Sunčeve pjege

Sunčeve pjege su privremena pojava u fotosferi, na Suncu, kada postaju vidljive tamne mrlje, u usporedbi sa okolnim područjem. Uzrok je u snažnim magnetskim aktivnostima, koje sputavaju konvekciju (prenošenje magnetskog polja) s vrtložnim strujama i tako se stvaraju područja s nižom temperaturom. Temperatura na Sunčevim pjegama je 3000 – 4500 K, a u okolnim područjima oko 5780 K, što i ostavlja privid tamnih pjega. Sunčeve pjege se šire i sužavaju dok se kreću po površini Sunca i mogu imati promjer do 80 000 km, tako da se mogu vidjeti na Zemlji ponekad i bez teleskopa. Mogu se kretati brzinom od nekoliko 100 m/s.

Zbog jake magnetske aktivnosti, Sunčeve pjege povezane su i s koronalnim lukovima, Sunčevim bakljama i koronalnim izbačajem masa, koji nastaju iz okolnih aktivnih područja. Slična pojava je primijećena i na nekim zvijezdama, pa su to .

Promjenjivost Sunčevih pjega 
Broj Sunčevih pjega brzo raste i zatim sporo opada, u nepravilnom ciklusu od otprilike 11 godina. Neki periodi od 11 godina imaju više, a neki manji broj Sunčevih pjega. Tako je primjećeno da od 1900. do 1960-ih godina, broj Sunčevih pjega raste, dok od 1960-ih godina do danas, je u opadanju. Prosječan broj Sunčevih pjega je sličan unazad 8 000 godina.

Broj Sunčevih pjega je u uzajamnoj vezi sa Sunčevim zračenjem, a mjerenja traju od 1979. sa satelita. Budući su Sunčeve pjege tamnija područja s manjom temperaturom, onda se očekuje da će za vrijeme povećanog broja Sunčevih pjega i Sunčevo zračenje biti manje, a time i Sunčeva konstanta. Ipak, mjerenja su pokazala da to nije točno, jer okolna područja Sunčevih pjega svijetle sjajnije, pa su i toplija; i konačno za vrijeme povećanog broja Sunčevih pjega je i Sunčevo zračenje veće. Promjene Sunčevog zračenja za vrijeme 11 godišnjeg ciklusa je malo, samo 0,1 % (srednja vrijednost Sunčeve konstante je 1366 W/m2).

Za vrijeme Maunderovog minimuma, od 1645. do 1715. godine, broj Sunčevih pjega je bio vrlo mali, i podudarao za s vrlo hladnim periodom vremena, pa se to doba i zove Malo ledeno doba.

Historijske činjenice

Internet i Sunčeve pjege 
Neki naučnici su ustanovili da prilikom pojave sunčevih pega dolazi do smanjenja protoka podataka na internetu. Za sada je ova pojava neispitana ali po tvrdnjama tih naučnika protok podataka preko globalne mreže opadne i za 50%. Priča kruži da su izgubljeni podatci nastali zbog problema sa zaokrugljivanjem brojeva koje na funkcioniše u tom periodu.

Prethistorijski dokazi 
Proučavanjem statigrafskih podataka (statigrafija je grana geologije koja proučava slojeve stijena), došlo se do zaključka da su Sunčevi ciklusi aktivni već stotinama milijuna godina, ako ne i duže. Proučavanjem godišnjih sedimentnih stijena iz doba prakambrija (prije 4.500,000.000 godina), vidjelo se da i u to doba su postojali Sunčevi ciklusi od otprilike 11 godina, sa pojačanim Sunčevim zračenjem.

Proučavanjem godova na deblu drveća, došlo se do slike o prošlim Sunčevim ciklusima, na osnovu izotopa ugljika C-14 i to zadnjih 11 400 godina, budući da nije bilo direktnih promatranja.

Rana promatranja 
Prvi zapis o promatranju Sunčevih pjega potječe iz 364. pr. Kr., na osnovu komentara kineskog astronoma Gan De, u katalogu zvijezda. Oko 28. pr. Kr., kineski astronomi su redovito pratili Sunčeve pjege.

Prvi zapisi u Europi potječu iz 807., od svećenika Adelmusa, koji je primjetio Sunčeve pjege vidljive 8 dana. Velike Sunčeve pjege primjetio je i Karlo Veliki 813. Galileo Galilei je prvi ispravno objasnio tu pojavu 1612.

17. i 18. stoljeće 
Sunčeve pjege je prvi promatrao teleskopom engleski astronom Thomas Harriot 1610. Zbog Sunčevih pjega je došlo do žestokih znanstvenih rasprava u to vrijeme, jer se to suprostavljalo mišljenju Aristotela o savršenim, nepromjenjivim nebeskim kuglama. 

