Я в цей світ прийшов
Щоб бачити Сонце
Анаксагор, V ст. до Р.Х. (Переклад К. Бальмонта, 1902)
Природа Сонця і його значення для нашого життя - невичерпна тема. Про його вплив на Землю люди здогадувалися ще в глибоку давнину, в результаті чого народжувалися легенди і міфи, в яких Сонце відігравало головну роль. Воно обожнювалося в багатьох релігіях. Дослідження Сонця - особливий розділ астрофізики зі своєю інструментальною базою, зі своїми методами. Роль одержуваних результатів виняткова, як для астрофізики (розуміння природи єдиної зірки, що знаходиться так близько), так і для геофізики (основа величезного числа космічних впливів). Постійний інтерес до Сонця виявляють астрономи, лікарі, метеорологи, зв'язківці, навігатори та інші фахівці, професійна діяльність яких значною мірою залежить від ступеня активності нашого денного світила, на якому "також бувають плями".
Однією з найбільш чудових особливостей Сонця є майже періодичні, регулярні зміни різних проявів сонячної активності, тобто усієї сукупності спостережуваних змінюються (швидко або повільно) явищ на Сонці. Це і сонячні плями - області з сильним магнітним полем і внаслідок цього зі зниженою температурою, і сонячні спалахи - найбільш потужні і швидкі вибухові процеси, що зачіпають всю сонячну атмосферу над активною областю, і сонячні волокна - плазмові освіти в магнітному полі сонячної атмосфери , що мають вид витягнутих (до сотень тисяч кілометрів) волоконоподібних структур. Коли волокна виходять на видимий край (лімб) Сонця, можна бачити найбільш грандіозні по масштабах активні і спокійні освіти - протуберанці, що відрізняються багатою розмаїтістю форм і складною структурою. Потрібно ще відзначити корональні діри - області в атмосфері Сонця з відкритим у міжпланетний простір магнітним полем. Це своєрідні вікна, з яких викидається високошвидкісний потік сонячних заряджених частинок.
З цього часу реєстрація плям те проводилася, то припинялася, то поновлювалася знову. В кінці ХІ сторіччя два спостерігачі - Г. Шперер в Німеччині і Е. Маундер в Англії вказали на той факт, що протягом 70-річного періоду аж до 1716 року плям на сонячному диску, мабуть, було дуже мало. Уже в наш час Д. Едді, заново проаналізувавши всі дані, прийшов до висновку, що дійсно в цей період був спад сонячної активності, названий Маундерівським мінімумом.
До 1843 році після 20-річних спостережень любитель астрономії Г. Швабе з Німеччини зібрав досить багато даних для того, щоб показати, що число плям на диску Сонця циклічно змінюється, досягаючи мінімуму приблизно через кожні одинадцять років. Р. Вольф з Цюріха зібрав усі які тільки міг дані про плями, систематизував їх, організував регулярні спостереження і запропонував оцінювати ступінь активності Сонця спеціальним індексом, що визначає міру "запятненности" Сонця, що враховує як число плям, які спостерігалися в даний день, так і число груп сонячних плям на диску Сонця. Цей індекс відносного числа плям, згодом названий "числами Вольфа", починає свій ряд з 1749 року. Крива середньорічних чисел Вольфа (рис. 2) абсолютно чітко показує періодичні зміни числа сонячних плям.
Індекс "числа Вольфа" добре витримав випробування часом, але на сучасному етапі необхідно вимірювати сонячну активність кількісними методами. Сучасні сонячні обсерваторії ведуть регулярні патрульні спостереження за Сонцем, використовуючи як міру активності оцінку площ сонячних плям у мільйонних частках площі видимої сонячної півсфери (м.ч.п.). Цей індекс в якійсь мірі відображає величину магнітного потоку, зосередженого в плямах, через поверхню Сонця.
