Sluneční skvrny

Wilsonův jev (efekt)

• lze pozorovat při amatérském pozorování

• podle skotského astronoma Alexandera Wilsona

  • zjistil, že při pohybu sluneční skvrny od středu k okraji disku se mění vzhled penumbry tak, jako kdyby to byla jáma s tmavým dnem a šikmými stěnami

  • nastává asi u 75 % slunečních skvrn.

  • stručně jde o zdánlivé zploštění skvrny při okrajích disku

    • proč? protože Slunce je koule

Relativní (Wolfovo) číslo slunečních skvrn

• z počtu skvrn a počtu skupin lze určit, jak je Slunce aktivní

• r. 1848 zavedl Rudolf Wolf „relativní číslo“ slunečních skvrn

  • číslo je jedním z ukazatelů sluneční aktivity

• vypočteme ho pomocí vzorce: R = 10 · G + g

  • G = počet skupin slunečních skvrn na kotouči Slunce

  • g = počet slunečních skvrn na kotouči Slunce

  • není-li na Slunci žádná skvrna → relativní číslo = 0

  • při velmi vysoké sluneční aktivitě může přesáhnout i 300

• nevýhoda: relativní číslo se může skokem měnit

  • proč: skupina slunečních skvrn zmizí za okrajem disku

  • sluneční aktivita se nijak výrazně nemění, ale není možné skvrny pozorovat

Graf změn relativního čísla od roku 1749

Červeně jsou označena čísla slunečních cyklů

Modrá čísla nad cykly udávají maximální průměrnou měsíční hodnotu relativního čísla

Objev slunečních skvrn

• první zmínku o skvrnách přinesl

Johannes Fabricius (9. 3. 1611)

• Thomas Harriot je ale pozoroval dříve (8. 12.1610)

• „dílo“ je přesto přiřazeno Johannesovi,

protože Thomas neuvedl žádné zprávy

• Fabricius skvrny pozoroval společně s jeho otcem

• měli velké štěstí, že nepřišli o zrak

  • pozorovali Slunce přímo

• další pozorovatelé, kteří se o to pokusili před Fabriciusem, ale bez záznamu: Galileo Galilei Christoph Scheiner, Johannes Baptista Cysat

• Pozorování slunečních skvrn napomohlo

  • ke studiu rotace Slunce

  • objevu 11 letého cyklu sluneční aktivity

Co nám musí být jasné před pozorováním a zakreslováním slunečních skvrn?

1. Slunce zakreslujeme do protokolů - kruhu o průměru 25 cm, případně 12,5 cm

2. Dalekohled na kterém zakreslujeme, by měl mít paralaktickou montáž s pohonem

3. Dalekohled by měl mít průměr objektivu alespoň 5 cm

4. Ohnisková vzdálenost objektivu by měla být alespoň 80 cm

5. Snažíme maximálně eliminovat přímé i boční světlo - použitím clony nebo závěsu

6. Průměr obrazu v projekci by měl mít ideálně 25 cm, případně 12,5 cm

7. K zákresu se používá formulář, tužka s mikrotuhou 0.5 mm, pastelka

8. Maximální využití denní doby - nejlepší pozorovací podmínky bývají ráno po východu Slunce a večer před západem (v dostatečné výšce nad obzorem)

• nejkvalitnější obraz bývá v době, kdy pozorujeme na obloze slabý zákal

Klasifikace slunečních skvrn

1. Curyšská

• charakterizuje vývoj skupiny způsobený změnami intenzity místního magnet. pole

• zavedl ji v r. 1938 M. Wiedermeier za účelem předpovědi slunečních erupcí

• jako ideální pomůcka pro předpovědi erupcí se neosvědčila a byla nahrazena