Plamy słoneczne nie tylko na zdjęciach

Plamy słoneczne nie tylko na zdjęciach

Autor: Szymon Drywa

Opiekun: Mirosław Regliński (nauczyciel fizyki)

Praca została opublikowana w czasopiśmie naukowym „Foton”

Instytutu Fizyki Uniwersytetu Jagielońskiego; rok szkolny 2022/23

Plamy słoneczne

Na powierzchni gwiazd można dostrzec różne procesy, jednym z nich jest efekt występowania plam słonecznych. Plamy słoneczne to struktury przybierające kształt kolisty, w których można wyróżnić dwa obszary umbrę i penumbrę (zwane również cieniem i półcieniem). Charakteryzują się one temperaturą o około 1300°C niższą od otaczającej jej plazmy, a w skutek kontrastu z bardzo jasną fotosferą wydają się nadzwyczaj ciemne. Plamy słoneczne pojawiają się, a następnie stopniowo zanikają. Cykl trwania ich „życia” to od zaledwie jednego dnia do nawet kilku miesięcy. W ciągu tego czasu niektóre plamy osiągają ogromne rozmiary, nawet kilkanaście razy większe od średnicy Ziemi.

Rys. 1: Umbra i penumbra ukazane na powierzchni słonecznej.

Źródło [1]

Aktywność słoneczna

Ilość plam słonecznych jest zmienna w czasie, ale ta zmienność jest periodyczna i dlatego można mówić o cyklu słonecznym, trwającym około 11 lat. Do opisania aktywności słonecznej wykorzystuje się tzw. liczbę Wolfa. Wielkość tą oblicza się w oparciu o równanie (1).

gdzie:

R – liczba Wolfa (średnia aktywność słoneczna)
k – statystyczny współczynnik korygujący (dzięki korekcie można uwzględniać warunki atmosferyczne, a także rodzaj wykorzystanego teleskopu)
g – widzialna liczba grup plam czyli obszary plam słonecznych
p – widzialna liczba ognisk plam ( pojedyncze ogniska i pory)

Cykl słoneczny charakteryzuje się takimi zjawiskami jak minimum oraz maksimum słoneczne – stany te to odpowiednio okres niskiej aktywności i względnie wysokiej aktywności słonecznej. Różnią się one intensywnością występowania plam słonecznych oraz innych zjawisk obserwowanych w fotosferze Słońca takich jak: pochodnie i protuberancje.

Aby określić w jakim momencie cyklu słonecznego aktualnie znajduje się Słońce potrzebne jest wyznaczenie liczby Wolfa dla tego okresu czasu. Wymaga to pogrupowania i klasyfikacji skupisk plam słonecznych do poszczególnych typów. W tym celu zastosowałem klasyfikację z Zurychu zamieściłem w tabeli 1.

