Týdeník věnovaný aktualitám a novinkám z fyziky a astronomie.
Vydavatel: AGA (Aldebaran Group for Astrophysics)
Číslo 7 – vyšlo 16. února, ročník 2 (2004)
© Copyright Aldebaran Group for Astrophysics
Publikování nebo šíření obsahu je zakázáno.
ISSN: 1214-1674,
Email: bulletin@aldebaran.cz

Nové maximum sluneční aktivity?

Jiří Hofman

Jistě nebudeme přehánět, když nazveme Slunce naším životadárcem. Jen zlomeček, dvoumiliontina promile, jeho zářivého výkonu nám stačí, abychom mohli na naší planetě úspěšně žít. Jakákoliv větší změna tohoto výkonu by měla pro nás fatální důsledky. Změny výkonu v menším měřítku jsou ale běžným jevem. Sluneční aktivita se periodicky snižuje a zvyšuje během jedenáctiletého cyklu, který má řadu doprovodných nebo následných jevů. Pozorujeme tak například změny počtu slunečních skvrn na slunečním kotouči, ale zaznamenáváme i proměny v četnosti výskytů polárních září. I když mezi slunečními skvrnami a polárními zářemi není bezprostřední souvislost, jejich počty se v dlouhodobějších průměrech spolu velmi dobře kryjí. Podobně se dá sluneční aktivita zrekonstruovat z koncentrací některých radionuklidů v látkách na Zemi.

Slunce - nám nejbližší hvězda, ve Vesmíru vcelku tuctová. Je od naší Země zhruba 150 milionů km daleko, její průměr činí o něco méně než procento této vzdálenosti. Teplota na jejím povrchu dosahuje asi 5780 K. Září výkonem 4×10²⁶ W, což odpovídá tepelnému výkonu 70 000 000 000 000 000 Temelínů. Spálí při tom 700 milionů tun vodíku každou sekundu.

Sluneční skvrna - oblast na slunečním povrchu s intenzivní magnetickou aktivitou, díky které má nižší teplotu než okolí (méně než 5000 K). Jsou to viditelné projevy trubic magnetických toků v konvektivní zóně. Ačkoli jsou ve skutečnosti velmi jasné, v porovnání s okolím se jeví jako tmavé. V UV oboru jsou ale naopak světlejší než okolí. Někdy mají i 50 tisíc km v průměru. Vyskytují se většinou ve skupinách a můžeme je dělit podle toho, ke kterému konci magnetické silokřivky patří. Poprvé byly pozorovány v roce 1611.

Wolfovo číslo, Curyšské číslo (WSN - Wolf Sunspot Number, Zurich Number) - číslo zahrnující počet slunečních skvrn a jejich skupin pro daný den na Slunci. Číslo je dáno vztahem R_z = k (10G + N), kde G označuje počet skupin skvrn, N celkový počet skvrn ve všech skupinách a k je korekční faktor kompenzující různé pozorovatelské techniky a přístroje. Curyšské se mu říká proto, že Rudolf Wolf, který ho v roce 1848 zavedl, působil na observatoři v Curychu.

Počet skupin slunečních skvrn (GSN - Group Sunspot Number) - novější číslo zavedené roku 1998. Počítá se podle formule R_g = (12,08/n) ∑K_iG_i, kde G_i je počet skupin slunečních skvrn zaznamenaných i-tým pozorovatelem, K_i je jeho individuální korekční faktor, n je počet pozorovatelů pro daný den a 12,08 je normalizační konstanta škálující R_g na R_z.

Sluneční cyklus - přibližně jedenáctiletý základní cyklus v životě Slunce. Během něho se periodicky mění počet slunečních skvrn i samotný sluneční výkon. Poprvé o něm pro nás napsal Heinrich Schwabe v roce 1843, i když objeven byl už v 70. letech 18. století Christianem Horrebowem, jehož práce ale bohužel zapadla.

