Astronomie je věda plná změn. Například. I notoricky známé a každodenně zkoumané objekty nás mohou překvapit, jakmile získáme jejich kvalitnější obrázky z lepších a lepších přístrojů. Ani Slunce v tomto ohledu není výjimkou.

Situaci nám totiž komplikuje zemská atmosféra. Ve svém principu se její přízemní vrstva chová jako voda vařící se v hrnci. Ohřátý povrch zemský totiž přenáší teplo i do přízemní vrstvy vzduchu. Vzniká tak nestabilní stav, pro jehož vyřešení je zapotřebí přenést nahromaděnou energii pryč od povrchu, tedy to vyšších vrstev atmosféry. Vzduch jako takový je ovšem tepelně velmi špatně vodivý, tudíž nastupuje jiný způsob přenosu energie -- konvekce. V přízemní vrstvě vzduchu pak vznikají přibližně metrové bubliny ohřátého vzduchu, jež stoupají vzhůru. Během svého letu se různě vlní a celkově mění svůj tvar, což má za následek neustálé mírné proměny indexu lomu. Atmosféra pak funguje jako velmi dynamická a neposlušná čočka. Tomuto efektu se také říká seeing (česky chvění vzduchu).

Pro astronomy to má za následek ztrátu rozlišovací schopnosti dalekohledu, rozmazání detailů a vlnící se obraz. Pokud bychom sledovali rozlišovací schopnost v závislosti na rostoucím průměru objektivu, zjistíme, že od průměru 40 cm se nám už rozlišovací schopnost nijak zvlášť zvětšovat nebude. Neznamená to však, že by nemělo cenu stavět větší dalekohledy, protože rozlišovací schopnost je jen jedním z parametrů přístroje. Možná důležitějším parametrem je jak slabé objekty jsme skrz něj schopni pozorovat. Ve stelární astronomii nám například při pořizování spekter nevadí, že je obraz rozmazaný.

Při pozorování Slunce to ale problém je. Protože Slunce je natolik blízko, že můžeme pozorovat povrchové detaily. Proto na světě najdete jen málo slunečních dalekohledů, které by přesahovaly průměr zrcadla 40 cm. I v nich je ale obraz nepříliš kvalitní, proto se v dnešní době i ve sluneční praxi využívá zázraku zvaného adaptivní optika. Počítač totiž v reálném čase počítá "špatnost atmosféry" a chytře mění tvar objektivu, čímž do značné míry dokáže vliv atmosféry kompenzovat.

Teprve snímky z dalekohledů s adaptivní optikou (jakým je například Swedish Solar Telescope na Kanárských ostrovech) ukázaly další podrobnosti o jevech, jež probíhají v penumbrách slunečních skvrn.

Již z vizuálních pozorování Slunce se ví, že penumbra (česky polostín, jedná o přechodovou část mezi jádrem skvrny -- umbrou -- a okolí fotosférou) slunečních skvrn je složena z tenkých radiálně mířících vláken plynu. Kvalitní snímky z švédského dalekohledu ukázaly, že tato vlákna (filamenty) mají úzká tmavá jádra. Zatím nikdo neví, jak si tento jev vysvětlit.

Penumbrální filamenty jsou útvary 150 až 180 kilometrů široké a lze je vysvětlit pravděpodobně jako magnetické trubice, jimiž se přenáší plazma. Ale skutečná podstata filamentů a jejich vznik nadále zůstává záhadou. Pozorovaná tmavá jádra by se ve filamentech mohla vyskytovat jedině v případě, že by vnitřek magnetické trubice byl chladnější než jejich povrch. Jinou možností je úzký tok chladného plazmatu po povrchu horkého filamentu.

Jenže: očekává se, že takové trubice budou chladnější naopak vně a navíc je chladné plazma těžší, než horké. Je tedy jasné, že obě nabízená vysvětlení jsou dosti nepravděpodobná. Nyní je na teoreticích, aby pozorování vysvětlili.

Tmavá jádra filamentů byla objevena na fotografiích pořízených švédským metrovým dalekohledem (SST) na observatoři Roque de los Muchachos Observatory na ostrově La Palma na Kanárských ostrovech. Teleskop funguje od minulého jara a ve spojení s adaptivní optikou a vyspělým zpracováním obrazu dosahuje reálné rozlišovací schopnosti kolem 0,1 úhlové vteřiny, což odpovídá 75 km na povrchu Slunce.

Sluneční fyzici se domnívají, že v penumbrách skvrn se už nevyskytuje žádná další podrobnější struktura, než bylo doposud pozorováno. I tak lze ale slyšet názory, že jsme jen odkryli další vrstvu v hierarchické struktuře a že penumbrální filamenty se chovají fraktály -- s rostoucím zvětšením vidíme nové a nové podrobnosti.

Odpověď nám dá až budoucnost. Možná to bude chystaná japonská družice Solar-B, která má být vypuštěna v roce 2005, nebo čtyřmetrový Advanced Technology Solar Telescope (ATST), jež plánuje postavit Národní sluneční observatoř ve Spojených státek se silnou mezinárodní spoluprací. A možná ani to nebude stačit.