Групи сонячних плям з усіма супутніми явищами є частинами активних областей. Розвинена активна область включає в себе факельну площадку з групою сонячних плям по обидва боки лінії розділу полярності магнітного поля, на якій часто розташовується волокно. Всьому цьому сприяє розвиток корональної конденсації, щільність речовини в якій принаймні в кілька разів більша за густину навколишнього середовища. Всі ці явища об'єднані інтенсивним магнітним полем, що досягає величини декількох тисяч Гаусс на рівні фотосфери.
Найбільш чітко границі активної області визначаються по хромосферній лінії іонізованого кальцію. Тому був уведений щоденний кальцієвий індекс, що враховує площі і потужності всіх активних областей.
Найсильніше прояв сонячної активності, що впливає на Землю, - сонячні спалахи. Вони розвиваються в активних областях зі складною будовою магнітного поля і торкаються всієї товщі сонячної атмосфери. Енергія великого сонячного спалаху досягає величезної величини, порівнянної з кількістю сонячної енергії, одержуваної нашою планетою протягом цілого року. Це приблизно в 100 разів більше всієї теплової енергії, яку можна було б отримати при спалюванні всіх розвіданих запасів нафти, газу і вугілля. У той же час це енергія, що випускається всім Сонцем за одну двадцяту частку секунди, з потужністю, що не перевищує сотих часток відсотка від потужності повного випромінювання нашої зірки. В вспалахо-активних областях основна послідовність спалахів великої і середньої потужності відбувається за обмежений інтервал часу (40-60 годин), в той час як малі спалахи і уярчения спостерігаються практично постійно. Це призводить до підйому загального фону електромагнітного випромінювання Сонця. Тому для оцінки сонячної активності, пов'язаної зі спалахами, стали застосовувати спеціальні індекси, безпосередньо пов'язані з реальними потоками електромагнітного випромінювання. За величиною потоку радіовипромінювання на хвилі 10.7 см (частота 2800 МГц) в 1963 р введений індекс F10.7. Він вимірюється в сонячних одиницях потоку (с.о.п.), причому 1 с.о.п. = 10 -22 Вт / (м 2 Гц). Індекс F10.7 добре відповідає змінам сумарної площі сонячних плям і кількості спалахів у всіх активних областях. Для статистичних досліджень в основному використовуються середньомісячні значення.
З розвитком супутникових досліджень Сонця з'явилася можливість прямих вимірювань потоку рентгенівського випромінювання в окремих діапазонах.
З 1976 року регулярно виміряється щоденне фонове значення потоку м'якого рентгенівського випромінювання в діапазоні 1-8 Å (12.5-1 кеВ). Відповідний індекс позначається прописною латинською буквою (A, B, C, M, X), що характеризує порядок величини потоку в діапазоні 1-8 Å (10 -8 Вт / м 2. 10 -7 і т.д.) з подальшим числом в межах від 1 до 9.9, що дає саме значення потоку. Так, наприклад, M2.5 означає рівень потоку 2.5 · 10 -5. У підсумку виходить наступна шкала оцінок:
(1-9) · 10 -8 Вт / м 2
Останнім часом стало використовуватися у вигляді індексу, що характеризує ступінь спалахової активності Сонця, кількість сонячних спалахів за місяць. Цей індекс може бути використаний з 1964 року, коли була введена застосовується зараз система визначення балльности сонячного спалаху в оптичному діапазоні.
