega naziva se Sunčev minimum. U početku Sunčevog ciklusa, Sunčeve se pjege pojavljuju na 30º do 45º sjevernih i južnih zemljopisnih širina Sunca, zatim se spuštaju prema ekvatoru, do prosječno 15 º kod Sunčevog maksimuma, a nakon toga se spušta do 7 º zemljopisnih širina – i to se naziva Spörerov zakon.

Promatranje Sunčevih pjega[uredi VE | uredi]

Sunčeve pjege promatraju se s tla ili iz orbita Zemlje, sa Sunčevim teleskopima. Ti teleskopi rabe filtre ili projekciju na neku podlogu, a postoje i kamere s filtrima. Postoje posebni alati za praćenje Sunčevih pjega kao spektroskopi ili spektrohelioskopi. Izravno gledanje u Sunce vrlo je opasno, za amatere je preporučljivo rabiti projekciju na drugim podlogama. Za izravno gledanje kroz teleskop potrebno je imati vodik-alfa širokopojasni filtar ili prigušeni filtar na staklu s aluminijskom presvlakom (nalikuju ogledalu).

Primjena[uredi VE | uredi]

Zbog svoje povezanosti s ostalim Sunčevim aktivnim područjima, praćenje njihove aktivnosti pomaže u prognozi stanja ionosfere, a time i prijenosa kratkovalnih radio valova i satelitskih komunikacija.

Izvori[uredi VE | uredi]

  1. Sunčeva pjega, [1] "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2015.
  2. [2] harvard.edu
  3. press release 990610, K. G. Strassmeier, 1999., University of Vienna, "Starspots vary on the same (short) time scales as Sunspots do"
  4. Solanki SK, Usoskin IG, Kromer B, Schüssler M, Beer J., 2004., "Unusual activity of the Sun during recent decades compared to the previous 11,000 years", journal=Nature, [3]
  5. "Solar Forcing of Climate" [4]
  6. Spencer Weart: "Changing Sun, Changing Climate?", [5]
  7. "Solar affinity of sedimentary cycles in the late Precambrian Elatina Formation" Williams G.E., 1985.,journal=Australian Journal of Physics
  8. "Digging down under for sunspots" Reed Business, 1981., journal=New Scientist [6]
  9. "Early Astronomy and the Beginnings of a Mathematical Science", 2007., University of Cambridge, [7]
  10. "A Few Pre-Copernican Astronomers" Wilson E. R., 1917., journal=Popular Astronomy
  11. Roman Brajša, Tatjana Kren i Davor Krajnović, Sunčeva pjega, Leksikon Ruđera Boškovića str. 128-129 ISBN 978-953-268-020-1
  12. personal reduction coefficient K
  13. Wolfov relativni broj, [8] "Hrvatska enciklopedija", Leksikografski zavod Miroslav Krleža, www.enciklopedija.hr, 2015.
  14. "Are Sunspots Disappearing?" Phillips Tony, 2009., [9]
  15. "What's wrong with the sun?", 2010., Stuart Clark [10]

Vanjske poveznice[uredi VE | uredi]