Солнечная активность

Солнечная активность — это совокупность явлений и процессов, наблюдаемых на Солнце, которые связаны с изменениями магнитного поля звезды и проявляются в виде образования пятен, вспышек, протуберанцев, корональных выбросов массы и других нестационарных образований. Солнечная активность носит циклический характер, её интенсивность измеряется различными индексами, наиболее распространённым из которых является число Вольфа (относительное число солнечных пятен). Активность Солнца оказывает прямое влияние на межпланетную среду, магнитосферу и атмосферу Земли, вызывая геомагнитные бури, полярные сияния и изменения в ионосфере.

История изучения

Систематические наблюдения за Солнцем начались в эпоху Возрождения. Первые зарисовки солнечных пятен были сделаны английским астрономом Томасом Харриотом в 1610 году, а затем итальянским учёным Галилео Галилеем, который опубликовал их в 1613 году. Долгое время природа пятен оставалась неясной; некоторые исследователи ошибочно принимали их за планеты или облака в атмосфере Солнца.

В 1843 году немецкий астроном-любитель Генрих Швабе, наблюдая за Солнцем в течение 17 лет, обнаружил периодичность в появлении пятен — цикл продолжительностью около 10 лет. Позднее швейцарский астроном Рудольф Вольф уточнил этот период до 11,1 года и ввёл индекс солнечной активности — число Вольфа, которое используется до сих пор.

В XX веке с развитием спектроскопии и радиоастрономии стали изучаться другие проявления активности: солнечные вспышки, протуберанцы, корональные выбросы массы. В 1950-х годах советский астроном Александр Северный выполнил первые детальные исследования вспышек с помощью спектрогелиографа. С началом космической эры в 1960-х годах наблюдения стали проводиться с орбитальных обсерваторий, что позволило регистрировать рентгеновское и ультрафиолетовое излучение Солнца, недоступное с поверхности Земли.

Причины и механизмы

Основной причиной солнечной активности является взаимодействие магнитного поля Солнца с конвективными движениями плазмы в его недрах. Солнце представляет собой гигантский плазменный шар, где внутренние слои нагреты сильнее внешних. Это приводит к конвекции — переносу энергии горячей плазмой из недр к поверхности. Вращение Солнца не является твёрдотельным: экваториальные области вращаются быстрее (примерно за 25 суток), чем полярные (около 35 суток). Такое дифференциальное вращение закручивает силовые линии магнитного поля, усиливая его и создавая локальные области с повышенной магнитной напряжённостью.

Когда магнитное поле в определённой области становится достаточно сильным, оно подавляет конвекцию, что приводит к локальному охлаждению поверхности — образуются солнечные пятна. В этих областях температура может быть на 1500–2000 К ниже, чем в окружающей фотосфере (около 5800 К), поэтому пятна выглядят тёмными. Вокруг пятен часто возникают факелы — более яркие и горячие участки.

Основные проявления солнечной активности

Солнечные пятна

Солнечные пятна — наиболее заметные и долго изучаемые образования. Они состоят из тёмной центральной части (тени) и более светлой полутени. Размеры пятен варьируются от нескольких сотен до десятков тысяч километров. Крупные пятна могут существовать от нескольких дней до нескольких месяцев. Пятна часто группируются в биполярные группы, где магнитные поля имеют противоположную полярность. Число пятен и их групп служит основным индикатором уровня активности.

Солнечные вспышки

Солнечные вспышки — это мощные взрывные процессы, происходящие в активных областях, связанных с пятнами. В ходе вспышки за короткое время (от нескольких минут до нескольких часов) выделяется огромная энергия — до 10²⁵ Джоулей. Вспышки сопровождаются резким усилением электромагнитного излучения во всех диапазонах — от радиоволн до гамма-лучей, а также выбросом ускоренных частиц (электронов и протонов). Классификация вспышек основана на мощности рентгеновского излучения: классы A, B, C, M, X, где X — самые мощные.

Протуберанцы и волокна

Протуберанцы — это плотные облака плазмы, удерживаемые магнитным полем над поверхностью Солнца. Они могут иметь вид арок, петель или струй. На диске Солнца протуберанцы выглядят как тёмные волокна. В спокойном состоянии протуберанцы могут существовать неделями, но иногда они внезапно разрушаются, выбрасывая вещество в межпланетное пространство.

Корональные выбросы массы

Корональные выбросы массы (КВМ) — это крупномасштабные выбросы плазмы и магнитного поля из солнечной короны. Скорость выбросов может достигать 3000 км/с, а масса — до 10¹³ кг. КВМ являются основной причиной сильных геомагнитных бурь на Земле. Они часто, но не всегда, связаны со вспышками и разрушением протуберанцев.

Солнечный ветер

Солнечный ветер — это постоянный поток заряженных частиц (в основном протонов и электронов), истекающий из солнечной короны. В периоды высокой активности скорость и плотность солнечного ветра возрастают, особенно вблизи активных областей и корональных дыр.

