СОЛНЕЧНАЯ АКТИВНОСТЬ

  Теофраст из Афин 370 – 290 до н.э.
  Китай, хроники (с 28 г. до н.э. по 1638 г. н.э.).
  Эйнгард «Жизнь Карла Великого», (около 807 г.).

  Ибн Рушд (1200 г.).
  Ипатьевская летопись (1365 и 1371 гг.).
  Г. Каррара (1450 г.).
  Телескопические наблюдения 1611 г.:
  И. Гольдшмидт, Г. Галилей, Х. Шейнер, Т. Гарриот.

   Галилео Галилей «Описания и доказательства, относящиеся к солнечным пятнам, .Рим, 1613»

   Зарисовки групп пятен Галилея август 1611 г.

  Яркость пятна B в 7 раз меньше фотосферной, излучение равновесное.
   Найти температуру можно по формуле Стефана-Больцмана:
     B = σT⁴,
  постоянная Больцмана σ = 5.67·10^-8 Вт/(м²·с).

Солнечные пятна – места выхода сильного магнитного поля (2-4)·10³ эрстед в фотосферу. Температура тени (3-4)·10³ К.
В полутени – вертикальные движения плазмы со скоростями до 6 км/с, впервые обнаруженные английским астрономом Эвершедом в 1909 г. По осям отложены размеры в миллионах км (в мегаметрах, Мм).

Директор обсерватории в Цюрихе Р. Вольф подробно изучил ранние данные наблюдений пятен на Солнце и организовал дальнейшую систематическую их регистрацию. Он ввел для характеристики пятнообразовательной деятельности Солнца специальный индекс W, пропорциональный сумме f + 10g , где f – количество всех отдельных пятен, замеченных на диске Солнца, а g – число образованных ими групп :\      W=k(f + 10g).
Впоследствии этот индекс стали называть относительными числами Вольфа. Коэффициент k учитывает качество наблюдений и позволяет различные наблюдения свести в общую систему.
Общепринята цюрихская система, организованная самим Вольфом. Оказалось, что чередование максимумов и минимумов ряда чисел Вольфа происходит не строго периодично, а циклично через интервалы времени колеблющиеся от восьми до пятнадцати лет.

На этом кадре представлена пространственная структура движений и распределение температуры в пятне которую удалось восстановить методами гелиосейсмологии.
Сначала структура пятна показана так, как она видна на Солнце. Затем картина разворачивается в пространстве и видна структура «сбоку». Она представляет собою как бы два этажа – «горячий» нижний (выделено красным) и «холодный» верхний (синим), в которых происходит циркуляция плазмы. (.mpeg)

Магнитные поля Солнечных пятен входят в структуру общего магнитного поля Солнца. Пространственная картина поля теоретически рассчитывается на основании магнитограмм, получаемых при помощи специальных спектральных приборов магнитографов, которые регистрируют фотосферные поля (см. след. кадр). Слева представлена 3-х мерная картина силовых линий магнитного поля, вычисленная на основании поля плоских магнитов, расположенных на плоскости, имитируя наблюдаемое распределение поля в АО.

Магнитограмма активного Солнца, белые (S) и черные (N) области различные полярности нескольких групп пятен. Серый фон слабые поля спокойной атмосферы.

Биполярная область магнитного поля на уровне хромосферы а и фотосферы b обладает сложной горизонтальной структурой с и вертикальной d, рассчитанными по магнитограммам.

На уровне фотосферы, в белом свете, отдельные пятна и вся группа обычно окружены яркими ажурными, похожими на сетку структурами – факелами. Здесь магнитные поля достигают значений в десятки эрстед. Их контраст растет к краю диска Солнца, где факелы лучше всего заметны (в центре они почти не видны). Зато выше, в хромосфере, в сильных спектральных линиях (особенно водорода, ионизованного кальция и др. элементов), а также в далекой ультрафиолетовой и рентгеновской областях спектра, факелы значительно ярче, больше по площади и называются флоккулами.

Над фотосферными факелами наблюдаются их продолжения в хромосферу, имеющие сходную структуру и называемые флоккулами (от латинского флоккулис – маленький клочок, пушинка, на рисунке – белые пятна). На лимбе видны облака хромосферного вещества в короне – протуберанцы (выступы вверху на лимбе). В проекции на диск они выглядят темными узкими волокнами. Эти проявления солнечной активности в хромосфере хорошо заметны на диске Солнца при наблюдении в спектральных линиях водорода, гелия, кальция и других элементов.

