\input a4_12_cz.ltx
\input myhtml.lt
\input mypdfbr.lt
\usepackage{graphicx}

%\clubpenalty=10000
%\widowpenalty=10000

\newcommand{\ing}[1]{
\noindent\includegraphics[width=0.48\columnwidth]{#1}
}

\begin{htmlonly}
\renewcommand{\parbox}[3]{#3 }
\end{htmlonly}

\begin{htmlonly}
\renewcommand{\ing}[1]%
{\begin{rawhtml}<IMG src="slu_kli_images/\end{rawhtml}%
#1%
\begin{rawhtml}" alt="\end{rawhtml}%
#1%
\begin{rawhtml}">\end{rawhtml}
}
\end{htmlonly}

\begin{htmlonly}
\renewcommand{\includegraphics}[2]%
{\begin{rawhtml}<IMG src="slu_kli_images/\end{rawhtml}%
#2%
\begin{rawhtml}" alt="\end{rawhtml}%
#2%
\begin{rawhtml}">\end{rawhtml}
}
\end{htmlonly}

\pagestyle{plain}
\footskip=8mm

%\begin{htmlonly}
%\renewcommand{\h}[1]%
%{\begin{rawhtml}<A href="http://\end{rawhtml}%
%#1%
%\begin{rawhtml}">zde</A>\end{rawhtml}
%}%{\htmladdnormallink{zde}{http://#1}}
%\end{htmlonly}


\begin{document}


\title{\vspace*{-1cm}Prom�ny Slunce a~zm�na klimatu}
\authjenhv
\date{koncept 6. b�ezna 2006}

\maketitle

\begin{htmlonly}
\tableofcontents
\end{htmlonly}

\thispagestyle{empty}


\noindent
V~ned�vn� dob� se op�t objevily r�zn� zpr�vy, zd�raz�uj�c�
roli zm�n Slunce p�i sou�asn�m oteplov�n�. Proto�e mi p�ipadaly velmi
p�ehnan�, prostudoval jsem dne�n� stav pozn�n� v~tomto oboru. Zde jej  
popul�rn� reprodukuji (koncept mi pomohli opravit kolegov� R. Nov�k a~P. 
Gabzdyl, kter�m d�kuji).


\section{Slunce jako prom�nn� hv�zda}

Kdy� jsem se p�ed v�ce ne� t�iceti lety seznamoval s~astronomi�,
existovaly hv�zdy oby�ejn� a~prom�nn�, t�ch druh�ch bylo oproti prvn�m
zn�mo velice m�lo. Prom�nn� hv�zdy jsou takov� bodov� objekty (bod berme
jako v�c, kter� nem�  geometrick� podrobnosti), kter� na Zemi nesv�t�
po��d stejn�, tedy daj� se u~nich vid�t �i zjistit (fotometry, obecn�
r�zn�mi radiometry) n�jak� zm�ny jasnosti (hustoty sv�teln�ho, obecn�
z��iv�ho toku). Aby si zm�n n�kdo v�iml, musely tehdy b�t v�t�inou dost
velk�, pokud mo�no aspo� o~des�tky procent (v~astronomick�m
logaritmick�m vyjad�ov�n� o~n�kolik desetin magnitudy). 

Slunce klasickou prom�nnou hv�zdou vlastn� tak� bylo, i~kdy� za to
nemohlo: jeho vzd�lenost se m�n�, a~v~lednu (Zem� je v~p��slun�) tak
oza�uje Zemi o~sedm procent siln�ji ne�  v~�ervenci. Tento rozsah se
b�hem des�tek tis�c let zmen�uje (to zrovna te�) a~pak zase zv�t�uje,
jak se m�n� excentricita elipsy, po n�� Zem� ob�h�. Jednodu�e vzato,
�in� �ty�n�sobek excentricity (relativn� rozd�l  odslun� a~p��slun� je
dvojn�sobek excentricity, a~jasnost je �m�rn�  druh� mocnin�
vzd�lenosti) -- svislou osu n�sleduj�c�ch graf� si pro tento ��el 
vyn�sobte �ty�mi.

\ing{numext_100} \ing{numext_1000}

Tahle prom�nnost, kombinovan� se zm�nou toho, kdy nast�v� p��slun� (to 
je d�no preces�) a~i~zm�nou n�klonu osy Zem�, je p���inou za��tk� 
a~konc� ledov�ch dob.  Jej� dne�n� v�voj, jak je je�t� po��d m�lo zn�mo, 
na nejbli��� des�tky tis�c let znemo��uje nastartov�n� dal�� ledov� 
doby, �esky viz nap�. �l�nek
\wwwe{Ledov� doba je vylou�ena ,,s~astronomickou p�esnost�``}
{http://amper.ped.muni.cz/gw/clanky/html.format/doba_led.html}
(t� jako vys�zen�, 
\www{pdf}{http://amper.ped.muni.cz/gw/clanky/doba_led.pdf}), p��padn� 
aktu�ln�ji odkaz 
\wwwe{Jak dlouho bude trvat interglaci�l}
{http://amper.ped.muni.cz/glot/a/msg00045.html}
vedouc� na �l�nek
\wwwe{How long will global warming last?}
{http://www.realclimate.org/index.php?p=134}

