Novinky

Na čem pracujeme: Udržely póry sluneční cyklus v době Maunderova minima?

Existence sluneční aktivity, projevující se zejména přítomností slunečních skvrn, je obecně známým faktem. Méně známým faktem může být, že tato aktivita není stálá, že se dlouhodobě mění. Tyto změny jsou dokonce cyklické, s hlavním taktem s délkou přibližně 11 let. Z historie však známe i dlouhá období výrazně snížené aktivity, tzv. velká minima. Nejznámějším je “výpadek” sluneční činnosti mezi roky 1645 a 1715, označovaný jako Maunderovo minimum, který je spojován s celkově chladným klimatem. Současné modely sluneční činnosti mají s existencí dlouhodobých minim principiální problém. M. Švanda z ASU ve spolupráci s kolegy s Francie navrhli elegantní vysvětlení.

V současnosti nejúspěšnější popisy funkce slunečního dynama jsou přímo kriticky závislé na existenci silných koncentrovaných magnetických polí ve sluneční fotosféře, jež vedou ke vzniku slunečních skvrn a dalších jevů aktivity. Nejdůležitějšími jsou magnetická pole bipolární, tedy ta, která v sobě zahrnují plus i minus ve dvou prostorově oddělených oblastech. Odborníci si představují, že taková bipolární oblast vzniká průnikem podpovrchové smyčky magnetického pole fotosférou. V místě, kde smyčka vystupuje nad povrch pozorujeme z definice kladnou polaritu magnetického pole, v místě, kde se tato smyčka vrací pod povrchu Slunce, pak pozorujeme polaritu zápornou. Tyto bipolární magnetické oblasti se ve fotosféře objevují systematicky uspořádaně, bipóly jsou v rámci polokoulí orientovány stejně, jejich orientace je však na severní a na jižní polokouli opačná. V období maxima činnosti díky tomu dochází k přepólování globálního pole, což se projeví změnou orientace polárních magnetických čepiček. Nové magnetické pole je pak připraveno do dalšího cyklu.

Z historie však víme, že během velkých minim bylo skvrn pomálu, z čehož vědci usuzují, že i přítomnost tolik potřebných bipolárních oblastí byla spíše sporadická. Např. v období již zmíněného Maunderova minima bylo za celé více než půlstoletí pozorováno pouhých padesát slunečních skvrn, zatímco za normálních okolností by jich měli pozorovatelé spatřit na padesát tisíc. Historické záznamy nás přesvědčují, že pozorovatelé se na Slunce v té době pravidelně dívali, ale skvrny prostě nenacházeli. Z tohoto období máme k dispozici například pozorovací deníky Flamsteeda, Picarda nebo Hevelia. Sluneční cyklus však nadále probíhal, o čemž nás přesvědčují geomagnetické indexy související s poruchami sluneční aktivity, pozorování polárních září i nepřímá stanovení úrovně aktivity ze zastoupení kosmogenních prvků v ledovcových jádrech.

Michal Švanda ve spolupráci s francouzskými kolegy si uvědomili, že sluneční skvrny nejsou jediným projevem bipolárních magnetických oblastí pozorovatelných ve fotosféře. Zvláštní kategorií fotosférických jevů jsou tzv. póry, tedy v podstatě malé skvrny. Póry mají jednodušší strukturu magnetického pole a obvykle ne příliš velkou životnost, vznikají však podle současných představ stejným mechanismem jako skvrny. Póry jsou obvykle na hranici pozorovatelnosti amatérskými dalekohledy. Autory představované práce tak napadlo, že pokud by v době Maunderova minima byly póry dominantními útvary ve fotosféře Slunce, mohly unikat tehdejším pozorovatelům (kteří disponovali převážně čočkovými dalekohledy s průměrem kolem 5 cm) a sluneční cyklus přesto mohl probíhat standardním způsobem, byť v redukované formě. Ostatně jiné práce z poslední doby naznačují, že během přechodu do nižších úrovní aktivity, jaký pozorujeme v poslední době, roste počet malých skvrn na úkor skvrn velkých.

Ověřit tuto hypotézu přímo je však nemožné. Autoři tedy použili výhodu synoptických pozorování dostupných rutinně z kosmických družic a položili si následující otázku: pokud by se z moderních pozorování smazaly všechny velké skvrny a zůstaly jen póry, zda by byl v těchto pórách k dispozici dostatek magnetického pole, aby mohlo docházet k jeho přepólování a tedy běhu slunečního cyklu. Tyto póry by musely mít určité trendy v polaritě, aby se celkové magnetické pole v pórách nevyrušilo navzájem.

Autoři tedy zpracovali dostupná pozorování z kosmických družic SOHO a SDO, tedy každodenní měření od roku 1996. Vytvořili automatický program, který vyhledá ve snímcích Slunce skvrny i póry, skvrny odstraní a dále uvažuje pouze nalezené póry.
Z výsledků je patrné, že navržený mechanismus by mohl opravdu fungovat. V pórách, jež se nacházejí mimo aktivní oblasti se skvrnami, se nachází celkový magnetický tok, jehož amplituda je srovnatelná s magnetickým polem v polárních čepičkách. Pokud by tedy byl sluneční cyklus slabší, magnetické pole v pórách by dostačovalo k potřebnému přepólování čepiček. Navíc póry, jež se nacházejí ve vzdálenostech 40-100 Mm od aktivních oblastí se skvrnami mají ten správný polaritní trend, aby se na takovém přepólování podílely. Proč zrovna v těchto vzdálenostech není zcela zřejmé, ale mohlo by to souviset s přerozdělováním magnetického toku globální konvekcí.

Doplňková analýza ukazuje, že drtivá většina těchto pór pochází ze slabších bipolárních magnetických oblastí, tedy struktur nutných pro fungování slunečního cyklu. Zdá se tedy, že do sebe vše zapadá. Současné sluneční cykly ale jistě nejsou stejné jako cykly v období Maunderova a jiných velkých minim. Na výsledky je tedy třeba pohlížet spíše jako na extrapolaci, jež je ve fyzice vždy nebezpečná. Hypotéza by však elegantně vysvětlila, proč bylo v období Maunderova minima pozorováno tak málo skvrn, přestože sluneční cyklus prokazatelně probíhal.

Citace práce

Švanda, M. a kol., Polar cap magnetic field reversals during solar grand minima: could pores play a role?, Astronomy & Astrophysics v tisku, preprint arXiv:1511.06894

Kontakt: Mgr. Michal Švanda, Ph.D., svanda@asu.cas.cz