Протуберанцы отличаются большим разнообразием форм. Выделяют спокойные (медленные изменения) и активные (эруптивные, взрывные). Часто они отличаются наличием заметных внутренних движений при сохранении общей формы, которую используют как определение: серджи (выбросы), петли, корональные облака и дожди, торнадо, фонтаны, деревья и т. д.

Возникновение вспышек
В хорошо развитой активной области иногда внезапно происходит взрыв небольшого объема солнечной плазмы. Это наиболее мощное проявление солнечной активности называется солнечной вспышкой. Оно возникает в области изменения полярности магнитного поля, где в малой области пространства «сталкиваются» сильные противоположно направленные магнитные поля, в результате чего существенно меняется их структура. Обычно солнечная вспышка характеризуется быстрым увеличением яркости и площади (за несколько минут у быстрых явлений и до часа у медленных) и более медленным спадом (20 – 100 минут).
Наблюдение вспышек
Впервые вспышку в белом свете 1 сентября 1859 г. независимо наблюдали в Англии Кэррингтон и Ходжсон. Наблюдать солнечные вспышки легче всего в красной линии водорода, излучаемой хромосферой. В радиодиапазоне усиление радио яркости в активных областях бывает настолько велико, что полный поток энергии радиоволн, идущих от всего Солнца, возрастает в десятки и даже многие тысячи раз. Эти явления называются всплесками радиоизлучения Солнца.
Роль магнитного поля
При усилении напряженности магнитного поля (МП) в некоторой области хромосферы или короны (например за счет всплывания из конвективной зоны нового магнитного потока) изменяется картина распределения магнитных силовых линий (топология поля). В областях сближения старого и нового МП, где «встречаются» силовые линии, противоположные по направлению, но одинаковые по величине, можно предположить, что возникают нейтральные точки и линии, где МП обращается в нуль. В их окрестности должны перераспределяться потоки МП и меняться общая их структура. В особых случаях накопления значительных энергий МП это изменение может приводить к состоянию неустойчивости, индуцированию больших электрических токов и быстрым выделением тепловой энергии. В целом процесс напоминает сильный взрыв, сопровождающийся ускорением частиц плазмы до высоких энергий, а также выбросом облаков плазмы, выбрасываемых в межпланетное пространство со скоростями в тысячи км/c.

Энерговыделение вспышек
Выделение энергии вспышек возникает в результате состояний неустойчивости, приводящих к почти мгновенному взрывному процессу, соизмеримому по энергии с миллиардами ядерных взрывов. Все явление длится от нескольких минут до нескольких десятков минут, за которые выделяется от 10²⁵ до 10²⁶ Дж (10³¹ – 10³² эрг) в виде энергичного выброса плазмы и потока солнечных космических лучей, а также электромагнитного излучения всех диапазонов – от рентгеновского и гамма-излучения до метровых радиоволн.
Жесткое ультрафиолетовое и рентгеновское излучения от вспышек изменяют состояние земной атмосферы, вызывая магнитные возмущения, которые оказывают существенное воздействие на всю атмосферу Земли, обуславливая многие геофизические, биологические и другие явления.

Излучения:      энергия в эргах
гамма λ < 0.01 нм     10 ²⁵
λ < 0.01 - 10 нм  10²⁴ – 10 ²⁶
λ < 10 - 300 нм  10²⁹ – 10 ³¹
видимое   10²⁶ – 10 ³¹
радио   10²² – 10 ²⁴

Быстрые частицы:
электроны (> 20 кэВ)    10²⁷ – 10 ³¹
протоны (> 20 МэВ) bsp;   10 ³¹
движения и выбросы СМЕ  10²⁹ – 10 ³²

Оптические баллы вспышек обозначаются буквами и цифрами перед буквой, характеризующими площадь вспышки:

   субвспышки  S
   слабые вспышки,   F (faint)
   яркие   B (bright)
   нормальные   N (normal)
            Примеры:S, 3B, 2F …