P�epo��t�no na jednotkovou vzd�lenost od n�s se ale Slunce m��iteln�
t�m�� nem�nilo, pokud jde o~viditeln� �i celkov� tok energie z~n�j. Snad
se daly zm��it poklesy, kter� byly zp�sobeny  velk�mi skvrnami. Dob�e
zn�m� prom�nnost byla omezena na ty obory spektra, kde je z��ivost
Slunce n�zk� (hlavn� r�diov� vlny), a~ov�em na proud plazmatu z~n�j 
(n�kter� maxima se projevuj� jako pol�rn� z��e).

Samoz�ejm�, nejpozd�ji od prvn�ch pohled� na Slunce dalekohledy bylo 
zn�mo, �e Slunce prom�nliv� je, ov�em ne jako hv�zda, ale 
v~geometrick�ch detailech. 
Jestli takov� prom�ny Slunce mohou m�t vliv na po�as�, nebo
alespo� na klima, zaj�malo lidi u� d�vno. Z~toho d�vodu sledoval
skvrny na Slunci meteorolog Johan Gregor Mendel -- kdy� ��dnou souvislost 
nena�el, nechal toho.

Od roku 1978 je Slunce m��eno skute�n� jako prom�nn� hv�zda, 
postupn� �adou dru�ic. Ukazuje se, �e i~po p�epo�tu na vzd�lenost  jedn�
astronomick� jednotky prom�nn� je, a~to mo�n� p�ekvapiv�:  v~pr�m�ru je
v�konn�j��, kdy� je na n�m hodn� skvrn. Shrnut� znalost� 
k~roku 2000 poskytuje kapitola 
\wwwe{6.11.1.1 The observational record}
{http://www.grida.no/climate/ipcc_tar/wg1/244.htm} 
zpr�vy \cite{TAR1}.

Nejlep�� p�ehled nov�j��ch m��en� d�v�
str�nka 
\wwwe{Solar Constant}
{http://www.pmodwrc.ch/pmod.php?topic=tsi/composite/SolarConstant}. Jak
je vid�t z~jej�ho z�v�ru (zobrazte si graf jako pdf, n��e jej 
reprodukujeme zmen�en�) skupinky let  v~maximech a~v~minimech v�konu se
li�� a� o~sedm desetin promile  (rozmez� pro kr�tkodob� v�kyvy je a� t�i
promile).\footnote{Pro� tehdy v�ce z���? Snad proto, �e pat�i�n� v�t��
plochu ne� n�padn� tmav� skvrny zab�r�vaj� tehdy sv�tl� fakule. Nad 
fotosf�rick�mi fakulemi pak je�t� chromosf�rick� (tj. viditeln� jen 
p�es vhodn� barevn� filtry, konkr�tn� v~centrech spektr�ln�ch �ar)
flokule. To v�t��  z��en� slunce je asi zprost�edkov�no podobn�m
transportem energie z~hloubky, kter� udr�uje nad chladnou fotosf�rou
teplej�� chromosf�ru a~mnohem teplej�� koronu: ne elektromagnetick�m
z��en�m �i proud�n�m  plazmatu, ale zvukov�-magnetick�mi vlnami, kter�
se j�m pohybuj�. Skvrny jsou projevem magnetick�ch p�ek�ek, kter� br�n�
proud�n� plynu  z~hloubky -- povrch fotosf�ry se pak vysv�t� -- takov�
p�ek�ky pak z~konvekce generuj� ,,r�mus``, ����c� se naopak mnohem
rychleji vzh�ru. Tolik alespo� m� p�edstava, kterou jsem s~v�deck�mi
�l�nky d�vno nekonfrontoval.}    
  Surov� p�ehled  dat, jdouc� a� ke
dne�ku, je vid�t na \wwwt{www.acrim.com}{http://www.acrim.com}, zmen�en�
jej reprodukujeme na druh�m z~obr�zk�:

\noindent
\includegraphics[trim= 60 50 110 50, clip, width=0.50\columnwidth]
{solconst} \hfill
\includegraphics[trim= 50 0 80 0, clip, width=0.47\columnwidth]
{acrim}

