ІСТОРИЧНІ ЕТАПИ У ВИВЧЕННІ БАГАТОРІЧНИХ варіації
СОНЯЧНОЇ АКТИВНОСТІ
Московський державний університет імені М.В. Ломоносова
Узагальнено результати історії вивчення багаторічних варіацій сонячної активності за чотири століття. В історії досліджень виділені два основних напрямки: історія спостережень сонячної активності (з початку XVII століття до теперішнього часу) і історія безпосередніх вимірів (з початку XX століття до теперішнього часу). При цьому історія вимірювань багаторічних варіацій сонячної активності (сонячної постійної) підрозділяється на хронологічні етапи, що відображають різні фізико-технічні рівні вимірювань (з земної поверхні, з атмосфери, з космосу).
Сонце випромінює енергію, яка забезпечує Землю теплом і світлом. Промениста енергія Сонця є основним джерелом енергії гідрометеорологічних і багатьох інших процесів, що відбуваються в атмосфері, гідросфері, на земній поверхні. Енергія Сонця є найважливішим фактором розвитку життя на Землі, забезпечуючи необхідні для життя термічні умови і фотосинтез. Тому вивчення змін інсоляції має важливе значення для дослідження відбуваються в географічній оболонці Землі процесів, причин формування і зміни кліматичних умов існування життя на планеті.
1.Наблюденія сонячної активності
В історії досліджень випромінювальної здатності Сонця (сонячної активності) можна виділити два основних етапи. Перший (з початку XVII до теперішнього часу) відображає наукові спостереження за станом сонячної активності. Другий (з початку XX століття до теперішнього часу) етап включає ще й безпосередні вимірювання сонячної радіації. Ці основні етапи поділяються на окремі історичні фрагменти, маркуються в часі характерними реперами, що відображають моменти певних технічних досягнень в області спостереження та вимірювання сонячної активності.
З урахуванням отриманих Швабе (і стали відомими) результатів, була розроблена міжнародна програма спостережень Сонця (триваючих нині). Основною метою цієї програми стали дослідження і спостереження для визначення того, чи є знайдена Швабе циклічність реальним і безперервним ефектом. Ініціатором і організатором цих спостережень був Рудольф Вольф з цюрихської обсерваторії (його показник чисел сонячних плям - індекс або числа Вольфа - використовується і в даний час). Вольф провів великі дослідження історичних даних про реєстрацію сонячних плям для визначення існування циклу в минулому. Після тривалих і цілеспрямованих досліджень ім були зібрані історичні докази, які стосуються проміжку часу між спостереженнями Швабе і відкриттям плям за допомогою телескопа (на початку XVII ст.). Вольф прийшов до висновку, що 11-ти річний цикл дійсно існував, починаючи з 1700 р а можливо, і раніше. Відновлені їм числа сонячних плям за цей ранній період визнані реальними у всіх наступних роботах, присвячених історії Сонця. Більше половини даних, наведених на рис. 1, є результатом цих досліджень Вольфа.
Близько 160 років тому було встановлено, що 11-ти річний цикл сонячної активності проявляється не тільки в зміні числа сонячних плям (факельних площадок і сонячних спалахів), але і в зміні в часі широти груп плям (рис. 2). У 1852 році три дослідника: Едуард Сабін в Англії, Рудольф Вольф і Альфред Готьє зі Швейцарії незалежно один від одного звернули увагу на певну відповідність між періодичними змінами сонячних плям і земними магнітними явищами. Крім того, з'ясувалося, що їх періоди однакові, і незмінно трапляється так, що в епохи з великою кількістю сонячних плям на Землі відзначаються найсильніші магнітні бурі. Також збігаються і періоди ослаблення цих явищ (Беррі, 1904).
Регулярні спостереження магнітних полів сонячних плям, відритих на початку минулого століття (1913 р) американським астрономом Дж. Хейл, привели до визнання реальності 22-х річного циклу сонячної активності. Для 14-го (по цюрихської нумерації) циклу Хейл визначив, що полярність магнітних полів провідних (хвостових) плям північного (південного) півкулі Сонця змінюється на протилежну при переході від одного 11-ти річного циклу до іншого (Струве та ін. 1967). Первісна полярність відновлюється, отже, через 22 роки. Надалі такі зміни спостерігалися протягом усіх наступних 11-ти літніх циклів. У непарних (по цюрихської нумерації) циклах полярність магнітного поля провідних плям груп північної півкулі позитивна (північна), а в парних циклах - негативна (південна). У південній півкулі відзначається протилежна картина (Anderson, 1939).
2.Ізмеренія сонячної постійної
Мірою приходить на верхню межу атмосфери сонячної радіації є сонячна постійна. Під сонячної постійної розуміється сумарний потік сонячного випромінювання, що проходить за одиницю часу через одиничну площадку, орієнтовану перпендикулярно потоку на відстані 1 а.о. від Сонця поза земною атмосферою (Кондратьєв, 1965; Перрен де Брішамбо, 1966; Алісов, Полтараус, 1974). Сонячна постійна визначається співвідношенням:
Історія вимірювань сонячної постійної включає вимірювання з земної поверхні, з атмосфери (з літаків і аеростатів) і позаатмосферні вимірювання (з супутників і ракет) (Потік енергії Сонця і його зміни, 1980). У метеорології радіометричні вимірювання почалися в кінці XIX століття. Для вирішення проблеми точності і забезпечення можливості порівняння результатів вимірювань на різних приладах і на різних станціях були введені спеціальні радіометричні шкали. Протягом багатьох років ці стандарти або шкали піддавалися ряду ревізій, що відображають удосконалення в радіометрії. До середини минулого століття зазвичай використовувалися дві такі шкали: Онгстрёма (1905 р) і Смітсоніанського шкала (1913 р). Напередодні Міжнародного геофізичного року була введена нова Міжнародна піргеліометріческая шкала (МПШ, 1956), заснована на цих шкалах.