Motýlový diagram (Butterfly Diagram) - diagram znázorňující polohy skvrn pro každou otáčku. Je na něm krásně vidět, jak na začátku jedenáctiletého cyklu skvrny vznikají v okolí 30. stupně šířky a později se stěhují k rovníku. Jednotlivé cykly se překrývají.

Maunderovo minimum - období odpovídající zhruba rokům 1645 až 1715, kdy sluneční skvrny byly výjimečně vzácné a sluneční cyklus byl velmi potlačen. Časově odpovídá takzvané Malé době ledové, kdy se prokazatelně alespoň severní polokoule Země ochladila. Podle posledních výzkumů se Slunce v té době zřejmě zvětšilo a zpomalila se jeho rotace.

Sluneční skvrny

Sluneční skvrny v metrovém slunečním teleskopu SST
(Royal Swedish Academy of Sciences).

Ročně zprůměrované počty slunečních skvrn v letech 1610 až 2000. V levé části si všimněte nápadného poklesu sluneční aktivity – Maunderova minima (NASA/Marshall Space Flight Center).

Motýlový diagram (NASA/Marshall Space Flight Center).

Sluneční aktivita a její projevy

Znalost počtu slunečních skvrn v historii je důležitá jak pro výzkum chování Slunce a hvězd obecně, tak výzkum klimatu a počasí na Zemi. Takzvané Wolfovo číslo se celkem spolehlivě měří od poloviny 18. století (čísla z doby před jeho zavedením se vypočítala zpětně z provedených měření), méně spolehlivé záznamy máme již od 17. století. Číslo velmi dobře odpovídá sluneční aktivitě, to znamená jeho magnetické aktivitě a zářivému výkonu. Nás zde bude zajímat hlavně tento výkon, jehož dlouhodobější změna má na nás přímý důsledek v podobě změny průměrné teploty na Zemi.

V záznamech o sluneční aktivitě lze vysledovat i delší periody než jedenáctileté. Dlouhotrvající trend v amplitudě jedenáctiletých cyklů je známý jako Gleissbergův cyklus. Není to cyklus v pravém slova smyslu, spíše modulace obálky základních cyklů s proměnnou dobou opakování 60 až 120 let. Dokonce lze najít ještě delší cykly. V tomto případě si už nevystačíme s přímým pozorováním počtu slunečních skvrn a musíme sáhnout po měření důsledků změny sluneční aktivity, které se zachovaly na Zemi. Jsou to cykly o délkách 205 až 210, 600 až 700 a 2000 až 2400 let. Samotný jedenáctiletý cyklus má základ ve dvaadvacetiletém Haleově cyklu, během kterého se dvakrát převrátí polarita magnetického pole celého Slunce.

Slunce svým zářením přímo ovlivňuje klima na Zemi. Protože pozemské klima má značnou setrvačnost, jedenáctiletý cyklus nebo jeho mírné poruchy nelze v počasí většinou přímo pozorovat. Z dlouhodobějšího hlediska i poměrně malá změna zářivého výkonu Slunce může vést k těžkým důsledkům na klima Země. Ačkoli záhada dob ledových není ještě zcela vysvětlena, má se podle některých hypotéz za to, že snížená sluneční aktivita mohla být jednou z jejich příčin.

Pozemské klima v posledním tisíciletí

Nyní si zajděme na procházku pozdějšími dějinami zemského klimatu. Přeskočíme tedy doby ledové a začneme se o klima zajímat na přelomu 1. a 2. tisíciletí našeho letopočtu. V tu dobu Vikingové vyrážejí na své objevné plavby do Grónska a až na východní pobřeží dnešní Kanady. Už to, že pojmenovali pro nás ledový ostrov Grónskem (Zelená země), je velmi zvláštní. V té době, a ještě několik dalších století po té, ale bylo možno podle záznamů a nálezů na jeho pobřeží pást dobytek. V Anglii se zas pěstovala vinná réva. Dnes toto období nazýváme Středověkým klimatickým maximem.