O~slune�n� prom�nnosti v~d��v�j��ch dob�ch nem�me ��dn� p��m� 
informace. V�me ale, �e skute�n� m��en� zm�ny jeho z��ivosti  koreluj�
se zm�nami jin�ch slune�n�ch charakteristik, kter� jsou zn�m� 
i~z~d�vn�j��ch dob.  A~dnes jsou krom� Slunce sledov�ny (z~pozemsk�ch
observato��) i~spousty jin�ch hv�zd podobn�ch vlastnost�, z~�eho� jsme
se dozv�d�li, �e n�kter� se  m�n� i~v�ce ne� Slunce. To vede p�irozen� 
k~my�lence, �e se t�eba  z��ivost Slunce m�nila v~minulosti tak�
v�razn�ji, nejen dne�n�m kol�s�n�m v~on�ch  cyklech d�lky kolem
jeden�cti let, ale i~na del�� obdob�. A~�e nap�. v~dob�, kdy na n�m 
nebyly skoro ��dn� skvrny (tzv. Maunderovo minimum na p�elomu 
sedmn�ct�ho a~osmn�ct�ho stolet�) z��ilo o~cosi m�n� -- soudilo se,
�e mo�n� a� o~t�i promile (viz ��st
\wwwe{6.11.1.2 Reconstructions of past variations of total solar irradiance}
{http://www.grida.no/climate/ipcc_tar/wg1/245.htm} 
zpr�vy \cite{TAR1}), nov�j�� odhad se klon� k~hodnot� pod jedno
promile \cite{Lean2005}.

Zm�ny v�konu Slunce o~jedno promile trvaj�c� l�ta nebo desetilet� 
nesouvisej� s~v�vojem jeho centra, ale s~se zv��en�m transportem tepla 
z~mnohem men��ch hloubek. Vrstvy atmosf�ry, ze kter�ch se odeb�r� v�ce 
tepla, by se m�ly p�itom ,,sesedat``, a~v~dob�ch, kdy v�kon Slunce 
poklesne, zase ,,dofukovat``. To by se m�lo projevit na viditeln�m
polom�ru  Slunce. Bohu�el, a� pozorov�n� nazna�uj�, �e se polom�r
skute�n� m�n�, o~tom, jak se m�n� doopravdy, nev�me st�le t�m�� nic,
nato� o~zm�n�ch v~minul�ch stalet�ch (ze kter�ch by pak �lo usuzovat na
zm�ny v�konu),  viz \cite{radius}. Jednou dvou metod, kter� lze
pova�ovat  za spolehliv�, je m��en� polom�ru Slunce z~videoz�znam�
,,Bailyho  perel`` po��zen�ch na  okraj�ch p�su totality b�hem
slune�n�ch zatm�n� -- nejnov�j��  v�sledky viz \cite{Dunham} 
a~reprodukovan� (�hlov� polom�r ve vte�in�ch, s~podlo�en�mi variacemi
dle m��en� z~dru�ice SOHO, \cite{Kuhn})
zde (je to vlastn� i~v�zva k~pozorov�n�):

\medskip
\noindent
%\includegraphics[trim= 15 100 10 90, clip, width=\columnwidth]{radius}
\includegraphics[trim= 38 69 36 325, clip, width=\columnwidth]{d10}


\section{Jak moc mohou zm�ny Slunce p�sobit na teplotu Zem�}

Z�sadn�m vlivem je prom�nnost ,,slune�n� konstanty`` probran� v��e. 
Uv�d�j� se ale je�t� dva dal�� mo�n� slune�n� mechanismy. 

Prvn�m jsou
\emph{zm�ny mno�stv� ultrafialov�ho z��en�}, kter�  d�v� vznik oz�nu 
a~p��mo se v~n�m pohlcuje, tedy zah��v� stratosf�ru m�sto povrchu Zem�.
Zm�ny UV toku se �asov� shoduj� se zm�nami v�konu, jen maj� mnohem v�t��
rozkmit (ne jedno promile, ale a� n�kolik procent). Zm�ny teploty
stratosf�ry mohou trochu posouvat hranice r�zn�ch vzdu�n�ch mas 
v~troposf��e, a~t�m i~m�nit klima  v~p��zemn� vrstv� ovzdu��, alespo� 
v~n�kter�ch oblastech na Zemi. 

Druh�m mo�n�m mechanismem je zv��en� p��tok 
kosmick�ho z��en� do ovzdu�� v~dob�ch slab� aktivity 
Slunce\footnote{Magnetick� pole, zakotven� ve slune�n�m v�tru, sni�uje 
pronik�n� ��stic kosmick�ho z��en� do nitra Slune�n� soustavy
P�i siln�j�� slune�n� �innosti je siln�j�� i~magnetick� pole 
v~meziplanet�rn�m prostoru a~jeho okol� (uvnit� tzv. heliosf�ry) 
a~clon� n�s od kosmick�ho z��en� l�pe.}  -- v�ce 
kosmick�ho z��en� m��e zv��it \emph{po�et zvl�t� drobn�ch ��stic
aerosolu} a~t�m nap�. zm�nit charakteristiky obla�nosti (v�t��
odrazivost, del�� doba, ne� vzniknou sr�ky). Viz podrobn�ji 
\cite{HCTN62}.

