Grupa plam słonecznych z obszaru aktywnego AR 9393

Wykres przedstawia liczbę plam w kolejnych cyklach aktywności słonecznej z zaznaczonym minimum Maundera

Zdjęcie Słońca w świetle widzialnym przy użyciu filtra słonecznego Baader ND5

Plama słoneczna – widoczny ciemniejszy obszar na powierzchni Słońca (fotosfera), którego cechami są temperatura niższa niż temperatura otoczenia i silne pole magnetyczne (kilka tysięcy Gs). Mimo jasności (temperatura ok. 4000-5000 K) kontrast z otoczeniem o temperaturze ok. 6000 kelwinów powoduje, że plamy słoneczne wydają się mieć kolor czarny.

Liczba plam słonecznych jest wyznaczana od roku 1849, a oszacowano ją dla okresu od roku 1500 i wcześniejszego. Największe liczby dzienne plam stwierdzono podczas cyklu XIX, czyli pod koniec lat pięćdziesiątych.

Liczba plam słonecznych jest powiązana z natężeniem słonecznego promieniowania. Ponieważ plamy są ciemne, naturalnym jest przypuszczenie, że więcej plam słonecznych oznacza mniejsze promieniowanie Słońca. Jednakże otaczające obszary są jaśniejsze i całkowity efekt jest taki, że więcej plam oznacza jaśniejsze Słońce. Wahania są małe (ok. 0,1%). Okresowi Minimum Maundera przypisuje się ochłodzenie klimatu i zmniejszenie średniej temperatury na powierzchni Ziemi o ponad 1 °C (zobacz – Mała epoka lodowa).

Historia

Pierwsze wzmianki o plamach słonecznych pochodzą z piątego wieku przed naszą erą. Chińscy obserwatorzy byli w stanie dostrzec plamy w czasie burz piaskowych, które w tym regionie najczęściej zdarzają się na wiosnę.

Po raz pierwszy przez teleskop obserwowane były w końcu roku 1610 przez fryzyjskich astronomów Johannesa i Davida Fabriciusów, którzy opublikowali opis w czerwcu 1611, oraz Thomasa Harriota w Anglii. W późniejszym czasie Galileusz pokazywał plamy słoneczne astronomom w Rzymie, a Christoph Scheiner zjawisko miał zaobserwować nawet kilka dni wcześniej. Opublikowanie tego rezultatu pod pseudonimem, spowodowało ripostę Włocha, który stwierdził, że plamy dostrzegł już w 1610 roku.

Plamy słoneczne umożliwiły wyznaczenie okresu rotacji Słońca, choć przez wielu były interpretowane jako planety, a pogląd ten pojawił się ponownie nawet za czasów Leverriera, gdy usiłowano odnaleźć hipotetyczną planetę Wulkan.

Heinrich Schwabe opublikował w 1844 artykuł w "Astronomische Nachrichten" o okresowości zmian w liczbie grup. Zjawisko to współcześnie znane jest pod nazwą cyklu jedenastoletniego.

Po raz pierwszy rozbłysk obserwowano 1 września 1859 roku. Prądy indukcyjne na powierzchni Ziemi spowodowane przez cząstki z rozbłysku, które zintensyfikowały prąd pierścieniowy magnetosfery, przerwały pracę telegrafów. Po rozbłysku obserwowano zorze polarne na małych szerokościach geograficznych, na Hawajach, w Hawanie i Rzymie, na podstawie czego wiadomo, że była to erupcja o bardzo dużej mocy. Podobne efekty zarejestrowano na półkuli południowej.

To przypuszczalnie rozbłysk, zarejestrowany 4 listopada 2003 o godz. 19:29 UT i trwający do 20:06 UT, spowodował trwającą 11 minut przerwę w działaniu jednego z satelitów. Ten najbardziej intensywny z dotychczasowych rozbłysków słonecznych sklasyfikowano jako X28 (zakres rentgenowski). Zjawisko było widoczne w pobliżu zachodniego brzegu tarczy słonecznej i obłok plazmowy ominął ziemską magnetosferę. Zarejestrowany został w obszarze aktywnym, czyli po prostu grupie plam, oznaczonym MW 10486. Wyemitowana energia promieniowania rentgenowskiego w szczycie zjawiska była o ponad rząd wielkości większa niż rozbłysku z marca 1989 roku, który spowodował rozległe awarie systemów energetycznych, zakłócenia funkcjonowania systemów nawigacyjnych i konieczność korygowania kursu niektórych satelitów.