Ve 14. století se začalo ochlazovat. Kolonie v Grónsku začaly vymírat, zimy v Evropě se staly tvrdšími. Malá doba ledová, jak jsme toto období pojmenovali, trvala až do poloviny 19. století. Připisuje se jí i častá zamrzání holandských kanálů a zvětšování alpských ledovců. Obě tyto klimatické epochy, oteplení i ochlazení, lze pozorovat na letokruzích stromů rostoucích v té době.

Od té doby, již 150 let, pozorujeme postupné oteplování. Často je připisováno lidské činnosti, hlavně skleníkovému efektu - vyššímu obsahu CO₂ v atmosféře. Že to nemusí být tak jednoduché, zkusili ukázat vědci z finské Univerzity v Oulu a německého Institutu Maxe Plancka v čele s Ilyou Usoskinem.

Rekonstrukce počtu slunečních skvrn za poslední tisíciletí

Usoskinův tým využil měření koncentrací radionuklidu berylia ¹⁰Be v polárních ledovcích v Grónsku a Antarktidě, čímž mohl změřit sluneční aktivitu i mnoho století před okamžikem, kdy člověk otočil ke Slunci první dalekohled. Díky šumu v datech nelze rekonstruovat počty slunečních skvrn pro každý rok, ale jen jejich průměr pro jedenáctiletý cyklus.

Rekonstrukci čísla vědci provedli v pěti krocích.

Z měření koncentrace ¹⁰Be určili tok kosmického záření do horních vrstev zemské atmosféry.
Zdroj kosmického záření je mimo Sluneční soustavu a jeho průměrná intenzita je známa. K nám prochází skrz heliosféru, která je tvořena magnetickým polem Slunce. Pomocí modelu průchodu kosmického záření heliosférou určili, jak bylo kosmické záření ovlivněno tímto průchodem, tzv. modulační intenzitu.
Modulační intenzita samozřejmě závisí na toku magnetického pole Slunce, který je z ní možné v principu určit. Jedná se o tok pole do otevřeného prostoru, nikoli o lokální uzavřené toky při povrchu Slunce.
Z toku magnetického pole Slunce určili intenzitu zdroje tohoto magnetického pole, tzv. zdrojový člen.
Z velikosti zdrojového členu odhadli sluneční aktivitu a tím také počet slunečních skvrn.

Takto získaná data pro období od roku 1700 do roku 1940 porovnali se skutečnými počty slunečních skvrn, jak byly tehdy naměřeny při každodenním pozorování, aby mohli tuto složitou nelineární závislost nakalibrovat. To se povedlo a tak přistoupili k odhadování čísel hluboko do středověku, až do roku 850. Všechna data porovnávali i se staršími výsledky získanými pomocí měření koncentrací radionuklidu ¹⁴C v letokruzích stromů.

Rekonstrukce počtů slunečních skvrn z koncentrací ¹⁰Be z ledovců v Antarktidě (červená) a Grónsku (zelená). Odpovídající profily jsou omezeny vlastními výsledky rekonstrukce (horní obálka k vystínované oblasti) a upravenými rekonstruovanými hodnotami (podrobnosti v [1,2]). Tlustá černá čára ukazuje skutečně naměřené GSN od roku 1610 a tenká modrá čára přeškálovanou koncentraci ¹⁴C v letokruzích stromů, opravených o kolísání geomagnetického pole. Svislé šipky znázorňují polohy velkých minim a maxim: Daltonova minima (Dm), Maunderova minima (Mm), Spörerova minima (Sm), Wolfova minima (Wm), Oortova minima (Om) a Středověkého maxima (MM). Časový posun ¹⁴C je způsoben jeho dlouhým časem útlumu. (Graf převzat z [1].)

Jak je vidět z grafu, ve 20. století prudce narostla sluneční aktivita na hodnoty neznámé během předešlých 1 100 let. Pokud zároveň uvážíme, že velká minima velmi dobře odpovídají Malé době ledové, respektive Středověké maximum odpovídá Středověkému klimatickému maximu, pak nám vyplývá, že i ve 20. století se muselo oteplit. A to dokonce mnohem víc, než kdykoli předtím ve více než tisícileté historii.

Odkazy