Ob� tato p�soben� mohou teplotu povrchu Zem� ovliv�ovat jen nep��mo. 
Jejich mo�n� dopad lze zkoumat empiricky, 
porovn�n�m v�voje glob�ln�ch teplot a~r�zn�ch ukazatel� aktivity Slunce 
v~minulosti. To je provedeno p�esv�d�iv� v~pr�ci \cite{Solanki2003}:
vlivy Slunce se tam berou jako maxim�ln� mo�n�, tj. r�zn� ukazatele 
jsou na�k�lov�ny 
tak, aby co nejv�ce kop�rovaly pr�b�h teplot (s~ev. zpo�d�n�m, neb
ovzdu�� se proh��v� rychle, ale povrch Zem� u� ne). Od roku 1850 a� do
roku 1970 je tam dost dobr� shoda.  

Ta ale kon�� zhruba rokem 1980. N�sleduj�c� oteplov�n� prob�halo 
bez d�vodu, pokud bychom ten d�vod hledali v~parametrech 
charakterizuj�c�ch Slunce nebo meziplanet�rn� prostor. Auto�i tak
stanovili horn� mo�nou hranici pod�lu Slunce na oteplen� od roku 1970
do roku  1999 na t�icet procent. Jde skute�n� o~\emph{horn�} hranici.
Pravd�podobn�  pod�l je tak polovi�n� -- to proto, �e zm�ny teplot do 
roku 1970 byly p�sobeny jist� i~vulkanismem, rostouc� koncentrac� 
sklen�kov�ch plyn� a~tak� r�stem emis� oxid� s�ry a~aerosol� v�bec 
(v~dob�ch, kdy pro n� ani v~Evrop� a~USA neplatila ��dn� omezen�).

Pro obdob� 1980 a�  2005 je horn� mo�n� hranice vlivu prom�n Slunce na
oteplen�, kter� v~tomto intervalu prob�hlo, nepochybn� je�t� men��.
Je p�itom jedno, jak� parametry aktivity Slunce p�itom uva�ujeme.


\section{Prom�nnost Slunce a~dne�n� v�voj teplot}

Pr�m�rn� teploty Zem� se m�n� i~vlivem n�hodn�ch v�kyv� proud�n� ovzdu��
a~oce�n�. Neb�t zm�n ,,vn�j��ch``, jsou ale v~posledn�ch tis�cilet�ch
stabiln�, br�no coby pr�m�r p�es des�tky let. Jako ,,vn�j��``, na
po�as� �i klimatu  nez�visl�, lze ozna�it dva p��rodn� vlivy: v�buchy
sopek a~prom�ny Slunce a~meziplanet�rn�ho prost�ed�.

Maj�-li se modely klimatu (zahrnuj�c� proud�n� atmosf�ry a~oce�n� 
i~zm�ny odrazivosti Zem� a~vlhkosti ovzdu��) uv�st do souladu se 
skute�nost�, zm�ny tok� z~vesm�ru a~zm�ny slo�en� ovzdu�� po velk�ch 
vulkanick�ch exploz�ch je do nich nutn� zapo��tat. Pak u� dob�e ,,sed�``
s~pozorov�n�m. 

Velk� sope�n� exploze jsou daleko nejv�razn�j��m p��rodn�m vlivem. Vliv
prom�n Slunce je oproti nim obt��n�ji zjistiteln�, zejm�na pokud jde 
o~nejobecn�j�� parametr, toti� pr�m�rnou teplotu cel�ho povrchu Zem�. 
P�esto je dnes pova�ov�n za prok�zan�, a~pro dlouhodob� p�irozen� zm�ny
v~��du  stalet� (�ekn�me p�ed rokem 1800, a~ur�it�  p�ed deseti tis�ci
lety a~d��ve) mo�n� i~rozhoduj�c�. 

V~posledn� �tvrtin� dvac�t�ho stolet� za�aly b�t oba tyto p��rodn� 
vlivy, sol�rn� a~vulkanick�, mal� oproti vlivu zm�n slo�en� ovzdu��
zp�soben�ho lidstvem. Projevuj� se jen jako modulace trendu 
r�stu teplot. Velk� vulkanick� exploze dok�e na p�r let i~obr�tit trend 
zm�ny teplot Zem� jako celku, pokles ,,slune�n� �innosti`` jej 
dok�e jen pozastavit. To je p��pad posledn�ch let, kdy se Slunce 
stalo velmi klidn� -- lze o�ek�vat, �e a� se aktivita zv���, oteplov�n� 
se d�le tro�ku zrychl�. 

P�esto se o~vlivu prom�nnosti Slunce na klima st�le hodn� mluv�. Jedn�m 
z~d�vod� je pozoruhodn� zji�t�n�, �e slune�n� aktivita byla b�hem 
uplynul�ho stolet� asi vy��� ne� kdykoliv za minul�ch osm tis�c 
let: tak dlouh� obdob� vysok� aktivity  se p�edt�m nevyskytlo (to je 
pr�v� na za��tku zm�n�n� pr�ce \cite{Solanki2004}). Laiky to
m��e v�st k~ukvapen�mu z�v�ru,  �e tedy oteplen�, kter�ho jsme sv�dky,
bude jist� zp�sobeno pr�v� t�m.

