Plamy słoneczne: czym są i jak obserwować je bezpiecznie?

Co właściwie jest ciemną plamą?

Widoczna warstwa Słońca, **fotosfera**, ma temperaturę rzędu 5800 K. Poniżej niej konwekcja przenosi energię ku powierzchni. Silne, skupione pole magnetyczne ogranicza ten ruch, dlatego część obszaru staje się chłodniejsza i emituje mniej światła niż otoczenie.

Rozwinięta plama ma ciemny cień, czyli umbrę, oraz jaśniejszy, włóknisty półcień, penumbrę. Ciemność jest względna: sam obszar plamy pozostaje gorący i intensywnie świeci. Jego wygląd wynika z kontrastu z jeszcze jaśniejszą fotosferą, nie z tego, że jest otworem albo zimną powierzchnią.

Plamy często tworzą grupy o uporządkowanej lub bardziej złożonej strukturze magnetycznej. Mogą występować obszary przeciwnej polaryzacji. Drobne plamy zanikają po godzinach lub dniach, duże grupy bywają widoczne przez więcej niż jeden obrót Słońca. Rozległe struktury potrafią przewyższać rozmiarami Ziemię.

Przez właściwie zabezpieczony teleskop widać także inne szczegóły. Przy brzegu tarczy wyróżniają się jasne pochodnie, związane z obszarami magnetycznymi. Przy spokojnym powietrzu powierzchnia ma ziarnisty wygląd: granulację, czyli obraz komórek konwekcyjnych o rozmiarach rzędu tysiąca kilometrów i czasie życia rzędu minut. Plama przy brzegu może pokazywać asymetryczny półcień, tak zwany efekt Wilsona, związany z obniżeniem widocznej warstwy w jej obszarze. Każdy z tych szczegółów wymaga odpowiedniej jakości obrazu i bezpiecznej konfiguracji sprzętu.

Jedenastoletni cykl aktywności

Liczba plam zmienia się w cyklu o średniej długości około jedenastu lat, ale poszczególne cykle mogą trwać w przybliżeniu od dziewięciu do czternastu lat. W minimum zdarzają się długie okresy bez widocznych plam. W maksimum wiele grup może istnieć jednocześnie. Biegunowość globalnego pola zmienia się między kolejnymi cyklami, więc pełny cykl magnetyczny ma około dwudziestu dwóch lat.

Nowe grupy pojawiają się na początku cyklu na średnich szerokościach heliograficznych, około 30–35°. Z upływem czasu pasy aktywności przesuwają się ku równikowi. Wykres szerokości plam względem czasu przypomina skrzydła motyla i stąd nosi nazwę diagramu motylkowego.

Numeracja cykli sięga XVIII wieku. Cykl 25 rozpoczął się pod koniec 2019 roku. Jego aktualnego stanu nie należy wyznaczać z niezmiennego tekstu poradnika: do tego potrzebne są bieżące obserwacje. Historycznym przykładem bardzo małej aktywności jest minimum Maundera, przypadające w przybliżeniu na lata 1645–1715.

Miarą aktywności jest **liczba Wolfa**, uwzględniająca zarówno grupy, jak i pojedyncze plamy. Grupy mają w tej formule większą wagę niż dodatkowa plama wewnątrz już istniejącej grupy. Współczynnik korygujący pomaga porównywać obserwatorów oraz instrumenty. Dzięki ujednolicaniu pomiarów możliwe są badania wielowiekowych zmian, choć historyczna seria wymaga starannej kalibracji.

Klasyfikacja grup

Dwa systemy opisują różne cechy:

Klasyfikacja Mount Wilsona odnosi się do układu magnetycznego. α oznacza grupę unipolarną, β dwubiegunową z wyraźnym rozdzieleniem polaryzacji, a γ bardziej złożone przemieszanie. Oznaczenie δ dotyczy cieni o przeciwnych polaryzacjach we wspólnym półcieniu. Złożone grupy β–γ–δ mogą mieć podwyższoną zdolność do silnych rozbłysków, ale sam symbol nie określa momentu ani pewności ich wystąpienia.

Klasyfikacja McIntosha opisuje wygląd za pomocą trzech znaków: ogólny typ grupy, charakter półcienia największej plamy i rozmieszczenie plam wewnątrz grupy. Pierwszy znak obejmuje między innymi niewielkie struktury typu A, rozległe grupy dwubiegunowe do F oraz grupy typu H. To opis morfologiczny, a nie prosty stopień od „bezpiecznej” do „niebezpiecznej” grupy.

Do orientacji tarczy służą trzy kąty: P, kąt pozycyjny osi obrotu, osiągający około ±26°; B0, heliograficzna szerokość środka tarczy, do około ±7,25°; oraz L0, heliograficzna długość środka w przyjętym układzie. Widziany z Ziemi obrót Słońca jest rzędu 27 dni, zależnie od szerokości i przyjętej definicji. Grupa może więc w ciągu mniej więcej dwóch tygodni przejść od wschodniego do zachodniego brzegu. Kierunek w obrazie teleskopu zależy również od jego odwróceń i obrotu pola.

Jak obserwować bezpiecznie?

Nigdy nie patrz w Słońce bez właściwej ochrony, szczególnie przez lornetkę, teleskop lub optyczny wizjer aparatu. Uszkodzenie wzroku może nastąpić bez bólu. Niska wysokość Słońca, mgła ani pozorne przygaszenie nie stanowią ochrony.

• Okulary do bezpośredniej obserwacji zgodne z ISO 12312-2 pozwalają czasem zobaczyć bardzo dużą grupę bez powiększenia. Muszą pochodzić z wiarygodnego źródła i być nieuszkodzone. Nie wolno używać ich do patrzenia przez lornetkę lub teleskop.
• Filtr obiektywowy do sprzętu optycznego musi być przeznaczony do obserwacji Słońca, zgodny z instrumentem, zamontowany przed obiektywem i zabezpieczony przed zsunięciem. Obejmij ochroną także szukacz. Zwykły ciemny filtr przy okularze może przegrzać się lub pęknąć i nie jest bezpiecznym zamiennikiem.
• Projekcja jest dopuszczalna wyłącznie ze sprzętem i w konfiguracji, którą producent przewidział do takiego użycia. Nikt nie może patrzeć przez instrument ani niezabezpieczony szukacz; trzeba kontrolować nagrzewanie i dostęp osób postronnych. Nie każdy teleskop lub lornetka nadaje się do projekcji.
• Instrumenty specjalistyczne wymagają kompletnego układu ochronnego. Klin Herschela jest przeznaczony do odpowiednich refraktorów i potrzebuje właściwych filtrów zgodnie z instrukcją. Teleskop H-alfa do Słońca to dedykowany system, a nie zwykły filtr fotograficzny; pokazuje między innymi protuberancje i filamenty.

Przedpołudnie bywa korzystne ze względu na spokojniejsze powietrze, ale lokalna termika i pogoda mogą to zmienić. Zapisuj datę, godzinę, liczbę grup i plam oraz użyty sprzęt. Regularne szkice pozwolą zauważyć obrót i ewolucję grup bez mylenia zmiany warunków z prawdziwą zmianą Słońca.