náhled|Fakule (světlejší útvary) v okolí slunečních skvrn
Fakule (z latinského facula = „malá pochodeň“, což je zdrobnělina slova fax; množné číslo faculae) je v astronomii rozsáhlá jasná oblast ve fotosféře Slunce. Je o něco jasnější a teplejší než okolní fotosféra a vzniká v místech koncentrovaného magnetického pole; patří proto mezi projevy sluneční aktivity.
Termín facula se užívá i v planetární nomenklatuře, kde označuje jasné albedové útvary na povrchu planet, jejich měsíců a planetek (viz oddíl Fakule na jiných tělesech), a ve fotografii, kde označuje světlou skvrnu ve zobrazení světelného zdroje. V některých jazycích se týmž slovem označuje i jiný jev – norsky solfakkel a švédsky solfackla ojediněle sluneční erupci či silné sluneční vzplanutí. Stejné jméno nese i rod motýlů z čeledi modráskovitých a v japonštině i korejštině označuje týž znak (白斑, resp. 백반) také kožní onemocnění vitiligo.
Popis Fakule tvoří ve fotosféře rozsáhlé jasné oblasti, pozorovatelné po celém disku; nejnápadnější jsou na jeho východním a západním okraji. Jsou složeny z velkého počtu menších jasných bodů – fakulárních granulí (též fakulové body nebo fakulové granule) – a mívají protáhlý, řetízkovitý tvar. Jednotlivé fakulární granule mají průměr kolem 1 000 km, což při pozorování ze Země odpovídá úhlové velikosti přibližně 1–2 obloukových vteřin; pozorovat je proto lze pouze s vysokým prostorovým rozlišením; vlastní magnetické silotrubice, které je vytvářejí, jsou přitom ještě mnohem tenčí (viz oddíl Fyzikální podstata). V blízkosti aktivních oblastí jsou fakulární granule hustší a vytvářejí místní „zhustky“; mimo aktivní oblast jejich počet ubývá, až zcela vymizí, a jejich řídký výskyt kopíruje fotosférickou síť.
Celá fakulová struktura, složená z velkého počtu granulí, dosahuje šířky 5 000–10 000 km a délky až 50 000 km. Fakule jsou pozorovatelné po celém disku, jejich jasnost a kompaktnost však rostou směrem k aktivním oblastem a nejvýraznější bývají v pásu vymezeném heliografickými šířkami ±40°. Větší fakulové útvary vyskytující se v okolí 60.–70. stupně severní i jižní heliografické šířky se nazývají polární fakule; pozorovat je lze jen 1–2 roky před minimem cyklu sluneční aktivity. U polárních fakulí dosud není vyjasněno, zda jde o dvoupólové magnetické oblasti podobné aktivním oblastem. V blízkosti slunečních skvrn vytváří fakulová struktura záhyby a prstence. Mezi jasnými fakulemi aktivních oblastí a slabými rozptýlenými fakulemi v jejich pozůstatcích existuje spojitý přechod.
Kontrast fakulí je v kontinuu malý a silně závisí na poloze na disku: podle měření Topka, Tarbella a Titlea (1992) jsou fakule aktivních oblastí poblíž středu disku v kontinuu dokonce o zhruba 3 % tmavší než okolní fotosféra, kladný kontrast nabývají až ve vzdálenosti asi 20° od středu a k okraji disku roste až k několika desítkám procent; závisí také na magnetickém toku, vlnové délce a prostorovém rozlišení. Teplota okolní fotosféry je přibližně 5 700 K; horká stěna fakulární granule je o zhruba 300–500 K teplejší. Některé starší a popularizující prameny uvádějí až o 2 000 K vyšší teplotu; přímá měření (Topka a kol. 1997) takový rozdíl nepotvrzují.
Ve viditelné oblasti spektra se fakule nejlépe pozorují v blízkosti okraje slunečního disku, kde je jasnost podložní fotosféry snížena okrajovým ztemněním, a kontrast fakulí se tak zvýší. Směrem ke středu disku jejich kontrast klesá a uprostřed disku fakule bez speciálního filtru prakticky nevidíme. Velmi dobře jsou fakule pozorovatelné v čáře Hα vodíku a ve vápníkové čáře Ca II K, kde se k jejich záznamu používá spektroheliograf; získané snímky se nazývají spektroheliogramy. Jen výjimečně lze velmi jasné fakule pozorovat v bílém světle i uprostřed disku, probíhá-li v daném místě erupce (tzv. bílá erupce). Fakule vyzařují kromě viditelného světla i zvýšené množství ultrafialového záření.