Як випливає з рис. 2, сонячна активність в числах Вольфа і, як з'ясувалося пізніше, і в інших індексах, має циклічний характер із середньою тривалістю циклу в 11.2 року. Нумерація сонячних циклів починається з того моменту, коли почалися регулярні щоденні спостереження числа плям. Епоха, коли кількість активних областей буває найбільшим, називається максимумом сонячного циклу, а коли їх майже немає - мінімумом. За останні 80 років протягом циклу трохи прискорилася і середня тривалість циклів зменшилася приблизно до 10.5 років. За останні 250 років найкоротший період дорівнював 9 років, а найдовший 13.5 років. Іншими словами, поведінка сонячного циклу регулярно лише в середньому. Якщо придивитися до малюнка 2, можна помітити, що в підйомі і спаді сонячних циклів існує деяка закономірність. Можливо, це вказує на існування більш тривалого циклу, рівного приблизно 80-90 років. Незважаючи на різну тривалість окремих циклів, кожному з них властиві загальні закономірності. Так, чим інтенсивніше цикл, тим коротше галузь зростання і тим длиннее галузь спаду, але для циклів малої інтенсивності якраз навпаки - довжина гілки зростання перевищує довжину галузі спаду. В епоху мінімуму протягом деякого часу плям на Сонці, як правило, немає. Потім вони починають з'являтися далеко від екватора на широтах ± 40 °. Одночасно зі зростанням числа сонячних плям самі плями мігрують в напрямку сонячного екватора, що нахилений до площини орбіти Землі (тобто до екліптики) під кутом в 7 °. Г. Шперер був першим, хто досліджував ці зміни з широтою. Він і Р. Керрінгтон - англійський астроном-любитель - провели великі серії спостережень періодів звертання плям і встановили той факт, що Сонце не обертається як тверде тіло - на широті 30 °, наприклад, період обертання плям навколо Сонця на 7% більше , ніж на екваторі.
До кінця циклу плями в основному з'являються поблизу широти ± 5 °. В цей час на високих широтах вже можуть з'являтися плями нового циклу.
У 1908 році Д. Хейл відкрив, що сонячні плями володіють сильним магнітним полем. Пізніші виміру магнітного поля в групах, що складаються з двох сонячних плям, показали, що ці два плями мають протилежні магнітні полярності, вказуючи, що силові лінії магнітного поля виходять з однієї плями і входять в інше. Протягом одного сонячного циклу в одній півсфері (північної чи південної) провідне місце (у напрямку обертання Сонця) завжди однієї і тієї ж полярності. По інший бік екватора полярність ведучого плями протилежна. Така ситуація зберігається протягом усього поточного циклу, а потім, коли починається новий цикл, полярності ведучих плям змінюються. Первісна картина магнітних полярностей таким чином відновлюється через 22 роки, визначаючи магнітний цикл Сонця. Це означає, що повний магнітний цикл Сонця складається з двох одинадцятилітніх - парного і непарного, причому парний цикл звичайно менше непарного.
Одинадцятирічної циклічністю володіють багато інших характеристик активних утворень на Сонце - площа плям, частота і кількість спалахів, кількість волокон (і відповідно протуберанців), а також форма корони. В епоху мінімуму сонячна корона має витягнуту форму, яку надають їй довгі промені, викривлені в напрямку вздовж екватора. У полюсів спостерігаються характерні короткі промені - "полярні щітки". Під час максимуму форма корони округла, завдяки великій кількості прямих радіальних променів.
Взагалі кажучи, існує більше 20 різних індексів, що характеризують варіації магнітного поля Землі. Всі вони використовуються для виявлення статистичних зв'язків в сонячно-земної фізики. В даній точці Землі отримують локальні індекси К: усереднені по тригодинним інтервалах безперервні дані про амплітудах варіації всіх трьох складових напруженості магнітного поля Землі. Кр-індекс вимірюються в балах (від 0 до 9), відповідних зростанню потужності явищ в геометричній прогресії. Використовуючи спостереження різних обсерваторій, розташованих на різних довготах і широтах Землі, обчислюють планетарні (для всієї Землі) флуктуації магнітного поля. Найбільш широко використовуваним індексом магнітної збуреності є тригодинної планетарний індекс Кр. який з 1932 року став розраховуватися по До індексам 12 среднеширотной обсерваторій (між 63 ° і 48 ° північної і південної широти).
Індекс Ар виводиться з осреднения 8 тригодинних значень Кp-індекс і є середньодобової планетарної характеристикою збурень геомагнітного поля на середніх широтах.
У таблиці 1 наводяться щомісячні значення чисел Вольфа (W), індексу F10.7, фону рентгенівського випромінювання Х 1-8 Å, І геомагнітного індексу Ар. вимірюваного в нанотесла, а також відомості про сонячні спалахи.