2.Солнечная активность

Под термином «солнечная активность» понимают изменение физического состояния Солнца, что внешне проявляется в колебаниях интенсивности и числа таких явлений, как пятна, протуберанцы, вспышки и т.п Время от времени в солнечной атмосфере появляются так называемые активные области, количество которых регулярно повторяется с периодом в среднем около 11 лет.

Наиболее существенным проявлением активной области является наблюдаемые в верхнем слое Солнца – фотосфере – солнечные пятна.

2.1Солнечные пятна.

Пятнами называются относительно крупные темные образования на диске Солнца с сильным магнитным полем. Все остальные характеристики пятен, их структура и процессы, протекающие в них, определяются наличием мощного магнитного поля. Кроме того, следует иметь в виду, что при наблюдении в радиодиапазоне, в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях пятно зачастую выглядит более ярким, чем окружающая поверхность Солнца.

Типичный снимок солнечного пятна, полученный с высоким разрешением, показан на рис. 1. с первого взгляда бросается в глаза, что пятно состоит из двух частей – центральной очень темной тени, внутри которой видны отдельные более светлые элементы, и менее темной полутени с волокнистой структурой.

Пятна холоднее окружающего их вещества примерно на 1500 К. а следовательно, и менее ярки. Вот почему на общем фоне они

Рис. 1. Снимок солнечного пятна выглядят темными.

Установлено, что пятна – это места выхода в солнечную атмосферу сильных магнитных полей. Магнитные поля уменьшают поток энергии, идущей от недр светила к фотосфере, поэтому в месте их выхода на поверхность температура падает.

Площадь тени занимает 0,17 – 0,25 площади пятна. Относительная доля площади, занимаемая тенью, несколько уменьшается в период максимума солнечной активности.

В 1857 году астроном Швабе установил существование приблизительно 11-летней периодичности появления солнечных пятен. Диаметр пятен обычно бывает от нескольких тысяч километров до нескольких десятков тысяч километров, т.е. больше диаметра земного шара. Обычно пятно состоит в центральной области из тени, которая окружена менее тёмной полутенью. Тень даёт излучение, составляющее 24% излучения фотосферы, полутень – 77%. Температура фотосферы составляет 6050 К, полутени – 5680 К, тени – 4240 К.

Если наблюдать Солнце изо дня в день, то по перемещению пятен можно убедиться, что оно вращается вокруг своей оси и примерно через 27 дней то или иное пятно снова проходит через центральный меридиан.

Количество пятен (рис. 2) и факелов характеризует солнечную активность, максимумы которой повторяются через 11 лет. Это обнаружил в серединеXIX века немецкий ученый Рудольф Вольф, собрав практически все упоминания о пятнах. С тех пор количество пятен, посчитанное по особой

Рис. 2. Снимок солнечных пятен

формуле – число Вольфа – служит основной характеристикой солнечной активности, равное сумме числа пятен и произведения числа групп пятен на 10. Относительное число пятен, или число Вольфа (W), не характеризует ни состава излучения, ни самого факта попадания его в земную атмосферу.

За начало 11 – летнего цикла условно принято считать год минимума чисел Вольфа, причем нумерацию циклов ведут с первого цикла (1755 год), длившегося до 1765 года. Второй цикл начался в 1766 году.