Рентгеновские баллы вспышек оценивают по максимальному потоку в диапазоне 1 – 8 ?:
  С1–С9(1–9)        10^–3 эрг/(см² с)
  М1 – M9            (1 – 9) ?10 ^–2 эрг/(см² с)
  X1–Х17…           10^–1 эрг/(см² с)

Электромагнитное и корпускулярное излучение вспышек

Рентгеновский поток 2950. Балл вспышки X17 4B.
В этот день утром произошла наиболее мощная из наблюдавшихся вспышек. Она возникла вблизи огромного пятна, которое хорошо заметно на фото слева. За взрывом последовал корональный выброс массы, направившийся прямо к Земле. Ночью были мощные полярные сияния, наблюдавшиеся в Новой Зеландии, Скандинавии, Аляске и Канаде. В некоторых районах они могли наблюдаться и на более низких широтах.

Часто вспышка развивается в виде пары ярких нитей по обе стороны от главной линии инверсии магнитного поля активной области. Это – двухленточная вспышка. При этом волокно (протуберанец), если оно имеется на линии инверсии, обычно исчезает с началом вспышки. Обе нити вспышки, как правило, расходятся со скоростями от 2 до 10 км/с и часто соединяются яркими или темными (если они более плотные) вспышечными петлями, образующими аркаду.
Слева - начальная фаза большой ленточной вспышки

Начало двухленточной вспышки в линии Hα
Вверху – активное волокно на линии инверсии знака магнитного поля. Ниже в фотосфере уже начали расходиться две яркие ленты вследствие взрыва, произошедшего в токовом слое. Скорость лент 2 – 10 км/с. В дальнейшем над лентами могут образоваться аркады петельных структур, образующие тоннель, расширяющийся в корону, надолго в ней сохраняющийся и образующий коридор для корпускулярных потоков.

Примерно половина общей энергии вспышки уносится мощными выбросами плазменного вещества, которое проходит через солнечную корону и со скоростью порядка 1000 км/с достигает орбиты Земли через 1 – 2 суток. Солнечные корпускулярные потоки, взаимодействуя с земной магнитосферой, вызывают магнитные бури и магнитосферные суббури.

Солнечный ветер и корональные выбросы массы 23–27 ноября 2000г. (mpeg)
Анимация начинается со спокойного истечения плазмы солнечного ветра по всем направлениям. Затем от вспышек происходит несколько выбросов облаков ускоренных частиц. Примерно через сутки после каждого события появляются яркие точки по всему полю. Это солнечные космические лучи, достигшие приборов

Корональные дыры

Ускоренные потоки солнечного ветра и корональные выбросы массы, порожденные вспышками, образуют корональные дыры – протяженные области короны с сильно пониженной яркостью, наблюдаемые в рентгене на диске Солнца. Следовательно, плотность короны в этих областях – меньше, и дыры являются источниками усиленного солнечного ветра. Они сохранятся в течении нескольких солнечных оборотов,образуя радиальные «коридоры» усиленного солнечного ветра. Возможно, именно они обуславливают известную 27-дневную повторяемость многих геофизических явлений.

В радио диапазоне во время вспышек усиление радио яркости в активных областях бывает настолько велико, что полный поток энергии радиоволн, идущих от всего Солнца, возрастает в десятки и даже многие тысячи раз. Эти явления называются всплесками радиоизлучения Солнца. Всплески проявляются на всех длинах волн – от миллиметровых до километровых.
Они создаются распространяющимися в солнечной короне ударными волнами, порожденными вспышкой. Их сопровождают потоки ускоренных протонов и электронов, вызывающих нагрев плазмы в хромосфере и короне до температур в десятки миллионов кельвинов. Основным источником энергии, выделяющейся во время солнечной вспышки, является магнитное поле, энергия которого накапливается при усилении напряженности магнитного поля в некоторой области хромосферы или короны.

Модель вспышки

Согласно одной из предложенных теоретических моделей, при возникновении вспышек исходной структурой является арочная система магнитных петель, поддерживающая эруптивный протуберанец (заштрихован). В середине – область магнитной неустойчивости из-за сближения силовых линий поля и образования токового слоя и магнитного перезамыкания силовых линий 

• Относительные числа Вольфа W
• Площади солнечных пятен S
• Площадь кальциевых флоккулов К
• Поток радиоизлучения 10.7 см
  (2800 МГц) F10.7
• Индекс вспышек баллы 1, 2, ...
• Облученность (солнечная постоянная) Q
• К-индекс (осредненное по
  трем направлениям и
  трехчасовым интервалам вариация
  вектора геомагнитного
  поля данной обсерватории) K
• Кр планетарный К-индекс,
  осредненный по 12 обсерваториям.
  Используются варианты ар, Ар и др.