Vztah ke slunečním skvrnám Fakule jsou těsně spjaty se slunečními skvrnami. Všechny skvrny se objevují ve fakulových polích, avšak fakule mohou existovat i bez skvrn – najdeme fakulová pole, v nichž se skvrny neobjevují. Soubor fakulí, případně fakulí spojených se skvrnami, se nazývá aktivní oblast (aktivní region). Fakule zpravidla předcházejí vzniku menších skvrn, jsou viditelné souběžně s nimi a v daném místě zůstávají i po jejich zániku; jejich životnost je tedy delší než u skvrn. Plocha, kterou fakule zaujímají, je výrazně větší než plocha skvrn. Ve viditelném světle, kde jsou fakule pozorovatelné hlavně u okraje disku, uvádějí klasické prameny zhruba trojnásobnou plochu; při měření ve vápníkové čáře Ca II K, kde jsou fakulová pole (pláže) viditelná po celém disku, činí poměr ploch v průměru 16,7 a v průběhu cyklu se mění zhruba od 13 do 26.
Pokud jde o životnost fakulí, je třeba rozlišovat jednotlivé fakulární granule a celá fakulová pole. Jednotlivé fakulární granule a fakulové uzly žijí podle pozorování jen minuty až hodiny (větší fakulové uzly až přibližně den), zatímco celá fakulová pole přetrvávají dny až měsíce: typická fakulová oblast žije asi 15 dní, velká pole zhruba dva až tři měsíce a aktivní komplexy, v nichž se fakule znovu objevují, až 140–160 dní. Moderní měření polárních fakulí dávají střední životnost jednotlivých útvarů kolem 6 hodin (medián 4,9 hodiny).
Počet fakulí, stejně jako počet skvrn, závisí na fázi jedenáctiletého cyklu sluneční aktivity; v maximu cyklu se počet fakulí zvyšuje. Na rozdíl od skvrn jsou však fakule přítomny prakticky neustále a jejich periodicita není tak výrazná jako u skvrn.
Fakule se vyskytují na stejných souřadnicích jako pláže a flokule, tedy jasné útvary pozorované v chromosféře (viz oddíl Příbuzné jevy).
Vliv na sluneční záření Fakule a sluneční skvrny výrazně přispívají ke kolísání sluneční konstanty (dnes se užívá označení celkové sluneční ozáření, TSI). Skvrny celkové záření snižují (řádově o 0,1 %), kdežto fakule, které je obklopují, naopak zvyšují (rovněž řádově o 0,1 %). Protože počet fakulí je přímo úměrný počtu skvrn a fakule zaujímají větší plochu, je celkový výsledek v maximu slunečního cyklu kladný – Slunce je v té době asi o 0,1 % jasnější než v průměru. Tím se vysvětluje zdánlivě protikladné pozorování, že sluneční konstanta kulminuje přibližně ve stejné době jako počet skvrn: přírůstek záření způsobený fakulemi převyšuje úbytek způsobený skvrnami.
Sluneční konstanta činí podle současných měření přibližně 1 361 W/m²; vyšší hodnoty kolem 1 366 W/m² ze starších měření se ukázaly být způsobeny rozptylem světla v přístrojích. Její kolísání během cyklu je řádově v desetinách procenta. Fakule jsou hlavním zdrojem této variability a výrazně se podílejí i na proměnlivosti slunečního ultrafialového toku. Slunce tedy produkuje méně tepla a světla v obdobích bez skvrn, což může podle některých hypotéz přispívat ke vzniku jevů, jako byla malá doba ledová. Studium fakulí a skvrn je proto významné i pro studium změn klimatu.
Fyzikální podstata Fakule vznikají tam, kde je magnetické pole koncentrované. Jejich podstatou jsou magnetické silotrubice (též magnetické trubice), tenké útvary, v nichž je magnetické pole výrazně silnější než v okolí. Magnetické pole má v oblastech fakulí jiný tvar než ve slunečních skvrnách a je rozloženo na menších plochách. Podle magnetických měření odpovídají jasné fakulární granule silotrubicím o průměru nejvýše několika stovek kilometrů. Magnetický tok v nich je řádově 1018 Mx (1010 Wb). Je-li tok v trubici větší (řádově nad 1019 Mx), je útvar vůči okolí tmavší a vzniká pór (s magnetickou indukcí kolem 1 500 G) nebo sluneční skvrna; při menším toku se útvar naopak jeví jako jasný fakulový bod. Fakulový bod je proto jakýmsi „menším bratrem“ slunečních skvrn.