Jen�e aktivita Slunce v~posledn�m �tvrtstolet� nevzr�st� (nebo nanejv��
m�lo, a~to pouze ve smyslu jeho z��iv�ho v�konu, takov� ,,r�stov�``
kalibrace \cite{Willson} je nav�c z~r�zn�ch d�vod�  nepravd�podobn�). Zato oteplov�n�
cel� Zem� se zrychlilo na tempo, kter� dosud nebylo zaznamen�no. Zat�mco
d��ve byly prom�ny toku z��en� a~��stic z~vesm�ru na Zemi dominantn�m
vlivem na klima, dnes se staly vlivem, kter� lze v~prvn�m p�ibl��en�
zanedbat.

Jak to v�me? Pomoc� v�po�tu  veli�iny zvan� \wwwt{\emph{radiative 
forcing}}{http://en.wikipedia.org/wiki/Radiative_forcing} (�esky snad
\emph{,,z��iv�  puzen�``}). Ta  ud�v�, zhruba �e�eno, jak� by byl rozd�l
z��iv�ho p��konu a~v�konu Zem� p�ed stalet�mi (v~dob�, kdy vliv
lidstva na  teplotu Zem� byl zanedbateln�), kdybychom skokem zm�nili
slo�en� atmosf�ry na sou�asn� 
\cite{forcing}. Dnes je to u� \emph{dva watty na metr
�tvere�n� zemsk�ho povrchu} (viz nap�. ,,Summary for Policymakers`` 
v~\cite{TAR1}). P�ebytkem roste
teplota Zem�, tj. jej�ho (lehk�ho) ovzdu��, povrchu pevnin (a~pomalu se
proh��vaj�c�ch hloubek des�tek metr�), a~ov�em oce�n�: ty se vlivem
prom�ch�v�n� vody oh��vaj� i~v~hloubk�ch kilometrov�ch (a~v~nich se
proto schov�v� naprost� v�t�ina tepeln�ch p�ebytk�). Velikost 
antropogenn�ho forcingu vypl�v� z~model� tok� energie ovzdu��m -- je to
slo�it�j�� obdoba modelov�n� atmosf�r hv�zd. (Skute�n� dne�n� rozd�l
m�rn�ho p��konu a~v�konu Zem� je men�� ne� forcing, proto�e teploty
povrchu u� vzrostly a~Zem� v�ce vyza�uje do vesm�ru 
-- p�ebytek se odhaduje na necel� jeden watt na metr �tvere�n�, 
viz podrobn� \cite{imbalance}, kde je t� uk�z�no, �e t� hodnota 
vypl�v� i~z~m��en� teplot oce�n�.)

\bigskip
\noindent
\parbox[c]{0.48\columnwidth}{\wwwt{\includegraphics[width=0.48\columnwidth]
{figspm3}}
{http://www.grida.no/climate/ipcc_tar/wg1/figspm-3.htm} 
} \hfill
\parbox[c]{0.48\columnwidth}{\sloppy
\emph{Forcing ze zm�n slo�en� ovzdu��, zm�n odrazivosti 
povrchu zp�soben�ch zm�nou u�it� pozemk� a~zm�n ve v�konu Slunce. 
Z�porn� forcing ze sopek, trvaj�c� v�dy jen n�kolik let, nen� zahrnut. 
Nep��m�m vlivem aerosol� se  rozum� jejich vliv na velikost a~po�et
kapek v~oblac�ch. Druh� nep��m� vliv, na d�lku �ivota
oblak�, nen� zobrazen. 
Svisl� �se�ky na horn�m okraji obd�ln�k� nazna�uj� rozmez� odhad� dle 
publikovan�ch hodnot a~dle fyzik�ln�ho pozn�n�. N�kde 
lze udat jen rozmez� odhad�. 
(Podle 
\wwwt{obr. 3 ze ,,Summ. for Policymakers``}
{http://www.grida.no/climate/ipcc_tar/wg1/figspm-3.htm}
\cite{TAR1}.)
}}

\bigskip
Stejn� tak m��eme udat velikost ,,z��iv�ho puzen�`` slune�n�ho.  Jak u�
v�me, v~r�mci slune�n�ho cyklu je rozd�l v�kon� mezi  maximem a~minimem
aktivity na �rovni jednoho wattu na metr �tvere�n� (p�i pr�m�ru asi  
1367\Wsqm), tedy rozkyv �in� necel� jedno promile. Co to znamen� pro
,,radiative forcing``? To zjist�me, kdy�  pr��ez Zem� p�epo��t�me na
obsah ($\pi$r$^2$ na 4$\pi$r$^2$), tedy slune�n�
konstantu vyd�l�me �ty�mi, a~je�t�  vyn�sob�me albedem Zem� (0,7). Ze
1367 tak dostaneme asi 240. Necel� promile z~toho jsou dv� desetiny
wattu na metr �tvere�n�. To sice nen� nijak m�lo, ale je to
\emph{desetkr�t m�n�}, ne� �in� ,,radiative forcing`` dan� zm�nou
slo�en� ovzdu��.