Bošković je u svom djelu O Sunčevim pjegama (1736) objavio originalnu metodu određivanja brzine vrtnje Sunca na temelju bilježenja tri položaja jedne pjege.
U petom svesku Djela koja se odnose na optiku i astronomiju (1785) opisao je i kako se s pomoću određivanja tri položaja jedne pjege mogu odrediti kut inklinacije između ravnine ekliptike i ekvatorske ravnine Sunca i ekliptička longituda uzlaznga čvora Sunčeva ekvatora. Dao je i primjere tih izračuna na temelju stvarnih podataka koje je je izmjerio 1777. Njegov je izračun brzine vrtnje Sunca (siderički period vrtnje Sunca 26,77 dana) vjerodostojan i danas. 
U znanstvenopopularnom djelu pisanom u stihovima Pomrčine Sunca i Mjeseca (1760) opisujući Sunčeve (Titanove) pjege napisao je: 
 Sjajno mu nagrđuju čelo. Jer bilo da nastanu nove 
 Njemu nasred lica ili pjege, njih više, u jednu da se spoje. 
 Ili se kidaju, deru pa više ih bude iz jedne
 One u isto vrijeme na isti odlaze dio
 Neba, vidimo ih uvijek u krugu koncentrično kružeć
 Te se oko Titana po srijedi jednodušno vrte.

19. stoljeće 
Promjenjivost broja Sunčevih pjega prvi je primjetio Heinrich Schwabe između 1826. i 1843. Godine 1859. primijećeno da se u razdoblju povećane Sunčeve aktivnosti javljaju i Sunčeve baklje, jer su te godine doživljeli i geomagnetsku oluju, ometanje telegrafskih linija i pojavu polarne svjetlosti sve do Havaja, Kube i Italije.

21. stoljeće 
Od 2007. do 2009. primijećeno je da je broj Sunčevih pjega puno manji od prosjeka. U prosincu 2009. godine pojavila se veća skupina Sunčevih pjega, ali to je još uvijek ispod prosjeka.

Fizika 
Za Sunčeve se pjege pretpostavlja da su vidljivi dvojnik cijevi magnetskog toka, koji nastaje u konvektivnoj zoni Sunčeve jezgre, koje se uvijaju zbog diferencijalnih rotacija. Kada jačina magnetskog toka dođe do odredene granice, on se počne uvijati i buši Sunčevu površinu. Konvekcija ili prenošenje plazme je smanjeno na tim mjestima, pa je i temperatura Sunčeve pjege niža.

Wilsonov efekt govori nam da su Sunčeve pjege ustvari uleknuća na Sunčevoj površini. Zeemanov efekt govori da Sunčeve pjege uvijek dolaze u parovima, a u stvarnosti dolaze u skupinama. Magnetski pritisak teži da smanji koncentraciju polja, tako da se Sunčeve pjege teže rasprše, a to traje danima, pa i tjednima. Najnovija 3D istraživanja s letjelice SOHO pokazala su da Sunčeve pjege nalikuju tornadu ili tropskoj oluji. 

Ciklus aktivnosti Sunčevih pjega traje u prosjeku 11 godina. Točka najvećih aktivnosti Sunčevih pjega naziva se Sunčev maksimum, dok točka najmanjih Sunčevih aktivnosti Sunčevih pjega naziva se Sunčev minimum. U početku Sunčevog ciklusa, Sunčeve se pjege pojavljuju na 30º do 45º sjevernih i južnih geografskih širina Sunca, zatim se spuštaju prema ekvatoru, do prosječno 15 º kod Sunčevog maksimuma, a nakon toga se spušta do 7º geografskih širina – i to se naziva Spörerov zakon.

Promatranje Sunčevih pjega 
Sunčeve pjege promatraju se s tla ili iz orbita Zemlje, sa Sunčevim teleskopima. Ti teleskopi rabe filtre ili projekciju na neku podlogu, a postoje i kamere s filtrima. Postoje posebni alati za praćenje Sunčevih pjega kao spektroskopi ili spektrohelioskopi. Izravno gledanje u Sunce vrlo je opasno, za amatere je preporučljivo rabiti projekciju na drugim podlogama. Za izravno gledanje kroz teleskop potrebno je imati vodik-alfa širokopojasni filtar ili prigušeni filtar na staklu s aluminijskom presvlakom (nalikuju ogledalu).

Primjena 
Zbog svoje povezanosti s ostalim Sunčevim aktivnim područjima, praćenje njihove aktivnosti pomaže u prognozi stanja ionosfere, a time i prijenosa kratkovalnih radio valova i satelitskih komunikacija.

Izvori

Vanjske veze 

 Sunčev ciklus 24 VHF aurora vebsajt (www.solarcycle24.com)
 	Visoka rezolucija slika sunčeve pege
 Impresivna kolekcija slika sunčeve pege 
 
 
 
 

Pjege