Záhada neposkvrněného Slunce vyřešena?

Rekordy lámající sluneční minimum
Kolem roku 2009 bylo lidstvo svědky nebývale hlubokého minima sluneční aktivity. Na Slunci se neobjevila žádná skvrna plných 260 dní v kuse a v průběhu minima vědci napočítali mezi lety 2004 a 2010 celých 820 dní bez výskytu jediné skvrny ve sluneční fotosféře. Přitom obvyklý průměr vycházející ze soustavného pozorování slunečních minim přibližně od poloviny 18. století činí 486 dní beze skvrn. Podobně hluboká minima se za tu dobu odehrála jen několikrát, naposledy v roce 1910. Nedávné minimum se tedy bez nadsázky označuje jako stoleté.

Během slunečního minima se oslabilo magnetické pole Slunce, což vedlo ke snazšímu proniknutí kosmického záření do vnitřních částí sluneční soustavy. Svrchní vrstvy zemské atmosféry se ochladily a tím pádem smrštily. Podobný proces nejspíše vedl v minulosti ke vzniku tzv. malé doby ledové. Indičtí vědci z Institutu pro vzdělání a výzkum v Kalkatě tvrdí, že nejspíš vědí, proč aktivita v podobě výskytu skvrn tak utichla.

Odpovědi proudí pod povrchem
Počet skvrn poměrně pravidelně kolísá v průběhu 11letého slunečního cyklu. Procesy v magnetickém poli Slunce a tudíž i při vzniku slunečních skvrn souvisí se třemi jevy – magnetickým dynamem nacházejícím se mezi vnějším slunečním jádrem a konvektivní vrstvou, Velkým konvektivním pásem plazmatu a vývojem samotného magnetického pole skvrn. Přitom asi nejdůležitější jsou procesy spojené se středním článkem celého řetězce – tzv. Velkým konvektivním pásem. Ten podobně jako oceánské proudy na Zemi cestuje od rovníku Slunce k pólu na povrchu, u pólů se ponoří a cestuje zpátky k rovníkovým oblastem, kde se opět stáčí k povrchu naší mateřské hvězdy. Přitom rozkládajícím se slunečním skvrnám doslova smete jejich magnetické pole a snese je o 300 000 kilometrů níže, kde je magnetické dynamo zesílí a v podobě nových skvrn pošle k povrchu jako korek na vodě. Tyto smyčky proudů pak hrají zásadní roli při 11letém cyklu sluneční aktivity.

Proudění Velkého konvektivního pásu a slunečního dynama

Podle nového modelu příčiny nedávného hlubokého minima začaly již v roce 1990 při vzestupu 23. slunečního cyklu. Velký konvektivní pás strhával pole zanikajících skvrn příliš rychle a nedostatečně zesílená pole pak po kontaktu s dynamem zanikala rychleji, než se dostala ke sluneční fotosféře. Pás se kolem roku 2000 opět zpomalil, takže procesy zesílení se opět ustavily do normálu, ale deficit z předchozího desetiletí se tím nevymazal. Nových skvrn bylo pomálu. A po vrcholu 23. cyklu kolem roku 2003 se množství slunečních skvrn začalo rapidně zmenšovat.

Vědci se nyní soustředí na použití nového modelu k hlubšímu porozumění tzv. Maunderovu minimu. Během něj se mezi lety 1638 a 1715 na Slunci neobjevila téměř žádná sluneční skvrna a podnebí na Zemi bylo chladnější.

Noční svítící oblaka 13. července 2009 nad Sečskou přehradou

Všechno souvisí se vším
Při rekordně nízké sluneční aktivitě se v roce 2009 „dařilo“ jinému fenoménu, jehož jsme mohli být i v České republice nejednou svědkem. Šlo o četný výskyt zvláštní řídké oblačnosti známé jako noční svítící oblaka. Tato oblaka vznikají ve výšce kolem 85 kilometrů ve vrstvě atmosféry zvané mezosféra. Vždy kolem letního slunovratu se v mezosféře nad severní polokoulí ustálí teplota na nejnižší hodnotě kolem -170° C a zůstává stabilní i po několik dní. Z výskytu vodní páry z nižších vrstev atmosféry a také štěpením uhlovodíků se zde utváří vrstva krystalek. Tu Slunce nacházející se pod obzorem nasvěcuje a vytváří tak dojem, že tato mezosférická oblaka svítí, zatímco běžná troposférická oblačnost, nacházející se osmkrát níže, již dávno pobledla. Za vyšší sluneční aktivity však teplotní podmínky v mezosféře nejsou zdaleka tak stabilní a výskyt nočních oblak je proto mnohem vzácnější.

Mimo výskytu nočních svítících oblak se minimum projevilo i mnohem blíže u Slunce, a to v jeho nejsvrchnější obálce zvané koróna. Je známo, že tato vnější obálka, která plynule přechází do meziplanetárního prostoru, silně podléhá tvaru aktuálního magnetického pole Slunce. Její slabý svit k nám přichází prostřednictvím rozptylu světla z nižších vrstev sluneční atmosféry na nabitých částicích pohybujících se v magnetickém poli, zejména pak na volných elektronech. Koróna je tak slabá, že ji lze očima spatřit jen při úplném zatmění Slunce, kdy Měsíc nakrátko skryje oslnivou sluneční fotosféru. Když v červenci roku 2009 nastalo úplné zatmění Slunce, shodou okolností nejdelší v tomto století, mohli vědci poprvé v historii pořídit snímky sluneční koróny v minimu aktivity v nesmírně vysokém rozlišení. V jedné z vědeckých skupin byl i přední český odborník na zpracování digitálních snímků sluneční koróny, prof. Miloslav Druckmüller, který po expedici na Marshallovy ostrovy zpracoval zcela unikátní fotografický záznam.

Sluneční koróna při úplném zatmění 22. července 2009 v době nejhlubšího slunečního minima

Jaké bude vesmírné počasí?
Pokud bude model úspěšný, budou moci vědci v budoucnu mnohem spolehlivěji předpovídat vývoj slunečních cyklů a tedy i průběhu sluneční aktivity. Pomoci jim v tom má především v minulém roce zprovozněná družice SDO (Solar Dynamic Observatory). Ta mimo jiné měří pohyby podpovrchových vrstev plazmatu metodou, jež se odborně nazývá helioseismologie. Tak by se v budoucnu mohl z vysoce kvalitních dat poměrně přesně předpovídat vývoj slunečních skvrn.