Pr�m�r ,,konstanty`` p�es cel� slune�n� cyklus z�stal v~posledn�ch dvou
cyklech  pravd�podobn� stejn� (jen \cite{Willson} soud�, �e se o~p�l 
promile zv��il). P�edt�m satelitn� (jedin� jak�tak� p�esn�) m��en�
neexistuj�, a~mo�n� v�kon  Slunce se extrapoluje z~dne�n�ch hodnot dle
jin�ch parametr� Slunce,  jako jsou r�zn� statistiky skvrn, m��en� toku
kosmick�ch ��stic na  Zemi, �i m��en� magnetick�ho pole. 
,,Z��iv� puzen�``  oproti sedmn�ct�mu stolet� (kdy byl asi v�kon Slunce
zvl�t� mal�) m��e b�t dnes v�t�� o~jednu a� t�i desetiny wattu na  metr
�tvere�n�, oproti v�t�in�  tis�cilet� asi ne v�ce ne� o~0,1\Wsqm.

V�born� stru�n� aktu�ln� p�ehled mo�n�ho vlivu zm�n v�konu Slunce  viz
\cite{Lean2005}, rozs�hl� shrnut� o~chlup star��ch znalost� viz
\cite{HCTN62}.

Podle zm�n Slunce v~minulosti se soud�, �e takto zv��en� p��kon na  metr
�tvere�n� zemsk�ho povrchu nevydr�� u� dlouho, velmi pravd�podobn� ne
v�ce ne� n�kolik des�tek let \cite{Solanki2004}. To je ale jen mal�
�t�cha: takov� mal�  pokles jedn� slo�ky celkov�ho ,,forcingu`` m��e
dok�zat jedin�, toti�  ��ste�n� kompenzovat sn��en� koncentrac� jedovat�ho
aerosolu, hlavn� oxid� s�ry v~troposf��e. Ty dne�n� toti� p�sob�
negativn� forcing, a~pr�myslov� zem� se jich zbavuj� (mo�n� si
pamatujete na reklamu  �EZ, �e m� ods��eno). Snad se jich do poloviny
stolet� v�echny zbav�, ono to toti� stoj� za to i~ekonomicky: kdy� jsou
lid� m�n� nemocn� a~neum�raj� p�ed�asn�, hospod��stv� l�pe funguje. 

Shrnuto: od zm�n na Slunci u� nem��eme nic v�znamn�ho �ekat, pokud jde 
o~teplotu Zem�. Relativn� mizivost slune�n�ho vlivu je patrn� jak 
z~�vodn�ho obr�zku v~\cite{imbalance}, kter� zde reprodukujeme (je 
p�evzat z~\h{www.giss.nasa.gov/data/simodel}), tak i~z�v�re�n�ho 
p�ehledu v~\cite{Lean2005} (reprodukovan�ho i~s~popisem vpravo). Na tom
nic nem�n� ani to, �e o~Slunci jako prom�nn�  hv�zd� jsou na�e znalosti
dosud p�ekvapiv� mal�.

\medskip
\ing{F_line} 
\parbox[b]{0.48\columnwidth}{\sloppy
\emph{Srovn�n� r�zn�ch zdroj� prom�nnosti sou�asn�ch teplot
zemsk�ho povrchu a~spodn� stratosf�ry
odvozen� v�cedimenzion�ln� line�rn� regres�.
U~povrchov�ch teplot se uva�uj� vulkanick� aerosoly a~ENSO indexy
se zpo�d�n�m 6 m�s�c�, oslun�n� se zpo�d�n�m jeden m�s�c.
U~stratosf�rick�ch teplot se po��t� s~nulov�m zpo�d�n�m:}

\includegraphics[trim= 200 565 40 0, clip, width=0.48\columnwidth]{lean05fin}

~
}


\section{Vliv v~minulosti}

Za pravd�podobn� se bere, �e sn��en� v�kon Slunce v~dob� Maunderova 
minima slune�n� �innosti byl p���inou chladn�j��ho obdob� v~druh�
polovin� minul�ho tis�cilet� oproti jeho  za��tku (existence takov�ho
obdob� je pravd�podobn� pro Evropu, nejist� v~m���tku glob�ln�m).
Tehdej�� v�kyv i~pouh�ch hemisf�rick�ch teplot (sm�rem dol�) byl ale
mnohem men�� ne� ten dne�n� (sm�rem nahoru). Ilustraci  zm�n teplot za
tis�c �i v�ce let let viz 
\wwwe{1000 Year Temperature Comparison} 
{http://en.wikipedia.org/wiki/Image:1000_Year_Temperature_Comparison.png}.

P�ed dvac�t�m stolet�m, b�hem cel�ho holoc�nu
(sou�asn�ho tepl�ho obdob� trvaj�c�ho u� deset tis�c let) bylo klima hodn�
stabiln�, i~kdy� v�kon Slunce mo�n� kol�sal ve �k�l�ch sta let i~v�ce
ne� o~jedno promile.