Tabela 1: Klasyfikacja grup plam słonecznych

Typ	Opis	Ewolucja
A	Jednobiegunowe. Por lub mała grupa porów bez półcienia.	Pojedynczy por lub więcej porów pojawiających się bardzo blisko siebie, w dowolnym miejscu na powierzchni Słońca między 5° a 40° szerokości heliograficznej.
B	Dwubiegunowe. Większa grupa porów bez półcienia, zwykle rozciągnięta na kierunku wschód-zachód.	Jeden lub więcej porów pojawia się na wschód lub zachód od poprzedniej grupy (układ dwubiegunowy). Liczba porów wzrasta w rejonie miejsca, gdzie pojawił się pierwszy i drugi por
C	Dwubiegunowe. Plama z półcieniem i z grupą porów.	Niektóre z porów na krańcach grupy inicjują powstanie półcienia. Najbardziej na zachód położony por często staje się plamą (plamą główną).
D	Dwubiegunowe. Dwie lub więcej plam z porami pomiędzy nimi. Rozpiętość grupy to mniej niż 10° heliograficznych.	Jedna lub więcej plam powstaje na krańcu przeciwległym do tego, na którym powstała pierwsza. Pomiędzy plamami powstają nowe pory; pory mogą powstawać także w obrębie plam.
E	Dwubiegunowe. Grupy plam i pośrednich porów. Rozpiętość grupy między 10º a 15º heliograficznych.	W strefie pośredniej tworzą się plamy, a rozpiętość grupy rośnie. Na krańcach grupy mogą powstawać nowe plamy. Rozpiętość przynajmniej 10°. Na tej samej szerokości, lecz na przeciwnej półkuli może pojawić się nowy układ.
F	Dwubiegunowe. Grupa plam i pośrednich porów. Plamy rozległe i złożone. Rozpiętość grupy przekracza 15º heliograficznych.	Grupa nadal rozrasta się w sposób nieregularny. Pojawiają się projekcje porów i jasne mostki. Plamy są nieregularne i gwałtownie zmieniają kształty. Dwubiegunowość zanika i pojawia się wielobiegunowość. To punkt szczytowy rozwoju. Rozpiętość grupy wynosi przynajmniej 15°.
G	Dwubiegunowe. Rozkład grupy – plamy krańcowe bez porów pośrednich Rozpiętość grupy poniżej 10° heliograficznych.	Zaczyna się rozkład grupy. Znikają pory i plamy pośrednie, plamy krańcowe zaokrąglają się i powraca dwubiegunowość. Rozpiętość grupy około 10º.
H	Jednobiegunowe. Plama z półcieniem o rozpiętości ponad 2,5º heliograficznych.	Znikają pory i plamy na jednym z krańców, zanika dwubiegunowość; pozostaje jedna lub więcej plam z porami lub bez, skupionych w jednym miejscu. Rozpiętość grupy ponad 2,5°.
J	Jednobiegunowe. Plama z półcieniem o rozpiętości poniżej 2,5º heliograficznych.	Jedna lub dwie plamy, zwykle bez porów w pobliżu, o rozpiętości poniżej 2,5°.

Źródło [2]

Magnetyzm plam słonecznych

Amerykański astronom C.A. Young zauważył, że niektóre linie fal widmowych plam ulegają rozdwojeniu lub nawet rozszczepieniu. Dopiero 16 lat później G.E. Hale zasugerował, że przyczyną rozszczepienia linii widmowych fal elektromagnetycznych jest pole magnetyczne plam. Sugestia Hala została potwierdzona eksperymentalnie przez P. Zeemana (obecnie nazywa się to efektem Zeemana). Dzięki tym odkryciom wiadomo, że natężenie pola magnetycznego w plamach słonecznych jest nawet kilka set razy większe niż na obszarach pozbawionych plam.

Plamy słoneczne najczęściej pojawiają się w parach, które są dwubiegunowe. W wyniku zmiany biegunowości plam z północnej na południową i odwrotnie cykl zmienności magnetycznej jest dwa razy dłuższy od cyklu słonecznego i trwa 22 lata.

Plamy słoneczne są doskonałym narzędziem do pomiaru aktywności słonecznej, dzięki nim można opisać zmiany fotosfery oraz korony słonecznej na przestrzeni miesięcy, lat, dekad, a nawet setek lat (badanie przyrostów słojów drewna). W wyniku obserwacji rodzimej gwiazdy, jesteśmy w stanie przeprowadzać różnorakie badania i analizy procesów zachodzących w gwiazdach oraz budować modele fizyczne gwiazd.

Dzięki tym obserwacjom można opracować procedury ochrony np. satelitów okrążających Ziemię i Słońce, gdyż podczas maksimum słonecznego satelity są narażone na burze słoneczne, które mogą doprowadzić do ich uszkodzenia. Burze słoneczne także wpływają na magnetosferę Ziemi, w konsekwencji pojawiają się burze geomagnetyczne.

W artykule przedstawiam wyniki obserwacji zmian aktywności słonecznej – analizowałem zmiany ilości plam i zmiany położenia plam słonecznych.

Zmiany położenia plam słonecznych

Na podstawie obserwacji ruchu plam słonecznych można stwierdzić, że poszczególne fragmenty powierzchni słońca poruszają się z różną prędkością. Ponadto podczas trwania cyklu słonecznego plamy zmieniają współrzędne szerokości heliograficznej. Na początku cyklu plamy pojawiają się na szerokościach heliograficznych 36°, następnie plamy dążą do równika gwiazdy – określa to prawo Spörera. Maksimum słoneczne przypada na okres kiedy plamy znajdują się na szerokości 16°a minimum na szerokościach 7°. Następnie cały cykl się powtarza.