Генрих Швабе, аптекарь из Дессау (Германия), с 1826 г. в поисках неизвестной планеты в течение 43 лет регулярно наблюдал Солнце и отмечал количество замеченных им солнечных пятен. Убедившись, что это число периодически меняется, он сделал первое сообщение в 1843 г. В 1851 г. Гумбольт опубликовал его данные в «Космосе» и тем привлек внимание ученых к открытию Швабе. Ежедневные данные имеются с 1749 г., а до этого – лишь отдельные случайные наблюдения (выделено черным на графике).

Практически все индексы солнечной активности обнаруживают изменения, в среднем повторяющиеся каждые 11 лет и потому называющиеся 11-летней солнечной цикличностью. С ними в той или иной степени связаны многие земные процессы.
Основные особенности 11-летней цикличности:
    1. Длительность циклов от 7 до 17 лет.
    2. Фаза роста от 2 до 5 лет, спада от 5 до 12 лет.
    3. Амплитуды последовательных циклов плавно меняются от значений W ~ 50 (низкие) до W ~ 200 (высокие циклы).
    4. В течении цикла сохраняется последовательность магнитной полярности главных пятен в группах, однако противоположная в обоих полушариях. В следующем цикле полярность меняется на противополжную.
    5. Зона пятнообразования в течение цикла смещается от средних широт (30-35^о) до 5^о в конце цикла (закон Шперера).
ЗАКОН ЧЕРЕДОВАНИЯ МАГНИТНОЙ ПОЛЯРНОСТИ
Важнейшей особенностью цикла солнечной активности является закон изменения магнитной полярности пятен. В течение каждого 11-летнего цикла все ведущие пятна биполярных групп имеют некоторую одинаковую полярность в северном полушарии и противоположную в южном. То же самое справедливо для хвостовых пятен, у которых полярность всегда противоположна полярности ведущего пятна. В следующем цикле полярность ведущих и хвостовых пятен меняется на противоположную. Одновременно с этим меняется полярность и общего магнитного поля Солнца, полюсы которого находятся вблизи полюсов вращения. Поэтому правильнее говорить не об 11-летнем, а о 22-летнем цикле солнечной активности (цикл Хейла, 1919).
ЦИКЛ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ ПО БЭБКОКУ
В эпоху минимума магнитное поле Солнца близко к полю диполя: противоположные полярности сконцентрированы у полюсов (рис. а). Магнитные силовые линии, увлекаемые вращением внешних слоев, вытягиваются вдоль экватора и несколько раз обвиваются вокруг Солнца (б, в). Это усиливает поле (так называемый омега эффект).
Согласно гипотезе Бэбкока, биполярные группы солнечных пятен возникают при всплывании петель силовых линий магнитного поля (г) в областях наибольшего его усиления. В местах выхода силовых линий возникает пятно северной полярности, а в местах входа – южной (д).
Дальнейший распад биполярных областей поля происходит так, что остаточные поля мигрируя к полюсам перемагничивают их на полярности, противоположные исходным, и процесс повторяется в следующем цикле, но со сменой последовательности знака магнитного поля на противоположный (е), что объясняет закон Хейла.

ТИПИЧНАЯ СТРУКТУРА ЦИКЛА СА
На графике представлены осредненные за месяц числа Вольфа W, соединенные тонкой синей линией. Черные точки – среднегодовые значения. Черная линия прогноз. Фаза роста 3.5 г. Спада – 6 лет. Между двумя максимумами 1.5 г.