Jinak tomu bylo v~glaci�lu, b�hem ledov� doby. Zejm�na ve st�edn�ch 
a~vysok�ch severn�ch ���k�ch se klima hodn� a~rychle m�nilo.
Nejn�padn�j�� jsou  tzv. Dansgaard-Oeschgerovy ud�losti, rychl� oteplen�
(b�hem stovek let) n�sledov�na pomalej��mi ochlazen�mi. Sv�dectv� 
o~nich pod�vaj� vzorky ledu z~hloubky gr�nsk�ho ledov�ho p��krovu. Pr�ce
\cite{Rahmstorf2003} ukazuje, �e s~jednou v�jimkou v�echny nastaly 
v~takov�ch okam�ic�ch, �e  jde o~dosti p�esn� n�sobky periody 1470 let 
(v~n�kter�ch n�sobc�ch nastaly, v~jin�ch ne). Tak dost p�esn�
a~dlouhodob� dodr�ovanou frekvenci lze t�ko vysv�tlit n�jak�m vnit�n�m
rytmem klimatick�ho syst�mu. Dal�� pr�ce \cite{Braun2005} proto hledala
n�jak� metronom vn�j��.  Orbit�ln�-rota�n� zm�ny s~takovou periodou
zn�my nejsou (a~tedy asi ani nebudou, to je v�c dostate�n� prob�dan�). 
Mo�nost� by asi mohly b�t snad pr�v�  prom�ny Slunce, u~nich� jsou (ze
z�znam� koncentrace radioaktivn�ho ${14}$C a~$^{10}$Be v~ledu) zn�my
cykly s~d�lkou 87 let a~210 let. 1470 je jedn�m z~jejich dost dobr�ch
spole�n�ch n�sobk�, a~je to mo�n� ten, kter� vyhovuje vlastn�mu rytmu
glaci�ln�ho klimatick�ho syst�mu. Jin�mi slovy, popud k~p�eklopen�
klimatu do stavu, kdy tepl� voda v~horn� vrstv� Atlantiku proud� d�l na
sever, jak� se p�edpokl�d� b�hem tzv. interstadi�l� (�i naopak do stavu,
kdy vyh��v�n� tak daleko na sever nesah�, do 
stadi�lu)\footnote{Interstadi�l je teplej�� obdob� b�hem glaci�lu, 
stadi�l naopak obdob� studen�j��. Interglaci�l je tepl� obdob� mezi 
ledov�mi dobami, postglaci�l je vhodn� ozna�en� holoc�nu, s~ohledem na 
jeho neoby�ejn� dlouh� trv�n� zaru�en� na des�tky tis�c dal��ch let.}
  mohl v�dy d�t slune�n� ,,forcing``. 

Tato hypot�za m� daleko do dne�n� jistoty Milankovi�ovy teorie, toti� �e 
n�stupy a~konce ledov�ch dob jsou vyvol�v�ny zm�nami orbit�ln�-rota�n�mi 
(ty maj� vesm�s �k�ly v�t�� ne� n�kolik  tis�cilet�). Je to ale zaj�mav�
pracovn� domn�nka jak pro astronomy, tak pro  paleoklimatology. Nepom��e
n�m chr�nit klima, ale m��e pomoci tomu,  abychom l�pe rozum�li zm�n�m
klimatu v~minulosti, a~je p�kn�m, poctiv�m motivem zkoumat Slunce coby
pomalu prom�nnou hv�zdu.

V�clav C�lek (soukr. sd�len�) v~reakci na m�j
koment��\cite{glotVesm2006} ke sv�mu �l�nku \cite{Cilek2006}  zm�nil, �e
zm�n�m  Slunce se p�ipisuj� i~(asi chladn�) obdob�, kdy do�lo k~tzv.
Heinrichov�m ud�lostem.\footnote{Jako \wwwt{,,Henrich event``}
{http://en.wikipedia.org/wiki/Heinrich_event} 
se ozna�uje vznik
vrstvy hrub�ch (klastick�ch) sediment� na dn� oce�nu. Ten se 
interpretuje jako spad z~rozt�t�ch  ledovc�, kter�ch tedy muselo
v~dan� dob� plout mnohem v�ce ne� jindy}
 To by samoz�ejm� bylo tak�
mo�n�, ale u� jen jako v�pomoc deux ex machina -- nezn�me-li p���inu
n�jak� ud�losti, pak prohl�sit ,,za to asi m��e  Slunce`` nen�
uspokojivou odpov�d�. U� proto, �e Slunce je opravdu jen m�lo prom�nnou
hv�zdou. ,,Heinrich events`` krom� toho ��dnou kloudnou pravidelnost
nejev�, ostatn� i~jejich datov�n� je zat�m velmi nep�esn�. �l�nek, kter�
by i~pro n� navrhoval astronomick� p���iny, jsem zat�m nena�el.


