СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬ
СОНЯЧНА АКТИВНІСТЬ. Активна область на Сонці - (АТ) - це сукупність змінюються структурних утворень в деякій обмеженій області сонячної атмосфери, пов'язана з посиленням в ній магнітного поля від значень 10-20 до кількох (4-5) тисяч Ерстед. У видимому світлі найбільш помітним структурним утворенням активної області є темні, різко окреслені сонячні плями, часто утворюють цілі групи. Зазвичай серед безлічі більш-менш дрібних плям виділяються два великих, що утворюють біполярну групу плям з протилежною полярністю магнітного поля в них. Окремі плями і вся група зазвичай оточені яскравими ажурними, схожими на сітку структурами - факелами. Тут магнітні поля досягають значень в десятки Ерстед. У білому світі факели найкраще помітні на краю сонячного диска, проте, в сильних спектральних лініях (особливо водню, іонізованого кальцію і ін. Елементів), а також в далекій ультрафіолетової і рентгенівської областях спектра, вони значно яскравіше і займають велику площу. Протяжності активної області досягають декількох сотень тисяч кілометрів, а час життя - від декількох днів до декількох місяців. Як правило, їх можна спостерігати практично у всіх діапазонах сонячного електромагнітного спектра від рентгенівських, ультрафіолетових і видимих променів до інфрачервоних і радіо хвиль. На краю сонячного диска, коли активна область видна збоку, над нею, в сонячній короні в емісійних лініях часто спостерігаються протуберанці - величезні плазмові «хмари» химерних форм. Час від часу в активній області відбуваються раптові вибухи плазми - сонячні спалахи. Вони породжують потужне ионизующее випромінювання (в основному, рентгенівське) і проникаюче випромінювання (енергійні елементарні частинки, електрони і протони). Високошвидкісні корпускулярні плазмові потоки змінюють структуру сонячної корони. Коли Земля потрапляє в такий потік, деформується її магнітосфера і виникає магнітна буря. Ионизующее випромінювання сильно впливає на умови в верхніх шарах атмосфери і створює обурення в іоносфері. Можливі впливу і на багато інших фізичних явищ (див. Розділ СОНЯЧНО-ЗЕМНІ ЗВ'ЯЗКУ).
Перші спостереження сонячних плям.
Іноді на Сонце навіть неозброєним оком крізь закопчене скло можна помітити чорні цяточки - плями. Це найбільш помітні освіти в зовнішніх, безпосередньо спостережуваних шарах сонячної атмосфери. Повідомлення про сонячні плями, іноді спостерігалися крізь туман або дими згарищ, зустрічаються в старовинних хроніках і літописах. Наприклад, найбільш ранні згадки про «місцях чорних» на Сонце в Никонівському літописі відносяться до 1365 і 1371. Перші телескопічні спостереження на самому початку 17 ст. були майже одночасно незалежно один від одного виконані Галілео Галілеєм в Італії, Иоганом Холдсмітом в Голландії, Христофором Шейнером в Німеччині і Томас Харріот в Англії. При дуже хороших атмосферних умовах на фотографіях Сонця можна іноді побачити не тільки тонку структуру сонячних плям, а й світлі ажурні майданчики навколо них - смолоскипи, найкраще помітні на краю сонячного диска. При цьому видно, що на відміну від ідеального випромінювача (наприклад, білого гіпсового кульки, рівномірно освітленого з усіх боків), диск Сонця на краю здається темнішим. Це означає, що у Сонця немає твердої поверхні з яскравістю, однаковою в усіх напрямках. Причина потемніння диска Сонця до краю в газовій природі зовнішніх, охолоджуються його верств, в яких температура, як і в більш глибоких шарах, продовжує зменшуватися назовні. На краю диска Сонця промінь зору перетинає більш високі і холодні шари його атмосфери, що випромінюють істотно менше енергії.
Галілео Галілей про сонячні плями.
Спостереження сонячних плям.
Загальна кількість плям і утворених ними груп повільно змінюється протягом деякого періоду часу (циклу) від 8 до 15 років (в середньому 10-11 років). Важливо, що наявність плям на Сонці впливає на магнітне поле Землі. Це було помічено Горребовим ще в 18 ст. а зараз вже відомо, що сонячна активність пов'язана з дуже багатьма земними явищами, так що вивчення сонячно-земних зв'язків дуже важливо для практичного життя. Тому необхідні безперервні і постійні спостереження Сонця, які часто не можуть поганою погодою і недостатністю мережі спеціальних обсерваторій. Ясно, що навіть скромні аматорські спостереження, але виконані ретельно і добре описані (із зазначенням часу, місця і т.д.) можуть виявитися корисними для міжнародної зведення даних про сонячну активність (див. Solar Geophysical data). Крім того, спостереження, виконані любителем в даному місці, можуть наштовхнути спостерігача на виявлення нової, раніше не відміченою зв'язку з яким-небудь земним явищем, специфічним саме для цього місця. Кожен любитель на своєму телескопі може визначати найвідоміший індекс сонячної активності - відносне число сонячних плям Вольфа (по імені німецького астронома, який ввів його в середині 19 ст.). Щоб визначити число Вольфа, треба підрахувати скільки на зображенні Сонця видно окремих плям, а потім додати до отриманого числа подесятереною число груп, які вони утворюють. Очевидно, що результат такого підрахунку сильно залежить від дуже багатьох причин, починаючи від розміру інструменту, якості зображення, на яке сильно впливають погодні умови, і закінчуючи мистецтвом і пильністю спостерігача. Тому кожен спостерігач повинен на підставі порівняння тривалих своїх спостережень із загальноприйнятими даними оцінити той середній коефіцієнт, на який він повинен помножити свої оцінки чисел Вольфа, щоб в середньому вийшли результати в загальноприйнятій шкалі. Зведення загальноприйнятих значень чисел Вольфа (W) можна знайти, наприклад, у бюлетені Сонячні дані. видаваному Пулковської обсерваторії в Санкт-Петербурзі.