Vysvětlení podstaty fakulí, které je dnes všeobecně přijímáno, předložil Hendrik Spruit v pracích z let 1976 a 1977 v podobě tzv. modelu horké stěny (též modelu horkých stěn). Silné magnetické pole v silotrubici brání přenosu energie konvektivním prouděním (v důsledku zamrzání magnetického pole nemůže vzniknout potřebná cirkulace). Plyn v trubici se proto ochlazuje a stlačuje, a hladina, v níž vzniká záření, se uvnitř trubice dostává hlouběji než v okolí – vzniká tzv. Wilsonova deprese. U dostatečně tenkých trubic však záření okolního žhavějšího plazmatu tento teplotní rozdíl do značné míry vyrovnává, takže „dno“ trubice má téměř stejnou jasnost jako okolní, výše položený sluneční povrch. Při šikmém pohledu – tedy u okraje slunečního disku, kde se díváme podél svisle orientovaných silotrubic – se však stává viditelnou i jejich stěna, tvořená žhavějším plazmatem z hlubších vrstev. Tento efekt horké stěny je příčinou toho, že se fakule jeví jako jasné oblasti právě u okraje disku. U fakulového bodu z modelového výpočtu (poloměr kolem 50 km, magnetická indukce kolem 1 700 G) činí Wilsonova deprese přibližně 90 km, u póru z téhož modelu (poloměr kolem 500 km, indukce kolem 2 000 G) asi 260 km. U silnějších trubic nestačí teplo pronikat zvenčí a „dno“ trubice vidíme tmavší – to je případ slunečních skvrn.
Model horké stěny byl potvrzen snímky z švédského slunečního teleskopu (SST) na Kanárských ostrovech z roku 2004, na nichž je zřetelně vidět, že se místy stává viditelnou stěna tvořená horkými granulemi, právě v podobě fakulových bodů. Geometrii fakulí na základě Spruitových předpokladů vysvětlili v roce 2004 Keller a spolupracovníci; numerické simulace v trojrozměrných magnetohydrodynamických modelech (např. MURaM) ukázaly, že taková konfigurace vzniká i v silně dynamické konvektivní sluneční atmosféře.
Jasné útvary nad silotrubicemi se starší literatura pokoušela vysvětlit také tzv. modelem horkého oblaku: v řídkém plynu uvnitř silotrubice klesá teplota s výškou pomaleji než vně, takže je v ní tepleji. Tento mechanismus se podle dnešního poznání uplatňuje především u chromosférických pláží a flokulí (viz oddíl Příbuzné jevy), kdežto pro fotosférické fakule je rozhodující geometrie horké stěny – numerické výpočty, které modelují vzhled fakulí u okraje slunečního disku, reprodukují pozorování právě na základě Spruitovy představy. Přesný podíl jednotlivých mechanismů na zvýšené jasnosti fakulových bodů nicméně dosud není zcela uzavřen; kromě geometrie se uvažuje i o rozdílu tlaku, a tedy hustoty plynu uvnitř silotrubice, která ji činí průhlednější.
Pozorování malým optickým teleskopem ukazují na Slunci v podstatě dvě struktury: tmavé skvrny a jasné fakule. Snímky SST pořízené u okraje disku však poprvé prokázaly, že sluneční povrch není hladký, ale že má trojrozměrnou strukturu – prohlubně a vyvýšeniny –, kterou způsobují sluneční granule. Nižší hustota plynu v oblastech se silným magnetickým polem činí tyto oblasti průhlednějšími, takže u okrajů, kde je koncentrace magnetického pole zvýšená, lze vidět hlubší a teplejší vrstvy granulí; právě to vysvětluje jejich zvýšenou jasnost. Mezi granulemi – v intergranulárních prostorech – se tak nacházejí výrazně jasnější plochy, které jsou projevem fakulí a které lze pozorovat jen s vysokým prostorovým rozlišením.
Příbuzné jevy Fakule jsou útvarem fotosféry; sluneční erupce naproti tomu vznikají v chromosféře a v koróně. V úzkém smyslu se jako fakule označují jasné oblasti na snímcích v bílém světle, tedy bez speciálního filtru. S filtry se však pozorují jevy jim podobné, avšak odlišné:
Pláže – jasné, rozsáhlé a nepravidelné oblasti pozorované v chromosféře ve spektrální čáře ionizovaného vápníku Ca II K. Vyskytují se na stejných souřadnicích jako fakule, ale bývají rozsáhlejší. Jsou spojovány se silnými magnetickými poli, která způsobují depresi ve slunečním povrchu, takže pozorujeme hlubší, a tedy teplejší vrstvy slunečního plazmatu; v těchto oblastech se často objevují sluneční erupce.