\begin{thebibliography}{9}

%begin{latexonly}
\newcommand{\bibh}[3]{#1 #2 Online: \h{#3} --}
%end{latexonly}

\begin{htmlonly}
\newcommand{\bibh}[3]{\wwwt{#1}{http://#3} #2}
\end{htmlonly}

\catcode`\%=12

\bibitem{Solanki2004}
   Solanki, S.K., Usoskin, I.G., Kromer, B., Sch�ssler, M., Beer, J.,
   2004: 
 \bibh{Unusual activity of the Sun during recent decades compared to
   the previous 11,000 years.}
   {Nature \textbf{431}, 1084-1087.}
   {cc.oulu.fi/\%7Eusoskin/personal/nature02995.pdf}


\bibitem{TAR1} 
Intergovernmental Climate Change Panel:
\bibh{\emph{Climate Change 2001: The Scientific Basis.}}{}
{www.grida.no/climate/ipcc_tar/wg1/}

\bibitem{radius}
 Thuillier, G., Sofia, S., Haberreiter, M., 2005:
\bibh{Past, present and future measurements of the solar diameter.}
{\emph{Advances in Space Research} \textbf{35}, 329-340.}
{www.pmodwrc.ch/solar_uv/ThuillierSabHab2005ASpR.pdf}
	  
\bibitem{Dunham}
Dunham, D. W., et al, 2005: 
\bibh{\emph{Accuracy of Solar Radius Determinations from Solar Eclipse
   Observations, and Comparison SOHO Data.}}
{Presentation at 2005 SORCE Science
Meeting September 14-16, Durango, Colorado.}
{lasp.colorado.edu/sorce/2005ScienceMeeting/posters/Dunhams.pdf}

\bibitem{Kuhn}
Kuhn, J. R., Bush, R. I., Emilio, M., Scherrer, P. H., 2004: 
\bibh{On the Constancy of the Solar Diameter. II.}
{\emph{Astrophys. J.} \textbf{613}, 1241-1252.} 
{www.journals.uchicago.edu/cgi-bin/resolve?id=doi:10.1086/423301}

\bibitem{Willson}
Willson, R. C., Mordinov, A. V., 2003: 
\bibh{Secular total solar irradiance 
trend during solar cycles 21 and 22.} 
{\emph{Geophys. Res. Letts.} \textbf{30}, 1199-1202.}
{www.acrim.com/Reference\%20Files/Secular\%20total\%20solar\%20irradiance\%20trend\%20during\%20solar\%20cycles\%2021\%E2\%80\%9323.pdf}

\bibitem{forcing}
Intergovernmental Climate Change Panel:
\bibh{Climate Change 2001: 
 The Scientific Basis. Part
6.1 Radiative Forcing}{}
{www.grida.no/climate/ipcc_tar/wg1/214.htm}

\bibitem{imbalance}
Schmidt, G., 2005:
\bibh{Planetary energy imbalance?}
{�l�nek z~5. kv�tna na blogu \emph{RealClimate}.}
{www.realclimate.org/index.php?p=148}

\bibitem{Lean2005} 
Lean, J., 2005:   
\bibh{Solar forcing of climate change: Current status.}
{\emph{Past Global Changes News} 
   \textbf{11}, 1, 13-15.}
{www.pages-igbp.org/products/newsletters/NL2005_3low_res.pdf}

\bibitem{HCTN62}
Gray, L. J., Haigh, J. D., Harrison, R. G., 2005: 
\bibh{\emph{The Influence of Solar Changes on the
   Earth's Climate}.}
   {Hadley Centre technical note 62.}
   {www.metoffice.com/research/hadleycentre/pubs/HCTN/HCTN_62.pdf}  

\bibitem{Solanki2003} 
Solanki, S. K., Krivova, N. A., 2003:
\bibh{Can solar variability explain global warming since 1970?}
{   \emph{J. Geophys. Res.} \textbf{108}, A5, 1200,
   doi:10.1029/2002JA009753.}
   {www.linmpi.mpg.de/~natalie/PAPERS/warming.pdf}

\bibitem{Rahmstorf2003}
Rahmstorf, S., 2003:
\bibh{Timing of abrupt climate change: A~precise clock.}
{    \emph{Geophys. Res. Lett.} \textbf{30}, 10, 1510,
   doi:10.1029/2003GL017115.}
   {www.pik-potsdam.de/~stefan/Publications/Journals/rahmstorf_grl_2003.pdf}
  
\bibitem{Braun2005}
Braun, H. M. et al, 2005: 
\bibh{Solar forcing of abrupt
       glacial climate change in a~coupled climate system model.} 
{\emph{Nature} 438, 208-211.}
{www.pik-potsdam.de/~stefan/Publications/Nature/Braun_etal_Nature_2005.pdf}


\bibitem{glotVesm2006}
Hollan, J., 2006: 
\bibh{koment�� Sol�rn� oteplov�n�.}{}
{amper.ped.muni.cz/glot/a/msg00047.html}

\bibitem{Cilek2006}
 C�lek, V., 2006: 
\bibh{Sol�rn� oteplov�n�.}{ \emph{Vesm�r} \textbf{85}, 12-13.}
{www.vesmir.cz/clanek.php3?CID=6589} 



\end{thebibliography}

\end{document}