Історично перші прямі вимірювання сонячної постійної поза тропосфери були виконані в Ленінградському університеті в 1961 році (групою під керівництвом К.Я. Кондратьєва). Комплекс приладів піднімався аеростатом на висоту до 32 км. Всього до 1967 року було проведено 28 підйомів аеростата. Методика спостережень і результати детально викладені в ряді публікацій (Кондратьєв, 1965; Кондратьєв та ін. 1966; Кондратьєв, Нікольський, 1970, 1982; Макарова, Харитонов, 1972; Потік енергії Сонця і його зміни, 1980). В результаті цих вимірювань було виявлено досить помітна варіація сонячної постійної (2,5%), ймовірно, пов'язана з помилками у вимірах. Середнє значення сонячної постійної за результатами всього комплексу вимірювань склало 1356 ± 14 Вт / м 2.
У 1966 році Лабораторією реактивного руху (Каліфорнійський технологічний інститут) і лабораторією Епплі була запропонована програма вимірювань сонячної постійної, в рамках виконання якої Драммондом (Drammond) було отримано середнє значення сонячної постійної за результатами шести польотів на реактивному дослідному літаку NASA рівне 1 359 ± 13 Вт / м 2. У 1968 році Кендaлл (Kendall) провів вимірювання з радіометром PACRAD c борту літака NASA. Остаточне значення, отримане в результаті цих вимірів, виявилося рівним 1 373 ± 14 Вт / м 2. Середнє значення по всіх вимірах з літаків склало 1378 ± 26 Вт / м 2.
У період 1968 - 1969 рр. Р. Вілсоном (Willson) також були проведені аеростатні вимірювання сонячної постійної. Середнє значення сонячної постійної (за трьома аеростатним вимірам) склало 1 373 ± 14 Вт / м 2. У 1969 році їм же було виконано визначення сонячної постійної поблизу максимуму циклу № 20 і отримано значення рівне тисячу триста шістьдесят дев'ять Вт / м 2. Точність аеростатних вимірювань оцінюється величиною 0 , 2 - 0,5% (Willson, 1972, 1973, 1978; Фреліх, 1980).
За оцінками Фреліха (Frohlich), заснованим на огляді всіх вимірювань, виконаних за допомогою літаків, аеростатів і космічних апаратів, найбільш ймовірне значення сонячної постійної одно 1373 ± 20 Вт / м 2 (Фреліх, 1980). Це середнє порівняно з середньозваженими значенням 1370 ± 1 Вт / м 2. яке було отримано по всіх вимірах, включаючи дані ракетного експерименту в 1976 р і виправлені дані експерименту ERB ( «Німбус - 6»). При обліку всіх даних за 1976 р величина сонячної постійної була укладена в діапазоні 1368 - 1379 Вт / м 2. При цьому наголошується, що дані вимірювань з аеростата і літака помітно відрізняються від даних космічних вимірів (табл. 1).
Табл. 1. Порівняння результатів визначення сонячної постійної,
отриманих різними експериментальними методами (Фреліх, 1980).
Числа в дужках відповідають стандартним відхиленням від середньозважених значень. Вимірювання за допомогою літака виробляються на висотах 10 - 12 км, на аеростатах - 20 - 36 км.
Починаючи з запуску американських супутників «Німбус - 7» (1978 г.), а потім і SMM (1980 г.), оснащених порожнинними радіометрами (радіометр H - F із серії ЄРБ і активний порожнинної радіометр Акріма відповідно), почався новий етап у вимірі сонячної постійної (рис.3)
Слід зазначити, що пошуки зв'язку 11-ти річної варіації зі змінами кліматичних характеристик, геофізичними та біофізичними параметрами проводилися протягом усього періоду з моменту виявлення цього циклу сонячної активності (тобто півтора століття). Результати цих досліджень представлені в численних публікаціях. Однак, у зв'язку з отриманням малих значень амплітуди сонячної постійної в 11-ти річному циклі і нестабільністю амплітудно-періодичних характеристик, інтерес до дослідження сонячно-земних зв'язків в цьому діапазоні в даний час істотно знизився. Крім відсутності перспектив по модуляції кліматичних змін 11-ти річної варіацією сонячної постійної, зниження її значущості сприяли зростаюча неоднозначність прямих кореляційних зіставлень при подовженні рядів спостережень, а також відсутність переконливих доказів існування цього циклу в минулому (його стійкості в часі). Крім того, слід звернути увагу на те, що збільшення або скорочення інтенсивності прийдешньої сонячної радіації в різних фазах 11-ти річного циклу по широкій розподіляється правильним чином. У фазі високої активності прихід радіації збільшується у всіх широтних зонах за законом косинуса (убуваючи від екватора до полюсів). У фазі низької активності, прихід радіації скорочується у всіх широтах у відповідність з законом косинуса. Тому цей цикл, з амплітудою в даний час близько 1 Вт / м 2. ймовірно, мало впливає на сезонні і широтні відмінності в інсоляції. А саме з цими відмінностями в інсоляції Землі пов'язано саме визначення клімату. Однак якщо активність Сонця буде істотно зростати або слабшати (як в мінімумі Маундера, наприклад) то, ймовірно, відгук кліматичної системи Землі на ці зміни стане помітним.