РАЗЛИЧНЫЕ ЦИКЛЫ СОЛНЕЧНОЙ АКТИВНОСТИ (СА)
Интервалы между соседними минимумами СА составляют от 8 до 14 лет, а в среднем 11.1 г. (закон Швабе – Вольфа). В начале цикла пятен на Солнце почти совсем нет. Потом за 3 – 7 лет их количество увеличивается до максимального значения числа Вольфа W~50 – 200. После этого в течение 5 – 10 лет значения W снова уменьшается до минимума.
С учетом чередования в соседних циклах последовательности магнитной полярности пятен биполярных групп (закон Хейла) физически более обоснован 22-летний цикл солнечной активности (цикл Андерсона, 1939). Имеются данные о существовании более продолжительных циклов: 35-летнего (цикл Брюкнера, 1890), векового (80 – 130 лет) и еще более длительных.
В конце ХХ в. выяснилось, что в СА присутствует квазидвухлетний период, типичный для ряда геофизических явлений.

• Цикл Вольфа (W), 8 – 14 лет. Среднее 11.1 г.
• Цикл Андерсена (закон Хейла) 22 года.
• Вековой 80 – 130 лет.
• Квазидвухлетний (КДВ) около двух лет.

МЕТОД ФАЗОВЫХ СРЕДНИХ
Одним из многочисленных известных методов прогноза СА является метод фазовых средних, основанный на экстраполяции рядов чисел Вольфа для одинаковых фаз всех предшествующих циклов. Для этого каждый из числа M известных циклов СА разбивается на одинаковое число (N) временных интервалов (фаз), в пределах которых значения прогнозируемой величины осредняются. Полученные N рядов средних величин для M циклов экстраполируются для каждой фазы N на прогнозируемый последующий цикл. Эти N значений и составляют прогноз. Применение метода фазовых средних к анализу 11-летних и вековых циклов СА. С.А. Красоткин, Э.В. Кононович, М.Н. Храмова. Сб.: Солнце в эпоху смены знака магнитного поля. Международная конференция. 28 мая - 1 июня 2001 г. Труды. - Санкт-Петербург. 2001. - С. 211 – 216. The sun as a variable star. E.V. Kononovich, M.N. Khramova, S.A. Krasotkin. Astron. & Astroph. Trans. 2002. Vol. 21 (4-6), pp. 293-303.

ПРОГНОЗ ЦИКЛОВ 23 И 24
Прогноз получен в МГУ (НИИЯФ и ГАИШ) методом фазовых средних для чисел Вольфа W и потока радиоизлучения F10.7 по информации за первые 22 цикла (с 1 по 22 ). Окружности – наблюдательные данные, отрезки – приведенные доверительные интервалы, соответствующие 99% вероятности.

Более столетия назад Кэррингтон определил средний синодический период вращения солнечных пятен, равный 27.2753 суткам. Число оборотов отсчитывается с 9 ноября 1853 г. Оборот № 1636 начался 15.95 декабря 1975 г. Кэррингтоновское вращение определяет сетку долгот; каждый оборот начинается в тот момент, когда 0° долготы пересекает центральный меридиан. Долгота на Солнце отсчитывается от 0° до 360° с востока на запад.
CARRINGTON R.C. Observations of the Spots on the Sun, Williams and Norgate, London, 1863, p. 16.
Широтная зависимость зоны пятнообразования (Кэррингтон, 1858, Шперер, 1881) и ее изображение диаграммой «бабочки» Маундера (1922). В начале цикла СА пятна появляются на широтах до ± 30о, постепенно приближаясь к экватору, но избегая окрестности самого экватора (закон Шперера). Положения пятен на диаграмме наносятся вертикальными черточками, так что зоны пятнообразования напоминают крылья бабочек.

СОПОСТАВЛЕНИЕ ДИАГРАММЫ «БАБОЧКИ» С ЧИСЛАМИ ВОЛЬФА

Для каждого месяца сумма черточек верхнего графика по вертикали равна соответствующей высоте черточек нижнего графика

ПРОЯВЛЕНИЕ ЦИКЛИЧНОСТИ СА В ФОРМЕ СОЛНЕЧНОЙ КОРОНЫ
Зависимость пятнообразования от гелиографической широты предполагает возможность влияния СА на форму солнечной короны, т.к. над активными областями в короне наблюдаются яркие длинные лучи. А.П. Ганский (из Пулковской обсерватории) подтвердил это, сравнив изображения корон, наблюдавшихся в конце XIX столетия в эпоху максимума и минимума солнечных пятен.

Зависимость формы короны от фазы цикла солнечной активности.
(по А.П. Ганскому)