Циклы солнечной активности

Солнечная активность подчиняется циклическим закономерностям. Наиболее известен 11-летний цикл, в течение которого число пятен возрастает от минимума до максимума и затем снова спадает. В максимуме цикла пятна появляются чаще, вспышки и КВМ становятся более мощными. В минимуме активность минимальна, пятна могут отсутствовать неделями и месяцами.

Помимо 11-летнего, существуют и другие циклы:

• 22-летний цикл Хейла — связан с полным циклом изменения полярности магнитного поля Солнца. За 22 года полярность возвращается к исходному состоянию.
• Вековой цикл — колебания амплитуды 11-летних циклов с периодом около 80–100 лет.
• Цикл Гляйсберга — период около 80–90 лет, проявляющийся в изменении числа пятен.

В истории наблюдались длительные периоды аномально низкой активности, такие как минимум Маундера (1645–1715 годы), когда пятен почти не было, что совпало с Малым ледниковым периодом в Европе.

Влияние на Землю

Солнечная активность оказывает разнообразное воздействие на Землю. Основные эффекты связаны с взаимодействием солнечного ветра и КВМ с магнитосферой Земли.

Геомагнитные бури

При столкновении КВМ или потоков быстрого солнечного ветра с магнитосферой возникают геомагнитные бури — резкие колебания магнитного поля Земли. Сильные бури могут вызывать перебои в работе радиосвязи, спутниковой навигации, энергосистем. Например, в 1859 году произошла Событие Кэррингтона — мощнейшая геомагнитная буря, вызвавшая отказы телеграфных линий и полярные сияния, наблюдавшиеся в тропиках.

Полярные сияния

Усиление солнечного ветра приводит к возбуждению частиц в верхних слоях атмосферы, что вызывает полярные сияния (авроры). В периоды высокой активности сияния могут наблюдаться не только в полярных регионах, но и в средних широтах.

Влияние на атмосферу и климат

Солнечная активность влияет на содержание озона в стратосфере и на циркуляцию атмосферы. Однако климатические эффекты солнечной активности относительно невелики по сравнению с антропогенными факторами. Изменение солнечной постоянной (полного потока солнечного излучения) в течение цикла составляет около 0,1 %, что недостаточно для значительного глобального потепления.

Влияние на технику

Высокоэнергичные частицы, выбрасываемые при вспышках, представляют опасность для космических аппаратов и экипажей МКС. Они могут вызывать сбои в электронике, ухудшать работу солнечных батарей и увеличивать радиационную нагрузку на астронавтов.

Методы наблюдения и прогнозирования

Наблюдения за солнечной активностью ведутся с помощью наземных и космических инструментов. Наземные оптические телескопы позволяют фиксировать пятна и протуберанцы. Спектрогелиографы регистрируют излучение в линиях водорода и кальция. Космические обсерватории, такие как SOHO, SDO (США) и российская обсерватория «ТЕСИС» на спутнике «Коронас-Фотон», ведут наблюдения в ультрафиолетовом и рентгеновском диапазонах.

Прогнозирование солнечной активности основано на анализе магнитных полей на поверхности Солнца и статистических моделях. Краткосрочные прогнозы (на часы и дни) делаются по наблюдениям за активными областями. Долгосрочные прогнозы (на годы вперёд) менее точны и основаны на экстраполяции циклов.

Солнечная активность в России и СССР

В России систематические исследования солнечной активности начались в XIX веке. В 1870-х годах в Пулковской обсерватории под руководством Фёдора Алексеевича Бредихина были организованы регулярные наблюдения пятен. В советский период крупные центры изучения Солнца сложились в Крымской астрофизической обсерватории (КрАО), Институте земного магнетизма, ионосферы и распространения радиоволн им. Н. В. Пушкова (ИЗМИРАН) и Институте солнечно-земной физики СО РАН (ИСЗФ). В 1960-х годах в КрАО был построен крупнейший в мире солнечный телескоп БСТ-1. В 2009 году был запущен российский спутник «Коронас-Фотон», предназначенный для изучения солнечной активности, однако его работа была ограничена из-за технических проблем. В настоящее время российские учёные участвуют в международных проектах, таких как «Спектр-РГ» (российско-германский проект), а также разрабатывают новые космические аппараты для мониторинга Солнца.

Источники

• Солнечная активность // Большая советская энциклопедия. — 3-е изд. — М.: Советская энциклопедия, 1969–1978.
• Витинский Ю. И. Солнечная активность. — М.: Наука, 1983.
• Обридко В. Н., Наговицын Ю. А. Солнечная активность и её влияние на Землю. — М.: Физматлит, 2006.
• Соловьёв А. А., Киричек Е. А. Физика Солнца и солнечно-земных связей. — СПб.: Изд-во СПбГУ, 2012.
• Lang K. R. The Sun from Space. — Springer, 2009.