Cílem tohoto krátkého příspěvku je představit kresby sluneční fotosféry pro studium dlouhodobého vývoje slunečních fakulových polí.
Sluneční fotosféru pozorujeme na hvězdárně Františka Pešty v Sezimově Ústí od roku 1982. V roce 1994 v časopise Kosmos č. 6 nás naši pozornost upoutal článek RNDr. Milana Rybanského DrSc. „Mohou amatéři pozorovat koronu“. Zejména nás zaujaly dva diagramy vývoje sluneční aktivity v průběhu jedenáctiletých cyklů sluneční činnosti, jeden z nich dle aktivity sluneční korony a druhý dle slunečních protuberancí. Oba byly téměř shodné a jejich vnitřní část se shodovala s našimi motýlkovými diagramy, sestavenými z výsledků pozorování slunečních skvrn. Po dalším písemném vysvětlení autora článku kolegovi Schmiedovi jsme došli k závěru, zda by mohla být využita soustavná pozorování fakulových polí. Ke sledování průběhu sluneční aktivity ve vysokých heliografických šířkách, v niž se sluneční skvrny již téměř nevyskytují. To by mohlo zjistit průběh sluneční činnosti ve fotosféře v oblastech mezi zónami výskytu slunečních skvrn a slunečními póly. Rozhodl jsem se pro tento účel zpracovat denní kresby Slunce, pořízené na Hvězdárně Františka Pešty v Sezimově Ústí metodou projekce na průměr obrazu 25 cm, dříve refraktorem dalekohledem 80 / 1370 / 76x a nyní refraktorem dalekohledem 100 / 1500 / 75x. Z určení poloh fakulí na proměřeních kresbách jsem sestavil motýlkové diagramy pro 21., 22. a dosud neukončený 23. jedenáctiletý cyklus sluneční činnosti. V následujícím textu uvádím podrobnosti k ukázkám těchto motýlkových diagramů, s nimiž se můžete seznámit.
Podle předpokladu se vnitřní část diagramů shoduje s motýlkovým diagramem zón výskytu slunečních skvrn , neboť sluneční skvrny jsou zpravidla obklopovány fakulovými poli. Tyto zóny znázorňují i na motýlkovém grafu fakulí velmi dobře posun zón výskytu slunečních skvrn během jedenáctiletých cyklů sluneční činnosti z vysokých heliografických šířek k rovníku podle Spörerova zákona. Naproti tomu mezi vnějšími okraji těchto zón a polárními oblastmi jsou značně rozdílné. Zatím, co na motýlkovém diagramu jsou zakresleny jen ojedinělé skupiny ve vysokých heliografických šířkách, motýlkový diagram sestavený z fakulí, zaznamenává dosti výraznou sluneční aktivitu ve vyšších heliografických šířkách, která se shoduje s aktivitou sluneční koróny i četností slunečních protuberancí. To dokládá spojitost procesů, probíhajících ve všech vrstvách, fotosféře, chromosféře i koróně. Závěr Z výše ukázaných obrázků je zřejmé, že základním problémem našich pozorování je jejich určitá časová nehomogenita způsobená výpadky některých pozorovatelů což je zvláště markantní hlavně v letech 1991 – 1993. I přesto lze například na posledním obrázku vidět náznak souvislosti vývoje polárních fakulových polí s jedenáctiletým cyklem slunečních skvrn. Avšak pro detailnější popis těchto souvislostí, pozorování jedné stanice evidentně nestačí. Zdá se ale, že již tři až pět pozorovacích stanic více-méně náhodně rozložených po území bývalého Československa by mohlo poskytnout dostatečně homogenní a dobře zpracovatelný pozorovací materiál, umožňující studovat některé zajímavé zákonitosti vývoje slunečních cyklů. Měla by to být ale pozorování, při nichž je věnována fakulovým polím minimálně stejná pozornost, jako skupinám slunečních skvrn.
